Возраст вселенной - Age of the universe

Эта статья посвящена научным оценкам возраста Вселенной. Для религиозных и других ненаучных оценок см. Создание знакомств.
Часть серии по
Физическая космология
Изображение полного неба, полученное по данным WMAP за девять лет
  • Категория Категория
  • Крабовидная туманность.jpg Астрономический портал

В физическая космология, то возраст вселенной это время прошло с Большой взрыв. Сегодня астрономы получили два разных измерения возраста вселенная:[1] измерение, основанное на наблюдениях за далеким младенческим состоянием Вселенной, возраст которых составляет около 13,8 миллиарда лет (по состоянию на 2015 г.[2]) , 13.787±0.020 миллиард лет в Модель соответствия Лямбда-CDM по состоянию на 2018 год;[3] и измерение, основанное на наблюдениях за локальной современной Вселенной, которые предполагают более молодую Вселенную.[4][5][6] В неуверенность Первый вид измерения был сужен до 20 миллионов лет на основании ряда исследований, которые все дали очень похожие цифры для возраста. К ним относятся исследования микроволновое фоновое излучение посредством Планк космический корабль, то СВЧ-датчик анизотропии Wilkinson и другие космические зонды. Измерения космического фонового излучения показывают время остывания Вселенной после Большого взрыва,[7] и измерения скорость расширения Вселенной можно использовать для расчета ее приблизительного возраста путем экстраполяции назад во времени.

Объяснение

В Модель соответствия Лямбда-CDM описывает эволюцию Вселенной от очень однородного, горячего, плотного изначального состояния до нынешнего состояния в течение примерно 13,8 миллиардов лет.[8] из космологическое время. Эта модель хорошо изучена теоретически и полностью поддерживается недавними высокоточными астрономические наблюдения Такие 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 необычность. Это известно как "начальная особенность " 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 секунды после Большого взрыва »- это четко определенная эпоха в эволюции Вселенной. Если назвать ту же эпоху« 13,8 миллиарда лет минус 10−6 секунд назад », точность значения будет потеряна, потому что крохотный последний временной интервал затмевается неопределенностью в первом.

Хотя теоретически Вселенная может иметь более длительную 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 текущем наблюдаемая вселенная.

Пределы наблюдений

Поскольку возраст Вселенной должен соответствовать возрасту самых старых вещей в ней, существует ряд наблюдений, которые устанавливают нижний предел возраста Вселенной; в их число входит температура самых холодных белые карлики, которые постепенно остывают по мере старения, а самые тусклые точка поворота из главная последовательность звезды в скоплениях (звезды с меньшей массой тратят больше времени на главную последовательность, поэтому звезды с наименьшей массой, которые эволюционировали вдали от главной последовательности, устанавливают минимальный возраст).

Космологические параметры

Возраст Вселенной можно определить, измерив Постоянная Хаббла сегодня и экстраполировать назад во времени с наблюдаемым значением параметров плотности (Ω). До открытия темная энергия, считалось, что во Вселенной преобладает материя (Вселенная Эйнштейна-де Ситтера, зеленая кривая). Обратите внимание, что Вселенная де Ситтера имеет бесконечный возраст, а закрыто Вселенная имеет наименьший возраст.
Значение поправочного коэффициента по возрасту, F, показан как функция двух космологические параметры: текущая относительная плотность вещества Ωм и космологической постоянной плотности ΩΛ. В наиболее подходящие значения эти параметры показаны рамкой в ​​верхнем левом углу; Вселенная, в которой преобладает материя, показана звездой в правом нижнем углу.

Проблема определения возраста Вселенной тесно связана с проблемой определения значений космологических параметров. Сегодня это во многом осуществляется в контексте ΛCDM модель, в которой предполагается, что Вселенная содержит нормальную (барионную) материю, холодную темная материя, излучение (включая оба фотоны и нейтрино ), а космологическая постоянная. Дробный вклад каждого из них в текущую плотность энергии Вселенной дается выражением параметры плотности Ωм, Ωр, а ΩΛ. Полная модель ΛCDM описывается рядом других параметров, но для целей вычисления ее возраста эти три, наряду с Параметр Хаббла , являются самыми важными.

