Wiek wszechświata - Age of the universe

W kosmologii fizycznej The wiek wszechświata jest czas , jaki upłynął od Wielkiego Wybuchu . Dzisiaj astronomowie wyprowadzili dwa różne pomiary wieku wszechświata : pomiar oparty na bezpośrednich obserwacjach wczesnego stanu wszechświata, które wskazują na wiek13,772 ± 0,040 miliarda lat w modelu zgodności Lambda-CDM od 2018 r.; oraz pomiar oparty na obserwacjach lokalnego, współczesnego wszechświata, które sugerują młodszy wiek. Niepewność pierwszego rodzaju pomiaru został zawężony do 20 milionów lat, na podstawie licznych badań które dały bardzo podobne dane dla wieku. Należą do nich badania nad promieniowanie tła mikrofalowego przez Plancka kosmicznych , w Microwave Anisotropy sondy Wilkinson i innych sond kosmicznych. Pomiary kosmicznego promieniowania tła podają czas stygnięcia Wszechświata od Wielkiego Wybuchu, a pomiary tempa ekspansji Wszechświata można wykorzystać do obliczenia jego przybliżonego wieku poprzez ekstrapolację wstecz w czasie. Zakres oszacowania mieści się również w zakresie oszacowania dla najstarszej zaobserwowanej gwiazdy we wszechświecie.

Wyjaśnienie

Modelu Lambda-CDM zgodność opisuje ewolucję wszechświata z bardzo jednolitą, gęstą, gorącą stanu pierwotnego jej obecnym stanie na przestrzeni około 13770000000 lat kosmologicznej czasu . Model ten jest dobrze rozumiany teoretycznie i silnie wspierany przez ostatnie precyzyjne obserwacje astronomiczne, takie jak WMAP . W przeciwieństwie do tego, teorie pochodzenia stanu pierwotnego pozostają bardzo spekulacyjne. Jeśli ekstrapoluje się model Lambda-CDM wstecz od najwcześniejszego dobrze rozumianego stanu, szybko (w ciągu małego ułamka sekundy) osiąga osobliwość . Jest to znane jako „ osobliwość początkowa ” lub „ osobliwość Wielkiego Wybuchu ”. Ta osobliwość nie jest rozumiana jako mająca fizyczne znaczenie w zwykłym sensie, ale wygodnie jest przytaczać czasy mierzone „od Wielkiego Wybuchu”, nawet jeśli nie odpowiadają one fizycznie mierzalnemu czasowi. Na przykład „ 10-6 sekund po Wielkim Wybuchu” to dobrze zdefiniowana era ewolucji wszechświata. Gdyby ktoś odniósł się do tej samej epoki jako „13,77 miliarda lat minus 10-6 sekund temu”, precyzja znaczenia byłaby stracona, ponieważ maleńki ostatni przedział czasu jest przyćmiony niepewnością w pierwszym.

Chociaż wszechświat może teoretycznie mieć dłuższą historię, Międzynarodowa Unia Astronomiczna używa obecnie terminu „wiek wszechświata” w celu oznaczenia czasu trwania ekspansji Lambda-CDM lub równoważnie czasu, jaki upłynął od Wielkiego Wybuchu w obecnym obserwowalnym wszechświecie .

Granice obserwacyjne

Ponieważ wszechświat musi być co najmniej tak stary, jak najstarsze w nim rzeczy, istnieje szereg obserwacji, które określają dolną granicę wieku wszechświata; są to temperatury najchłodniejszych karłów , które stopniowo ochłodzić miarę upływu lat życia, a zaciemnione punktu rozwidlenia z sekwencji głównego gwiazdek w klastrach (gwiazd o małej masie wydawać ilości większej od czasu w ciągu głównego, więc gwiazdy najniższym masowych które wyewoluowały z głównej sekwencji, ustalają minimalny wiek).

Parametry kosmologiczne

Wiek wszechświata można określić, mierząc dzisiaj stałą Hubble'a i dokonując ekstrapolacji w czasie z obserwowaną wartością parametrów gęstości (Ω). Przed odkryciem ciemnej energii wierzono, że wszechświat jest zdominowany przez materię ( wszechświat Einsteina-de Sittera , zielona krzywa). Zauważ, że wszechświat de Sitter ma nieskończony wiek, podczas gdy wszechświat zamknięty ma najmniejszy wiek.
Wartość współczynnika korekcji wieku, F , jest pokazana jako funkcja dwóch parametrów kosmologicznych : aktualnej gęstości frakcji materii Ω m i stałej kosmologicznej gęstości Ω Λ . W najlepiej dopasowanych wartości tych parametrów są wyświetlane w oknie w górnej lewej strony; Wszechświat zdominowany przez materię jest pokazany przez gwiazdę w prawym dolnym rogu.

