Если у нейтрино есть масса, например 10 эВ, то во времена рекомбинации газ нейтрино составлял большую часть массы Вселенной. И что важно, нейтрино были уже медленными еще задолго до рекомбинации. Гравитационная неустойчивость на большом масштабе неоднородностей начала работать для них раньше, чем для обычного вещества (нейтрино очень слабо взаимодействуют и распространяются во Вселенной свободно начиная с первых секунд после Большого взрыва). Поэтому к моменту рекомбинации они могли создать большие ямы гравитационного потенциала (в пересчете на современную Вселенную — 20 мегапарсек и больше), куда потом «стечет» обычное вещество, образовав крупномасштабную структуру. С помощью нейтрино удавалось свести концы с концами, если первичные неоднородности, запечатлевшиеся в реликтовом излучении, оставались на уровне одной десятитысячной. Но этот уровень был уже пройден — на нем не обнаружилось никакой анизотропии!
Выход мог быть лишь один: темная материя состоит из неизвестных частиц, почти не взаимодействующих с обычным веществом, скорее всего, гораздо более тяжелых, чем нейтрино, и более тяжелых, чем протоны. Нужно, чтобы в первые минуты Вселенной они уже были медленными. Подобная темная материя получила название «холодной». В этом случае контраста начальных неоднородностей чуть больше, чем 10-5, хватает, чтобы к моменту рекомбинации темная материя успела «скомковаться» до контраста 10-3, необходимого для образования галактик. Обычное вещество потом потянется за темной материей. При этом сеть каустик, о которой шла речь выше, формируется именно темной материей, и лишь потом обычная ба-рионная материя стягивается в эту сеть и подсвечивает ее образовавшимися звездами. Так и возникает крупномасштабная структура.
25.1. Центральная часть массивного скопления галактик Abell 1689. Голубые дуги — изображения галактик, находящихся за скоплением, растянутые и усиленные из-за эффекта гравитационного линзирования. С помощью подобных дуг измеряют массу скопления и даже распределение массы по его площади. Из этих оценок видно, что для объяснения огромной массы скопления не обойтись без темной материи, количественно превосходящей обычную в несколько раз.
Получается так: первичные неоднородности (их происхождение обсуждается ниже) имели амплитуду 5·10-5 (современная оценка) — как в темной, так и в обычной материи. До эпохи рекомбинации обычная материя осталась с тем же контрастом — в ней слишком большое радиационное давление и нет условий для развития гравитационной неустойчивости. А в холодной темной материи условия есть! Поэтому до эпохи рекомбинации она могла увеличить свой контраст почти на два порядка. Но не больше — на большее не хватает времени. Выходит, первичные неоднородности, а значит, и неоднородности обычного вещества к моменту рекомбинации и анизотропия реликтового излучения (которые близки по величине) не могут иметь контраст меньше, чем 10-5! Это противоречило бы факту формирования галактик. Анизотропия 10-5 (которая традиционно обозначается как дисперсия температуры излучения ΔТ/Т) была последним рубежом, дальше которого теория не могла отступать — за этим рубежом начиналась мистика. А из заявлений команды РАТАН-600 следовало, что этот рубеж уже пройден. Перед космологией как наукой замаячила суровая проблема. Почва уходила из-под ног: мы видим галактики и их скопления, точно знаем, как эволюционируют неоднородности, но не видим того, из чего они должны развиваться. Казалось, еще немного — и останется только развести руками: космология как наука не работает — никто ничего не понимает.
Проблема рассосалась к концу 1980-х, началу 1990-х годов. Серия экспериментов в космосе («Реликт», СОВЕ) показала, что неоднородности реликтового излучения существуют, и их амплитуда как раз порядка 10-5, чуть выше. Наука выстояла!