Если у кого-то есть точные измерения этих параметров, то возраст Вселенной можно определить с помощью Уравнение фридмана. Это уравнение связывает скорость изменения масштаб а(т) к содержанию материи Вселенной. Изменяя это соотношение, мы можем вычислить изменение во времени на изменение масштабного фактора и, таким образом, вычислить общий возраст Вселенной по формуле интеграция эта формула. Возраст т0 тогда дается выражением формы

куда это Параметр Хаббла и 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 от Время Хаббла, инверсия параметра Хаббла. Со значением для вокруг 69 км / с / Мпквремя Хаббла оценивается как = 14.5 миллиард лет.[10]

Чтобы получить более точное число, поправочный коэффициент F должны быть вычислены. Как правило, это нужно делать численно, и результаты для диапазона значений космологических параметров показаны на рисунке. Для Планковские ценности (Ωм, ΩΛ) = (0,3086, 0,6914), показано рамкой в ​​верхнем левом углу рисунка, этот поправочный коэффициент составляет около F = 0,956. Для плоской Вселенной без какой-либо космологической постоянной, показанной звездой в правом нижнем углу, F = ​2⁄3 намного меньше, и поэтому Вселенная моложе при фиксированном значении параметра Хаббла. Чтобы составить эту фигуру, Ωр остается постоянным (примерно эквивалентно удержанию CMB постоянная температуры), а параметр плотности кривизны фиксируется значением трех других.

Помимо спутника Planck, зонд Wilkinson Microwave Anisotropy (WMAP ) сыграл важную роль в установлении точного возраста Вселенной, хотя другие измерения необходимо сложить, чтобы получить точное число. CMB измерения очень хорошо ограничивают содержание вещества Ωм[11] и параметр кривизны Ωk.[12] Он не так чувствителен к ΩΛ напрямую,[12] отчасти потому, что космологическая постоянная становится важной только при малом красном смещении. Наиболее точные определения параметра Хаббла ЧАС0 родом из Сверхновые 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 общепризнанной, модель Большого взрыва не могла объяснить, почему шаровые скопления в Млечном Пути оказался намного старше возраста Вселенной, рассчитанного по параметру Хаббла и состоящей только из материи.[13][14] Введение космологической постоянной позволяет Вселенной быть старше этих скоплений, а также объясняет другие особенности, которых космологическая модель, основанная только на материи, не могла.[15]

WMAP

НАСА с СВЧ-датчик анизотропии Wilkinson (WMAP) проекта выпуск данных за девять лет в 2012 году оценили возраст Вселенной как (13.772±0.059)×109 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 микроволновый фон спектр мощности для определения размера поверхности развязки (размер 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

В 2015 г. Планковское сотрудничество оценил возраст Вселенной как 13.813±0.038 миллиардов 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)×109 годы Старый.[2][18]

В таблице ниже цифры находятся в пределах 68%. пределы уверенности для базы ΛCDM модель.

Легенда:

Космологические параметры из результатов Planck 2015[2]
ПараметрСимволTT + lowPTT + lowP
+ линзирование		TT + lowP
+ линза + доп		TT, TE, EE + lowPTT, TE, EE + lowP
+ линзирование		TT, TE, EE + lowP
+ линза + доп
Возраст вселенной
(Ga)		13.813±0.03813.799±0.03813.796±0.02913.813±0.02613.807±0.02613.799±0.021
Постоянная Хаббла
(​км⁄Mpc⋅s)		67.31±0.9667.81±0.9267.90±0.5567.27±0.6667.51±0.6467.74±0.46

Предположение о сильных приорах

Расчет возраста Вселенной является точным только в том случае, если допущения, заложенные в модели, используемые для его оценки, также точны. Это называется сильные приоры и, по сути, включает устранение 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»)[нужна 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 на наиболее подходящем Данные Planck 2015 один 13.813±0.038 миллиардов лет (оценка 13.799±0.021 миллиард лет использует гауссовский приоры на основе более ранних оценок из других исследований для определения комбинированной неопределенности). Это число представляет собой точное «прямое» измерение возраста Вселенной (другие методы обычно включают Закон Хаббла 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.