Problem wyznaczenia wieku wszechświata jest ściśle powiązany z problemem wyznaczenia wartości parametrów kosmologicznych. Obecnie odbywa się to w dużej mierze w kontekście modelu ΛCDM , w którym zakłada się, że wszechświat zawiera normalną (barionową) materię, zimną ciemną materię , promieniowanie (w tym fotony i neutrina ) oraz stałą kosmologiczną . Ułamkowy udział każdego z nich w aktualnej gęstości energii wszechświata jest określony przez parametry gęstości Ω m , Ω r i Ω Λ . Pełny model ΛCDM jest opisany przez szereg innych parametrów, ale dla celów obliczenia jego wieku te trzy, wraz z parametrem Hubble'a , są najważniejsze.

Jeśli dysponuje się dokładnymi pomiarami tych parametrów, to wiek wszechświata można określić za pomocą równania Friedmanna . Równanie to wiąże tempo zmian współczynnika skali a ( t ) z zawartością materii we wszechświecie. Odwracając tę ​​relację, możemy obliczyć zmianę w czasie na zmianę współczynnika skali, a tym samym obliczyć całkowity wiek wszechświata poprzez całkowanie tego wzoru. Wiek t 0 jest wtedy podany przez wyrażenie postaci

gdzie jest parametrem Hubble'a, a funkcja F zależy tylko od ułamkowego wkładu w zawartość energii we Wszechświecie, który pochodzi od różnych składników. Pierwszą obserwacją, jaką można poczynić na podstawie tego wzoru, jest to, że to parametr Hubble'a kontroluje wiek wszechświata, z poprawką wynikającą z zawartości materii i energii. Tak więc przybliżone oszacowanie wieku wszechświata pochodzi z czasu Hubble'a , odwrotności parametru Hubble'a. O wartości około69 km/s/Mpc , czas Hubble'a szacuje się na =14,5 miliarda lat.

Aby uzyskać dokładniejszą liczbę, należy obliczyć współczynnik korekcji F. Zasadniczo należy to zrobić numerycznie, a wyniki dla szeregu wartości parametrów kosmologicznych przedstawiono na rysunku. Dla wartości Planckam , Ω Λ ) = (0,3086, 0,6914), pokazanych w ramce w lewym górnym rogu rysunku, ten współczynnik korekcji wynosi około F = 0,956. Na płaskiej wszechświata bez stałej kosmologicznej, przedstawionego przez gwiazdy w prawym dolnym rogu, F = 2 / 3 jest znacznie mniejsza, a zatem Wszechświat jest młodszy o stałej wartości parametru Hubble'a. Aby uzyskać tę liczbę, Ω r jest utrzymywane na stałym poziomie (w przybliżeniu równoważne utrzymywaniu stałej temperatury CMB ), a parametr gęstości krzywizny jest ustalany przez wartość pozostałych trzech.

Oprócz satelity Planck, sonda Wilkinson Microwave Anisotropy Probe ( WMAP ) odegrała kluczową rolę w ustaleniu dokładnego wieku wszechświata, chociaż inne pomiary muszą zostać złożone, aby uzyskać dokładną liczbę. Pomiary CMB są bardzo dobre w ograniczaniu zawartości materii Ω m i parametru krzywizny Ω k . Nie jest tak wrażliwy bezpośrednio na Ω Λ , częściowo dlatego, że stała kosmologiczna staje się ważna tylko przy małym przesunięciu ku czerwieni. Najdokładniejsze określenia parametru Hubble'a H 0 pochodzą z supernowych typu Ia . Połączenie tych pomiarów prowadzi do ogólnie przyjętej wartości dla wieku wszechświata cytowanej powyżej.

Stała kosmologiczna sprawia, że ​​wszechświat „starzeje się” o ustalone wartości innych parametrów. Jest to istotne, ponieważ zanim stała kosmologiczna została ogólnie zaakceptowana, model Wielkiego Wybuchu miał trudności z wyjaśnieniem, dlaczego gromady kuliste w Drodze Mlecznej wydawały się być znacznie starsze niż wiek wszechświata obliczony na podstawie parametru Hubble'a i wszechświata składającego się wyłącznie z materii. . Wprowadzenie stałej kosmologicznej pozwala, by wszechświat był starszy niż te gromady, a także wyjaśnia inne cechy, których nie byłby w stanie zapewnić model kosmologiczny oparty wyłącznie na materii.

WMAP

NASA „s wmap (WMAP) projektu dziewięcioletni uwolnienie danych w 2012 roku szacowany wiek Wszechświata być(13,772 ± 0,059) × 10 9 lat (13,772 miliarda lat, z niepewnością plus minus 59 milionów lat).

