Пять возрастов Вселенной

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