Возраст вселенная: Как определяется возраст Вселенной – Статьи на сайте Четыре глаза

Возраст вселенной | это… Что такое Возраст вселенной?

ТолкованиеПеревод

Возраст вселенной

Космология

Возраст Вселенной Большой взрыв Содвижущееся расстояние Реликтовое излучение Космологическое уравнение состояния Тёмная энергия Скрытая масса Вселенная Фридмана Космологический принцип Космологические модели Формирование галактик Закон Хаббла Космическая инфляция Крупномасштабная структура космоса Критическая плотность Модель Лямбда-CDM‎ Расширение Вселенной Нуклеосинтез Наблюдаемая Вселенная Космологическое красное смещение Форма Вселенной Формирование структуры Хронология Большого взрыва Графическая хронология Хронология космологии Безусловная судьба Вселенной Вселенная

Родственные темы

Астрофизика ОТО Физика элементарных частиц Квантовая гравитация Эволюция Синергетика

Шаблон: Просмотр • Обсуждение • Править

Во́зраст Вселе́нной — время, прошедшее с момента, когда появилась Вселенная (время, материя, звёзды, планеты и т.  п.). Существует ряд различных научных, религиозных и мифологических оценок возраста Вселенной и хронологий.

Содержание 1 Современная наука 2 Основные этапы развития Вселенной 3 Индуистская хронология 4 Библейские источники 5 См. также 6 Примечания 7 Ссылки

Современная наука

Считается, что наша Вселенная появилась около 13,73±0,12 млрд лет назад. Это современная оценка, принятая на основе одной из распространённых моделей (см. обсуждение) Вселенной.

Возраст Вселенной можно определить по крайней мере тремя способами^[1]:

• Возраст элементов — возраст химических элементов можно оценить, используя явление радиоактивного распада с тем, чтобы определить возраст определённой смеси изотопов.
• Возраст скоплений — возраст самых старых шаровых скоплений звёзд можно оценить, используя кривую в координатах светимость-температура для звёзд крупных шаровых скоплений. Этим методом было показано, что возраст Вселенной больше, чем 12.07 миллиардов лет с 95%-ной доверительной вероятностью.
• Возраст звёзд — возраст старейших звёзд белых карликов можно оценить, используя измерения яркости белых карликов. 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 миллиардов лет для звёзд основного диска Млечного пути. Они оценили возраст Вселенной по крайней мере на 2 миллиарда лет старше возраста диска, т.е. больше 11.5 миллиардов лет.

Кроме того, существуют способы оценки Возраста Вселенной, исходя из космологических моделей на основе определения Постоянной Хаббла.

Основные этапы развития Вселенной

Большое значение для определения Возраста Вселенной имеет периодизация основных протекавших во Вселенной процессов. В настоящее время принята следующая периодизация^[2] Истории Вселенной:

• Самая ранняя эпоха, о которой существуют какие-либо теоретические предположения, это Планковское время (10⁻⁴³с после Большого взрыва). В это время гравитационное взаимодействие отделилось от остальных фундаментальных взаимодействий. По современным представлениям эта эпоха Квантовой космологии продолжалась до времени порядка (10⁻¹¹с после Большого взрыва).
• Следующая эпоха характеризуется рождением первоначальных частиц кварков и разделением видов взаимодействий. Эта эпоха продолжалась до времён порядка (10⁻²с после Большого взрыва). В настоящее время уже существуют возможности достаточно подробного физического описания процессов этого периода.
• Современная эпоха Стандартной космологии началась через 0,01 секунды после Большого взрыва и продолжается до сих пор. В этот период образовались ядра первичных элементов, возникли звёзды, Галактики, солнечная система, планеты, появилась жизнь на Земле.

Важной вехой в истории развития Вселенной в эту эпоху считается эра рекомбинации, когда материя расширяющейся Вселенной стала прозрачной для излучения. По современным представлениям это произошло через 380000 лет после Большого взрыва. В настоящее время это излучение мы можем наблюдать в виде Реликтового фона, что является важнейшим экспериментальным подтверждением существующих моделей Вселенной.

Индуистская хронология

В индуизме день Брахмы, состоящий из 1000 периодов по 4 юги (4,320 млрд лет). По прошествии этого периода наступает ночь Брахмы, равная по продолжительности Кальпе. Считается, что нынешний Брахма находится на 51 году своей жизни, что соответствует 155,52 трлн. лет.

Библейские источники

Сотворение света, из иллюстраций Гюстава Доре к Библии. Быт. 1:1 («Да будет свет»).

В первые века христианства предпринимались попытки соотнести современность и события, описанные в Библии. Проповедник де-Виньоль, живший в XVIII веке, после 40 лет изучения библейских хронологий, в результате проведённых подсчётов насчитал около 200 различных вариантов эры «от сотворения мира», или «от Адама». Согласно таковым, период времени от сотворения мира до Рождества Христова насчитывал от 3483 до 6984 лет.

Наибольшее распространение приобрели три так называемые мировые эры:

• Александрийская эра Анниана — (исходная точка — 5501 (фактически 25 мая 5493) год до н. э., а также 5472 год до н. э. или 5624 год до н. э.), бывшая основной хронологией в Византийской империи до IX века.
• Антиохийская эра — (1 сентября 5969 год до н. э.) по Феофилу, создана в 180 н. э.
• Византийская эра (константинопольская) — (21 марта 5508, а впоследствии 1 сентября 5509 г. до н. э.)., которая начиная с VII века постепенно стала текущей хронологической системой в Византийской империи и во всём православном мире. Согласно Септуагинте (греческий перевод Ветхого Завета) были определены также и даты других библейских событий. Однако католический Рим этих расчётов не признал. Эта эра была также введена в Сербии, Болгарии, а также и в России, где система использовалась с XI века до её упразднения в 1700 г. Петром I.
• Ватиканская эра существенно короче византийской. Дело в том, что в Вульгате (латинский перевод Ветхого Завета) продолжительности жизни древних патриархов, правления царей и т. п. указаны меньшие, чем в греческом переводе.
• Иудейская эра начинается 6/7 октября 3761 г. до н. э. Это летосчисление является частью еврейского календаря и в настоящее время официально используется в Государстве Израиль наряду с григорианским календарём.

Другие датировки начала мира

• 3491 до н. э. — датировка по Иерониму;
• 4004 до н. э. (23 октября) — по Джеймсу Ашшеру;
• 4700 до н. э. — самарийская;
• 5199 до н. э. — датировка по Евсевию Кесарийскому;
• 5500 до н. э. — по Ипполиту и Сексту Юлию Африканскому;
• 5515 до н. э., а также 5507 до н. э. — по Феофилу;
• 5551 до н. э. — по Августину;
• 5872 до н. э. — так называемая датировка 70 толковников.

См. также

• Вселенная
• Сотворение мира
• Конец света

Примечания

1. ↑ http://cosmo. labrate.ru/age.html
2. ↑ http://cosmo.labrate.ru/cambrige/bb_history.html

Ссылки

• WMAP Recommended Parameter Values

Wikimedia Foundation.
2010.

