Эволюция Вселенной и происхождение жизни

Эволюция продолжалась путем слияния гало. При этом черные дыры из центров гало попадали в общий центр, где они образовывали двойную черную дыру. Еще одно слияние — и новое гало уже имело в своем центре систему из трех черных дыр. По мере слияния все новых и новых гало все больше и больше черных дыр могло бы собраться вместе. Но мы помним про задачу трех тел: как только три черные дыры окажутся рядом, их система становится неустойчивой (см. рис. 11.3). Две черные дыры отбрасывают третью, после чего как одиночная, так и двойная (в результате отдачи) вылетают из центра в результате того, что мы назвали эффектом рогатки. Так начинается Эпоха рогатки, в течение которой именно этот процесс определяет эволюцию; и продолжается до тех пор, пока не сформируются массивные гало и выброс черных дыр не станет не таким частым. Эпоха рогатки заканчивается при красном смещении около z = 6, когда формируются массивные черные дыры в центрах полномасштабных гало галактик. Выброс черных дыр механизмом рогатки должен проходить даже в наши дни, но с гораздо меньшей частотой, поскольку слияния галактик сейчас довольно редки.

А что осталось в нашей Галактике с Эпохи рогатки? Фрагменты тех небольших гало, из которых сложилось массивное гало нашей Галактики, уже перемешались в единое целое. Многие черные дыры, сбежавшие из этих маленьких гало, непрерывно покидали систему, но значительная их часть должна была сохраниться в сформировавшейся Галактике. Они и теперь должны находиться в ней, обращаясь вокруг центра Галактики по вытянутым орбитам, но оставаясь совершенно невидимыми. Чтобы стать видимыми, им нужно иметь газовый диск вокруг себя. Но такой диск постепенно втягивается в черную дыру, и этот процесс «поедания» диска давным-давно должен был закончиться. Сколько осталось этих черных дыр и какая доля массы Галактики заключена в этих остатках звезд первого поколения, до сих пор неизвестно.

Гравитационное линзирование является единственным способом выявления этих невидимок первого поколения. Черная дыра может усилить яркость фонового объекта, например — звезды другой галактики. Поскольку черная дыра и звезда движутся друг относительно друга, эффект линзирования длится недолго: только то время, пока оба эти объекта лежат практически на одной линии с наблюдателем. Этот метод активно использовался для поиска темных тел в гало Галактики, но до сих пор было обнаружено только 17 объектов. Собственное излучение некоторых из них затем удалось зарегистрировать: все они оказались тусклыми холодными звездами, а не массивными черными дырами. Этих маломассивных объектов слишком мало для объяснения полной массы гало.

Газ, из которого сформировались звезды следующего поколения, уже содержал некоторое количество элементов тяжелее гелия, но доля этих элементов в нем все еще была низкой: менее 0,1 % от их содержания в современных газовых облаках. Однако звезды теперь могли формироваться в нормальном диапазоне своих масс: от менее чем 0,5 до более чем 15 масс Солнца. Изменение диапазона масс формирующихся звезд связано с процессом охлаждения газа. Наличия даже небольшого количества тяжелых элементов достаточно, чтобы охлаждение шло более эффективно, чем в чистом водородно-гелиевом газе. Столкновения атомов Н и Не не приводят к рождению фотонов низкой энергии, которые могли бы унести энергию от формирующейся звезды, то есть охладить ее и тем самым стимулировать сжатие. А присутствие более тяжелых элементов делает это возможным. Сформировавшиеся тогда звезды наименьших масс до сих пор эволюционируют на главной последовательности и в большом количестве окружают нас: в основном они населяют сферическую составляющую Галактики и шаровые звездные скопления. Более массивные звезды синтезировали в своих недрах тяжелые элементы — от углерода, азота и кислорода до железа и никеля. Самые массивные звезды взорвались как сверхновые, произведя самые тяжелые элементы — от никеля до урана — и выбросив их в межзвездную среду.

Как отмечалось в главе 24, рождение химических элементов в недрах звезд и момент их взрыва впервые объяснили Фред Хойл и его коллеги в середине 1950-х годов. В эту группу входили Уильям Фаулер, ставший затем лауреатом Нобелевской премии за вклад в эту работу, а также Маргарет и Джеффри Бербиджи.

Каков возраст нашей Галактики?

Отношение обилия наиболее тяжелых изотопов можно использовать для определения возраста нашей Галактики. Например, оба изотопа урана 235 и 238 радиоактивны, время их полураспада составляет 713 и 4510 млн лет. Поскольку 235-й изотоп распадается быстрее 238-го, количество первого относительно второго постоянно снижается. Сейчас их соотношение составляет 0,00723. Экстраполируя в прошлое, находим, что в эпоху образования Солнечной системы 4,6 млрд лет назад это отношение было 0,31. Уже в 1929 году Резерфорд, используя этот метод, пришел к выводу, что Галактика должна была возникнуть на миллиарды лет раньше Солнечной системы.