Чудовища доктора Эйнштейна - [78]
По нашим данным, самые большие черные дыры быстро росли первые несколько миллиардов лет после Большого взрыва, а затем у них кончилось топливо. Более многочисленные черные дыры меньшей массы росли медленнее, но в последние 5 млрд лет тоже в большинстве своем успокоились. Пик эры квазаров давно миновал, но черные дыры не исчезли, и можно предположить, что они «голодают», поскольку со временем их питание урезается. Это звучит разумно, так как расширяющаяся Вселенная становится менее плотной и частота слияний галактик снижается. Однако невозможно предсказать для каждой эпохи космического времени и конкретной массы галактики, какая черная дыра будет активной, а какая – спокойной. Столь же трудно предсказать будущее квазаров.
Мы превратили исследование в игру, разложив на столе карточки с описаниями квазаров, как филателисты. Некоторые квазары были яркими – не потому ли, что имели галактику-компаньона, которой кормятся? В отдельных случаях, но не всегда. Не потому ли некоторые из них тусклые, что живут в галактике, бедной газом? Необязательно. Мы не могли найти фактор, который запускал бы ядерную активность. Композиция нашей картины была логичной, но отдельные ее фрагменты были окрашены случайным образом.
Природа изобретательна: она создает черные дыры, массы которых различаются в миллиард раз (илл. 66). В ходе нашей работы мы ни разу не нашли черную дыру, превышающую 10 млрд солнечных масс. Что даже слегка удручает: я всегда мечтал упомянуть о таком открытии в своем резюме. Предсказания теоретиков устанавливают предел массы черной дыры в десять раз больше, около 10>11 солнечных[399]. На этом уровне становится важна физика процесса аккреции, независимо от массы родительской галактики. По-видимому, это естественный предел для черных дыр. Чтобы стать еще больше, черная дыра должна поглощать 1000 солнечных масс в год, а такое количество газа коллапсировало бы в новые звезды на пространстве в сотни световых лет, не успев достигнуть черной дыры. Кроме того, в черных дырах запускаются процессы саморегуляции. Испускаемое вовне излучение отталкивает поступающий газ и препятствует дальнейшему питанию. Раздувшееся чудовище жаждет пищи, но в доступных пределах ничего нет.
Эра звездных остатков
Хотя массивные черные дыры в центрах галактик приближаются к естественному пределу, смерть массивных звезд по-прежнему формирует новые черные дыры малой массы. Звездная эволюция – это битва между силами света и тьмы: энергия термоядерного синтеза поддерживает распухание звезды, а гравитация пытается заставить ее сжаться. Как мы видели, в Солнце эти силы будут в равновесии следующие 5 млрд лет, затем гравитация победит и сожмет ядро в белый карлик. Массивные звезды эволюционируют быстрее, и после победы гравитации от них остаются нейтронные звезды или черные дыры.
Вселенная катится во тьму. Первые звезды образовались примерно через 100 млн лет после Большого взрыва, когда Вселенная была в 30 раз меньше и горячее, чем сейчас. Пик строительства галактик и формирования звезд произошел примерно через 3 млрд лет после Большого взрыва, и с тех пор наблюдается спад. Уровень формирования звезд в настоящее время составляет от 30 до 40 % от пикового, и спад продолжится, поскольку новым звездам доступно все меньше газа. Даже если мы будем ждать вечно, количество новых звезд оставит всего 5 % от числа возникших на данный момент[400]. Это средние показатели: в любую эпоху в более массивных и богатых газом галактиках темпы формирования звезд выше, чем в менее массивных и бедных газом. Уменьшение количества доступного газа будет долгое время компенсироваться звездами, которые в конце жизни выбрасывают часть своей массы или гибнут как сверхновые.
Наряду со снижением темпов звездообразования все большая доля звездной массы всех галактик будет находиться в состоянии коллапсировавших остатков. Когда формирование звезд полностью завершится и возникнет последняя черная дыра примерно через 100 трлн лет от нынешнего времени, – гравитация одержит окончательную победу[401]. Так совпало, что это ожидаемая продолжительность жизни красных карликов наименьшей массы – холодных звезд лишь чуть массивнее порогового значения, что позволяет поддерживать термоядерный синтез: 0,08 солнечных масс. Временной размах впечатляет. Мы пока находимся в самой ранней фазе жизни Вселенной, озаренной звездами, – в масштабах человеческой жизни это возраст младенца недели от роду.
В отдаленном будущем, по окончании звездной эры, 400 млрд звезд Млекомеды поровну разделятся на белые и коричневые карлики, дополненные малочисленным населением нейтронных и черных дыр. Звезды более 0,08 и менее 8 солнечных масс коллапсируют приблизительно до размеров Земли и излучат оставшуюся энергию в космос, став белыми карликами. Несостоявшиеся звезды – от 0,01 до 0,08 солнечных масс (10–80 масс Юпитера) – коллапсируют в коричневые карлики, возможно, синтезирующие гелий из дейтерия в минимальных объемах[402]. Нейтронные звезды составят 0,3 % всех звездных остатков Млекомеды, а черные дыры буду равны ничтожным 0,03 %.
