Возраст Вселенной

Существует, по крайней мере, 3 способа определить возраст Вселенной. Я опишу ниже:

Возраст химических элементов.
Возраст старейших шаровых скоплений.
Возраст старейших звезд белых карликов.

Возраст Вселенной также может быть оценен исходя из космологических моделей, основанных на значении Постоянной Хаббла, а также плотностей материи и темной энергии. Этот возраст, основанный на модели, составляет в настоящее время 13.7 ± 0.2 миллиардов лет. Однако данная страница посвящена лишь экспериментальному измерению возраста, а не оценкам возраста из космологических моделей. Однако экспериментальные измерения согласуются с возрастом на основе модели, что способствует укреплению нашего доверия модели Большого взрыва.

Возраст элементов

Возраст химических элементов можно оценить, используя явление радиоактивного распада с тем, чтобы определить возраст определенной смеси изотопов. Наиболее надежный возраст, определяемый данным способом, это возраст, прошедший с момента образования скальных пород. При образовании породы,химические элементы обычно образуют различные кристаллические структуры. Например, натрий и кальций оба являются распространенными элементами, однако их химическое поведение совершенно различно, поэтому мы обычно находим натрий и кальций в различных кристаллах в разных скальных породах. Рубидий и стронций являются более тяжелыми элементами, которые химически ведут себя во многом подобно натрию и кальцию, соответственно. Так рубидий и стронций обычно находят в разных кристаллах скальных пород. Однако изотоп Рубидий-87 распадается на Стронций-87 с временем полураспада 47 миллиардов лет. Существует и другой изотоп стронция, Sr-86, который не возникает в результате какого-либо распада рубидия. Изотоп Sr-87 называют радиогенным, поскольку он может образовываться в ходе радиоактивного распада, тогда как Sr-86 является не радиогенным. Sr-86 используют, чтобы определить ,какая доля Sr-87 образовалась в результате радиоактивного распада. Эту долю определяют, изображая на графике отношение Sr-87/Sr-86 к отношению Rb-87/Sr-86. При формировании породы, различные кристаллы имеют широкий разброс отношений Rb-87/Sr-86, однако отношение Sr-87/Sr-86 точно такое же во всех кристаллах, поскольку химические процессы, приводящие к разделению кристаллов не различают изотопов. После того, как порода пребывала в твердом состоянии в течение нескольких миллиардов лет, часть Rb-87 распадется до Sr-87. Поэтому отношение Sr-87/Sr-86 станет выше в кристаллах с большим отношением Rb-87/Sr-86. Построим линейную зависимость

Sr-87/Sr-86 = a + b*(Rb-87/Sr-86)

и найдем наклон прямой, как функцию числа периодов полураспада:

b = 2^x - 1

где x число периодов полураспада, которое порода оставалась твердой. Смотрите в разделе [isochrone FAQ] дополнительные сведения о радиоактивной датировке.

При применении к скальным породам на поверхности Земли, самые старые скалы показывают возраст 3.8 миллиарда лет. при применении к метеоритам, старейшие из них имеют возраст 4.56 миллиарда лет. Этот очень надежно определенный возраст является возрастом Солнечной системы. Смотрите в разделе [FAQ о возрасте Земли] дополнительные сведения о возрасте Солнечной системы.

При применении к смешанным и развивающимся системам, таким как газ в Млечном Пути, высокая точность недостижима. Первая проблема состоит в том, что здесь отсутствует химическое разделение элементов по разным кристаллам, поэтому приходится использовать абсолютные значения соотношений изотопов вместо наклона прямой линии. А это требует точного знания того, в каких количествах каждый изотоп изначально присутствовал в смеси, т.е. требуется точная модель возникновения элементов. Одна из используемых изотопных пар - рений и осмий: в часности Re-187, который разлагается до Os-187 с периодом полураспада в 40 миллиардов лет. Согласно измерениям 15% первоначального Re-187 распалось, что дает возраст в 8-11 миллиардов лет. Однако большую часть этого периода формировалась Солнечная Система, а рений и осмий не образывывались последние 4.56 миллиарда лет. Поэтому, чтобы использовать эти данные для определения возраста Вселенной, нужна модель того, когда образовывались эти элементы. Если все элементы образовались в период вскоре после Большого Взрыва, тогда возраст Вселенной составит t_o = 8-11 миллиардов лет. Однако, если элементы образовывались непрерывно с постоянной скоростью, тогда средний возраст компонент Солнечной системы составит

(t_o + t_SS)/2 = 8-11 миллиардов лет

каковое уравнение мы можем решить для возраста Вселенной

   t_o = 11.5-17.5 миллиардов лет

Элементы ²³⁸U and ²³²Th радиоактивны и имеют периоды полураспада 4.468 и 14.05 миллиарда лет, однако наблюдается избыток урана в Солнечной системе по сравнению с ожидаемым количеством при взрыве сверхновых звезд. Это не удивительно, поскольку ²³⁸U имеет более короткий период полураспада, а степень разницы дает оценку возраста Вселенной. [Dauphas (2005, Nature, 435, 1203)], комбинируя данные по соотношению ²³⁸U:²³²Th в Солнечной системе с отношением, наблюдаемым для очень старых, бедных металлами звезд, решая системы уравнений для отношения в процессе возникновения и возраста Вселенной, получен возраст 14.5^+2.8_-2.2 миллиардов лет.

