Сколько лет вселенной: Возраст Вселенной — Википедия – Возраст Вселенной и как определили возраст Вселенной

Содержание

Возраст Вселенной — Википедия

WMAP[1] Planck[2]
Возраст Вселенной t0, млрд лет 13,75 ± 0,13 13,799 ± 0,021
Постоянная Хаббла H0, (км/с)/Мпк 71,0 ± 2,5 67,74 ± 0,46

Во́зраст Вселе́нной — время, прошедшее с начала расширения Вселенной[3].

По современным представлениям, согласно модели ΛCDM, возраст Вселенной составляет 13,799 ± 0,021 миллиарда лет[2].

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).

Возраст Вселенной как функция космологических параметров

Современная оценка возраста Вселенной построена на основе одной из распространённых моделей Вселенной, так называемой стандартной космологической ΛCDM-модели. Из неё, в частности, следует, что возраст Вселенной задаётся следующим образом:

t=1H0∫01dxxΩΛ+Ωkx−2+Ωdx−3+Ωlx−4,x=aa0{\displaystyle t={\frac {1}{H_{0}}}\int \limits _{0}^{1}{\frac {dx}{x{\sqrt {\Omega _{\Lambda }+\Omega _{k}x^{-2}+\Omega _{d}x^{-3}+\Omega _{l}x^{-4}}}}},x={\frac {a}{a_{0}}}} исправить

где H0 — постоянная Хаббла на данный момент, a — масштабный фактор.

Основные этапы развития Вселенной[править | править код]

Большое значение для определения возраста Вселенной имеет периодизация основных протекавших во Вселенной процессов. В настоящее время принята следующая периодизация[4]:

  • 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 10−11 с после Большого взрыва.
  • Следующая эпоха характеризуется рождением первоначальных частиц кварков и разделением видов взаимодействий. Эта эпоха продолжалась до времён порядка 10−2 с 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.

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 380 тыс. лет после Большого взрыва. В настоящее время это излучение мы можем наблюдать в виде реликтового фона, что является важнейшим экспериментальным подтверждением существующих моделей Вселенной.

Наблюдения звёздных скоплений[править | править код]

t={\frac  {1}{H_{0}}}\int \limits _{0}^{{1}}{\frac  {dx}{x{\sqrt  {\Omega _{{\Lambda }}+\Omega _{k}x^{{-2}}+\Omega _{d}x^{{-3}}+\Omega _{l}x^{{-4}}}}}},x={\frac  {a}{a_{0}}} Популяция белых карликов в шаровом звёздном скоплении NGC 6397. Синие квадраты — гелиевые белые карлики, фиолетовые кружки — «нормальные» белые карлики с высоким содержанием углерода.

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 теорию звёздной 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 лет[5], до ~ 25 млрд лет[6].

В галактиках шаровые 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[7].

Однако данный подход связан как с большими техническими трудностями, — белые карлики крайне слабые объекты, — необходимо крайне чувствительные инструменты, чтоб их наблюдать. Первым и пока единственным телескопом, на котором возможно решение данной задачи является космический телескоп им. Хаббла. Возраст самого старого скопления по данным группы, работавшей с ним: 12,7±0,7{\displaystyle 12,7\pm 0,7} млрд лет[7], однако, результат оспаривается. Оппоненты указывают, что не были учтены дополнительные источники ошибок, их оценка 12,4−1,5+1,8{\displaystyle 12,4_{-1,5}^{+1,8}} млрд лет[8].

Наблюдения непроэволюционировавших объектов[править | править код]

12,4_{-1,5}^{+1,8} NGC 1705 — галактика типа BCDG

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 законах ядерной 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[9]:

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[10].

У звезды CS31082-001, принадлежащей звёздному населению типа II, были обнаружены линии и измерены концентрации в атмосфере тория и урана. 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±3,2[11] млрд лет получены первым способом, 14,5+2,2−2,8{\displaystyle 14{,}5_{+2{,}2}^{-2{,}8}}[12] млрд лет — вторым.

Слабо металличные BCDG-галактикам (всего их существует ~10) и зоны HII — источники информации по первичному обилию гелия. Для каждого объекта из его спектра определяется металличность (Z) и концентрация He (Y). Экстраполируя определённым образом диаграмму Y-Z до Z=0, получают оценку первичного гелия.

Итоговое значения Yp разнится от одной группы наблюдателей к другой и от одного периода наблюдений к другому. Так, одна, состоящая из авторитетнейших специалистов в этой области, Изотова и Туан, получили значение Yp=0,245±0,004[13] по BCDG-галактикам, по HII — зонам на данный момент (2010) они остановились на значении Yp=0,2565±0,006[14]. Другая авторитетная группа во главе с Пеймберт (Peimbert) получали также различные значения Yp, от 0,228±0,007 до 0,251±0,006[15].

