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.
Испускание излучения черными дырами было впервые предсказано более двух десятилетий назад (Hawking, 1974, 1975). И хотя излучение Хокинга до сих пор не обнаружено, а потому остается чисто теоретической концепцией, в общих чертах оно предсказано и описано во многих учебниках (например, Wald, 1984, 1994; Thorne et al., 1986; Birrell and Davies, 1982). Однако из-за отсутствия полной теории квантовой гравитации заключительные мгновения жизни черных дыр до сих пор вызывают споры (например, Russo, Susskind, and Thorlacius, 1992).
Насколько нам известно, теоретическое построение компьютера на основе черных дыр оригинально. Однако базовая идея, связанная с созданием логических элементов из незнакомых материалов, использовалась и в других контекстах (например, Poundstone, 1985).
Вопрос о том, способна ли Вселенная создавать черные дыры быстрее, чем они испаряются, остается открытым (см., например, Rees, 1984, 1997; см. также Page and McKee, 1981а, Frautschi, 1982).
5. Эпоха вечной тьмы
Содержимое Вселенной в эпоху вечной тьмы следует непосредственно из ее содержимого в предыдущие космологические эпохи (см. также Page and McKee, 1981ab; Barrow and Tipler, 1986). Фоновые излучения будущей Вселенной вычисляются в AL97; самые большие неопределенности возникают из-за того, что нам точно не известно время жизни протона и распределение масс черных дыр.
Вопрос тепловой смерти Вселенной обсуждался повсеместно с тех самых пор, как был открыт второй закон термодинамики (Helmholtz, 1854; Clausius, 1865, 1868). В контексте теории Большого взрыва вопрос тепловой смерти превращается в вопрос адиабатичности (см., например, Tolman, 1934; Eddington, 1931; Barrow and Tipler, 1978, 1986; Frautschi, 1982; AL97). Важное ограничение на долгосрочное производство энтропии во Вселенной задается границей Бекенштейна (Bekenstein, 1981).
Образование и распад позитрония в будущей Вселенной вычислен в работе Page and McKee (1981ab). Вопрос продолжения аннигиляции частиц рассмотрен во многих источниках (например, Frautschi, 1982; Barrow and Tipler, 1986; AL97).
Наверное, самым спекулятивным физическим процессом из рассмотренных в данной книге является возможность будущего фазового перехода, который может быть запущен квантовым туннелированием скалярного поля. Первые подобные расчеты выполнили Voloshin et al. (1975) и Coleman (1977, 1985). Впоследствии эти расчеты были обобщены с целью включения гравитации (Coleman and De Luccia, 1980), влияний конечной температуры (Linde, 1983b) и более общих форм потенциала скалярного поля (Adams, 1993). Обсуждались также космологические следствия фазовых переходов вакуума (Hut and Rees, 1983; Turner and Wilczek, 1982). Когда и если происходит такой фазовый переход, соответственно, могут измениться и законы физики (Crone and Sher, 1990; Sher, 1989; Sukuki, 1988; Primack and Sher, 1980). Родственным процессом является образование новых вселенных (Sato et al., 1982; Blau, Guendelman and Guth, 1987; Hawking, 1987; Farhi, Guth and Guven, 1990; см. также Guth, 1997). Эти новые вселенные, в принципе, могут получать из нашей, материнской, Вселенной информацию и, возможно, даже материю (различные точки зрения см., например, в Visser, 1995; Linde, 1988, 1989; Tipler, 1992).
Заключение
Долгосрочное расширение Вселенной зависит от множества факторов, включая вклад, который вносит в общую плотность энергии вакуум (Weinberg, 1989; Carroll, Press and Turner, 1992), массовую плотность Вселенной (недавний обзор см. в работе Turkok, 1997; см. также Loh and Spillar, 1986) и многие другие соображения (например, Ellis and Rothman, 1993; Gott, 1993; Grischuk and Zel'dovich, 1978).
Хотя современные данные астрономических наблюдений свидетельствуют о том, что Вселенная
