Возраст вселенной

Часть серии по
Физическая космология
Большой взрыв  · Вселенная Возраст вселенной Хронология Вселенной
Ранняя вселенная Эпоха Планка Эпоха великого объединения Электрослабая эпоха Кварковая эпоха Адронная эпоха Лептонная эпоха Фотонная эпоха Нуклеосинтез Большого взрыва Инфляция Темные времена Звездная эра Фоны Космический фоновый радиационный фон (CBR) Фон гравитационных волн (ФГВ) Космический микроволновый фон (CMB)  · Космический нейтринный фон (CNB) Космический инфракрасный фон (ИНБ)
Расширение  · Будущее Закон Хаббла  · Красное смещение Расширение Вселенной Ускоряющееся расширение Вселенной Сопутствующие и правильные расстояния Метрика FLRW  · Уравнения Фридмана Неоднородная космология Хронология далекого будущего Будущее расширяющейся Вселенной Конечная судьба вселенной Тепловая смерть вселенной Большой разрыв Большой хруст Большой отскок Распад ложного вакуума
Компоненты  · Структура Составные части Лямбда-CDM модель Барионная материя Экзотическая материя Вырожденная материя Нейтроний Вопрос КХД Странное дело Отрицательное вещество Энергия Отрицательная энергия Нулевая энергия Энергия вакуума Радиация Фоновое излучение Темная энергия Квинтэссенция Фантомная энергия Темная материя Холодная темная материя Теплая темная материя Смешанная темная материя Горячая темная материя Светлая темная материя Самовзаимодействующая темная материя Скалярное поле темная материя Темное излучение Темная жидкость Темный поток Зеркальное дело Структура Форма вселенной Реионизация  · Формирование структуры Формирование галактики Мультивселенная Вселенная Наблюдаемая Вселенная Объем Хаббла Крупномасштабная конструкция Большая группа квазаров Нить галактики Сверхскопление Скопление галактик Группа галактик Местная группа Галактика Ореол темной материи Звездное скопление Солнечная система Планетная система Пустота
Эксперименты Бумеранг Исследователь космического фона (COBE) Обзор темной энергии Евклид Проект Illustris Обсерватория Веры К. Рубин Космическая обсерватория Планка Слоан цифровой обзор неба (SDSS) Обзор красного смещения галактики 2dF ("2dF") ВселеннаяМашина Микроволновый датчик анизотропии Wilkinson (WMAP)
Ученые Ааронсон Альфвен Альфер Бхарадвадж Коперник де Ситтер Дике Эддингтон Элерс Эйнштейн Эллис Фридман Галилео Гамов Guth Хаббл Лемэтр Linde Mather Ньютон Penzias Вбивать в голову Шмидт Шварцшильд Гладкий Старобинский Steinhardt Suntzeff Сюняев Толман Уилсон Зельдович
История темы Открытие космического микроволнового фонового излучения История теории большого взрыва Религиозные интерпретации теории большого взрыва Хронология космологических теорий
Категория  Астрономический портал
v т е

В физической космологии , то возраст Вселенной является время , прошедшее с момента Большого взрыва . Сегодня астрономы получили два разных измерения возраста Вселенной : ^[1] измерение, основанное на наблюдениях за далеким младенческим состоянием Вселенной, результаты которых составляют около 13,8 миллиардов лет (по состоянию на 2015 год ^{[2 ]} ),13,787 ± 0,020 миллиарда лет в рамках модели соответствия Лямбда-CDM по состоянию на 2018 год; ^[3] и измерения, основанные на наблюдениях в локальной современной Вселенной, которые предполагают более молодую Вселенную. ^{[4] [5] [6]} неопределенность первого рода измерений была сужена до 20 миллионов лет, основываясь на ряде исследований , которые все дали чрезвычайно аналогичные показатели для возраста. К ним относятся исследования на микроволновой фоновом излучении с помощью Планка космического аппарата , в Wilkinson Microwave анизотропия Probeи другие космические зонды. Измерения космического фонового излучения дают время остывания Вселенной с момента Большого взрыва ^[7], а измерения скорости расширения Вселенной можно использовать для вычисления ее приблизительного возраста путем экстраполяции назад во времени.

