Возраст Вселенной

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к: навигация, поиск
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
Ilc 9yr moll4096.png
Изучаемые объекты и процессы
История Вселенной
Наблюдаемые процессы
Теоретические изыскания

Во́зраст Вселе́нной — время прошедшее с начала расширения Вселенной[3]. Теоретическое значение выводится из современной модели расширения ΛCDM.

И наблюдательные подтверждения в данном случае сводятся к подтверждению самой модели расширения с одной стороны и предсказываемой ею моменты начала различных эпох, а с другой, чтоб возраст самых старых объектов не превышал получающийся из модели расширения возраст всей Вселенной.

Теория[править | править вики-текст]

Современная оценка возраста Вселенной построена на основе одной из распространённых моделей Вселенной, так называемой стандартной космологической ΛCDM-модели. Из нее, в частности, следует, что возраст Вселенной задается следующим образом:

t = \frac{1}{H_0} \int\limits^{1}_0 \frac{dx}{x\sqrt{\Omega_{\Lambda} +\Omega_k x^{-2} +\Omega_dx^{-3}+ \Omega_lx^{-4}}},x = \frac{a}{a_0} исправить

где H0 - постоянная Хаббла на данный момент, a - масштабный фактор.

Основные этапы развития Вселенной[править | править вики-текст]

Большое значение для определения возраста Вселенной имеет периодизация основных протекавших во Вселенной процессов. В настоящее время принята следующая периодизация[4]:

  • 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 вики-текст]

Наблюдения звёздных скоплений[править | править вики-текст]

Популяция белых карликов в шаровом звёздном скоплении NGC 6397. Синие квадраты — гелиевые белые карлики, фиолетовые кружки — «нормальные» белые карлики с высоким содержанием углерода.

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 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 возраста для самых старых скоплений, от ~8 млрд лет[5], до ~ 25 млрд лет[6].

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[7]

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: 12,7\pm0,7 млрд лет[7], однако, результат оспаривается. Оппоненты указывают, что не были учтены дополнительные источники ошибок, их оценка 12,4^{+1,8}_{-1,5} млрд лет[8].

Наблюдения непроэволюционировавших объектов[править | править вики-текст]

NGC 1705 — галактика типа BCDG

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 это 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[9]:

A(Li)=12+\log(Li/H)=2,12.

Однако есть ряд звёзд, в том числе и сверхнизкометалличные, у которых обильность значительность ниже. С чем это связано, до конца не ясно, предполагается, что это как-то связано с процессами в атмосфере[10].

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[11] млрд лет получены первым способом, 14{,}5^{-2{,}8}_{+2{,}2}[12] 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 Тхуан (Thuan) получили значение Yp=0,245±0,004[13] по BCDG-галактикам, по HII — зонам на данный момент (2010) они остановились на значении Yp=0,2565±0,006[14]. Другая авторитетная группа во главе с Пеймберт (Peimbert) получали также различные значения Yp, от 0,228±0,007 до 0,251±0,006[15].

См. также[править | править вики-текст]

Примечания[править | править вики-текст]

  1. 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 из первоисточника 16 августа 2012. (from NASA’s WMAP Documents page)
  2. Planck Collaboration Planck 2013 results. XVI. Cosmological parameters. — arΧiv1303.5076
  3. Астронет > Вселенная
  4. http://cosmo.labrate.ru/cambrige/bb_history.html
  5. Gratton Raffaele G., Fusi Pecci Flavio, Carretta Eugenio и др Ages of Globular Clusters from HIPPARCOS Parallaxes of Local Subdwarfs. — Astrophysical Journal, 1997.
  6. Peterson Charles J. Ages of globular clusters. — Astronomical Society of the Pacific, 1987.
  7. 1 2 Harvey B. Richer et al. Hubble Space Telescope Observations of White Dwarfs in the Globular Cluster M4. — Astrophysical Journal Letters, 1995.
  8. Moehler S, Bono G. White Dwarfs in Globular Clusters. — 2008.
  9. 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.
  10. Sbordone, L.; Bonifacio, P.; Caffau, E. Lithium abundances in extremely metal-poor turn-off stars. — 2012.
  11. Schatz Hendrik, Toenjes Ralf, Pfeiffer Bernd Thorium and Uranium Chronometers Applied to CS 31082-001. — The Astrophysical Journal, 2002.
  12. N. Dauphas URANIUM-THORIUM COSMOCHRONOLOGY. — 2005.
  13. Izotov, Yuri I.; Thuan, Trinh X. The Primordial Abundance of 4He Revisited. — Astrophysical Journal, 1998.
  14. Izotov, Yuri I.; Thuan, Trinh X. The primordial abundance of 4He: evidence for non-standard big bang nucleosynthesis. — The Astrophysical Journal Letter, 2010.
  15. Peimbert, Manuel The Primordial Helium Abundance. — 2008.

Ссылки[править | править вики-текст]