  1. Jarosik, N., et.al. (WMAP Collaboration). Seven-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Sky Maps, Systematic Errors, and Basic Results (неопр.) (PDF). nasa.gov. Дата обращения 4 декабря 2010. Архивировано 16 августа 2012 года. (from NASA’s WMAP Documents page)
  2. 1 2 Planck Collaboration. Planck 2015 results : XIII. Cosmological parameters : [англ.] // Astronomy and Astrophysics. — 2016. — Т. 594 (September). — Стр. 31, строки 7 и 18, последняя колонка. — doi:10.1051/0004-6361/201525830.
  3. ↑ Астронет > Вселенная
  4. ↑ Архивированная копия (неопр.) (недоступная ссылка). Дата обращения 26 октября 2007. Архивировано 30 сентября 2008 года.
  5. Gratton Raffaele G., Fusi Pecci Flavio, Carretta Eugenio и др. Ages of Globular Clusters from HIPPARCOS Parallaxes of Local Subdwarfs. — Astrophysical Journal, 1997.
  6. Peterson Charles J. Ages of globular clusters. — Astronomical Society of the Pacific, 1987.
  7. 1 2 Harvey B. Richer et al. Hubble Space Telescope Observations of White Dwarfs in the Globular Cluster M4. — Astrophysical Journal Letters, 1995.
  8. Moehler S, Bono G. White Dwarfs in Globular Clusters. — 2008.
  9. Hosford A., Ryan S. G., García Pérez A. E. и др. Lithium abundances of halo dwarfs based on excitation temperature. I. Local thermodynamic equilibrium // Astronomy and Astrophysics. — 2009.
  10. Sbordone, L.; Bonifacio, P.; Caffau, E. Lithium abundances in extremely metal-poor turn-off stars. — 2012.
  11. Schatz Hendrik, Toenjes Ralf, Pfeiffer Bernd. Thorium and Uranium Chronometers Applied to CS 31082-001. — The Astrophysical Journal, 2002.
  12. N. Dauphas. URANIUM-THORIUM COSMOCHRONOLOGY. — 2005.
  13. Izotov, Yuri I.; Thuan, Trinh X. The Primordial Abundance of 4He Revisited. — Astrophysical Journal, 1998.
  14. Izotov, Yuri I.; Thuan, Trinh X. The primordial abundance of 4He: evidence for non-standard big bang nucleosynthesis. — The Astrophysical Journal Letter, 2010.
  15. Peimbert, Manuel. The Primordial Helium Abundance. — 2008.

Возраст Вселенной и как определили возраст Вселенной

Какой возраст Вселенной — это один из самых актуальных вопросов для ученых разных поколений. Для обозначения точного отрезка времени с момента расширения космического пространства, астрономы использовали несколько методов. Ввиду задействования нескольких линий исследований было выяснено, что нашему мирозданию 13,8 млрд лет.

Первые гипотезы

В античные
времена, люди воспринимали космос, как что-то вечное и незыблемое. Только в 150
году до н.э., было определено, что Вселенной почти 2 млрд лет. Уже в 17 веке,
ученый Дж. Лайтфут изучил информацию, изложенную в Библии, и заявил, что начало
мироздания выпадает на 3929 год до н.э.

Основоположники
современной науки Исаак Ньютон и Иоганн Кеплер, изучив данные о космическом
пространстве, сделали вывод что ее появление приходиться на 3993-3988 года до
н.э.

Способы определения возраста

Возраст Вселенной по современным оценкам равен 13,8 млрд лет. Существует два надежных способа определения временных рамок появления мироздания. Первый метод основан на изучении свечения белых карликов. Объемные и горячие небесные тела — это конечная фаза жизни всех звезд, которые полностью сожгли свое термоядерное вещество. Белый карлик состоит из углерода и водорода, в составе его тонкой атмосферы наблюдается наличие гелия. Центральный участок звезд нагрет до нескольких миллионов Кельвинов. Его остывание происходит очень медленно, так как он светит за счет накопленной энергии. Изучив скопления белых карликов, астрономы пришли к выводу, что им 12-13 млрд лет.

Еще один способ определения возраста
Вселенной — по ее расширению. Для этого, ученые собирают такие данные:

  1. Изменение яркости и расстояния между
    объектами.
  2. Состав космического пространства.
    Большую часть составляет темная энергия и материя. В том случае, если бы
    преобладала простая материя, то возраст мироздания составил не более 10 млрд
    лет.
  3. Тенденция расширения космического
    пространства.

Собрав всю информацию, ученые экстраполируют ее обратно во
времени и в результате получают ту самую цифру в 13,8 млрд лет.

Точный возраст Вселенной

Несмотря на то, что использование космологической модели
позволило нам узнать время,
с момента Большого взрыва, ученые не перестают уточнять и корректировать
полученные данные.

В мае 2009 года был запущен телескоп “Planck”. Аппарат был
разработан для длительной работы в космическом пространстве. С его помощью
удалось просканировать излучения всевозможных звездных объектов. Первые
результаты астрономы получили в 2010 году, а поставить точку в определении
точной цифры существования мироздания удалось в 2013 году.

Ученые выяснили, что скорость расширения границ космоса
составляет 67,15 км/с. Это говорит о том, что со времени Большого взрыва прошло
13,798 млрд лет.

Сколько лет Вселенной по расчетам ученых?

Вселенная
Каков возраст нашей Вселенной? Этим вопросом озадачивалось не одно поколение астрономов и продолжат ломать голову ещё много лет, пока не будет разгадана тайна мироздания.


Как известно, уже в 1929 году космологами из Северной Америки было установлено, что Вселенная растет в своих объемах. Или говоря астрономическим языком, имеет постоянное расширение. Автором метрического расширения Вселенной является американец Эдвин Хаббл, который вывел постоянную величину, характеризующую неуклонное увеличение космического пространства.


Так сколько же Вселенной лет? Еще десять лет назад считалось, что её возраст находится в пределах 13,8 миллиардов лет. Эта оценка была получена, исходя из космологической модели, в основе которой лежит постоянная Хаббла. Однако на сегодняшний день получен более точный ответ о возрасте Вселенной, благодаря кропотливой работе сотрудников обсерватории ЕКА (Европейское Космическое Агентство) и передовому телескопу «Planck».

