Возраст Вселенной
WMAP[1] | Planck[2] | |
---|---|---|
Возраст Вселенной t0, млрд лет | 13,75±0,13 | 13,81±0,06 |
Постоянная Хаббла H0, (км/с)/Мпк | 71,0±2,5 | 67,4±1,4 |
Космология |
![]() |
Изучаемые объекты и процессы |
История Вселенной |
Наблюдаемые процессы |
Теоретические изыскания |
Во́зраст Вселе́нной — время, прошедшее с начала расширения Вселенной[3].
По современным представлениям, согласно модели ΛCDM, возраст Вселенной составляет 13.799 ± 0.021 миллиардов лет[4][5].
Наблюдательные подтверждения в данном случае сводятся, с одной стороны, к подтверждению самой модели расширения и предсказываемых ею моментов начала различных эпох, а с другой, к определению возраста самых старых объектов (он не должен превышать получающийся из модели расширения возраст Вселенной).
Содержание
Теория[править | править код]
Современная оценка возраста Вселенной построена на основе одной из распространённых моделей Вселенной, так называемой стандартной космологической ΛCDM-модели. Из неё, в частности, следует, что возраст Вселенной задаётся следующим образом:
где H0 — постоянная Хаббла на данный момент, a — масштабный фактор.
Основные этапы развития Вселенной[править | править код]
Большое значение для определения возраста Вселенной имеет периодизация основных протекавших во Вселенной процессов. В настоящее время принята следующая периодизация[6]:
- Самая ранняя эпоха, о которой существуют какие-либо теоретические предположения, — это планковское время (10−43 с после Большого взрыва). В это время гравитационное взаимодействие отделилось от остальных фундаментальных взаимодействий. По современным представлениям, эта эпоха квантовой космологии продолжалась до времени порядка 10−11 с после Большого взрыва.
- Следующая эпоха характеризуется рождением первоначальных частиц кварков и разделением видов взаимодействий. Эта эпоха продолжалась до времён порядка 10−2 с после Большого взрыва. В настоящее время уже существуют возможности достаточно подробного физического описания процессов этого периода.
- Современная эпоха стандартной космологии началась через 0,01 секунды после Большого взрыва и продолжается до сих пор. В этот период образовались ядра первичных элементов, возникли звёзды, галактики, Солнечная система.
Важной вехой в истории развития Вселенной в эту эпоху считается эра рекомбинации, когда материя расширяющейся Вселенной стала прозрачной для излучения. По современным представлениям, это произошло через 380 тыс. лет после Большого взрыва. В настоящее время это излучение мы можем наблюдать в виде реликтового фона, что является важнейшим экспериментальным подтверждением существующих моделей Вселенной.
Наблюдения[править | править код]
Наблюдения звёздных скоплений[править | править код]

Главное свойство шаровых скоплений для наблюдательной космологии — много звёзд одного возраста в небольшом пространстве. Это значит, что если каким-то способом измерено расстояние до одного члена скопления, то процентное различие в расстоянии до других членов скопления пренебрежимо мало.
Одновременное формирование всех звёзд скопления позволяет определить его возраст: опираясь на теорию звёздной эволюции, строятся изохроны на диаграмме «цвет — звёздная величина», то есть кривые равного возраста для звёзд различной массы. Сопоставляя их с наблюдаемым распределением звёзд в скоплении, можно определить его возраст.
Метод имеет ряд своих трудностей. Пытаясь их решить, разные команды, в разное время получали разные возрасты для самых старых скоплений, от ~8 млрд лет[7], до ~ 25 млрд лет[8].
В галактиках шаровые скопления, входящие в старую сферическую подсистему галактик, содержат множество белых карликов — остатков проэволюционировавших красных гигантов относительно небольшой массы. Белые карлики лишены собственных источников термоядерной энергии и излучают исключительно за счёт излучения запасов тепла. Белые карлики имеют приблизительно одинаковую массу звёзд-предшественниц, а значит — и приблизительно одинаковую зависимость температуры от времени. Определив по спектру белого карлика его абсолютную звёздную величину на данный момент и зная зависимость время-светимость при остывании, можно определить возраст карлика[9].
Однако данный подход связан как с большими техническими трудностями, — белые карлики крайне слабые объекты, — необходимо крайне чувствительные инструменты, чтоб их наблюдать. Первым и пока единственным телескопом, на котором возможно решение данной задачи является космический телескоп им. Хаббла. Возраст самого старого скопления по данным группы, работавшей с ним: млрд лет[9], однако, результат оспаривается. Оппоненты указывают, что не были учтены дополнительные источники ошибок, их оценка млрд лет[10].
Наблюдения непроэволюционировавших объектов[править | править код]

Объекты, фактически состоящие из первичного вещества, дожили до нашего времени благодаря крайне малому темпу их внутренней эволюции. Это позволяет изучать первичный химический состав элементов, а также, не сильно вдаваясь в подробности и основываясь на лабораторных законах ядерной физики, оценить возраст подобных объектов, что даст нижний предел на возраст Вселенной в целом.
К такому типу можно отнести: звёзды малой массы с низкой металличностью (так называемые G-карлики), низкометалличные области HII, а также карликовые неправильные галактики класса BCDG (Blue Compact Dwarf Galaxy).