Объяснение [ править ]

Модель конкорданс Лямбда-CDM описывает эволюцию Вселенной с очень равномерный, горячей, плотной изначального состояния в его нынешнем состоянии в течение определенного периода около 13770 млн лет ^[8] в космологического времени . Эта модель хорошо изучена теоретически и полностью поддерживается недавними высокоточными астрономическими наблюдениями, такими как WMAP . Напротив, теории происхождения изначального состояния остаются весьма спекулятивными. Если экстраполировать модель лямбда-CDM назад от самого раннего хорошо изученного состояния, она быстро (в течение небольшой доли секунды) достигает сингулярности . Это известно как « начальная сингулярность » или « Большой взрыв».сингулярность ». Эта сингулярность не понимается как имеющая физическое значение в обычном смысле, но удобно указать времена, измеренные« с момента Большого взрыва », даже если они не соответствуют физически измеримому времени. Например,« 10 ^{- 6} секунд после Большого взрыва »- это четко определенная эра в эволюции Вселенной. Если назвать ту же эпоху как« 13,77 миллиарда лет минус 10 ⁻⁶ секунд назад », точность значения будет потеряна, потому что крошечный последний временной интервал затмевается неопределенностью в первом.

Хотя теоретически Вселенная может иметь более долгую историю, Международный астрономический союз ^{[9] в} настоящее время использует термин «возраст Вселенной» для обозначения продолжительности расширения лямбда-CDM или, что эквивалентно, времени, прошедшего с момента Большого взрыва в Солнечной системе. текущая наблюдаемая Вселенная .

Пределы наблюдений [ править ]

Поскольку возраст Вселенной должен соответствовать возрасту самых старых вещей в ней, существует ряд наблюдений, которые устанавливают нижний предел возраста Вселенной; они включают температуру самых холодных белых карликов , которые постепенно охлаждаются , как они стареют, и тусклую точку поворота в главной последовательности звезд в кластерах (нижайший массовые звезды проводят большее количество времени на главной последовательности, так что с самыми низким уровнем массовыми звезд которые произошли от основной последовательности, устанавливают минимальный возраст).

Космологические параметры [ править ]

Проблема определения возраста Вселенной тесно связана с проблемой определения значений космологических параметров. Сегодня это в основном осуществляется в контексте модели ΛCDM , где предполагается, что Вселенная содержит нормальную (барионную) материю, холодную темную материю , излучение (включая фотоны и нейтрино ) и космологическую постоянную . Дробный вклад каждого из них в текущую плотность энергии Вселенной дается параметрами плотности Ω _m , Ω _r и Ω _Λ. Полная модель ΛCDM описывается рядом других параметров, но для целей вычисления ее возраста эти три, наряду с параметром Хаббла , являются наиболее важными.${\ displaystyle H_ {0}}$

Если у кого-то есть точные измерения этих параметров, то возраст Вселенной можно определить с помощью уравнения Фридмана . Это уравнение связывает скорость изменения масштабного фактора a ( t ) с содержанием вещества во Вселенной. Изменив это соотношение, мы можем вычислить изменение во времени при изменении масштабного коэффициента и, таким образом, вычислить общий возраст Вселенной, интегрировав эту формулу. Тогда возраст t ₀ задается выражением вида

${\ displaystyle t_ {0} = {\ frac {1} {H_ {0}}} F (\ Omega _ {r}, \ Omega _ {m}, \ Omega _ {\ Lambda}, \ dots)}$

где - параметр Хаббла, а функция F зависит только от дробного вклада в энергосодержание Вселенной от различных компонентов. Первое наблюдение, которое можно сделать из этой формулы, заключается в том, что именно параметр Хаббла управляет возрастом Вселенной с поправкой, связанной с содержанием вещества и энергии. Таким образом, приблизительная оценка возраста Вселенной происходит по времени Хаббла , обратному параметру Хаббла. Со стоимостью около${\ displaystyle H_ {0}}$${\ displaystyle H_ {0}}$69 км / с / Мпк , время Хаббла оценивается как =${\ displaystyle 1 / H_ {0}}$14,5 миллиарда лет. ^[10]