Нужна курсовая?

• Возняцки
• Возняцки, Каролин

Полезное

Уточнен возраст Вселенной: 13,7 миллиардов лет

НАСА (NASA) представила подробную карту ранней Вселенной. Эта работа представляет собой крупнейшее достижение современной космологии. Полученная карта ранней Вселенной позволяет сделать ряд выводов. Возраст Вселенной, ранее оценивавшийся в 12-15 миллиардов лет, теперь определен более точно: около 13,7 миллиардов лет.

Реликтовое излучение

Георгий Антонович Гамов — едва ли не единственный физик-теоретик, сделавший крупнейший вклад в три различные области современной науки: ядерную физику (модель альфа-распада и — совместно с Э. Теллером — модель бета-распада), астрофизику и космологию (модель «горячей Вселенной») и генетику (триплетная модель генетического кода).

В 1946 году Гамов первым в мире выдвигает теорию «горячей Вселенной», из которой вытекало существование реликтового излучения, образовавшегося в момент Большого Взрыва. Эта теория Гамова была подтверждена только спустя два десятилетия Пензиасом и Вильсоном, удостоенными за это открытие Нобелевской премии.

Реликтовое излучение — это электромагнитное излучение, заполняющее наблюдаемую часть Вселенной. Существовало оно уже на ранних стадиях расширения Вселенной, играя важную роль в её эволюции.

Реликтовое излучение является уникальным источником информации о прошлом Вселенной. Интенсивность и его спектр соответствуют излучению абсолютно чёрного тела с температурой 2,7 К (-270,16 С). Реликтовое излучение распределено по всей вселенной — его плотность составляет около четырехсот фотонов на один кубический сантиметр, а на каждый атом обычного вещества приходится более ста миллионов реликтовых фотонов.

Ранняя Вселенная

Открытие реликтового излучения подтвердило предложенную Г. А. Гамовым гипотезу, согласно которой Вселенная на ранних стадиях расширения характеризовалась не только высокой плотностью, но и высокой температурой, достаточной для протекания ядерных реакций. При высокой температуре плазма находилась в термодинамическом равновесии с излучением. В ходе последующего расширения Вселенной температура вещества и излучения падала, и равновесие между веществом и излучением нарушилось. Однако тепловое излучение сохранилось до современной эпохи: как раз оно и наблюдается в виде реликтового излучения. Его исследования могут дать ценный материал для космологических теорий. Так, по распределению излучения в пространстве можно судить о крупномасштабных свойствах Вселенной.

Выявление мелкомасштабных флуктуаций температуры реликтового излучения на небесной сфере дает возможность сделать заключение о первичных возмущениях в плотности и скорости вещества, рост которых привёл к образованию галактик и скоплений галактик, о времени их образования. Обнаружение отклонений реликтового излучения от законов излучения абсолютно чёрного тела позволило бы выявить источники выделения энергии, действовавшие во время его охлаждения на ранних стадиях развития Вселенной.

Карта ранней Вселенной

Национальное Американское Космическое Агентство (NASA) представило подробную карту ранней Вселенной: результаты измерений флуктуаций реликтового излучения. Эта работа представляет собой крупнейшее достижение современной космологии. Построенная карта отражает распределение вещества во Вселенной на ранних этапах ее развития — при возрасте около 380 тысяч лет. В переводе на масштаб времени жизни человека это соответствует пропорции — годовалого младенца и 80-летнего старика.

Данные по флуктуациям реликтового излучения были получены с помощью космического зонда WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe). В течение всего полета он измерял распределение излучения по всей небесной сфере. Зонд WМАР построен на базе зонда НАСА COBE (Cosmic Microwave Background Explorer), в 1992 году сделавшего первые в мире измерения такого рода. Зонд WМАР продолжил эти измерения, но с гораздо более высоким (больше, чем в 30 раз) разрешением.

Полученная карта ранней Вселенной позволяет сделать ряд выводов. Возраст Вселенной, ранее оценивавшийся в 12-15 миллиардов лет, теперь определен более точно: около 13,7 миллиардов лет. Определен срок образования первых звезд во Вселенной: 200 миллионов лет после рождения Вселенной — это намного раньше, чем предполагалось прежде.

Состав материи Вселенной

С помощью карты реликтового излучения удалось определить относительное содержание материи во Вселенной, в различных ее формах. Было уточнено, что обычное вещество (протоны, атомные ядра, электроны) составляет в ней примерно 4%. 23% приходятся на долю неисследованной еще «темной материи»: скорее всего, она состоит из новых, не открытых еще в земных условиях частиц; в гравитационных взаимодействиях «темная материя» участвует так же, как обычное вещество.

Оставшиеся 73% — это так называемая «темная энергия». Академик В.А. Рубаков считает, что исследования природы «темной энергии» является главной загадкой, которой занимается фундаментальная физика: «»Темная энергия» — гораздо более странная субстанция, чем «темная материя». Она не собирается в сгустки, а равномерно распределена во Вселенной. В галактиках и скоплениях галактик её столько же, сколько вне их. Самое необычное то, что «темная энергия» в определенном смысле испытывает антигравитацию. Современными астрономическими методами можно не только измерить нынешний темп расширения Вселенной, но и определить, как он изменялся со временем. Астрономические наблюдения свидетельствуют о том, что сегодня (и в недалеком прошлом) Вселенная расширяется с ускорением: темп расширения растет со временем».

• Александр Иличевский
  

Возраст Земли и Вселенной • ChristianAnswers.Net/russian

29.1 Эпоха Вселенной – Астрономия

Глава 29 Большой Взрыв

Цели обучения

К концу этого раздела вы сможете:

• Описывать, как мы оцениваем возраст Вселенной
• Объясните, как изменения скорости расширения во времени влияют на оценку возраста Вселенной
• Опишите доказательства существования темной энергии и того, что скорость расширения в настоящее время увеличивается
• Опишите некоторые независимые данные о возрасте Вселенной, которые согласуются с оценкой возраста, основанной на скорости расширения

Чтобы исследовать историю Вселенной, мы пойдем по тому же пути, по которому исторически шли астрономы, — начав с изучения близлежащей Вселенной, затем исследуя все более отдаленные объекты и заглядывая в прошлое.

Осознание того, что Вселенная меняется со временем, пришло в 1920-х и 1930-х годах, когда стали доступны измерения красных смещений большой выборки галактик. Оглядываясь назад, удивительно, что ученые были так потрясены, обнаружив, что Вселенная расширяется. На самом деле наши теории гравитации требуют, чтобы Вселенная либо расширялась, либо сжималась. Чтобы показать, что мы имеем в виду, давайте начнем со вселенной конечного размера — скажем, с гигантского шара из тысячи галактик. Все эти галактики притягиваются друг к другу из-за своей гравитации. Если бы они изначально были неподвижны, они неизбежно начали бы сближаться и, в конце концов, столкнулись бы. Избежать этого коллапса они могли только в том случае, если по какой-то причине им случалось удаляться друг от друга на больших скоростях. Точно так же, только если ракета запущена с достаточно высокой скоростью, она может избежать падения обратно на Землю.