Радиоактивная датировка старых звезд

В очень интересной работе Cowan и др. (1997, ApJ, 480, 246) обсуждается избыток тория в галло старых звезд. Обычно измерение содержания радиоактивных изотопов в звездах является невозможным из-за слабости их спектральных линий. Однако у звезды CS 22892-052 линии тория можно обнаружить из-за того, что у этой звезды очень слабы линии железа. Отношение Th/Eu (Европий) у этой звезды составляет 0.219 по сравнению с 0.369 в нынешней Солнечной системе. Торий распадается с периодом полураспада 14.05 миллиардов лет, поэтому Солнечная система образовалась с отношением Th/Eu = 2^4.6/14.05*0.369 = 0.463. Если звезда CS 22892-052 образовалась с таким же отношением Th/Eu, то её возраст равен 15.2 ± 3.5 миллиардов лет. На самом деле эта звезда должны быть несколько старше, поскольку часть тория, имевшегося в Солнечной системе, распалась до того как образовалось Солнце, и эта поправка зависит от истории нуклеосинтеза в Млечном пути. Тем не менее, метод является интересным способом измерения возраста самых старых звезд совершенно независимым от метода измерения времени жизни звезды по методу главной последовательности.

Более поздняя работа Cowan и др. (1999, ApJ, 521, 194) дает возраст 15.6 ± 4.6 миллиардов лет для двух звезд: CS 22892-052 и HD 115444.

Другая звезда, [CS 31082-001,] показывает возраст 12.5 ± 3 миллиардов лет на основе радиоактивного распада U-238 [Cayrel, et al. 2001, Nature, 409, 691-692]. Wanajo et al. уточняет предсказываемое отношение производства U/Th и дает возраст в 14.1 ± 2.5 миллиардов лет для возраста этой звезды.

Возраст старейших шаровых скоплений

По мере того, как в ядре звезды водород превращается в гелий, звезда переходит на единую кривую в координатах светимость-температура, известную под именем диаграммы H-R в честь её первооткрывателей, Герцшпрунга и Рассела. Эта кривая также известна как главная последовательность, поскольку большинство звезд находятся на этой кривой. Поскольку яркость звезды варьирует как M³ или M⁴, время пребывания звезды на главной последовательности составляет t=const*M/L=k/L^0.7. Таким образом, если измерить яркость наиболее ярких звезд главной последовательности, то мы получим верхний предел возраста шарового скопления:

Возраст < k/L(MS_max)^0.7

Эта величина является верхним пределом, поскольку отсутствие звезд ярче, чем наблюдаемые L(MS_max) вызвано тем, что звезд с необходимой массой не образовывалось. Однако в скоплениях, состоящих из тысяч звезд, такой провал в диапазоне масс крайне маловероятен, возраст равен k/L(MS_max)^0.7. [Chaboyer, Demarque, Kernan и Krauss (1996, Science, 271, 957)] применили этот метод к [шаровым скоплениям] и нашли, что возраст Вселенной больше, чем 12.07 миллиардов лет с 95%-ной доверительной вероятностью. Они установили, что возраст пропорционален яркости одной из звезд RR Lyra, которая использовалась для определения расстояния до шарового скопления. [Chaboyer (1997)] дает более надежныю оценку возраста шаровых скоплений в 14.6 ± 1.7 миллиарда лет. Однако недавние результаты Hipparcos показывают, что шаровые скопления находятся более далеко, чем полагали ранее, таким образом, их звезды более яркие. [Gratton и др.] дают возраста скоплений между 8.5 и 13.3 миллиардов лет с наиболее вероятным возрастом 12.1, тогда как [Reid] дает возраст между 11 и 13 миллиардов лет, а [Chaboyer и др.] дает 11.5 ± 1.3 миллиардов лет для среднего возраста старейших шаровых скоплений.

Возраст старейших белых карликов

Звезда белый карлик - это объект с массой, примерно равной массе Солнца, но радиусом, примерно равным радиусу Земли. Оцениваемая плотность вещества белого карлика в миллион раз больше плотности воды. Белый карлик образуется в центре звезды красного гиганта, но он не виден до тех пор, пока оболочка красного гиганта не будет сброшена в космос. Когда это произойдет, ультрафиолетовое излучение очень горячего ядра звезды ионизирует окружающий газ, образуя [планетарную туманность]. Оболочка звезды продолжает удаляться от центрального ядра, и в конечном итоге планетарная туманность рассеиваясь, становится невидимой, оставляя лишь очень горячее ядро, которое является белым карликом. [Звезда белый карлик] светится лишь остаточным теплом. Более старые белые карлики будут более холодными и потому менее яркими. Обнаруживая слабые белые карлики, можно оценить продолжительность времени, в течение которого данный белый карлик охлаждался. Oswalt, Smith, Wood и Hintzen (1996, Nature, 382, 692) проделали это и получили возраст 9.5+1.1-0.8 миллиардов лет для звезд основного диска Млечного пути. Они оценили возраст Вселенной по крайней мере на 2 миллиарда лет старше возраста диска, т.е. t_o > 11.5 миллиардов лет.

[Hansen и др.] использовали телескоп HST для измерения возраста белых карликов в шаровом скоплении M4, и получили возраст 12.7 ± 0.7 миллиардов лет. В 2004г [Hansen и др.] уточнили свои данные и получили возраст для M4 в 12.1 ± 0.9 миллиардов лет, что очень хорошо соответствует возрасту шаровых скоплений из данных главной последовательности. Все это позволяет считать время (и ошибку его определения) временем между Большим взрывом и образованием шаровых скоплений т.е. возрастом Вселенной 12.8 ± 1.1 миллиардов лет.