Чтобы получить более точное число, необходимо вычислить поправочный коэффициент F. Как правило, это нужно делать численно, и результаты для диапазона значений космологических параметров показаны на рисунке. Для значений Планка (Ом _м , Ом _Λ ) = (0,3086, 0,6914), показанных рамкой в ​​верхнем левом углу рисунка, этот поправочный коэффициент составляет примерно F = 0,956. Для плоской вселенной без какой - либо космологической постоянной, показанной звездой в нижнем правом углу, Р = ² / ₃ намного меньше , и , таким образом вселенная моложе на фиксированном значении параметра Хаббла. Чтобы составить эту фигуру, Ω _rподдерживается постоянным (примерно эквивалентно поддержанию постоянной температуры реликтового излучения ), а параметр плотности кривизны фиксируется значением трех других.

Помимо спутника Planck, зонд Wilkinson Microwave Anisotropy Probe ( WMAP ) сыграл важную роль в установлении точного возраста Вселенной, хотя другие измерения должны быть сложены, чтобы получить точное число. Измерения CMB очень хороши при ограничении содержания вещества Ω _m ^[11] и параметра кривизны Ω _k . ^[12] Он не так чувствителен непосредственно к Ω _Λ ^[12] отчасти потому, что космологическая постоянная становится важной только при малом красном смещении. Наиболее точные определения параметра Хаббла H ₀ получены по сверхновым типа Ia.. Объединение этих измерений приводит к общепринятому значению возраста Вселенной, указанному выше.

Космологическая постоянная делает Вселенную «старше» при фиксированных значениях других параметров. Это важно, поскольку до того, как космологическая постоянная стала общепринятой, модель Большого взрыва затруднила объяснение того, почему шаровые скопления в Млечном Пути оказались намного старше возраста Вселенной, рассчитанного по параметру Хаббла и материальной Вселенной. . ^{[13] [14]} Введение космологической постоянной позволяет Вселенной быть старше этих скоплений, а также объясняет другие особенности, которые космологическая модель, основанная только на материи, не могла. ^[15]

WMAP [ править ]

НАСА «s Wilkinson Microwave Anisotropy Probe проект (WMAP) в девяти лет данные по выпуску в 2012 году оценил возраст Вселенной , чтобы быть(13,772 ± 0,059) × 10 ⁹ лет (13,772 миллиарда лет с погрешностью плюс-минус 59 миллионов лет). ^[7]

Однако этот возраст основан на предположении, что основная модель проекта верна; другие методы оценки возраста Вселенной могут дать другой возраст. Допуская, например, дополнительный фон из релятивистских частиц, можно увеличить планки ошибок ограничения WMAP на один порядок. ^[16]

Это измерение выполняется с использованием местоположения первого акустического пика в спектре мощности микроволнового фона для определения размера поверхности развязки (размера Вселенной во время рекомбинации). Время прохождения света к этой поверхности (в зависимости от используемой геометрии) дает надежный возраст Вселенной. Если предположить, что модели, использованные для определения этого возраста, действительны, остаточная точность дает погрешность около одного процента. ^[17]

Планк [ править ]

В 2015 году коллаборация Planck оценила возраст Вселенной как13,813 ± 0,038 миллиарда лет, немного больше, но в пределах неопределенности более раннего числа, полученного из данных WMAP. Комбинируя данные Планка с внешними данными, можно получить наилучшую комбинированную оценку возраста Вселенной.(13,799 ± 0,021) × 10 ⁹  лет . ^{[2] [18]}

В таблице ниже цифры находятся в пределах 68% доверительного интервала для базовой модели ΛCDM .

Легенда:

• TT , TE , EE : Спектры мощности космического микроволнового фона (CMB) Planck
• lowP : данные о поляризации Планка с малым правдоподобием
• линзированием : CMB линзированием реконструкция
• ext : Внешние данные (BAO + JLA + H0). BAO: барионные акустические колебания , JLA: совместный анализ кривой блеска , H0: постоянная Хаббла.

