Пять возрастов Вселенной

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.