Сканирование космического пространства телескопом «Planck»

Телескоп был запущен в активную работу еще в мае 2009 года для определения максимально точно возможного возраста нашей Вселенной. Функционал телескопа «Planck» был нацелен на длительный сеанс сканирования космического пространства, с целью составить наиболее объективную картину излучения всех возможных звездных объектов, полученных в результате так называемого Большого взрыва.
PlanckТелескоп Planck


Длительный процесс сканирования проводился в два этапа. В 2010 году были получены предварительные результаты исследований, а уже в 2013 году подвели окончательный итог исследования космического пространства, который дал ряд весьма любопытных результатов.

Итог исследовательской работы ЕКА

Ученые ЕКА опубликовали интересные материалы, в которых, на основе собранных «оком» телескопа «Planck» данных, удалось уточнить постоянную Хаббла. Оказывается, скорость расширения Вселенной равняется 67,15 километрам в секунду на один парсек. Чтобы было понятнее, один парсек – это космическое расстояние, которое можно преодолеть за 3,2616 наших световых лет. Для большей наглядности и восприятия, можно представить две галактики, которые отталкиваются друг от друга со скоростью около 67 км/с. Цифры по космическим масштабам мизерные, но, тем не менее, это установленный факт.


Благодаря данным, собранным телескопом «Planck», удалось уточнить возраст Вселенной – это 13,798 миллиардов лет.

PlanckИзображение полученное на основе данных телескопа Planck


Данная исследовательская работа ЕКА привела к уточнению содержания во Вселенной массовой доли не только «обычной» физической материи, которая равняется 4,9 %, но и темной материи, равной теперь 26,8 %.


Попутно телескоп «Planck» выявил и подтвердил существование в далеком космическом пространстве так называемого холодного пятна, обладающего супер низкой температурой, которому пока нет внятных научных объяснений.

Другие способы оценки возраста Вселенной

Кроме космологических методов, узнать сколько Вселенной лет можно, например, по возрасту химических элементов. В этом поможет явление радиоактивного распада.


Ещё одним из способов является оценка возраста звезд. Оценив яркость старейших звезд — белых карликов, группа ученых в 1996 году получила результат: возраст Вселенной не может быть меньше 11,5 миллиардов лет. Это подтверждает данные о возрасте Вселенной, полученные на основе уточненной постоянной Хаббла.Planck

откуда нам известен возраст Вселенной? / Habr

Юность – подарок природы, а старость – произведение искусства.

— Станислав Ежи Лец

Каждую неделю в нашем блоге освещаются чудеса Вселенной. У вас есть возможность отправлять вопросы и предложения в еженедельную колонку «Спросите Итана», и периодически я выбираю один из вопросов, чтобы ответить на него. Сегодняшний вопрос не только получит ответ от Итана – он и задан будет Итаном, только по фамилии Барбур, который спрашивает:

У меня вопрос по астрономии, по сути такой: сколько существует независимых способов измерения возраста вселенной?

Я бы с удовольствием сообщил вам, что таких способов великое множество, и все они указывают на возраст в 13,8 миллиарда лет, точно так же, как существует множество доказательств существования тёмной материи. Но на самом теле их только два, причём один сильно лучше другого.


«Хороший» способ предлагает подумать о том, что в наше время Вселенная расширяется и охлаждается, и понять, что из этого следует, что в прошлом она была горячее и плотнее. Если мы отправимся в прошлое, во всё более ранние времена, то мы обнаружим, что при меньшем объёме Вселенной частицы материи в ней были не только ближе друг к другу, но и длины волн фотонов были короче, поскольку расширение Вселенной растягивало их до такого состояния, в каком мы их видим сегодня.

Поскольку длина волны фотона определяет его энергию и температуру, фотон с меньшей длиной волны более энергичный и горячий. Перемещаясь назад во времени, мы видим повышение температуры, и в какой-то момент достигаем ранних фаз Большого взрыва.

Это важно: существует «самая ранняя» стадия Большого взрыва!

Если мы будем экстраполировать назад бесконечно, мы дойдём до сингулярности, где физика перестаёт работать. Наше современное понимание ранних фаз Вселенной даёт нам понять, что Большому взрыву предшествовала фаза инфляции, и длительность этого состояния не определена.

Говоря о возрасте Вселенной, мы говорим о времени, прошедшем с тех пор, как Вселенную впервые стало возможно описывать через горячий Большой взрыв, и до сегодняшнего дня.

По законам Общей теории относительности, в нашей Вселенной, в которой:

• плотность на крупнейших масштабах равномерна,

• везде действуют одинаковые законы и общие свойства,

• вне зависимости от выбранного направления везде всё одинаково,

• Большой взрыв случился везде одновременно,

существует уникальная связь между её возрастом и расширением всё время её существования.

Иначе говоря, сумев измерить, как расширяется Вселенная сейчас, и как она расширялась в течение своей жизни, мы узнаем, из чего она состоит. Мы можем узнать это через множество наблюдений, включающих:

• Прямые измерения яркости и расстояния до объектов Вселенной, таких, как звёзды, галактики, сверхновые, что позволяет нам построить лестницу космических расстояний.

• Измерение крупномасштабных структур, скоплений галактик, и барионных акустических осцилляций.

• Измерение флюктуаций реликтового излучения, «фотографию» Вселенной, сделанную в возрасте 380 000 лет.

Если сложить всё это вместе, то мы получим Вселенную, состоящую сегодня на 68% из тёмной энергии, на 27% из тёмной материи, на 4,9% из нормальной материи, на 0,1% из нейтрино, на 0,01% из излучения, и, в общем-то, всё.

