Пять возрастов Вселенной

Адамс Фред

Лафлин Грег

В конце двадцатого века Фред Адамс и Грег Лафлин завладели вниманием всего мира, выделив пять временных эпох. Этих авторов считают создателями долгосрочного проекта эволюции Вселенной. Масштабы их творения, охватившего полную историю космоса от его рождения до гибели, и глубина рассмотренных научных вопросов внушают благоговейный трепет. Однако «Пять возрастов Вселенной» — не просто справочник, описывающий физические процессы, которые руководили нашим прошлым и будут формировать наше будущее, это истинная эпопея. С ее помощью можно совершить фантастическое путешествие в физику вечности, не покидая Земли. Это единственная биография Вселенной, которая вам когда-либо понадобится.

Книга предназначена для широкого круга читателей.

 

Предисловие

Долгосрочная судьба Вселенной, в которой мы живем, всегда волновала наше воображение. Будучи астрофизиками, мы привыкли размышлять о возникновении и судьбе различных астрономических объектов: звезд, галактик, да и Вселенной в целом. На протяжении двадцатого века, и особенно за два последних десятилетия, физика, астрономия и космология сделали огромный скачок вперед, так что теперь мы понимаем нашу Вселенную так хорошо, как никогда ранее.

Космология занимается, главным образом, предысторией Вселенной, и это справедливо. Теория Большого взрыва вкупе с ее вариациями образует весьма успешную парадигму для описания зарождения Вселенной, а последние результаты астрономических наблюдений подводят под нее прочную научную основу. Законченность нашему детальному пониманию современной Вселенной придали параллельные достижения ученых в области звездной эволюции, образования звезд и галактик. А в последние годы «реестр» нашей Вселенной расширился благодаря открытию черных дыр, коричневых карликов и планет, вращающихся по орбитам других звезд.

И вот, располагая всей этой информацией, в конце 1995 года мы начали подробное научное исследование будущего Вселенной, включая звезды, галактики и прочие астрофизические объекты, живущие в ней. К этому исследованию нас подтолкнуло несколько событий, произошедших практически одновременно. Мы почувствовали, что пора вновь вернуться к этому вопросу. Несмотря на последние успехи в отношении истории Вселенной, ее будущему всегда уделялось достаточно мало внимания. Крупные статьи Мартина Риса, Джамала Ислама и Фримена Дайсона были опубликованы еще в шестидесятых-семидесятых годах двадцатого века, а в начале восьмидесятых годов увидели свет несколько работ, в которых описывались последствия распада протона. Однако значительные успехи, которых в последнее время добились физика и астрономия, открыли более обширную перспективу, позволяющую обстоятельно вглядеться в будущее. В прежних исследованиях авторы поднимали вопросы, главным образом, крупномасштабной космологии, уделяя мало внимания звездам и звездным объектам. До сих пор не просчитана долгосрочная эволюция звезд с самой низкой массой, которые живут гораздо дольше современного возраста нашей Вселенной. Воплощению этого проекта в жизнь весьма поспособствовал приезд в Мичиганский университет Лафлина, который решил поработать с Адамсом. С этого момента мы начали всматриваться в темноту вместе. Дополнительным стимулом послужил организованный Мичиганским университетом «тематический семестр» по вопросу «Смерть, вымирание и будущее человечества». По этому случаю Адамс написал новый курс о долгосрочном будущем Вселенной. Относительная скудность справочного материала стала еще одним стимулом к изучению отдаленного будущего нашей Вселенной.

Результаты нашего исходного исследования были опубликованы в виде обзорной статьи в журнале Reviews of Modern Physics в 1997 году с одобрения сэра Мартина Риса, редактора этого журнала и Королевского астронома Англии. По завершении научной рукописи живой интерес к данному вопросу выказали средства массовой информации, а спрос на публичные лекции оказался удивительно высоким. Такой неожиданный интерес общественности заставил нас подумать о популярном изложении данной темы, результатом которого и стала эта книга.

Наша книга отличается от многих ей подобных тем, что она знакомит читателя с достаточно большим количеством нового научного материала. В процессе написания этой рукописи мы часто сталкивались с ранее неизученными научными проблемами. Например, что будет, если маленький красный карлик войдет в нашу Солнечную систему и нарушит орбиты планет? Может ли такая звезда захватить Землю? Какова вероятность того, что это произойдет прежде, чем умрет наше Солнце? Чтобы ответить на эти и другие вопросы такого рода, мы просто по мере необходимости выполняли требующиеся вычисления. Поэтому наша книга содержит результаты новых, ранее неопубликованных, вычислений и прочие научные соображения. Таким образом, на сегодняшний день это самая полная и подробная трактовка будущего.

Тем не менее данная книга предназначена для широкого круга читателей, и для понимания этой биографии нашей Вселенной не требуется предварительного знания физики или астрономии. Однако в ходе изложения нам нередко приходится оперировать очень большими числами. Чаще всего мы приводим две разновидности представления больших чисел, называя их миллиардами и триллионами и одновременно давая их экспоненциальную форму. Например, миллиард можно записать как 109: единица с девятью нулями; триллион — как 1012: единица с двенадцатью нулями и т. д. Мы также вводим удобную новую единицу измерения времени, называемую «космологической декадой». Когда некоторый временной промежуток, в годах, приводится в экспоненциальном представлении, скажем 10η лет, то показатель η является космологической декадой. Например, сейчас Вселенной десять миллиардов, или 1010, лет; это означает, что сейчас мы живем в десятую космологическую декаду. Когда Вселенная станет старше в десять раз, когда ей исполнится 1011 лет, настанет одиннадцатая космологическая декада. В этой книге описаны события астрономической важности, охватывающие временные промежутки, достигающие ста пятидесяти космологических декад, или 10150 лет.

Любое описание будущей Вселенной непременно содержит спекулятивные элементы. В рамках данной книги мы отталкиваемся от современного понимания законов физики и астрофизики и производим экстраполяцию вперед, пытаясь представить Вселенную будущего. Однако по мере продвижения во мрак, которым покрыто наше будущее, наша экстраполяция утрачивает фокус. На этом пути мы обязаны учесть такие эффекты физических и астрономических процессов, которые еще только изучаются. В частности, большая часть этой книги описывает будущую космологию вечно расширяющейся Вселенной: о том, что Вселенная расширяется, свидетельствуют современные результаты астрономических наблюдений. И все же для полноты изложения мы включили краткое обсуждение Вселенной, переживающей повторное сжатие. Кроме того, мы открыто допускаем, что, рано или поздно, произойдут и распад протона, и испарение черных дыр, открытое Хокингом. Несмотря на то, что оба этих долгосрочных процесса в общих чертах предсказаны физиками-теоретиками, они пока не получили экспериментального подтверждения.

Практически все, что мы обсуждаем в этой книге, основано на одном дополнительном догмате нашей веры. Мы полагаем, что законы физики останутся такими же и не изменятся с течением времени, по крайней мере до завершения временной шкалы нашей летописи. И хотя мы не располагаем абсолютной гарантией справедливости этого допущения, мы не видим и веской причины сомневаться в нем. Многочисленные свидетельства говорят о том, что до сих пор в истории Вселенной физические законы носили замечательно постоянный характер, и на сегодняшний день нет никаких указаний на то, что данная тенденция изменится. К примеру, исследования молодой Вселенной в контексте теории Большого взрыва убедительно доказывают, что законы физики, описывающие природу, достаточно хорошо поняты и оставались неизменными с очень давних времен до настоящего момента. Принимая неизменность физических законов и в будущем, мы подразумеваем сами законы, а не понимание их нами. Более полное понимание физики почти наверняка приведет к изменениям, большим и малым, в представленной здесь картине будущего.

Эта книга рассказывает историю нашей Вселенной от ее сингулярного зарождения в Большом взрыве до разрозненного перехода в отдаленное будущее. Знаками препинания в этом сказании являются звездные взрывы, столкновения и великое множество других астрофизических катастроф. На первый взгляд, бесконечное разрушение Вселенной может показаться унылой или гнетущей перспективой. Однако мы считаем, что постоянно меняющиеся характеристики Вселенной дают нам гораздо большую перспективу — более обширный взгляд на космос и наше место в нем. Мы надеемся, что наши читатели обретут лучшее понимание истории нашей Вселенной: что она содержит, как работает и что с ней может произойти в будущем. Оттолкнувшись от такой расширенной системы отсчета, можно обрести гораздо более полное понимание наших «повседневных» взаимодействий с уютной Вселенной нынешней эпохи.

При написании этой книги нам очень помогли многие люди. Наш литературный агент, Лиза Адаме, поспособствовала началу этого проекта. Наш издатель, Стивен Морроу из «Free Press», помог этой книге уверенно преодолеть все препятствия, которые возникают перед публикацией. В процессе создания книги многие заинтересованные друзья и коллеги оказывали нам бесценную помощь и делали критические замечания. Среди них — Питер Боденхеймер, Ноэл Брюер, Мирон Кемпбелл, Гус Эврард, Алекс Филиппенко, Маргарет Гиббоне, Горди Кейн, Марк Лафлин, Рон Маллетт, Манасс Мбони, Салли Побойевски, Йори Принс, Рой Раппапорт, Мартин Рис, Михал Роциска, Натан Швадрон, Дж. Аллин Смит, Дэвид Спергел и Лиза Стилвел. Наконец, мы хотели бы поблагодарить Лорела Тейлора за подготовку изящного и информативного комплекта диаграмм.

Фред Адаме и Грег Лафлин

октябрь 1998 г., Анн-Арбор,

Мичиган

 

Введение

 

Путеводитель по большой картине, фундаментальному физическому закону, окнам пространства и времени, великой войне и чрезвычайно большим числам.

Первое января 7 000 000 000 г. н. э., Анн-Арбор.

Наступивший Новый год — не слишком большой повод для праздника. Нет никого, кто может хотя бы отметить его приход. Поверхность Земли превратилась в неузнаваемую пустошь, дотла выжженную Солнцем. Солнце раздулось безгранично: оно стало настолько огромным, что его раскаленный докрасна диск закрывает дневное небо почти целиком. Меркурий и Венера уже погибли, а теперь разреженные наружные области солнечной атмосферы грозят захватить удаляющуюся орбиту Земли.

Океаны, в которых когда-то зародилась жизнь, испарились давным-давно, превратившись сначала в тяжелое стерилизующее облако водяного пара, а затем полностью растворившись в космическом пространстве. Осталась только бесплодная каменистая поверхность. На ней все еще можно разглядеть слабые следы древних береговых линий, океанских бассейнов и размытые остатки материков. К полудню температура достигает почти трех тысяч градусов по Фаренгейту, и каменистая поверхность начинает плавиться. Экватор уже частично опоясан широким поясом кипящей лавы, которая, остывая, образует тонкую серую корку, пока раздувшееся Солнце еженощно отдыхает за горизонтом.

Та часть поверхности, которая когда-то служила колыбелью для покрытых лесом морен юго-восточного Мичигана, весьма и весьма изменилась за минувшие миллиарды лет. Бывший северо-американский материк давным-давно разделил геологический разлом, протянувшийся от прежнего штата Онтарио до Луизианы; он расколол старую устойчивую платформу материка и сформировал новое морское дно. Закаменевшие и оледеневшие остатки Анн-Арбора покрылись лавой, спустившейся по руслам старых рек с близлежащих вулканов. Впоследствии, когда группа островов размером с Новую Зеландию столкнулась с береговой линией, в горную цепь вдавились застывшая лава и осадочные породы, скрытые под ней.

Теперь поверхность древней скалы ослаблена нестерпимым жаром Солнца. Каменная глыба раскалывается, вызывая оползень и выставляя на обозрение идеально сохранившийся отпечаток дубового листа. Этот след некогда зеленого мира, теперь столь далекого, медленно исчезает, тая в неумолимом огне. Совсем скоро вся Земля будет объята зловещим красным пламенем.

Такая картина гибели Земли списана не с первых страниц сценария второсортного фантастического фильма; это более или менее реалистичное описание той судьбы, которая ожидает нашу планету, когда Солнце прекратит свое существование в виде обычной звезды и расширится, превратившись в красного гиганта. Катастрофическое плавление поверхности Земли — всего лишь одно из великого множества событий, час которых пробьет, когда состарится Вселенная и ее содержимое.

Сейчас наша Вселенная, возраст которой оценивается в десять-пятнадцать миллиардов лет, все еще переживает пору своей юности. Так что многие астрономические возможности, представляющие больший интерес, еще попросту не успели проявить себя. Однако по мере приближения отдаленного будущего Вселенная будет постепенно меняться, превращаясь в арену, на которой развернется великое многообразие поразительных астрофизических процессов. В этой книге биография Вселенной рассказана от начала до конца. Это история о том, как знакомые нам звезды ночного неба постепенно превращаются в странные замерзшие звезды, испаряющиеся черные дыры и атомы величиной с Галактику. Это научный взгляд на лик вечности.

 

Четыре окна во Вселенную

Биография нашей Вселенной и изучение астрофизики вообще разворачивается в четырех важных масштабах — на уровне планет, звезд, галактик и Вселенной в целом. Каждый из них предоставляет свой тип окна для наблюдения за свойствами и эволюцией природы. На каждом из этих уровней астрофизические объекты проходят все жизненные циклы, начиная с образования — события, аналогичного рождению, и — нередко заканчивая весьма специфичным финалом, подобным смерти. Смерть может быть быстрой и неистовой; например, массивная звезда завершает свою эволюцию эффектной вспышкой сверхновой. Другой альтернативой является мучительно медленная гибель, уготованная тусклым красным карликам, которые постепенно угасают, превращаясь в белых карликов — остывающие угольки некогда мощных и активных звезд.

В наиболее крупном масштабе мы можем рассматривать Вселенную как единый развивающийся организм и изучать цикл ее жизни. В этой области действия космологии за последние несколько десятилетий произошел значительный научный прогресс. Вселенная расширялась с момента зарождения в сильнейшем взрыве — том самом Большом взрыве. Теория Большого взрыва описывает последующую эволюцию Вселенной за последние десять-пятнадцать миллиардов лет, причем ей удалось потрясающе успешно объяснить природу нашей Вселенной по мере ее расширения и охлаждения.

Ключевым является вопрос о том, будет ли Вселенная расширяться вечно или в какой-то момент будущего расширение прекратится и произойдет повторное сжатие. Текущие результаты астрономических наблюдений убедительно свидетельствуют в пользу того, что нашей Вселенной на роду написано непрерывно расширяться, поэтому большая часть нашего повествования следует именно этому сценарию. Тем не менее мы решили вкратце изложить следствия второго возможного варианта развития событий — ужасной гибели Вселенной в повторном горячем сжатии.

Ниже необъятных просторов космологии, на меньшем уровне, следуют галактики, например наш Млечный Путь. Галактики представляют собой большие и довольно разреженные скопления звезд, газа и других разновидностей вещества. Галактики не разбросаны по Вселенной произвольно; они, скорее, вплетены в общий гобелен космоса гравитацией. Некоторые группы галактик настолько тяжелы, что остаются вместе под действием гравитационных сил, и эти скопления галактик можно считать независимыми астрофизическими объектами. Помимо принадлежности к скоплениям, галактики произвольным образом объединяются, образуя еще более крупные структуры, напоминающие нити, листы и стены. Совокупность узоров, образуемых; галактиками на этом уровне, называют крупномасштабной структурой Вселенной.

В галактиках содержится большая доля обычного вещества Вселенной; эти звездные системы четко отделены друг от друга, даже в пределах скоплений. Это разделение настолько выражено, что когда-то галактики называли «островами Вселенной». Кроме того, галактики играют крайне важную роль маркеров положений пространства-времени. Наша Вселенная непрерывно расширяется, и галактики, подобно маякам в пустоте, позволяют нам наблюдать это расширение.

Крайне сложно постичь безбрежную пустоту нашей Вселенной. Типичная галактика заполняет лишь около одной миллионной всего объема космического пространства, в котором она содержится, да и сами галактики крайне разрежены. Если бы вы собрались отправиться на космическом корабле в некоторую случайную точку Вселенной, вероятность приземления вашего корабля в пределах какой-нибудь галактики в настоящее время составляет примерно одну миллионную. Это уже не слишком много, а в будущем эта величина станет еще меньше, потому что Вселенная расширяется, а галактики — нет. Отлученные от общего расширения Вселенной, галактики существуют в относительной изоляции. В них обитает большинство звезд Вселенной, а следовательно, и большинство планет. В результате множество интересных физических процессов, имеющих место во Вселенной, — от звездной эволюции до развития жизни — происходят именно в галактиках.

Не слишком густо населяя пространство, сами галактики тоже большей частью пусты. И хотя они содержат миллиарды звезд, лишь очень малая часть их объема действительно заполнена звездами. Если бы вы собрались отправиться на космическом корабле в некоторую случайную точку нашей Галактики, вероятность приземления вашего корабля на какой-нибудь звезде чрезвычайно мала, порядка одной миллиард триллионной (один шанс из 1022). Такая пустота галактик достаточно красноречиво свидетельствует о том, как они развивались и что их ожидает в будущем. Прямые столкновения звезд в галактике происходят крайне редко. Следовательно, пройдет очень много времени — гораздо больше, чем прошло от рождения нашей Вселенной до настоящего момента, — прежде чем столкновения звезд и встречи других астрофизических объектов хоть как-то повлияют на структуру галактики. Как вы увидите, эти столкновения начинают играть все более и более важную роль по мере старения Вселенной.

Однако межзвездное пространство не является абсолютно пустым. Наш Млечный Путь пропитан газом различной плотности и температуры. Средняя плотность — одна частица (один протон) на кубический сантиметр; температура же варьируется от десятиградусной прохлады до кипения в миллион градусов по шкале Кельвина. При низких температурах около одного процента вещества пребывает в твердом состоянии — в виде крошечных каменных пылинок. Эти газ и пыль, заполняющие межзвездное пространство, называют межзвездной средой.

Следующий, еще меньший по размеру, уровень важности образуют сами звезды. В настоящее время краеугольным камнем астрофизики являются обычные звезды — объекты типа нашего Солнца, существующие за счет реакций ядерного синтеза, которые происходят в их недрах. Звезды составляют галактики и генерируют большую часть видимого света во Вселенной. Более того, именно звезды сформировали современный «реестр» нашей Вселенной. Массивные звезды «выковали» почти все тяжелые элементы, оживляющие космос, включая необходимые для жизни углерод и кислород. Именно звезды породили большую часть элементов, составляющих обычное вещество, с которым мы сталкиваемся каждый день: книги, автомобили, бакалейные товары.

Но эти ядерные электростанции не вечны. Реакции ядерного синтеза, благодаря которым в недрах звезд вырабатывается энергия, в конце концов, прекратятся; и произойдет это, как только истощится запас ядерного топлива. Звезды, гораздо более тяжелые, чем наше Солнце, сгорают за относительно короткий промежуток времени в несколько миллионов лет: их жизнь в тысячу раз короче настоящего возраста нашей Вселенной. На противоположном конце диапазона расположились звезды, массы которых гораздо меньше массы нашего Солнца. Такие звезды могут жить триллионы лет — примерно в тысячу раз больше современного возраста нашей Вселенной.

По завершении той части жизни звезды, когда она существует за счет термоядерных реакций, звезда не исчезает бесследно. После себя звезды оставляют экзотические сгустки, называемые звездными остатками. Эту касту вырожденных объектов образуют коричневые карлики, белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры. Как мы увидим, по мере старения Вселенной и исчезновения со сцены обычных звезд эти странные остатки будут играть все более важную, а в конечном итоге, и доминантную роль.

Четвертый, наименьший по размерам, но не по важности, уровень нашего интереса образуют планеты. Существует, по меньшей мере, две их разновидности: относительно маленькие каменистые тела вроде нашей Земли и большие газовые гиганты типа Юпитера и Сатурна. За последние несколько лет в нашем понимании планет произошел необычайный переворот. Впервые в истории на орбитах других звезд были совершенно определенно обнаружены планеты. Теперь нам точно известно, что планеты не являются результатом какого-то редкого или особого события, произошедшего в нашей Солнечной системе, а распространены в галактике достаточно повсеместно. Планеты не играют главной роли в эволюции и динамике Вселенной в целом. Они важны потому, что являются наиболее вероятной средой для возникновения и развития жизни. Таким образом, долгосрочная судьба планет определяет долгосрочную судьбу жизни — по крайней мере, тех ее форм, которые нам знакомы.

Кроме планет, солнечные системы содержат много гораздо более мелких объектов: астероиды, кометы и огромное разнообразие лун. Как и планеты, эти тела не играют значительной роли в течении эволюции Вселенной в целом, но оказывают огромное влияние на эволюцию жизни. Луны, вращающиеся по орбитам планет, предоставляют еще одну возможную среду для возникновения и развития жизни. Известно, что с планетами регулярно сталкиваются кометы и астероиды. Считается, что эти столкновения, способные вызвать глобальные перемены климата и вымирание целых видов живых существ, сыграли важную роль в формировании истории жизни здесь, на Земле.

 

Четыре силы природы

Природу можно описать с помощью четырех фундаментальных сил, которые, в конечном итоге, управляют динамикой всей Вселенной; это гравитация, электромагнитная сила, сильное ядерное взаимодействие и слабое ядерное взаимодействие. Все эти силы играют важную роль в биографии космоса. Они сделали нашу Вселенную такой, какой мы знаем ее сегодня, и будут править в ней впредь.

Первая из этих сил, гравитационная, наиболее близка к нашей повседневной жизни, причем она самая слабая из четырех. Однако, по причине обширности диапазона ее действия и исключительно притягивающей природы, на достаточно больших расстояниях гравитация доминирует над остальными силами. Благодаря гравитации различные предметы удерживаются на поверхности Земли, а сама Земля остается на орбите, по которой она вращается вокруг Солнца. Гравитация поддерживает существование звезд и управляет процессом образования в них энергии, а также их эволюцией. Наконец, именно гравитация отвечает за образование большинства структур во Вселенной, включая галактики, звезды и планеты.

Вторая сила — электромагнитная; она имеет электрическую и магнитную составляющие. На первый взгляд, они могут показаться различными, однако на фундаментальном уровне это всего лишь два аспекта единой основной силы. Несмотря на то, что внутренне электромагнитная сила намного сильнее гравитационной, на больших расстояниях она оказывает гораздо меньшее действие. Источником электромагнитной силы служат положительные и отрицательные заряды, а во Вселенной, судя по всему, они содержатся в равных количествах. Поскольку силы, созданные зарядами с противоположными знаками, действуют в противоположных направлениях, на больших расстояниях, где содержится много зарядов, электромагнитная сила самоуничтожается. На малых расстояниях, в частности в атомах, электромагнитная сила играет важную роль. Именно она, в конечном итоге, отвечает за строение атомов и молекул, а следовательно, является движущей силой в химических реакциях. На фундаментальном уровне жизнью правят химия и электромагнитная сила.

Электромагнитная сила в целых 1040 раз сильнее гравитационной. Чтобы постичь эту невероятную слабость гравитации, можно, например, вообразить альтернативную вселенную, в которой нет зарядов, а следовательно, и электромагнитных сил. В такой вселенной совершенно обычные атомы обладали бы экстраординарными свойствами. Если бы электрон и протон связывала одна только гравитация, то атом водорода был бы больше, чем вся видимая часть нашей Вселенной.

Сильное ядерное взаимодействие, наша третья фундаментальная сила природы, отвечает за целостность ядер атомов. Эта сила удерживает протоны и нейтроны в ядре. В. отсутствие сильного взаимодействия ядра атомов взорвались бы в ответ на силы отталкивания, действующие между положительно заряженными протонами. Несмотря на то, что это взаимодействие сильнейшее из четырех, оно действует на чрезвычайно малых расстояниях. Не случайно диапазон действия сильного ядерного взаимодействия приблизительно равен размеру большого атомного ядра: примерно в десять тысяч раз меньше размера атома (порядка десяти ферми или 10-12 см). Сильное взаимодействие управляет процессом ядерного синтеза, благодаря которому образуется большая часть энергии в звездах, а значит, и во Вселенной в текущую эпоху. Именно из-за большой, по сравнению с электромагнитной силой, величины сильного взаимодействия ядерные реакции гораздо сильнее химических, а именно: в миллион раз в перерасчете на пару частиц.

Четвертая сила, слабое ядерное взаимодействие, вероятно, наиболее удалена от общественного сознания. Это довольно таинственное слабое взаимодействие принимает участие в распаде нейтронов на протоны и электроны, а также играет свою роль в процессе ядерного синтеза, фигурирует в явлении радиоактивности и образовании химических элементов в звездах. Слабое взаимодействие имеет еще более короткий диапазон действия, чем сильное. Однако, несмотря на свою слабость и маленький диапазон действия, слабое взаимодействие играет удивительно важную роль в астрофизике. Существенная доля общей массы Вселенной, скорее всего, состоит из слабо взаимодействующих частиц, другими словами, частиц, которые взаимодействуют друг с другом только посредством слабого взаимодействия и гравитации. В силу того что такие частицы имеют тенденцию взаимодействовать очень продолжительное время, важность их роли постепенно возрастает по мере медленного движения Вселенной в будущее.

 

Великая война

На протяжении всей жизни нашей Вселенной в ней постоянно возникает один и тот же вопрос — непрерывная борьба между силой гравитации и стремлением физических систем эволюционировать в сторону более дезорганизованных состояний. Количество беспорядка в физической системе измеряется долей ее энтропии. В наиболее общем смысле, гравитация стремится к удержанию всех составляющих любой системы в пределах этой самой системы, чем и упорядочивает физические структуры. Производство энтропии трудится в противоположном направлении, т. е. пытается сделать физические системы более дезорганизованными и «размазанными». Во взаимодействии этих двух соперничающих тенденций и состоит главная драма астрофизики.

