В этой главе рассматривается современный вариант теории Большого взрыва, который включает эпоху инфляции. Всесторонний анализ современной космологии см. в работе Kolb and Turner (1990). Классическое популярное изложение теории Большого взрыва см. в книге Weinberg (1977). Критическое обсуждение современных вопросов космологии имеется в собрании трудов конференции, изданном Туроком (Turok, 1997).

Понятие инфляционной Вселенной было введено в работе Guth (1981). Другие важные ранние статьи: Albrecht and Steinhardt (1982); Linde (1982, 1983a); Bardeen, Steinhardt and Turner (1983); Guth and Pi (1982); Steinhardt and Turner (1984). Всестороннее учебное изложение теории инфляции дается в книгах Linde (1990) и Kolb and Turner (1990). Популярное изложение этой темы имеется в работе Guth (1997).

Во время инфляции, когда «точки пространства разбегаются друг от друга со скоростью, превышающей скорость света», говоря более точно, мы имеем в виду, что масштабный множитель R(t) увеличивается быстрее, чем линейная функция времени t (включающая обычный вид R(t) οο е^Ht).

Космическое фоновое излучение обнаружили Пензиас и Вильсон (Penzias and Wilson, 1965). Два десятилетия спустя спутник СОВЕ показал, что спектр этого излучения чрезвычайно близок к спектру абсолютно черного тела, а затем обнаружил небольшие колебания температуры ΔТ/Т ~ 10^-5 (Wright et al., 1992; Smoot et al., 1992). Благодаря последующим наблюдениям, проводившимся из наземных обсерваторий, были выполнены дополнительные измерения колебаний космического фонового излучения в меньших угловых масштабах (например, Meyer et al., 1991; Gaier et al., 1992; Shuster et al., 1993).

Бариогенезом называется процесс, в ходе которого вещества образуется несколько больше, чем антивещества. Основные составляющие процесса нарушения барионного числа — реакции, протекающие в неравновесном состоянии, и отсутствие обращения времени — впервые описал Сахаров (Sakharov, 1967). Более современный анализ дается в труде Dolgov (1992).

Тему нуклеосинтеза после Большого взрыва впервые подняли Альфер, Бете и Гамов (Alpher, Bethe and Gamow, 1948; см. также Gamow, 1946), продолжил Вагонер (Wagoner, 1973), после чего она быстро превратилась в полностью раскрытый вопрос (например, Walker et al., 1991). Хорошее учебное изложение этого вопроса имеется в книге Kolb and Turner (1990).

Измерение массы в галактических гало и скоплениях галактик вкупе с результатами нуклеосинтеза, последовавшего за Большим взрывом, являются убедительным свидетельством существования небарионной темной материи (см., например, обзор Krauss, 1986). Несмотря на то, что общие свойства такой материи достаточно подробно описаны, сама темная материя пока что не была идентифицирована (см., например, Diehl et al., 1995; Jungman et al., 1996; Spooner, 1997).

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).

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.

По прямым столкновениям звезд был проделан относительно малый объем работ, так как в современной Вселенной они крайне редки. Компьютерная модель, приведенная в третьей главе, взята