Рассмотрев сегодняшнее расширение Вселенной, мы сможем провести экстраполяцию назад во времени, узнать историю её расширения, а, следовательно, и возраст.

Полученное число – точнее всего с телескопа Планк, но дополненное и другими источниками, например, измерением сверхновых, ключевого проекта телескопа им. Хаббла по измерению межгалактических расстояний и Слоановским цифровым небесным обзором – мы получим, что возраст Вселенной сегодня 13,81 миллиарда лет с погрешностью всего в 120 миллионов лет. Это значит, что мы уверены в возрасте на 99,1%, что весьма удивительно!

Да, у нас есть разные наборы данных, приводящие к этому заключению, но на самом деле, метод один и тот же. Нам просто повезло, что существует согласованная картинка, на которую они все указывают, но на самом деле, ни одного из этих ограничений самого по себе недостаточно, чтобы сказать «вот такая вот у нас Вселенная». Все они предлагают набор вариантов, и лишь их пересечение говорит нам о том, где мы живём.

Если бы у Вселенной были те же свойства, что и сегодня, но она на 100% состояла бы из нормальной материи, безо всякой тёмной материи и тёмной энергии, то её возраст должен был бы составлять всего 10 миллиардов лет. Если бы во Вселенной было 5% нормальной материи (безо всякой тёмной материи и тёмной энергии), а постоянная Хаббла равнялась бы 50 (км/с)/Мпк, а не 70 (км/с)/Мпк, то Вселенной было бы 16 миллиардов лет. Но комбинация всех точно свойств говорит нам о возрасте в 13,81 миллиарда лет, с малой погрешностью. И это удивительное достижение науки.

Но это один метод. Он главный, лучший, наиболее полный, и на него указывают горы доказательств. Есть и ещё один, и для проверки результатов он очень полезен.

Это то, что мы знаем особенности жизни звёзд, сжигания их топлива и их смерти. Точнее, мы знаем, что у всех звёзд, когда они живы и сжигают основное топливо (проводя синтез гелия из водорода), есть конкретная яркость и цвет, и они удерживают эту яркость и цвет определённое время: пока в их ядрах не начнёт заканчиваться топливо.

В этот момент самые яркие, голубые и массивные звёзды начинают «выключаться» из главной последовательности (изогнутая линия на диаграмме цвет-размер внизу), и превращаться в гигантов и сверхгигантов.

Если найти эту точку выключения у скопления звёзд, сформировавшихся в одно и то же время, мы можем узнать – зная, как работают звёзды – возраст звёзд в скоплении. Посмотрев на самые старые шаровидные скопления, в которых меньше всего тяжёлых элементов, и выключения которых случаются с наименее массивными звёздами, мы обнаружим, что их возраст последовательно оказывается равным примерно 13,2 миллиарда лет, и не более того. (Но тут существует серьёзная погрешность в миллиард лет).

Звёзды возрастом в 12 миллиардов лет и менее встречаются очень часто, но звёзд возрастом в 14 миллиардов лет или более никто не видел, хотя в 1990-х частенько упоминали возраста в 14-16 миллиардов лет (улучшенное понимание звёзд и их эволюции уменьшило эти оценки).

Так что, у нас есть два метода – один из космической истории и один из измерения ближних звёзд – показывающих, что возраст нашей Вселенной находится между 13 и 14 миллиардами лет. Никто бы не удивился, если бы нам было 13,6 или 14,0 миллиардов лет, но нам с очень большой точностью не 13,0 или 15,0 миллиардов лет. Можно с уверенностью называть возраст в 13,8 миллиарда лет – и теперь вы знаете, почему!

Метагалактика — Википедия

Наблюда́емая Вселе́нная — понятие в космологии Большого взрыва, описывающее часть Вселенной, являющуюся абсолютным прошлым относительно наблюдателя. С точки зрения пространства, это область, из которой материя (в частности, излучение, и, следовательно, любые сигналы) успела бы за время существования Вселенной достичь нынешнего местоположения (в случае человечества — современной Земли), то есть быть наблюдаемой. Границей наблюдаемой Вселенной является космологический горизонт, объекты на нём имеют бесконечное красное смещение[1]. Число галактик оценивается более чем в 500 млрд[2].

Часть наблюдаемой Вселенной, доступной для изучения[3] современными астрономическими методами, называется Метагала́ктикой; она расширяется по мере совершенствования приборов[4]. За пределами Метагалактики располагаются гипотетические внеметагалактические объекты. Метагалактика может быть или малой частью Вселенной, или почти всей[5].

Сразу после своего появления Метагалактика начала расширяться[6] однородно и изотропно[7]. В 1929 году Эдвином Хабблом[8] была обнаружена зависимость между красным смещением галактик и расстоянием до них (закон Хаббла). На нынешнем уровне представлений она трактуется как расширение Вселенной.

Некоторые теории (например, большинство инфляционных космологических моделей) предсказывают, что полная Вселенная имеет размер намного больший, чем наблюдаемая[⇨].

Теоретически, граница наблюдаемой Вселенной доходит до самой космологической сингулярности, однако на практике границей наблюдений является реликтовое излучение. Именно оно (точнее, поверхность последнего рассеяния) является наиболее удалённым из объектов Вселенной, наблюдаемых современной наукой. В то же время в настоящий момент по мере хода времени наблюдаемая поверхность последнего рассеяния увеличивается в размерах, так что границы Метагалактики растут[9], и растёт, например, масса наблюдаемого вещества во Вселенной.