Непосредственным примером этой непрерывной борьбы является наше Солнце. Оно существует в состоянии хрупкого равновесия между действием гравитации и энтропией. Гравитационная сила поддерживает целостность Солнца и притягивает все его вещество к центру. В отсутствие противодействующих ей сил гравитация быстро сжала бы Солнце, превратив его в черную дыру диаметром не больше нескольких километров. Роковому коллапсу препятствуют силы давления, которые действуют в направлении от центра к поверхности, уравновешивая гравитационные силы и тем самым сохраняя Солнце. Давление, препятствующее коллапсу Солнца, возникает, в конечном счете, благодаря энергии ядерных реакций, которые происходят в его недрах. В ходе этих реакций образуются энергия и энтропия, вызывающая хаотические движения частиц в центре Солнца и, в конечном итоге, сохраняющая структуру всего Солнца.

С другой стороны, если бы гравитационная сила каким-то образом выключилась, то Солнце более ничто бы не сдерживало и оно быстро бы расширилось. Это расширение продолжалось бы до тех пор, пока солнечная материя не расползлась бы настолько тонким слоем, что плотность ее сравнялась бы с наименее плотными участками межзвездного пространства. Тогда разреженный призрак Солнца в сто миллионов раз превысил бы свой теперешний размер, растянувшись в диаметре на несколько световых лет.

Благодаря соперничеству двух равных по силе конкурентов, гравитации и энтропии, наше Солнце существует в своем теперешнем состоянии. В случае нарушения этого равновесия, возьмет ли гравитация верх над энтропией или наоборот, Солнце превратится либо в маленькую черную дыру, либо в крайне разреженное газовое облако. Это же положение вещей — равновесие, существующее между гравитацией и энтропией, — определяет строение всех звезд в небе. Звездной эволюцией движет яростное соперничество двух противодействующих тенденций.

Эта же борьба лежит в основе образования всевозможных астрономических структур, включая планеты, звезды, галактики и крупномасштабную структуру Вселенной. Существование этих астрофизических систем, в конечном итоге, обусловлено гравитацией, которая стремится связать вещество. И все же в каждом случае тенденции к гравитационному коллапсу противостоят силы расширения. На всех уровнях непрекращающееся состязание гравитации и энтропии служит гарантом того, что любая победа — явление временное и никогда не бывает абсолютной. Например, образование астрофизических структур никогда не бывает стопроцентно эффективным. Успешно завершившиеся случаи образования таких объектов — всего лишь локальная победа гравитации, тогда как неудавшиеся попытки создать что-либо — триумф беспорядка и энтропии.

Эта великая война между гравитацией и энтропией определяет долгосрочную судьбу и эволюцию астрофизических объектов, таких как звезды и галактики. Например, истощив все свои запасы ядерного топлива, звезда должна соответствующим образом изменить свое внутреннее строение. Гравитация стягивает вещество к центру звезды, тогда как тенденция к увеличению энтропии благоприятствует его рассеиванию. Дальнейшая битва может иметь много разных исходов, которые зависят от массы звезды и других ее свойств (например, скорости вращения звезды). Как мы увидим, эта драма будет разыгрываться снова и снова, пока звездные объекты населяют Вселенную.

Очень эффектным примером непрекращающейся борьбы между силой гравитации и энтропией служит эволюция самой Вселенной. С течением времени Вселенная расширяется и становится более размытой. Этому направлению эволюции противостоит гравитация, стремящаяся собрать расползающееся вещество Вселенной воедино. Если победителем в этой битве окажется гравитация, расширение Вселенной, в конце концов, прекратится и в какой-то момент будущего начнется ее повторное сжатие. С другой стороны, проиграй гравитация эту битву, Вселенная будет расширяться вечно. Какая из этих судеб ожидает нашу Вселенную в будущем — зависит от общего количества массы и энергии, содержащегося во Вселенной.

 

Пределы физики

Законы физики описывают, как Вселенная ведет себя на самых разных расстояниях: от чудовищно больших до ничтожно малых. Высшее достижение человечества — умение объяснить и предсказать, как ведет себя природа в условиях, крайне далеких от нашего повседневного житейского опыта. Столь значительное расширение нашего кругозора произошло, главным образом, в течение прошлого века. Сфера нашего знания протянулась от крупномасштабных структур Вселенной до субатомных частиц. И хотя такая область понимания может показаться большой, нельзя забывать, что обсуждения физического закона невозможно продолжить сколь угодно далеко ни в одном из этих направлений. Наибольший и наименьший масштабы остаются за пределами досягаемости нашего современного научного понимания.

Наше физическое представление наибольших масштабов Вселенной ограничивается причинностью. Информация, находящаяся за пределами некоторого максимального расстояния, попросту не успела дойти до нас за то относительно короткое время, в течение которого существует наша Вселенная. Согласно теории относительности Эйнштейна никакие сигналы, содержащие информацию, не способны передвигаться быстрее скорости света. Таким образом, если принять во внимание, что пока Вселенная прожила всего около десяти миллиардов лет, ни один информационный сигнал просто не имел времени, чтобы преодолеть расстояние, превышающее десять миллиардов световых лет. Именно на этом расстоянии находится граница той Вселенной, которую мы можем исследовать с помощью физики; эту границу причинности часто называют размером космологического) горизонта. Из-за существования этого барьера причинности крайне мало можно узнать о Вселенной на расстояниях, превышающих размер космологического горизонта. Этот размер горизонта зависит от космологического времени. В прошлом, когда Вселенная была гораздо моложе, размер горизонта был, соответственно, меньше. По мере старения Вселенной он продолжает расти.

Космологический горизонт — крайне важное понятие, ограничивающее поле деятельности науки. Как футбольный матч должен проходить в рамках четко определенных границ, так и физические процессы во Вселенной ограничиваются пределами этого горизонта в любое данное время. По сути, существование горизонта причинности приводит к некоторой двусмысленности в отношении того, что же на самом деле означает сам термин «Вселенная». Иногда этот термин относят только к веществу, находящемуся в пределах горизонта в данное время. Однако в будущем горизонт будет расти, а значит, в конце концов, включит в себя вещество, которое в настоящее время находится за его пределами. Является ли это «новое» вещество частью нашей Вселенной сейчас? Ответом может быть и да, и нет в зависимости от определения термина «Вселенная». Аналогично, могут существовать другие области пространства-времени, которые никогда не попадут в рамки нашего космологического горизонта. Ради определенности, мы будем считать, что такие области пространства-времени принадлежат к «другим вселенным».

На самых маленьких расстояниях предсказательная сила физики также ограничена, но по совершенно другой причине. В масштабе менее 10-33 сантиметров (эта величина носит название длины Планка) пространство-время имеет совсем другую природу, нежели на больших расстояниях. На таких крошечных расстояниях наши традиционные понятия пространства и времени уже не применимы из-за квантово-механических флуктуаций. На данном уровне для описания пространства и времени физика должна одновременно включать как квантовую теорию, так и общую теорию относительности. Квантовая теория предполагает, что на достаточно малых расстояниях природа имеет волновой характер. Например, в обычном веществе электроны, движущиеся по орбите ядра атома, проявляют множество свойств волны. Квантовая теория объясняет эту «волнистость». Общая теория относительности утверждает, что геометрия самого пространства (вместе со временем: на этом фундаментальном уровне пространство и время тесно связаны) изменяется в присутствии больших количеств вещества, создающих сильные гравитационные поля. Однако в настоящий момент мы, к нашему великому сожалению, не располагаем полной теорией, которая объединила бы квантовую механику с общей теорией относительности. Отсутствие такой теории квантовой гравитации весьма существенно ограничивает то, что мы можем сказать о расстояниях, меньших, чем длина Планка. Как мы увидим, это ограничение физики в значительной степени препятствует нашему пониманию самых ранних моментов истории Вселенной.

 

Космологические декады

В этой биографии Вселенной уже минувшие десять миллиардов лет представляют очень незначительный период времени. Мы должны принять серьезный вызов — ввести шкалу времени, описывающую вселенски интересные события, которые, скорее всего, произойдут в течение следующих 10100 лет.

10100 — большое число. Если записать его без использования экспоненциального представления, оно будет состоять из единицы со ста нулями и будет иметь вид:

10 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000.

Это число 10100 не только слишком длинно для написания; крайне сложно также точно представить, как безмерно оно велико. Попытки визуально представить число 10100, вообразив собрание знакомых предметов, скоро сходят на нет. Например, число песчинок на всех пляжах мира часто приводят в качестве примера непостижимо большого числа. Однако приблизительные оценки свидетельствуют, что общее количество всех песчинок приблизительно равно 1023 (единица с двадцатью тремя нулями) — большое число, но все равно безнадежно неадекватное для выполнения нашей задачи. Как насчет числа звезд в небе? Число звезд в нашей галактике близко к ста миллиардам — вновь относительно небольшое число. Число звезд во всех галактиках в нашей видимой Вселенной равно примерно 1022 — тоже слишком мало. Вообще-то, общее число протонов, фундаментальных строительных кирпичиков, из которых состоит материя, во всей видимой Вселенной составляет всего 1078: даже эта величина в десять миллиардов триллионов раз меньше требуемой! Число лет, отделяющих настоящий момент от вечности, воистину безмерно.

Чтобы описать временные масштабы, связанные с будущей эволюцией Вселенной, и не запутаться окончательно, воспользуемся новой единицей времени, называемой космологической декадой. Если за τ обозначить время в годах, то в экспоненциальном представлении τ можно записать в виде

τ = 10ηлет,

где η — некоторое число. В соответствии с нашим определением экспонента η — это число космологических декад. Например, сейчас Вселенной всего около десяти миллиардов лет, что соответствует 1010 годам, или η = 10 космологическим декадам. В будущем, когда Вселенной исполнится сто миллиардов лет, это будет 1011 лет, или η = 11 космологических декад. Значение этой схемы состоит в том, что каждая последующая космологическая декада представляет собой десятикратное увеличение общего возраста Вселенной. Таким образом, концепция космологической декады позволяет нам размышлять о безмерно долгих промежутках времени. Таким образом, вызывающе большое число из нашего примера, число 10100, соответствует гораздо более понятной сотой космологической декаде, или η = 100.

Космологические декады можно использовать и при обсуждении очень коротких, но богатых событиями отрезков времени непосредственно после Большого взрыва. В этом случае мы разрешаем космологической декаде иметь отрицательную величину. Благодаря такому расширению один год после Большого взрыва соответствует 100 годам, или нулевой космологической декаде. Тогда одна десятая, или 10-1, — это космологическая декада -1, одна сотая, или 10-2 лет, — космологическая декада -2 и т. д. Начало времени, когда произошел сам Большой взрыв, соответствует τ = 0; в терминах космологических декад Большой взрыв произошел в космологическую декаду, соответствующую бесконечности со знаком «минус».

 

Пять великих временных эпох

Наше настоящее понимание прошлого и будущего Вселенной можно систематизировать, выделив определенные временные эпохи. По мере перехода Вселенной из одной эпохи в другую ее содержимое и характер меняются весьма значительно, а в некоторых отношениях — почти целиком. Эти эпохи, аналогичные геологическим эпохам, помогают составить общее впечатление о жизни Вселенной. С течением времени ряд естественных астрономических катастроф формирует Вселенную и управляет ее последующей эволюцией. Хроника этой истории может иметь следующий вид.

Первичная эпоха. -50 < η < 5. Эта эпоха включает раннюю фазу истории Вселенной. В то время, когда Вселенной не исполнилось и десяти тысяч лет, основная часть плотности энергии Вселенной существовала в виде излучения, поэтому этот ранний период часто называют эпохой излучения. Еще не успели образоваться никакие астрофизические объекты вроде звезд и галактик.

В эту короткую раннюю эпоху произошли многие важные события, определившие будущий курс развития Вселенной. Легкие элементы, типа гелия и лития, образовались в первые несколько минут этой первичной эпохи. Еще раньше сложные физические процессы вызвали небольшое преобладание обычного барионного вещества над антивеществом. Антивещество почти полностью аннигилировало с большей частью вещества, после чего осталась небольшая доля последнего, из которой и состоит современная Вселенная.

Если стрелки часов перевести на еще более раннее время, наше понимание становится куда менее твердым. В чрезвычайно ранний период, когда Вселенная была неимоверно горячей, судя по всему, произошло следующее: квантовые поля с очень высокой энергией вызвали фантастически быстрое расширение и создали очень малые возмущения плотности в однородной и ничем не примечательной Вселенной. Эти крошечные неоднородности сохранились и выросли в галактики, скопления и крупномасштабные структуры, населяющие современную Вселенную.

Ближе к концу первичной эпохи плотность энергии излучения стала меньше плотности энергии, связанной с веществом. Этот переход произошел, когда Вселенной было около десяти тысяч лет. Вскоре после этого произошло еще одно переломное событие: температура Вселенной стала достаточно низкой, чтобы позволить существование атомов (точнее говоря, атомов водорода). Первое появление нейтральных атомов водорода носит название рекомбинации. После рекомбинации возмущения плотности вещества во Вселенной позволили ему образовать комки, не подверженные действию вездесущего радиационного моря. Впервые начали формироваться знакомые нам астрофизические объекты вроде галактик и звезд.

Эпоха звезд. 6 < η < 14. Такое название обусловлено наличием звезд. В эту эпоху большая часть энергии, образующейся во Вселенной, возникает в результате реакций ядерного синтеза, которые происходят в обычных звездах. Мы живем в середине эпохи звезд — в то время, когда звезды активно рождаются, живут и умирают.

В самый ранний период эпохи звезд, когда Вселенной было всего несколько миллионов лет, родилось первое поколение звезд. В первый миллиард лет возникли первые галактики, и начались их объединения в скопления и сверхскопления.

Многие вновь появившиеся галактики переживают бурные фазы высоких энергий из-за всепожирающих черных дыр, расположенных в их центрах. Когда черные дыры разрывают звезды и окружают себя вихреподобными дисками горячего газа, высвобождаются огромные количества энергии. С течением времени эти квазары и активные ядра галактик медленно умирают.

В будущем, ближе к концу эпохи звезд, ключевую роль сыграют самые обычные звезды Вселенной — звезды с низкой массой, которые называют красными карликами. Красные карлики — это звезды, масса которых не превышает половины массы Солнца, но их так много, что их совокупная масса, бесспорно, превосходит массу всех более крупных звезд во Вселенной. Эти красные карлики — истинные скряги, когда дело доходит до превращения водорода в гелий. Они копят свою энергию и будут существовать даже через десять триллионов лет, тогда как более массивные звезды к тому времени уже давно истощат запасы своего ядерного топлива и эволюционируют в белых карликов или превратятся в сверхновые. Эпоха звезд завершится, когда в галактиках закончится водородный газ, прекратится рождение звезд, а звезды-долгожители (имеющие наименьшую массу), красные карлики, медленно погаснут. Когда звезды наконец перестанут светить, Вселенной будет около ста триллионов лет (космологическая декада η = 14).

Эпоха распада. 15 < η < 39. По завершении эпохи образования и эволюции обычных звезд большая часть обычного вещества во Вселенной окажется заключенной в вырожденных остатках звезд — единственном, что останется по окончании эволюции звезд. В этом контексте под термином вырожденность подразумевается особое квантово-механическое состояние вещества, а никак не состояние аморальности. В список вырожденных объектов входят коричневые карлики, белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры. В эпоху распада Вселенная выглядит совсем не так, как сейчас. Нет видимого излучения обычных звезд, которое могло бы оживить небо, согреть планеты или придать галактикам слабое сияние, присущее им сегодня. Вселенная стала холоднее, темнее, а вещество в ней — еще более рассеянным.

И все же кромешную тьму непрерывно оживляют астрономически интересные события. Случайные столкновения разрушают орбиты мертвых звезд, а галактики постепенно изменяют свою структуру. Некоторые звездные остатки выбрасываются далеко за пределы галактики, другие же падают к ее центру. Изредка может вспыхнуть и маячок, когда в результате столкновения двух коричневых карликов появляется новая звезда с малой массой, которая впоследствии проживет триллионы лет. В среднем, в любое данное время, в галактике размером с наш Млечный Путь будут светить несколько таких звезд. Время от времени, в результате столкновения двух белых карликов, галактику потрясает вспышка сверхновой.

В эпоху распада белые карлики, самые распространенные звездные остатки, содержат наибольшую часть обычного барионного вещества Вселенной. Они собирают частицы темной материи, которые вращаются по орбите галактики, образуя огромный расплывчатый ореол. Однажды попав внутрь белого карлика, эти частицы^ впоследствии аннигилируют, тем самым обеспечивая Вселенную важным источником энергии. Действительно, в качестве основного механизма образования энергии традиционные реакции ядерного горения в звездах заменяет аннигиляция темной материи. Однако к тридцатой космологической декаде (η = 30) или даже раньше запас частиц темной материи истощается, в результате чего этот способ образования энергии подходит к своему логическому завершению. Теперь вещественное содержимое Вселенной ограничивается белыми карликами, коричневыми карликами, нейтронными звездами и мертвыми, разбросанными на большие расстояния друг от друга, планетами.

В конце эпохи распада масса-энергия, накопленная в недрах белых карликов и нейтронных звезд, рассеивается в виде излучения по мере распада протонов и нейтронов, составляющих эти звезды. Белый карлик, поддерживаемый протонным распадом, генерирует около четырехсот ватт: этого количества энергии достаточно для работы нескольких электрических лампочек. Общая светимость целой галактики таких старых звезд меньше, чем у одной обычной звезды, существующей за счет горения водорода, вроде нашего Солнца. С завершением процесса распада протонов эпоха распада подходит к концу. Вселенная — еще более темная, еще более разреженная — изменяется вновь.

Эпоха черных дыр. 40 < η < 100. По завершении эпохи распада протонов из всех подобных звездам астрофизических объектов остаются только черные дыры. Эти фантастические объекты обладают столь сильным гравитационным полем, что даже свет не может покинуть их поверхности. Распад протонов никак не влияет на черные дыры, так что по окончании эпохи распада они остаются целыми и невредимыми.

По мере испарения и исчезновения белых карликов черные дыры поглощают вещество и увеличиваются. И все же даже черные дыры не могут жить вечно. В конечном итоге, они должны испариться в ходе очень медленного квантово-механического процесса, называемого излучением Хокинга. Несмотря на свое название, черные дыры не являются абсолютно черными. На самом деле они светятся, хотя и чрезвычайно слабо, испуская тепловой спектр света и другие продукты распада. После исчезновения протонов испарение черных дыр становится основным источником уже почти невидимой энергии Вселенной. Черная дыра, имеющая массу Солнца, проживет около шестидесяти пяти космологических декад; большая черная дыра, имеющая массу галактики, испарится через девяносто восемь или сто космологических декад. Таким образом, всем черным дырам суждено погибнуть. Эпоха черных дыр заканчивается после испарения самых больших черных дыр.

Эпоха вечной тьмы. η > 101. По истечении ста космологических декад протоны уже давно распались, а черные дыры испарились. Сохраняются только остаточные продукты этих процессов: фотоны с огромной длиной волны, нейтрино, электроны и позитроны. Между эпохой вечной тьмы и первичной эпохой, когда Вселенной было менее миллиона лет, существует странная параллель. В каждую из этих эпох, весьма и весьма отдаленных во времени, полностью отсутствуют какие бы то ни было звездоподобные объекты, которые могли бы генерировать энергию.

В этом холодном далеком будущем активность во Вселенной практически завершилась. Энергия упала до крайне низких уровней, а временные промежутки просто ошеломляют. Дрейфующие в космическом пространстве электроны и позитроны встречаются друг с другом и время от времени образуют атомы позитрония. Однако эти столь поздно образующиеся структуры неустойчивы, а составляющие их частицы, рано или поздно, аннигилируют. Могут произойти, хотя и очень медленно, и другие аннигиляционные события низкого уровня.

По сравнению со своим расточительным прошлым, теперь Вселенная живет относительно консервативной и скромной жизнью. Или нет? Кажущаяся нищета этой столь далекой от нас эпохи, возможно, обусловлена неопределенностью нашей экстраполяции, а не реальным переходом Вселенной к старости.

 

Сохранение жизни

Наше общество с немалой долей беспокойства осознало, что вымирание человечества не является такой уж надуманной проблемой. Ядерная конфронтация, экологические катастрофы и распространяющиеся вирусы — это далеко не все перспективы конца света, на которые обращают всеобщее внимание осторожные, склонные к паранойе и думающие только о выгоде люди. Но что если мы примем, хотя и несколько устаревшую, но куда более романтическую перспективу о ракетах, колониях в космосе и завоеваниях Галактики? В таком будущем человечество без труда смогло бы отсрочить быстро приближающуюся гибель Земли, просто перебравшись в другие солнечные системы. Но сможем ли мы продлить жизнь самих звезд? Найдем ли способ обойти распад протона? Сумеем ли обойтись без свойств черных дыр, обеспечивающих Вселенную энергией? Смогут ли хоть какие-то живые организмы пережить финальное всеобъемлющее опустошение эпохи вечной тьмы?

В этой книге мы рассматриваем перспективы и возможности сохранения жизни в каждую эпоху будущей эволюции Вселенной. Этому анализу неизбежно сопутствует атмосфера некоторой неопределенности. Общее теоретическое понимание жизни блещет отсутствием такового. Даже в той единственной среде обитания, где мы имеем прямой опыт, на нашей родной Земле, возникновение жизни не понято до сих пор. Таким образом, в своих дерзких обсуждениях возможностей существования жизни в отдаленном будущем мы находимся в качественно ином положении, чем когда имеем дело с чисто астрофизическими явлениями.

Несмотря на то, что у нас нет прочной теоретической парадигмы, описывающей возникновение жизни, нам необходима хоть какая-то рабочая модель, которая позволила бы систематизировать нашу оценку перспектив сохранения и распространения жизни. Чтобы охватить хотя бы часть всего диапазона возможностей, мы основываем свои размышления на двух очень разных моделях жизни. В первом и наиболее очевидном случае мы рассматриваем жизнь, в основе которой лежит биохимия, приблизительно подобная земной. Жизнь такого рода может возникнуть на планетах, подобных Земле, или на больших лунах в других солнечных системах. Отдавая дань освященной веками традиции, бытующей в среде экзобиологов, предположим, что, пока на некоторой планете присутствует вода в жидком состоянии, на этой планете может зародиться и развиться жизнь, в основе которой лежит углерод. Требование, связанное с тем, что вода должна находиться в жидком состоянии, накладывает достаточно строгое температурное ограничение на любую потенциальную среду обитания. Например, для атмосферного давления температура должна быть больше 273 градусов по шкале Кельвина, что соответствует точке замерзания воды, и меньше 373 градусов по шкале Кельвина, что соответствует точке кипения воды. Этот диапазон температур исключает большую часть астрофизических сред.

Второй класс жизненных форм основан на гораздо более абстрактной модели. В этом, последнем, случае мы в большой степени используем идеи Фримена Дайсона, влиятельного физика, выдвинувшего гипотезу соответствия масштабов для абстрактных форм жизни. Основная мысль состоит в том, что при любой температуре можно вообразить некоторую абстрактную форму жизни, которая прекрасно себя чувствует именно при данной температуре, по крайней мере, в принципе. Более того, скорость, с которой это абстрактное создание расходует энергию, прямо пропорциональна ее температуре. Например, если мы представим какой-то организм Дайсона, живущий при некоторой заданной температуре, то, согласно закону соответствия масштабов, все жизненные функции другой качественно подобной формы жизни, довольствующейся вполовину более низкой температурой, должны быть замедлены в те же самые два раза. В частности, если рассматриваемые организмы Дайсона обладают разумом и некоей разновидностью сознания, то фактическая скорость ощущения ими происходящих событий определяется не реальным физическим временем, а так называемым масштабным временем, пропорциональным температуре. Другими словами, скорость осознания у организмов Дайсона, живущих при низких температурах, ниже, чем у (во всем остальном) аналогичной формы жизни, существующей при более высокой температуре.

Этот абстрактный подход переводит обсуждение далеко за пределы привычной углеродной формы жизни, существующей на нашей планете, но при этом он все же позволяет сделать некоторые допущения о природе жизни вообще. Прежде всего, необходимо принять, что первичная основа мышления заключается в структуре жизненной формы, а не в веществе, ее образующем. Например, у людей мышление каким-то образом возникает в ходе множества сложных биохимических процессов, протекающих в мозге. Вопрос в том, необходима ли эта органическая структура. Если бы мы могли каким-то образом создать другую копию всей этой конструкции — человека, — используя иной набор строительных материалов, смогла бы эта копия мыслить таким же образом? Считала бы копия, что она и есть этот самый человек? Если органическая конструкция по какой-то причине окажется необходимой, значит, ключевую роль играет вещество, из которого состоит жизнь, и возможность существования абстрактных форм жизни в обширном диапазоне различных сред весьма ограничена. Если же, напротив, как мы принимаем здесь, необходима лишь структура, то в обширном диапазоне различных сред могут существовать многие формы жизни. Гипотеза соответствия масштабов Дайсона дает нам приблизительное представление о скоростях обмена веществ и мышления этих абстрактных форм жизни. Эта система взглядов весьма оптимистична, но, как мы увидим, она имеет богатые и интересные следствия.

 

«Временной принцип Коперника»

По мере того как продолжается наше повествование, а великие эпохи сменяют друг друга, характер физической Вселенной меняется почти полностью. Прямое следствие этого изменения состоит в том, что Вселенная отдаленного будущего или далекого прошлого совершенно не похожа на Вселенную, в которой мы живем сегодня. Поскольку современная Вселенная достаточно удобна для жизни в том виде, в каком знаем ее мы, — у нас есть звезды, которые снабжают нас энергией, и планеты, на которых можно жить, — все мы совершенно естественно склонны считать современную эпоху в некотором смысле занимающей особое положение. В противовес этому мнению мы принимаем идею о «временном принципе Коперника», который достаточно просто гласит, что современная космологическая эпоха не занимает во времени особого места. Другими словами, в процессе эволюции и изменения Вселенной в ней не прекратятся интересные события. Хотя реальные уровни производства энергии и энтропии становятся вся более низкими, это компенсируется удлинением временных шкал, которые станут доступны в будущем. Еще раз перефразировав эту мысль, мы утверждаем, что законы физики предсказывают не то, что Вселенная однажды достигнет состояния полного покоя, а, скорее, что в настолько далеком будущем, в какое мы осмелимся заглянуть, не прекратятся интересные физические процессы.

