Universets alder

WMAP [1] Planck [2] LIGO [3] [4]
Universets alder t 0 , milliarder 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

Universets alder  er den tid, der er gået siden begyndelsen af ​​universets udvidelse [5] .

Ifølge moderne koncepter er universets alder ifølge ΛCDM- modellen 13,799 ± 0,021 milliarder år [2] .

Observationsbekræftelser i dette tilfælde kommer på den ene side ned på bekræftelse af selve ekspansionsmodellen og tidspunkterne for begyndelsen af ​​forskellige epoker forudsagt af den, og på den anden side til at bestemme alderen på de ældste objekter (det bør ikke overstige universets alder opnået fra ekspansionsmodellen).

Teori

Det moderne skøn over universets alder er baseret på en af ​​de mest almindelige modeller af universet, den såkaldte standard kosmologiske ΛCDM-model . Især heraf følger det, at universets alder er givet som følger:

hvor H 0  er Hubble-konstanten i øjeblikket, er a skalafaktoren .

De vigtigste stadier i universets udvikling

Af stor betydning for at bestemme universets alder er periodiseringen af ​​de vigtigste processer, der forekommer i universet. Følgende periodisering er i øjeblikket accepteret [6] :

Observationer

Observationer af stjernehobe

Den vigtigste egenskab ved kuglehobe til observationel kosmologi er, at der er mange stjerner af samme alder i et lille rum. Det betyder, at hvis afstanden til et medlem af klyngen måles på en eller anden måde, så er den procentvise forskel i afstanden til andre medlemmer af klyngen ubetydelig.

Den samtidige dannelse af alle stjernerne i klyngen gør det muligt at bestemme dens alder: baseret på teorien om stjernernes udvikling er isokroner bygget på farve-størrelsesdiagrammet, det vil sige kurver af samme alder for stjerner med forskellige masser. Ved at sammenligne dem med den observerede fordeling af stjerner i hoben kan man bestemme dens alder.

Metoden har en række af sine egne vanskeligheder. I et forsøg på at løse dem opnåede forskellige hold på forskellige tidspunkter forskellige aldre for de ældste klynger, fra ~8 milliarder år [7] til ~ 25 milliarder år [8] .

I galakser indeholder kuglehobe , som er en del af det gamle sfæriske undersystem af galakser, mange hvide dværge - resterne af udviklede røde kæmper med relativt lille masse. Hvide dværge er berøvet deres egne kilder til termonuklear energi og udstråler udelukkende på grund af udledningen af ​​varmereserver. Hvide dværge har omtrent samme masse af stamstjerner, hvilket betyder, at de også har omtrent samme temperatur kontra tidsafhængighed. Efter at have bestemt dens absolutte stjernestørrelse i øjeblikket ud fra spektret af en hvid dværg og kende afhængigheden af ​​tid og lysstyrke under afkøling, er det muligt at bestemme dværgens alder [9] .

Denne tilgang er dog forbundet med både store tekniske vanskeligheder – hvide dværge er ekstremt svage genstande – ekstremt følsomme instrumenter er nødvendige for at observere dem. Det første og indtil videre eneste teleskop, der kan løse dette problem, er rumteleskopet. Hubble . Alderen på den ældste klynge ifølge gruppen, der arbejdede med den, er milliarder år [9] , resultatet er dog omstridt. Modstandere angiver, at yderligere fejlkilder ikke blev taget i betragtning, deres skøn over milliarder af år [10] .

Observationer af ikke-udviklede objekter

Objekter, der faktisk består af primært stof, har overlevet til vores tid på grund af den ekstremt lave hastighed af deres interne udvikling. Dette giver os mulighed for at studere den primære kemiske sammensætning af grundstoffer, og også uden at gå for meget i detaljer og baseret på kernefysikkens laboratorielove at estimere alderen af ​​sådanne objekter, hvilket vil give en nedre grænse for alderen af ​​de Universet som helhed.

Denne type omfatter: lavmassestjerner med lav metallicitet (de såkaldte G-dværge), HII-områder med lavt metal samt uregelmæssige dværggalakser af BCDG-klassen (Blue Compact Dwarf Galaxy).

Ifølge moderne koncepter skulle lithium være blevet dannet under den primære nukleosyntese. Det særlige ved dette element ligger i det faktum, at nukleare reaktioner med dets deltagelse begynder ved temperaturer, der ikke er særlig høje (på en kosmisk skala). Og i løbet af stjernernes evolution skulle det originale lithium næsten fuldstændigt genbruges. Det kunne kun forblive i nærheden af ​​massive befolkningsstjerner af type II. Sådanne stjerner har en rolig, ikke-konvektiv atmosfære, som tillader lithium at forblive på overfladen uden risiko for at brænde ud i de varmere indre lag af stjernen.

I løbet af målingerne blev det fundet, at mængden af ​​lithium i de fleste af disse stjerner er [11] :

.

Der er dog en række stjerner, inklusive ultra-lave metal, hvis overflod er meget lavere. Hvad dette hænger sammen med er ikke helt klart, men der er en antagelse om, at dette er forårsaget af processer i atmosfæren [12] .

