Возраст Вселенной

Существует три способа оценки возраста Вселенной. Ниже я буду описывыть

Возраст химических элементов

Возраст химических элементов можно оценить, используя радиактивный распад чтобы определить насколько стара смесь атомов. Наиболее ясными возрастами которые могут быть определены таким путем, являются возрасты во времени отвердевания горных пород. Когда порода отвердевает, химические элементы часто разделены в различных кристаллических зернах этой породы. Например, и натрий и кальций обыйчные элементы, но их химическое поведение совершенно различно, так что эти элементы находят в разных зернах различных горных пород. Рубидий и стронций тяжелые элементы, но ведут себя химически подобно натрию и кальцию. Таким образом рубидий и стронций обычно находят в разных местах в горных породах. Но Rb-87 распадается в Sr-87 с временем полураспада 47 миллиардов лет. И есть другой изотоп стронция Sr-86, который происходит не из распада рубидия. Изотоп Sr-87 называют радиогенным, так как он берет начало в радиактивном распаде, таким образом, Sr-86 нерадиогенный изотоп. Sr-86 используется для определения, какая доля Sr-87 была образована в радиактивном распаде. Это делается с помощью построения графика зависимости отношения содержания Sr-87/Sr-86 от Rb-87/Sr-86. Когда в начале порода образовалась, разные зерна имели широкий диапазон отношения Rb-87/Sr-86, но отношение содержаний Sr-87/Sr-86 является тем же самым для всех зерен, так как химические процессы, приводящие к дифференциации зерен, не разделяют изотопы. После того как порода стала твердой за несколько миллиардов лет некоторая доля Rb-87 распалась на Sr-87. Тогда отношение Sr-87/Sr-86 будет больше в зернах с большим отношением Rb-87/Sr-86. Сделаем линейную аппроксимацию

Sr-87/Sr-86 = a + b*(Rb-87/Sr-86)
и тогда наклон дается формулой
b = 2x - 1
где x есть число полураспадов, с тех пор когда порода стала твердой. Смотри talk.origins ЧЗВ по изохрону для деталей радиактивной датировки.

Когда это применяется для пород на поверхности Земли, то самые старые породы имеют возраст 3.8 млд. лет. Для метеоритов самые старые породы имеют 4.56 млд. лет. Это очень хорошо определенный возраст Солнечной системы. Смотри еще обсуждение в talk.origins ЧЗВ по возрасту Земли по возрасту Солнечной системы.

Когда применяется к смешанной вместе и эволюционирующей системе, такой как газ в Млечном Пути, добиться высокой точности невозможно. Одна проблема состоит в том, что нет химического разделения в гранулах различных кристалов, так что абсолютные значения отношений этих изотопов должны быть использованы вместо наклонов линейной регрессии. Это требует, чтобы мы знали точно сколько каждого изотопа первоначально присутствовало, так что небходима точная модель образования элемента. Одна пара была использована -- рений и осмий -- в частности Re-187 который распадается в Os-187 с временем полупаспада 40 млд. лет. Похоже 15% первоначального Re-187 распалось, что приводит к возрасту 8-11 млд. лет. Но это только средний возраст вещества Солнечной системы, и не было произведено ни рения ни осмия за последние 4.56 млд. лет. Таким образом чтобы использовать этот возраст для определения возраста Вселенной, модель времения образования элементов необходима. Если все элементы были созданы во вспышке сразу за Большим взрывом, то возраст будет to = 8-11 Гигалет. Но если эти элементы постоянно создаются с постоянной скоростью, то средний возраст вещества в Солнечной системе

(to + tSS)/2 = 8-11 Гигалет
откуда можно получить возраст Вселенной:
   to = 11.5-17.5 Гигалет

