Age of the universe - Věk vesmíru

Age of the universe - Věk vesmíru

V kosmologii je stáří vesmíru je doba uplynula od Velkého třesku . Dnes astronomové odvodili dvě různá měření stáří vesmíru : měření založené na přímých pozorováních raného stavu vesmíru, která udávají stáří13,787 ± 0,020 miliardy let, jak je interpretováno pomocí modelu Lambda-CDM konkordance k roku 2018; a měření založené na pozorování místního, moderního vesmíru, které naznačuje mladší věk. nejistota prvního druhu měření byla zúžena na 20 milionů let, na základě řady studií, které všechny poskytly velmi podobná čísla s ohledem na věk. Patří mezi ně studie mikrovlnného záření na pozadí kosmické lodi Planck , Wilkinson Microwave Anisotropy Probea další vesmírné sondy. Měření záření kosmického pozadí udává dobu ochlazení vesmíru od velkého třesku a měření rychlosti rozpínání vesmíru lze použít k výpočtu jeho přibližného stáří extrapolací zpět v čase. Rozsah odhadu je také v rozsahu odhadu pro nejstarší pozorovanou hvězdu ve vesmíru.

Vysvětlení

Shoda Lambda-CDM model popisuje vývoj vesmíru z velmi rovnoměrné, teplé, husté prvotního stavu do svého současného stavu přes rozpětí asi 13,77 miliardy let z kosmického času . Tento model je dobře teoreticky pochopen a silně podporován nedávnými vysoce přesnými astronomickými pozorováními , jako je WMAP . Naproti tomu teorie o původu prvotního stavu zůstávají velmi spekulativní.

Pokud extrapolujeme model Lambda-CDM zpětně od nejranějšího dobře srozumitelného stavu, rychle (během malého zlomku sekundy) dosáhne singularity . Toto je známé jako " počáteční singularita " nebo " singularita velkého třesku ". Tato singularita není chápána jako mající fyzikální význam v obvyklém smyslu, ale je vhodné uvádět časy naměřené "od velkého třesku", i když neodpovídají času, který lze skutečně fyzicky měřit.

Ačkoli by vesmír mohl mít teoreticky delší historii, Mezinárodní astronomická unie v současnosti používá termín "stáří vesmíru" k označení trvání expanze lambda-CDM nebo ekvivalentně času, který uplynul v rámci aktuálně pozorovatelného vesmíru. od velkého třesku.

Vesmír (latinsky: universus) je veškerý prostor a čas a jejich obsah, včetně planet, hvězd, galaxií a všech ostatních forem hmoty a energie. ... V největším měřítku jsou galaxie rozmístěny rovnoměrně a stejně ve všech směrech, to znamená, že vesmír nemá ani okraj, ani střed.

Observační limity

Protože vesmír musí být přinejmenším tak starý jako nejstarší věci v něm, existuje řada pozorování, která stanoví spodní hranici stáří vesmíru; mezi ně patří

• teplota nejchladnějších bílých trpaslíků , kteří se stárnutím postupně ochlazují, a
• nejslabší odbočka bodu z hlavní posloupnosti hvězd v klastrech (nižší-hmotné hvězdy tráví množství větší času na hlavní posloupnosti, takže nejnižší-hmotné hvězdy, které se vyvinuly z hlavní sekvence stanovit minimální věk).

Kosmologické parametry

Stáří vesmíru lze určit měřením Hubbleovy konstanty dnes a extrapolací zpět v čase s pozorovanou hodnotou parametrů hustoty (). Před objevem temné energie se věřilo, že ve vesmíru dominuje hmota ( vesmír Einstein-de Sitter , zelená křivka). Všimněte si, že de Sitterův vesmír má nekonečný věk, zatímco uzavřený vesmír má stáří nejmenší. hodnota korekčního faktoru věku, je zobrazena jako funkce dvou kosmologických parametrů : aktuální hustoty frakční hmoty a kosmologickou konstantní hustotou Tyto ustavovací hodnoty těchto parametrů jsou uvedeny do pole v levé horní části; vesmír ovládaný hmotou je znázorněn hvězdou vpravo dole.

Problém určování stáří vesmíru je úzce spjat s problémem určování hodnot kosmologických parametrů. Dnes se to z velké části provádí v kontextu modelu ΛCDM , kde se předpokládá, že vesmír obsahuje normální (baryonickou) hmotu, studenou temnou hmotu , záření (včetně fotonů a neutrin ) a kosmologickou konstantu .

