Universumin aika

WMAP [1] Planck [2] LIGO [3] [4]
Universumin ikä t 0 , miljardia vuotta 13,75±0,13 13,799±0,021 11.9-15.7
Hubble-vakio H 0 , (km/s)/Mpc 71,0±2,5 67,74±0,46 70,0+12
   -8

Universumin ikä  on aika , joka on kulunut maailmankaikkeuden laajenemisen alusta [5] .

Nykyaikaisten käsitteiden mukaan ΛCDM-mallin mukaan maailmankaikkeuden ikä on 13,799 ± 0,021 miljardia vuotta [2] .

Havaintovahvistukset tulevat tässä tapauksessa toisaalta itse laajennusmallin ja sen ennustamien eri aikakausien alkamishetkien vahvistamiseen ja toisaalta vanhimpien esineiden iän määrittämiseen (se ei saisi ylittää laajenemismallista saatua maailmankaikkeuden ikää).

Teoria

Nykyaikainen arvio maailmankaikkeuden iästä perustuu yhteen maailmankaikkeuden yleisimmistä malleista, niin sanottuun standardikosmologiseen ΛCDM-malliin . Siitä seuraa erityisesti, että maailmankaikkeuden ikä on annettu seuraavasti:

missä H 0  on Hubblen vakio tällä hetkellä, a on skaalaustekijä .

Universumin kehityksen päävaiheet

Universumin iän määrittämisessä on suuri merkitys universumissa tapahtuvien pääprosessien periodisaatiolla. Seuraava jaksotus on tällä hetkellä hyväksytty [6] :

Havainnot

Tähtijoukkojen havainnot

Havaintokosmologian pallomaisten tähtien pääominaisuus on, että pienessä tilassa on monia samanikäisiä tähtiä. Tämä tarkoittaa, että jos etäisyys yhteen klusterin jäseneen mitataan jollain tavalla, niin etäisyyden prosentuaalinen ero klusterin muihin jäseniin on mitätön.

Kaikkien joukon tähtien samanaikainen muodostuminen mahdollistaa sen iän määrittämisen: tähtien evoluutioteorian perusteella isokronit rakennetaan väri-magnitudidiagrammille, eli samanikäisille käyräille eri massaisille tähdille. Vertaamalla niitä havaittuun tähtien jakautumiseen tähtien joukossa voidaan määrittää sen ikä.

Menetelmällä on useita omat vaikeutensa. Yrittäessään ratkaista niitä eri tiimit saivat eri aikoina vanhimpien klustereiden eri iät, ~8 miljardista vuodesta [7] ~ 25 miljardiin vuoteen [8] .

Galakseissa pallomaiset klusterit , jotka ovat osa galaksien vanhaa pallomaista alajärjestelmää, sisältävät monia valkoisia kääpiöitä - suhteellisen pienimassaisten kehittyneiden punaisten jättiläisten jäänteitä . Valkoisilta kääpiöiltä riistetään omat lämpöydinenergian lähteet ja ne säteilevät yksinomaan lämpövarastojen päästöjen vuoksi. Valkoisilla kääpiöillä on suunnilleen sama massa esitähtiä, mikä tarkoittaa, että niillä on myös suunnilleen sama lämpötila-aikariippuvuus. Kun valkoisen kääpiön spektristä on määritetty sen absoluuttinen tähtien suuruus tällä hetkellä ja kun tiedetään aika-valoisuusriippuvuus jäähtymisen aikana, on mahdollista määrittää kääpiön ikä [9] .

Tämä lähestymistapa liittyy kuitenkin molempiin suuriin teknisiin vaikeuksiin - valkoiset kääpiöt ovat erittäin heikkoja esineitä - niiden tarkkailuun tarvitaan erittäin herkkiä instrumentteja. Ensimmäinen ja toistaiseksi ainoa kaukoputki, joka voi ratkaista tämän ongelman, on avaruusteleskooppi . Hubble . Vanhimman klusterin ikä sen kanssa työskennellyt ryhmän mukaan on miljardia vuotta [9] , mutta tulos on kiistanalainen. Vastustajat huomauttavat, että muita virhelähteitä ei otettu huomioon, heidän arvionsa miljardeista vuosista [10] .

