Возраст Вселенной

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
(перенаправлено с «Возраст вселенной»)
Перейти к навигации Перейти к поиску
WMAP[1] Planck[2] LIGO[3][4]
Возраст Вселенной t0, млрд лет 13,75 ± 0,13 13,799 ± 0,021 11,9—15,7
Постоянная Хаббла H0, (км/с)/Мпк 71,0 ± 2,5 67,74 ± 0,46 70,0+12
   -8

Во́зраст Вселе́нной — время, прошедшее с начала расширения Вселенной[5].

По современным представлениям, согласно модели ΛCDM, возраст Вселенной составляет 13,799 ± 0,021 миллиарда лет[2].

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).

Теория

[править | править код]
Возраст Вселенной как функция космологических параметров

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 Планковская эпоха (которая продолжалась в течение планковского времени, от нуля до 10−43 с после Большого взрыва).
  • Вторая фаза развития Вселенной — Эпоха Великого объединения, в ходе которой гравитационное взаимодействие отделилось от остальных фундаментальных взаимодействий. По современным представлениям, эта эпоха квантовой космологии продолжалась до времени порядка 10−34 с после Большого взрыва.
  • Следующие эпохи (Инфляционная эпоха, Бариогенезис, Электрослабая эпоха, Кварковая эпоха, Адронная эпоха, Лептонная эпоха) характеризуются экспоненциальным увеличением кинетической энергии Вселенной и её объёма на много порядков, дальнейшим разделением фундаментальных взаимодействий, аннигиляцией материи и антиматерии, приведшей к барионной асимметрии Вселенной, объединением кварков и глюонов в адроны. Эти эпохи продолжались первые десять секунд после Большого взрыва. В настоящее время существуют возможности достаточно подробного физического описания большинства процессов происходящих в эти периоды.
  • Затем наступили Фотонная эпоха и сменяющая её Протонная эпоха, в течение первых 20 минут которых происходил первичный нуклеосинтез, в процессе которого образовались элементы не тяжелее лития. Примерно через 70 тыс. лет после большого взрыва вещество начинает доминировать над излучением, что приводит к изменению режима расширения Вселенной.
  • Следующей важной вехой в истории развития Вселенной считается эра рекомбинации, наступившая примерно через 379 тыс. лет после Большого взрыва, температура Вселенной спала до уровня, что ядра смогли захватывать электроны и создавать нейтральные атомы. Вселенная становится прозрачной для фотонов теплового излучения. В настоящее время это излучение наблюдается в виде реликтового фона, что является важнейшим экспериментальным подтверждением существующих моделей Вселенной.

Наблюдения

[править | править код]

Наблюдения звёздных скоплений

[править | править код]
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 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]
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 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, но есть предположение, что это вызвано 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]

Примечания

[править | править код]
  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. Дата обращения: 4 декабря 2010. Архивировано 16 августа 2012 года. (from NASA’s WMAP Documents Архивная копия от 30 ноября 2010 на Wayback Machine page)
  2. ↑ 1 2 Planck Collaboration. Planck 2015 results : XIII. Cosmological parameters : [англ.] : [арх. 9 марта 2018] // Astronomy and Astrophysics. — 2016. — Т. 594 (September). — Стр. 31, строки 7 и 18, последняя колонка. — doi:10.1051/0004-6361/201525830.
  3. ↑ "Astronomers Use a Single Gravitational Wave Event to Measure the Age of the Universe". SciTechDaily. 2018-01-08. Архивировано 4 марта 2021. Дата обращения: 1 марта 2021.
  4. ↑ The LIGO Scientific Collaboration and The Virgo Collaboration, The 1M2H Collaboration, The Dark Energy Camera GW-EM Collaboration and the DES Collaboration, The DLT40 Collaboration, The Las Cumbres Observatory Collaboration, The VINROUGE Collaboration & The MASTER Collaboration. A gravitational-wave standard siren measurement of the Hubble constant // Nature. — 2017. — Т. 551. — С. 85—88. — doi:10.1038/nature24471. — arXiv:1710.05835. Архивировано 11 мая 2021 года.
  5. ↑ Астронет > Вселенная. Дата обращения: 27 мая 2015. Архивировано 27 мая 2015 года.
  6. ↑ Архивированная копия. Дата обращения: 26 октября 2007. Архивировано 30 сентября 2008 года.
  7. ↑ Gratton Raffaele G., Fusi Pecci Flavio, Carretta Eugenio и др. Ages of Globular Clusters from HIPPARCOS Parallaxes of Local Subdwarfs. — Astrophysical Journal, 1997.
  8. ↑ Peterson Charles J. Ages of globular clusters. — Astronomical Society of the Pacific, 1987.
  9. ↑ 1 2 Harvey B. Richer et al. Hubble Space Telescope Observations of White Dwarfs in the Globular Cluster M4. — Astrophysical Journal Letters, 1995.
  10. ↑ Moehler S, Bono G. White Dwarfs in Globular Clusters. — 2008. Архивировано 6 августа 2017 года.
  11. ↑ Hosford A., Ryan S. G., García Pérez A. E. и др. Lithium abundances of halo dwarfs based on excitation temperature. I. Local thermodynamic equilibrium (англ.) // Astronomy and Astrophysics. — EDP Sciences, 2009.
  12. ↑ Sbordone, L.; Bonifacio, P.; Caffau, E. Lithium abundances in extremely metal-poor turn-off stars. — 2012.
  13. ↑ Schatz Hendrik, Toenjes Ralf, Pfeiffer Bernd. Thorium and Uranium Chronometers Applied to CS 31082-001. — The Astrophysical Journal, 2002.
  14. ↑ N. Dauphas. URANIUM-THORIUM COSMOCHRONOLOGY. — 2005. Архивировано 19 мая 2014 года.
  15. ↑ Izotov, Yuri I.; Thuan, Trinh X. The Primordial Abundance of 4He Revisited. — Astrophysical Journal, 1998.
  16. ↑ Izotov, Yuri I.; Thuan, Trinh X. The primordial abundance of 4He: evidence for non-standard big bang nucleosynthesis. — The Astrophysical Journal Letter, 2010.
  17. ↑ Peimbert, Manuel. The Primordial Helium Abundance. — 2008.

Ссылки

[править | править код]
Источник — https://ru.wikipedia.org/ruwiki/w/index.php?title=Возраст_Вселенной&oldid=141876685