Фред Адамс - Пять возрастов Вселенной

Синтез. Ядерная реакция, в ходе которой два или более ядер объединяются, образуя более крупное (тяжелое) ядро. Реакции ядерного синтеза являются источником энергии для обычных звезд и нередко называются ядерным горением.

Слабо взаимодействующие массивные частицы. Частицы, которые npeдположительно составляют некоторую долю темной материи во Вселенной. Эти частицы взаимодействуют только посредством гравитации и слабого взаимодействия; их масса, согласно предположениям, примерно в десять раз превышает массу протона.

Слабое ядерное взаимодействие. Одна из четырех сил природы. Слабое взаимодействие служит связующим звеном при радиоактивных распадах и некоторых процессах ядерного синтеза.

Темная материя. Материя во Вселенной, которая вообще не испускает света (или испускает очень мало света). Большая доля массы Вселенной пребывает именно в этой форме, которая обнаруживается только косвенным путем: посредством ее гравитационного действия. Большое количество темной материи содержится, например, в гало галактик.

Тепловая смерть. Концепция, которая гласит, что, как только Вселенная оказывается в абсолютном термодинамическом равновесии, любая работа оказывается невозможной. Если происходит тепловая смерть, Вселенная становится скучным и мертвым местом.

Фазовый переход. Изменение состояния между двумя разными фазами или конфигурациями вещества. Самым простым примером служит превращение воды в лед или пар.

Фауна Эдиакары. Скопление мягкотелых созданий, впервые появившихся на Земле около восьмисот миллионов лет назад.

Фотон. Частица, соответствующая электромагнитному излучению или свету. Фотоны распространяются со скоростью света и имеют энергию, зависящую от их длины волны: чем меньше длина волны, тем больше энергия.

Холодная темная материя. Любой кандидат в частицы темной материи с относительно большой массой (как правило, превышающей массу протона), из-за которой частицы двигаются медленно. Главным кандидатом на роль холодной темной материи являются слабо взаимодействующие массивные частицы.

Черная дыра. Область пространства-времени, в которой гравитационное поле настолько сильно, что даже свет не может ее покинуть.

Шаровидное скопление. Очень плотное скопление звезд; некоторые из этих шаровидных скоплений являются одними из старейших объектов во Вселенной и, как считают ученые, содержат самые старые звезды

Электромагнитная сила. Одна из четырех сил природы. Эта сила включает в себя силу, действующую между заряженными частицами, и силу, создаваемую магнитными полями.

Электромагнитное излучение. Это излучение включает как обычные видимые световые волны, так и волны с другими длинами: гамма-лучи, рентгеновы лучи, ультрафиолетовые, инфракрасные и радиоволны. Во всех случаях излучение является самораспространяющимся возмущением, связанным с колебаниями электрических и магнитных полей.

Энергия покоя. Энергия, которая содержится в массе объекта, когда он не движется. Также называется массой покоя. Если данный объект способен полностью аннигилировать, то высвобождается энергия Е = mс 2 .

Энтропия. В термодинамике это фундаментальная величина, которая служит мерой количества беспорядка в физической системе. Второй закон термодинамики гласит, что общее количество энтропии в любой изолированной физической системе либо увеличивается, либо остается неизменным.

Эпоха вечной тьмы. Временной период в будущем Вселенной, когда исчезли все звезды и испарились черные дыры: космологические декады после сотой. Остаются только «космические отходы»: электроны, позитроны, нейтрино и излучение.

Эпоха звезд. Период времени в эволюции Вселенной, когда звезды служат самым важным источником энергии. В настоящее время мы живем именно в эту эпоху, которая охватывает космологические декады с шестой по четырнадцатую.

Эпоха господства излучения. Ранняя фаза истории Вселенной, когда плотность энергии излучения превышала плотность обычного вещества. Эта фаза продолжалась первые несколько тысяч лет.

Эпоха распада. Временной период в будущем Вселенной, когда ее самыми важными составляющими являются вырожденные звездные объекты, оставшиеся после эволюции звезд: коричневые карлики, белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры; космологические декады с пятнадцатой по тридцать девятую.

Эпоха черных дыр. Период времени в будущем Вселенной, когда самими важными ее составляющими являются черные дыры; космологические декады с сороковой по сотую.

Чтобы не отягощать естественный ход повествования сносками и ссылками, мы предусмотрели беглый научный обзор различных вопросов для каждой главы. В приведенных ниже примечаниях мы представляем краткое описание наиболее важных вопросов и соответствующих ссылок. Список литературы, упоминаемой в ссылках, приведен ниже. В некоторых случаях, ради краткости, мы приводим только типичные ссылки.

Большая часть материала этой книги основана на обзорно-аналитической статье, в общих чертах описывающей физику будущей Вселенной (Adams and Laughlin, 1997, далее в этой книге AL 97; см. также Adams and Laughlin, 1998). Вопрос будущего Вселенной рассматривался и во многих предыдущих работах. Рис (Rees, 1969) размышлял о судьбе замкнутой Вселенной, тогда как Ислам (Islam, 1977, 1979) и Дайсон (Dyson, 1979) рассмотрели случай открытой или плоской Вселенной, которая постоянно расширяется. В ряде других статей рассматриваются специфические вопросы, например последствия распада протона (Feinberg, 1981; Dicus et al., 1982; Turner, 1983) и образование позитрония (Page and McKee, 1981ab). Общий обзор данной темы выполнили Ислам (Islam, 1983) и Дэвис (Davies, 1944).

Ключевой вопрос состоит в том, продолжит ли Вселенная расширяться и впредь или, по меньшей мере, проживет ли она достаточно долго, чтобы пройти всю временную линию, представленную в этой книге. Современные астрономические данные свидетельствуют о том, что ее плотность меньше (или, возможно, равна) критической, а значит, в будущем наша Вселенная действительно продолжит расширяться (см. последний обзор Dekel, Burstein and White, 1997, а также приводимые там ссылки).

Основы астрономии и четыре силы природы объясняются во многих вводных учебниках (например, Shu, 1982; см. также Zuckerman and Malkan, 1996). В Shu (1982) также описывается противостояние гравитации и термодинамики.