Проблема того, что происходит в бесконечной вселенной, решить труднее, но Эйнштейн (и другие) использовал свою общую теорию относительности (которую мы описали в «Черных дырах и искривленном пространстве-времени»), чтобы показать, что даже бесконечные вселенные не могут быть статичными. Поскольку в то время астрономы еще не знали, что Вселенная расширяется (а сам Эйнштейн с философской точки зрения не желал допускать существование Вселенной в движении), он изменил свои уравнения, введя произвольное новое слагаемое (мы могли бы назвать его фиктивным фактором), называемое космологическим фактором. постоянный. Эта константа представляла собой гипотетическую силу отталкивания, которая могла бы уравновесить гравитационное притяжение в самых больших масштабах и позволить галактикам оставаться на фиксированном расстоянии друг от друга. Таким образом, Вселенная могла оставаться неподвижной.

Эйнштейн и Хаббл.

Рисунок 29.2. (a) Альберт Эйнштейн изображен на фотографии 1921 года. (b) Эдвин Хаббл за работой в обсерватории Маунт-Вилсон.

Примерно десять лет спустя Хаббл и его коллеги сообщили, что Вселенная расширяется, так что никакой таинственной уравновешивающей силы не требуется. (Мы обсуждали это в главе о галактиках.) Сообщается, что Эйнштейн сказал, что введение космологической постоянной было «самой большой ошибкой в ​​моей жизни». Однако, как мы увидим далее в этой главе, относительно недавние наблюдения указывают на то, что расширение составляет ускорение . В настоящее время проводятся наблюдения, чтобы определить, согласуется ли это ускорение с космологической постоянной. В некотором смысле может оказаться, что Эйнштейн все-таки был прав.

Если бы у нас был фильм о расширяющейся вселенной, и мы прокрутили фильм назад , что бы мы увидели? В нашем фильме галактики, вместо того чтобы разлетаться, сместятся на 90 033 вместе на 90 034 — все время приближаясь все ближе и ближе. В конце концов мы обнаружим, что вся материя, которую мы можем видеть сегодня, когда-то была сосредоточена в бесконечно малом объеме. Астрономы отождествляют это время с начало вселенной . Взрыв этой концентрированной вселенной в начале времен называется Большим взрывом (неплохой термин, поскольку не может быть большего взрыва, чем тот, который создал всю вселенную). Но когда произошел этот взрыв?

Мы можем сделать разумную оценку времени, прошедшего с начала расширения Вселенной. Чтобы увидеть, как это делают астрономы, давайте начнем с аналогии. Предположим, ваш класс астрономии решает устроить вечеринку (что-то вроде «Большого взрыва») у кого-то дома, чтобы отпраздновать окончание семестра. К сожалению, все празднуют с таким энтузиазмом, что соседи вызывают полицию, которая прибывает и отправляет всех в одно и то же время. Вы возвращаетесь домой в 2 часа ночи, все еще несколько расстроенные тем, как закончилась вечеринка, и понимаете, что забыли посмотреть на часы, чтобы узнать, во сколько прибыла полиция. Но вы используете карту, чтобы измерить, что расстояние между вечеринкой и вашим домом составляет 40 километров. И вы также помните, что всю поездку вы ехали с постоянной скоростью 80 км/ч (поскольку вы беспокоились о полицейских машинах, следующих за вами). Следовательно, поездка должна была занять:

Значит, вечеринка закончилась в 1:30 ночи.

Люди не могли посмотреть на свои часы, когда возникла Вселенная, но мы можем использовать тот же метод, чтобы оценить, когда галактики начали удаляться друг от друга. (Помните, что в действительности расширяется пространство, а не галактики, движущиеся в статичном пространстве.) Если мы сможем измерить, как далеко сейчас галактики и как быстро они движутся, мы сможем вычислить, как долго поездка это было.

Назовем измеренный таким образом возраст Вселенной T ₀ . Давайте сначала рассмотрим простой случай, предположив, что расширение происходит с постоянной скоростью с тех пор, как началось расширение Вселенной. В этом случае время, которое потребовалось галактике, чтобы пройти расстояние d от Млечного Пути (помните, что в начале все галактики были вместе в очень маленьком объеме) составляет (как в нашем примере)

где v — скорость галактики. Если мы сможем измерить скорость, с которой удаляются галактики, а также расстояния между ними, мы сможем установить, как давно началось расширение.

Выполнение таких измерений должно звучать очень знакомо. Это как раз то, что нужно было сделать Хабблу и многим астрономам после него, чтобы установить закон Хаббла и постоянную Хаббла. В «Галактиках» мы узнали, что расстояние до галактики и ее скорость в расширяющейся Вселенной связаны соотношением

.

, где H — постоянная Хаббла. Объединение этих двух выражений дает нам

Итак, мы видим, что работа по вычислению этого времени уже была сделана за нас, когда астрономы измерили постоянную Хаббла. Возраст Вселенной, оцененный таким образом, оказывается равным , обратным постоянной Хаббла (то есть 1/ H ). Эту оценку возраста иногда называют временем Хаббла. Для постоянной Хаббла 20 километров в секунду на миллион световых лет время Хаббла составляет около 15 миллиардов лет. Единицей, используемой астрономами для постоянной Хаббла, является километр в секунду на миллион парсеков. В этих единицах постоянная Хаббла равна примерно 70 километрам в секунду на миллион парсеков, опять же с погрешностью около 5%.

Чтобы облегчить запоминание чисел, мы сделали здесь округление. Оценки постоянной Хаббла на самом деле ближе к 21 или 22 километрам в секунду на миллион световых лет, что приближает возраст к 14 миллиардам лет. Но постоянная Хаббла по-прежнему имеет около 5% неопределенности, что означает, что возраст Вселенной, оцененный таким образом, также имеет неопределенность около 5%.

Однако, чтобы представить эти неопределенности в перспективе, вы должны знать, что 50 лет назад неопределенность была равна 2. За последние пару десятилетий был достигнут заметный прогресс в определении постоянной Хаббла.

Время Хаббла является подходящим возрастом для Вселенной только в том случае, если скорость расширения была постоянной на протяжении всего времени с начала расширения Вселенной. Продолжая нашу аналогию с вечеринкой в ​​конце семестра, это эквивалентно предположению, что вы добирались домой с вечеринки с постоянной скоростью, хотя на самом деле это могло быть не так. Сначала, злясь на необходимость уехать, вы, возможно, ехали быстро, но затем, когда вы успокоились — и подумали о полицейских машинах на шоссе — вы, возможно, начали снижать скорость до тех пор, пока не двигались с более социально приемлемой скоростью (например, как 80 км/час). В этом случае, учитывая, что вначале вы ехали быстрее, дорога домой заняла бы менее получаса.

