Вселенная, жизнь, разум

Таким образом, нарисованная картина показывает, что галактики, а потом звезды образовались на сравнительно позднем этапе эволюции Вселенной, когда размеры последней были примерно в 10 — 100 раз меньше, чем сейчас. На ранних этапах своей эволюции галактики, по-видимому, были значительно более «активны», чем в наши дни (об активности галактик, точнее их ядер, см. предыдущую главу). Именно поэтому количество радиогалактик и квазаров в ту довольно отдаленную от нас эпоху было значительно больше, чем сейчас, о чем речь шла выше.

Далеко не весь газ Вселенной сконденсировался в галактики. Некоторая часть газа осталась в межгалактическом пространстве. Ультрафиолетовое и рентгеновское излучение образовавшихся к тому времени звезд и галактических ядер будет ионизировать и нагревать межгалактический газ. Температура его подымется до многих десятков миллионов кельвинов. (Недавно было обнаружено рентгеновское излучение от межгалактического газа в скоплениях галактик; согласно этим наблюдениям температура межгалактического газа около 108 кельвинов, а плотность ~ 10-4 частицы на кубический сантиметр или ~ 10–28 г/см3). Таким образом, ожидаемая довольно высокая температура межгалактического газа в современной Вселенной есть результат его «вторичного» разогрева — ведь к моменту образования скоплений галактик он был очень холодный. Межгалактическое пространство заполнилось также сверхэнергичными заряженными частицами — космическими лучами, которые образовались в результате активности ядер галактик и взрывов сверхновых звезд. До образования галактик во Вселенной не было космических лучей так же, как и тяжелых элементов. Постепенно Вселенная стала принимать те черты, которые мы сейчас наблюдаем.

Итак, Вселенная эволюционировала и эволюционирует. Эта эволюция, являющаяся ее основной особенностью, наблюдается на всех уровнях. Мы сейчас обрисовали картину эволюции Вселенной в целом от примитивной водородно-гелиевой плазмы до того грандиозного по своему многообразию феномена, который мы наблюдаем сейчас. В свою очередь эволюционируют галактики от простейших облаков до сложных спиральных звездных систем с огромным разнообразием популяций. Об эволюции звезд мы уже говорили в гл. 4. В гл. 9 речь будет идти об эволюции планетных систем. И, конечно, огромную эволюцию претерпела жизнь на Земле и, как можно полагать, на других планетах.

Современная наука о Вселенной — астрономия — вся насквозь эволюционна. Не всегда так было. Только развитие нашей науки, потребовавшее огромных усилий от ее творцов, привело к эволюционному взгляду на Вселенную, причем не в плане умозрительных заключений, а на основе строгого анализа фактов. В XVIII, XIX и даже первой половине XX столетия астрономия была статичной, застывшей. Изучались с большой точностью движения планет и комет, модели звездных атмосфер, их химический состав. И это, конечно, было очень важно. Но истинная картина меняющейся, поражающей многообразием явлений, богатой «скачками» и взрывами Вселенной стала ясной астрономам только в последнюю четверть века. Этот период «бури и натиска» по справедливости может быть назван «революцией в астрономии». В первую треть нашего века аналогичную революцию пережила физика. Сейчас мы являемся свидетелями революционного взрыва в биологии. Вместе с последней астрономия в наши дни находится в авангарде наук о природе.

Однако вернемся к космологии. Для решения общих вопросов о геометрии и метрике Вселенной очень важно оценить среднюю плотность вещества в ней. Эта оценка имела бы большое значение для выбора модели Вселенной, т. е. для вопроса о ее конечности или бесконечности. Оказывается, что «размазанная» плотность галактик дает величину, меньшую чем 10–30 г/см3.

Пока еще, однако, не совсем ясен вопрос, какая доля вещества во Вселенной находится в форме межгалактического газа. Можно только полагать, что этот газ должен быть очень горячим и достаточно разреженным. Если, например, окажется, что средняя плотность межгалактического вещества не больше размазанной плотности галактик, Вселенная не будет замкнута (так называемая «открытая модель»). Имеются основания полагать, что важнейший вопрос о плотности межгалактической среды будет в близком будущем окончательно решен методами рентгеновской астрономии.