Ei-kehittyneiden objektien havainnot

Esineet, jotka todellisuudessa koostuvat primääriaineesta, ovat säilyneet aikaansa, koska niiden sisäinen kehitys on erittäin alhaista. Tämä antaa meille mahdollisuuden tutkia alkuaineiden ensisijaista kemiallista koostumusta ja myös, menemättä liian yksityiskohtiin ja perustuen ydinfysiikan laboratoriolakeihin , arvioida tällaisten esineiden ikää, mikä antaa alarajan Universumi kokonaisuutena.

Tähän tyyppiin kuuluvat: pienimassaiset tähdet, joilla on alhainen metallipitoisuus (niin sanotut G-kääpiöt), matalametalliset HII-alueet sekä BCDG-luokan epäsäännölliset kääpiögalaksit (Blue Compact Dwarf Galaxy).

Nykyaikaisten käsitysten mukaan litiumin olisi pitänyt muodostua primaarisen nukleosynteesin aikana. Tämän elementin erikoisuus on siinä, että ydinreaktiot, joihin se osallistuu, alkavat lämpötiloissa, jotka eivät ole kovin korkeita (kosmisessa mittakaavassa). Ja tähtien evoluution aikana alkuperäinen litium oli kierrätettävä lähes kokonaan. Se voisi jäädä vain massiivisten populaatiotyypin II tähtien lähelle. Tällaisilla tähdillä on rauhallinen, ei-konvektiivinen ilmapiiri, mikä sallii litiumin jäädä pinnalle ilman riskiä palamisesta tähden kuumempiin sisäkerroksiin.

Mittausten aikana havaittiin, että litiumin määrä useimmissa näistä tähdistä on [11] :

.

On kuitenkin olemassa useita tähtiä, mukaan lukien erittäin matalametalliset, joiden määrä on paljon pienempi. Mihin tämä liittyy, ei ole täysin selvää, mutta oletetaan, että tämä johtuu ilmakehän prosesseista [12] .

Tähdelle CS31082-001, joka kuuluu tyypin II tähtipopulaatioon, löydettiin viivoja ja mitattiin toriumin ja uraanin pitoisuus ilmakehässä . Näillä kahdella elementillä on erilaiset puoliintumisajat, joten niiden suhde muuttuu ajan myötä, ja jos jotenkin arvioit alkuperäisen runsaussuhteen, voit määrittää tähden iän. Sitä voidaan arvioida kahdella tavalla: r-prosessien teoriasta, joka on vahvistettu sekä laboratoriomittauksilla että Auringon havainnoilla; tai voit ylittää hajoamisen aiheuttamien pitoisuuksien muutosten käyrän ja galaksin kemiallisesta evoluutiosta johtuvan toriumin ja uraanin runsauden muutoskäyrän nuorten tähtien ilmakehässä. Molemmat menetelmät antoivat samanlaisia ​​tuloksia: 15,5±3,2 [13] Ga saatiin ensimmäisellä menetelmällä, [14] Ga toisella.

Heikosti metalliset BCDG-galaksit (niitä on yhteensä noin 10) ja HII-vyöhykkeet ovat tiedon lähteitä alkuperäisen heliumin runsaudesta. Jokaiselle esineelle sen spektristä määritetään metallisuus (Z) ja He-pitoisuus (Y). Ekstrapoloimalla YZ-diagrammi tietyllä tavalla arvoon Z=0, saadaan estimaatti alkuheliumista.

