Просмотр кода страницы Возраст Вселенной

{|class="wikitable" style="float:right;"
! ||[[WMAP]]<ref>{{cite web|author=Jarosik N. et al. (WMAP Collaboration)|title=Seven-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Sky Maps, Systematic Errors, and Basic Results|url=https://lambda.gsfc.nasa.gov/product/map/dr4/pub_papers/sevenyear/basic_results/wmap_7yr_basic_results.pdf|format=PDF|publisher=nasa.gov|accessdate=2010-12-04|archiveurl=https://www.webcitation.org/69y3K699i?url=https://lambda.gsfc.nasa.gov/product/map/dr4/pub_papers/sevenyear/basic_results/wmap_7yr_basic_results.pdf|archivedate=2012-08-16}} (from NASA’s [https://lambda.gsfc.nasa.gov/product/map/dr4/map_bibliography.cfm WMAP Documents] {{Wayback|url=https://lambda.gsfc.nasa.gov/product/map/dr4/map_bibliography.cfm |date=20101130215212 }} page)</ref>||[[Planck]]<ref name="Planck">{{публикация|1=статья|автор=Planck Collaboration|заглавие=Planck 2015 results|издание=Astronomy and Astrophysics|год=2016|месяц=09|том=594|подзаголовок=XIII. Cosmological parameters|ссылка=https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2016/10/aa25830-15.pdf|страницы=A13|pages=1—63|язык=en|doi=10.1051/0004-6361/201525830|примечание=стр. 31, строки 7 и 18, последняя колонка|архив дата=2018-03-09|архив=https://web.archive.org/web/20180309073403/https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2016/10/aa25830-15.pdf}}</ref>||[[LIGO]]<ref>{{cite news|title=Astronomers Use a Single Gravitational Wave Event to Measure the Age of the Universe|url=https://scitechdaily.com/astronomers-use-a-single-gravitational-wave-event-to-measure-the-age-of-the-universe/|accessdate=2021-03-01|publisher=SciTechDaily|date=2018-01-08|archivedate=2021-03-04|archiveurl=https://web.archive.org/web/20210304030031/https://scitechdaily.com/astronomers-use-a-single-gravitational-wave-event-to-measure-the-age-of-the-universe/}}</ref><ref>{{статья|автор = 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|заглавие = A gravitational-wave standard siren measurement of the Hubble constant|орининал = |ссылка = https://www.nature.com/articles/nature24471|издание = Nature|год = 2017|том = 551|страницы = 85—88|doi = 10.1038/nature24471|pmid = |bibcode = |arxiv = 1710.05835|ref = |archivedate = 2021-05-11|archiveurl = https://web.archive.org/web/20210511053619/https://www.nature.com/articles/nature24471}}</ref>
|-
|Возраст Вселенной {{math|''t''<sub>0</sub>}}, млрд лет || 13,75 ± 0,13 ||13,799 ± 0,021||11,9—15,7
|-
|[[Постоянная Хаббла]] {{math|''H''<sub>0</sub>}}, (км/с)/Мпк||71,0 ± 2,5|| 67,74 ± 0,46|| 70,0{{sup_sub|+12|   -8}}
|}

'''Во́зраст Вселе́нной''' — [[время]], прошедшее с начала [[Расширение Вселенной|расширения Вселенной]]<ref>{{Cite web |url=http://www.astronet.ru/db/msg/1162151 |title=Астронет > Вселенная |access-date=2015-05-27 |archive-date=2015-05-27 |archive-url=https://web.archive.org/web/20150527122704/http://www.astronet.ru/db/msg/1162151 |deadlink=no }}</ref>.

По современным представлениям, согласно модели [[Модель Лямбда-CDM|ΛCDM]], возраст Вселенной составляет 13,799 ± 0,021 миллиарда лет<ref name="Planck" />.

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 ==
[[Файл:Age Universe Planck 2013.png|Возраст Вселенной как функция космологических параметров|мини|400px|справа]]
Современная оценка возраста Вселенной построена на основе одной из распространённых моделей Вселенной, так называемой [[Модель Лямбда-CDM|стандартной космологической ΛCDM-модели]]. Из неё, в частности, следует, что возраст Вселенной задаётся следующим образом:
: {{Формулы|Возраст Вселенной}}
где {{math|H<sub>0</sub>}} — [[Закон Хаббла|постоянная Хаббла]] на данный момент, a — [[Вселенная Фридмана#Метрика Фридмана-Робертсона-Уокера|масштабный фактор]].