Идея временного принципа Коперника служит естественным продолжением нашего непрерывно расширяющегося взгляда на Вселенную. Глобальная революция в мировоззрении произошла в шестнадцатом веке, когда Николай Коперник заявил, что Земля не является центром нашей Солнечной системы, как считалось ранее. Коперник совершенно правильно понял, что Земля — всего лишь одна из множества планет, которые вращаются по орбите вокруг Солнца. Это явное принижение статуса Земли, а следовательно, и человечества в то время вызвало сильнейший резонанс. Как обычно рассказывают, из-за еретических последствий подобного сдвига в мышлении Коперник вынужден был отложить публикацию своего величайшего труда De Revolutionibus Orbium Coelestium до 1543 года — года его смерти. Он колебался до самого конца и был близок к тому, чтобы скрыть свой труд. Во введении к своей книге Коперник пишет: «Я уже чуть было не положил свой завершенный труд в ящик, из-за презрения, которое я предчувствовал, имея на то причины, вследствие новизны и явного противоречия моей теории здравому смыслу». Несмотря на отсрочку, это сочинение, в конце концов, было опубликовано, и первая отпечатанная копия легла на смертный одр Коперника. Земля более не считалась центром Вселенной. Начался глобальный переворот.

После совершенной Коперником революции понижение нашего статуса не только продолжилось, но и ускорилось. Очень скоро астрономы установили, что другие звезды — это, на самом деле, объекты, подобные нашему Солнцу, и они могут, по крайней мере, в принципе, иметь свои собственные планетарные системы. Одним из первых к такому заключению пришел Джордано Бруно, который заявил, что у других звезд не только есть планеты, но и что эти планеты обитаемы! Впоследствии, в 1601 году, инквизиторы Римской католической церкви сожгли его на костре, хотя и якобы не из-за его утверждений, касавшихся вопросов астрономии. С тех пор мысль о том, что в других солнечных системах тоже могут существовать планеты, время от времени подхватывали выдающиеся ученые, включая Леонарда Эйлера, Иммануила Канта и Пьера Симона Лапласа.

Интересно, что на протяжении почти четырех веков идея о существовании планет за пределами нашей Солнечной системы оставалась чисто теоретической концепцией, в поддержку которой не было никаких данных. Только в последние несколько лет, начиная с 1995 года, астрономы точно установили, что планеты, вращающиеся по орбитам других звезд, действительно существуют. Имея новые возможности для наблюдения и проделав грандиозную работу, Джеф Марси, Мишель Майор и их соратники показали, что планетарные системы — явление относительно распространенное. Теперь наша Солнечная система превратилась всего лишь в одну из, возможно, миллиардов солнечных систем, существующих в Галактике. Начался новый переворот.

Поднимаясь на следующий уровень, мы обнаруживаем, что наша Галактика не единственная во Вселенной. Как в начале двадцатого века впервые осознали космологи, видимая Вселенная полна галактик, в каждой из которых существуют миллиарды звезд, вполне могущих иметь свои собственные системы планет. Более того, когда-то Коперник заявил, что наша планета не имеет особого места в рамках нашей Солнечной системы, — теперь же современная космология доказала, что и наша Галактика не занимает особого положения во Вселенной. В действительности, Вселенная, судя по всему, подчиняется космологическому принципу (см. следующую главу), который гласит, что на больших расстояниях Вселенная одинакова повсюду в космическом пространстве (Вселенная однородна) и что Вселенная выглядит одинаково во всех направлениях (Вселенная изотропна). Космос не имеет ни привилегированных мест, ни предпочтительных направлений. Вселенная демонстрирует поразительную регулярность и простоту.

Каждое последующее понижение центрального статуса Земли приводит к бесповоротному заключению, что местоположение нашей планеты во Вселенной ничем не примечательно. Земля — это обычная планета, которая вращается по орбите умеренно яркой звезды в обыкновенной Галактике, расположенной в случайно выбранном месте Вселенной. Временной принцип Коперника распространяет эту общую идею из области пространства на область времени. Аналогично тому как наша планета, а значит, и человечество, не имеет особого местоположения во Вселенной, так и наша текущая космологическая эпоха не занимает особого места в громадных просторах времени. Этот принцип только продолжает разрушение той малой толики антропоцентрического мышления, что еще сохранилась.

Мы пишем эту книгу в самом конце двадцатого века — подходящее время, чтобы поразмыслить над нашим местом во Вселенной. Благодаря обширности понимания, обретенного в этом веке, мы можем, как никогда ранее внимательно, посмотреть на свое положение во времени и пространстве. В соответствии с временным принципом Коперника и широчайшим диапазоном астрофизических событий, которые еще только произойдут в необъятном будущем, мы утверждаем, что на момент завершения этого тысячелетия конец Вселенной не очень близок. Вооружившись четырьмя силами природы, четырьмя астрономическими окнами, чтобы обозревать Вселенную, и новым календарем, измеряющим время в космологических декадах, мы отправляемся в наше странствие по пяти великим эпохам времени.

 

Глава 1

Первичная эпоха

— 50 < η < 5

 

Сильнейший взрыв становится отправной точкой эволюционного путешествия Вселенной в будущее.

До начала, за горизонтом:

Царит хаос. Основная структура пространства-времени неистовствует. Вместо того чтобы проявлять привычные три измерения обычного пространства с естественным, однонаправленным течением времени, пространство-время напоминает взболтанную, беспорядочную и флуктуирующую пену, беспрерывно изменяющую свою геометрию каждые 10-43 секунды. Любое четкое разделение пространства и времени не имеет ни малейшего смысла в этом состоянии физической реальности с ультра высокими энергиями. Квантовая механика и гравитация вступили в космическую битву, исход которой будет иметь важные последствия для всей Вселенной.

Из этой вероятностной пены извергаются горячие пузыри микроскопического пространства-времени. Большинству из них суждено расшириться, а затем пережить повторное сжатий, вернувшись в аморфную пену, за непостижимо короткие промежутки времени. Время от времени, при возникновении нужных условий, извергающийся участок пространства-времени переходит в состояние фантастически быстрого расширения. Последующий экспоненциальный рост настолько силен, что смежные точки пространства разбегаются друг от друга со скоростями, превышающими скорость света. Эта алогичная активность увеличивает размер расширяющегося участка на чрезвычайно большую величину за невероятно короткий промежуток времени.

После этой стремительной эпохи сверхъяркого расширения раздутый участок пространства-времени простирается далеко за пределы исходной фоновой пены, вследствие чего полностью от нее отделяется. Однажды вступив на этот путь, вновь отделившийся участок может расширяться вечно, хотя и не так быстро. Этот участок разрастается до непостижимо огромных размеров за бесконечно долгие промежутки времени, которые ожидают его впереди. Так начинается длинный и мучительный путь новорожденной Вселенной к смерти.

Важным достижением современной науки является создание теории возникновения Вселенной. Вселенная родилась во взрыве, который произошел в четко определенный момент времени, и расширилась, превратившись в нашу современную Вселенную. Благодаря появлению теории Большого взрыва, многие вопросы, связанные с рождением Вселенной, которые когда-то относили к области философии или метафизики, теперь получили четкие и подробные ответы. Момент творения поставили на прочную научную основу, освободили от пустых гипотез и во многих отношениях подтвердили с помощью экспериментов и наблюдений.

Только представьте себе, как здорово было бы воочию увидеть начало времени. Если бы мы могли испытать эти первые определяющие мгновения, если бы мы могли наблюдать микроскопические события, происходящие с невероятной скоростью, что именно мы увидели бы? Возобновим же наше повествование с момента начала существования Вселенной. Сначала мы заметили бы, что Вселенная расширяется и остывает с фантастической скоростью. В первые 10-35 секунд или около того Вселенная расширяется настолько быстро, что смежные точки пространства разбегаются друг от друга с непостижимыми скоростями. В этот краткий промежуток алогичного поведения область Вселенной размером с маленькую точку () раздувается, становясь больше всей видимой современной Вселенной. Вскоре расширение замедляется до более разумных скоростей, не превышающих скорость света, но все же не прекращается.

Кроме того, мы увидели бы, что ранняя Вселенная очень горяча и очень ярка. При таких громадных температурах, намного превышающих температуры центральных областей любой звезды, вещество очень сильно отличается от того, с которым мы привыкли иметь дело в повседневной жизни. На Земле обычное вещество состоит из атомов, каждый из которых образован несколькими электронами, вращающимися по орбите вокруг ядра, содержащего протоны и нейтроны. В исключительной жаре первых микросекунд температура слишком высока, чтобы могли существовать молекулы, атомы или ядра. Такой температуры не выдерживают даже протоны и нейтроны. Вселенная кишит таинственными элементарными частицами, которые носят название кварков.

В обычных условиях мы полагаем, что вещество составляет все сущее во Вселенной. Сейчас, например, большая доля массы-энергии Вселенной содержится в веществе галактик и лишь очень малая ее часть рассеяна в межгалактическом пространстве. Однако в самые ранние мгновения истории, когда вещество было разбито на основные составляющие его частицы, Вселенная имела очень любопытный аспект. Частицы вещества составляли лишь крошечную долю общей плотности энергии Вселенной. Основная часть плотности энергии содержалась в фоновом излучении, и Вселенная напоминала чрезвычайно горячую печь — первичную домну.

Излучение, существовавшее в самом начале, остается с нами по сей день. Оно образует море протонов, которое заполняет все космическое пространство и называется космическим фоновым излучением [2]В русской научной литературе чаще употребляется термин «реликтовое излучение». — Прим. перев.
. Сегодня это фоновое излучение содержит гораздо меньше энергии, чем в отдаленном прошлом. Его фактическая температура упала до холода в 2,7 градусов выше абсолютного нуля. Однако в самые первые мгновения это фоновое излучение было крайне ярким и горячим. Впоследствии из-за расширения Вселенной некогда сильный фоновый свет был растянут до миллиметровых микроволн. Домна прошлого превратилась в низкоэнергетическую микроволновку.

Когда Вселенной всего одна микросекунда, мы погружены в необъятное море излучения с относительно малой примесью кварков и других частиц. Кварки состоят как из обычного вещества, так и из антивещества, с небольшим избытком первого. На каждые тридцать миллионов кварков, состоящих из антивещества, в запасе Вселенной имеется тридцать миллионов и один кварк, состоящих из вещества. По мере развития и охлаждения Вселенной кварки и антикварки аннигилируют друг с другом. По завершении этого процесса остается лишь крошечная доля избыточного вещества. Этот, на первый взгляд, незначительный остаток, в конечном итоге, образует все вещество, которое мы видим во Вселенной сегодня: галактики, звезды, планеты, тебя, читатель, и меня.

По мере аннигиляции кварков и антикварков оставшиеся кварки начинают собираться в протоны и нейтроны. По прошествии примерно тридцати микросекунд свободных кварков уже не остается. В силу того что во Вселенной все еще безраздельно царит излучение (фотоны), а не материальные частицы, это изменение в реестре ее частиц вряд ли хоть сколько-нибудь ее беспокоит, и расширение неумолимо продолжается.

Далее, по мере того как Вселенная продолжает остывать, протоны и нейтроны начинают сливаться, образуя ядра гелия и других легких элементов. Этот процесс начинается, когда Вселенной исполняется около одной секунды, и довольно резко прекращается через несколько минут. Большая часть существующего сегодня гелия образовалась в этой ранней вспышке ядерной активности. Более тяжелые ядра, например, углерода и кислорода — элементов, обеспечивающих сырье для жизни, — пока что образоваться не могут. Вселенная расширяется слишком быстро, чтобы большие ядра могли объединиться. Для этого у них слишком мало времени, да и плотность Вселенной недостаточно высока. Тяжелые элементы образуются гораздо позднее в плотных центрах звезд и во вспышках сверхновых, отмечающих гибель массивных звезд.

После образования легких элементов содержимое Вселенной претерпевает значительные перемены. Это пополнение запасов реестра частиц — второе такое событие за первые несколько минут существования времени. Излучение продолжает господствовать во Вселенной, будучи основной ее составляющей. А расширение продолжается.

 

Инфляция

Как мы уже отмечали, в самые первые мгновения истории космоса Вселенная вступила в короткую, но напряженную фазу невероятно быстрого расширения. По окончании этого периода расширения, происходившего со скоростями, превышающими скорость света, размер Вселенной увеличился в огромное число раз: возможно, в миллион триллионов триллионов (1030). По завершении этой, хотя и короткой, но изменившей Вселенную, эпохи космос немного успокоился, перейдя в состояние более монотонного расширения. Как и почему произошла эта инфляция?

Расширение Вселенной, распространенность легких элементов и существование поля космического фонового излучения объясняет традиционная теория Большого взрыва. Эта теория обладает еще одним преимуществом: она очень проста и изящна математически. Однако в своем первоначальном виде теория Большого взрыва не дает полного объяснения Вселенной. К счастью, многие из оставшихся свойств нашей Вселенной, а именно: ее большой размер, ее плоскостность и крайнюю однородность, — можно объяснить с помощью всего одной модификации. Эту дополнительную теорию, носящую название теории инфляции, выдвинул Алан Гус, который сейчас работает профессором в МТИ. Его плодотворный труд — The Inflationary Universe («Инфляционная Вселенная») — произвел переворот в космологических исследованиях.

Процесс инфляции легко объясняет, почему наша Вселенная такая большая и такая однородная. Инфляция также приводит геометрию пространства-времени к той степени плоскостности, которую мы наблюдаем сегодня в космосе. Основная идея инфляции проста: в очень ранний момент своей истории размер Вселенной внезапно увеличился в огромное число раз. Чтобы эволюционировать во Вселенную, напоминающую нашу собственную, со свойствами, которые мы наблюдаем сегодня, первичная Вселенная должна была увеличиться, как минимум, в 1028 раз. Чтобы хоть как-то представить себе всю необъятность этого числа, вспомните, что размер современной видимой Вселенной составляет около 1028 сантиметров. Так что инфляция подобна раздуванию одной гальки до размеров всей нашей видимой Вселенной, или даже больше, за крошечную долю секунды. Такое крайне быстрое расширение происходит, если в общей плотности энергии Вселенной доминирует плотность энергии вакуума. Этот достаточно таинственный тип энергии обладает любопытным свойством отрицательного давления. Если в общей энергии Вселенной доминирует энергия вакуума, отрицательное давление будет стимулировать постоянное увеличение скорости расширения. Это ускоряющееся расширение может раздуть Вселенную в огромное количество раз, которое необходимо, чтобы объяснить ее свойства.

На первый взгляд, концепция плотности энергии вакуума выглядит как терминологическое противоречие. Мы привыкли считать, что вакуум — это абсолютная пустота. Как же может нечто, будто бы пустое, вообще иметь энергию, не говоря уже о преобладании плотности этой энергии над всей остальной энергией Вселенной? На фундаментальном уровне вакуум должен подчиняться квантово-механическому описанию, а это означает, что на самом деле вакуум совсем не пуст. Вакуумом правит принцип неопределенности Гейзенберга, который назван в честь Вернера Гейзенберга, пионера квантовой механики. Эта фундаментальная концепция квантовой механики возникает из-за волновой природы физической реальности на малых расстояниях и приводит к возможности существования энергии вакуума.

Рассмотрим, например, электрон. Принцип неопределенности Гейзенберга гласит, что невозможно одновременно измерить как импульс частицы, так и ее положение с произвольно высокой степенью точности. Поскольку нельзя точно измерить одновременно импульс и положение, неопределенности в значениях этих величин невозможно свести к минимуму в одно и то же время. Другими словами, сумма неопределенностей должна превышать некоторое число, обыкновенно обозначаемое h. Величина h — это фундаментальная постоянная природы, называемая постоянной Планка. Аналогичный закон гласит, что невозможно одновременно свести к минимуму неопределенность в измерении энергии и неопределенность в измерении времени. Из этого принципа неопределенности следует одна важная вещь: в природе закон сохранения энергии может нарушаться при условии, что сей криминальный акт несохранения происходит в течение достаточно короткого времени.

Постоянная h почти исчезающе мала, если ее рассматривать с перспективы повседневной жизни. Наблюдая за машиной, едущей по улице, вы без проблем можете определить как ее положение, так и ее скорость. Внутренняя неопределенность, связанная с принципом Гейзенберга, никак не влияет на стремление к точности при обычных измерениях (порядка одного дюйма при определении положения машины и одной мили в час при определении скорости).

Принцип неопределенности имеет важные следствия для концепции вакуума. С точки зрения квантовой механики, вакуум, в действительности, не может быть пустым. Вообразите область пространства, лишенную вещества, область, которую в обычных условиях мы сочли бы «пустой». Из-за принципа неопределенности это якобы пустое пространство заполнено частицами, которые рождаются и почти мгновенно умирают. Энергия, необходимая для образования таких частиц, берется из вакуума и быстро возвращается назад, после того как частицы аннигилируют друг с другом и вновь возвращаются в ничто. Эти частицы называют виртуальными, потому что у них нет реальной жизни. Время их жизни «взято взаймы», и они всегда аннигилируют сразу же после своего спонтанного появления из вакуума. Из-за спонтанного образования этих виртуальных частиц пространство, пустое во всех других отношениях, кишит этими призрачными объектами. И эти виртуальные частицы могут наделять вакуум реальной энергией, которой, в противном случае, он не имел бы. Таким образом, квантовое поведение естественным образом приводит к тому, что пустое пространство может обладать энергией.

Однако вакуум может не только обладать плотностью энергии, но и достигать различных энергетических уровней. Чтобы в самые первые мгновения Вселенная пережила инфляцию, необходимо, чтобы вакуум находился в состоянии достаточно высокой энергии. Но эта энергия вакуума значительно больше, чем его энергетический уровень в современной Вселенной. В настоящий момент вакуум не играет преобладающей роли в динамике Вселенной; в противном случае Вселенная расширялась бы совсем не так, как сейчас. Таким образом, чтобы работал инфляционный сценарий развития Вселенной, плотность энергии ее вакуума должна быть невероятно большой в ранний период ее истории и очень малой (или нулевой) сейчас. Однако если в настоящее время энергия вакуума не равна нулю, это будет иметь поразительные следствия в будущем, что мы увидим позднее.

В ранний период существования Вселенной, когда фоновая температура достаточно высока, вследствие чего сильные, слабые и электромагнитные взаимодействия едины, во Вселенной может преобладать плотность энергии вакуума. Когда имеет место такое господство вакуума, Вселенная входит в фазу инфляции и быстро расширяется. Если результирующая инфляционная фаза расширения длится достаточно долго, Вселенная может расшириться в магические 1028 раз — число, необходимое, чтобы создать нашу современную Вселенную, или даже много больше.

Энергия вакуума может захватить господство во Вселенной различными способами. Многие теории частиц говорят о том, что в природе существуют так называемые скалярные поля. Эти квантово-механические поля в определенном смысле аналогичны электрическому потенциалу, порождающему гораздо более знакомую нам электрическую силу. Однако скалярные поля могут иметь действительно очень высокую энергию, значение которой намного превышает энергии, исследуемые в современных ускорителях частиц. В результате эти скалярные поля остаются чисто теоретическим построением, т. к. пока еще не придумали прямых экспериментов, которые могли бы подтвердить их существование. Потенциальные энергии скалярных полей могут сделать немыслимо большой вклад в энергию вакуума, настолько огромный, чтобы преобладать над плотностью энергии других областей Вселенной в очень ранние моменты времени. Например, при плотности энергии, связанной с великим объединением сил, в кубическом сантиметре вакуума содержалось бы больше энергии, чем во всей современной видимой Вселенной!

Большое значение энергии, связанной с вакуумом, очень сильно влияет на расширение Вселенной. Как свидетельствует знаменитая формула Эйнштейна Е = mc 2 , энергия эквивалентна массе, значит, эти огромные энергии вакуума должны создавать соразмерно огромные гравитационные эффекты. Высокое значение энергии предполагает большое количество массы, которая стягивает вещество и, как правило, не ускоряет расширение, а замедляет его. Однако у энергии вакуума имеется одно любопытное свойство — отрицательное давление. Это отрицательное давление больше массы-энергии, вследствие чего его действие стимулирует расширение. И хотя обычно мы не задумываемся о том, что давление имеет гравитационный эффект, этого, тем не менее, требует общая теория относительности. Обычное положительное давление направлено наружу, тогда как его гравитационное действие — вовнутрь. Гравитация же отрицательного давления действует от центра к поверхности, но ведь именно такое поведение заставляет Вселенную расширяться с возрастающей скоростью. В итоге это колоссальное отрицательное давление за крошечную долю секунды раздувает Вселенную до чудовищных размеров. По мере завершения этого процесса инфляции космос приобретает присущие ему свойства плоскостности и однородности, которые мы наблюдаем сегодня.

 

Проблемы горизонта и плоскостности

Одно важное свойство нашей Вселенной состоит в том, что она выглядит одинаковой во всех направлениях. В частности, температура космического фонового излучения почти одинакова в различных направлениях на небе. Это излучение было испущено различными областями Вселенной, которые, должно быть, сообщались друг с другом, раз уж их температура одинакова. Причем это сообщение должно было происходить до того, как Вселенной исполнилось 300000 лет, когда в последний раз взаимодействовало это излучение. В отсутствие инфляции такие области не могут сообщаться друг с другом, и во Вселенной возникает проблема горизонта. Инфляционная Вселенная, как мы увидим, изящно обходит эту проблему.

По мере расширения Вселенной одновременно происходят две вещи. Во-первых, расширяется сама Вселенная, что попросту означает, что пространство-время Вселенной увеличивается. Во-вторых, Вселенная становится старше, так что у световых сигналов появляется больше времени на распространение, вследствие чего в причинную связь могут вступить более обширные области Вселенной. Если какое-то событие, происходящее в некотором месте в определенный момент времени, может повлиять на отличную от него точку в пространстве и времени, то говорят, что эти два события находятся в причинной связности. Например, вы можете повлиять на события, которые произойдут через минуту в комнате, где вы читаете эту книгу: быть может, вы разведете костер и спалите эту комнату. Однако что бы вы ни сделали, это никак не повлияет на то, что в следующую минуту произойдет на Марсе. Марс расположен на расстоянии, превышающем одну световую минуту, а ни один сигнал, несущий информацию, не может передвигаться быстрее скорости света.

В фазу, отличную от инфляции, Вселенная расширяется со скоростью, «не превышающей скорость света». С другой стороны, в силу того что действительный размер Вселенной определяется расстоянием, которое могут преодолеть световые сигналы, та часть Вселенной, которая может вступить в причинную связь, растет со скоростью света. Принимая во внимание совокупность этих результатов, можно сделать вывод, что Вселенная, содержащаяся в пределах горизонта причинной связности, со временем увеличивается. Другими словами, с течением времени к так называемой видимой Вселенной непрерывно добавляется новый материал. Временная шкала, по которой Вселенная таким образом изменяется, сейчас насчитывает миллиарды лет, что можно приблизительно сравнить с настоящим возрастом Вселенной. В итоге, несмотря на непрекращающийся рост Вселенной, такие изменения невозможно заметить за время жизни, отпущенное человеку.

Теперь мы можем сформулировать проблему горизонта более точно. Наблюдая космическое фоновое излучение, мы, в действительности, смотрим в прошлое в то время, когда Вселенной было около 300 000 лет. Это была последняя эпоха, когда фоновое излучение могло взаимодействовать с веществом, и наблюдаемые нами сегодня фотоны фонового излучения свободно распространяются с тех самых пор. Таким образом, когда было испущено фоновое излучение, диаметр ограничиваемой скоростью света сферы, устанавливающей границу причинной связности, составлял всего 300000 световых лет. Поскольку Вселенная с того времени расширилась, в настоящую эпоху эти области достигли размера порядка трехсот миллионов световых лет. Однако, когда мы наблюдаем космическое фоновое излучение, глядя в небо в противоположных направлениях, мы изучаем выборочные области, разделенные размером всей видимой сегодня Вселенной — расстояниями, превышающими двадцать миллиардов световых лет. Эта величина много больше размера областей, которые могли вступать в причинную связь, и все же наблюдаемые температуры космического фонового излучения практически одинаковы: они отличаются лишь на сто тысячные доли. Из априорных соображений, не существует какой бы то ни было причины того, почему температуры областей, никоим образом не связанных друг с другом, должны быть настолько одинаковы. Эта дилемма и составляет проблему горизонта.

Инфляция естественным образом разрешает эту проблему горизонта. Вообразите крошечную область Вселенной, которая находится в причинной связи с самой собой в момент, предшествующий началу инфляционного периода расширения. По определению, размер такой области должен быть меньше произведения скорости света и возраста Вселенной на тот момент. Теперь представим, что эта маленькая область увеличивает свой размер в безумно большое число раз. Если коэффициент роста достаточно велик, то вся видимая сегодня Вселенная может содержаться в пределах той причинно связанной области, с которой мы начали. При этом коэффициент роста должен равняться 1028 — тот же магический коэффициент, который мы встречали и раньше. Во Вселенной, переживающей инфляцию, размеры областей, которые уже вступали в причинную связь, областей с возможностью наличия одинаковых характеристик, гораздо больше, нежели размеры тех же областей во Вселенной, где инфляция отсутствует (см. рисунок 1).

Рис. 1. На этом рисунке показан размер Вселенной в соответствии как со стандартной теорией Большого взрыва, так и с ее усовершенствованным вариантом, включающим инфляционную фазу расширения. Инфляционная модель помогает решить проблему горизонта, поскольку разрешает гораздо меньший размер Вселенной в отдаленном прошлом. Эта маленькая Вселенная в некоторый ранний момент истории могла находиться в причинной связи с самой собой и тем самым обеспечить крайнюю однородность, которую мы наблюдаем в нашей Вселенной сегодня

Другая проблема, встающая перед космологией, в которой отсутствует инфляция, носит название проблемы плоскостности. В этом случае проблема состоит в следующем: мы видим, что пространственная геометрия пространства очень плоская, а это означает, что плотность Вселенной довольна близко к некоторому критическому значению. Плоская Вселенная имеет именно эту критическую плотность, и ей суждено расширяться вечно, но с постоянно уменьшающейся скоростью. Чтобы современная Вселенная обладала этим свойством, начальные условия расширения Вселенной должны были быть очень особенными, а следовательно, крайне маловероятно, чтобы они имели место быть.

