Возраст Вселенной

Во́зраст Вселе́нной—время, прошедшее с началарасширения Вселенной.
По современным представлениям, согласно моделиΛCDM, возраст Вселенной составляет 13,799 ± 0,021 миллиарда лет.
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).
Современная оценка возраста Вселенной построена на основе одной из распространённых моделей Вселенной, так называемойстандартной космологической ΛCDM-модели. Из неё, в частности, следует, что возраст Вселенной задаётся следующим образом:
гдеH0—постоянная Хабблана данный момент, a —масштабный фактор.
Большое значение для определения возраста Вселенной имеет периодизация основных протекавших во Вселенной процессов. В настоящее время принятаследующая периодизация:
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 теориюзвёздной 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 летдо ~ 25 млрд лет.
Вгалактикахшаровые 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.
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 космическийтелескоп им. Хаббла. Возраст самого старого скопления по данным группы, работавшей с ним:12,7±0,7{\displaystyle 12,7\pm 0,7}млрд лет, однако, результат оспаривается. Оппоненты указывают, что не были учтены дополнительные источники ошибок, их оценка12,4−1,5+1,8{\displaystyle 12,4_{-1,5}^{+1,8}}млрд лет.
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 законахядерной 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 обильность лития составляет:
A(Li)=12+log⁡(Li/H)=2,12{\displaystyle A(Li)=12+\log(Li/H)=2,12}.
Однако есть ряд звёзд, в том числе и сверхнизкометалличных, у которых обильность значительно ниже. С чем это связано, до конца не ясно, но есть предположение, что это вызвано процессами в атмосфере.
У звезды CS31082-001, принадлежащей звёздному населению типа II, были обнаружены линии и измерены концентрации в атмосфереторияиурана. Эти два элемента имеют различный период полураспада, поэтому со временем их соотношение меняется, и если как-то оценить первоначальное соотношение обильностей, 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±3,2млрд лет получены первым способом,14,5+2,2−2,8{\displaystyle 14{,}5_{+2{,}2}^{-2{,}8}}млрд лет — вторым.
Слабо металличные BCDG-галактики (всего их существует ~10) и зоны HII — источники информации по первичному обилию гелия. Для каждого объекта из его спектра определяетсяметалличность(Z) и концентрация He (Y). Экстраполируя определённым образом диаграмму Y-Z до Z=0, получают оценку первичного гелия.
Итоговое значения Ypразнится от одной группы наблюдателей к другой и от одного периода наблюдений к другому. Так, одна, состоящая из авторитетнейших специалистов в этой области,ИзотоваиТуан, получили значение Yp=0,245±0,004по BCDG-галактикам, по HII — зонам на данный момент (2010) они остановились на значении Yp=0,2565±0,006. Другая авторитетная группа во главе с Пеймберт (Peimbert) получали также различные значения Yp, от 0,228±0,007 до 0,251±0,006.