Космологические параметры из результатов Planck 2015 г. ^[2]

Параметр	Символ	TT + lowP	TT + lowP + линза	TT + lowP + линза + ext	TT, TE, EE + lowP	TT, TE, EE + lowP + линза	TT, TE, EE + lowP + линза + доп.
Возраст Вселенной (Ga)	${\ displaystyle t_ {0}}$	13,813 ± 0,038	13,799 ± 0,038	13,796 ± 0,029	13,813 ± 0,026	13,807 ± 0,026	13,799 ± 0,021
Постоянная Хаббла ( км / Mpc⋅s )	${\ displaystyle H_ {0}}$	67,31 ± 0,96	67,81 ± 0,92	67,90 ± 0,55	67,27 ± 0,66	67,51 ± 0,64	67,74 ± 0,46

Предположение о сильных априори [ править ]

Расчет возраста Вселенной является точным только в том случае, если допущения, заложенные в модели, используемые для его оценки, также точны. Это называется сильной априорной вероятностью и, по сути, включает удаление потенциальных ошибок в других частях модели, чтобы преобразовать точность фактических данных наблюдений непосредственно в окончательный результат. Хотя это не является допустимой процедурой во всех контекстах (как указано в сопровождающем предупреждении: «на основании того факта, что мы предположили, что использованная нами базовая модель верна» ^{[ необходима цитата ]} ), указанный возраст, таким образом, соответствует указанной ошибке. (поскольку эта ошибка представляет собой ошибку в инструменте, используемом для сбора исходных данных, вводимых в модель).

Возраст Вселенной, основанный только на данных Planck 2015 года, составляет13,813 ± 0,038 млрд лет (оценка13.799 ± 0,021 миллиарда года используют гауссовые априорные на основе предыдущих оценок от других исследований , чтобы определить суммарную неопределенность). Это число представляет собой точное «прямое» измерение возраста Вселенной (другие методы обычно включают закон Хаббла и возраст самых старых звезд в шаровых скоплениях и т. Д.). Можно использовать разные методы для определения одного и того же параметра (в данном случае - возраста Вселенной) и прийти к разным ответам без совпадения «ошибок». Чтобы избежать проблемы, обычно показывают два набора неопределенностей; один связан с фактическим измерением, а другой - с систематическими ошибками используемой модели.

Поэтому важным компонентом анализа данных, используемых для определения возраста Вселенной (например, от Planck ), является использование байесовского статистического анализа, который нормализует результаты на основе априорных значений (т.е. модели). ^[17] Это позволяет количественно оценить любую неопределенность в точности измерения из-за конкретной используемой модели. ^{[19] [20]}

История [ править ]

В 18 веке стало появляться представление о том, что возраст Земли составляет миллионы, если не миллиарды лет. Тем не менее, большинство ученых на протяжении 19 века и в первые десятилетия 20 века предполагали, что сама Вселенная является Постоянным и вечным, возможно, с приходом и уходом звезд, но без изменений, происходящих в самом крупном масштабе, известном в то время.

Первыми научными теориями, указывающими на то, что возраст Вселенной может быть конечным, были исследования термодинамики , формализованные в середине 19 века. Концепция энтропии гласит, что если бы Вселенная (или любая другая закрытая система) была бесконечно старой, то все внутри было бы при одинаковой температуре, и, следовательно, не было бы ни звезд, ни жизни. Никакого научного объяснения этому противоречию тогда предложено не было.

В 1915 г. Альберт Эйнштейн опубликовал общую теорию относительности ^[21], а в 1917 г. построил первую космологическую модель, основанную на его теории. Чтобы оставаться согласованным с устойчивым состоянием Вселенной, Эйнштейн добавил к своим уравнениям то, что позже было названо космологической постоянной . Артур Эддингтон доказал, что модель статической Вселенной Эйнштейна нестабильна .