Расширяющаяся Вселенная может быть открытой, замкнутой или плоской, причем плоская Вселенная представляет собой промежуточный случай, когда Вселенная расширяется вечно, но крайне медленно. Когда мы выполняем измерения, чтобы определить количество вещества во Вселенной, мы находим, что наша Вселенная близка к плоской. Плотность Вселенной имеет критическое значение — значение плотности, которое должна иметь Вселенная, чтобы быть плоской, — с точностью до множителя два-три. Точнее, отношение Ω0 общей плотности энергии Вселенной к ее критическому значению, судя по всему, лежит в диапазоне 0,3 < Ω0 < 2, который включает и случай плоской Вселенной Ω0 = 1.

Так в чем же здесь проблема? Сложность возникает из-за того, что отношение Ω, которое представляет собой меру того, насколько Вселенная далека от критического плоского случая, со временем изменяется. Если плотность Вселенной не достигает критического значения (что означает, что Ω < 1) в данный момент космологического времени, то расширение Вселенной побеждает в битве с гравитацией. С течением времени быстрое расширение делает Вселенную еще менее плотной, приводя к тому, что значение Ω становится еще меньше. Таким образом, если в некоторый данный момент времени значение плотности Вселенной ниже критического, через относительно короткое время значение Ω становится чрезвычайно малым, намного меньше критического значения, равного единице. Чтобы в настоящее время значение Ω находилось где-то вблизи единицы, в прошлом Вселенная должна иметь значение Ω чрезвычайно близкое к критическому единичному значению, но чуть-чуть его не достигающее. Если вернуться в самое начало, когда закладывались начальные условия для Вселенной, когда истекло менее 10-43 секунд, значение Ω должно было быть пугающе близким к единице, с невероятной точностью порядка одной из 1060. Сложно понять, почему во Вселенной должно было возникнуть такое невероятно точное значение плотности энергии, которое необходимо, чтобы сегодня Ω, имела значение, близкое к единице. Точно так же, если Вселенная будет иметь плотность, чуть превышающую критическое значение, гравитация выиграет сражение с расширением и отношение Ω быстро и намного превысит единицу.

Однако космологическая проблема плоскостности также смягчается в том случае, если колоссальное инфляционное расширение Вселенной действительно имело место. Чтобы проиллюстрировать решение проблемы плоскостности, надуем шарик и рассмотрим его поверхность в качестве двумерной модели Вселенной. Поверхность шарика искривлена, и эта кривизна представляет собой кривизну пространства-времени. Если мы надуем шар до некоторого невероятно раздутого состояния, так что его радиус будет, скажем, в 1028 раз больше, то поверхность этого шара будет казаться куда более плоской. Если в начале мы возьмем обычный шарик, радиусом около десяти сантиметров, то конечный размер раздутого шара будет превышать размер всей видимой в настоящее время Вселенной. Точно так же, как поверхность шарика становится более плоской под действием колоссального расширения, так и кривизна пространства-времени выравнивается, когда Вселенная раздувается в огромное число раз (см. рисунок 2).

Рис. 2. На этих четырех рисунках изображена поверхность сферы, причем ее кривизна представляет кривизну пространства-времени Вселенной. Радиус сферы возрастает в три раза на каждом последующем снимке. На первом рисунке изображена маленькая сферическая поверхность, кривизна которой хорошо заметна, тогда как поверхность на четвертом, и последнем, снимке трудно отличить от плоскостности. Расширение Вселенной во время инфляции разглаживает Вселенную аналогичным образом, а значит, разрешает проблему плоскости. Однако во время инфляции Вселенная увеличивается более чем в 1028 раз, что не идет ни в какое сравнение с ничтожным 27-кратным увеличением, изображенным здесь

 

Расширяющаяся Вселенная

В 1920-е годы Эдвин Хаббл с помощью стодюймового телескопа в Маунт-Вилсоновской обсерватории показал, что Вселенная расширяется. Это было эпохальное открытие. До прорыва Хаббла, который, фактически, являл собой продолжение чуть более ранней работы Весто Слифера, ученые, в большинстве своем, считали Вселенную статической и неизменной. Осознание того, что мы живем в расширяющейся Вселенной, значительно преобразовало наш взгляд на космос.

Хаббл заметил, что от нашей Галактики — Млечного Пути — удаляются все галактики, кроме самых близких. Кроме того, Хаббл показал, что чем дальше находится галактика, тем быстрее она от нас удаляется. Сейчас это отношение между расстоянием и скоростью называется законом Хаббла и является естественным следствием расширяющейся Вселенной, рассматриваемой изнутри.

Чтобы проиллюстрировать расширение по закону Хаббла, можно рассмотреть простую модель Вселенной. Представьте большой кекс с изюмом: пусть в этой модели изюминки будут галактиками. По мере расширения кекса, в процессе выпекания, каждая изюминка в кексе удаляется от всех остальных изюминок. Однако у Вселенной вообще нет краев; по крайней мере, нам таковые не известны. В результате Вселенную можно представить в виде гигантского кекса с изюмом, причем наша изюминка — Млечный Путь — находится на очень большом расстоянии от какого бы то ни было края.

Расширение и эволюцию Вселенной описывает общая теория относительности Эйнштейна, вводящая в фундаментальное описание пространства-времени гравитацию. Когда для описания Вселенной в целом используется общая теория относительности, расширение космоса становится естественным ее следствием. Когда Эйнштейн осознал, что его теория предполагает расширяющуюся Вселенную, сначала он решил, что это предсказание неверно. Астрономы еще не наблюдали хаббловское расширение, и почти все тогда придерживались допотопных представлений о статической и неизменяющейся Вселенной. Эйнштейн зашел настолько далеко, что без надобности усложнил свою теорию, допустив статическую (нерасширяющуюся) Вселенную. Однако после открытия расширения космологи быстро поняли, что оригинальные, неизмененные уравнения Эйнштейна служат наилучшим описанием нашей непрерывно растущей Вселенной.

Вселенная подчиняется базовой доктрине, называемой космологическим принципом. Это основной постулат, который систематизирует и упрощает возможное поведение космоса. Этот принцип утверждает, что Вселенная в целом одновременно однородна и изотропна. Однородной называется Вселенная, одинаковая во всех точках пространства; другими словами, Вселенная не имеет однозначно предпочтительных мест (см. правую часть рис. 3). Аналогично, изотропной называется Вселенная, которая выглядит одинаковой во всех направлениях; другими словами, Вселенная не выглядит другой, в каком бы направлении вы ни посмотрели из нашей Галактики (см. левую часть рис. 3). Космологический принцип — это естественное обобщение точки зрения Коперника. Коперник показал, что Земля, а следовательно и человечество, не имеет особого места в нашей Солнечной системе. В силу того что Вселенная однородна и изотропна, наша Галактика не занимает особого положения. В частности, мы живем совсем не в центре Вселенной.

Рис. 3. Поскольку все четкие точки на этом объекте исходят из центральной точки, эта система (слева) изотропна , но не однородна . Центральная точка занимает особое место в системе. Однако в скоплении четких точек невозможно выделить предпочтительного направления или расположения. В силу того что ни один из нарисованных листочков не имеет особого местоположения, компоновка (справа) однородна . Однако у данного узора есть два предпочтительных направления, по которым стремятся расположиться листья и которые отражают основную геометрию данной компоновки. В присутствии этих предпочтительных направлений данная модель не может считаться изотропной

Наша расширяющаяся Вселенная не бесконечно стара; напротив, ее возраст определен. Если в качестве отправной точки взять расширение Вселенной, видимой сегодня, и затем «обратить ход часов» для экстраполяции этого движения в прошлое, все вещество Вселенной достигает бесконечной плотности в определенный момент прошлого. Эта сингулярность и является Большим взрывом, определяющим начало времени. Отрезок времени, начинающийся в этой точке и заканчивающийся в настоящую эпоху, является современным возрастом Вселенной — порядка десяти миллиардов лет.

 

Возможные судьбы расширяющейся Вселенной

Расширяющаяся Вселенная имеет, по крайней мере, три возможные долгосрочные перспективы. Во-первых, если расширение, не ослабевая, продолжается вечно, то говорят, что Вселенная открыта. В противном случае, если Вселенной суждено, в конце концов, прекратить расширение и пережить повторное сжатие, то говорят, что она замкнута. Плоская Вселенная находится на границе между открытой и замкнутой. В плоской Вселенной расширение продолжается вечно, но его скорость постоянно уменьшается. Когда возраст Вселенной становится бесконечным, расширение постепенно замедляется, пока, наконец, не останавливается полностью.

Долгосрочная судьба Вселенной в большой степени зависит от того, является она открытой, замкнутой или плоской. Это, в свою очередь, определяется плотностью энергии Вселенной. Наилучшие из имеющихся астрономических наблюдений свидетельствуют о том, что плотность энергии нашей Вселенной недостаточна, чтобы она была замкнутой, а потому космос будет расширяться вечно. Если мы на самом деле обитаем в открытой или плоской Вселенной, то она проживет достаточно долго, чтобы развернулся поразительный ряд эффектных событий. В замкнутой Вселенной число возможностей, напротив, значительно ограничено.

На данном этапе три различных типа вселенных можно представить с помощью простой аналогии. Вообразите, что мы запускаем ракету с поверхности некоторой планеты. Ракета взмывает вверх с высокой начальной скоростью, после чего двигатель отключается. Что происходит? Ответ зависит от того, насколько быстро движется ракета, или, если посмотреть на эту проблему с другой стороны, от суммарной массы этой планеты и ракеты. Если ракета движется слишком медленно или масса планеты слишком велика, то ракета не сможет преодолеть гравитационное притяжение планеты и упадет на ее поверхность. Ракету и планету можно рассмотреть как закрытую физическую систему, в которой ракета и планета возвращаются друг к другу или переживают повторное сжатие. Такое же стечение обстоятельств возникает, когда мы бросаем бейсбольный мяч, который вновь падает на Землю. С другой стороны, если наша ракета движется с достаточной скоростью, она может преодолеть гравитационное притяжение планеты и продолжать двигаться вечно. Эта ситуация соответствует открытой физической системе типа открытой Вселенной, которая расширяется беспредельно.

Как у Вселенной, так и у нашей простой системы, состоящей из планеты и ракеты, имеется важный промежуточный случай, который мы называем плоским. Ракету можно запустить с такой скоростью, которая придаст ей ровно столько энергии, сколько требуется, чтобы оторваться от планеты. По мере дальнейшего движения ракета продолжает замедляться, пока, в конце концов, не остановится совсем, достигнув некоторой точки в пространстве, бесконечно удаленной от рассматриваемой планеты. Безусловно, чтобы достигнуть этой точки, ракете понадобится бесконечное количество времени. Плоская Вселенная ведет себе качественно подобным образом. Все галактики разбегаются друг от друга, но с течением времени скорость их разбегания уменьшается. По мере того как Вселенная становится бесконечно старой, галактики приближаются к статическому состоянию — полной остановке.

Несмотря на то, что данная модель удобна для сравнения открытой, плоской и замкнутой вселенных, одно важное отличие все же остается. Ракета и планета движутся в космическом пространстве так, как мы обычно представляем себе движение. Однако во Вселенной расширяется само пространство, галактики же, на самом деле, покоятся, если принимать во внимание местный масштаб. Ракета и планета образуют классическую систему, тогда как расширяющаяся Вселенная служит примером релятивистского пространства-времени.

 

Космическое фоновое излучение

Вся Вселенная заполнена морем фонового излучения. Если Вселенная расширяется, значит, раньше она должна была быть меньше, плотнее и горячее. При крайне высоких температурах частицы и излучение существуют в состоянии, напоминающем равновесное. В эти горячие плотные ранние фазы присутствовало большое количество излучения. По мере расширения и остывания Вселенной волны этого излучения растягиваются, его энергия уменьшается, и, в конечном итоге, оно вообще перестает взаимодействовать с веществом. Некоторая часть этого излучения сохраняется и сегодня свободно струится через пространство в виде микроволн. Несмотря на то, что это фоновое излучение уже не играет важной роли, его по-прежнему можно обнаружить. Оно служит несомненным признаком крайне высоких температур отдаленного прошлого.

Это микроволновое фоновое излучение было открыто в 1965 году Арно Пензиасом и Робертом Вильсоном, работавшими в лабораториях корпорации «Белл». Пензиас и Вильсон самым тщательным образом исследовали фоновые источники статического — а другими словами, белого — шума и не ожидали, что небо окажется заполненным низкоэнергетическими микроволнами. Это открытие, сделанное по счастливой случайности, принесло ученым Нобелевскую премию по физике.

Откуда нам известно, что этот слабый микроволновый фон на самом деле является «ископаемым» свидетельством Большого взрыва? Ведь излучение возникает и в ходе множества других физических процессов. Многих людей беспокоит излучение, испускаемое атомными электростанциями. Теле- и радиостанции непрерывно извергают в пространство низкоэнергетическое излучение. А в более крупном масштабе огромными объемами излучения Галактику ежеминутно «накачивают» звезды.

В ранний период космической истории Вселенная была плотной и горячей. В этих условиях, которые значительно отличаются от редких и холодных межгалактических пустот современности, поле излучения, пронизывающее все пространство, достигало состояния термодинамического равновесия. Когда же достигается состояние равновесия, спектр излучения, т. е. количество энергии, излученное при конкретной длине волны, приближается к определенному виду, который носит название спектра абсолютно черного тела. Точно такое же спектральное распределение длин волн испускает любой абсолютно черный объект (т. е. непрозрачный и неотражающий) в состоянии теплового равновесия при определенной температуре. Каждый спектр излучения черного тела соответствует какой-то конкретной температуре. Например, спектр, очень близкий к спектру черного тела, испускает со своей поверхности, имеющей температуру, равную 5800 градусов Кельвина, Солнце. Фоновое излучение Вселенной тоже имеет определенную температуру. По мере того как Вселенная расширяется и остывает, эта характеристическая температура уменьшается, но распределение излучения сохраняет свой особый вид — спектр абсолютно черного тела.

Космическое фоновое излучение, согласно современным измерениям, имеет температуру, равную 2,73 градусам Кельвина. Более того, спектр этого излучения совпадает со спектром абсолютно черного тела почти полностью — с точностью до одной десятитысячной. Наиболее точные измерения этого спектра произвел в 1980-х годах спутник СОВЕ (COsmic Background Explorer) (см. рисунок 4). Этот результат служит весьма впечатляющим свидетельством в пользу теории Большого взрыва.

Рис. 4. Спутник СОВЕ измерил спектр космического фонового излучения; каждый квадратик на данном рисунке соответствует отдельному измерению. Три приведенные кривые показывают зависимость интенсивности излучения черного тела от длины волны для трех различных температур. Обратите внимание, насколько близко измерения, выполненные СОВЕ, совпадают с кривой, изображающей излучение абсолютно черного тела при 2,73 градусах. Теория Большого взрыва предсказывает именно такой вид этой кривой

Другое свойство наблюдаемого фонового излучения запечатлелось в пламенном прошлом ранней Вселенной. Космическое фоновое излучение выглядит одинаково во всех направлениях. Почти. Как описывалось выше, поле излучения имеет вид спектра черного тела и может быть охарактеризовано одним значением температуры. Причем эта температура во всех частях неба почти одинакова, с чрезвычайно высокой степенью точности. Этот результат согласуется с космологическим принципом, который гласит, что Вселенная однородна и изотропна.

И все же крошечные колебания температуры космического фонового излучения были зарегистрированы. Амплитуды этих колебаний составляют всего порядка тридцати долей на миллион, и впервые спутник СОВЕ зарегистрировал их в 1992 году. Эти крошечные колебания имеют огромные последствия. Фоновое излучение в последний раз взаимодействовало с веществом, когда Вселенной было 300000 лет. Этот четко определенный поворотный момент, именуемый рекомбинацией, соответствует времени, когда температура Вселенной снизилась настолько, что электроны и ядра смогли объединиться в атомы. (С позиций логики, следовало бы говорить не о «рекомбинации», а о «первой комбинации» (первом объединении), потому что до этого момента электроны и ядра существовали только по отдельности.) До рекомбинации излучение и вещество во Вселенной сильно взаимодействовали друг с другом и были тесно связаны. Однако после появления атомов Вселенная внезапно стала прозрачной для фонового излучения. Колебания, наблюдаемые в температуре современного космического фона, являются отпечатком возмущений плотности вещества, которые имели место, когда излучение и вещество в последний раз вступили в контакт. Поскольку возмущения плотности вещества в конечном итоге разрослись в галактики и их скопления, колебания в микроволновом фоне характеризуют начальные условия образования галактик и крупномасштабных структур.

 

Кварки и антикварки

В первую микросекунду истории космоса материальное содержимое Вселенной существовало в виде кварков и их антиматериальных двойников, называемых антикварками. Эти, в некотором роде, таинственные частицы образуют более знакомые нам протоны и нейтроны, составляющие большую часть вещества, известного нам сегодня. Однако при высоких температурах вещество предпочитает существовать в виде свободных кварков, а не таких больших частиц, как протоны. Несмотря на то, что большинству первичных кварков суждено аннигилировать, некоторая их доля выживает, чтобы в конечном итоге образовать вещество современной Вселенной. Но задолго до появления протонов и нейтронов произошли микроскопические события огромной важности, которые сформировали будущее материальное содержание Вселенной.

Сегодня наша Вселенная состоит, в основном, из вещества, а не из антивещества. Если вещество и антивещество поместить достаточно близко друг к другу, произойдет их взаимная аннигиляция, после которой останется сильная вспышка излучения. В ходе этого процесса, в сущности, вся масса преобразуется в энергию. Однако существуя на своей планете, мы никогда не наблюдаем такую аннигиляцию. Почему? Потому что Земля почти полностью состоит из одного только вещества, а антивещества в ней нет. То, что миссии NASA к Луне, а потом к Марсу, не завершились эффектными вспышками излучения, совершенно определенно указывает на то, что наша Солнечная система также состоит из вещества и практически не содержит антивещества. Наблюдая более крупные масштабы, типа Галактики и даже всей Вселенной, мы также приходим к выводу о присутствии вещества и выраженном отсутствии антивещества. По приблизительным оценкам, наша Вселенная содержит около 1078 протонов и нейтронов с относительно незначительной примесью антипротонов и других антиматериальных частиц.

Однако, несмотря на эту крайнюю асимметрию, которая наблюдается в нашей Вселенной, законы физики не отдают предпочтение веществу перед антивеществом. Согласно этим базовым законам, которые бессчетное число раз проверялись в ходе лабораторных экспериментов, изначально вещество и антивещество находятся в равном положении. И все же во Вселенной существует дисбаланс. Ясно, что готовится что-то любопытное.

Частицы, состоящие из обычного вещества, типа протонов и нейтронов, называются барионами. Частицы антивещества именуются антибарионами. Так что наша Вселенная выражает суммарное барионное число, определяемое как разность общего числа барионов и общего числа антибарионов. Чтобы космос достиг такого конечного результата, законы физики должны разрешать некий физический процесс, в ходе которого барионное число не сохраняется строгим образом. Существование этого процесса (нарушающего закон сохранения барионного числа) имеет глубокие последствия как для образования вещества в ранней Вселенной, так и для долгосрочной судьбы вещества в отдаленном будущем.

Что касается последнего вопроса, неспособность законов физики обеспечить строгое сохранение барионного числа говорит о том, что протоны, нейтроны и все обычное вещество обречены. Если прождать достаточно долго, относительно слабый процесс, который нарушает закон сохранения барионного числа, в конце концов, непременно запустит механизм распада и разрушения всего обычного вещества. Однако из-за относительной неэффективности данного процесса эту часть истории можно отложить на довольно долгое время, возможно, триллион триллионов триллионов лет.

В самые первые мгновения истории космоса, задолго до того как Вселенной исполнилась одна микросекунда, начали происходить физические процессы, в которых не сохраняется барионное число. При высоких температурах этой эпохи данные процессы, нарушающие закон сохранения барионного числа, гораздо более эффективны, чем при низких температурах современной Вселенной. Последующие микроскопические реакции производят в некоторых областях Вселенной суммарный избыток кварков и, возможно, избыток антикварков в других вселенных. По мере расширения и охлаждения нашей Вселенной эти реакции прекращаются и родственные популяции кварков и антикварков становятся неизменными. Космос успешно достигает состояния бариогенеза — производства суммарного избытка вещества над антивеществом.

Предлагалось несколько различных моделей этого процесса, но они все еще находятся в процессе изучения. Несмотря на то, что это рассуждение несколько туманно, мы все же понимаем процесс бариогенеза хотя бы в общих чертах. Чтобы удержать механизм производства частиц от перехода на противоположное направление, в результате которого будут уничтожены избыточные кварки, эти реакции должны проходить в неравновесном состоянии, чтобы некоторые вновь образовавшиеся лишние кварки могли остаться нетронутыми. Расширение Вселенной облегчает неравновесный характер протекания реакций, обеспечивая постоянно изменяющееся фоновое состояние. Необходимо также и еще одно условие. Микроскопические реакции, образующие общее барионное число, в отличие от большинства процессов, задействующих элементарные частицы, не должны быть точно обратимы во времени. Эти реакции должны уметь чувствовать направление времени (или следовать ему), которое определяется расширяющейся Вселенной. Таким образом, чтобы образовался чистый избыток вещества, во Вселенной должны существовать реакции, нарушающие закон сохранения барионного числа, происходящие в неравновесном состоянии и необратимые во времени.

Избыточное число барионов, образовавшееся таким образом, до смешного мало. На каждые тридцать миллионов существовавших антикварков во Вселенной содержалось тридцать миллионов и один кварк обычного вещества. Именно этот феноменально малый избыток — одна частица на тридцать миллионов — жизненно важен. По мере расширения и охлаждения Вселенной кварки и антикварки аннигилируют друг с другом. И только лишние кварки — те, которым не удается найти антиматериальную пару для аннигиляции, — остаются, чтобы в конечном итоге заполнить нашу Вселенную веществом.

Когда Вселенная, наконец, становится достаточно прохладной, кварки объединяются в сложные частицы, называемые адронами; к ним относятся знакомые нам протоны и нейтроны. Этот фазовый переход происходит, когда Вселенная переживает температуру в один триллион градусов Кельвина и достигает плотности ядерного вещества, в один квадрильон раз превышающей плотность воды. Вот на этом фоне и рождаются протоны с нейтронами. Эти основные кирпичики, синтезированные в первую микросекунду истории, не только дожили до сегодняшнего дня, наступившего около десяти миллиардов лет спустя, но и будут жить еще долго-долго. Эти частицы проживут, как минимум, в десять миллиардов триллионов (1022) раз дольше современного возраста Вселенной, а возможно, даже еще дольше.

 

Темнота ночного неба

Конечный возраст, которым наделила Вселенную современная космология, разрешает одну классическую проблему: «Почему ночью небо темное?». Первым важность этого вопроса осознал, наверное, Иоганн Кеплер в 1600-е годы, хотя широкую известность эта проблема получила только в девятнадцатом веке, благодаря работе Г.В. Ольберса. В 1823 году Ольберс, немецкий астроном, представил труд, в котором впервые описал эту проблему, впоследствии получившую название парадокса Ольберса.

На первый взгляд, ответ кажется очевидным: ну, конечно, ночное небо темное! Как-никак Солнце не освещает небо по ночам. Однако если поразмыслить чуть дольше, понимаешь, что все не так просто. Рассмотрим портрет Вселенной девятнадцатого века: статическая, бесконечная Вселенная, демонстрирующая обычное трехмерное пространство евклидовой геометрии. А теперь представьте, что вы смотрите на ночное небо. Следуя по линии зрения в любом направлении, рано или поздно, вы должны наткнуться на поверхность звезды. Но звезды ярко светят. Значит, ночное небо должно светиться от лучистой энергии, испускаемой поверхностью звезд, ярких, как Солнце.

Можно подойти к этому вопросу и с другой стороны. В этой устаревшей модели Вселенной небо изобилует бесконечным количеством звезд. Чем дальше звезды находятся от Земли, тем более тусклыми они нам кажутся. Их излучение ослабевает обратно пропорционально квадрату расстояния (r2) между звездой и наблюдателем. Однако объем Вселенной, а следовательно, и общее количество звезд возрастает пропорционально кубу этого расстояния (г3). Даже несмотря на то, что с увеличением расстояния излучение звезд ослабевает, этот эффект компенсируется увеличением общего числа звезд. Если эта модель правильна, то ночное небо должно быть очень ярким.

Теперь мы знаем, что эта старомодная парадигма, описывающая бесконечную статическую Вселенную, попросту говоря, ошибочна. Вселенная, на самом деле, имеет конечный возраст и совсем не евклидову геометрию пространства-времени. Поскольку пока что прошло всего десять миллиардов лет, мы можем наблюдать только те звезды, которые находятся на большом, но все же строго конечном расстоянии в десять миллиардов световых лет. Видимая Вселенная содержит большое, но конечное число звезд: около одной тысячи миллиардов миллиардов (1021). Эти звезды вносят свой вклад в видимую яркость ночного неба, которое светится очень слабо. И все же ночное небо значительно темнее, чем поверхность звезды.

На темноту ночного неба влияет и расширение Вселенной. В силу того что пространство-время расширяется, удаленные звезды вносят меньший вклад в яркость неба, чем это предполагалось согласно предшествующему аргументу Евклида. Далекие звезды в удаленных галактиках уносятся от нас со скоростями, близкими к скорости света. Их свет, приходящий из самых отдаленных уголков видимой Вселенной, невероятно растягивается, вследствие чего снижается его интенсивность.

