Старост универзума

У физичкој космологији, старост универзума је време протекло од Великог праска. У данашње време, астрономи су извели два различита мерења старости свемира: мерење засновано на директним посматрањима раног стања универзума, које указује на старост од 7001137870000000000♠13,787±0,020 милијарди година, како се тумачи са Ламбда-ЦДМ моделом подударности према подацима из 2018; и мерење засновано на посматрању локалног, модерног универзума, које сугерише млађи век. Неизвесност прве врсте мерења сужена је на 20 милиона година, на основу бројних студија које су дале изузетно сличне цифре за старост. Ово укључује студије микроталасног позадинског зрачења свемирске летелице Планк, сонде за микроталасну анизотропију Вилкинсон и других свемирских сонди. Мерења космичког позадинског зрачења дају време хлађења универзума од Великог праска, а мерења брзине ширења универзума могу се користити за израчунавање његове приближне старости екстраполацијом уназад у времену. Опсег процене је такође унутар опсега процене за најстарију посматрану звезду у универзуму.

Објашњење

Ламбда-ЦМД модел описује еволуцију универзума од веома униформног, врелог и густог почетног стања па све до данас, неких 13.8 милијади година касније. Овај модел је веома добро разрађен у теорији и снажно заснован у пракси скорашњим високо прецизним астрономским посматрањима као сто је WМАП. Међутим, теорије о пореклу почетног стања остају на нивоу спекулација. Уколио би у Ламбда-ЦДМ моделу из топ почетног стања покушали да изведемо неко претходно стање, веома брзо (у делићу секунде) би дошли до стања сингуларитета званог и "сингуларитет Великог праска". 

Иако би универзум, у теорији, могао да има и дужу историју , Међународна астрономска унија тренутно користи "старост универзума" у значењу трајање Ламбда-ЦДМ експанзије, или време протекло од Великог праска у видљивом универзуму.

Ограничења која се могу добити посматрањима

Пошто универзум мора бити стар бар колико и најстарија ствар у њему, постоје бројња посматрања која дају доњу границу старости универзума. У оквиру њих имамо температуре најхладнијих белих патуљака, који се постепено хладе како старе.

Космолошки параметри

Старост универзума се може одредити мерењем Хаблове константе данас и екстраполацијом уназад у времену са посматраном вредношћу параметара густине ($~\Omega ~$). Пре открића тамне енергије, веровало се да универзумом доминира материја (Ајнштајн-де Ситтеров свемир, зелена крива). Треба имати на уму да де Ситеров свемир има бесконачну старост, док затворени универзум има најмању старост.

Вредност фактора корекције старости, $~F~,$ је приказана као функција два космолошка параметра: тренутна фракциона густина материје $~\Omega _{\text{m}}~$ и космолошка константна густина $~\Omega _{\Lambda }~.$ Вредности ових параметара које су најподесније, приказане су у оквиру у горњем левом углу; универзум којим доминира материја приказан је звездом у доњем десном углу.

Проблем одређивања старости универзума уско је везан за проблем одређивања вредности космолошких параметара. Данас се то углавном спроводи у контексту ΛЦДМ модела, где се претпоставља да универзум садржи нормалну (барионску) материју, хладну тамну материју, зрачење (укључујући фотоне и неутрине) и космолошку константу.

Део доприноса сваког од њих у тренутној густини енергије универзума је дат параметрима густине $~\Omega _{\text{m}}~,$ $~\Omega _{\text{r}}~,$ и $~\Omega _{\Lambda }~.$ Потпуни ΛЦДМ модел је описан низом других параметара, али у сврху израчунавања његове старости ова три, заједно са Хабловим параметром $~H_{0}~$, су најважнија.