Первое прямое наблюдательное намек , что Вселенная не статична , но расширяющейся пришла из наблюдений « скорости спада », в основном по Слайферам , в сочетании с расстояниями до « туманностей » ( галактики ) по Эдвину Хабблом в работе , опубликованной в 1929 г. ^{[ 22].} Ранее в 20-м веке Хаббл и другие исследователи разрешили отдельные звезды в определенных туманностях, определив, таким образом, что они были галактиками, похожими на нашу Галактику Млечный Путь , но находящимися вне нее . Кроме того, эти галактики были очень большими и очень далекими. Спектры этих далеких галактик показали красное смещение их спектральных линий.предположительно вызвано эффектом Доплера , что указывает на то, что эти галактики удалялись от Земли. Кроме того, чем дальше казались эти галактики (чем тусклее они казались нам), тем больше было их красное смещение и, следовательно, тем быстрее они, казалось, удалялись. Это было первое прямое свидетельство того, что Вселенная не статична, а расширяется. Первая оценка возраста Вселенной пришла из расчета того, когда все объекты должны были начать ускоряться из одной и той же точки. Первоначальное значение возраста Вселенной, полученное Хабблом, было очень низким, поскольку предполагалось, что галактики находятся намного ближе, чем показали более поздние наблюдения.

Первое достаточно точное измерение скорости расширения Вселенной, числовое значение, известное теперь как постоянная Хаббла , было сделано в 1958 году астрономом Алланом Сэндиджем . ^[23] Его измеренное значение постоянной Хаббла было очень близко к общепринятому сегодня диапазону значений.

Однако Сэндидж, как и Эйнштейн, не поверил своим собственным результатам во время открытия. Его значение возраста Вселенной ^{[ требуется дальнейшее объяснение ]} было слишком коротким, чтобы согласоваться с возрастом в 25 миллиардов лет, оцененным в то время для самых старых известных звезд . Сэндидж и другие астрономы неоднократно повторяли эти измерения, пытаясь уменьшить постоянную Хаббла и, таким образом, увеличить возраст Вселенной. Сэндидж даже предложил новые теории космогонии, чтобы объяснить это несоответствие. Этот вопрос был более или менее решен путем усовершенствования теоретических моделей, используемых для оценки возраста звезд. По состоянию на 2013 год, с использованием последних моделей звездной эволюции, оценочный возраст звездыстарейшая известная звезда является14,46 ± 0,8 миллиарда лет. ^[24]

Открытие микроволнового космического фонового излучения, объявленное в 1965 году ^[25], наконец, положило конец сохраняющейся научной неопределенности относительно расширяющейся Вселенной. Это был случайный результат работы двух команд, находящихся на расстоянии менее 60 миль друг от друга. В 1964 году Арно Пензиас и Роберт Уилсон пытались обнаружить эхо-сигналы радиоволн с помощью сверхчувствительной антенны. Антенна постоянно обнаруживала низкий, устойчивый, таинственный шум в микроволновом диапазоне, который равномерно распространялся по небу и присутствовал днем ​​и ночью. После тестирования выяснилось, что сигнал исходил не от Земли , а от Солнца., или наша галактика , но извне нашей галактики, но не мог объяснить это. В то же время другая команда, Роберт Х. Дике , Джим Пиблс и Дэвид Уилкинсон , пытались обнаружить низкий уровень шума, который мог остаться от Большого взрыва, и могли доказать, верна ли теория Большого взрыва. Обе команды поняли, что обнаруженный шум на самом деле был излучением, оставшимся после Большого взрыва, и что это было убедительным доказательством того, что теория верна. С тех пор множество других свидетельств укрепили и подтвердили этот вывод, а также уточнили предполагаемый возраст Вселенной до его нынешнего значения.

Космические зонды WMAP, запущенные в 2001 году, и Planck , запущенные в 2009 году, дали данные, которые определяют постоянную Хаббла и возраст Вселенной независимо от расстояний до галактик, что устраняет самый большой источник ошибок. ^[17]

См. Также [ править ]

Ссылки [ править ]

Внешние ссылки [ править ]

• Учебник по космологии Неда Райта
• Райт, Эдвард Л. (2 июля 2005 г.). «Возраст Вселенной» .
• Анимация космологических параметров Уэйна Ху
• Острикер; Стейнхардт (1995). «Космическое соответствие». arXiv : astro-ph / 9505066 .
• Страница SEDS в "Шаровых звездных скоплениях"
• Дуглас Скотт "Независимые оценки возраста"
• KryssTal "Масштаб Вселенной" Пространство и Время масштабируются для новичка.
• iCosmos: Космологический калькулятор (с построением графиков)
• Расширяющаяся Вселенная (Американский институт физики)