Чудовища доктора Эйнштейна. О чёрных дырах, больших и малых

Вселенная продолжила расширяться и остывать. Следующий важный этап был пройден примерно через 50 000 лет, когда плотности энергии материи и излучения сравнялись. После этого плотность энергии излучения падала быстрее массовой плотности, поскольку расширение приводило к красному смещению фотонов. В результате гравитация усилила хватку, и во Вселенной начали возникать крохотные вариации плотности. Вселенная имела температуру 10 000 °C. Будь там наблюдатель, он увидел бы ее голубое свечение. Примерно через 400 000 лет после Большого взрыва температура упала до 3000 °C, и электроны объединились с ядрами, образовав стабильные атомы. Впервые излучение стало свободно распространяться, «красный туман» рассеялся, обнажив возникающие структуры.

Все это случилось на заре истории Вселенной. По сравнению с ее нынешним возрастом 13,8 млрд лет, 400 000 лет – мгновение, аналог первых десяти часов жизни 40-летнего человека. По мере расширения Вселенная исчезала из виду, ее излучение из тусклого красного становилось невидимым инфракрасным. Начались Темные века[205]. Они длились до возникновения первых звезд и галактик – примерно через 100 млн лет после Большого взрыва, таким образом, вся эта эпоха заняла первый 1 % возраста Вселенной.

Что интересно, хотя первый краткий этап существования Вселенная был темным, он, возможно, не был безжизненным. Между 10 и 20 млн лет после Большого взрыва Вселенная имела температуру от точки кипения до точки замерзания воды. В сегодняшней Вселенной чрезвычайно холодно, а биологическая жизнь, какой мы ее знаем, способна существовать только в узкой обитаемой зоне вблизи звезд, а также, возможно, в более холодных местах под поверхностью планеты или ее естественного спутника, где вода остается жидкой благодаря давлению сверху и радиоактивному теплу снизу. Однако было время, когда вся Вселенная имела температуру обитаемой зоны. Неясно, могли ли редкие ранние звезды наработать достаточно углерода для развития биологических форм и тяжелых элементов для формирования планет, на которых обитали бы эти существа[206]. Сомнительно также, что 20 млн лет – достаточный срок для возникновения жизни из простых химических соединений.

С Темными веками связан ряд важнейших вопросов космологии. Когда они завершились? Что сформировалось раньше – звезды или галактики? Как на процессы формирования влияло отсутствие тяжелых элементов? Какими методами лучше всего регистрировать первый свет во Вселенной? И главный вопрос для нашего повествования: какие черные дыры образовались раньше всего?

Предположим, что темная материя – это предсказанная теоретиками элементарная частица нового типа, объединяющая три силы природы. В качестве элемента космологии темная материя довольно проста: она оказывает гравитационное воздействие, но не взаимодействует со светом или любым другим излучением[207]. Темной материи в шесть раз больше, чем нормальной, следовательно, она управляет формированием структуры Вселенной. По мере того как гравитация концентрирует темную материю, начинают возникать сгустки малого размера или массы. Первые структуры, образовавшиеся через 100 млн лет после Большого взрыва и по окончании Темных веков, состояли из 10⁶ солнечных масс темной материи. Это масса крохотной карликовой галактики в современной Вселенной. Время шло, сгустки сливались во все более крупные. В каждом сгустке темной материи содержался «комок» нормального вещества (газа) в одну шестую массы темной материи, и этот газ коллапсировал в центр гравитационного «колодца» темной материи. При коллапсе газа сформировались звезды, был излучен первый свет. Согласно сценарию «снизу вверх», маленькие объекты образуются раньше больших, звезды – раньше галактик (илл. 37)[208].

Вселенная была совсем другой, когда кончились Темные века и вспыхнули первые светила. Она была в 30 раз меньше, в 30 раз горячее и в 30 000 раз плотнее, чем сейчас. Другим принципиальным отличием было отсутствие элементов тяжелее водорода или гелия. Процесс формирования звезд требует сброса тепла в окружающее пространство, чтобы гравитация могла вызвать коллапс газового облака. Углерод и кислород имеют спектральные переходы, которые очень эффективно уносят энергию. Отсутствие этих элементов в ранней Вселенной означает, что облака, из которых формируются звезды, были более горячими и массивными. В локальной и современной Вселенной верхний предел массы звезды составляет примерно 100 масс Солнца. В ранней Вселенной первые звезды, вероятно, достигали 200–300 солнечных масс. Очень давно в сгустках темной материи массой в миллион солнечных масс возникали звезды, которые были в среднем в десятки раз массивнее тех, что формируются сейчас в окрестностях Солнца.