1. Основні етапи розвитку Всесвіту [ правити | правити код ]
2. Спостереження зоряних скупчень [ правити | правити код ]
3. Спостереження непроеволюціоніровавшіх об'єктів [ правити | правити код ]

WMAP [1] Planck [2] Вік Всесвіту t0, млрд років 13,75 ± 0,13 13,799 ± 0,021 Постійна Хаббла H0, (км / с) / Мпк 71,0 ± 2,5 67,74 ± 0,46

Вік Всесвіту - час , Що минув з початку розширення Всесвіту [3] .

За сучасними уявленнями, згідно моделі ΛCDM , Вік Всесвіту складає 13,799 ± 0,021 мільярда років [2] .

Спостережні підтвердження в даному випадку зводяться, з одного боку, до підтвердження самої моделі розширення і передбачаються нею моментів початку різних епох, а з іншого, до визначення віку найстаріших об'єктів (він не повинен перевищувати виходить з моделі розширення вік Всесвіту).

Сучасна оцінка віку Всесвіту побудована на основі однієї з поширених моделей Всесвіту, так званої стандартної космологічної ΛCDM-моделі . З неї, зокрема, випливає, що вік Всесвіту задається наступним чином:

де H0 - постійна Хаббла на даний момент, a - масштабний фактор .

Основні етапи розвитку Всесвіту [ правити | правити код ]

Велике значення для визначення віку Всесвіту має періодизація основних протікаючих у Всесвіті процесів. В даний час прийнята наступна періодизація [4] :

• Сама рання епоха, про яку існують які-небудь теоретичні припущення, - це час планка (10-43 з після великого вибуху ). В цей час гравітаційна взаємодія відокремилося від інших фундаментальних взаємодій . За сучасними уявленнями, ця епоха квантової космології тривала до часу близько 10-11 с після Великого вибуху.
• Наступна епоха характеризується народженням первинних частинок кварків і поділом видів взаємодій. Ця епоха тривала до часів порядку 10-2 с після Великого вибуху. В даний час вже існують можливості досить докладного фізичного опису процесів цього періоду.
• сучасна епоха стандартної космології почалася через 0,01 секунди після Великого вибуху і триває досі. У цей період утворилися ядра первинних елементів, виникли зірки, галактики, сонячна система .

Важливою віхою в історії розвитку Всесвіту в цю епоху вважається ера рекомбінації , Коли матерія Всесвіту стала прозорою для випромінювання. За сучасними уявленнями, це сталося через 380 тис. Років після Великого вибуху. В даний час це випромінювання ми можемо спостерігати у вигляді реліктового фону , Що є найважливішим експериментальним підтвердженням існуючих моделей Всесвіту.

Спостереження зоряних скупчень [ правити | правити код ]

Головне властивість кульових скупчень для спостережної космології - багато зірок одного віку в невеликому просторі. Це означає, що якщо якимось способом виміряна відстань до одного члена скупчення, то процентне відмінність в відстані до інших членів скупчення дуже малий.

Одночасне формування всіх зірок скупчення дозволяє визначити його вік: спираючись на теорію зоряної еволюції , Будуються ізохрони на діаграмі «колір - зоряна величина», тобто криві рівного віку для зірок різної маси. Зіставляючи їх з піднаглядним розподілом зірок в скупченні, можна визначити його вік.

Метод має ряд своїх труднощів. Намагаючись їх вирішити, різні команди, в різний час отримували різні віки для найстаріших скупчень, від ~ 8 млрд років [5] , До ~ 25 млрд років [6] .

В галактиках кульові скупчення , Що входять в стару сферичну підсистему галактик, містять безліч білих карликів - залишків проеволюціоніровавшіх червоних гігантів відносно невеликої маси. Білі карлики позбавлені власних джерел термоядерної енергії і випромінюють виключно за рахунок випромінювання запасів тепла. Білі карлики мають приблизно однакову масу зірок-попередниць, а значить - і приблизно однакову залежність температури від часу. Визначивши по спектру білого карлика його абсолютну зоряну величину на даний момент і знаючи залежність час-світність при охолодженні, можна визначити вік карлика [7] .

Однак даний підхід пов'язаний як з великими технічними труднощами, - білі карлики вкрай слабкі об'єкти, - необхідно вкрай чутливі інструменти, щоб їх спостерігати. Першим і поки єдиним телескопом, на якому можливе вирішення даного завдання є космічний телескоп ім. Хаббла . Вік найстарішого скупчення за даними групи, яка працювала з ним: 12, 7 ± 0, 7 {\ displaystyle 12,7 \ pm 0,7} млрд років [7] , Однак, результат заперечується. Опоненти вказують, що не були враховані додаткові джерела помилок, їх оцінка 12, 4 - 1, 5 + 1, 8 {\ displaystyle 12,4 _ {- 1,5} ^ {+ 1,8}} млрд років [8] .