Jednak wiek ten opiera się na założeniu, że podstawowy model projektu jest poprawny; inne metody szacowania wieku wszechświata mogłyby podać inny wiek. Zakładając dodatkowe tło cząstek relatywistycznych, na przykład, można powiększyć słupki błędów ograniczenia WMAP o jeden rząd wielkości.

Pomiar ten jest wykonywany na podstawie lokalizacji pierwszego piku akustycznego w widmie mocy tła mikrofalowego w celu określenia wielkości powierzchni odsprzęgającej (wielkość wszechświata w czasie rekombinacji). Czas podróży światła do tej powierzchni (w zależności od użytej geometrii) podaje wiarygodny wiek wszechświata. Zakładając słuszność modeli użytych do określenia tego wieku, dokładność resztowa daje margines błędu bliski jednego procenta.

Planck

W 2015 r. zespół Planck Collaboration oszacował wiek wszechświata na13,813 ± 0,038 miliarda lat, nieco więcej, ale w granicach niepewności wcześniejszej liczby pochodzącej z danych WMAP.

W poniższej tabeli wartości mieszczą się w granicach ufności 68% dla bazowego modelu ΛCDM .

Legenda:

Parametry kosmologiczne z wyników Plancka 2015
Parametr Symbol TT+niski P TT+lowP
+soczewkowanie
TT+lowP
+soczewkowanie+zewn.
TT,TE,EE+niskiP TT,TE,EE+lowP
+soczewkowanie
TT,TE,EE+lowP
+soczewkowanie+ext
Wiek wszechświata
(Ga)
13,813 ± 0,038 13,799 ± 0,038 13,796 ± 0,029 13,813 ± 0,026 13,807 ± 0,026 13,799 ± 0,021
Stała Hubble'a
( kmMpc⋅s )
67,31 ± 0,96 67,81 ± 0,92 67,90 ± 0,55 67,27 ± 0,66 67,51 ± 0,64 67,74 ± 0,46

W 2018 r. organizacja Planck Collaboration zaktualizowała swoje szacunki dotyczące wieku wszechświata do: 13,772 ± 0,040 miliarda lat.

Założenie silnych apriorów

Obliczanie wieku wszechświata jest dokładne tylko wtedy, gdy założenia wbudowane w modele używane do jego oszacowania są również dokładne. Jest to określane jako silne a priori i zasadniczo polega na usunięciu potencjalnych błędów w innych częściach modelu, aby przełożyć dokładność rzeczywistych danych obserwacyjnych bezpośrednio na uzyskany wynik. Chociaż nie jest to prawidłowa procedura we wszystkich kontekstach (jak zauważono w załączonym zastrzeżeniu: „w oparciu o fakt, że założyliśmy, że używany przez nas model bazowy jest poprawny”), podany wiek jest zatem zgodny z określonym błędem (ponieważ ten błąd reprezentuje błąd instrumentu użytego do zebrania surowych danych wejściowych do modelu).

Wiek wszechświata oparty na najlepszym dopasowaniu do samych danych Planck 2018 to13,772 ± 0,040 miliarda lat. Liczba ta reprezentuje dokładny „bezpośredni” pomiar wieku Wszechświata (inne metody zazwyczaj obejmują prawo Hubble'a i wiek najstarszych gwiazd w gromadach kulistych itp.). Możliwe jest zastosowanie różnych metod określania tego samego parametru (w tym przypadku – wieku wszechświata) i uzyskanie różnych odpowiedzi bez nakładania się „błędów”. Aby jak najlepiej uniknąć problemu, często pokazuje się dwa zestawy niepewności; jeden dotyczył rzeczywistego pomiaru, a drugi błędów systematycznych stosowanego modelu.

Ważnym elementem analizy danych służących do określenia wieku wszechświata (np. z Plancka ) jest zatem zastosowanie bayesowskiej analizy statystycznej , która normalizuje wyniki na podstawie a priori (czyli modelu). Pozwala to określić ilościowo wszelkie niepewności dotyczące dokładności pomiaru spowodowane konkretnym zastosowanym modelem.

Historia

W XVIII wieku zaczęła pojawiać się koncepcja, że wiek Ziemi to miliony, jeśli nie miliardy lat. Jednak większość naukowców w XIX wieku i w pierwszych dekadach XX wieku zakładała, że ​​sam wszechświat jest w stanie ustalonym i wiecznym, prawdopodobnie z gwiazdami pojawiającymi się i odchodzącymi, ale bez zmian zachodzących w największej znanej wówczas skali.

Pierwszymi naukowymi teoriami wskazującymi, że wiek wszechświata może być skończony, były badania termodynamiki , sformalizowane w połowie XIX wieku. Pojęcie entropii mówi, że gdyby wszechświat (lub jakikolwiek inny układ zamknięty) był nieskończenie stary, to wszystko w jego wnętrzu miałoby tę samą temperaturę, a zatem nie byłoby gwiazd i życia. Nie przedstawiono wówczas żadnego naukowego wyjaśnienia tej sprzeczności.

