Universums ålder

WMAP [1] Planck [2] LIGO [3] [4]
Universums ålder t 0 , miljarder år 13,75±0,13 13,799±0,021 11.9—15.7
Hubble konstant H 0 , (km/s)/Mpc 71,0±2,5 67,74±0,46 70,0+12
   -8

Universums ålder  är den tid som förflutit sedan början av universums expansion [5] .

Enligt moderna begrepp, enligt ΛCDM-modellen , är universums ålder 13,799 ± 0,021 miljarder år [2] .

Observationsbekräftelser i detta fall kommer å ena sidan på bekräftelse av själva expansionsmodellen och ögonblicken för början av olika epoker som förutspåtts av den, och å andra sidan på att bestämma åldern på de äldsta föremålen (det bör inte överstiga universums ålder som erhålls från expansionsmodellen).

Teori

Den moderna uppskattningen av universums ålder är baserad på en av de vanligaste modellerna av universum, den så kallade standardkosmologiska ΛCDM-modellen . Av det, i synnerhet, följer det att universums ålder ges enligt följande:

där H 0  är Hubble-konstanten för tillfället, är a skalfaktorn .

Huvudstadierna i universums utveckling

Av stor betydelse för att bestämma universums ålder är periodiseringen av huvudprocesserna som förekommer i universum. Följande periodisering är för närvarande accepterad [6] :

Observationer

Observationer av stjärnhopar

Den huvudsakliga egenskapen hos klothopar för observationell kosmologi är att det finns många stjärnor i samma ålder i ett litet utrymme. Detta betyder att om avståndet till en medlem av klustret mäts på något sätt, så är den procentuella skillnaden i avståndet till andra medlemmar i klustret försumbar.

Den samtidiga bildningen av alla stjärnor i klustret gör det möjligt att bestämma dess ålder: baserat på teorin om stjärnutveckling byggs isokroner på färg-magnituddiagrammet, det vill säga kurvor av lika ålder för stjärnor med olika massor. Genom att jämföra dem med den observerade fördelningen av stjärnor i klustret kan man bestämma dess ålder.

Metoden har ett antal egna svårigheter. I ett försök att lösa dem fick olika lag vid olika tidpunkter olika åldrar för de äldsta klustren, från ~8 miljarder år [7] till ~ 25 miljarder år [8] .

I galaxer innehåller klotformiga hopar, som är en del av det gamla sfäriska undersystemet av galaxer, många vita dvärgar - resterna av utvecklade röda jättar med relativt liten massa. Vita dvärgar berövas sina egna källor till termonukleär energi och strålar enbart på grund av utsläpp av värmereserver. Vita dvärgar har ungefär samma massa av stamstjärnor, vilket betyder att de också har ungefär samma temperatur kontra tidsberoende. Efter att ha bestämt dess absoluta stjärnmagnitud för tillfället från spektrumet av en vit dvärg och känna till beroendet av tid och ljusstyrka under avkylning, är det möjligt att bestämma dvärgens ålder [9] .

Detta tillvägagångssätt är dock förknippat med både stora tekniska svårigheter – vita dvärgar är extremt svaga föremål – extremt känsliga instrument behövs för att observera dem. Det första och hittills enda teleskopet som kan lösa detta problem är rymdteleskopet. Hubble . Åldern på det äldsta klustret enligt gruppen som arbetade med det är miljarder år [9] , resultatet är dock omtvistat. Motståndare anger att ytterligare felkällor inte beaktades, deras uppskattning av miljarder år [10] .

Observationer av icke-utvecklade objekt

Objekt som faktiskt består av primär materia har överlevt till vår tid på grund av den extremt låga hastigheten i deras interna evolution. Detta gör det möjligt för oss att studera den primära kemiska sammansättningen av grundämnen, och även, utan att gå in för mycket i detalj och baserat på kärnfysikens laboratorielagar , att uppskatta åldern på sådana föremål, vilket kommer att ge en lägre gräns för åldern på Universum som helhet.

Denna typ inkluderar: lågmassastjärnor med låg metallicitet (de så kallade G-dvärgarna), HII-regioner med låg metall, såväl som oregelbundna dvärggalaxer av BCDG-klassen (Blue Compact Dwarf Galaxy).

Enligt moderna begrepp borde litium ha bildats under den primära nukleosyntesen. Det speciella med detta element ligger i det faktum att kärnreaktioner med dess deltagande börjar vid temperaturer som inte är särskilt höga (i kosmisk skala). Och under stjärnutvecklingen måste det ursprungliga litiumet nästan helt återvinnas. Det kunde bara förbli nära massiva populationsstjärnor av typ II. Sådana stjärnor har en lugn, icke-konvektiv atmosfär, vilket gör att litium kan stanna kvar på ytan utan risk att brinna ut i stjärnans hetare inre lager.

Under mätningarna fann man att mängden litium i de flesta av dessa stjärnor är [11] :

.

Det finns dock ett antal stjärnor, inklusive ultralåga metaller, vars överflöd är mycket lägre. Vad detta hänger ihop med är inte helt klart, men det finns ett antagande att detta orsakas av processer i atmosfären [12] .