Спостереження непроеволюціоніровавшіх об'єктів [ правити | правити код ]

Об'єкти, фактично складаються з первинного речовини, дожили до нашого часу завдяки вкрай малому темпу їх внутрішньої еволюції. Це дозволяє вивчати первинний хімічний склад елементів, а також, не сильно вдаючись в подробиці і грунтуючись на лабораторних законах ядерної фізики , Оцінити вік подібних об'єктів, що дасть нижню межу на вік Всесвіту в цілому.

До такого типу можна віднести: зірки малої маси з низькою вмістом металів (так звані G-карлики), нізкометаллічние області HII, а також карликові неправильні галактики класу BCDG (Blue Compact Dwarf Galaxy).

Відповідно до сучасних уявлень, в ході первинного нуклеосинтезу повинен був утворитися літій. Особливість цього елемента полягає в тому, що ядерні реакції з його участю починаються при не дуже великих (за космічними масштабами) температурах. І в ході зоряної еволюції початковий літій повинен був бути практично повністю перероблений. Залишитися він міг тільки у масивних зірок населення типу II. Такі зірки мають спокійну, що не конвективную атмосферу, завдяки чому літій залишається на поверхні, не ризикуючи згоріти в більш гарячих внутрішніх шарах зірки.

В ході вимірювань виявилося, що у більшості таких зірок щедрість літію становить [9] :

A (L i) = 12 + log ⁡ (L i / H) = 2, 12 {\ displaystyle A (Li) = 12 + \ log (Li / H) = 2,12} .

Однак є ряд зірок, в тому числі і сверхнізкометаллічних, у яких щедрість значно нижче. З чим це пов'язано до кінця не ясно, передбачається, що це якось пов'язано з процесами в атмосфері [10] .

У зірки CS31082-001, що належить зоряному населенню типу II, були виявлені лінії і виміряні концентрації в атмосфері торію і урану . Ці два елементи мають різний період напіврозпаду, тому з часом їх співвідношення змінюється, і якщо якось оцінити початкове співвідношення рясно, то можна визначити вік зірки. Оцінити можна двояким способом: з теорії r-процесів, підтвердженої як лабораторними вимірами, так і спостереженнями Сонця; або можна перетнути криву зміни концентрацій за рахунок розпаду і криву зміни змісту торію і урану в атмосферах молодих зірок за рахунок хімічної еволюції Галактики. Обидва методи дали схожі результати: 15,5 ± 3,2 [11] млрд років отримані першим способом, 14, 5 + 2, 2 - 2, 8 {\ displaystyle 14 {,} 5 _ {+ 2 {,} 2} ^ {- 2 {,} 8}} [12] млрд років - другим.

Слабо вмістом металів BCDG-галактик (всього їх існує ~ 10) і зони HII - джерела інформації з первинного достатку гелію. Для кожного об'єкта з його спектру визначається Металічність (Z) і концентрація He (Y). Екстраполюючи певним чином діаграму YZ до Z = 0, отримують оцінку первинного гелію.

Підсумкове значення Yp різниться від однієї групи спостерігачів до іншої і від одного періоду спостережень до іншого. Так, одна, що складається з найавторитетніших фахівців в цій області, Ізотова і Туан , Отримали значення Yp = 0,245 ± 0,004 [13] по BCDG-галактик, по HII - зонам на даний момент (2010) вони зупинилися на значенні Yp = 0,2565 ± 0,006 [14] . Інша авторитетна група на чолі з Пеймберт (Peimbert) отримували також різні значення Yp, від 0,228 ± 0,007 до 0,251 ± 0,006 [15] .

1. ↑ Jarosik, N., et.al. (WMAP Collaboration). Seven-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Sky Maps, Systematic Errors, and Basic Results (неопр.) (PDF). nasa.gov. Дата обігу 4 грудня 2010 року. Читальний зал 16 серпня 2012 року. (From NASA's WMAP Documents page)
2. ↑ 1 2 Planck Collaboration. Planck 2015 results : XIII. Cosmological parameters: [ англ. ] // Astronomy and Astrophysics. - 2016. - Т. 594 (September). - Стор. 31, рядки 7 і 18, остання колонка. - DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201525830 .
3. ↑ Астронет> Всесвіт
4. ↑ архівована копія (неопр.) (Недоступна посилання). Дата звернення 26 жовтня 2007. Читальний зал 30 вересня 2008 року.
5. ↑ Gratton Raffaele G., Fusi Pecci Flavio, Carretta Eugenio і ін. 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 SG, García Pérez AE і ін. 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 року.
15. ↑ Peimbert, Manuel. The Primordial Helium Abundance . - 2008.