Темнота ночного неба имеет глубочайшие следствия для развития и продолжительного существования жизни. Если бы Вселенная не имела конечного возраста и не расширялась, то ночное небо действительно сверкало бы как поверхность звезды. В таких условиях звездная эволюция претерпела бы радикальные изменения, а возникновение и развитие жизни на планетах было бы практически невозможно. Если бы нашу Солнечную систему переместили в такую гипотетическую яркую Вселенную, то Солнце и планеты внезапно оказались бы погруженными в тепловую ванну излучения, столь же горячую, сколь и поверхность звезды. Так как, в силу второго закона термодинамики, тепло должно распространяться из горячих областей в холодные, Солнце стало бы нагреваться, чтобы распространить свою энергию в пространство. Сами планеты прогрелись бы до температур звезд, а это тысячи градусов Кельвина, и постепенно были бы стерты мощным и безжалостным потоком фонового света.

Наблюдаемая темнота ночного неба служит веским доказательством конечного возраста Вселенной. Это осознание воистину замечательно. И почти настолько же замечательно то, что этот важный ключ проглядели ученые, до двадцатого века занимавшиеся парадоксом Ольберса. Идея о статической и неизменной Вселенной прочно укоренилась в культуре. Простое и правильное решение этого парадокса оставалось непризнанным, пока Хаббл не открыл, что Вселенная расширяется, а Эйнштейн не создал теорию, которая допускала, и даже предсказывала, расширяющееся пространство-время.

 

Нуклеосинтез

Следующим важным достижением зарождающейся Вселенной было образование маленьких сложных ядер типа гелия, дейтерия и лития. Ядра этих легких элементов образовались в реакциях ядерного синтеза, произошедших в первые несколько минут времени. Более крупные ядра, включая углерод и кислород, дающие основу для жизни, образовались гораздо позднее в горячих недрах звезд (о чем рассказывается в следующих главах). Образование тяжелых элементов из более легких, называемое нуклеосинтезом, значительно изменяет материальное содержимое Вселенной.

Энергия — это основная концепция, управляющая нуклеосинтезом — процессом ядерного синтеза. До этого момента более крупные ядра имеют меньшую массу-энергию покоя на частицу, чем составляющие их частицы по отдельности. Например, масса-энергия покоя ядра гелия, состоящего из двух протонов и двух нейтронов, меньше, чем суммарная масса-энергия покоя этих четырех частиц, существующих по отдельности. Этот дефицит массы-энергии ядра гелия должен иметь какое-то объяснение. В процессе реакции ядерного синтеза, в результате которой образуется ядро гелия, недостающая масса превращается в энергию и высвобождается в соответствии со знаменитой формулой Эйнштейна Е = mс 2 . Механизм ядерного синтеза лежит в основе водородных бомб, образования энергии в недрах Солнца и нуклеосинтеза в ранней Вселенной.

Протоны и нейтроны, образующие ядро атома, удерживает вместе сильное взаимодействие, которое притягивает составляющие ядро частицы, но действует лишь на очень коротких расстояниях. На больших расстояниях сильнее оказывается электромагнитная сила, поскольку она действует в более широком диапазоне. Например, при взаимодействии протона с дейтроном (простое ядро, содержащее один протон и один нейтрон), электромагнитная сила является силой отталкивания и действует как преграда для ядерного синтеза, отталкивая взаимодействующие частицы друг от друга. Для успешного слияния протона и дейтрона они должны оказаться достаточно близко друг от друга, так чтобы сильное взаимодействие подавило электромагнитную силу. При достаточно высоких температурах эти частицы обладают достаточной кинетической энергией, чтобы добиться необходимой близости. Однако температура не должна быть слишком высокой; в противном случае только что синтезированные ядра разлетятся сразу же после возникновения. Необходимость соблюдать этот компромисс задает диапазон температур, при которых могут происходить реакции ядерного синтеза.

Относительно рано в истории космоса, примерно через секунду после Большого взрыва, фоновая температура Вселенной упала до десяти миллиардов градусов Кельвина. С плотностью, в двести раз превышающей плотность воды, Вселенная оказалась достаточно прохладной, чтобы протоны и нейтроны начали сливаться, образуя атомные ядра легких элементов. Тогда было синтезировано огромное количество гелия с меньшими примесями дейтерия и лития. Ядерная деятельность продолжалась в течение достаточно короткого промежутка времени: около трех минут. В этот момент температура непрерывно расширяющейся Вселенной упала до одного миллиарда градусов Кельвина, а плотность стала превышать плотность воды всего в двадцать раз. Тогда ядерные реакции резко прекратились, и завершилась фаза нуклеосинтеза.

Несмотря на то, что в результате нуклеосинтеза образовалась большая часть существующего сегодня гелия, синтез элементов не завершился полностью в это трехминутное окно. Большая часть Вселенной, около семидесяти пяти процентов ее массы, осталась «необработанной», в виде отдельных протонов (водорода). Скорость протекания ядерных реакций определяется температурой и плотностью Вселенной. По мере расширения и охлаждения Вселенной скорости протекания ядерных реакций быстро уменьшаются, и, в конечном итоге, эти реакции прекращаются вовсе. Почти не существует ядерных реакций, которые происходили бы при низких температурах, — обратите внимание на явное отсутствие ядерного синтеза при комнатной температуре. Таким образом, первичный нуклеосинтез был чем-то вроде космических гонок. Стартовый пистолет выстрелил, когда Вселенной исполнилось около секунды и температура сначала снизилась настолько, что позволила существование ядер. Начался процесс нуклеосинтеза и образования химических элементов. Гонки завершились приблизительно через три минуты (немногим меньше, чем потребовалось олимпийскому чемпиону, чтобы пробежать полтора километра), когда расширяющаяся Вселенная остыла настолько, что более не могла поддерживать реакции ядерного синтеза.

Если бы нуклеосинтез в ранней Вселенной продолжался неопределенно долго, все протоны и нейтроны, в конце концов, превратились бы в железо. Но почему в железо, а не в более тяжелые ядра? Хотя энергия высвобождается при слиянии малых ядер для образования больших, ядра, тяжелее ядра железа, могут высвобождать энергию при расщеплении на более маленькие дочерние ядра. Таким образом расщепляется уран, который служит источником энергии для атомных электростанций и атомного оружия. Поскольку как в процессе синтеза ядер легких элементов, так и в ходе расщепления ядер тяжелых элементов высвобождается энергия, минимально возможной энергией должны обладать ядра, имеющие промежуточный размер. Таким, самым энергетически привилегированным ядром, является ядро железа.

Как показано на рисунке 5, теория нуклеосинтеза делает важное предсказание. Количества элементов, образованных ранней Вселенной, зависят от общего количества обычного барионного вещества. Для того чтобы предсказанные количества легких элементов согласовались с реально наблюдаемыми значениями, общее количество барионов (протонов и нейтронов, составляющих ядра) во Вселенной должно находиться в достаточно узком диапазоне. Чтобы предсказания теории нуклеосинтеза не противоречили наблюдаемой действительности, число барионов должно находиться между двумя и восемью процентами общей плотности, необходимой для того, чтобы Вселенная была замкнутой. Если бы общее число барионов во Вселенной превышало восемь процентов от значения плотности замкнутой Вселенной, гелия в ранней Вселенной образовалось бы больше, чем мы видим сегодня. Аналогично, если бы барионов было менее двух процентов, то количество гелия было бы слишком низким. Поразительно, что узкий диапазон значений числа барионов может восстановить правильные количества гелия, дейтерия и лития.

Рис. 5. На данном рисунке различные кривые изображают зависимость предсказанных количеств легких элементов гелия, дейтерия и лития, возникших в процессе нуклеосинтеза в первые несколько минут существования Вселенной, от общей массы обычного барионного вещества. Общая масса барионов записана в виде доли критической плотности, поэтому, чтобы Вселенная была замкнутой, необходимо значение, превышающее единицу. Поскольку разрешенные значения общей массы барионов гораздо меньше общей массы, наблюдаемой в нашей Вселенной, значит, должно присутствовать еще какое-то небарионное вещество [4]

 

Темная материя

Достаточно узкий разрешенный диапазон значения общего числа барионов имеет важные следствия для содержимого Вселенной. Барионным является вещество, образованное протонами и нейтронами; это вещество, с которым мы встречаемся постоянно: пылинки, люди, да и сама Земля. Теперь, если, согласно теории нуклеосинтеза, это обычное вещество составляет менее восьми процентов общей массы Вселенной (в случае плоской Вселенной), что составляет остальную массу? Ответ — темная материя. Роль этой экзотической субстанции становится все более важной по мере старения нашей Вселенной.

Для оценки общего количества массы во Вселенной используются несколько независимых методов. Рассмотрим сначала массу, содержащуюся в звездах. Звезды представляют собой наиболее очевидный источник массы, причем их относительно легко обнаружить благодаря свету, который они испускают, даже те, которые находятся в отдаленных галактиках. Более того, свойства звезд достаточно хорошо изучены. Однако общая масса звезд во Вселенной, судя по всему, удивительно мала: менее одного процента от плотности замкнутой Вселенной. В свете наблюдений за звездами и теории нуклеосинтеза Вселенная должна содержать в барионах в два-восемь раз больше массы, чем наблюдается в обычных звездах. В результате некоторая доля барионного вещества во Вселенной должна существовать в темных формах, испускающих очень малое количество излучения. Другими словами, во Вселенной должна существовать некая темная барионная материя, кроме любой другой темной материи, образованной из более экзотического, небарионного, материала.

Переходя на более крупные масштабы, мы можем оценить, какое количество массы существует в галактиках. Астрономы измеряют скорость, с которой звезды вращаются по орбитам вокруг центров других галактик. С помощью этих измеренных скоростей и законов гравитации мы можем оценить, сколько там содержится вещества. Чем больше измеренная орбитальная скорость, тем больше должна быть масса. Эта процедура расчета предполагает, что большая часть массы, содержащейся в галактиках, находится во внешних гало галактик и что эти гало содержат, вероятно, в сотни раз больше массы, чем сами звезды. Таким образом, общая масса гало галактик объясняет около десяти процентов плотности замкнутой Вселенной. Эта доля массы немного превышает ту, что теория нуклеосинтеза разрешает для барионной формы. В результате мы весьма склонны предположить, что некоторая доля этой массы в галактических гало существует не в виде обычного барионного вещества, а в некой более экзотической форме.

С помощью астрономических наблюдений ученые также определили количество массы, распределенной в областях размером со скопления галактик. В этом случае мы измеряем, насколько быстро сами галактики вращаются по орбите вокруг центров скоплений. Помимо этого мы можем измерить, как искривляются лучи света, проходящие через эти скопления. Несмотря на некоторую присущую им неопределенность, эти измерения указывают на то, что в скоплениях галактик сосредоточено приблизительно тридцать процентов массы, необходимой для того, чтобы Вселенная была замкнутой. Это гигантское хранилище вещества в 4-15 раз тяжелее, чем общее количество барионного вещества, а следовательно, значительная доля вещества во Вселенной должна находиться в небарионной форме. Общая тенденция такова: чем большие объемы Вселенной мы «взвешиваем», тем сильнее темная материя дает почувствовать свое присутствие.

Но что же тогда представляет собой эта темная материя? Несмотря на то, что однозначного ответа мы пока не знаем, у нас есть ряд свидетельств, которые наводят на мысль о том, что частицы темной материи должны подвергаться слабому взаимодействию. Другими словами, эти частицы чувствуют только гравитацию и слабое ядерное взаимодействие. Они не восприимчивы ни к сильному взаимодействию, ни к электромагнитной силе. Это требование, вкупе с фактом сохранения этих частиц до сегодняшнего дня, значительно ограничивает разрешенный диапазон масс для частиц темной материи.

Массы этих частиц распадаются на две разные категории. Первая включает в себя частицы с массами, в 10-100 раз превышающими массу протона. Столь тяжелые частицы движутся относительно медленно, и их обычно называют холодной темной материей. Вторая возможная категория содержит более легкие частицы, масса которых примерно в миллиард раз меньше. Эти легкие частицы, которые при определении их количества обыкновенно имеют релятивистские скорости, называют горячей темной материей. В нашей Вселенной могут содержаться оба типа частиц темной материи, но измерить популяции этих частиц пока не получается. Однако есть надежда, что проводящиеся сейчас эксперименты прольют хоть какой-то свет на этот вопрос с темной материей.

В настоящее время слабо взаимодействующие частицы темной материи воздействуют на Вселенную, главным образом, через свое гравитационное притяжение. Благодаря гравитации темная материя способствует образованию галактик и их скоплений и помогает направлять их современное движение. Вследствие того, что время, которое требуется темной материи для взаимодействия, превышает настоящий возраст Вселенной, сейчас эти частицы, в основном, инертны. Однако, как мы увидим, по мере дальнейшего старения Вселенной взаимодействия частиц темной материи начинают играть все более важную роль. В какой-то момент времени далекого будущего взаимодействия этих частиц станут основным источником энергии для всей Вселенной.

 

Глава 2

Эпоха звезд

6 < η < 14

 

Звезды рождаются, эволюционируют, питая Вселенную энергией, полученной из ядерных реакций, а затем умирают, мгновенно и ярко вспыхивая или медленно угасая.

11 июля 1991 года, Эль-Пескадеро, штат Нижняя Калифорния, Южная Мексика:

Частичное солнечное затмение, которое, в конце концов, сменилось полным, продолжалось больше часа. Несмотря на то, что закрывалась все большая часть Солнца, это происходило настолько медленно, что глаза успевали привыкнуть. Уменьшение дневного света стало заметно, лишь когда закрылось более девяноста процентов солнечного диска — за пятнадцать минут до того момента, как наступило полное затмение.

Из-за уменьшившегося количества солнечного света, попадавшего на участок Земли размером с диаметр Луны, то июльское утро было необычайно прохладным для Мексики. К десяти часам утра температура поднялась всего лишь до отметки в семьдесят градусов, а по мере увеличения затемненной поверхности Солнца начала медленно снижаться. Когда дневной свет, наконец, заметно ослаб, воздух казался почти холодным. Поверхность океана выглядела тусклой и унылой, но не имела того синевато-серого отблеска, который появляется в облачный день Кучевые облака неслись над отдаленной цепью гор, напоминая быструю смену кадров, возникающую при перемотке пленки.

Внезапно дюны покрылись странной темной рябью, какая бывает на дне бассейна в полдень. Рябь, покачиваясь, медленно перемещалась по песку Эти призрачные полоски, одно из редчайших природных явлений, возникли в результате особого сочетания растущей части Солнца и необычной турбулентности верхних слоев атмосферы. Полоски сохранялись менее минуты, после чего словно испарились. Ветер усилился.

В оставшуюся минуту небо темнело с каждой секундой. Воздух внезапно наполнился летучими мышами, которые, обманувшись неестественными сумерками, вылетели из своих укрытий. Солнце, случайно попавшееся на глаза смельчаку, на миг производило впечатление звездообразной точки. Когда до полного затмения оставалось секунд пять, его черная тень пронеслась над водой со скоростью, превышающей тысячу миль в час.

На смену звездному образу Солнца пришел диск Луны, занявший его место. Последняя, быстрая, сверкающая вспышка света промелькнула, когда солнечный свет пробился через впадину лунного лимба. Наступило полное затмение, показались звезды, а расплывчатая электрическая голубая корона дугой отделилась от черного диска.

Драматическое явление полного солнечного затмения волнует нас столь глубоко, потому что человеческая цивилизация полностью зависит от света и тепла, которыми обеспечивает нас Солнце. Солнце запустило развитие жизни на нашей планете и продолжает поддерживать нашу биосферу. Мы вполне осознаем: что бы мы ни делали на Земле, это ни малейшим образом не повлияет на Солнце, — и это понимание придает нам странное спокойствие. Солнце будет светить завтра. Оно будет светить в каждый из оставшихся дней нашей жизни и еще долго-долго после нашей смерти. Однако оно не будет светить вечно.

Из двенадцати миллиардов лет, отпущенных нашему Солнцу, прошла почти половина. В следующие шесть миллиардов лет или около того Солнце истощит запасы водорода, имеющиеся в его ядре, и его длительная борьба с гравитационной силой вступит в новую, бесперспективную фазу. Как только содержание водорода упадет до критического значения, ядро Солнца сожмется под действием своего собственного веса, а поверхностные слои начнут раздуваться в направлении орбиты Венеры. В ходе этого процесса поверхность Солнца испустит достаточное количество излучения, чтобы полностью стерилизовать Землю.

Судьба Солнца имеет очевидные следствия для нашего собственного долгосрочного будущего. Однако в более универсальном масштабе Солнце — это всего лишь одна звезда из миллиарда триллионов ей подобных, расположенных в пределах нашего космологического горизонта. Сейчас эти сверкающие звезды — самые важные составляющие Вселенной. Звезды освещают ночное небо и образуют галактики. Звезды создали кислород, кремний и железо, из которых, в основном, состоит Земля. Свет звезд предоставляет нам большую часть информации, которой мы располагаем относительно современного состояния нашей Вселенной. Таким образом, мы живем в эпоху звезд, которая будет продолжаться еще сто триллионов лет, пока обычные, существующие за счет горения водорода, звезды будут сверкать в главной роли.

 

Образование галактик

После фейерверков первых трех минут Вселенная вступила в фазу относительного застоя. На протяжении следующих трехсот тысяч лет космическое пространство было заполнено практически невыразительным морем, состоявшим из ядер водорода и гелия, фотонов и свободных электронов, находившихся в состоянии постоянного взаимодействия, называемого тепловым равновесием. В эту мирную эпоху Вселенная расширялась и остывала. Но всюду проникающее море света препятствовало росту каких бы то ни было структур. В этом пламенном пространстве не было ни галактик, ни звезд, ни планет, ни жизни. Единственным отличием, нарушавшим монотонность Вселенной, были чрезвычайно малые возмущения фоновой плотности. Эти возмущения были следами ранней Вселенной, сохранившимися, скорее всего, от фазы инфляции, которая теперь осталась в далеком прошлом.

Эта незамысловатая эпоха завершилась внезапно, когда Вселенная остыла до температуры порядка трех тысяч градусов Кельвина. При этой температуре электроны и атомные ядра способны объединиться, образуя обычные атомы, главным образом водород. По мере расширения Вселенной падает энергия моря фонового излучения. Как только температура излучения падает, фотоны внезапно утрачивают энергию, необходимую для отделения электронов от ядер, вследствие чего частицы объединяются, образуя нейтральные атомы. После этого объединения море фотонов уже почти не взаимодействует с веществом и беспрепятственно струится сквозь космическое пространство. Недавно образовавшиеся атомы водорода и гелия теперь могут коллапсировать под влиянием сил гравитации. В результате этого коллапса возникают огромные скопления звезд, газа и прочего вещества, которые мы сейчас называем галактиками.

Основная составляющая процесса образования галактики концептуально достаточно проста: под действием гравитации вещество собирается в структуры галактических размеров. Галактики, наблюдаемые сегодня, коллапсировали из областей, которые изначально были лишь немного плотнее соседних с ними областей. Грубо говоря, когда начинает коллапсировать немного более плотная область, имеющая массу галактики, процесс рассеивания и охлаждения останавливает этот коллапс, как только вещество приближается к структуре галактического размера. Большинство областей, в которых имелся зачаток галактики, обладали небольшой степенью вращения, т. е. некоторой величиной кинетического момента. Поскольку в процессе сжатия кинетический момент сохраняется, естественным образом формируются вращающиеся дискообразные структуры. Эти галактические диски демонстрируют великолепные рисунки в виде спиралей, с которыми у нас часто ассоциируются галактики, как показано на рис. 6.

Рис. 6. Огненный космический шар, возникший в Большом взрыве, содержал отдельные области, которые были слегка плотнее остальных. Мы можем наблюдать свидетельство этих возмущений плотности в виде ряби космического микроволнового фонового излучения (первый рисунок). Впоследствии более плотные области коллапсируют, образуя листы и нити; этот процесс был смоделирован на компьютерах (второй рисунок). В конце концов, эти листы и нити распадаются на кусочки и коллапсируют далее, образуя галактики и их скопления, которые мы наблюдаем сегодня (третий рисунок)

Галактики населяли Вселенную почти с самого начала эпохи звезд. Располагая такими инструментами, как космический телескоп Хаббла, мы фактически можем увидеть галактики такими, как они выглядели, когда Вселенной был всего лишь миллиард лет. Возможность такого ясного ретроспективного взгляда обусловлена конечным временем распространения света. Например, мы смотрим на туманность Андромеды, едва заметную в особенно темные осенние вечера и напоминающую размытый светящийся клочок неба, и свет, который мы видим, был испущен звездами этой галактики около двух миллионов лет назад. Этот свет шел до наших глаз дольше, чем люди существуют как вид. С помощью более мощных телескопов для наблюдения за более отдаленными галактиками мы можем буквально взглянуть в прошлое: увидеть прошлую историю нашей Вселенной. Свет звезд от самых далеких известных нам галактик шел до нас дольше удвоенного возраста Земли!

 

Образование звезд

Первые звезды родились примерно в то же время, что и первые галактики. В нашу эпоху звезды образуются из молекулярных облаков — огромных скоплений молекулярного газа, имеющегося в галактических дисках. Эти облака, нередко содержащие массу миллиона Солнц, гораздо плотнее и холоднее окружающего их межзвездного газа. Звездные «инкубаторы» в близлежащих молекулярных облаках типа туманности в созвездии Орла, изображенной на первом кадре рисунка 7, обеспечивают среду, в которой мы можем наблюдать процесс образования звезды в действии.

Рис. 7. На первом этапе образования звезды из центральных областей молекулярных облаков (схематически изображенных на первом кадре) конденсируются протозвезды. В результате коллапса центра молекулярного облака возникает центральная протозвезда, окруженная диском, который изображен здесь в виде компьютерной модели (второй кадр). Этот диск начинается с большого количества массы и создает спиральные волны плотности (третий кадр), которые притягивают к звезде еще большее количество газа. По истечении нескольких сотен тысяч лет оставшееся вещество диска может породить новую планетарную систему (схематически изображенную на четвертом кадре)

Звезды рождаются в результате коллапса центральных областей молекулярного облака — небольших сгустков, рассеянных по гораздо большему объему облака. Эти центральные области пронизаны магнитными полями, обеспечивающими жизненно важный источник давления, которое удерживает центральные области от гравитационного коллапса. Однако центральные области не могут существовать в таком виде неопределенно долго. Магнитные поля постепенно движутся наружу, а центральные области становятся все более плотными. Как только магнитные поля покидают центр, он становится слишком плотным и тяжелым, чтобы продолжать свое существование, тогда и приходит время для быстрой фазы коллапса. Вскоре, после того как начинается неизбежная коллапсическая катастрофа, в самом центре коллапса возникает небольшая, существующая благодаря давлению, протозвезда. Из этого звездного семечка вырастет настоящая звезда.

Центральные области молекулярного облака, из которых рождаются звезды, никогда не пребывают в состоянии полного покоя: они чрезвычайно медленно вращаются, совершая около одного поворота в миллион лет. Это медленное вращение придает системе существенный кинетический момент. Чтобы сохранить его значение, в момент коллапса центр молекулярного облака должен вращаться еще быстрее. В результате не вся его масса уходит непосредственно в рождающуюся звезду. Значительная часть вещества собирается вокруг образующейся звезды в виде сопутствующего околозвездного диска, размер которого примерно равен размеру нашей Солнечной системы. Этот небулярный диск, состоящий из газа и пыли, создает среду, весьма благоприятствующую образованию планет.

В фазу основного коллапса центральную протозвезду и ее небулярный диск окружает направленный внутрь газопылевой поток. Эта падающая оболочка достаточно плотна, чтобы почти полностью закрыть внешний вид образующейся звезды. Исходное видимое излучение, испущенное центральной звездой, перерабатывается так, что образующиеся звезды можно наблюдать лишь в инфракрасной части спектра, невидимой для человеческого глаза. По этой причине по-настоящему образующиеся звезды однозначным образом распознали только в восьмидесятые годы двадцатого века, когда их открытие стало возможным благодаря успехам, которых достигла инфракрасная технология.

По мере эволюции протозвезды увеличивается как ее масса, так и мощность излучения. Образующаяся звезда создает сильный звездный ветер, который пробивается сквозь плотную завесу газа, падающего на ее поверхность. Совершив первый прорыв, этот направленный наружу поток собирается в узкие струи, но большая часть газа, текущего вблизи звезды, по-прежнему направлена в центр. Однако постепенно поток, направленный наружу, расходится раструбом и начинает расчищать завесу падающего вещества. Со временем звезда начинает выходить из центра окружающего ее молекулярного облака. В конце концов, поток, направленный наружу, полностью отделяет молодую солнечную систему от ее родительского центра — родилась новая звезда. В течение следующих нескольких миллионов лет эта новая солнечная система сохраняет свой околозвездный диск, в котором планеты медленно собираются в иноземные миры.

Несмотря на то, что новорожденные звезды светят очень ярко, изначально они не обладают нужной внутренней конфигурацией, которая позволила бы им генерировать энергию в процессе термоядерного превращения водорода в гелий. В начале своей жизни звезды извлекают большую часть своей энергии из гравитационного сжатия. Когда звезда сжимается, ее центр нагревается, в результате чего, в конце концов, начинается горение водорода. Начало непрерывных реакций ядерного синтеза знаменует собой завершение образования звезды.

 

Прямо здесь и прямо сейчас

По прошествии более десяти миллиардов лет, затраченных на образование галактик и звезд, мы попадаем в настоящий момент. Читая эти слова, вы сидите где-то на поверхности (или, быть может, около нее) планеты диаметром в восемь тысяч миль, которая вращается по орбите самой обычной звезды. Здесь полезно сделать паузу и окинуть критическим взглядом то, что нас окружает.

Интересную перспективу можно получить, пролетев над своим домом на самолете. Можно увидеть кусочек Земли, служащий средоточием вашей повседневной жизни. Каждый из нас очень близко знаком с той частью планеты, которая пересекается с нашими каждодневными делами: быть может, это неровное покрытие на каком-то отрезке шоссе, кора дерева на заднем дворе или тенистые бетонные «ущелья», зияющие между небоскребами. Пролетая над всем этим, можно увидеть, как эти личные микромиры встраиваются в общую поверхность Земли. Пригород сменяется полями, а скоростные магистрали, извиваясь, растворяются вдали. Этот взгляд с высоты птичьего полета наводит на мысль о масштабе Земли и подтверждает, что мы живем на поверхности гигантской сферы.

