Историю вопроса о структуре распределения вещества во Вселенной в самых больших масштабах (такое распределение и называют крупномасштабной структурой) можно проследить со времен В.Гершеля (18 в.). В то время основными жителями Вселенной считались звезды, и именно Гершель, благодаря своему "методу звездных черпков", смог впервые качественно построить схему Галактики - схему крупномасштабного распределения звезд.

Совершенствовались методы наблюдений, увеличивались размеры телескопов, а вместе с ними увеличивался и размер исследованной части Вселенной. В начале ХХ века Э.Хаббл строго доказал внегалактическую природу нескольких туманных образований. Оказалось, что это огромные звездные системы, находящиеся далеко за пределами нашей Галактики.

Вскоре были открыты и другие галактики, и встал вопрос о их пространственном распределении.

Галактики объединяются в скопления с размерами порядка 4 Мпк. Т.о. в масштабах миллионов световых лет галактики распределены неоднородно. Что будет происходить с распределением вещества при дальнейшем увеличении масштабов?

Некоторое время считалось, что структуры на меньших масштабах всегда входят в состав более крупных образований и так до бесконечно больших масштабов. Впоследствии, уже во второй половине ХХ века, выяснилось, что это не так.

Среднее расстояние между скоплениями 30 Мпк. В любом кубе со стороной 300 Мпк (целых 10 миллиардов световых лет!) содержится примерно 1000 скоплений. В этих масштабах вещество распределено уже однородно. Но наряду со скоплениями галактик существуют и более крупные неоднородности с размерами 50-100 Мпк, образующие крупномасштабную структуру Вселенной. Примечательным является то, что необходимость образования таких структур была предсказана теоретически.

После открытия в 1965 г. реликтового излучения началось настоящее теоретическое наступление на тайны образования и эволюции Вселенной. Один из основных вопросов - как из первоначально практически однородного распределения вещества образовались галактики и их скопления.

Для образования этих неоднородностей требуются начальные затравочные уплотнения вещества, но они должны быть чрезвычайно малы, т.к. иначе были бы видны неоднородности температуры реликтового излучения, которые были открыты лишь в 1992 г., т.к. до этого времени их малая величина была за пределами досягаемости наблюдений.

Согласно теории, разработанной Я.Б.Зельдовичем и его сотрудниками, вскоре после рекомбинации, когда в первоначально ионизованном веществе молодой Вселенной ионы объединились с электронами, образовав нейтральные атомы (напомним, что это были в основном атомы водорода и гелия, самых обильных элементов во Вселенной), из этого нейтрального вещества выделяются неоднородности с массой около 10¹⁵ солнечных масс, которые начинают сжиматься. Причем это сжатие происходит несимметрично. При этом образуются плоские объекты, которые за свою форму получили название "блинов".

Вещество блинов, остывая, фрагментирует на более мелкие сгустки. Т.о. образуются галактики, а затем звезды. Блины хаотично располагаются в пространстве, поэтому формируется ячеистая структура с размерами ячеек около 50-100 Мпк и толщиной стенок 3-4 Мпк. В узлах ячеек располагаются большие скопления галактик. Пересечения блинов образуют сверхскопления в виде нитей. Образование блинов и галактик относится к эпохе, соответствующей красному смещению z=4-10, или примерно 13 миллиардов лет назад.

Все эти образования были обнаружены в 80-е годы в результате изучения пространственного распределения галактик.

Возможно, в картине крупномасштабной структуры в будущем произойдут некоторые изменения. Сейчас же, согласно результатам последних наблюдений Вселенная представляется состоящей из огромных ячеек или пузырей с тонкими стенками. Стенки образованы галактиками, внутри же ячеек вещество практически отсутствует, за что их называют "пустотами".

С.Б.Попов