Наблюдаемую Вселенную можно, хотя и грубо, представлять как шар с наблюдателем в центре. Расстояния в пределах Метагалактики измеряются в терминах «красного смещения», z[10].

Ускорение расширения наблюдаемой Вселенной означает, что в природе имеется не только всемирное тяготение (гравитация), но и всемирное антитяготение (тёмная энергия), которое преобладает над тяготением в наблюдаемой Вселенной[11].

Метагалактика не только однородна, но и изотропна[12].

В гипотезе «раздувающейся Вселенной» из ложного вакуума вскоре после появления Вселенной могла образоваться не одна, а множество метагалактик (в том числе и наша)[13].

В некоторых случаях понятия «Метагалактика» и «Вселенная» приравнивают[14].

Радиус Шварцшильда всей нашей Вселенной сравним с радиусом наблюдаемой её части[15]. Гравитационный радиус Метагалактики rg=2GM∗∗/c2{\displaystyle r_{g}=2GM_{**}/c^{2}}, где G — гравитационная постоянная, с — скорость света в вакууме, M∗∗{\displaystyle M_{**}} — характерная масса Метагалактики[15]. Масса наблюдаемой части Вселенной — больше 1053 кг[16]. В наше время средняя плотность вещества Метагалактики ничтожно мала, она близка к величине 10−27 кг/м3[15], что эквивалентно массе всего нескольких атомов водорода на один кубический метр пространства. В наблюдаемой части Вселенной более 1087элементарных частиц[16], при этом основную часть этого количества составляют фотоны и нейтрино, а на частицы обычной материи (нуклоны и электроны) приходится незначительная часть — порядка 1080 частиц[15].

Согласно экспериментальным данным, фундаментальные физические постоянные не изменялись за характерное время существования Метагалактики[15][17].

Размер[править | править код]

M_{{**}}

Размер наблюдаемой Вселенной из-за нестационарности её пространства-времени — расширения Вселенной — зависит от того, какое определение расстояния принять. Сопутствующее расстояние до самого удалённого наблюдаемого объекта — поверхности последнего рассеяния реликтового излучения — составляет около 14 миллиардов парсек или 14 гигапарсек (46 миллиардов или 4,6⋅1010 световых лет) во всех направлениях. Таким образом, наблюдаемая Вселенная представляет собой шар диаметром около 93 миллиардов световых лет и центром в Солнечной системе (месте пребывания наблюдателя)[18]. Объём Вселенной примерно равен 3,5⋅1080м3 или 350 квинвиджинтиллионов м³, что примерно равняется 8,2⋅10180планковских объёмов. Следует отметить, что свет, испущенный самыми удалёнными наблюдаемыми объектами вскоре после Большого взрыва, прошёл до нас лишь 13,8 млрд световых лет, что значительно меньше, чем сопутствующее расстояние 46 млрд св. лет (равное текущему собственному расстоянию) до этих объектов, ввиду расширения Вселенной. Кажущееся сверхсветовое расширение горизонта частиц Вселенной не противоречит теории относительности, так как эта скорость не может быть использована для сверхсветовой передачи информации и не является скоростью движения в инерциальной системе отсчёта какого-либо наблюдателя[19].

Самый удалённый от Земли наблюдаемый объект (известный на 2016 год), не считая реликтового излучения, — галактика, получившая обозначение GN-z11. Она имеет красное смещение z = 11,1, свет шёл от галактики 13,4 миллиарда лет, то есть она сформировалась менее чем через 400 миллионов лет после Большого взрыва[20]. Вследствие расширения Вселенной, сопутствующее расстояние до галактики составляет около 32 миллиардов световых лет. GN-z11 в 25 раз меньше Млечного Пути по размеру и в 100 раз меньше по массе звёзд. Наблюдаемая скорость звездообразования оценочно в 20 раз превышает современную для Млечного Пути.

Внеметагалактические объекты — гипотетические миры[21], которые возникают в результате фазовых переходов физического вакуума вне и независимо от образованной в результате Большого Взрыва нашей наблюдаемой Вселенной. По сути своей, они являются параллельными вселенными, и входят в состав бо́льших структур: Вселенной или Мультивселенной. Могут пульсировать, расширяясь и сжимаясь с точки зрения внешнего наблюдателя[21].

В гипотезе «антропного принципа» другие Метагалактики — это миры иных фундаментальных констант[22].

Нерешённые вопросы физики, связанные с наблюдаемой Вселенной[править | править код]

Почему в наблюдаемой Вселенной существует только обычная материя, а антиматерия рождается только в ограниченных масштабах?[23]

Крупномасштабная структура Вселенной[править | править код]

Уже в начале XX века было известно, что звёзды группируются в звёздные скопления, которые, в свою очередь, образуют галактики. Позже были найдены скопления галактик и сверхскопления галактик. Сверхскопление — самый большой тип объединения галактик, включает в себя тысячи галактик[24]. Форма таких скоплений может быть различна: от цепочки, такой как цепочка Маркаряна, до стен, как великая стена Слоуна. Разумно было бы предположить, что эта иерархия распространяется дальше на сколь угодно много уровней, но в 1990-е Маргарет Геллер и Джон Хукра выяснили, что на масштабах порядка 300 мегапарсек Вселенная практически однородна[25] и представляет собой совокупность нитевидных скоплений галактик, разделённых областями, в которых практически нет светящейся материи. Эти области (пустоты, войды, англ. voids) имеют размер порядка сотни мегапарсек.