Точно так же при расчете времени Хаббла мы предполагали, что H было постоянным на протяжении всего времени. Оказывается, это не очень хорошее предположение. Ранее, размышляя об этом, астрономы ожидали, что скорость расширения должна замедлиться. Мы знаем, что материя создает гравитацию, посредством чего все объекты притягивают все другие объекты. Ожидалось, что взаимное притяжение между галактиками замедлит расширение с течением времени. Это означает, что, если бы гравитация была единственной действующей силой (большая девятка0033 вместо , как мы увидим в следующем разделе), то скорость расширения в прошлом должна была быть выше, чем сегодня. В этом случае мы бы сказали, что Вселенная с самого начала прошла замедления на .

Степень его замедления зависит от важности гравитации для замедления расширения. Если бы Вселенная была почти пуста, роль гравитации была бы незначительной. Тогда замедление было бы близко к нулю, и Вселенная расширялась бы с постоянной скоростью. Но во Вселенной с любой значительной плотностью материи гравитационное притяжение означает, что скорость расширения теперь должна быть медленнее, чем раньше. Если мы используем текущую скорость расширения, чтобы оценить, сколько времени потребовалось галактикам, чтобы достичь своего нынешнего расстояния, мы переоценим возраст Вселенной — точно так же, как мы, возможно, переоценили время, которое потребовалось вам, чтобы вернуться домой с вечеринки.

Астрономы потратили несколько десятилетий на поиски доказательств того, что расширение замедляется, но безуспешно. Им нужны были 1) более крупные телескопы, чтобы они могли измерять красное смещение более далеких галактик и 2) очень светящаяся стандартная лампа (или стандартная свеча), то есть некий астрономический объект с известной светимостью, производящий огромное количество энергии и может наблюдаться на расстоянии в миллиард световых лет и более.

Вспомним, что мы обсуждали стандартные лампочки в главе о галактиках. Если мы сравним, насколько яркой должна быть стандартная лампа и насколько тусклой она выглядит в наших телескопах, разница позволит нам рассчитать расстояние до нее. Красное смещение галактики, в которой находится такая лампочка, может сказать нам, насколько быстро она движется во Вселенной. Таким образом, мы можем независимо измерять его расстояние и движение.

Эти два требования были наконец выполнены в 1990-х годах. Астрономы показали, что сверхновые типа Ia (см. «Гибель звезд») с некоторыми поправками, основанными на форме их кривых блеска, являются стандартными лампочками. Этот тип сверхновой возникает, когда белый карлик аккрецирует достаточно материала от звезды-компаньона, чтобы превысить предел Чандрасекара, а затем коллапсирует и взрывается. Во время максимальной яркости эти драматические сверхновые могут ненадолго затмить вмещающие их галактики, и, следовательно, их можно наблюдать на очень больших расстояниях. Большие 8–10-метровые телескопы можно использовать для получения спектров, необходимых для измерения красных смещений родительских галактик (рис. 29)..3).

Пять сверхновых и их принимающие галактики.

Рисунок 29.3. Верхний ряд показывает каждую галактику и ее сверхновую (стрелка). В нижнем ряду показаны одни и те же галактики до или после взрыва сверхновых. (кредит: модификация работы НАСА, ЕКА и А. Рисса (STScI))

Результат кропотливого, тщательного изучения этих сверхновых в ряде галактик, проведенного двумя группами исследователей, был опубликован в 1998 году. были шокирующими и настолько революционными, что их открытие было удостоено Нобелевской премии по физике 2011 года. Исследователи обнаружили, что эти сверхновые типа Ia в далеких галактиках были слабее, чем ожидалось по закону Хаббла, учитывая измеренное красное смещение их родительских галактик. Другими словами, расстояния, оцененные по сверхновым, использованным в качестве эталонных ламп, расходились с расстояниями, измеренными по красным смещениям.

Если бы Вселенная замедлялась, мы ожидали бы, что далекие сверхновые будут на ярче , чем ожидалось. Замедление удерживало бы их ближе к нам. Вместо этого они были на слабее , что поначалу казалось бессмысленным.

Прежде чем принять это шокирующее открытие, астрономы сначала исследовали возможность того, что сверхновые на самом деле могут быть не такими полезными, как обычные лампочки, как они думали. Возможно, сверхновые казались слишком слабыми из-за того, что пыль на нашем пути к ним поглощала часть их света. Или, возможно, сверхновые на больших расстояниях по какой-то причине были менее яркими, чем близкие сверхновые типа Ia.

Множество более подробных наблюдений исключили эти возможности. Затем ученым пришлось рассмотреть альтернативу, согласно которой расстояние, рассчитанное по красному смещению, было неверным. Расстояния, полученные из красных смещений, предполагают, что постоянная Хаббла была действительно постоянной во все времена. Мы видели, что одна из причин непостоянства заключается в том, что расширение замедляется. Но предположим, что ни одно из предположений не верно (постоянная скорость или замедление).

Вместо этого предположим, что вселенная равна ускорение . Если сейчас Вселенная расширяется быстрее, чем миллиарды лет назад, то наше движение от отдаленных сверхновых ускорилось с момента взрыва, унося нас дальше от них. Свету взрыва приходится преодолевать большее расстояние, чтобы достичь нас, чем если бы скорость расширения была постоянной. Чем дальше распространяется свет, тем слабее он кажется. Этот вывод мог бы естественным образом объяснить наблюдения сверхновых, и теперь это подтверждено многими дополнительными наблюдениями за последние пару десятилетий. действительно кажется, что расширение Вселенной ускоряется , идея настолько неожиданная, что астрономы поначалу сопротивлялись ее рассмотрению.

Как может ускориться расширение Вселенной? Если вы хотите ускорить свой автомобиль, вы должны подавать энергию, нажимая на газ. Точно так же энергия должна поставляться для ускорения расширения Вселенной. Открытие ускорения было шокирующим, потому что ученые до сих пор не знают, что является источником энергии. Ученые называют это темной энергией, что является явным признаком того, как мало мы ее понимаем.

Обратите внимание, что этот новый компонент Вселенной не является темной материей, о которой мы говорили в предыдущих главах. Темная энергия — это еще что-то, что мы также еще не обнаружили в наших лабораториях на Земле.

Что такое темная энергия? Одна возможность состоит в том, что это космологическая постоянная, представляющая собой энергию, связанную с вакуумом самого «пустого» пространства. Квантовая механика (интересная теория того, как вещи ведут себя на атомном и субатомном уровнях) говорит нам, что источником этой вакуумной энергии могут быть крошечные элементарные частицы, которые появляются и исчезают повсюду во Вселенной. Были предприняты различные попытки рассчитать, насколько велики должны быть эффекты этой вакуумной энергии, но пока эти попытки не увенчались успехом. На самом деле порядок теоретических оценок энергии вакуума, основанных на квантовой механике материи, и величина, необходимая для учета ускорения расширения Вселенной, различаются в невероятный раз, по крайней мере, в 10 9 раз.0135 120 (это 1 со 120 нулями)! Были предложены различные другие теории, но суть в том, что, хотя существуют убедительные доказательства существования темной энергии, мы еще не знаем источник этой энергии.

