Пять возрастов Вселенной
Шрифт:
Хотя образование галактик — тема, изучение которой в настоящее время еще не закончилось, основные принципы здесь уже установлены и их можно найти в самых новых книгах (Peebles, 1993; Kolb and Turner, 1990). Исследование вопроса образования звезд тоже является быстро развивающейся областью. Современная парадигма процесса звездообразования была определена около десяти лет назад (например, Shu, Adams, and Lizano, 1987), причем с того времени были достигнуты и другие успехи (см. недавно выпущенный сборник трудов конференции, изданный Боссом и др. [Boss et al., 1999]).
Эта глава затрагивает многие вопросы звездной эволюции — науки, которое получила серьезное развитие во второй половине двадцатого века. Многие рассматриваемые здесь темы описаны в учебниках для выпускников высших учебных заведений (Clayton, 1983; Kippenhahn and Weigert, 1990; Hansen and Kawaler, 1994;
Долгосрочная судьба Земли в значительной степени зависит от того, какую часть своей массы потеряет Солнце, превратившееся в красного гиганта (см. Sackmann et al., 1993). Долгосрочная судьба самых маленьких звезд, красных карликов, была определена лишь недавно (Laughlin, Bodenheimer, and Adams, 1997).
Расчеты возможности вхождения в нашу Солнечную систему красного карлика и последующего выброса Земли в межзвездное пространства или ее захвата и перемещения на орбиту этой звезды ранее не публиковались. Этот результат относится к расчетам по рассеянию солнечных систем в звездных скоплениях (Laughlin and Adams, 1998); этим типом рассеяния можно объяснить некоторые орбиты, наблюдаемые во внесолнечных планетарных системах (Marcy and Butler, 1998).
Гораздо более подробное изложение истории жизни на нашей планете дается в книге Шопфа (Schopf, 1992). Самым старым недвусмысленным ископаемым — 3,5 миллиарда лет; они были найдены в горных образованиях Свазиленда (Южная Африка) и Пилбара (Западная Австралия). Еще более старые осадочные породы найдены в геологическом разрезе Исуа (Гренландия), хотя эти породы претерпели значительные изменения, а потому не содержат четких отпечатков ранней жизни. Самые ранние известные эукариоты появились в отпечатках ископаемых около 1750 миллионов лет назад, быстро дифференцировались около 1100 миллионов лет назад и достигли пика изобилия и разнообразия около 900 миллионов лет назад (подробности см. в книге Schopf, 1992 и имеющихся там сносках).
В рассуждении, касающемся поиска внеземной жизни и колонизации Галактики, мы находимся на достаточно голословной основе, особенно по сравнению с нашим обсуждением физических явлений. Цитата Конта (Comte, 1835) взята из труда Пайса (Pais, 1986).
Долгосрочные перспективы звездообразования в Галактике оцениваются на основе исследований истории образования звезд в нашей Галактике и других галактиках (см., например, Kennicutt, Tamblyn, and Congdon, 1994; Rana, 1991; AL 97). Грядущее возрастание содержания в Галактике металлов оценивается у Тиммеса (Timmes, 1996).
3. Эпоха распада
Содержимое Вселенной в эпоху распада определяется сочетанием начальной функции масс (IMF [7] ) для звезд и преобразования между начальными массами звезд и массами их вырожденных остатков. Начальная функция масс остается предметом текущих исследований, но к данному моменту мы уже понимаем ее в самых общих чертах (Salpeter, 1955; Miller and Scalo, 1979; Scalo, 1986; Rana, 1991; Adams and Fatuzzo, 1996). Преобразование между массами исходной звезды и ее остатка известно достаточно хорошо (см., например, Wood, 1992), но значение массы, которая теряется во время фаз красного гиганта, требует дополнительного уточнения. Звездные объекты с самой низкой массой — коричневые карлики — были обнаружены совсем недавно (сравните Oppenheimer et al., 1995 и Golimowski et al., 1995 с более старыми аналитическими работами Stevenson, 1991 и Tinney, 1995), но, вместе с тем, они уже достаточно хорошо изучены как астрофизические объекты (Burrows et al., 1993; Burrows and Liebert, 1993).
7
От английского initial mass function. — Прим. перев.