Нити и пустоты могут образовывать протяжённые относительно плоские локальные структуры, которые получили название «стен». Первым таким наблюдаемым сверхмасштабным объектом стала Великая Стена CfA2, находящаяся в 200 миллионах световых лет и имеющая размер около 500 млн св. лет и толщину всего 15 млн св. лет. Последними являются открытая в ноябре 2012 года Громадная группа квазаров, имеющая размер 4 млрд св. лет и открытая в ноябре 2013 года Великая стена Геркулес-Северная Корона размером 10 млрд св. лет.

  1. ↑ «За горизонтом вселенских событий» Архивная копия от 14 марта 2012 на Wayback Machine, Вокруг Света, № 3 (2786), Март 2006 — качественное популярное описание понятия края наблюдаемой Вселенной (горизонт событий, горизонт частиц и сфера Хаббла).
  2. ↑ http://www.dailygalaxy.com/my_weblog/2013/06/500-billion-a-universe-of-galaxies-some-older-than-milky-way.html Архивная копия от 24 марта 2014 на Wayback Machine.
  3. ↑ Расширение Вселенной (неопр.). Дата обращения 14 декабря 2015. Архивировано 28 февраля 2017 года.
  4. Е. Б. Гусев. Вселенная как объект науки (неопр.). Дата обращения 17 января 2015. Архивировано 2012-032-14.
  5. ↑ Распределение галактик в пространстве. Структура и эволюция Вселенной (неопр.). Дата обращения 31 мая 2015. Архивировано 18 декабря 2015 года.
  6. ↑ Введение в философию Архивная копия от 19 января 2013 на Wayback Machine — М.: Политиздат, 1989. Ч. 2. — С. 85.
  7. И. Л. Генкин. Будущее Вселенной (неопр.). Астронет (2 марта 1994). Дата обращения 7 февраля 2014. Архивировано 19 февраля 2008 года.
  8. ↑ «Физический минимум» на начало XXI века Академик Виталий Лазаревич Гинзбург Астрофизика (неопр.). Дата обращения 24 марта 2014. Архивировано 9 февраля 2014 года.
  9. Академик Виталий Лазаревич Гинзбург. Астрофизика (неопр.). Элементы.ру. Дата обращения 24 марта 2014. Архивировано 9 февраля 2014 года.
  10. ↑ Астрономия метагалактики (неопр.). Дата обращения 6 сентября 2015. Архивировано 17 октября 2015 года.
  11. ↑ Острова в океане тёмной энергии. Игорь Караченцев, Артур Чернин. «В мире науки» № 11, 2006. Тёмная энергия (неопр.). Дата обращения 23 ноября 2015. Архивировано 24 ноября 2015 года.
  12. ↑ Современная астрономия: новые направления и новые проблемы. Структура наблюдаемой области вселенной — метагалактики (неопр.). Дата обращения 6 сентября 2015. Архивировано 6 марта 2016 года.
  13. ↑ СКОЛЬКО ВСЕЛЕННЫХ ВО ВСЕЛЕННОЙ? (неопр.). Дата обращения 23 ноября 2015. Архивировано 8 ноября 2015 года.
  14. ↑ Ключевые проблемы в школьном курсе астрономии. Синтез элементов во Вселенной. (неопр.). Дата обращения 14 декабря 2015. Архивировано 28 февраля 2017 года.
  15. 1 2 3 4 5 Основные параметры Метагалактики (неопр.). Дата обращения 16 января 2015. Архивировано 2 апреля 2015 года.
  16. 1 2 Многоликая Вселенная Андрей Дмитриевич Линде, Стэнфордский университет (США), профессор (неопр.). Дата обращения 12 мая 2015. Архивировано 10 мая 2015 года.
  17. ↑ Стандартная космологическая модель (неопр.). Дата обращения 28 июля 2015. Архивировано 29 июля 2015 года.
  18. ↑ WolframAlpha (неопр.). Дата обращения 29 ноября 2011. Архивировано 4 июля 2012 года.
  19. Davis Tamara M., Lineweaver Charles H. Expanding Confusion: Common Misconceptions of Cosmological Horizons and the Superluminal Expansion of the Universe // Publications of the Astronomical Society of Australia. — 2004. — Vol. 21. — P. 97—109. — ISSN 1323-3580. — doi:10.1071/AS03040. — arXiv:astro-ph/0310808. [исправить]
  20. Oesch P. A., et al. A Remarkably Luminous Galaxy at z=11.1 Measured with Hubble Space Telescope Grism Spectroscopy (англ.) // arXiv:1603.00461 [astro-ph] : journal. — 2016. — 1 March. Архивировано 10 февраля 2017 года.
  21. 1 2 Введение в философию Архивная копия от 19 января 2013 на Wayback Machine — М.: Политиздат, 1989. Ч. 2. — С. 85.
  22. ↑ Антропный космологический принцип М. К. Гусейханов Антропный космологический принцип
  23. ↑ Ошибка в сносках?: Неверный тег <ref>; для сносок elmaser не указан текст
  24. Bahcall, Neta A. Large-scale structure in the universe indicated by galaxy clusters (англ.) // Annual review of astronomy and astrophysics (англ.)русск. : journal. — 1988. — Vol. 26. — P. 631—686. — doi:10.1146/annurev.aa.26.090188.003215. (англ.)
  25. ↑ M. J. Geller & J. P. Huchra, Science 246, 897 (1989). (неопр.). Дата обращения 18 сентября 2009. Архивировано 21 июня 2008 года.