Какой бы ни оказалась темная энергия, мы должны отметить, что открытие того, что скорость расширения не была постоянной с момента возникновения Вселенной, усложняет вычисление возраста Вселенной. Интересно, что ускорение, похоже, началось не с Большого Взрыва. В течение первых нескольких миллиардов лет после Большого взрыва, когда галактики находились близко друг к другу, гравитация была достаточно сильной, чтобы замедлить расширение. По мере того, как галактики удалялись друг от друга, влияние гравитации ослабевало. Через несколько миллиардов лет после Большого взрыва темная энергия взяла верх, и расширение начало ускоряться (рис. 29)..4).

Изменения в скорости расширения Вселенной с момента ее возникновения 13,8 миллиардов лет назад.

Рисунок 29.4. Чем больше диаграмма простирается по горизонтали, тем быстрее изменяется скорость расширения. После периода очень быстрого расширения в начале, который ученые называют инфляцией и который мы обсудим позже в этой главе, расширение начало замедляться. Галактики тогда были близко друг к другу, и их взаимное гравитационное притяжение замедляло расширение. Через несколько миллиардов лет, когда галактики стали отдаляться друг от друга, влияние гравитации начало ослабевать. Затем темная энергия взяла верх и вызвала ускорение расширения. (кредит: модификация работы Энн Фейлд (STScI))

Замедление работает так, что возраст Вселенной, оцениваемый простым соотношением T ₀ = 1/ H , кажется старше, чем оно есть на самом деле, тогда как ускорение работает, чтобы он казался моложе. По счастливому стечению обстоятельств наши наилучшие оценки того, насколько сильно произошло замедление и ускорение, приводят к ответу для возраста, очень близкому к T ₀ = 1/ H . Наилучшая текущая оценка состоит в том, что Вселенной 13,8 миллиарда лет с неопределенностью всего около 100 миллионов лет.

На протяжении всей этой главы мы ссылались на постоянную Хаббла . Теперь мы знаем, что постоянная Хаббла меняется со временем. Однако она постоянна повсюду во Вселенной в любой момент времени. Когда мы говорим, что постоянная Хаббла составляет около 70 км/с/миллион парсеков, мы имеем в виду, что это значение постоянной Хаббла в настоящее время.

Теперь у нас есть одна оценка возраста Вселенной по ее расширению. Согласуется ли эта оценка с другими наблюдениями? Например, возраст самых старых звезд или других астрономических объектов моложе 13,8 миллиардов лет? В конце концов, Вселенная должна быть не менее старой, чем самые старые объекты в ней.

В нашей и других Галактике самые старые звезды находятся в шаровых скоплениях (рис. 29.5), которые можно датировать с помощью моделей звездной эволюции, описанных в главе «Звезды от юности до старости».

Шаровое скопление 47 Tucanae.

Рисунок 29.5. На этом изображении, полученном космическим телескопом Хаббл НАСА/ЕКА, показано шаровое скопление, известное как 47 Tucanae, поскольку оно находится в созвездии Tucana (Тукан) в южной части неба. Второе по яркости шаровое скопление на ночном небе, оно включает в себя сотни тысяч звезд. Шаровые скопления являются одними из самых старых объектов в нашей Галактике и могут быть использованы для оценки ее возраста. (кредит: НАСА, ЕКА и Наследие Хаббла (STScI/AURA) – ЕКА/Сотрудничество Хаббла)

Точность оценок возраста шаровых скоплений заметно улучшилась в последние годы по двум причинам. Во-первых, были улучшены модели внутренней части звезд шаровых скоплений, в основном за счет более полной информации о том, как атомы поглощают излучение, когда они выходят из центра звезды в космос. Во-вторых, наблюдения со спутников повысили точность наших измерений расстояний до этих скоплений. Вывод состоит в том, что самые старые звезды образовались около 12–13 миллиардов лет назад.

Эта оценка возраста недавно была подтверждена изучением спектра урана в звездах. Изотоп уран-238 радиоактивен и со временем распадается (превращается в другой элемент). (Уран-238 получил свое название, потому что он имеет 92 протона и 146 нейтронов.) Мы знаем (из того, как звезды и сверхновые звезды производят элементы), сколько урана-238 обычно производится по сравнению с другими элементами. Предположим, мы измеряем количество урана по отношению к нерадиоактивным элементам в очень старой звезде и в нашем собственном Солнце и сравниваем содержание. С помощью этих кусочков информации мы можем оценить, как долго уран распадается в очень старой звезде, потому что мы знаем по нашему собственному Солнцу, сколько урана распадается за 4,5 миллиарда лет.

Линия урана очень слабая, и ее трудно различить даже на Солнце, но теперь она была измерена у одной очень старой звезды с помощью Европейского очень большого телескопа (рис. 29.6). Сравнивая обилие с обилием в Солнечной системе, возраст которой нам известен, астрономы оценивают возраст звезды в 12,5 миллиардов лет с погрешностью около 3 миллиардов лет. Несмотря на то, что неопределенность велика, эта работа является важным подтверждением возраста, оцененного на основе исследований звезд шаровых скоплений. Обратите внимание, что оценка возраста урана полностью независима; оно не зависит ни от измерения расстояний, ни от моделей недр звезд.

Европейский очень большой телескоп, Европейский очень большой телескоп и Колизей.

Рисунок 29.6. Европейский сверхбольшой телескоп (E-ELT) в настоящее время строится в Чили. На этом изображении сравнивается размер E-ELT (слева) с четырьмя 8-метровыми телескопами Европейского очень большого телескопа (в центре) и с Колизеем в Риме (справа). Зеркало E-ELT будет иметь диаметр 39 метров. Астрономы строят гигантские телескопы нового поколения, чтобы наблюдать за очень далекими галактиками и понимать, какими они были, когда только формировались, а Вселенная была молода. (кредит: модификация работы ESO)

Как мы увидим позже в этой главе, звезды шарового скопления, вероятно, не сформировались до тех пор, пока расширение Вселенной не началось в течение по крайней мере нескольких сотен миллионов лет. Соответственно, их возраст согласуется с возрастом в 13,8 миллиардов лет, оцененным по скорости расширения.