Y p :n lopullinen arvo vaihtelee tarkkailijaryhmistä toiseen ja havaintojaksosta toiseen. Siten yksi heistä, joka koostui alan arvovaltaisimmista asiantuntijoista, Izotova ja Tuan , sai arvon Y p = 0,245 ± 0,004 [15] BCDG-galakseille, HII-vyöhykkeille sillä hetkellä (2010), kun he asettuivat alueelle. Y:n arvo p = 0,2565±0,006 [16] . Toinen Peimbertin ( Peimbert ) johtama arvovaltainen ryhmä sai myös erilaisia ​​Y p :n arvoja 0,228±0,007 - 0,251±0,006 [17] .

Katso myös

Muistiinpanot

  1. ↑ Jarosik, N., et.al. (WMAP-yhteistyö). Seven-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) -havainnot: Sky Maps, Systemaattiset virheet ja perustulokset (PDF). nasa.gov. Haettu 4. joulukuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 16. elokuuta 2012. (NASA:n WMAP Documents -sivulta)
  2. ↑ 12 Planck- yhteistyö. Planck 2015 tulokset  : XIII. Kosmologiset parametrit: [ eng. ] // Tähtitiede ja astrofysiikka. - 2016. - T. 594 (syyskuu). — Sivu 31, rivit 7 ja 18, viimeinen sarake. - doi : 10.1051/0004-6361/201525830 .
  3. ↑ Tähtitieteilijät mittaavat universumin ikää yhdellä gravitaatioaaltotapahtumalla , SciTechDaily (8. tammikuuta 2018). Haettu 1. maaliskuuta 2021.
  4. ↑ LIGO Scientific Collaboration ja The Virgo Collaboration, The 1M2H Collaboration, The Dark Energy Camera GW-EM Collaboration ja DES Collaboration, The DLT40 Collaboration, The Las Cumbres Observatory Collaboration, The VINROUGE Collaboration & The MASTER Collaboration. Gravitaatioaallon standardi sireenimittaus Hubblen vakiosta  // Luonto. - 2017. - T. 551 . - S. 85-88 . - doi : 10.1038/luonto24471 . — arXiv : 1710.05835 .
  5. ↑ Astronet > Universe
  6. ↑ Arkistoitu kopio (linkki ei saatavilla) . Haettu 26. lokakuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 30. syyskuuta 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. Pallomaisten klustereiden ajat . — Astronomical Society of the Pacific, 1987.
  9. ↑ 1 2 Harvey B. Richer et ai. Hubble-avaruusteleskooppihavainnot valkoisista kääpiöistä pallomaisessa joukossa M4 . — Astrophysical Journal Letters, 1995.
  10. ↑ Moehler S, Bono G. Valkoiset kääpiöt pallomaisissa ryhmissä . – 2008.
  11. ↑ Hosford A., Ryan SG, García Pérez AE et al. Halokääpiöiden litiumin määrä virityslämpötilan perusteella. I. Paikallinen termodynaaminen tasapaino  (englanti)  // Astronomy and Astrophysics . — EDP Sciences , 2009.
  12. ↑ Sbordone, L.; Bonifacio, P.; Caffau, E. Litiumia on runsaasti erittäin metalliköyhissä sammutustähdissä . – 2012.
  13. ↑ Schatz Hendrik, Toenjes Ralf, Pfeiffer Bernd. Torium- ja uraanikronometrit, joita sovelletaan CS 31082-001:een . - The Astrophysical Journal, 2002.
  14. ↑ N. Dauphas. URAANI-TORUMI KOSMOKRONOLOGIA . – 2005.
  15. ↑ Izotov, Juri I.; Thuan, Trinh X. Alkuperäinen runsaus 4He Revisited . — Astrophysical Journal, 1998.
  16. ↑ Izotov, Juri I.; Thuan, Trinh X. 4He:n alkukantainen runsaus: todisteita epätyypillisestä alkuräjähdyksen nukleosynteesistä . - The Astrophysical Journal Letter, 2010.
  17. ↑ Peibert, Manuel. Alkuperäinen heliumin runsaus . – 2008.

Linkit

 Kosmologia
Peruskäsitteet ja esineet
Universumin historia
Universumin rakenne
Teoreettiset käsitteet
Kokeilut
Portaali: Tähtitiede