Откуда мы знаем, сколько лет Вселенной? :: SYL.ru

Немаловажную роль в определении возраста Вселенной играет выделение этапов её развития от начала Большого взрыва.

Эволюция Вселенной и этапы её развития

На сегодня принято выделять следующие фазы развития Вселенной:

  1. Планковское время — период от 10-43 до 10-11 секунд. В этот короткий промежуток времени, как полагают учёные, гравитационная сила «отделилась» от остальных сил взаимодействия.
  2. Эпоха рождения кварков – от 10-11 до 10-2 секунд. В этот период произошло зарождение кварков и разделение известных физических сил взаимодействия.
  3. Современная эпоха — началась через 0,01 секунду после Большого взрыва и длится сейчас. В этот промежуток времени образовались все элементарные частицы, атомы, молекулы, звезды и галактики.

сколько лет назад появилась вселенная

Стоит отметить, что важным периодом в развитии Вселенной считается время, когда она стала прозрачной для излучения – через триста восемьдесят тысяч лет после Большого взрыва.

Методы определения возраста Вселенной

Сколько лет Вселенной? Перед тем как пытаться это выяснить, стоит заметить, что её возраст считается от момента Большого взрыва. На сегодня никто не может утверждать с полной уверенностью, сколько лет назад появилась Вселенная. Если просматривать тенденцию, то со временем учёные приходят к выводу, что её возраст больше, чем считалось ранее.

Последние вычисления учёных показывают, что возраст нашей Вселенной составляет 13,75±0,13 миллиардов лет. По мнению некоторых специалистов, конечная цифра может быть пересмотрена в ближайшее время и скорректирована до пятнадцати миллиардов лет.

Современный способ оценки возраста космического пространства базируется на изучении «древних» звёзд, скоплений и неразвившихся объектов космоса. Технология вычисления возраста Вселенной – сложный и ёмкий процесс. Мы рассмотрим лишь некоторые принципы и способы расчётов.

Массовые скопления звёзд

Для того чтобы определить, сколько лет Вселенной, учёные исследуют участки космоса с большим скоплением звёзд. Находясь примерно в одной области, тела имеют сходный возраст. Одновременное зарождение звёзд даёт возможность учёным определить возраст скопления.

Используя теорию «эволюции звёзд», строят графики и проводят многолинейные вычисления. Учитываются данные объектов с одинаковым возрастом, но разной массой.

 сколько лет вселенной по расчетам ученых На основании полученных результатов удается определить возраст скопления. Предварительно вычислив расстояние до группы звёздного скопления, учёные определяют возраст Вселенной.

Получилось ли точно определить, сколько лет Вселенной? По расчётам учёных результат оказался неоднозначным — от 6 до 25 миллиардов лет. К сожалению, данный метод имеет большое количество сложностей. Поэтому существует серьезная погрешность.

Древние обитатели космоса

Для того чтобы понять, сколько лет существует Вселенная, учёные ведут наблюдение за белыми карликами в шаровых скоплениях. Они являются следующим эволюционным звеном после красного гиганта.

сколько лет вселенной ученые В процессе перехода от одной стадии к другой вес звезды практически не меняется. Белые карлики не имеют термоядерного синтеза, поэтому излучают свет за счёт накопленного тепла. Если знать зависимость между температурой и временем, получится установить возраст звезды. Возраст наиболее древнего скопления оценивается примерно в 12-13,4 миллиарда лет. Однако данный способ сопряжён со сложностью наблюдения за достаточно слабыми источниками излучения. Необходимы высокочувствительные телескопы и оборудование. Для решения поставленной задачи задействован мощный космический телескоп Хаббл.

Первичный «бульон» Вселенной

Для того чтобы определить, сколько лет Вселенной, учёные наблюдают за объектами, состоящими из первичной субстанции. Они дожили до нашего времени благодаря медленной скорости эволюции. Исследуя химический состав подобных объектов, учёные сравнивают его с данными по термоядерной физике. На основании полученных результатов определяется возраст звезды или скопления. Учёными проведено два независимых исследования. Результат оказался достаточно сходным: по первому — 12,3-18,7 миллиарда лет и по второму – 11,7-16,7.

Расширяющаяся Вселенная и тёмная материя

Существует большое количество моделей определения возраста Вселенной, но результаты весьма спорны. На сегодняшний день есть более точный способ. Он основан на том, что космическое пространство постоянно расширяется с момента Большого взрыва.

Изначально пространство было меньше, с тем же количеством энергии, что и сейчас.

сколько лет вселенной По мнению учёных, со временем фотон «теряет» энергию, а длина волны увеличивается. Основываясь на свойствах фотонов и наличии чёрной материи, провели расчёт возраста нашей Вселенной. Учёным удалось определить возраст космического пространства, он составил 13,75±0,13 миллиардов лет. Этот способ расчёта получил название Lambda-Cold Dark Matter – современная космологическая модель.

Результат может оказаться ошибочным

Однако никто из учёных не утверждает, что этот результат является точным. Эта модель включает в себя множество условных допущений, которые взяты за основу. Однако на данный момент этот способ определения возраста Вселенной считается наиболее точным. В 2013 году удалось определить скорость расширения Вселенной — постоянную Хаббла. Она составила 67,2 километра в секунду.

сколько лет существует вселенная Используя более точные данные, учёные определили, что возраст Вселенной составляет 13 миллиардов 798 миллионов лет.

