Пять возрастов Вселенной - Фред Адамс

Эпоха распада. Временной период в будущем Вселенной, когда ее самыми важными составляющими являются вырожденные звездные объекты, оставшиеся после эволюции звезд: коричневые карлики, белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры; космологические декады с пятнадцатой по тридцать девятую.

Эпоха черных дыр. Период времени в будущем Вселенной, когда самими важными ее составляющими являются черные дыры; космологические декады с сороковой по сотую.

Примечания

Чтобы не отягощать естественный ход повествования сносками и ссылками, мы предусмотрели беглый научный обзор различных вопросов для каждой главы. В приведенных ниже примечаниях мы представляем краткое описание наиболее важных вопросов и соответствующих ссылок. Список литературы, упоминаемой в ссылках, приведен ниже. В некоторых случаях, ради краткости, мы приводим только типичные ссылки.

Введение

Большая часть материала этой книги основана на обзорно-аналитической статье, в общих чертах описывающей физику будущей Вселенной (Adams and Laughlin, 1997, далее в этой книге AL97; см. также Adams and Laughlin, 1998). Вопрос будущего Вселенной рассматривался и во многих предыдущих работах. Рис (Rees, 1969) размышлял о судьбе замкнутой Вселенной, тогда как Ислам (Islam, 1977, 1979) и Дайсон (Dyson, 1979) рассмотрели случай открытой или плоской Вселенной, которая постоянно расширяется. В ряде других статей рассматриваются специфические вопросы, например последствия распада протона (Feinberg, 1981; Dicus et al., 1982; Turner, 1983) и образование позитрония (Page and McKee, 1981ab). Общий обзор данной темы выполнили Ислам (Islam, 1983) и Дэвис (Davies, 1944).

Ключевой вопрос состоит в том, продолжит ли Вселенная расширяться и впредь или, по меньшей мере, проживет ли она достаточно долго, чтобы пройти всю временную линию, представленную в этой книге. Современные астрономические данные свидетельствуют о том, что ее плотность меньше (или, возможно, равна) критической, а значит, в будущем наша Вселенная действительно продолжит расширяться (см. последний обзор Dekel, Burstein and White, 1997, а также приводимые там ссылки).

Основы астрономии и четыре силы природы объясняются во многих вводных учебниках (например, Shu, 1982; см. также Zuckerman and Malkan, 1996). В Shu (1982) также описывается противостояние гравитации и термодинамики.

В обзорной статье AL97 вводятся концепции космологических декад, «временной принцип Коперника» и будущие эпохи жизни Вселенной. В стандартной космологии, основанной на теории Большого взрыва, прошлую историю Вселенной обычно разбивают на две эпохи: эпоху господства излучения и эпоху господства вещества. Переход от первой эпохи ко второй происходит, когда Вселенной исполняется около двух тысяч лет (при этом точное число, как и все космологические параметры, представленные в этой книге, не лишено некоторой неопределенности). Эти временные периоды определяются природой космологического расширения. Однако в данном повествовании временные периоды определяются существующими астрономическими объектами. Первичная эпоха, когда не было ни звездных объектов, ни астрономических структур, почти синонимична эпохе излучения, но продолжается и в эпоху господства вещества до момента образования первых звезд.

Гипотеза соответствия масштабов других форм жизни была введена в Dyson (1979).

Часто рассказываемую историю Коперника и Бруно можно найти во многих источниках (см., например, сборник Knickerbocker, 1927). Образование планет вокруг других звезд обсуждалось на протяжении нескольких веков (Kant, 1755; Laplace, 1796), но планеты, вращающиеся по орбите близких к нам звезд, были открыты лишь недавно (Mayor and Queloz, 1995; Marcy and Butler, 1996; современный обзор данной темы см. также в Marcy and Butler, 1998, а общее изложение — в Croswell, 1997).

1. Первичная эпоха

В этой главе рассматривается современный вариант теории Большого взрыва, который включает эпоху инфляции. Всесторонний анализ современной космологии см. в работе Kolb and Turner (1990). Классическое популярное изложение теории Большого взрыва см. в книге Weinberg (1977). Критическое обсуждение современных вопросов космологии имеется в собрании трудов конференции, изданном Туроком (Turok, 1997).

Понятие инфляционной Вселенной было введено в работе Guth (1981). Другие важные ранние статьи: Albrecht and Steinhardt (1982); Linde (1982, 1983a); Bardeen, Steinhardt and Turner (1983); Guth and Pi (1982); Steinhardt and Turner (1984). Всестороннее учебное изложение теории инфляции дается в книгах Linde (1990) и Kolb and Turner (1990). Популярное изложение этой темы имеется в работе Guth (1997).

Во время инфляции, когда «точки пространства разбегаются друг от друга со скоростью, превышающей скорость света», говоря более точно, мы имеем в виду, что масштабный множитель R(t) увеличивается быстрее, чем линейная функция времени t (включающая обычный вид R(t) οο еHt).

Космическое фоновое излучение обнаружили Пензиас и Вильсон (Penzias and Wilson, 1965). Два десятилетия спустя спутник СОВЕ показал, что спектр этого излучения чрезвычайно близок к спектру абсолютно черного тела, а затем обнаружил небольшие колебания температуры ΔТ/Т ~ 10-5 (Wright et al., 1992; Smoot et al., 1992). Благодаря последующим наблюдениям, проводившимся из наземных обсерваторий, были выполнены дополнительные измерения колебаний космического фонового излучения в меньших угловых масштабах (например, Meyer et al., 1991; Gaier et al., 1992; Shuster et al., 1993).

Бариогенезом называется процесс, в ходе которого вещества образуется несколько больше, чем антивещества. Основные составляющие процесса нарушения барионного числа — реакции, протекающие в неравновесном состоянии, и отсутствие обращения времени — впервые описал Сахаров (Sakharov, 1967). Более современный анализ дается в труде Dolgov (1992).

Тему нуклеосинтеза после Большого взрыва впервые подняли Альфер, Бете и Гамов (Alpher, Bethe and Gamow, 1948; см. также Gamow, 1946), продолжил Вагонер (Wagoner, 1973), после чего она быстро превратилась в полностью раскрытый вопрос (например, Walker et al., 1991). Хорошее учебное изложение этого вопроса имеется в книге Kolb and Turner (1990).

Измерение массы в галактических гало и скоплениях галактик вкупе с результатами нуклеосинтеза, последовавшего за Большим взрывом, являются убедительным свидетельством существования небарионной темной материи (см., например, обзор Krauss, 1986). Несмотря на то, что общие свойства такой материи достаточно подробно описаны, сама темная материя пока что не была идентифицирована (см., например, Diehl et al., 1995; Jungman et al., 1996; Spooner, 1997).

2. Эпоха звезд

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; см. также Chandrasekhar, 1939).

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).