Важный компонент анализа данных, используемых для определения возраста Вселенной (например, от Планк ) поэтому следует использовать Байесовская статистика анализ, который нормализует результаты на основе априорных значений (то есть модели).[17] Это позволяет количественно оценить любую неопределенность в точности измерения из-за конкретной используемой модели.[19][20]

История

Основные статьи: Проблема космического возраста и Космический микроволновый фон



В 18 веке концепция, согласно которой возраст Земли миллионы, если не миллиарды, лет стали появляться. Однако большинство ученых на протяжении XIX века и в первые десятилетия XX века предполагали, что Вселенная сама по себе Устойчивое состояние и вечный, возможно, звезды приходят и уходят, но никаких изменений не происходит в самом крупном масштабе, известном в то время.

Первыми научными теориями, указывающими на то, что возраст Вселенной может быть конечным, были исследования термодинамика, оформленный в середине 19 века. Концепция чего-либо энтропия гласит, что если бы Вселенная (или любая другая закрытая система) была бесконечно старой, то все внутри было бы при той же 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 теорию общая теория относительности[21] и в 1917 г. построил первый космологическая модель основанный на его теории. Чтобы оставаться совместимым с устойчивым состоянием Вселенной, Эйнштейн добавил то, что позже было названо космологическая постоянная к его уравнениям. Модель статической Вселенной Эйнштейна оказалась нестабильной. Артур Эддингтон.

Первый прямой наблюдательный намек на то, что Вселенная не статична, а расширяется, пришел из наблюденийскорости спада ', в основном Весто Слайфер, в сочетании с расстояниями до 'туманности ' (галактики ) к Эдвин Хаббл 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, галактики, похожие на наши, но внешние по отношению к ним. Млечный путь. Кроме того, эти галактики были очень большими и очень далекими. Спектры из этих далеких галактик показали красное смещение в их спектральные линии предположительно вызвано Эффект Допплера, 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, теперь известное как Постоянная Хаббла, сделанный в 1958 г. астрономом Аллан Сэндидж.[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 для возраста вселенной[требуется дальнейшее объяснение ] был слишком коротким, чтобы соответствовать возрасту 25 миллиардов лет, который оценивался в то время для старейших известных звезды. Сэндидж и другие астрономы многократно повторяли эти измерения, пытаясь уменьшить Постоянная Хаббла и таким образом увеличить возраст Вселенной. Сэндидж даже предложил новые теории космогония 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 звезды самая старая известная звезда является 14.46±0.8 миллиард лет.[24]