Stjärnan CS31082-001, som tillhör stjärnpopulationen av typ II, hittades linjer och mätte koncentrationen i atmosfären av torium och uran . Dessa två grundämnen har olika halveringstid, så deras förhållande förändras över tiden, och om du på något sätt uppskattar det initiala överflödsförhållandet, kan du bestämma stjärnans ålder. Det kan uppskattas på två sätt: från teorin om r-processer, bekräftad både av laboratoriemätningar och observationer av solen; eller så kan du korsa kurvan för koncentrationsförändringar på grund av sönderfall och kurvan för förändringar i förekomsten av torium och uran i atmosfären hos unga stjärnor på grund av galaxens kemiska utveckling. Båda metoderna gav liknande resultat: 15,5±3,2 [13] Ga erhölls med den första metoden, [14] Ga med den andra.

Svagt metalliska BCDG-galaxer (det finns ~10 av dem totalt) och HII-zoner är källor till information om den ursprungliga heliumförekomsten. För varje föremål från dess spektrum bestäms metallicitet (Z) och He-koncentration (Y). Genom att extrapolera YZ-diagrammet på ett visst sätt till Z=0 får man en uppskattning av urheliumet.

Det slutliga värdet på Y p varierar från en grupp av observatörer till en annan och från en observationsperiod till en annan. Således erhöll en av dem, bestående av de mest auktoritativa specialisterna inom detta område, Izotova och Tuan , värdet Y p = 0,245 ± 0,004 [15] för BCDG-galaxer, för HII-zoner för tillfället (2010) bosatte de sig på värde på Yp = 0,2565 ±0,006 [16] . En annan auktoritativ grupp ledd av Peimbert ( Peimbert ) fick också olika värden på Yp , från 0,228±0,007 till 0,251±0,006 [17] .

Se även

Anteckningar

  1. ↑ Jarosik, N., et.al. (WMAP-samarbete). Sjuåriga Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observationer: Sky Maps, Systematic Errors och Basic Results (PDF). nasa.gov. Hämtad 4 december 2010. Arkiverad från originalet 16 augusti 2012. (från NASA:s WMAP-dokumentsida )
  2. ↑ 12 Planck Collaboration. Planck 2015 resultat  : XIII. Kosmologiska parametrar: [ eng. ] // Astronomi och astrofysik. - 2016. - T. 594 (september). — Sida 31, rad 7 och 18, sista kolumnen. - doi : 10.1051/0004-6361/201525830 .
  3. ↑ Astronomer använder en enda gravitationsvåg för att mäta universums ålder , SciTechDaily (8 januari 2018). Hämtad 1 mars 2021.
  4. ↑ LIGO Scientific Collaboration and The Virgo Collaboration, The 1M2H Collaboration, The Dark Energy Camera GW-EM Collaboration och DES Collaboration, The DLT40 Collaboration, The Las Cumbres Observatory Collaboration, The VINROUGE Collaboration & The MASTER Collaboration. En gravitationsvåg standard sirenmätning av Hubble-konstanten  // Nature. - 2017. - T. 551 . - S. 85-88 . - doi : 10.1038/nature24471 . — arXiv : 1710.05835 .
  5. ↑ Astronet > Universum
  6. ↑ Arkiverad kopia (länk ej tillgänglig) . Hämtad 26 oktober 2007. Arkiverad från originalet 30 september 2008. 
  7. ↑ Gratton Raffaele G., Fusi Pecci Flavio, Carretta Eugenio et al. 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 Observationer av vita dvärgar i klotklustret M4 . — Astrophysical Journal Letters, 1995.
  10. ↑ Moehler S, Bono G. White Dwarfs in Globular Clusters . — 2008.
  11. ↑ Hosford A., Ryan SG, García Pérez AE et al. Litiumförekomster av halodvärgar baserat på excitationstemperatur. I. Lokal termodynamisk jämvikt  (engelska)  // Astronomy and Astrophysics . — EDP Sciences , 2009.
  12. ↑ Sbordone, L.; Bonifacio, P.; Caffau, E. Litium överflöd i extremt metallfattiga avstängningsstjärnor . — 2012.
  13. ↑ Schatz Hendrik, Toenjes Ralf, Pfeiffer Bernd. Torium- och urankronometrar applicerade på CS 31082-001 . — The Astrophysical Journal, 2002.
  14. ↑ N. Dauphas. URAN-TORIUM KOSMOKRONOLOGI . — 2005.
  15. ↑ Izotov, Yuri I.; Thuan, Trinh X. The Primordial Abundance of 4He Revisited . — Astrophysical Journal, 1998.
  16. ↑ Izotov, Yuri I.; Thuan, Trinh X. Det ursprungliga överflödet av 4He: bevis för icke-standardiserad big bang-nukleosyntes . — The Astrophysical Journal Letter, 2010.
  17. ↑ Peimbert, Manuel. Det ursprungliga heliumöverflödet . — 2008.

Länkar

 Kosmologi
Grundläggande begrepp och objekt
Universums historia
Universums struktur
Teoretiska begrepp
Experiment
Portal: Astronomi