Космология изучает организацию и эволюцию Вселенной. Вселенная расширяется, и это одна из ключевых отправных точек для современных космологических теорий. Современные наблюдения показывают, что скорость расширения не была постоянной на протяжении всей жизни Вселенной. Первоначально, когда галактики находились близко друг к другу, эффекты гравитации были сильнее, чем эффекты темной энергии, и скорость расширения постепенно замедлялась. По мере того, как галактики удалялись друг от друга, влияние гравитации на скорость расширения ослабевало. Измерения далеких сверхновых показывают, что, когда Вселенная была примерно в два раза старше нынешнего возраста, темная энергия начала доминировать в скорости расширения и вызвала его ускорение. Чтобы оценить возраст Вселенной, мы должны учитывать изменения в скорости расширения. После учета этих эффектов астрономы подсчитали, что вся материя в наблюдаемой Вселенной была сосредоточена в чрезвычайно маленьком объеме 13,8 миллиарда лет назад, время, которое мы называем Большим взрывом.

Большой взрыв

теория космологии, согласно которой расширение Вселенной началось с первобытного взрыва (пространства, времени, материи и энергии)

космологическая постоянная

термин в уравнениях общей теории относительности, представляющий силу отталкивания во Вселенной

космология

изучение организации и эволюции Вселенной

темная энергия

энергия, вызывающая ускорение расширения Вселенной; его существование вытекает из наблюдений далеких сверхновых

Эпоха расширяющейся Вселенной

Эпоха расширяющейся Вселенной

Авторское право © Майкл Ричмонд.
Эта работа находится под лицензией Creative Commons License.

Домашнее задание к завтрашнему уроку

Расширение диаграммы Хаббла на большие расстояния

Переменные звезды цефеиды светятся, поэтому мы можем
увидеть их в некоторых галактиках за пределами Млечного Пути.
Однако даже самые яркие цефеиды,
с абсолютной величиной около М = -6 ,
ниже пределов обнаружения наших нынешних
технологии в какой-то момент.

  В: Астрономы могут измерять вариации
      точно по звездам до видимых
      магнитуда примерно m=27. Как далеко
      Можем ли мы использовать цефеиды для измерения расстояния?
 

Ответ

Если мы хотим оценить расстояния до галактик за пределами
этого предела, нам нужно найти множество
вторичные указатели расстояния:
объекты, которые значительно ярче
чем цефеиды — так что они видны на
большие расстояния, но все же
однородные и хорошо изученные свойства.
Идея в том,

• посмотрите на эти индикаторы в наборе
  близлежащие галактики, в которых также есть цефеиды
• убедитесь, что вторичный индикатор
  дает те же относительные расстояния
  к этому близлежащему набору галактик
  как цефеиды
• затем используйте вторичные индикаторы
  в одиночку изучать очень далекие галактики

По аналогии представьте, что у вас нет ничего, кроме обычного
линейка и длинная веревка.

Если я попрошу вас измерить расстояние через мой стол,
вы можете просто использовать линейку: возможно, вам придется выбрать ее
вверх и переместите его несколько раз, но он по-прежнему выполняет свою работу.
Но что, если я попрошу вас измерить расстояние
из одного конца кампуса в другой?
Линейка НЕ ​​подходит для этой работы.
Что вы можете сделать, это

• сначала откалибровать струну с помощью
  линейка для измерения его длины
• далее, применить калиброванную струну к
  проблему, используя его для измерения
  расстояние через кампус

В этом случае линейка является основным расстоянием
индикатор — как цефеиды — в котором у вас есть
уверенность.
Строка является вторичным индикатором расстояния:
он обеспечивает менее точное измерение
большие расстояния.

Вы можете прочитать о нескольких различных вторичных
индикаторы расстояния в лекции для другого курса.

• Оценка расстояний до далеких галактик

Один из самых мощных из этих вторичных методов
использует сверхновых типа Ia .
Эти титанические взрывы происходят, когда белый
карлик в тесной двойной системе
аккрецирует материал от обычного звездного компаньона:

Авторское право
Марк А. Гарлик — см.
http://space-art.co.uk

Если белый карлик накопит достаточно материала, чтобы оттолкнуть
его масса превышает определенное значение, называемое
Предел Чандрасекара (около 1,4 массы Солнца),
безудержная реакция ядерного синтеза может преобразовать
большая часть массы белого карлика превращается в энергию, создавая
очень, очень, ОЧЕНЬ светящийся огненный шар, который длится
в течение нескольких недель.
На своем пике сверхновые типа Ia могут достигать
абсолютная величина примерно M = -19 .
Потому что они намного ярче, чем
Звезды-цефеиды, мы можем использовать их для исследования Вселенной
на гораздо большие глубины.

Прошлой осенью самые яркие сверхновые типа Ia
в десятилетия появились в небе.
Автоматизированный телескоп под названием

Паломарская фабрика переходных процессов,
и управляемый компьютером
конвейер обработки изображений,
предупредил ученых-людей об объекте
в соседней галактике под названием M101:

Мы наблюдали эту сверхновую прямо здесь, в кампусе, с
телескопы обсерватории RIT,
после него как
он становился ярче в течение нескольких недель, затем медленно
после него как
он становился ярче в течение нескольких недель, затем медленно
исчез.
Вы можете
прочтите техническую статью для более подробной информации.

Наша работа облегчилась бы, если бы все сверхновые типа Ia
были одинаковыми, с точно такой же абсолютной величиной.
После десятилетий исследований оказалось, что это не так.
случай: некоторые SNe Ia мощнее других,
в 5 или 6 раз. Однако есть несколько
другие свойства SNe Ia, которые, по-видимому, коррелируют
с их светимостью, так что мы можем сделать поправку на
это изменение яркости достаточно хорошо.

Напомним, что текущий предел обнаружения для
Переменные цефеиды соответствуют расстоянию
около 40 Мпк.
Обратите внимание, насколько дальше мы можем измерить SN типа Ia:

Диаграмма из Reindl et al., ApJ 624, 532 (2005),
в предположении, что Mv = -19.

Использование динамики для оценки возраста Вселенной

Итак, используя эти вторичные индикаторы расстояния,
мы можем продолжить расследование
расширение Вселенной во все больших и больших масштабах.
Многие разные ученые выполнили расчет
разными способами, но в грубом приближении,
текущее (май 2005 г.) значение постоянной Хаббла равно
где-то рядом

       H  0  = 70 км/с/Мпк
 

А теперь вспомните, что это значит:

  
  В: Как быстро галактика А удаляется от нас?
  В: Как быстро галактика B удаляется от нас?
 

Мы интерпретируем этот шаблон как означающий
что Вселенная расширяется: далекие галактики движутся
подальше от нас.

Но предположим, что мы запускаем фильм в обратном порядке:
в прошлом каждая галактика должна была быть ближе к нам
(и друг к другу).
Кажется логичным, что должно было быть время
когда все галактики были упакованы близко друг к другу.
Как давно это случилось?
Мы можем получить очень грубое представление, сделав
(неправильное, но упрощающее) предположение
что когда мы прокручиваем фильм в обратном направлении, галактики продолжают
двигаться с их текущей скоростью.

  В: Сколько времени понадобится галактике А, чтобы добраться до нас?
      если бы он двигался НАЗАД с текущей скоростью?
      (Подсказка: 1 Мпк = 3 х 10  19  км)
  В: Сколько времени понадобится галактике B, чтобы добраться до нас?
      если бы он двигался НАЗАД с текущей скоростью?
 

