2. Эпоха звезд
Хотя образование галактик — тема, изучение которой в настоящее время еще не закончилось, основные принципы здесь уже установлены и их можно найти в самых новых книгах (Peebles, 1993; Kolb and Turner, 1990). Исследование вопроса образования звезд тоже является быстро развивающейся областью. Современная парадигма процесса звездообразования была определена около десяти лет назад (например, Shu, Adams, and Lizano, 1987), причем с того времени были достигнуты и другие успехи (см. недавно выпущенный сборник трудов конференции, изданный Боссом и др. [Boss et al., 1999]).
Эта глава затрагивает многие вопросы звездной эволюции — науки, которое получила серьезное развитие во второй половине двадцатого века. Многие рассматриваемые здесь темы описаны в учебниках для выпускников высших учебных заведений (Clayton, 1983; Kippenhahn and Weigert, 1990; Hansen and Kawaler, 1994; см. также Chandrasekhar, 1939).
Долгосрочная судьба Земли в значительной степени зависит от того, какую часть своей массы потеряет Солнце, превратившееся в красного гиганта (см. Sackmann et al., 1993). Долгосрочная судьба самых маленьких звезд, красных карликов, была определена лишь недавно (Laughlin, Bodenheimer, and Adams, 1997).
Расчеты возможности вхождения в нашу Солнечную систему красного карлика и последующего выброса Земли в межзвездное пространства или ее захвата и перемещения на орбиту этой звезды ранее не публиковались. Этот результат относится к расчетам по рассеянию солнечных систем в звездных скоплениях (Laughlin and Adams, 1998); этим типом рассеяния можно объяснить некоторые орбиты, наблюдаемые во внесолнечных планетарных системах (Marcy and Butler, 1998).
Гораздо более подробное изложение истории жизни на нашей планете дается в книге Шопфа (Schopf, 1992). Самым старым недвусмысленным ископаемым — 3,5 миллиарда лет; они были найдены в горных образованиях Свазиленда (Южная Африка) и Пилбара (Западная Австралия). Еще более старые осадочные породы найдены в геологическом разрезе Исуа (Гренландия), хотя эти породы претерпели значительные изменения, а потому не содержат четких отпечатков ранней жизни. Самые ранние известные эукариоты появились в отпечатках ископаемых около 1750 миллионов лет назад, быстро дифференцировались около 1100 миллионов лет назад и достигли пика изобилия и разнообразия около 900 миллионов лет назад (подробности см. в книге Schopf, 1992 и имеющихся там сносках).
В рассуждении, касающемся поиска внеземной жизни и колонизации Галактики, мы находимся на достаточно голословной основе, особенно по сравнению с нашим обсуждением физических явлений. Цитата Конта (Comte, 1835) взята из труда Пайса (Pais, 1986).
Долгосрочные перспективы звездообразования в Галактике оцениваются на основе исследований истории образования звезд в нашей Галактике и других галактиках (см., например, Kennicutt, Tamblyn, and Congdon, 1994; Rana, 1991; AL97). Грядущее возрастание содержания в Галактике металлов оценивается у Тиммеса (Timmes, 1996).
3. Эпоха распада
Содержимое Вселенной в эпоху распада определяется сочетанием начальной функции масс (IMF[7]) для звезд и преобразования между начальными массами звезд и массами их вырожденных остатков. Начальная функция масс остается предметом текущих исследований, но к данному моменту мы уже понимаем ее в самых общих чертах (Salpeter, 1955; Miller and Scalo, 1979; Scalo, 1986; Rana, 1991; Adams and Fatuzzo, 1996). Преобразование между массами исходной звезды и ее остатка известно достаточно хорошо (см., например, Wood, 1992), но значение массы, которая теряется во время фаз красного гиганта, требует дополнительного уточнения. Звездные объекты с самой низкой массой — коричневые карлики — были обнаружены совсем недавно (сравните Oppenheimer et al., 1995 и Golimowski et al., 1995 с более старыми аналитическими работами Stevenson, 1991 и Tinney, 1995), но, вместе с тем, они уже достаточно хорошо изучены как астрофизические объекты (Burrows et al., 1993; Burrows and Liebert, 1993).
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.