А теперь давайте совершим гигантский мысленный скачок. Вообразите, что вся Земля размером всего лишь с песчинку. Отдельная песчинка велика лишь настолько, что ее можно увидеть; большая песчинка велика лишь настолько, что ее едва можно пощупать. Это сжатие Земли до размера песчинки сродни уменьшению в сто миллиардов раз. В этом масштабе Солнце имеет размер десятицентовой монеты, а расстояние от Солнца до Земли равно примерно пяти футам. Венера и Меркурий — это еще две песчинки, расположенные между Землей и Солнцем. Юпитер имеет размер малой горошины и располагается на расстоянии двадцати шести футов от Земли. Плутон, самая удаленная планета нашей Солнечной системы, существует на расстоянии двухсот футов.

Далее, сделаем второй, более понятный скачок. Представьте, что Солнце размером с десятицентовую монету сжимается до размера песчинки. Земля, уменьшенная в то же количество раз, превращается в микроскопическую частицу, а ее орбита представляет собой окружность диаметром около одного дюйма. Расстояние до Плутона сокращается до двух футов. В этом масштабе ближайшая звездная система — содержащая Проксиму Центавра и Альфу Центавра А и В — находится на расстоянии двух миль. Звезды в Галактике подобны песчинкам, которые разделяет расстояние, исчисляемое милями. Вряд ли можно переборщить, говоря о крайней пустоте современной нам Галактики. И при этом Галактика в миллион раз плотнее Вселенной в целом.

В нашей Галактике содержится около ста миллиардов звезд. Если мы продолжим представлять, что каждая звезда имеет размер песчинки, то все звезды Галактики можно вместить в обычную коробку из под обуви. Однако звезды не толпятся рядом друг с другом. Чтобы лучше прочувствовать размер Галактики, нам следовало бы рассеять нашу коробку песка по расстоянию, отделяющему Землю от Луны. В самом деле, фотография Галактики может создать ошибочное впечатление. Сияющее и вращающееся звездное колесо на такой фотографии — это результат продолжительной экспозиции, полученной с помощью большого телескопа. На самом деле, галактики, даже самые близкие, типа туманности Андромеды, настолько тусклы, что их едва можно разглядеть на черном небе невооруженным глазом.

Совершив третье мысленное сжатие масштаба, мы можем обрести ощущение размера всей видимой Вселенной. Представьте, что наш галактический диск сдулся до размера обеденной тарелки. В таком масштабе туманность Андромеды имеет размер второй обеденной тарелки и находится в подвешенном состоянии в нескольких метрах от первой. Галактики распределяются во всех направлениях и иногда образуют скопления. Галактики и их скопления группируются, образуя нитевидные стены, окружающие скудно заселенные пустоты, размер которых достигает километра. Вся видимая Вселенная простирается на многие километры во всех направлениях. В настоящее время в видимой Вселенной содержится примерно столько галактик (от десяти до ста миллиардов), сколько в одной большой галактике насчитывается звезд. Таким образом, число звезд в видимой Вселенной аналогично числу песчинок в пустыне, изображенной на рисунке 8.

Рис 8. Количество песчинок на этой фотографии примерно равно числу звезд, лежащих в пределах всей нашей видимой Вселенной в текущую космологическую эпоху

Видимая Вселенная представляет собой пределы того, что мы можем наблюдать в настоящее время, но она не включает в себя весь космос. И хотя области, лежащие за пределами видимой Вселенной, слишком далеки, чтобы повлиять на нас, они все же существуют и, вероятно, содержат аналогичные типы звезд и галактик. По мере старения Вселенной наш космологический горизонт расширяется и видимая Вселенная увеличивается. Таким образом, с течением времени нашему взгляду открываются все большие просторы космоса.

 

Знакомство с кастой звездных объектов

Современная Вселенная кишит звездами, и в Галактике постоянно образуются все новые и новые звезды. Но далеко не всем газовым сферам уготована участь звезды. Истинные звезды ограничиваются довольно узким диапазоном масс от одной десятой массы Солнца до приблизительно ста солнечных масс (где выражение солнечная масса обозначает массу нашего Солнца).

Чтобы поддерживать термоядерные реакции, которые происходят в недрах звезд, газообразные небесные тела должны содержать, по крайней мере, восемь процентов массы Солнца. Эпоха звезд изобилует неудавшимися звездами, которые обычно называют коричневыми карликами; они слишком малы, чтобы генерировать ядерную энергию. Везде, где рождаются истинные звезды, также стремятся образоваться и коричневые карлики. Коллапс центра молекулярного облака, в результате которого они возникают, придает им тускло-красное сияние, и многие миллиарды лет они медленно остывают, в конечном итоге сливаясь с окружающей тьмой. Коричневые карлики эффективно хранят необработанное водородное топливо. Эта инвестиция принесет дивиденды, когда наступит эпоха распада. Тогда коричневые карлики превратятся в самые значительные хранилища водорода, вследствие чего непременно возрастет их цена.

На другом конце этого диапазона масс расположились звезды, масса которых более чем в сто раз превышает массу нашего Солнца, — они крайне неустойчивы. Как только образуется чрезвычайно массивная звезда, она неизбежно подвергается саморазрушению. Эта звезда либо генерирует так много энергии, что буквально разлетается на части, либо под действием собственного веса подвергается катастрофическому коллапсу и превращается в черную дыру.

Разрешенный диапазон масс звезд намного меньше потенциально возможного. Звезды живут в галактиках, имеющих массы порядка ста миллиардов (1011) солнечных масс, причем звезды состоят из атомов водорода, массы которых равны примерно 10-24 или 10-57 масс Солнца. Таким образом, в принципе, галактики могли бы создавать объекты в диапазоне от 10-57 до 1011 масс Солнца, т. е. значения в диапазоне масс могли бы изменяться с коэффициентом 1068! И все же звезды существуют только в диапазоне масс, значения в котором могут изменяться лишь с тысячным коэффициентом.

Столь скромному диапазону звездных масс можно противопоставить огромный диапазон масс земных форм жизни. Бактерия туберкулеза имеет размер около одного микрона, а следовательно, масса ее приблизительно равна 10-12 граммов. На другом конце спектра — голубые киты, имеющие массу около миллиарда граммов. Самые большие растения (например, непрерывная осиновая роща) и самый большой из известных грибов (подземный образец, растянувшийся на несколько миль на Верхнем полуострове штата Мичиган) могут достигать еще больших масс. Отдельные земные организмы простираются на более двадцати одного порядка по массе, т. е. в диапазоне, намного превышающем диапазон масс, отпущенный звездам.

На протяжении всей эволюционной фазы, связанной с горением водорода, массивные звезды светят намного ярче маленьких звезд. Звезда, масса которой в десять раз превышает солнечную (например, звезда Спика в созвездии Девы), в десять тысяч раз ярче Солнца, тогда как обычная малая звезда, масса которой равна всего лишь одной пятой массы Солнца (как, например, звезда Барнарда, почти красный карлик), тусклее более чем в сто раз. В силу того что массивные звезды светят настолько ярче и излучают больше энергии, чем их двойники с более низкой массой, именно они вносят основной вклад в общую мощность излучения галактики. В нашем ночном небе, к примеру, из пятидесяти самых ярких звезд все, кроме одной, имеют массу, превышающую массу Солнца.

Поскольку почти все звезды, которые можно увидеть невооруженным глазом, тяжелее Солнца, можно подумать, будто Солнце — достаточно маленькая звезда. Это предположение несмотря на всю свою разумность, попросту ошибочно. Из пятидесяти ближайших известных звезд Солнце занимает очень почетное четвертое место, и, вследствие этого, оно достаточно велико. Звезды с более низкой массой, главным образом красные карлики, масса которых не достигает даже половины массы нашего Солнца, численно преобладают в популяции звезд. Большая часть массы всей звездной популяции также содержится именно в этих звездах. Однако несмотря на свою вездесущность, более легкие соседи Солнца остаются практически незамеченными в небе. Их скудное излучение бледнеет по сравнению с редкими и более далекими массивными звездами.

Мы можем высказаться более точно в отношении масс звезд. Распределение, характеризующее процентное отношение звезд, которые рождаются в каждой части диапазона звездных масс, называется начальной функцией масс. Это распределение масс определяет мощность излучения галактик, их химическое содержание и, в конечном итоге, реестр звездных остатков, относящихся к концу эпохи звезд.

На протяжении всей своей молодости звезды ведут себя подобно пироманьякам, беспрестанно превращая водород в гелий в ходе реакций горения. Звезды с более низкой массой поглощают отведенное им водородное топливо крайне экономно и проживут очень долго. Массивные звезды, напротив, сгорают быстро и эффектно. В самом деле, красного карлика можно было бы сравнить с крайне бедным и скупым отшельником, который из года в год копит деньги и практически ничего не тратит. Наиболее массивные звезды, напротив, весьма напоминают богатых и расточительных наследников, которые самым бесстыжим образом за одни выходные проматывают состояние, исчисляемое многими миллионами долларов.

Рис. 8а

По мере того как раскрывается долгосрочное будущее звезд, фундаментальную роль начинают играть их базовые характеристики: масса, светимость и температура. Одним из наиболее практичных методов отображения хода звездной эволюции является диаграмма Герцшпрунга-Рессела — частная разновидность графа, которую в начале двадцатого века независимо друг от друга создали астрономы Генри Норрис Рессел и Эйнар Герцшпрунг. Диаграмма Герцшпрунга-Рессела выражает связь между светимостью, или мощностью излучения, откладываемой по вертикали, и температурой звезды, откладываемой по горизонтали. По историческим причинам значения температуры по горизонтальной оси откладываются в обратном направлении, так что увеличение происходит справа налево.

На данной диаграмме Герцшпрунга-Рессела мощность излучения звезд увеличивается к верхней части диаграммы, а температура поверхности звезд — к левой части диаграммы. Здесь изображены пятьдесят ближайших звезд, причем их физические размеры выражены через размеры сфер. Обратите внимание, что большинство ближайших соседей Солнца — небольшие звезды (называемые красными карликами), а следовательно, Солнце светит достаточно ярко по сравнению с большинством его соседей.

Когда мы отображаем на диаграмме Герцшпрунга-Рессела различные звезды, многие из них оказываются вдоль четко определенной линии, называемой главной последовательностью. Это не простое совпадение. Звезды, входящие в главную последовательность, имеют такую внутреннюю конфигурацию, которая позволяет поддерживать термоядерные реакции превращения водорода в гелий. Большую часть своей жизни звезды проводят именно в этом состоянии, поддерживающем горение водорода, вследствие чего в пределах главной последовательности находится подавляющее большинство звезд.

 

Судьба Солнца и Земли

С точки зрения обитателя Земли, самым острым вопросом эволюции звезд является будущее, уготованное нашему Солнцу. Солнце светит неизменно в силу того, что его центральная область достаточно горяча и плотна, чтобы поддерживать ядерные реакции преобразования водорода в гелий (см. рисунок 9). Ядерный синтез — это именно тот процесс, в результате которого в термоядерной бомбе происходит высвобождение колоссального количества энергии. Поскольку процесс ядерного синтеза происходит в недрах Солнца, а не на атолле Бикини, Солнце надежно управляет процессом превращения своего водорода в гелий. Ядерный синтез, происходящий в недрах Солнца, является саморегулирующимся, в том смысле, что в его результате вырабатывается ровно столько энергии, сколько необходимо для компенсации непрекращающегося гравитационного сжатия. В отсутствие ядерного синтеза Солнце сжалось бы за несколько миллионов лет, превратившись в очень горячего и плотного белого карлика.

Рис. 9. Стандартная протон-протонная цепочка, изображенная на этом рисунке, — одна из главных последовательностей термоядерных реакций, с помощью которых Солнце вырабатывает свою энергию. Окончательным результатом этого процесса является превращение четырех протонов в одно ядро гелия плюс высвобождение дополнительной энергии, остающейся для питания Солнца

Согласно датированию по радиоактивным изотопам самые старые метеориты, а значит, Солнце и планеты, образовались четыре с половиной миллиарда лет назад. После образования нашей Солнечной системы Солнце продолжало сжиматься на протяжении еще нескольких миллионов лет, пока его ядро не стало горячим настолько, чтобы начались реакции горения водорода. Таким образом, эти ядерные реакции питают Солнце на протяжении последних четырех с половиной миллиардов лет. Температура центра Солнца равна шестнадцати миллионам градусов Кельвина. Пока что в гелий превратилась примерно половина всего водорода, который имеется в центре Солнца. В увеличившейся центральной области остается достаточно водорода, чтобы Солнце продолжало светить на протяжении еще шести миллиардов лет. Полная мощность его излучения должна постепенно возрастать по мере увеличения концентрации гелия в его центре. Это увеличение светимости невозможно заметить за время жизни человека. И все же через шесть миллиардов лет Солнце будет светить примерно в два раза ярче, чем сегодня.

Более яркое и горячее Солнце имеет серьезные последствия для жизни на Земле. Как только возрастет поток солнечной энергии, попадающей на Землю, усилится глобальное потепление вместе с его неприятными побочными эффектами. Как только потеплеет вода в океанах, в ней уменьшится содержание растворенного диоксида углерода (углекислого газа). Снижение содержания диоксида углерода в воде приведет к возрастанию его содержания в воздухе. И хотя содержание углекислого газа в атмосфере незначительно, такое увеличение его концентрации будет иметь серьезные последствия.

Когда солнечный свет достигает Земли, некоторая часть его энергии отражается назад в космическое пространство. Солнечный свет, достигающий Земли, нагревает ее поверхность, которая после этого излучает обратно инфракрасный свет. Атмосфера с повышенным содержанием углекислого газа и водяного пара весьма прозрачна для видимого солнечного света, но почти непроницаема для исходящего инфракрасного излучения. Результирующее влияние попадания в атмосферу избыточного количества углекислого газа в некотором смысле аналогично помещению крышки на кастрюлю с кипящей водой. Тепло, поступающее в кастрюлю, никак не может найти выхода из нее.

Этот так называемый парниковый эффект может превратиться в порочный круг. В результате нагревания океанов высвобождается углекислый газ и образуется водяной пар, что приводит к дальнейшему потеплению, которое, в свою очередь, выбрасывает еще большее количество газа в атмосферу. Развивается неустойчивость. Как только этот стремительный парниковый эффект усиливается, океаны испаряются полностью и ошпаривают Землю, стерилизуя ее атмосферу. И хотя теплолюбивые бактерии могут пережить начальные стадии наступающей жары, вымирание, в конечном итоге, грозит всем формам жизни. Тяжелая туча, нависшая над Землей, может отразить достаточное количество солнечного света, чтобы отсрочить надвигающуюся катастрофу, но массовое вымирание неизбежно. Через несколько миллиардов лет наш мир, сейчас такой зеленый и цветущий жизнью, станет весьма похож на современную Венеру с жуткой атмосферой, созданной стремительным парниковым эффектом.

Оптимизм вселяет лишь тот факт, что, когда Земля и ее климат погибнут от перегрева, Марс будет медленно нагреваться и превратится в более гостеприимное место. Через шесть миллиардов лет количество солнечной энергии, поглощаемое поверхностью Марса, вырастет до того уровня, который получает Земля в наши дни.

Несмотря на то, что уже двукратного увеличения яркости Солнца, вероятно, будет достаточно, чтобы жизнь на Земле погибла в пару, это скромное увеличение мощности — всего лишь начало огненной старости Солнца. После того как весь водород, содержащийся в недрах Солнца, будет преобразован в гелий, процесс термоядерного синтеза продолжится в том слое материала, который находится как раз над центральной частью Солнца. Поскольку температура центра Солнца слишком мала, чтобы переплавлять гелий в более тяжелые элементы, его ядро утратит источник энергии, в силу чего оно не сможет более выдерживать вес поверхностных слоев Солнца. Гравитационная катастрофа, которая произойдет в результате, будет сжимать ядро до тех пор, пока центральное давление не уступит непрерывному стремлению к сжатию. Когда ядро сожмется, температура центральной области, соответственно, повысится. Тепло, высвобожденное более горячим ядром, перейдет в верхние слои, где ускорятся реакции термоядерного синтеза. Истощенное гелиевое ядро продолжит сжиматься, и мощность излучения Солнца будет неуклонно расти.

Как ни парадоксально, по мере увеличения светимости Солнца температура его поверхности снижается. Сегодня температура поверхности Солнца достигает почти шести тысяч градусов Кельвина. Однако когда Солнце раздуется до размеров красного гиганта, температура его поверхности упадет почти до трех тысяч градусов Кельвина, а его цвет станет таким же красным, как у пожарной машины. Это охлаждение поверхности происходит потому, что избыточная энергия, выработанная вблизи солнечного ядра, частично остается в средних его слоях. Эти слои вынуждены расширяться, и Солнце эволюционирует, становясь ярче, больше, краснее и холоднее, чем тот желтый шар, который мы видим сегодня.

Поскольку выработка энергии Солнцем непрерывно возрастает, эта недавно увеличившаяся звезда создает сильные ветры. С солнечной поверхности исторгаются потоки энергетических частиц. Эти ветры напоминают более скромный солнечный ветер, наблюдаемый в наши дни, но они уносят куда больше вещества. Когда Солнце превратится в красного гиганта, из-за этого мощного ветра оно, возможно, потеряет более четверти своей массы. По мере испарения Солнца сила его гравитационного притяжения ослабнет и Земля постепенно отодвинется на орбиту большего радиуса, загибающуюся где-то неподалеку от современного положения Марса. Остальные планеты тоже соскользнут на большие орбиты.

Примерно через миллиард лет после того, как в центре Солнца закончатся запасы водорода, его истощенное ядро станет настолько плотным, что основное давление будет создавать вырожденный электронный газ. Термин «вырожденный» употребляется здесь в квантово-механическом смысле. Вырождение электрона — это, прежде всего, следствие принципа неопределенности Гейзенберга. Когда электроны вынуждены занимать меньшие объемы, чем прежде, возрастают их скорости и увеличивается создаваемое ими давление. Звездный объект, существующий благодаря такому давлению вырожденного газа, называют белым карликом; его размер приблизительно равен радиальному размеру Земли. Расширяющийся красный гигант, в сущности, состоит из центрального белого карлика, окруженного чрезвычайно насыщенной и разреженной звездной атмосферой. Крошечный белый карлик в центре имеет значительную массу — почти половину массы Солнца. Таким образом, ядро достигает абсолютно невероятной плотности, приблизительно в миллион раз превышающей плотность воды.

Сильному сжатию ядра, создающему столь неестественно плотное состояние, способствуют два любопытных свойства вырожденного вещества. Во-первых, если к белому карлику добавляется некоторая масса, то этот дополнительный материал приводит к уменьшению радиуса белого карлика. Такое поведение в корне отличается от поведения обычного вещества. Если к планете типа Земли, которая, в сущности, представляет собой большой камень, добавить вещество, то это дополнительное вещество увеличит радиус планеты. В случае же с белым карликом все происходит наоборот: по мере того как к нему добавляется больше массы, его радиус неизменно уменьшается.

Второе необычное свойство появляется при нагревании вырожденного вещества. Повышение температуры не вызывает ни расширения этого вещества, ни увеличения давления. Подобное поведение опять-таки полностью противоречит поведению обычных газов, которые при нагревании увеличивают свое давление и стремятся расшириться. Нагревание вырожденного ядра до более высоких температур не приводит ни к чему, что хоть как-то снизило бы чрезвычайно высокие плотности газа.

Когда температура в центре красного гиганта достигает ста миллионов градусов, в вырожденном ядре начинается новая цепочка термоядерных реакций. Ядра гелия превращаются в углерод. Скорость этого образования углерода чрезвычайно чувствительна к температуре. Совсем небольшое повышение температуры приводит к огромному увеличению скорости протекания термоядерных реакций. Эта острейшая чувствительность, вкупе с нежеланием вырожденного ядра увеличивать давление, приводит к тому, что превращение гелия в углерод выходит из-под контроля. Ядро красного гиганта быстро превращается в колоссальную гелиевую бомбу. На короткий промежуток времени энергопроизводительность красного гиганта становится сравнимой с совокупной мощностью излучения всех звезд Галактики. Этот гигантский всплеск энергии, называемый гелиевой вспышкой, обладает такой мощностью, что переводит плотное ядро из состояния вырожденности в более крупную и устойчивую конфигурацию.

После того как гелиевая вспышка выведет солнечное ядро из состояния вырожденности, Солнце вступит в относительно устойчивую фазу, когда превращение гелия в углерод остается под контролем. Из-за энергии, образовавшейся в результате гелиевой вспышки, центральная область Солнца больше не будет сжатой и вырожденной. В этом новом состоянии Солнце не может поддерживать конфигурацию раздутого красного гиганта. На пике фазы красного гиганта Солнце будет светить в две тысячи раз ярче, чем сегодня. Однако как только воспламенится гелий, уменьшатся размеры Солнца и его светимость, но увеличится его температура. Относительно спокойный период горения гелия продолжается около ста миллионов лет. В это время Солнце будет светить в сорок-пятьдесят раз ярче, чем сегодня, а его поверхность будет на тысячу градусов холоднее. Температура на Земле вновь снизится до нескольких сотен градусов Цельсия, и поверхность нашей планеты, возможно, вновь затвердеет. На новой земной коре вряд ли останутся какие-то следы геологии, биологии и цивилизаций, которые когда-то украшали поверхность этой планеты.

 

Потерявшаяся в пространстве

Пока Солнце проходит свой жизненный цикл, биосфере Земли суждено полностью разрушиться из-за стремительного парникового эффекта через два миллиарда лет. И хотя эта будущая катастрофа не является для нас неотложной проблемой, подобная перспектива все же может на кого угодно нагнать тоску. Способна ли земная жизнь как-нибудь пережить неизбежное увеличение светимости Солнца?

В знаменитом стихотворении Роберта Фроста одни считают, что мир погибнет от огня, другие же утверждают — что от холода. Принимая во внимание астрономическую обстановку, у Земли есть небольшой шанс избежать огненной ярости Солнца, превратившегося в красного гиганта, сместившись со своей орбиты и очутившись в полном одиночестве в ледяных глубинах космоса. Другие звезды, обитающие в нашей Галактике, регулярно проходят неподалеку от нашего Солнца и, в принципе, могут наткнуться на внутреннюю часть нашей Солнечной системы Если это невероятное событие все же произойдет, разрушительное гравитационное следствие такого столкновения запросто может вытеснить Землю с ее орбиты и даже из Солнечной системы. Таким образом наш мир мог бы избежать огненной смерти, но тогда он лицом к лицу оказался бы перед будущим, скованным льдом.

Вероятность того, что в следующие два миллиарда лет какая-нибудь звезда пройдет достаточно близко, чтобы вытолкнуть Землю с ее орбиты, составляет примерно одну сто тысячную. Хотя в нашей Галактике содержится огромное количество звезд, они настолько разбросаны в космическом пространстве, что значительные столкновения звезд происходят крайне редко. Вспомните, что если бы Солнце сжалось до размеров песчинки, ближайшая звезда оказалась бы на расстоянии нескольких миль от него. В таком масштабе самые близкие звезды двигались бы с чрезвычайно медленной скоростью, проходя относительно Солнца один или два фута в год. В галактике, где столь далекие друг от друга звезды двигаются так медленно, случайные их столкновения крайне редки

Один шанс из ста тысяч — вероятность довольно маленькая, и все же люди регулярно выстраиваются в очередь за лотерейными билетами, хотя шанс выиграть в лотерею куда меньше. Посмотрим, что может случиться, если какая-нибудь проходящая звезда бесцеремонно отделит Землю от Солнца. На рис. 10 изображена типичная последовательность событий, которые произойдут, если красный карлик пройдет через Солнечную систему. Согласно приведенному здесь сценарию Земля немного нагреется, когда будет проходить рядом с красным карликом, вторгнувшимся в Солнечную систему. Самые тусклые красные карлики светят настолько слабо, что температура Земли не успеет значительно измениться за время короткого сближения с такой звездой. Однако подобная встреча вызовет ужасные приливы и поднимет в океанах невероятно громадные волны. Так что, если не принимать во внимание несколько недель грандиозного серфинга, близкое прохождение красного карлика подействует, в основном, как гравитационная «рогатка». В этом случае Земля внезапно окажется удаляющейся от Солнца с высокой скоростью.

Рис. 10. На данной компьютерной модели изображена реакция Земли, Луны и Солнца на вторжение красного карлика, масса которого равна одной четвертой массы Солнца. Согласно предсказаниям этой модели Земля будет выброшена из Солнечной системы с огромной скоростью. Однако вероятность того, что нечто подобное произойдет прежде, чем Солнце превратится в красного гиганта, очень мала: всего лишь одна сто тысячная (1 из 10 5 )

Двигаясь с такой скоростью, через несколько лет Земля пересечет орбиту Плутона и покинет Солнечную систему. По мере того как Солнце будет уменьшаться в небе, температура поверхности планеты будет медленно, но неуклонно снижаться. Джунгли, прилегающие к Амазонке, покроются инеем, а тропические растения замерзнут в опускающихся на Землю финальных сумерках. Через год Солнце будет выглядеть подобно сияющей зведообразной точке, на вид совершенно неспособной согревать. Океаны мало-помалу растратят свои запасы тепла и постепенно превратятся в ледяные глыбы. Температура поверхности будет неумолимо падать. Очень скоро вся планета погрузится в вечный глубокий холод, несравнимый даже с антарктической зимой. При 77 градусах Кельвина сконденсируется и в виде дождя выпадет на твердую заснеженную поверхность азот, из которого, главным образом, состоит атмосфера. Жидкий азот будет стекать вдоль речных русел, собираться на замерзших водоемах и, в конечном итоге, ляжет на застывшую поверхность океанов слоем толщиной в несколько футов. Атмосферный кислород тоже выпадет из застывшего неба, открыв взору холодных мертвых городов далекие звезды.