Для того, чтобы найти это время, вы берете текущее расстояние
галактики и разделить на ее текущую скорость.

Но — подождите — разве это не звучит
немного похоже на что-то еще, что вы видели недавно?

Да, постоянная Хаббла!
Это одна из причин, по которой астрономы так заинтересованы
в значении постоянной Хаббла:
это дает ключ к возрасту Вселенной.

Гравитация и ее влияние на возраст Вселенной

Итак, в первом приближении
значение текущей скорости расширения
Вселенная говорит нам, как долго Вселенная
расширяется.
Но выйдем за рамки первого приближения
и посмотреть подробнее.

Когда мы смотрим на соседние галактики,
мы видим один на расстоянии 20 Мпк
двигаясь со скоростью примерно 1400 км/с,
и галактика в 40 Мпк
двигаться в два раза быстрее.

Но по мере того, как галактики удаляются друг от друга
другое, они постоянно
почувствовать силу гравитации, притягивающую их
спиной друг к другу.

Это означает, что мы должны ожидать скорость этого
расширение уменьшается по мере того, как гравитация замедляет галактики.
Другими словами, если бы мы отправились в будущее,
через много миллиардов лет,
и найти другую пару галактик, которая
случилось в то время быть в 20 Мпк и 40 Мпк
с будущей Земли,
мы могли бы ожидать увидеть более неторопливое расширение:

Так же и в прошлом,
древние астрономы могли видеть галактики
на этих расстояниях двигаться гораздо быстрее:

  
  В: Как это постепенное уменьшение расширения
      изменить нашу оценку возраста
      Вселенной на основе постоянной Хаббла?
 

Верно. Наша быстрая оценка возраста Вселенной
будет на 90 221 больше, чем на 90 222, поскольку предполагается, что
чтобы скорость расширения была постоянной.
В реальной жизни, если бы скорость расширения была быстрее
в прошлом, то галактики занимали меньше
время, чтобы достичь их текущих расстояний.

Будущее Вселенной: критическая плотность?

Давайте заглянем в далекое будущее Вселенной.
Мы думаем, что гравитация должна замедлять расширение.
вселенной;
значит ли это, что расширение будет
когда-нибудь останавливаться?

Смотря как
от силы гравитации
между крупномасштабными структурами во Вселенной.

  В: Какие факторы влияют на прочность
      гравитационная сила между телами?
 

Правильно, два фактора

1. количество массы в телах
2. расстояние между кузовами

Мы можем объединить эти факторы в один
значение,
средняя плотность Вселенной .
Будущее расширения зависит от
точное значение этой плотности:

• если плотность достаточно высокая, то
  сильные гравитационные силы замедлят
  Вселенной так быстро, что в конце концов
  остановиться, а затем начать сокращаться;
  Вселенная наконец рухнет

  но

• если плотность достаточно низкая, то
  материя будет расходиться так быстро, что
  гравитационная сила будет уменьшаться
  до незначительности и не будет
  замедлить расширение до полной остановки;
  Вселенная будет расширяться вечно

Астрономы используют греческую букву «Омега».
для обозначения средней плотности Вселенной.
Критическое значение
эта средняя плотность равна Омеге с нулем в нижнем индексе,
или же .

Итак, на протяжении многих десятилетий астрономы очень старались
для измерения фактической средней плотности Вселенной,
и выяснить его дальнейшую судьбу.

Больше темной материи — между галактиками

Мы можем видеть звезды и облака газа и использовать наши
наблюдения для оценки количества вещества
внутри них.
Вы можете вспомнить, что когда астрономы
изучить движение объектов в галактике,
они часто обнаруживают, что звезды движутся по своим орбитам
на скоростях выше ожидаемых.
Есть видимо какой-то
тёмная материя
внутри галактик, который оказывает гравитационные силы
на звезды, но не излучающий собственного света.

Оригинальная фигура взята из
Софуэ, Хонма и Омодака, PASJ 61, 227 (2009 г.)

Когда мы сложим всю материю во Вселенной, чтобы вычислить
,
мы должны включить соответствующее количество темной материи внутрь
галактики.

Но подождите — есть еще темная материя!
Когда астрономы заглянут далеко за пределы нашей Галактики Млечный Путь,
они обнаружили, что другие галактики часто слипаются в группы
или кластеры.

Авторское право на изображение
Тони и Дафна Халлас,
предоставлено
Астрономическая картина дня

Изображение предоставлено Ангусом Лау и

Астрономическая картина дня

Эта склонность к образованию кластеров становится очевидной, если
карта очень большой области космоса,
как тот, что ниже из
Слоановский цифровой обзор неба.

Изображение предоставлено
Цифровой обзор неба Слоана

Мы можем измерить размер этих галактических скоплений,
и, используя доплеровские сдвиги на основе спектров галактик,
мы также можем измерить скорость галактик
в кластерах.
Хотя движения галактик в скоплениях
не простые круги, мы все еще можем использовать
Законы Ньютона позволяют приблизительно оценить
Масса внутри кластера.
92

Используем это соотношение для определения количества вещества
внутри скопления Девы, которое относительно близко к Млечному Пути.
Измерения показывают

     R = 1 Мпк [помните, что 1 Мпк = 3 x 10  22  м ]
     v = 700 км/с
  В: Какова масса Скопления Девы в кг?
  В: Какова масса Скопления Девы в солнечных массах?
 

Мы также можем измерить количество света от звезд и
газ в скоплении Девы.
Когда мы сложим всю массу из-за этих видимых
объектов, получаем массу примерно

      M (видимый) = 1,2 x 10  12  масс Солнца
  В: Как эта видимая масса соотносится с общей массой
       обнаруживаются движениями галактик?
  В: Каково соотношение темной материи и видимой материи?
 

Ясно, что средняя плотность
преобладает темная материя.

Но в последние годы оказывается, что вещи
ДАЖЕ СЛОЖНЕЕ, чем мы думали …..

Домашнее задание к завтрашнему уроку

1. Первая оценка Хабблом постоянной Хаббла,
   опубликовано около 1929 г.,
   составляла около H ₀ = 500 км/сек/Мпк .
   1. Оцените возраст такой расширяющейся Вселенной.
   2. Сравните свою оценку с возрастом
      Земля, или Солнечная система.
      Бонус за нахождение оценок возраста
      Земля в книгах, напечатанных примерно
      одновременно с открытием Хаббла.
   3. Вы видите здесь проблему?

Чтобы получить больше информации

• Эксперимент, в котором вы (да, вы) можете измерить постоянную Хаббла
  используя галактики в Глубоком поле Хаббла. Это круто,
  но требует Java и может быть немного медленным, так как
  проходил в Англии. Спасибо Яну Смейлу из Университета
  из Данэма.
• Обзор красного смещения галактики LCRS
  есть красивая картинка, показывающая, как астрономы сейчас используют
  красное смещение галактики как замена ее расстояния.