W 1915 Albert Einstein opublikował teorię ogólnej teorii względności, aw 1917 skonstruował pierwszy model kosmologiczny oparty na jego teorii. Aby zachować spójność we wszechświecie w stanie ustalonym, Einstein dodał do swoich równań coś, co później nazwano stałą kosmologiczną . Model statycznego wszechświata Einsteina okazał się niestabilny przez Arthura Eddingtona .

Pierwsza bezpośrednia obserwacyjna wskazówka, że ​​Wszechświat nie był statyczny, ale rozszerzał się, pochodzi z obserwacji " prędkości recesji ", głównie przez Vesto Sliphera , w połączeniu z odległościami do " mgławic " ( galaktyk ) przez Edwina Hubble'a w pracy opublikowanej w 1929 roku. w XX wieku Hubble i inni rozdzielili poszczególne gwiazdy w pewnych mgławicach, określając w ten sposób, że są to galaktyki podobne do naszej Drogi Mlecznej , ale zewnętrzne . Ponadto galaktyki te były bardzo duże i bardzo odległe. Widma tych odległych galaktyk wykazały przesunięcie ku czerwieni w ich liniach widmowych, prawdopodobnie spowodowane efektem Dopplera , co wskazuje, że galaktyki te oddalają się od Ziemi. Ponadto, im dalej wydawały się te galaktyki (im ciemniejsze się nam wydawały), tym większe było ich przesunięcie ku czerwieni, a zatem tym szybciej wydawały się oddalać. Był to pierwszy bezpośredni dowód na to, że wszechświat nie jest statyczny, ale rozszerza się. Pierwsze oszacowanie wieku wszechświata pochodziło z obliczenia, kiedy wszystkie obiekty musiały zacząć przyspieszać z tego samego punktu. Początkowa wartość Hubble'a dla wieku Wszechświata była bardzo niska, ponieważ zakładano, że galaktyki są znacznie bliższe niż wykazały późniejsze obserwacje.

Pierwszy dość dokładny pomiar tempa rozszerzania się wszechświata, wartość liczbowa znana obecnie jako stała Hubble'a , został wykonany w 1958 roku przez astronoma Allana Sandage'a . Jego zmierzona wartość stałej Hubble'a była bardzo zbliżona do zakresu wartości ogólnie przyjętego dzisiaj.

Jednak Sandage, podobnie jak Einstein, nie wierzył własnym wynikom w momencie odkrycia. Sandage zaproponował nowe teorie kosmogonii, aby wyjaśnić tę rozbieżność. Problem ten został mniej lub bardziej rozwiązany dzięki ulepszeniom modeli teoretycznych używanych do szacowania wieku gwiazd. Od 2013 roku, przy użyciu najnowszych modeli ewolucji gwiazd, szacowany wiek najstarszej znanej gwiazdy wynosi14,46 ± 0,8 miliarda lat.

Ogłoszone w 1965 r. odkrycie mikrofalowego kosmicznego promieniowania tła ostatecznie położyło kres niepewnym naukowcom dotyczącym rozszerzającego się Wszechświata. Był to przypadkowy wynik pracy dwóch zespołów oddalonych od siebie o niespełna 60 mil. W 1964 roku Arno Penzias i Robert Wilson próbowali wykryć echa fal radiowych za pomocą superczułej anteny. Antena nieustannie wykrywała niski, stały, tajemniczy szum w obszarze mikrofalowym, który był równomiernie rozłożony na niebie i był obecny w dzień iw nocy. Po testach nabrali pewności, że sygnał nie pochodził z Ziemi , Słońca czy naszej Galaktyki , ale spoza naszej własnej galaktyki, ale nie potrafili tego wyjaśnić. W tym samym czasie inny zespół, Robert H. Dicke , Jim Peebles i David Wilkinson , próbowali wykryć szum niskiego poziomu, który mógł pozostać po Wielkim Wybuchu i mógł udowodnić, że teoria Wielkiego Wybuchu jest poprawna. Oba zespoły zdały sobie sprawę, że wykryty hałas był w rzeczywistości promieniowaniem pozostałym po Wielkim Wybuchu i że był to mocny dowód na słuszność teorii. Od tego czasu wiele innych dowodów wzmocniło i potwierdziło ten wniosek oraz doprecyzowało szacowany wiek wszechświata do jego obecnej wartości.

Sondy kosmiczne WMAP wystrzelone w 2001 r. i Planck wystrzelone w 2009 r. dostarczyły danych, które określają stałą Hubble'a i wiek Wszechświata niezależnie od odległości galaktyk, usuwając największe źródło błędu.

Zobacz też

Bibliografia

Zewnętrzne linki