Ако се имају тачна мерења ових параметара, онда се старост универзума може одредити коришћењем Фридманове једначине. Ова једначина повезује стопу промене фактора размере $~a(t)~$ са садржајем материје у универзуму. Преображавајући ову релацију, може се израчунати промена времена по промени фактора размере и тако израчунати укупна старост универзума интеграцијом ове формуле. Старост $~t_{0}~$ је тада дата изразом облика

$t_{0}={\frac {1}{H_{0}}}\,F(\,\Omega _{\text{r}},\,\Omega _{\text{m}},\,\Omega _{\Lambda },\,\dots \,)~$

где је $~H_{0}~$ Хаблов параметар и функција $~F~$ зависи само од фракционог доприноса енергетском садржају универзума који долази из различитих компоненти. Прво запажање које се може извести из ове формуле је да је Хаблов параметар тај који контролише старост универзума, уз корекцију која произилази из садржаја материје и енергије. Дакле, груба процена старости универзума долази из Хабловог времена, инверзне вредности Хабловог параметра. Са вредношћу за $~H_{0}~$ око 6982223613770973413♠69 км/с/Мпц, Хаблово време се процењује на $~1/H_{0}=~$7001145000000000000♠14,5 милијарди година.

Да би се добио тачнији број, мора се израчунати функција корекције $~F~$. Генерално, ово се мора урадити нумерички, а резултати за опсег вредности космолошких параметара приказани су на слици. За Планкове вредности $~(\Omega _{\text{m}},\Omega _{\Lambda })=~$(0,3086, 0,6914), приказане у оквиру у горњем левом углу слике, овај фактор корекције је око $~F=0,956~.$ За раван универзум без икакве космолошке константе, приказан звездом у доњем десном углу, $~F={2}/{3}~$ је много мањи и самим тим је универзум млађи за фиксну вредност Хабловог параметра. Да би се добила ова цифра, $~\Omega _{\text{r}}~$ се одржава константним (отприлике еквивалентно са одржавањем ЦМБ температурне константе) и параметар густине закривљености је фиксиран вредношћу остала три.

Осим Планковог сателита, Wилкинсонова микроталасна анизотропна сонда (WМАП) била је кључна у утврђивању тачне старости универзума, иако се друга мерења морају саставити да би се добио тачан број. ЦМБ мерења су веома добра у ограничавању садржаја материје $~\Omega _{\text{m}}~,$ и параметра закривљености $~\Omega _{\text{k}}~.$ То није толико сензитивно на $~\Omega _{\Lambda }~$ директно, делимично зато што космолошка константа постаје важна само при малом црвеном помаку. Верује се да тренутно најтачнија одређивања Хабловог параметра $~H_{0}~$ потичу од измерених осветљености и црвених помака удаљених супернова типа Иа. Комбиновање ових мерења доводи до опште прихваћене вредности за старост универзума која је горе цитирана.

Космолошка константа чини универзум „старијим“ за фиксне вредности осталих параметара. Ово је значајно, јер пре него што је космолошка константа постала општеприхваћена, модел Великог праска је имао потешкоћа да објасни зашто се чинило да су глобуларна јата у Млечном путу далеко старија од старости универзума израчунатог на основу Хабловог параметра и универзума који садржи само материју. Увођење космолошке константе омогућава универзуму да буде старији од ових кластера, и даје објашњавање других карактеристика које космолошки модел заснован само на материји није могао.

Види још

• Сарост земље
• Космологија
• Мултиверзум
• Видљиви свемир
• WМАП

Spoljašnje veze

• Wright, Ned. „Cosmology tutorial”. Division of Astronomy & Astrophysics (academic personal site). University of California, Los Angeles. 

• Wright, Edward L. (2. 7. 2005). „Age of the Universe”. Division of Astronomy & Astrophysics (academic personal site). University of California, Los Angeles. CS1 одржавање: Формат датума (веза)

• Hu, Wayne. „cosmological parameter animations” (academic personal site). U. Chicago. 

• Ostriker, J.P.; Steinhardt, P.J. (1995). „Cosmic concordance”. arXiv:astro-ph/9505066 . 

• „Globular star clusters”. SEDS. Архивирано из оригинала 2015-04-30. г. 

• Scott, Douglas. „Independent age estimates” (academic personal site). Vancouver, BC: University of British Columbia. 

• „The scale of the universe”. KryssTal.  — Space and time set to scale for the beginner.

• „Cosmology calculator (with graph generation)”. iCosmos. 

• „The Expanding Universe”. American Institute of Physics.