Zlomkový příspěvek každého z nich k aktuální energetické hustotě vesmíru je dán parametry hustoty a Úplný model ΛCDM je popsán řadou dalších parametrů, ale pro účely výpočtu jeho stáří tyto tři spolu s Hubbleovým parametrem , jsou nejdůležitější.

Pokud máme přesná měření těchto parametrů, lze stáří vesmíru určit pomocí Friedmannovy rovnice . Tato rovnice souvisí s rychlostí změny měřítka k hmotnému obsahu vesmíru. Otočíme-li tento vztah, můžeme vypočítat změnu času na změnu měřítka a tak vypočítat celkové stáří vesmíru integrací tohoto vzorce. Věk je pak dáno výrazem tvaru

kde je Hubbleův parametr a funkcezávisí pouze na částečném příspěvku k energetickému obsahu vesmíru, který pochází z různých složek. První pozorování, které lze z tohoto vzorce učinit, je, že je to Hubbleův parametr, který řídí stáří vesmíru, s korekcí vyplývající z hmoty a energetického obsahu. Hrubý odhad stáří vesmíru tedy pochází z Hubbleova času , převrácené hodnoty Hubbleova parametru. S hodnotou pro kolem 69 km/s/Mpc , Hubbleův čas je vyhodnocen na14,5 miliardy let.

Chcete-li získat přesnější číslo, funkce opravy se musí počítat. Obecně to musí být provedeno numericky a výsledky pro řadu hodnot kosmologických parametrů jsou znázorněny na obrázku. Pro Planckovy hodnoty (0,3086, 0,6914), znázorněného rámečkem v levém horním rohu obrázku, je tento korekční faktor přibližně Pro plochý vesmír bez jakékoli kosmologické konstanty, znázorněný hvězdou v pravém dolním rohu, je mnohem menší, a proto je vesmír mladší pro pevnou hodnotu Hubbleova parametru. Chcete-li vytvořit toto číslo,je udržován konstantní (přibližně ekvivalentní udržování konstantní teploty CMB ) a parametr hustoty zakřivení je fixován hodnotou ostatních tří.

Kromě družice Planck byla při stanovení přesného stáří vesmíru nápomocna Wilkinsonova mikrovlnná anizotropní sonda ( WMAP ), i když k získání přesného čísla je třeba zahrnout další měření. CMB měření jsou velmi dobrá při omezení obsahu hmoty a parametr zakřivení Není tak citlivý napřímo, částečně proto, že kosmologická konstanta se stává důležitou pouze při nízkém rudém posuvu. Nejpřesnější určení Hubbleova parametruv současné době se předpokládá, že pocházejí z naměřených jasů a rudých posuvů vzdálených supernov typu Ia . Kombinace těchto měření vede k obecně přijímané hodnotě pro stáří vesmíru uvedené výše.

Kosmologická konstanta dělá vesmír "starším" pro pevné hodnoty ostatních parametrů. To je významné, protože před tím, než se kosmologická konstanta stala obecně akceptovanou, měl model velkého třesku potíže s vysvětlením, proč se kulové hvězdokupy v Mléčné dráze zdály být mnohem starší než stáří vesmíru, jak bylo vypočteno z Hubbleova parametru a vesmíru pouze hmoty. Zavedení kosmologické konstanty umožňuje, aby byl vesmír starší než tyto shluky, a také vysvětluje další rysy, které pouze hmotný kosmologický model nemohl.

WMAP

NASA 's Wilkinson Microwave Anisotropy Probe Project (WMAP) je devítiletý vydání dat v roce 2012 odhadl stáří vesmíru bude(13,772 ± 0,059) × 10 9 let (13,772 miliard let, s nejistotou plus minus 59 milionů let).

Tento věk je však založen na předpokladu, že základní model projektu je správný; jiné metody odhadu stáří vesmíru by mohly dát různé stáří. Za předpokladu, že například další pozadí relativistických částic může zvětšit chybové úsečky omezení WMAP o jeden řád.

Toto měření se provádí pomocí umístění prvního akustického vrcholu ve spektru výkonu mikrovlnného pozadí k určení velikosti oddělovací plochy (velikost vesmíru v době rekombinace). Doba průchodu světla k tomuto povrchu (v závislosti na použité geometrii) poskytuje spolehlivé stáří vesmíru. Za předpokladu platnosti modelů použitých k určení tohoto stáří poskytuje zbytková přesnost odchylku blízko jednoho procenta. 