=== Основные этапы развития Вселенной ===
Большое значение для определения возраста Вселенной имеет периодизация основных протекавших во Вселенной процессов. В настоящее время принята [[История Вселенной|следующая периодизация]]<ref>{{cite web |url=http://cosmo.labrate.ru/cambrige/bb_history.html |title=Архивированная копия |accessdate=2007-10-26 |deadlink=да |archiveurl=https://web.archive.org/web/20080930123829/http://cosmo.labrate.ru/cambrige/bb_history.html |archivedate=2008-09-30 }}</ref>:

* Самая ранняя эпоха, о которой существуют какие-либо теоретические предположения, — это [[Планковская эпоха]] (которая продолжалась в течение [[Планковское время|планковского времени]], от нуля до 10<sup>−43</sup> [[секунда|с]] после [[Большой взрыв|Большого взрыва]]).
* Вторая фаза развития Вселенной — [[Эпоха Великого объединения]], в ходе которой [[гравитационное взаимодействие]] отделилось от остальных [[фундаментальные взаимодействия|фундаментальных взаимодействий]]. По современным представлениям, эта эпоха [[Квантовая космология|квантовой космологии]] продолжалась до времени порядка 10<sup>−34</sup> 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 [[Барионная асимметрия Вселенной|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 [[Рекомбинация (космология)|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 [[Реликтовое излучение|реликтового фона]], что является важнейшим экспериментальным подтверждением существующих моделей Вселенной.

== Наблюдения ==

=== Наблюдения звёздных скоплений ===
[[Файл:WhiteDwarf.in.NGC6397.jpg|300px|left|thumb|Популяция белых карликов в [[шаровое звёздное скопление|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 [[звёздная эволюция|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<ref>{{статья|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?arXiv:astro-ph/9704150|заглавие=Ages of Globular Clusters from HIPPARCOS Parallaxes of Local Subdwarfs|автор=Gratton Raffaele G., Fusi Pecci Flavio, Carretta Eugenio и др|издательство=Astrophysical Journal|год=1997}}</ref> до ~ 25 млрд лет<ref>{{статья|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/1987PASP...99.1153P|автор=Peterson Charles J.|заглавие=Ages of globular clusters|издательство=Astronomical Society of the Pacific|год=1987}}</ref>.

В [[галактика]]х [[Шаровое звёздное скопление|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<ref name="HSTWD">{{статья|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?arXiv:astro-ph/9507109|автор=Harvey B. Richer et al.|заглавие=Hubble Space Telescope Observations of White Dwarfs in the Globular Cluster M4|год=1995|издательство=Astrophysical Journal Letters}}</ref>.

Однако данный подход связан как с большими техническими трудностями — белые карлики — крайне слабые объекты, необходимо крайне чувствительные инструменты, чтобы их наблюдать. Первым и пока единственным телескопом, на котором возможно решение данной задачи, является космический [[Хаббл (телескоп)|телескоп им. Хаббла]]. Возраст самого старого скопления по данным группы, работавшей с ним: <math>12,7\pm0,7</math> млрд лет<ref name="HSTWD"/>, однако, результат оспаривается. Оппоненты указывают, что не были учтены дополнительные источники ошибок, их оценка <math>12,4^{+1,8}_{-1,5}</math> млрд лет<ref>{{статья|ссылка=https://arxiv.org/abs/0806.4456|заглавие=White Dwarfs in Globular Clusters|автор=Moehler S, Bono G.|год=2008|archivedate=2017-08-06|archiveurl=https://web.archive.org/web/20170806023044/https://arxiv.org/abs/0806.4456}}</ref>.

=== Наблюдения непроэволюционировавших объектов ===
[[Файл:NGC 1705.jpg|thumb|300px|[[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 [[Ядерная физика|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 [[обилие]] лития составляет<ref>{{статья|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/2009A%26A...493..601H|заглавие=Lithium abundances of halo dwarfs based on excitation temperature. I.  Local thermodynamic equilibrium|автор=Hosford A., Ryan S. G., García Pérez A. E.  и др|издание=[[Astronomy and Astrophysics]]|год=2009|язык=en|издательство=[[EDP Sciences]]}}</ref>:

<math>A(Li)=12+\log(Li/H)=2,12</math>.