Динамика столкновений галактик обсуждается в работах Binney and Tremaine (1987) и М. Weinberg (1989). Что касается нашего грядущего столкновения с Андромедой, орбиты соседних с нами галактик измеряются в настоящее время (Peebles, 1994; Riess et all, 1995). Динамическая релаксация галактики аналогична динамической релаксации звездных скоплений (см. Binney and Tremaine, 1987; Shu, 1982; Lightman and Shapiro, 1978); последние системы имеют много меньший размер и изменяют свою структуру за более короткие промежутки времени,
По прямым столкновениям звезд был проделан относительно малый объем работ, так как в современной Вселенной они крайне редки. Компьютерная модель, приведенная в третьей главе, взята непосредственно из нашей обзорно-аналитической статьи (AL 97). Рассказ о звездах, сжигающих гелий и углерод, см. в работе Kippenhahn and Weigert (1990).
Хотя точная природа небарионной составляющей темной материи все еще не определена, ее общие свойства уже известны в довольно узких пределах (Diehl et al., 1995; Jungman et al., 1996; Spooner, 1997). В частности, чтобы иметь космологически интересное изобилие сегодня, поперечное сечение взаимодействия темной материи должно иметь порядок ~ 10 – 37см 2(Kolb and Turner, 1990), а следовательно, белые карлики будут захватывать частицы темной материи, текущие через недра звезды (AL 97). Изучался также захват темной материи в недрах Солнца и Земли (Faulkner and Gilliland, 1985; Press and Spergel, 1985; Krauss, Srednicki, and Wilczek, 1986; Gould, 1987).
Гипотетические рассуждения о жизни в атмосфере белого карлика вытекают непосредственно из гипотезы соответствия масштабов, введенной Дайсоном (Dyson, 1979); рассуждения же о жизни вне белых карликов базируются на простых предположениях.
Хотя теоретики предсказали распад протона, экспериментаторы пока что установили только нижнюю планку времени жизни этой частицы: порядка тридцати двух космологических декад (Particle data Group, 1998; Langacker, 1981; Perkins, 1984). Ради определенности, на протяжении большей части повествования мы принимаем время жизни протона равным тридцати семи космологическим декадам; другие значения времени жизни протона можно без труда согласовать с текстом, т. к. они не внесут в него качественных изменений. Если протон не распадется одним из простейших способов, предсказанных теориями великого объединения (см., например, Langacker, 1981; Капе, 1993), возможны множество других каналов его распада (см., например, Feinberg, Goldhaber and Steigman, 1978; Wilczek and Zee, 1979; Mohaparta and Marshak, 1980; Weinberg, 1980; Goity and Sher, 1995). Кроме того, структура вакуума в теории электрослабых взаимодействий разрешает процессы, протекающие с нарушением барионного числа; туннелирование из одного вакуумного состояния в другое может вызвать изменение барионного числа и распад протонов через временной интервал, предположительно равный ста сорока космологическим декадам (см. Rajaraman, 1987; Kolb and Turner, 1990; Hooft, 1976; AL 97). Наконец, распад протона может быть спровоцирован и действием гравитации, что предположительно произойдет через сорок пять-сто шестьдесят девять космологических декад (см., например, Zel'dovich, 1976; Hawking, Page and Pope, 1979; Page, 1980; Hawking, 1987; см. также Adams et al., 1998).
Влияние протонного распада на строение и эволюцию звезд рассмотрено в следующих работах: Feinberg (1981), Dicus et al. (1982), Turner (1983), AL 97, Adams et al. (1998). На остатки звезд также влияют другие долгосрочные процессы, как-то: пикноядерные реакции (Shapiro and Teukolsky, 1983; Salpeter and van Horn, 1969) и расщепление (Hubell, Grimm, and Overbo, 1980).
4. Эпоха черных дыр
Основные свойства черных дыр описаны во многих учебниках (Weinberg, 1972; Misner, Thorne and Wheeler, 1973; Wald, 1984; Ohanian and Ruffini, 1994). В этих же книгах рассмотрен вопрос гравитационного излучения. Особенно хорошее популярное изложение темы черных дыр и общей теории относительности представлено в книге Thorne (1994).
Свидетельства наблюдательного характера касательно черных дыр можно найти в трех различных типах условий: черной дыре с массой в три миллиона Солнц, расположенной в центре нашей Галактики (Genzel et al., 1996), сверхмассивных черных дырах, существующих в центрах внешних галактик (Kormendy et al., 1997), и звездных черных дырах, имеющихся в нашей Галактике (Narayan et al., 1997). Пока что никаких признаков существования первичных черных дыр обнаружено не было (Сагг, 1976).
Динамика черной дыры, разрушающей нашу Солнечную систему, была просчитана специально для этой книги и более нигде не цитировалась.