Открытие микроволновое космическое фоновое излучение объявлено в 1965 г.[25] наконец, положил конец остающейся научной неопределенности относительно расширяющейся Вселенной. Это был случайный результат работы двух команд, находящихся на расстоянии менее 60 миль друг от друга. В 1964 г. Арно Пензиас и Роберт Уилсон пытались обнаружить радиоволна эхо со сверхчувствительной антенной. Антенна постоянно обнаруживала низкий, устойчивый, загадочный шум в микроволновая область это было равномерно распространено по небу и присутствовало днем ​​и ночью. После тестирования они убедились, что сигнал исходит не от земной шар, то солнце, или же наша галактика, но из-за пределов нашей собственной галактики, но не мог этого объяснить. В то же время другая команда, Роберт Х. Дике, Джим Пиблз, и Дэвид Уилкинсон, пытались обнаружить низкий уровень шума, который мог остаться от Большой взрыв и смог 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 г., и Планк, запущенная в 2009 году, позволила получить данные, которые определяют постоянную Хаббла и возраст Вселенной независимо от расстояний до галактик, устраняя самый большой источник ошибок.[17]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ Европейское космическое агентство (17 июля 2018 г.). «От почти идеальной Вселенной к лучшему из обоих миров. Планк. (Последние абзацы)». Европейское космическое агентство. В архиве из оригинала 13 апреля 2020 г.
  2. ^ а б c Planck Collaboration (2016). «Результаты Planck 2015. XIII. Космологические параметры (см. PDF, стр. 32, таблица 4, возраст / млрд лет, последний столбец)». Астрономия и астрофизика. 594: A13. arXiv:1502.01589. Bibcode:2016A&A ... 594A..13P. Дои:10.1051/0004-6361/201525830. S2CID  119262962.
  3. ^ Planck Collaboration (2020). «Результаты Planck 2018. VI. Космологические параметры (см. PDF, стр. 15, таблица 2, возраст / млрд лет, последний столбец)». Астрономия и астрофизика. 641: A6. arXiv:1807.06209. Дои:10.1051/0004-6361/201833910. S2CID  119335614.
  4. ^ Riess, Adam G .; Казертано, Стефано; Юань, Вэньлун; Макри, Лукас; Буччарелли, Беатрис; Латтанци, Марио Дж .; МакКенти, Джон В .; Бауэрс, Дж. Брэдли; Чжэн, Вэйкан; Филиппенко, Алексей В .; Хуанг, Кэролайн (2018-07-12). «Стандарты цефеид Млечного Пути для измерения космических расстояний и их применение к Gaia DR2: последствия для постоянной Хаббла». Астрофизический журнал. 861 (2): 126. arXiv:1804.10655. Bibcode:2018ApJ ... 861..126R. Дои:10.3847 / 1538-4357 / aac82e. ISSN  1538-4357. S2CID  55643027.
  5. ^ ЕКА / Planck Collaboration (17 июля 2018 г.). «Измерения постоянной Хаббла». Европейское космическое агентство. В архиве из оригинала 7 октября 2020 г.
  6. ^ Фридман, Венди Л .; Мадор, Барри Ф .; Хэтт, Дилан; Хойт, Тейлор Дж .; Чан, Ин-Сун; Битон, Рэйчел Л .; Бернс, Кристофер Р .; Ли, Мён Гён; Монсон, Эндрю Дж .; Нили, Джиллиан Р .; Филлипс, Марк М. (2019-08-29). "Программа Хаббла Карнеги-Чикаго. VIII. Независимое определение постоянной Хаббла на основе кончика ветви красного гиганта". Астрофизический журнал. 882 (1): 34. arXiv:1907.05922. Bibcode:2019ApJ ... 882 ... 34F. Дои:10.3847 / 1538-4357 / ab2f73. ISSN  1538-4357. S2CID  196623652.
  7. ^ а б Bennett, C.L .; и другие. (2013). «Девятилетние наблюдения с помощью зонда Уилкинсона микроволновой анизотропии (WMAP): окончательные карты и результаты». Серия дополнений к астрофизическому журналу. 208 (2): 20. arXiv:1212.5225. Bibcode:2013ApJS..208 ... 20B. Дои:10.1088/0067-0049/208/2/20. S2CID  119271232.
  8. ^ "Космические детективы". Европейское космическое агентство. 2 апреля 2013 г.. Получено 2013-04-15.