Однако есть ряд звёзд, в том числе и сверхнизкометалличных, у которых обилие лития значительно ниже. С чем это связано, до конца не ясно, но есть предположение, что это вызвано процессами в атмосфере<ref>{{статья|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?arXiv:1206.7008|заглавие=Lithium abundances in extremely metal-poor turn-off stars|автор=Sbordone, L.; Bonifacio, P.; Caffau, E.|год=2012}}</ref>.

У звезды CS31082-001, принадлежащей звёздному населению типа II, были обнаружены линии и измерены концентрации в атмосфере [[Торий|тория]] и [[Уран (элемент)|урана]]. Эти два элемента имеют различный период полураспада, поэтому со временем их соотношение меняется, и если как-то оценить первоначальное соотношение обилий, 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<ref>{{статья|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002ApJ...579..626S|заглавие=Thorium and Uranium Chronometers Applied to CS 31082-001|автор=Schatz Hendrik, Toenjes Ralf, Pfeiffer Bernd|издательство=The Astrophysical Journal|год=2002}}</ref> млрд лет получены первым способом, <math>14{,}5^{-2{,}8}_{+2{,}2}</math><ref>{{статья|ссылка=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2005/pdf/1126.pdf|заглавие=URANIUM-THORIUM COSMOCHRONOLOGY|автор=N. Dauphas|год=2005|archivedate=2014-05-19|archiveurl=https://web.archive.org/web/20140519041429/http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2005/pdf/1126.pdf}}</ref> млрд лет — вторым.

Слабо металличные BCDG-галактики (всего их существует ~10) и зоны HII — источники информации по первичному [[обилие|обилию]] гелия. Для каждого объекта из его спектра определяется [[металличность]] ({{math|''Z''}}) и концентрация He ({{math|''Y''}}). Экстраполируя определённым образом диаграмму {{math|''Y''−''Z''}} до {{math|''Z''}}=0, получают оценку первичного гелия.

Итоговое значения Y<sub>p</sub> разнится от одной группы наблюдателей к другой и от одного периода наблюдений к другому. Так, одна, состоящая из авторитетнейших специалистов в этой области, [[Изотов, Юрий Иванович|Изотова]] и [[:en:Trinh Xuan Thuan|Туан]], получили значение Y<sub>p</sub>=0,245±0,004<ref>{{статья|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/1998ApJ...500..188I|заглавие=The Primordial Abundance of 4He Revisited|автор=Izotov, Yuri I.; Thuan, Trinh X.|издательство=Astrophysical Journal|год=1998}}</ref> по BCDG-галактикам, по HII — зонам на данный момент (2010) они остановились на значении Y<sub>p</sub>=0,2565±0,006<ref>{{статья|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?arXiv:1001.4440|заглавие=The primordial abundance of 4He: evidence for non-standard big bang nucleosynthesis|автор=Izotov, Yuri I.; Thuan, Trinh X.|издательство=The Astrophysical Journal Letter|год=2010}}</ref>. Другая авторитетная группа во главе с Пеймберт (''Peimbert'') получали также различные значения Y<sub>p</sub>, от 0,228±0,007 до 0,251±0,006<ref>{{статья|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?arXiv:0811.2980|заглавие=The Primordial Helium Abundance|автор=Peimbert, Manuel|год=2008}}</ref>.

== См. также ==
* [[WMAP]]
* [[Возраст Земли]]
* [[Космический календарь]]
* [[Теория стационарной Вселенной]]
* [[Временная шкала далёкого будущего]]

== Примечания ==
{{примечания}}

== Ссылки ==
* [https://web.archive.org/web/20120118173757/http://lambda.gsfc.nasa.gov/product/map/current/parameters_summary.cfm WMAP Recommended Parameter Values]{{ref-en}}
* {{Cite web|author=European Space Agency|author-link=European Space Agency|date=2018-07-17|title=From an almost perfect Universe to the best of both worlds. Planck. (last paragraphs)|url=https://sci.esa.int/s/wRe24lA|archive-url=https://web.archive.org/web/20200413085647/https://sci.esa.int/web/planck/-/60499-from-an-almost-perfect-universe-to-the-best-of-both-worlds|archive-date=2020-04-13|website=[[European Space Agency]]}}
* {{cite web | url =http://www.astro.ucla.edu/~wright/age.html | first =Edward L. | last =Wright | title =Age of the Universe | date =2005-07-02}}

{{Внешние ссылки}}
{{Космология}}

[[Категория:Космология]]