Однако мы понимаем, что в процессе определения возраста Вселенной использовались общепринятые модели (сферически плоская форма, наличие холодной тёмной материи, скорость света как максимальная постоянная величина). Если наши предположения об общепринятых константах и моделях в будущем окажутся ошибочными, то это повлечёт за собой пересчёт полученных данных.

Возраст Вселенной | Наука | Fandom

Возраст вселенной

Возраст вселенной, согласно Теории » большого взрыва «, является временем, законченным между Большим взрывом и существующим днем. Текущее научное согласие держит(проводит) это, чтобы быть приблизительно 13.7 миллиардами лет.

Самое консервативное (и широко согласованный) модель вселенной имеет время, начинающееся в Большом взрыве, и не размышляет(не спекулирует) о том, что, возможно, существовало «прежде» (или даже имеет ли этот вопрос смысл). Однако есть альтернативные возможности. В некоторых космологических моделях (, типа устойчивой государственной теории или статической вселенной) нет никакого Большого взрыва, и вселенная имеет бесконечный возраст: однако, текущее научное согласие состоит в том, что наблюдательное свидетельство(очевидность) кардинально поддерживает возникновение Большого взрыва. Есть также космологические модели (, типа циклической модели), в котором вселенная существовала навсегда, но подверглась повторному ряду Больших взрывов и Больших Хрустов. Если эти модели правильны, то возраст вселенной, описанной в этой статье(изделии) может быть взят(предпринят) как время начиная с последнего Большого взрыва.

Есть всегда двусмысленность и в специальной и в общей относительности в определении точно, что предназначается(имеется в виду) к этому времени между двумя событиями. Вообще, надлежащее время, измеренное часами зависит от его государства(состояния) движения. В метрическом FRW, вообще взятом(предпринятом), чтобы описать вселенную, привилегированная(предпочтительная) мера времени — надлежащая координата времени t появляющийся в метрическом.

    1 Возраст, основанный на WMAP
    2 Возраста как функция космологических параметров
    3 Возраста, основанные на цикле начальника морских операций
    4 Предположения о сильном priors
    5 Ссылок(Рекомендаций)
    6 Внешних связей

    Возраст, основанный на WMAPПравить

    Микроволновое Исследование Анизотропии НАСА Wilkinson (WMAP) проект оценивает, что возраст вселенной будет:

    (13.7 ± 0.2) × 109 лет.
    Таким образом, вселенной приблизительно 13.7 миллиардов лет, [1] с неуверенностью в 200 миллионах лет. Однако, этот возраст базируется при условии, что основная модель проекта правильна; другие методы оценки возраста вселенной могли дать различные(другие) возрасты.

    Это измерение сделано при использовании местоположения первого акустического пика в микроволновом второстепенном спектре власти(мощи) определить размер поверхности разъединения (размер вселенной во время перекомбинации). Легкое время прохождения к этой поверхности (в зависимости от используемой геометрии) приводит к довольно хорошему возрасту для вселенной. Принятие(предположение) законности моделей имело обыкновение определять этот возраст, остаточная точность приводит к краю ошибки около одного процента. [2]

    Это — ценность, в настоящее время наиболее указанная астрономами.

    На этот есть что возразить. На самом деле так называемый «хаббловский» возраст вселенной есть интервал времени, в течение которого фотон, путешествуя по вселенной, полностью утрачивает свою энергию за счет так называемой вязкости вакуума. Доказательство см. в работе «Физическое пространство» на сайте http://www.нелинейщина.рф/index.html.

    Возраст как функция космологических параметровПравить

    Возраст вселенной может быть определен, измеряя Бульканье(Кочку), постоянное(неизменное) сегодня и экстраполируя назад вовремя с наблюдаемой(соблюденной) ценностью параметров плотности (Ω). Перед открытием темной энергии, полагалось, что вселенная была вопросом, над которым доминируют и таким образом Ω на этом графе соответствует Ωm. Отметьте, что ускоряющаяся вселенная имеет самый большой возраст, в то время как Большая вселенная Хруста имеет наименьший возраст.Проблема определения возраста вселенной близко привязана к проблеме определения ценностей космологических параметров. Сегодня это в значительной степени выполнено в контексте модели ΛCDM, где Вселенная, как предполагают, содержит нормальный (baryonic) вопрос, холодный темный вопрос, радиация (включая оба фотона и neutrinos), и космологическое постоянное(неизменное). Фракционный вклад каждого к текущей плотности энергии Вселенной дается параметрами плотности Ωm, Ωr, и ΩΛ. Полная модель ΛCDM описана множеством других параметров, но ради вычисления(вычислительной техники) ее возраста эти три, наряду с параметром Хаббла, H0 являются самыми важными.

    Ценность фактора исправления возраста F показывают как функция двух космологических параметров: текущая фракционная плотность вопроса Ωm и космологическая постоянная(неизменная) плотность ΩΛ. Лучшие-пригодные ценности этих параметров показывает коробка в оставленном верхнем; доминируемую вопросом вселенную показывает звезда в более низком праве.Если Вы имеете точные размеры(измерения) этих параметров, то возраст вселенной может быть определен при использовании уравнения Friedmann. Это уравнение имеет отношение, норма(разряд) изменения(замены) в масштабе выступают в качестве фактора (t) к содержанию вопроса Вселенной. Переворачивая это отношение, мы можем вычислить изменение(замену) вовремя в изменение(замену) в факторе масштаба и таким образом вычислить полный возраст вселенной, объединяя эту формулу. Возраст t0 тогда дается по выражению формы,

    где функция F () зависит

Оставьте комментарий

Ваш адрес email не будет опубликован. Обязательные поля помечены *