Радиактивная датировка старых звезд

В очень интересной статье Кауан и др. (1997, ApJ, 480, 246) обсуждают обилие трития в старой звезде гало. Нормально нет возмжности измерить обилие радиактивных изотопов в других старых звездах так как линии очень слабы. Но в CS 22892-052 линии тория могут быть видны так как линии железа очень слабы. Отношения тория к европию Th/Eu ratio в этой звезде равно 0.219 (для сравнения для Солнечной системы оно равно 0.369 сейчас) Время полураспада трития равно 14.05 Гигалет, так что Солнечная система формировалась с Th/Eu = 24.6/14.05*0.369 = 0.463. Если CS 22892-052 с тем же отношением Th/Eu, то это произошло 15.2 +/- 3.5 Гигалет назад. В действительности этому образованию больше лет, так как часть трития распалось до образования Солнца, и эта коррекция зависит от истории нуклеосинтеза Млечного Пути. Тем не менее, это еще одно очень интересное измерение возраста самых старых звезд, которое не зависит от метода на основе времени жизни на

Статья by Кауанаи др. (1999, ApJ, 521, 194) дает 15.6 +/- 4.6 гигалет для оценки возраста на основе двух звезд: CS 22892-052 и HD 115444.

Возраст самых старых звездых скоплений

Когда звезды выжигают водород в гелий в из ядрах, они попадают на едиственственную кривую на графике светимость-температура, известном как диаграмма Герцшпрунга-Рассела (ДГР), по именам ученым ее первыми построившим. Этот трек называется главной последовательностью, так как большинство звезд находится именно там. Так как светимость звезды меняется как M3 или M4, время жизни звезды на ГП меняется как t=const*M/L=k/L0.7. Таким образом если вы измеряете светимость самых ярких звезд на ГП, вы получаете верхний предел для возраста скопления:

Возраст < k/L(ГП_max)0.7
Это верхний предел так как отсутствие звезд ярче чем наблюдаемая L(ГП_max) может быть связано только с тем, что не было образовано звезд в подходящем диапазоне масс. Но для скоплений с тысячами членов, такой провал в функции масс очень маловероятен, и возраст равен k/L(ГП_max)0.7.

Chaboyer, Demarque, Kernan and Krauss (1996, Science, 271, 957) применили этот метод к шаровым скоплениям и нашли, что возраст Вселенной больше 12.07 Гигалет в 95% уровнем значимости. Они сказали, что возраст пропорционален возрасту на светимость звезд RR Lyra, которые использованы для определения расстояний до шаровых скоплений.

Chaboyer (1997) дает наилушую оценку 14.6 +/- 1.7 Гигалет для возраста шаровых соплений. Но недавно по данным Гипаркоса показано, что ШС еще дальше, чем читалось ранее, так что их звезды еще более яркие.

Gratton et al. дает возрасты между 8.5 и 13.3 Гигалет с 12.1 Гигалет как наиболее вероятное значение, хотя Reid дает возрасты между 11 и 13 Гигалет, и Chaboyer et al. дают 11.5 +/- 1.3 Gyr для среднего возраста самых старых шаровых скоплений.

Возраст самых старых белых карликов

Белый карлик есть звезда, которая немного массивнее Солнца, но с радиусом Земли. Средняя плотность белого карлика в миллион раз выше плотности воды. Хотя белые карлики образуются в центрах красных гигантов, но не видимы до тех пор пока оболочка красного гиганта не будет сброшена в пространстве. Когда это случается, УФ излучение от очень горячего ядра ионизирует газ и создает планетарную туманность. Оболочка этой звезды продолжает двигаться наружу от центрального ядра, и постепенно оболочка рассеивается до невидимости, приводя к к очень горячему ядру, которое теперь есть белый карлик. Белые карлики излучают только за счет остаточного нагрева. Самые старые белые карлики будут самыми холодными и таким образом самыми слабыми. С помощью поиска слыбых белых карликов, можно оценить время остывания самых старых белых карликов. Oswalt, Smith, Wood and Hintzen (1996, Nature, 382, 692) сделали это и получили возраст 9.5+1.1-0.8 Гигалет для диска Галактики. Они оценили возраст Вселенной, который должен быть по крайней мере на 2 млд.лет старше чем диск, так что to > 11.5 Гигалет.

Наставления : Часть 1 | Часть 2 | Часть 3 | Часть 4 | Возраст | Расстояния | Библиография | Относительность

© 1996-1999 Edward L. Wright. Последняя правка 6-Окт-1999