Однако в самых недрах Земли эти изменения будут практически незаметны. Самые глубокие океанические впадины останутся незамерзшими. Вдоль среднеокеанической гряды продолжит функционировать, словно ничего не случилось, подводная горная цепь, опоясывающая земной шар, — эта странная паутина форм жизни, что существуют в экосистемах, окружающих гидротермальные источники. Эти сообщества питаются теплом вулканов, действующих в недрах Земли, и нисколько не зависят от солнечного света. Безразличные к потере Солнца, эти сообщества, обитающие в окрестности гидротермальных источников, будут процветать, пока не прекратится геологическая активность Земли, хотя их характер весьма и весьма изменится, как только уменьшится поступление кислорода. Геологической активностью управляет тепло, которое выделяется при распаде радиоактивных элементов (например, урана), поэтому она будет продолжаться миллиарды лет, много дольше, чем осталось жить нашему Солнцу. Как это ни смешно, жизнь на Земле может действительно просуществовать дольше, если наша планета покинет Солнечную систему.

Для биофилов перспектива анаэробных бактерий и, возможно, кольчатых червей, столпившихся около геотермальных источников, безусловно, представляется более радужной, чем полная тепловая пастеризация всей планеты. И все же эта ледяная кончина, какой бы ни была вероятность ее наступления, не слишком утешительна. Выигрыш, который можно получить благодаря лотерее, хоть и менее вероятен, но все же возможен, и в случае его получения является хорошей компенсацией. Рассмотрим, например, такой исход: Земля не будет выброшена в глубокий космос, а перейдет на пригодную для жизни орбиту вторгшегося в Солнечную систему красного карлика. При таком благоприятном стечении обстоятельств жизнь на Земле вполне смогла бы существовать и развиваться в течение триллионов лет.

Однако крайне маловероятно, что во время прохождения одиночной звезды вблизи Земли произойдет такой удачный обмен. Такая вероятность значительно повышается, если наша Солнечная система столкнется с двойной или тройной звездой. Подобная встреча ничуть не менее вероятна, чем столкновение с одиночной звездой, поскольку двойными или тройными являются более половины всех звездных систем.

Близкое прохождение трех звезд — крайне сложное предприятие, и его исход находится в достаточно чувствительной зависимости от начальных скоростей и положений этих звезд. На рис. 11 изображен один из возможных исходов. В данном случае Земля переходит на эллиптическую орбиту красного карлика. Вероятность подобного спасения Земли представляется ничтожной: один шанс на три миллиона.

Рис. 11. На этой компьютерной модели изображен исход столкновения двойного красного карлика с нашей Солнечной системой. Красный карлик будет отброшен к Солнцу, а Земля почти сразу же отскочит к меньшей звезде и останется с ней на протяжении трех оборотов. Чуть больше чем через тысячу лет Земля вновь вернется к Солнцу, где будет оставаться на протяжении следующих 6500 лет и испытает много сложных сближений с другими звездами. Через 7500 лет Землю захватит более крупный карлик, и вскоре после этого данная звезда покинет Солнечную систему. Земля окажется на эллиптической орбите, которая вполне может сгодиться для жизни. Вероятность того, что подобный захват произойдет прежде, чем Солнце превратится в красного гиганта, равна одной трех миллионной

 

Судьба массивных звезд

Природа гибели звезды зависит от ее массы. Одиночным звездам с массами, превышающими половину массы Солнца, но не достигающими восьмикратной его массы, суждено разделить его судьбу. В конце жизни они извергают гигантские количества горячих газов (которые называют планетарными туманностями) и превращаются в белых карликов, состоящих, главным образом, из углерода и кислорода. И только лишь звезды с массой, превышающей восемь солнечных, имеют температуры центров достаточно высокие, чтобы в результате реакций ядерного синтеза получились еще и другие элементы. Этим массивным звездам уготован более драматический конец.

Для пущей ясности рассмотрим, что происходит со звездой, масса которой в пятнадцать раз превышает солнечную. Жизнь такого объекта в виде звезды чрезвычайно коротка; такая звезда сжигает свои запасы водорода, превращая его в гелий, за какие-то десять миллионов лет. Затем она легко поджигает образовавшийся гелий еще до того, как электроны ее центральной области превратятся в вырожденный газ, и незадолго до того, как истощатся запасы гелия ядро звезды состоит, главным образом, из углерода и кислорода. Температура такого ядра превышает сто миллионов градусов, а его плотность примерно в тысячу раз больше плотности воды (1000 граммов на кубический сантиметр). Когда запасы гелия в центре истощатся полностью, ядро начнет сжиматься под действием своего собственного веса. Плотность повысится до 100 000 граммов на кубический сантиметр, а температура приблизится к миллиарду градусов.

Когда температура ядра массивной звезды превысит миллиард градусов, звезда окажется перед новым вызовом в ее непрерывной борьбе с гравитационным сжатием. При таких высоких температурах образуются непомерные количества нейтрино. В силу того что появляющиеся нейтрино не могут взаимодействовать со звездой, они испускают энергию в пространство, но не создают дополнительного давления, которое могло бы удержать звезду от коллапса. В итоге, из-за этих потерь нейтрино, не вся энергия, которая образуется в результате реакций ядерного синтеза, идет на удержание звезды от гравитационного коллапса. Таким образом, потери нейтрино ускоряют конец массивных звезд.

Когда температура центра массивной звезды достаточно высока, чтобы инициировать ядерное горение углерода, сжатие и нагревание ядра ненадолго прекращаются. Углерод загорается, когда объединяются два его ядра, что приводит к образованию возбужденного ядра магния. Это ядро магния может распасться несколькими различными способами, в результате чего получаются неон, кислород, натрий и магний. Широкий диапазон продуктов, образующихся в результате ядерного синтеза, типичен для сложных поздних стадий ядерного горения.

Одна из причин того, почему большую часть своей жизни звезды проводят, сжигая водород, состоит в том, что превращение водорода в гелий является самой экзотермической ядерной реакцией. Преобразование водорода в гелий сопровождается гораздо большим высвобождением энергии на грамм материала, чем, скажем, превращение углерода в магний. Уменьшение количества энергии, образующейся при последующих циклах преобразования легких элементов в более тяжелые, вкупе с необходимостью гораздо более высоких температур и энергии, гарантирует, что поздние фазы ядерного горения не будут продолжаться долго. В случае со звездой, масса которой в пятнадцать раз превышает массу Солнца, горение углерода продолжается всего несколько тысяч лет. После того как будет израсходован весь углерод в центре звезды, ядро должно сжаться и снова нагреться.

По завершении фазы горения углерода структура эволюционирующей массивной звезды несколько напоминает луковицу. Ряд отдельных слоев изображает области с различным химическим составом: от неон-кислород-магниевого ядра звезды до поверхностных слоев, содержащих необработанный кислород. Внизу каждого слоя фронт горения воспламеняет ядерный пепел, образовавшийся в результате реакций термоядерного синтеза, проходящих в ближайшем из верхних слоев (см. диаграмму на рис. 12).

Рис. 12. На этой диаграмме приводится схематическое строение звезды большой массы на поздней стадии ее эволюции — всего за несколько минут до вспышки сверхновой. Каждый «луковичный слой» представляет слой продуктов ядерного горения вокруг центрального инертного железного ядра. Здесь показана только центральная область звезды; остальная ее часть состоит из толстой оболочки, образованной несгоревшим водородом

В центре эволюционирующей массивной звезды в ходе сложной цепочки ядерных реакций кислород и неон быстро превращаются в кремний, серу и еще более крупные ядра. Эти ядерные реакции продолжают создавать более тяжелые элементы до тех пор, пока не образуется значительный запас железа. Однако, как только в ядре звезды станет преобладать железо, появится новая проблема. Преобразование железа в еще более тяжелые элементы (например, серебро или золото) не только не сопровождается высвобождением энергии, но и требует ее поглощения. Звезда, ядро которой стало железным, уже не может получать энергию из реакций ядерного синтеза. Умирающее железное ядро, имеющее плотность около десяти миллиардов граммов на кубический сантиметр и температуру свыше миллиарда градусов, уже не способно сопротивляться действию сил гравитации и начинает сжиматься.

Гравитационный коллапс происходит очень быстро. За одну секунду внутренние области сжимаются до колоссальных плотностей, приближающихся к 1014 граммам на кубический сантиметр. Если бы до такой плотности сжалась Земля, то ее диаметр сократился бы до четверти мили! Сразу после начала коллапса температура повышается настолько, что фоновое тепловое излучение разрушает ядра железа, из которого состоит ядро звезды. С таким трудом образовавшиеся ядра железа сначала распадаются на ядра гелия, также называемые α-частицами, и только потом на протоны и нейтроны. Процесс фотодиссоциации лишает ядро тепловой энергии, которая, в противном случае, могла бы предотвратить коллапс. Кроме того, тепловые фотоны обладают энергией, достаточной для взаимодействия друг с другом с целью образования электрон-позитронных пар, что только ухудшает положение звезды. Вспомним, что позитрон — антиматериальный партнер электрона. Несмотря на то, что эти пары обычно аннигилируют, образуя фотоны, иногда они создают пары нейтрино-антинейтрино, которые излучаются в космическое пространство, унося с собой еще больше энергии ядра.

Когда плотность ядра приближается к 1014 граммам на кубический сантиметр, свободные электроны и протоны объединяются, образуя нейтроны и нейтрино. Этот густой нейтронный туман напоминает одиночное гигантское ядро. По мере дальнейшего развития коллапса этот гигантский нейтронный шар обычно достигает состояния максимальной плотности, а потом снова расширяется Это расширение посылает через звезду невероятно мощную взрывную волну.

Коллапс железного ядра массивной звезды, за которым следуют расширение при ядерных плотностях и вызванная им взрывная волна, называется сверхновой. Во многих случаях взрывная волна настолько сильна, что разрывает наружные слои звезды на части. Тяжелые элементы (включая золото, свинец и уран) синтезируются во время самого взрыва, а различные элементы, образованные на более ранних стадиях ядерного горения, вновь возвращаются в межзвездную среду.

В центре вспышки сверхновой может сохраниться плотное ядро, состоящее из нейтронов, — так называемая нейтронная звезда. Или же, если ядро в несколько раз превышает массу Солнца, оно может коллапсировать в черную дыру. Образование черной дыры является решительной победой гравитации в ее непрерывной борьбе с термодинамикой и производством энтропии. Однако существует и еще одна возможность. Если достаточно массивная звезда претерпит сильный взрыв, в результате которого будет исторгнуто много звездного вещества, то от этой звезды не останется ничего. Такой вариант развития событий является безоговорочной победой энтропии.

Вспышки сверхновых — самое драматическое событие звездной эволюции. На короткое мгновение, в момент коллапса железного ядра, колоссальные температуры и плотности в центре звезды возвращаются к условиям, которые преобладали в первые мгновения существования первичной Вселенной. Соответственно, вспышка сверхновой сопровождается впечатляющим выбросом энергии. На одну-единственную секунду количество энергии, произведенное сверхновой, конкурирует с полной энергией, испущенной всеми звездами нашей видимой Вселенной На протяжении нескольких дней после вспышки сверхновой ее остаточное свечение сохраняется таким же ярким, как и свечение галактики, которую умирающая звезда считала своим домом.

 

Судьба звезд с низкой массой

Один астроном, работавший в Обсерватории Южно-Африканской республики в Йоханнесбурге в 1916 году, сообщил об открытии тусклой звезды в южном созвездии Центавра. Эта (во всех других отношениях ничем не примечательная) звезда, слишком тусклая, чтобы ее можно было увидеть невооруженным глазом, привлекла его внимание, потому что медленно изменяла свое положение по отношению к другим звездам, находящимся в той же части неба. Это движение указывало на то, что данная звезда вполне может быть близким соседом Солнца, и в 1917 году это предположение получило экспериментальное подтверждение. Оказалось, что расстояние до этой звезды составляет всего 4,3 световых лет: она находилась ближе к Солнцу, чем любая другая известная звезда. Ее чрезвычайная тусклость, несмотря на столь близкое расположение, в сущности, придавала ей статус наименее светящейся звезды, известной астрономии на тот момент. Сейчас мы знаем, что Проксима Центавра, как ее впоследствии назвали, — это всего лишь один из миллиардов красных карликов, населяющих нашу Вселенную.

На сегодняшний день эти красные карлики — самые распространенные звезды, и от Солнца они отличаются в нескольких отношениях. Масса Проксимы составляет около пятнадцати процентов солнечной, ее средняя плотность в несколько раз превышает плотность свинца, а мощность ее излучения — в четыреста раз слабее, чем у нашего Солнца. Но даже это весьма скромное количество энергии с трудом отделяется от плотных недр звезды. Центр Проксимы настолько непроницаем, что излучение не может эффективно перенести всю энергию, вырабатываемую в ходе синтеза, на поверхность звезды. Чтобы донести свой слабый свет до поверхности, Проксиме приходится прибегать к конвекции — процессу, в ходе которого турбулентное движение звездного газа физически уносит энергию от центра звезды. В обыденной жизни конвекцию можно наблюдать в кастрюле с водой, нагреваемой на плите. Горячая вода закипает вблизи центра кастрюли, отдает часть своего тепла и возвращается на дно. Это взбалтывание и перемешивание воды весьма напоминает конвекционные движения, благодаря которым в звездах с низкой массой осуществляется перенос энергии.

В конвекции принимает участие почти вся внутренняя область Проксимы, вследствие чего звездное вещество постоянно перемешивается. К примеру, ядро гелия, образовавшееся в самом центре звезды, где происходят реакции ядерного горения, вполне может попасть в поверхностные области звезды за относительно короткий промежуток времени. Такая свобода движения прямо противоположна ситуации, существующей на Солнце, ядро которого является скорее излучающим, нежели конвективным. Гелий, образующийся в центре Солнца, никогда не удаляется от места своего образования. Таким образом, ядро Солнца постепенно накапливает гелий, тогда как исходный состав удаленных от него областей остается неизменным. Звезда низкой массы типа Проксимы является полностью конвективной и сохраняет доступ ко всему начальному запасу водородного топлива. Полная конвекция, вкупе с небольшой выработкой энергии, позволяет красным карликам сохраняться в почти неизменном состоянии в течение еще долгого времени после того, как звезды с более высокой массой превратятся в белых карликов или погибнут во вспышках суперновых.

В силу того что красные карлики имеют доступ почти ко всему имеющемуся у них водороду, они живут невероятно долго. Самые маленькие звезды, масса которых равна около одной десятой массы Солнца, светят в тысячу раз тусклее Солнца. Ядерная светимость звезды, в конечном итоге, получается путем прямого превращения некоторой части звездного вещества в энергию согласно знаменитой формуле Эйнштейна Е = mс 2 . Каждое ядро гелия имеет несколько меньшую массу, чем четыре ядра водорода, из которых оно образуется. Точный дефицит массы составляет семь десятых процента; четыре ядра водорода весят в 1,007 раз больше одного ядра гелия. При преобразовании одного грамма водорода в гелий за одну секунду высвобождается 630 миллиардов ватт — этого хватит, чтобы автомобиль с мощностью двигателя в триста лошадиных сил ездил целый месяц. Запасы водорода, которыми располагает новорожденный красный карлик с массой, равной одной десятой массы Солнца, могут поддерживать его неизменное свечение на протяжении четырнадцати триллионов лет, что примерно в тысячу раз превышает настоящий возраст Вселенной. При выработке энергии звезда теряет соответствующее количество массы. Для красного карлика эта потеря массы аналогична полностью загруженному товарному поезду, который непрерывно увозит вещество с его поверхности со скоростью сто миль в час.

Пока что за всю историю Вселенной красные карлики просто не имели достаточно времени, чтобы эволюционировать дальше самых первых фаз, когда звезда существует за счет горения водорода. По этой причине, если не считать самых общих оценок времени их жизни, характеру их смерти почти не уделялось внимания. Тем не менее судьба Галактики — в руках красных карликов. После того как более массивные звезды растратят свое ядерное топливо и умрут в юном возрасте, красные карлики продолжат светить. Эти маленькие звезды будут кружиться в пространстве триллионы лет, и все это время в них беспрерывно будет происходить конвекция, они будут медленно сжиматься и постепенно становиться ярче. Таким образом, красные карлики играют важную роль в долгосрочной эволюции Галактики.

Рассмотрим долгосрочную эволюцию звезды с самой низкой массой, составляющей всего восемь процентов массы Солнца. По мере медленного истощения исходного запаса водорода звезда нагревается и сжимается. Светимость звезды увеличивается в десять раз, а температура ее поверхности — более чем в два раза. Через одиннадцать триллионов лет, когда звезда сожжет девяносто процентов своего исходного запаса водорода, конвекция в центральной области, наконец, прекращается. После этого звездная эволюция ускоряется, и звезда быстро сжигает те запасы водорода, которые еще остались в ее центре. Несмотря на то, что теперь звезда состоит из гелиевого ядра и окружающей его оболочки, образованной продуктами ядерного горения, ей не хватает мощности, чтобы превратиться в красного гиганта. Вместо этого, по мере нагревания и уменьшения красный карлик превращается в голубого карлика. После того как звезда потратит более девяноста восьми процентов исходного запаса водородного топлива, ядерное горение прекращается и звезда начинает остывать, постепенно превращаясь в белого карлика, состоящего почти из одного чистого гелия. Звезды, массы которых не превышают двадцати процентов массы Солнца, эволюционируют по этому же сценарию.

Несколько большая звезда, масса которой составляет около четверти солнечной, быстрее теряет конвективное ядро. Внутри звезды создаются такие условия, которые быстро приводят к понижению температуры поверхности звезды по мере увеличения ее светимости, и звезда эволюционирует в красного гиганта. Звезды, рожденные с четвертью солнечной массы, — это самые маленькие звезды, которые впоследствии превращаются в красных гигантов.

Когда массивные звезды умрут, не оставив после себя должной замены, большую долю общего светового излучения Галактики будет производить огромное скопление стареющих красных карликов. Их слабое, но неизменное увеличение светимости будет поддерживать в Галактике свечение, эквивалентное свету миллиарда Солнц на протяжении триллионов лет. Например, звезда с массой, равной 0,2 массы Солнца, по прошествии триллиона лет будет иметь такую же светимость и температуру поверхности, что и наше Солнце сегодня. Если бы эта звезда каким-то образом могла поменяться местами с нашим Солнцем в центре Солнечной системы, Земля и другие планеты внезапно оказались бы на свободных гиперболических орбитах (из-за разности масс), но яркость и цвет такой звезды в небе ничем не отличались бы от нашего Солнца.

Многие звезды с низкой массой проживают продолжительный период, во время которого они сжимаются и становятся горячее, но их общая светимость остается приблизительно постоянной. Для звезды, масса которой равна 0,16 массы Солнца, эта фаза начинается сразу после того, как все ядро превратилось в чистый гелий и фронт горения водорода начинает продвигаться к поверхности. В этот период, длящийся более пяти миллиардов лет, звезда имеет относительно постоянную светимость, равную приблизительно одной трети светимости нашего сегодняшнего Солнца. Эта теплая фаза устойчивой светимости длится достаточно долго, так что на любых планетах, расположенных в подходящем для этого месте, может развиться жизнь. Вспомним, что здесь, на Земле, простые одноклеточные организмы эволюционировали в людей менее чем за четыре миллиарда лет. В эту эпоху звезда достигает максимальной яркости. До этого позднего периода теплого свечения любые планеты, которые могли сопровождать эту звезду, погибли бы от холода, пока звезда в течение триллионов лет пребывала бы на эволюционной стадии конвекции.

По мере старения Галактики и смены звездных поколений концентрация тяжелых элементов в межзвездном пространстве неуклонно возрастает. В результате в далеком будущем звезды будут содержать больше ядер тяжелых элементов, чем современные. Это грядущее увеличение примесей снижает минимальную массу, которую должна иметь звезда, чтобы поддерживать горение водорода. Когда уровень примесей достигнет значения, в несколько раз превышающего современное солнечное, реакции водородного синтеза в своем ядре смогут поддерживать даже те звездные объекты, масса которых составляет всего четыре процента массы Солнца, причем в их атмосферах сконденсируются плотные ледяные облака. Эти странные замерзшие звезды могут похвастаться фактическими температурами, близкими к точке замерзания воды: нулю градусов Цельсия или 273 градусам Кельвина, — куда холоднее самых маленьких и холодных современных звезд. Так как эти бережливые объекты сжигают свое водородное топливо медленно, излучая в миллион раз слабее Солнца, они, соответственно, достигают огромного увеличения продолжительности своей жизни.

 

Поиск внеземной жизни

Планета, которая вращается по орбите относительно массивной звезды — например, Денеб в созвездии Лебедя, — вряд ли является местом обитания внеземной цивилизации. Звезда вроде Денеба, масса которого в десять раз превышает массу Солнца, живет всего десять миллионов лет, после чего погибает во вспышке сверхновой. Даже если по орбите Денеба вращается планета типа Земли, ее поверхность остается жидкой или полутвердой и подвержена сильному ионизационному излучению, которое исходит от кипящей поверхности звезды. Эта гипотетическая планета принадлежит к внесолнечной системе, которая находится в стадии мучительного образования. Интенсивный «обстрел» планеты планетозималями, метеоритами и кометами активно добавляет планете вещество и непрерывно изменяет ее климат. Подобная система еще слишком молода, чтобы на ней могла развиться хоть какая-то сложная жизнь, не говоря уже о разумной цивилизации.

О необходимости продолжительного времени, которое требуется для возникновения развитых цивилизаций, свидетельствуют два признака. Несмотря на то, что Земля существует уже 4,6 миллиарда лет, эволюционное восхождение человека произошло почти в самом конце этого периода. Первая же технологическая цивилизация на этой планете существует и того меньше — всего несколько сотен лет. Таким образом, в одном известном нам примере на развитие разума ушли миллиарды лет. Второй момент: у нас нет никаких указаний на существование других цивилизаций. В частности, с нами никогда не пытались связаться внеземные сообщества. Если бы технологические цивилизации могли развиться за короткие периоды времени, то можно было бы ожидать, что какая-нибудь относительно близкая звезда будет распространять сигналы, которые можно засечь. Каменное молчание свидетельствует о том, что для развития технологии требуется долгое время.

Какое сочетание возрастающих успехов приводит к появлению цивилизации и сколько времени требует каждый этап ее образования? Во-первых, должна зародиться примитивная жизнь. Под примитивной жизнью мы подразумеваем простейшие структуры, способные к воспроизведению себе подобных и естественному отбору. Согласно этому определению одной из форм примитивной жизни на Земле можно считать вирусы. Интересно, что вирусы, судя по всему, появились позднее, чем первые клетки. Как бы там ни было, примитивная жизнь появилась на Земле очень рано. Старейшие из известных осадочных пород свидетельствуют о том, что вблизи побережья Южной Африки жизнь процветала уже почти четыре миллиарда лет назад. Появление примитивной жизни на Земле заняло не более нескольких сотен миллионов лет — опасно короткий промежуток времени, составляющий лишь небольшой процент от современного возраста Земли.

Если бы все звезды имели массы, в три раза превышающие солнечную, они прожили бы всего полмиллиарда лет и жизнь в редком случае поднялась бы выше этих простейших одноклеточных организмов. По всей вероятности, галактика, заполненная звездами, имеющими тройную массу Солнца, крайне редко достигала бы второй важной вехи на пути к образованию технологической цивилизации, а именно: развития высокосложных клеток-эукариотов.

Для перехода на следующую ступень должна возникнуть сложность. Жизни на Земле потребовалось более трех миллиардов лет, чтобы развить фантастически сложный молекулярный механизм, действующий в современных клетках-эукариотах, к которым относятся и клетки человеческого тела. На протяжении большей части геологического времени жизнь пребывала, главным образом, на ступени одноклеточных организмов, постепенно становясь все более сложной на молекулярном уровне. Одноклеточная амеба, например, безмерно сложнее, чем одноклеточная коли-бактерия.

Если бы самые маленькие звезды в Галактике были на двадцать пять процентов тяжелее Солнца, максимальное время их жизни составило бы около трех миллиардов лет. В этом случае жизнь могла бы подняться выше ступени сложных одноклеточных организмов лишь на очень немногих планетах. Предположим, к примеру, что довольно близкая к нам звезда Процион, которая весит в 1,4 раз больше Солнца, имеет двойника Земли. В отдаленных океанах этой гипотетической планеты могла бы зародиться жизнь, при условии, что она сумела бы пережить фазы красного гиганта, в которого превратится белый карлик — звезда, парная Проциону. Даже во время нашего размышления над этим вопросом сложный молекулярный механизм вполне мог бы развиваться на Проционе аналогично тому, как два миллиарда лет назад это происходило на Земле. К сожалению, это чудесное эволюционное развитие вынуждено будет прекратиться раньше времени. Дни Проциона как обычной звезды, существующей за счет горения водорода, сочтены. Всего через несколько сотен миллионов лет этой звезде суждено раздуться в красного гиганта и самым эффективным образом стерилизовать любые на сегодняшний день обитаемые планеты в ее солнечной системе.

Третьим переломным событием, приведшим к развитию на Земле разумных существ, было появление многоклеточных организмов. Большие формы жизни, в которых согласованно функционируют клетки, выполняющие различные узко специальные функции, впервые появились около восьмисот миллионов лет назад, когда Земле было почти 3,8 миллиарда лет. Фауна Эдиакары, названная в честь австралийского нагорья Эдиакара, где были найдены самые известные ископаемые из этой эпохи, судя по всему, лишь весьма отдаленно похожа на современные растения и животных. Эти представители фауны Эдиакары, многие из которых напоминают подушки или надувные матрацы, очевидно, покачивались на поверхности океана или обитали в более глубоких его слоях и вели оседлую жизнь, получая питание путем фильтрации воды. Возможно, фауна Эдиакары — это альтернативное, в конечном счете, неудачное, эволюционное решение проблемы согласованного действия больших количеств клеток в одном организме. Быть может, эти экзотические организмы были уничтожены первыми хищными червеобразными предками современных фили животных.