Stjernen CS31082-001, som tilhører stjernepopulationen af ​​type II, blev fundet linjer og målte koncentrationen i atmosfæren af ​​thorium og uran . Disse to elementer har forskellige halveringstider, så deres forhold ændrer sig over tid, og hvis du på en eller anden måde estimerer det oprindelige overflodsforhold, så kan du bestemme stjernens alder. Det kan estimeres på to måder: ud fra teorien om r-processer, bekræftet både af laboratoriemålinger og observationer af Solen; eller du kan krydse kurven for koncentrationsændringer på grund af henfald og kurven for ændringer i forekomsten af ​​thorium og uran i unge stjerners atmosfærer på grund af galaksens kemiske udvikling. Begge metoder gav lignende resultater: 15,5±3,2 [13] Ga blev opnået ved den første metode, [14] Ga ved den anden.

Svagt metalliske BCDG-galakser (der er ~10 af dem i alt) og HII-zoner er kilder til information om den oprindelige helium-overflod. For hvert objekt fra dets spektrum bestemmes metallicitet (Z) og He-koncentration (Y). Ved at ekstrapolere YZ-diagrammet på en bestemt måde til Z=0, opnår man et estimat af det oprindelige helium.

Den endelige værdi af Y p varierer fra en gruppe af observatører til en anden og fra en observationsperiode til en anden. Således opnåede en af ​​dem, bestående af de mest autoritative specialister på dette område, Izotova og Tuan , værdien af ​​Y p = 0,245 ± 0,004 [15] for BCDG-galakser, for HII-zoner i det øjeblik (2010) de slog sig ned på værdi af Y p = 0,2565±0,006 [16] . En anden autoritativ gruppe ledet af Peimbert ( Peimbert ) opnåede også forskellige værdier af Y p , fra 0,228±0,007 til 0,251±0,006 [17] .

Se også

Noter

  1. ↑ Jarosik, N., et.al. (WMAP-samarbejde). Syvårige Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) observationer: Sky Maps, Systematic Errors og Basic Results (PDF). nasa.gov. Hentet 4. december 2010. Arkiveret fra originalen 16. august 2012. (fra NASAs WMAP-dokumentside )
  2. ↑ 12 Planck- samarbejde. Planck 2015 resultater  : XIII. Kosmologiske parametre: [ eng. ] // Astronomi og astrofysik. - 2016. - T. 594 (september). - Side 31, linje 7 og 18, sidste kolonne. - doi : 10.1051/0004-6361/201525830 .
  3. ↑ Astronomer bruger en enkelt gravitationsbølgehændelse til at måle universets alder , SciTechDaily (8. januar 2018). Hentet 1. marts 2021.
  4. ↑ LIGO Scientific Collaboration og Jomfruen Collaboration, The 1M2H Collaboration, The Dark Energy Camera GW-EM Collaboration og DES Collaboration, The DLT40 Collaboration, The Las Cumbres Observatory Collaboration, The VINROUGE Collaboration & The MASTER Collaboration. En gravitationsbølge standard sirenemåling af Hubble-konstanten  // Nature. - 2017. - T. 551 . - S. 85-88 . - doi : 10.1038/nature24471 . — arXiv : 1710.05835 .
  5. ↑ Astronet > Univers
  6. ↑ Arkiveret kopi (link ikke tilgængeligt) . Hentet 26. oktober 2007. Arkiveret fra originalen 30. september 2008. 
  7. ↑ Gratton Raffaele G., Fusi Pecci Flavio, Carretta Eugenio et al. Ages of Globular Clusters from HIPPARCOS Parallaxes of Local Subdwarfs . - Astrofysisk tidsskrift, 1997.
  8. ↑ Peterson Charles J. Ages of kuglehobe . — Astronomical Society of the Pacific, 1987.
  9. ↑ 1 2 Harvey B. Richer et al. Hubble Space Telescope Observationer af hvide dværge i kuglehoben M4 . — Astrophysical Journal Letters, 1995.
  10. ↑ Moehler S, Bono G. Hvide dværge i kugleformede klynger . – 2008.
  11. ↑ Hosford A., Ryan SG, García Pérez AE et al. Lithium-forekomster af halo-dværge baseret på excitationstemperatur. I. Lokal termodynamisk ligevægt  (engelsk)  // Astronomy and Astrophysics . — EDP Sciences , 2009.
  12. ↑ Sbordone, L.; Bonifacio, P.; Caffau, E. Lithium-overflod i ekstremt metalfattige turn-off stjerner . – 2012.
  13. ↑ Schatz Hendrik, Toenjes Ralf, Pfeiffer Bernd. Thorium- og uran-kronometre anvendt på CS 31082-001 . - The Astrophysical Journal, 2002.
  14. ↑ N. Dauphas. URAN-THORIUM KOSMOKRONOLOGI . - 2005.
  15. ↑ Izotov, Yuri I.; Thuan, Trinh X. The Primordial Abundance of 4He Revisited . - Astrofysisk tidsskrift, 1998.
  16. ↑ Izotov, Yuri I.; Thuan, Trinh X. Den oprindelige overflod af 4He: bevis for ikke-standard big bang nukleosyntese . - The Astrophysical Journal Letter, 2010.
  17. ↑ Peimbert, Manuel. Den oprindelige heliumoverflod . – 2008.

Links

 Kosmologi
Grundlæggende begreber og objekter
Universets historie
Universets struktur
Teoretiske begreber
Eksperimenter
Portal: Astronomi