  9. ^ Чанг, К. (9 марта 2008 г.). «Определение возраста Вселенной становится более точным». Нью-Йорк Таймс.
  10. ^ Лиддл, А. Р. (2003). Введение в современную космологию (2-е изд.). Wiley. п.57. ISBN  978-0-470-84835-7.
  11. ^ Ху, В. «Анимация: чувствительность к содержанию материи. Отношение материи к радиации повышается, а все остальные параметры остаются неизменными». Чикагский университет. В архиве из оригинала 23 февраля 2008 г.. Получено 2008-02-23.
  12. ^ а б Ху, В. «Анимация: масштабирование углового диаметра с учетом кривизны и лямбды». Чикагский университет. В архиве из оригинала 23 февраля 2008 г.. Получено 2008-02-23.
  13. ^ "Шаровые звездные скопления". САСЫ. 1 июля 2011 г. Архивировано с оригинал 24 февраля 2008 г.. Получено 2013-07-19.
  14. ^ Искандер, Э. (11 января 2006 г.). «Независимые оценки возраста». Университет Британской Колумбии. В архиве из оригинала 6 марта 2008 г.. Получено 2008-02-23.
  15. ^ Ostriker, J. P .; Стейнхардт, П. Дж. (1995). «Космическое соответствие». arXiv:Astro-ph / 9505066.
  16. ^ de Bernardis, F .; Melchiorri, A .; Verde, L .; Хименес, Р. (2008). «Космический нейтринный фон и возраст Вселенной». Журнал космологии и физики астрономических частиц. 2008 (3): 20. arXiv:0707.4170. Bibcode:2008JCAP ... 03..020D. Дои:10.1088/1475-7516/2008/03/020. S2CID  8896110.
  17. ^ а б c Spergel, D. N .; и другие. (2003). "Первый год наблюдений зонда Уилкинсона микроволновой анизотропии (WMAP): определение космологических параметров". Серия дополнений к астрофизическому журналу. 148 (1): 175–194. arXiv:Astro-ph / 0302209. Bibcode:2003ApJS..148..175S. Дои:10.1086/377226. S2CID  10794058.
  18. ^ Лоуренс, К. Р. (18 марта 2015 г.). «Результаты Planck 2015» (PDF). Архивировано из оригинал (PDF) в 2016-11-24. Получено 24 ноября 2016.
  19. ^ Лоредо, Т. Дж. (1992). "Обещание байесовского вывода для астрофизики" (PDF). В Feigelson, E.D .; Бабу, Дж. Дж. (Ред.). Статистические вызовы современной астрономии. Springer-Verlag. С. 275–297. Bibcode:1992scma.conf..275L. Дои:10.1007/978-1-4613-9290-3_31. ISBN  978-1-4613-9292-7.
  20. ^ Colistete, R .; Fabris, J.C .; Concalves, С. В. Б. (2005). «Байесовская статистика и ограничения параметров обобщенной модели газа Чаплыгина с использованием данных SNe ia». Международный журнал современной физики D. 14 (5): 775–796. arXiv:astro-ph / 0409245. Bibcode:2005IJMPD..14..775C. Дои:10.1142 / S0218271805006729. S2CID  14184379.
  21. ^ Эйнштейн, А. (1915). "Zur allgemeinen Relativitätstheorie". Sitzungsberichte der Königlich Preußischen Akademie der Wissenschaften (на немецком языке): 778–786. Bibcode:1915SPAW ....... 778E.
  22. ^ Хаббл, Э. (1929). «Связь между расстоянием и лучевой скоростью внегалактических туманностей». Труды Национальной академии наук. 15 (3): 168–173. Bibcode:1929ПНАС ... 15..168Н. Дои:10.1073 / pnas.15.3.168. ЧВК  522427. PMID  16577160.
  23. ^ Сэндидж, А. Р. (1958). «Актуальные проблемы внегалактической шкалы расстояний». Астрофизический журнал. 127 (3): 513–526. Bibcode:1958ApJ ... 127..513S. Дои:10.1086/146483.
  24. ^ Bond, H.E .; Nelan, E.P .; Ванденберг, Д. А .; Schaefer, G.H .; Хармер, Д. (2013). «HD 140283: звезда в окрестностях Солнца, образовавшаяся вскоре после Большого взрыва». Астрофизический журнал. 765 (12): L12. arXiv:1302.3180. Bibcode:2013ApJ ... 765L..12B. Дои:10.1088 / 2041-8205 / 765/1 / L12. S2CID  119247629.
  25. ^ Penzias, A. A .; Уилсон, Р.У. (1965). «Измерение избыточной температуры антенны при 4080 Мс / с». Астрофизический журнал. 142: 419–421. Bibcode:1965ApJ ... 142..419P. Дои:10.1086/148307.

внешняя ссылка