Сложные животные восходят в своей родословной непосредственно к Кембрийскому взрыву, — который произошел 540 миллионов лет назад. За промежуток длиной всего в десять-двадцать миллионов лет интенсивный всплеск видообразования породил самых ранних известных представителей почти всех фили животных, которые в настоящее время имеются на нашей планете. Сочетание событий, приведшее к Кембрийскому взрыву, остается загадкой, и многие ключевые вопросы по сей день не получили ответа. Но что еще более важно, нам нужно знать, действительно ли эволюционный период продолжительностью в четыре миллиарда лет необходим для того, чтобы, главным образом, одноклеточные организмы достигли определенной точки, в которой стало возможным распространение сложных форм жизни. Был ли действительно необходим столь длительный промежуток времени или Кембрийский взрыв был всего лишь исходом случайной совокупности инициирующих событий, которые могли произойти в истории Земли и много раньше?

По сравнению с возрастом Земли, равным 4,6 миллиардам лет, эволюция от момента Кембрийского взрыва вплоть до появления нашего технологического общества произошла достаточно быстро. Было ли это достижение слепой удачей или возникновение разума было фактически гарантировано еще тогда, когда только появились сложные многоклеточные формы жизни? Нам это не известно. Но ответ на этот вопрос имеет решающее значение, в частности, для ведущихся поисков жизни за пределами нашей Солнечной системы. При рассмотрении большинства предположений о внеземном разуме сначала оценивается количество разумных цивилизаций, существующих в Галактике в данный момент. С помощью оценок такого рода делается попытка связать воедино многие аспекты астрономии, биологии и антропологии.

Чтобы оценить число звезд в Галактике, пригодных для жизни, можно взять в качестве примера Землю и потребовать, чтобы звезды жили, по меньшей мере, 4,5 миллиарда лет, что позволяет развитие разумных существ. Поскольку звезды должны жить относительно долго, они должны быть относительно маленькими. По этим сдерживающим меркам, самая большая звезда, способная прожить достаточно долго, содержит 1,15 солнечных масс. Кроме того, у звезды не должно быть пары, способной разорвать обитаемую орбиту. Вышеописанные требования не являются особо ограничивающими. Наша Галактика содержит около десяти миллионов подходящих звезд, а во всей Вселенной (в настоящем объеме ее горизонта) их насчитывается почти десять миллиардов триллионов (1022).

Далее, нужно определить процент пригодных для жизни звезд, у которых действительно имеются планетарные системы. До совсем недавнего времени этот процент был практически неизвестен, хотя обычно считалось, что это достаточно существенная величина. В последние несколько лет было определено число планетарных систем, находящихся за пределами нашей Солнечной системы. Столь быстрое открытие говорит о том, что планетарные системы — это естественный и обычный исход процесса образования звезды. По мере того как за пределами Солнечной системы открывают все новые и новые планеты, доля звезд, имеющих планеты, приближается к единице.

При этом лишь некоторая часть подходящих звезд с планетарными системами имеет на своей орбите планету земного типа, способную поддержать жизнь. И хотя на данном этапе рассуждения появляется неопределенность, согласно нашим настоящим теориям образования планет эта часть довольно велика. Образование планет земного типа не отличается сложностью. В нашей собственной Солнечной системе содержится четыре таких планеты. Смутно похожие на Землю планеты были обнаружены на орбитах нейтронных звезд. Каждую из планет-гигантов нашей Солнечной системы — Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун — сопровождает свита каменных лун, которые предположительно образовались в ходе процесса, аналогичного образованию планет, похожих на Землю. Принимая во внимание легкость образования каменистых планет, простая, но неумолимая статистика гласит, что на обитаемых орбитах должна иметься значительная их доля. Учитывая ограничивающее требование относительно диапазона, в который должен входить радиус обитаемой планеты, можно сказать, что подобные Земле планеты на пригодных для жизни орбитах имеются у одного процента подходящих для этого звезд.

Однако в отношении доли подобных Земле планет, на которых действительно возникает жизнь, имеющиеся оценки сильно разнятся. Один выдающийся астроном, сэр Фред Хойл, предположил, что шансы на это равны всего одному из 1040000. На противоположном конце спектра — более оптимистично настроенные ученые мужи дерзнули назвать вероятность один к одному. При столь различных оценках нам отчаянно нужны фактические данные. Самым впечатляющим свидетельством, потенциально относящимся к данному вопросу, является недавно выполненный анализ марсианского метеорита, на котором могли оказаться простейшие марсианские формы жизни. После того как этот кусок Марса был оторван от красной планеты из-за столкновения с метеоритом, он в течение многих лет летел через межпланетное пространство и, в конце концов, упал на Землю. Однако ученые так и не пришли к единому мнению относительно того, свидетельствует ли этот метеорит о том, что на Марсе есть жизнь. Каждое имеющееся на этом метеорите свидетельство в пользу существования жизни на Марсе может иметь также другое объяснение, никак не связанное с биологией. Более того, жизнь могла появиться в нашей Солнечной системе лишь однажды (на Марсе или на Земле) и потом распространиться во все возможные пригодные для нее области, расположенные по соседству. Возможен и такой вариант: жизнь возникла вообще за пределами Солнечной системы, как предположил Хойл. Согласно этому сценарию, который носит название панспермии, жизнь в наш мир принесла пролетающая мимо комета или астероид.

У нас есть неплохой шанс за время нашей жизни добиться успехов в решении этого жизненно важного вопроса. Если будущие миссии, отправленные на Марс, в конечном итоге, покажут, что на его теперь пустующей поверхности когда-то процветала жизнь, мы сможем определить, имеет ли марсианская биология то же происхождение, что и жизнь на Земле. Интересно было бы также опустить щуп под ледяную корку, покрывающую Европу, одну из лун Юпитера, и в жидкий океан, существующий под ней. Согласно современным научным представлениям воды океана нагреваются теплом приливов и могут поддерживать некоторую разновидность жизни. Открытие независимо развившейся жизни на Марсе или на Европе означало бы, что жизнь является вероятным исходом на любой пригодной для жизни планете. Однако если эти внеземные миры окажутся стерильными, этот вопрос, скорее всего, останется без ответа на протяжении еще долгого времени.

Кроме того, нужно провести границу между похожими на Землю планетами, на которых развиваются только простейшие формы жизни, и планетами, на которых развивается разумная жизнь, способная к межзвездному общению. Разумные виды могут появиться лишь на некоторой доле всех планет, поддерживающих жизнь вообще, и только некоторая часть этих разумных видов сможет поддержать межзвездное общение. Поскольку на Земле развитие от одноклеточных форм жизни до многоклеточных потребовало столь длинного промежутка времени, значит, на этой ранней стадии, вероятно, существует какое-то препятствие. С другой стороны, нет никаких указаний на то, что неизменное увеличение сложности одноклеточных организмов неизбежно приводит к многоклеточным формам жизни. Например, представители фауны Эдиакары вполне могли быть независимыми многоклеточными предшественниками, тогда как современные растения, животные и водоросли появились независимо от одноклеточных предков. Совокупность этих открытий весьма красноречиво свидетельствует в пользу гипотезы неизбежности.

Заключительной составляющей является время жизни развитой внеземной цивилизации в сравнении с временем жизни их родительской звезды. Для нашей Земли этот коэффициент в настоящее время очень мал. Хотя Земле уже 4,6 миллиардов лет, наша цивилизация посылает радиосигналы в космическое пространство на протяжении только одного века. Однако, в принципе, наше межзвездное общение может продолжиться и в далеком будущем. Согласно самому оптимистичному сценарию Земля может посылать радиосигналы до тех пор, пока Солнце не превратится в красного гиганта и не стерилизует наш мир. В этом случае Земля будет маяком межзвездного общения на протяжении приблизительно половины всей своей жизни.

Как же нам устранить из этого обсуждения все неопределенности? Наше знание в отношении астрономических составляющих быстро становится более полным. Мы с определенной долей уверенности можем сказать, что Галактика содержит около одного миллиарда пригодных для жизни планет. Однако какая часть этих гипотетических планет содержит разумную жизнь, способную к межзвездному общению, — вопрос, относящийся, скорее, к области буйных предположений, нежели обоснованных мнений. Одной из самых больших неясностей является число пригодных для жизни планет, на которых действительно зарождается хоть какая-то жизнь. История жизни на Земле говорит о том, что, как только начинается эволюция жизни, возникает определенная вероятность развития сложности, разума и даже технологии. Рискуя задним числом показаться безнадежно наивными, мы предполагаем, что жизнь возникает приблизительно на одной из десяти тысяч пригодных для этого планет. Складывая остающиеся факторы и допуская (хотя и не имея для этого достаточных оснований), что цивилизации, создавшие технологию, не уничтожат сами себя, мы полагаем, что всего в нашей Галактике около тысячи цивилизаций. Если эти цивилизации разбросаны в пределах галактического диска случайным образом, типичное расстояние между соседними цивилизациями составляет около трех тысяч световых лет.

Несмотря на то, что, согласно этой оптимистической оценке, Галактика может содержать достаточно большое число разумных сообществ, вероятность того, что мы скоро вступим с ними в контакт, остается крайне малой. Огромные расстояния, разделяющие звезды, обусловливают глубочайшую изоляцию этих сообществ. Предположим, что ближайшая разумная цивилизация находится от нас на расстоянии трех тысяч световых лет. Для сравнения, современная перепись ближайших звезд полностью включает только те звезды, которые расположены на расстоянии пятнадцати световых лет; астрономы постоянно обнаруживают новые — ранее неизвестные — красные карлики на удивительно близких расстояниях: от пятнадцати до тридцати световых лет. В пределах же трех тысяч световых лет — типичном расстоянии до внеземной цивилизации — от нас сокрыты миллионы звезд, которые еще только предстоит обнаружить. Соседняя инопланетная цивилизация вполне может посылать сигналы, содержащие столько же энергии, сколько излучает целая звезда, и, несмотря на это, оставаться совершенно незаметной. Безусловно, требования к энергии для межзвездного общения значительно уменьшаются, если рассматриваемая цивилизация использует направленный сигнал, посылаемый в четко определенном направлении. Недостаток такой стратегии состоит в том, что в этом случае в зону распространения сигнала попадает лишь небольшая часть неба. Так что итог не особенно хорош. Даже несмотря на то, что в нашей Галактике, в принципе, может существовать тысяча цивилизаций, для установления контакта с ними необходима изрядная доля везения.

 

Колонизация Галактики

Принимая во внимание вероятность существования жизни, разумной или нет, в других солнечных системах, рассмотрим возможность колонизации Галактики. При этом мы можем провести различие между процессами естественного происхождения и процессами, управляемыми разумом того или иного рода.

Даже в отсутствие управляющего разума жизнь может распространиться по галактике благодаря естественно происходящим событиям. Механизмом распространения жизни могли бы послужить метеоры или астероиды, которые сталкиваются с планетой, где есть жизнь, и улетают в космическое пространство, унося с собой семена жизни на новую планету в новой солнечной системе. Направления движения метеоров полностью определяет случай, вследствие чего они могут улететь в любом направлении. Вместо продвижения от одной точки к другой по прямой линии, которая, как известно, служит кратчайшим путем, жизнь распространяется случайными шагами и, в конце концов, удаляется от той планеты, где зародилась. Этот процесс, именуемый случайным блужданием, — довольно неэффективный способ передвижения.

Чтобы оценить время, которое потребуется для прохождения всей Галактики путем случайного блуждания, предположим, что Галактика простирается на тридцать тысяч световых лет, а длина шага, который делает несущий жизнь метеор, составляет несколько световых лет — типичное расстояние, разделяющее звезды. Метеоры или кометы, переносящие жизнь через межзвездные пустоты, двигаются со скоростью около тридцати километров в секунду — типичная случайная скорость звезд в галактическом диске (эта случайная скорость накладывается на упорядоченное движение звезд вокруг центра галактики). Согласно этому сценарию время, необходимое для случайного заселения галактики жизнью, составляет почти три триллиона лет, что приблизительно в триста раз превышает современный возраст Вселенной. Таким образом, жизнь вряд ли могла распространиться в нашей Галактике таким способом. Для сравнения, самопроизвольное развитие жизни требует куда меньше времени — около четырех миллиардов лет здесь, на Земле. Учитывая относительную молодость Вселенной и Галактики, самопроизвольное зарождение жизни видится гораздо более вероятным, чем ее распространение посредством случайных процессов.

Однако распространение жизни в Галактике может происходить и строго направленным образом. Предположим, что какие-то цивилизации способны создавать транспортные средства, скорости которых сравнимы со скоростями вышеописанных метеоров — порядка тридцати километров в секунду. Тогда время путешествия между звездами составляет около тридцати тысяч лет. Поскольку этот промежуток времени охватывает множество поколений, по крайней мере, если говорить о людях, следует ожидать, что в данном случае самым большим препятствием станет время транспортировки. В результате некая амбициозная цивилизация может с постоянной скоростью продвигаться через Галактику наступающим фронтом. По этому сценарию время, необходимое для колонизации всей Галактики, примерно равно времени, затраченному на пересечение всей Галактики, — около трехсот миллионов лет. Таким образом, предполагаемое время, необходимое для колонизации Галактики, несколько короче времени, которое требуется для развития разумной жизни, в случае Земли равного четырем миллиардам лет.

Игнорируя внутренние неопределенности, присущие этим оценкам, мы можем подвести итог общей ситуации, связанной с колонизацией Галактики. Талантливая и целеустремленная цивилизация, в принципе, способна колонизировать Галактику примерно за один миллиард лет. Если жизнь распространяется посредством случайного процесса, ей, вероятно, потребуются триллионы лет, чтобы распространиться через всю Галактику. Для сравнения, эволюция разума занимает около четырех миллиардов лет, а возраст Галактики равен почти десяти миллиардам лет. Таким образом, Галактика сейчас достаточно стара, чтобы уже могла произойти направленная ее колонизация. Однако она не произошла. Пока что никаких контактов с внеземными сообществами установлено не было. Это молчание имеет какое-то значение.

Наиболее правдоподобно это можно объяснить тем, что ни одна цивилизация не преодолела огромных препятствий, связанных с межзвездными путешествиями. Фактическое передвижение в космических кораблях, вероятно, крайне непрактично даже для развитых обществ. Чтобы разогнать корабль до требуемых скоростей, необходимы экстраординарные количества энергии. Более того, не ясно, из каких экономических побуждений могло бы быть предпринято подобное путешествие. Поскольку большинство звезд меньше Солнца, а значит, они живут дольше современного возраста Вселенной, вряд ли какая-то развитая цивилизация была бы вынуждена покинуть свою солнечную систему из-за звездной эволюции.

Однако в будущем эпоха звезд будет более благосклонна к распространению жизни. Значительно увеличиваются как возможности, так и мотивации межзвездных путешествий. Как только относительно тяжелые звезды типа нашего Солнца начнут выгорать и превращаться сначала в красных гигантов, а потом в белых карликов, разумные цивилизации, живущие вблизи этих умирающих звезд, могут счесть заманчивой идею колонизации планетарных систем близких звезд, которые и на тот момент будут активно вырабатывать энергию посредством ядерного синтеза. Например, через несколько миллиардов лет цивилизация, вынужденная покинуть умирающую звезду с массой, равной 1,05 солнечной, может обрести привлекательное, хотя и временное, жилье в нашей Солнечной системе. К этому времени Земля превратится в неприглядную копию Венеры, однако Марс с его теплом и влажностью, а также возрожденной атмосферой и преуспевающим рынком недвижимости может показаться весьма симпатичным местом.

На протяжении более длительного времени, когда развитые цивилизации начнут покидать звезды со все более низкими массами, вполне могут возникнуть споры относительно приоритета. Однако еще очень долго число жизнеспособных планетарных систем будет неуклонно расти: свой вклад в этот процесс внесет появление красных карликов, которые вновь нагреют свои столь долго мерзнущие планеты. И только после того, как самые маленькие красные карлики (масса которых составляет всего восемь процентов от массы Солнца) сверкнут и угаснут, планеты с жидкой водой превратятся, главным образом, в застывшее воспоминание. Хотя этот будущий энергетический кризис неизбежен, он произойдет лишь через триллионы лет.

Возможность завоевания Галактики поднимает интересный вопрос. Если какая-то конкретная разумная цивилизация окажется враждебной и агрессивной, то наша Галактика не устоит перед разорением, разграблением и завоеванием. Враждебно настроенная цивилизация может просто захватить Вселенную и установить в ней свою власть. Выше мы уже показали, что достаточно развитая и амбициозная цивилизация, в принципе, способна колонизировать всю Галактику всего лишь за какой-то миллиард лет. Если когда-либо разовьется агрессивно настроенная цивилизация, которая сумеет решить проблемы, связанные с космическим путешествием, в будущем она вполне может покорить нашу Галактику.

Существует и другая альтернатива. Цивилизация, достаточно развитая, чтобы задумываться о межзвездных путешествиях, может осознать бесплодность этой попытки и даже не попытается колонизировать другие солнечные системы. Такое общество, вероятно, будет обладать и хорошим пониманием зарождения и эволюции жизни. Если эта цивилизация сможет постичь фундаментальную основу сознания, она сможет превзойти естественный отбор. Например, возникновение жизни, в сущности, может оказаться автоматическим, то есть жизнь может естественным путем развиться на любой пригодной для этого планете. Кроме того, может оказаться, что эволюция всегда приводит к развитию разумных видов приблизительно сравнимого качества. В этом случае жизнь, естественным образом возникающая на любой пригодной для этого планете, была бы «ничуть не лучше и не хуже» жизни любой цивилизации, которая могла бы туда переселиться. Как только любая мыслящая цивилизация все это осознает, она просто решит остаться там, где обитает.

Делая предсказания относительно внеземного разума и колонизации Галактики, нельзя забывать о голословном характере этого предприятия. Почти два века назад, в 1835 году знаменитый французский философ Огюст Конт писал: «Что касается звезд, все исследования, которые в конечном итоге не сводятся к простым наблюдениям…. нам, непременно, недоступны… Мы никогда не сможем изучить их химический состав… Я считаю любое понятие, связанное с истинной средней температурой различных звезд, вечно недоступным для нас…». В свете современных достижений астрономии это предсказание звучит до безнадежного наивно. И все же сегодняшние размышления о межзвездном сообщении и космических путешествиях следует воспринимать с разумной долей осторожности. Предсказания же, касающиеся физической Вселенной и особенно будущей эволюции и смерти звезд, напротив, имеют под собой более твердую основу.

 

Конец эпохи образования звезд в Галактике

По прошествии триллионов лет умрут даже самые долгоживущие звезды. Хотя, с позиций человека и даже по сравнению с современным возрастом Вселенной, этот промежуток времени кажется долгим, в более обширном контексте отдаленного будущего он не так уж и велик. Поскольку звезды имеют конечное время жизни, галактики смогут поддерживать свой текущий статус, только пока продолжают создавать новые звезды. В течение какого времени Галактика сможет поддерживать образование обычных звезд, прежде чем иссякнут ее сырьевые ресурсы? Какая космологическая декада будет править последними поколениями звезд?

История образования звезд в нашей Галактике, а также в других спиральных галактиках, — сложный предмет. Несмотря на неопределенность будущего звездообразования в Галактике, мы можем дать приблизительное описание того, что произойдет. Для создания новых звезд галактики должны превращать газ в облака, служащие местом образования звезд. Как только газ соберется в облака, удерживаемые действием гравитации, они естественным образом породят звезды. Галактики могут продолжать рождать звезды, покуда они могут создавать такие облака, для чего галактика должна иметь надежные запасы газа. Таким образом, нам хотелось бы знать, сколько времени пройдет, прежде чем Галактика исчерпает все свои сырьевые ресурсы.

Чтобы получить приблизительное представление о том, сколько времени осталось до конца эпохи образования звезд, можно разделить массу газа, в настоящий момент имеющегося в Галактике, на скорость его превращения в звезды. Эта простая процедура подсчета свидетельствует о том, что Галактика истощит запасы своего газа еще через десять миллиардов лет, что примерно сравнимо с настоящим возрастом Вселенной. Ясно, что галактики не смогут производить звезды бесконечно. Однако фактическое время истощения запасов газа несколько длиннее этой наивной оценки.

Когда звезды умирают, часть их массы возвращается в межзвездную среду — галактическое хранилище газа и пыли. Звезды типа Солнца теряют значительную долю своей массы из-за звездных ветров и образования планетарных туманностей. Более тяжелые звезды возвращают большую часть своей массы в межзвездную среду, когда вспыхивают в сверхновые. Таким образом, сами звезды служат источником газа, который впоследствии включается в будущие поколения звезд. Кроме того, дополнительный газ появляется в Галактике, когда на галактический диск падает внешний по отношению к нему материал. Наконец, и это самое важное, скорость образования звезд снижается по мере уменьшения общего запаса газа. Такая переработка и меры по сохранению имеющегося газа отсрочивают ту эпоху, когда в галактиках закончатся запасы газа и они перестанут рождать новые звезды. Однако, даже несмотря на все эти ухищрения, запасы газа в Галактике закончатся через несколько триллионов лет. К четырнадцатой космологической декаде, когда Вселенной исполнится сто триллионов лет, образование обычных звезд в галактиках прекратится практически полностью.

Исключительно по случайному совпадению, образование звезд и звездная эволюция подойдут к концу приблизительно в одну и ту же космологическую декаду. Звезды с низкой массой — красные карлики — сжигают водород и живут продуктивной звездной жизнью на протяжении триллионов лет, что примерно сравнимо со временем, за которое в галактиках истощатся запасы газа, вследствие чего они больше не смогут рождать звезды. Таким образом, характер Вселенной изменится достаточно резко. В тринадцатую космологическую декаду звезды еще будут ярко сиять, а Вселенная будет полна энергии. По завершении четырнадцатой космологической декады звезды погаснут и Вселенная покажется человеку куда более темной.

 

Глава 3

Эпоха распада

15 < η < 39

 

Мертвые звездные остатки захватывают темную материю, сталкиваются друг с другом, рассеиваются в космическом пространстве и, наконец, распадаются, уходя в небытие.

Пятнадцатая космологическая декада, где-то вблизи поверхности белого карлика:

Миранда приникла к бортовому иллюминатору космического корабля, чтобы в последний раз окинуть взглядом свой мир. Когда началась подготовка к запуску, она ощутила одновременно грусть и волнение, вызванные столь близкой перспективой покинуть эту устроенную цивилизацию и попытаться найти новое место для основания колонии. Сферическая металлическая платформа, простиравшаяся внизу, была настолько плоской, что кривизна ее поверхности оставалась практически неразличимой. Эта громадная конструкция со слабо светящимися городами и искусственными ландшафтами на протяжении бесчисленных поколений служила пристанищем для ее предков.

Металлическая поверхность, на которой расположилась колония, почти полностью окружила кристаллизованного белого карлика. Эта конструкция была спроектирована с совершенной точностью, что позволило улавливать ту малую энергию излучения, которую еще вырабатывал этот остаток давно погибшей звезды. Благодаря естественному процессу захвата и аннигиляции темной материи, белый карлик вырабатывал энергию в количестве, достаточном для поддержания миллиарда граждан. Теперь же, когда население выросло, увеличилась и потребность в ресурсах. Настало время найти новое место обитания.

Задумавшись, Миранда представила, на что могло походить отдаленное прошлое, в котором из многочисленных водородных облаков рождались яркие молодые звезды. Насколько иначе, должно быть, выглядело небо, освещенное миллиардами звезд, в каждой галактике. Но эта расточительная в прошлом Вселенная уже давно умерла. Как тот, кто живет всего несколько сотен лет, вообще может в полном объеме постичь временные промежутки, равные триллионам лет? Когда она закрыла глаза, размышляя над этой загадкой, космический корабль мягко оторвался от поверхности.

Тем временем, под самой поверхностью белого карлика происходили, на первый взгляд, безобидные события огромной важности. Мучительно медленно и незаметно для теплокровных существ, обитающих на поверхности, большие молекулы в ходе химических реакций постепенно собирались в еще более длинные цепочки. Это увеличение сложности приводилось в действие случайными всплесками высокоэнергетического излучения, просачивающегося из недр звезды. В то время как Миранда и ее род цеплялись за существование во все более негостеприимной Вселенной, впервые начался синтез строительных кирпичиков, предназначенных для образования биологии нового типа.

Что происходит, когда прекращают светить звезды? Через сто триллионов лет из истощенных межзвездных облаков будут выжаты последние поколения звезд и даже эволюция нескольких еще живых красных карликов будет постепенно подходить к своему завершению. Как только динамический цикл рождений и гибели звезд превратится в простое воспоминание, Вселенная изменит свой темперамент, пополнит свое содержимое и продолжит эволюцию.

Когда Вселенная вступает в эпоху распада, перемены становятся довольно-таки очевидными. Обычные звезды, существующие за счет горения водорода, превратились в звездные остатки: коричневые карлики, белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры. И хотя эти объекты могут показаться холодными и жалкими, именно они будут источником действия и волнения во Вселенной. Часы, измеряющие скорость развертывания событий, идут гораздо медленнее. Начинают происходить астрофизические события, которые из-за жестких временных ограничений никогда не могли бы произойти в современной Вселенной.

 

Познакомимся с вырожденными звездными остатками

Масса звездных остатков служит некой «заначкой» для эпохи распада. Мы уже встречались с этой кастой вырожденных объектов в предыдущей главе. Во всей этой коллекции звездных остатков итогом звездной эволюции, продолжавшейся триллионы лет, служат четыре обычных класса: коричневые карлики, белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры (см. рис. 13). Однако, полноты ради, нельзя забывать и о возможности существования пятого варианта. Когда в достаточно массивной обычной звезде возникнет неустойчивость, результирующая вспышка сверхновой иногда может быть настолько мощной, что все звездное вещество рассеется в космическом пространстве. Другими словами, не останется ничего. Такой исход является быстрой и решительной победой термодинамики в ее сражении с силой гравитации. В остальных четырех случаях гравитация так легко не сдается.