Legenda:

• TT , TE , EE : Výkonová spektra mikrovlnného pozadí Planck Cosmic (CMB).
• lowP : Data Planckovy polarizace s nízkou ℓ pravděpodobností
• čočka : rekonstrukce čočky CMB
• ext : Externí data (BAO+JLA+H0). BAO: Baryonové akustické oscilace , JLA: Společná analýza světelných křivek , H0: Hubbleova konstanta

V roce 2018 Planck Collaboration aktualizoval svůj odhad stáří vesmíru na 13,787 ± 0,020 miliardy let.

Předpoklad silných priorit

Výpočet stáří vesmíru je přesný pouze tehdy, jsou-li přesné také předpoklady zabudované do modelů používaných k jeho odhadu. To je označováno jako silné priority a v podstatě zahrnuje odstranění potenciálních chyb v jiných částech modelu, aby se přesnost skutečných pozorovacích dat dostala přímo do uzavřeného výsledku. Ačkoli se nejedná o platný postup ve všech kontextech (jak je uvedeno v doprovodném upozornění: "na základě skutečnosti, že jsme předpokládali, že základní model, který jsme použili, je správný" ), daný věk je tedy přesný se zadanou chybou. (protože tato chyba představuje chybu v přístroji použitém ke shromažďování vstupních nezpracovaných dat do modelu).

Stáří vesmíru založené na údajích z Planck 2018, které nejlépe odpovídají samotným datům , je13,787 ± 0,020 miliardy let. Toto číslo představuje přesné "přímé" měření stáří vesmíru (jiné metody obvykle zahrnují Hubbleův zákon a stáří nejstarších hvězd v kulových hvězdokupách atd.). Pro určení stejného parametru (v tomto případě stáří vesmíru) je možné použít různé metody a dospět k různým odpovědím bez překrývání "chyb". Aby se tomuto problému co nejlépe předešlo, je běžné ukazovat dvě sady nejistot; jeden se týkal skutečného měření a druhý se týkal systematických chyb použitého modelu.

Důležitou součástí analýzy dat používaných k určení stáří vesmíru (např. z Planck ) je proto použití Bayesovské statistické analýzy, která normalizuje výsledky na základě a priori (tj. modelu). To kvantifikuje jakoukoli nejistotu přesnosti měření způsobenou konkrétním použitým modelem. 

Nicméně Sandage, stejně jako Einstein, nevěřil svým vlastním výsledkům v době objevu. Sandage navrhl nové teorie kosmogonie, aby vysvětlil tento rozpor. Tento problém byl víceméně vyřešen vylepšením teoretických modelů používaných pro odhadování stáří hvězd. Od roku 2013, za použití nejnovějších modelů hvězdného vývoje, odhadované stáří nejstarší známou hvězdou je14,46 ± 0,8 miliardy let.

Objev mikrovlnného záření kosmického pozadí oznámený v roce 1965 konečně přinesl účinný konec zbývající vědecké nejistoty ohledně rozpínajícího se vesmíru. Byl to náhodný výsledek práce dvou týmů vzdálených od sebe méně než 60 mil. V roce 1964 se Arno Penzias a Robert Wilson snažili detekovat ozvěny rádiových vln pomocí supercitlivé antény. Anténa vytrvale detekovala nízký, stálý, záhadný šum v mikrovlnné oblasti, který byl rovnoměrně rozprostřen po obloze a byl přítomen ve dne i v noci. Po testování si byli jisti, že signál nepochází ze Země , Slunce, nebo naše galaxie , ale zvenčí naší vlastní galaxie, ale nedokázal to vysvětlit. Ve stejnou dobu se další tým, Robert H. Dicke , Jim Peebles a David Wilkinson , pokoušel odhalit nízkoúrovňový hluk, který by mohl zůstat po velkém třesku, a mohl by dokázat, zda je teorie velkého třesku správná. Oba týmy si uvědomily, že detekovaný hluk je ve skutečnosti záření, které zbylo z Velkého třesku, a že to byl silný důkaz, že teorie byla správná. Od té doby mnoho dalších důkazů tento závěr posílilo a potvrdilo a zpřesnilo odhadované stáří vesmíru na současnou hodnotu.

Vesmírné sondy WMAP, vypuštěné v roce 2001, a Planck , vypuštěné v roce 2009, poskytly data, která určují Hubbleovu konstantu a stáří vesmíru nezávisle na vzdálenostech galaxií, čímž odstranily největší zdroj chyb.