Пять возрастов Вселенной

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

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

2. Эпоха звезд

Хотя образование галактик — тема, изучение которой в настоящее время еще не закончилось, основные принципы здесь уже установлены и их можно найти в самых новых книгах (Peebles, 1993; Kolb and Turner, 1990). Исследование вопроса образования звезд тоже является быстро развивающейся областью. Современная парадигма процесса звездообразования была определена около десяти лет назад (например, Shu, Adams, and Lizano, 1987), причем с того времени были достигнуты и другие успехи (см. недавно выпущенный сборник трудов конференции, изданный Боссом и др. [Boss et al., 1999]).

Эта глава затрагивает многие вопросы звездной эволюции — науки, которое получила серьезное развитие во второй половине двадцатого века. Многие рассматриваемые здесь темы описаны в учебниках для выпускников высших учебных заведений (Clayton, 1983; Kippenhahn and Weigert, 1990; Hansen and Kawaler, 1994; см. также Chandrasekhar, 1939).

Долгосрочная судьба Земли в значительной степени зависит от того, какую часть своей массы потеряет Солнце, превратившееся в красного гиганта (см. Sackmann et al., 1993). Долгосрочная судьба самых маленьких звезд, красных карликов, была определена лишь недавно (Laughlin, Bodenheimer, and Adams, 1997).

Расчеты возможности вхождения в нашу Солнечную систему красного карлика и последующего выброса Земли в межзвездное пространства или ее захвата и перемещения на орбиту этой звезды ранее не публиковались. Этот результат относится к расчетам по рассеянию солнечных систем в звездных скоплениях (Laughlin and Adams, 1998); этим типом рассеяния можно объяснить некоторые орбиты, наблюдаемые во внесолнечных планетарных системах (Marcy and Butler, 1998).

Гораздо более подробное изложение истории жизни на нашей планете дается в книге Шопфа (Schopf, 1992). Самым старым недвусмысленным ископаемым — 3,5 миллиарда лет; они были найдены в горных образованиях Свазиленда (Южная Африка) и Пилбара (Западная Австралия). Еще более старые осадочные породы найдены в геологическом разрезе Исуа (Гренландия), хотя эти породы претерпели значительные изменения, а потому не содержат четких отпечатков ранней жизни. Самые ранние известные эукариоты появились в отпечатках ископаемых около 1750 миллионов лет назад, быстро дифференцировались около 1100 миллионов лет назад и достигли пика изобилия и разнообразия около 900 миллионов лет назад (подробности см. в книге Schopf, 1992 и имеющихся там сносках).

В рассуждении, касающемся поиска внеземной жизни и колонизации Галактики, мы находимся на достаточно голословной основе, особенно по сравнению с нашим обсуждением физических явлений. Цитата Конта (Comte, 1835) взята из труда Пайса (Pais, 1986).

Долгосрочные перспективы звездообразования в Галактике оцениваются на основе исследований истории образования звезд в нашей Галактике и других галактиках (см., например, Kennicutt, Tamblyn, and Congdon, 1994; Rana, 1991; AL₉₇). Грядущее возрастание содержания в Галактике металлов оценивается у Тиммеса (Timmes, 1996).

3. Эпоха распада

Содержимое Вселенной в эпоху распада определяется сочетанием начальной функции масс (IMF[7]) для звезд и преобразования между начальными массами звезд и массами их вырожденных остатков. Начальная функция масс остается предметом текущих исследований, но к данному моменту мы уже понимаем ее в самых общих чертах (Salpeter, 1955; Miller and Scalo, 1979; Scalo, 1986; Rana, 1991; Adams and Fatuzzo, 1996). Преобразование между массами исходной звезды и ее остатка известно достаточно хорошо (см., например, Wood, 1992), но значение массы, которая теряется во время фаз красного гиганта, требует дополнительного уточнения. Звездные объекты с самой низкой массой — коричневые карлики — были обнаружены совсем недавно (сравните Oppenheimer et al., 1995 и Golimowski et al., 1995 с более старыми аналитическими работами Stevenson, 1991 и Tinney, 1995), но, вместе с тем, они уже достаточно хорошо изучены как астрофизические объекты (Burrows et al., 1993; Burrows and Liebert, 1993).