Авторское право © Майкл Ричмонд.
Эта работа находится под лицензией Creative Commons License.

Хаббл обнаружил самые старые «часы» в космосе, чтобы узнать возраст Вселенной

Раздвинув границы своего мощного видения, космический телескоп НАСА «Хаббл» обнаружил самые старые выгоревшие звезды в нашей Галактике Млечный Путь. Эти чрезвычайно старые, тусклые «звезды с часовым механизмом» дают совершенно независимое представление о возрасте Вселенной, не полагаясь на измерения расширения Вселенной.

Возраст древних белых карликов, видимых Хабблом, составляет от 12 до 13 миллиардов лет. Поскольку более ранние наблюдения Хаббла показывают, что первые звезды образовались менее чем через 1 миллиард лет после рождения Вселенной в результате Большого взрыва, обнаружение самых старых звезд позволяет астрономам легко вычислить абсолютный возраст Вселенной.

Хотя предыдущие исследования Хаббла установили возраст Вселенной в 13-14 миллиардов лет в зависимости от скорости расширения пространства, дата рождения Вселенной является настолько фундаментальной и глубокой ценностью, что астрономы давно искали другие методы определения возраста, чтобы пересечь их. проверить их выводы. «Это новое наблюдение позволяет быстро подойти к вопросу о возрасте и предлагает совершенно независимый способ определения этого значения», — говорит Харви Ричер из Университета Британской Колумбии, Канада.

Новые наблюдения для определения возраста были проведены Ричером и его коллегами с помощью Хаббла для поиска неуловимых древних звезд, спрятанных внутри шарового звездного скопления, расположенного на расстоянии 5600 световых лет в созвездии Скорпиона. Результаты будут опубликованы в Astrophysical Journal Letters.

Концептуально, новое наблюдение для определения возраста так же элегантно просто, как оценка того, как давно горел костер, путем измерения температуры тлеющих углей. Для Хаббла «угли» — это белые карлики, выгоревшие остатки самых ранних звезд, сформировавшихся в нашей галактике.

Горячие, плотные сферы углеродного «пепла», оставленные ядерной печью давно умершей звезды, белые карлики остывают с предсказуемой скоростью — чем старше карлик, тем он холоднее, что делает его идеальными «часами», которые тикает почти столько же, сколько существует Вселенная.

Этот подход был признан более надежным, чем определение возраста самых старых звезд, все еще горящих в результате ядерного синтеза, которое опирается на сложные модели и расчеты того, как звезда сжигает свое ядерное топливо и стареет. Возраст белых карликов легче определить, потому что они просто остывают, но хитрость всегда заключалась в том, чтобы найти самые тусклые и, следовательно, самые долго работающие «часы».

По мере того как белые карлики остывают, они становятся слабее, и для этого Хабблу потребовалось сделать множество снимков древнего шарового звездного скопления M4. Наблюдения составили почти восемь дней экспозиции в течение 67-дневного периода. Это позволило увидеть еще более тусклых карликов, пока, наконец, не были замечены самые крутые и старые карлики. Эти звезды настолько слабы (при 30-й звездной величине, что значительно слабее, чем изначально предполагалось для любого телескопа Хаббла с помощью оригинальных камер), их видимая яркость составляет менее одной миллиардной видимой яркости самых слабых звезд, которые можно увидеть невооруженным глазом. .

Шаровые скопления — первые поселенцы Млечного Пути. Многие из них объединились, чтобы построить центр нашей галактики, и сформировались за миллиарды лет до появления великолепного диска-вертушки Млечного Пути (что еще раз подтверждается наблюдениями Ричера). Сегодня в галактическом гало сохранилось 150 шаровых скоплений. Шаровое скопление M4 было выбрано потому, что оно находится ближе всего к Земле, поэтому самые слабые белые карлики по-прежнему достаточно ярки, чтобы их смог обнаружить Хаббл.

В 1928 году измерения галактик Эдвином Хабблом позволили ему понять, что Вселенная расширяется равномерно, а это означало, что у Вселенной есть конечный возраст, который можно рассчитать, математически «рассчитывая расширение в обратном направлении». Эдвин Хаббл впервые оценил возраст Вселенной всего в 2 миллиарда лет. Неопределенность в отношении истинной скорости расширения привела к бурным дебатам в конце 1970-х годов с оценками от 8 до 18 миллиардов лет. Оценки возраста самых старых нормальных звезд «главной последовательности» расходились с более низким значением, поскольку звезды не могли быть старше самой Вселенной.

В 1997 году астрономы Хаббла вышли из этого тупика, триумфально объявив достоверный возраст Вселенной, рассчитанный на основе очень точного измерения скорости расширения. Картина вскоре усложнилась, когда астрономы, использующие Хаббл и наземные обсерватории, обнаружили, что Вселенная не расширяется с постоянной скоростью, а ускоряется из-за неизвестной силы отталкивания, называемой «темной энергией». Когда темная энергия учитывается в истории расширения Вселенной, астрономы получают возраст Вселенной в 13-14 миллиардов лет. Этот возраст теперь независимо подтверждается возрастом белых карликов с «заводным механизмом», измеренным Хабблом.

СПРАВОЧНАЯ ИНФОРМАЦИЯ: ШАРОВЫЕ ЗВЕЗДНЫЕ СКОПЛЕНИЯ

Шаровые звездные скопления являются одними из старейших объектов в нашей галактике. Их красоту легко различить в любительские телескопы, которые разрешают плотные рои сверкающих звезд, подвешенных в ночном небе, как рождественские украшения. Известно, что с Галактикой Млечный Путь связано более 150 шаровых звездных скоплений. Каждое скопление содержит от сотен тысяч до миллиона звезд в объеме от 10 до 30 световых лет в поперечнике.

В 1918 году Харлоу Шепли признал существование и структуру шаровых скоплений. Изучая распределение скоплений на небе и измеряя расстояния до них, он смог определить местоположение центра Галактики Млечный Путь и расстояние от него до Солнца. В 1930-х годах Эдвин П. Хаббл открыл шаровые скопления в соседней Галактике Андромеды, и с тех пор шаровые звездные скопления были обнаружены вокруг многих других галактик.

Шаровые скопления находятся внутри сферического объема пространства, называемого «галактическим ореолом», который окружает диск нашей галактики. Скопления вращаются вокруг галактического центра, и для завершения их сильно вытянутых, беспорядочно ориентированных орбит требуются миллионы лет. Большинство шаровых скоплений перемещаются на 9От 0 000 до 120 000 световых лет от галактического центра, а некоторые простираются на 300 000 световых лет. Движения этих далеких объектов под влиянием гравитационного притяжения всей галактики позволяют астрономам рассчитать количество массы в галактике. Некоторые недавние оценки показывают, что масса галактики в 500 миллиардов раз больше массы Солнца.