Все эти прецеденты заставляют (причем весьма настойчиво) пре положить, что показатель де Вокулера Е представляет собой не ч' иное, как фрактальную размерность.

ВХОДЯТ ЛИ ЗВЕЗДЫ В ДИАПАЗОН МАСШТАБНОЙ ИНВАРИАНТНОСТИ?

Очевидно, что диапазон масштабной инвариантности, в котором удовлетворяет неравенству 0 < Е < 3, не должен включать в себя об екты с явно определенными границами — такие, например, как планет] А вот входят ли в него звезды? Согласно данным, полученным Уэбби ком и приведенным в [135], массу Млечного Пути внутри сферы рад уса К вполне можно представить в виде М (К) ос К°, где величина экстраполируется с галактик. Мы, однако, продолжим наше обсужден] исключительно в галактических терминах.

СУЩЕСТВУЕТ ЛИ У ДИАПАЗОНА МАСШТАБНОЙ ИНВАРИАНТНОСТИ ВЕРХНИЙ ПОРОГ?

Вопрос о том, насколько далеко в сторону очень больших масшт бов простирается диапазон, внутри которого 0 < Е) < 3, весьма прот воречив, причем в последнее время он снова привлек к себе внимани Многие авторы либо прямо заявляют, либо подразумевают, что этот ди пазон допускает существование внешнего предела, соответствующе размерам скоплений галактик. Другие авторы выражают свое несогл сие с этим мнением. Де Вокулер [104] утверждает, что «кластеризащ галактик и, возможно, всех остальных форм материи является доминан ной характеристикой структуры Вселенной во всех доступных наблюд

130

Галактики и вихри о III

нию масштабах, причем нет никаких указаний на какое бы то ни было приближение к однородности; средняя плотность вещества неуклонно падает по мере того, как принимаются во внимание все большие объемы пространства, и у нас нет экспериментально подтвержденных оснований полагать, что эта тенденция не распространяется на значительно большие расстояния и меньшие значения плотности».

Дебаты между этими двумя школами, безусловно, весьма интересны и важны — для космологии, но не для нашего эссе. Даже если диапазон, в котором 0 < £> < 3, имеет границы с обеих сторон, само его существование достаточно значительно для того, чтобы оправдать самое тщательное исследование.

В любом случае Вселенная (совсем как тот клубок ниток, о котором мы говорили в главе 6) располагает, по всей видимости, целым рядом различных эффективных размерностей. Если начать с масштабов порядка радиуса Земли, то первой встретившейся нам размерностью будет 3 (такова размерность твердых тел с четкой границей). Далее размерность падает до 0 (так как материя рассматривается как скопление изолированных точек). Далее идет весьма интересный участок, характеризуемый некой нетривиальной размерностью, удовлетворяющей неравенству 0 < -О < 3. Если масштабно-инвариантная кластеризация продолжается до бесконечности, то на этом последнем значении £> ряд эффективных размерностей и заканчивается. Если же существует конечный внешний порог, то к списку добавляется четвертый интервал размерностей, внутри которого точки теряют свою индивидуальность, и у нас на руках оказывается однородный газ, т. е. размерность снова возвращается к 3.