Согласно современным представлениям, в ходе первичного нуклеосинтеза должен был образоваться литий. Особенность этого элемента заключается в том, что ядерные реакции с его участием начинаются при не очень больших (по космическим масштабам) температурах. И в ходе звёздной эволюции изначальный литий должен был быть практически полностью переработан. Остаться он мог только у массивных звёзд населения типа II. Такие звёзды имеют спокойную, не конвективную атмосферу, благодаря чему литий остаётся на поверхности, не рискуя сгореть в более горячих внутренних слоях звезды.
В ходе измерений обнаружилось, что у большинства таких звёзд обильность лития составляет[11]:
.
Однако есть ряд звёзд, в том числе и сверхнизкометалличных, у которых обильность значительно ниже. С чем это связано до конца не ясно, предполагается, что это как-то связано с процессами в атмосфере[12].
У звезды CS31082-001, принадлежащей звёздному населению типа II, были обнаружены линии и измерены концентрации в атмосфере тория и урана. Эти два элемента имеют различный период полураспада, поэтому со временем их соотношение меняется, и если как-то оценить первоначальное соотношение обильностей, то можно определить возраст звезды. Оценить можно двояким способом: из теории r-процессов, подтверждённой как лабораторными измерениями, так и наблюдениями Солнца; или можно пересечь кривую изменения концентраций за счёт распада и кривую изменения содержания тория и урана в атмосферах молодых звёзд за счёт химической эволюции Галактики. Оба метода дали схожие результаты: 15,5±3,2[13] млрд лет получены первым способом, [14] млрд лет — вторым.
Слабо металличные BCDG-галактикам (всего их существует ~10) и зоны HII — источники информации по первичному обилию гелия. Для каждого объекта из его спектра определяется металличность (Z) и концентрация He (Y). Экстраполируя определённым образом диаграмму Y-Z до Z=0, получают оценку первичного гелия.
Итоговое значения Yp разнится от одной группы наблюдателей к другой и от одного периода наблюдений к другому. Так, одна, состоящая из авторитетнейших специалистов в этой области, Изотова и Туан, получили значение Yp=0,245±0,004[15] по BCDG-галактикам, по HII — зонам на данный момент (2010) они остановились на значении Yp=0,2565±0,006[16]. Другая авторитетная группа во главе с Пеймберт (Peimbert) получали также различные значения Yp, от 0,228±0,007 до 0,251±0,006[17].
См. также[править | править код]
- WMAP
- Возраст Земли
- Космический календарь
- Расширение Вселенной
- Теория стационарной Вселенной
- Временная шкала далёкого будущего
Примечания[править | править код]
- ↑ Jarosik, N., et.al. (WMAP Collaboration). Seven-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Sky Maps, Systematic Errors, and Basic Results (PDF). nasa.gov. Проверено 4 декабря 2010. Архивировано 16 августа 2012 года. (from NASA’s WMAP Documents page)
- ↑ Planck Collaboration Planck 2013 results. XVI. Cosmological parameters. — arXiv:1303.5076.
- ↑ Астронет > Вселенная
- ↑ Planck Collaboration (2015), "Planck 2015 results. XIII. Cosmological parameters (See PDF, page 32, Table 4, Age/Gyr, last column).", MISSING LINK.
- ↑ Lawrence, C. R. Planck 2015 Results (18 March 2015). Проверено 24 ноября 2016.
- ↑ http://cosmo.labrate.ru/cambrige/bb_history.html
- ↑ Gratton Raffaele G., Fusi Pecci Flavio, Carretta Eugenio и др Ages of Globular Clusters from HIPPARCOS Parallaxes of Local Subdwarfs. — Astrophysical Journal, 1997.
- ↑ Peterson Charles J. Ages of globular clusters. — Astronomical Society of the Pacific, 1987.
- ↑ 1 2 Harvey B. Richer et al. Hubble Space Telescope Observations of White Dwarfs in the Globular Cluster M4. — Astrophysical Journal Letters, 1995.
- ↑ Moehler S, Bono G. White Dwarfs in Globular Clusters. — 2008.
- ↑ Hosford A., Ryan S. G., García Pérez A. E. и др Lithium abundances of halo dwarfs based on excitation temperature. I. Local thermodynamic equilibrium // Astronomy and Astrophysics. — 2009.
- ↑ Sbordone, L.; Bonifacio, P.; Caffau, E. Lithium abundances in extremely metal-poor turn-off stars. — 2012.
- ↑ Schatz Hendrik, Toenjes Ralf, Pfeiffer Bernd Thorium and Uranium Chronometers Applied to CS 31082-001. — The Astrophysical Journal, 2002.
- ↑ N. Dauphas URANIUM-THORIUM COSMOCHRONOLOGY. — 2005.
- ↑ Izotov, Yuri I.; Thuan, Trinh X. The Primordial Abundance of 4He Revisited. — Astrophysical Journal, 1998.
- ↑ Izotov, Yuri I.; Thuan, Trinh X. The primordial abundance of 4He: evidence for non-standard big bang nucleosynthesis. — The Astrophysical Journal Letter, 2010.
- ↑ Peimbert, Manuel The Primordial Helium Abundance. — 2008.