Пять возрастов Вселенной

Динамика столкновений галактик обсуждается в работах Binney and Tremaine (1987) и М. Weinberg (1989). Что касается нашего грядущего столкновения с Андромедой, орбиты соседних с нами галактик измеряются в настоящее время (Peebles, 1994; Riess et all, 1995). Динамическая релаксация галактики аналогична динамической релаксации звездных скоплений (см. Binney and Tremaine, 1987; Shu, 1982; Lightman and Shapiro, 1978); последние системы имеют много меньший размер и изменяют свою структуру за более короткие промежутки времени, в силу чего эти вопросы динамики можно изучать более прямым образом.

По прямым столкновениям звезд был проделан относительно малый объем работ, так как в современной Вселенной они крайне редки. Компьютерная модель, приведенная в третьей главе, взята непосредственно из нашей обзорно-аналитической статьи (AL₉₇). Рассказ о звездах, сжигающих гелий и углерод, см. в работе Kippenhahn and Weigert (1990).

Хотя точная природа небарионной составляющей темной материи все еще не определена, ее общие свойства уже известны в довольно узких пределах (Diehl et al., 1995; Jungman et al., 1996; Spooner, 1997). В частности, чтобы иметь космологически интересное изобилие сегодня, поперечное сечение взаимодействия темной материи должно иметь порядок σ ~ 10^-37 см² (Kolb and Turner, 1990), а следовательно, белые карлики будут захватывать частицы темной материи, текущие через недра звезды (AL₉₇). Изучался также захват темной материи в недрах Солнца и Земли (Faulkner and Gilliland, 1985; Press and Spergel, 1985; Krauss, Srednicki, and Wilczek, 1986; Gould, 1987).

Гипотетические рассуждения о жизни в атмосфере белого карлика вытекают непосредственно из гипотезы соответствия масштабов, введенной Дайсоном (Dyson, 1979); рассуждения же о жизни вне белых карликов базируются на простых предположениях.

Хотя теоретики предсказали распад протона, экспериментаторы пока что установили только нижнюю планку времени жизни этой частицы: порядка тридцати двух космологических декад (Particle data Group, 1998; Langacker, 1981; Perkins, 1984). Ради определенности, на протяжении большей части повествования мы принимаем время жизни протона равным тридцати семи космологическим декадам; другие значения времени жизни протона можно без труда согласовать с текстом, т. к. они не внесут в него качественных изменений. Если протон не распадется одним из простейших способов, предсказанных теориями великого объединения (см., например, Langacker, 1981; Капе, 1993), возможны множество других каналов его распада (см., например, Feinberg, Goldhaber and Steigman, 1978; Wilczek and Zee, 1979; Mohaparta and Marshak, 1980; Weinberg, 1980; Goity and Sher, 1995). Кроме того, структура вакуума в теории электрослабых взаимодействий разрешает процессы, протекающие с нарушением барионного числа; туннелирование из одного вакуумного состояния в другое может вызвать изменение барионного числа и распад протонов через временной интервал, предположительно равный ста сорока космологическим декадам (см. Rajaraman, 1987; Kolb and Turner, 1990; Hooft, 1976; AL₉₇). Наконец, распад протона может быть спровоцирован и действием гравитации, что предположительно произойдет через сорок пять-сто шестьдесят девять космологических декад (см., например, Zel'dovich, 1976; Hawking, Page and Pope, 1979; Page, 1980; Hawking, 1987; см. также Adams et al., 1998).

Влияние протонного распада на строение и эволюцию звезд рассмотрено в следующих работах: Feinberg (1981), Dicus et al. (1982), Turner (1983), AL₉₇, Adams et al. (1998). На остатки звезд также влияют другие долгосрочные процессы, как-то: пикноядерные реакции (Shapiro and Teukolsky, 1983; Salpeter and van Horn, 1969) и расщепление (Hubell, Grimm, and Overbo, 1980).

4. Эпоха черных дыр

Основные свойства черных дыр описаны во многих учебниках (Weinberg, 1972; Misner, Thorne and Wheeler, 1973; Wald, 1984; Ohanian and Ruffini, 1994). В этих же книгах рассмотрен вопрос гравитационного излучения. Особенно хорошее популярное изложение темы черных дыр и общей теории относительности представлено в книге Thorne (1994).

Свидетельства наблюдательного характера касательно черных дыр можно найти в трех различных типах условий: черной дыре с массой в три миллиона Солнц, расположенной в центре нашей Галактики (Genzel et al., 1996), сверхмассивных черных дырах, существующих в центрах внешних галактик (Kormendy et al., 1997), и звездных черных дырах, имеющихся в нашей Галактике (Narayan et al., 1997). Пока что никаких признаков существования первичных черных дыр обнаружено не было (Сагг, 1976).

Динамика черной дыры, разрушающей нашу Солнечную систему, была просчитана специально для этой книги и более нигде не цитировалась.