Edad del Universo
| WMAP [1] | plancha [2] | LIGO [3] [4] | |
|---|---|---|---|
| Edad del Universo t 0 , mil millones de años | 13,75±0,13 | 13.799±0.021 | 11,9—15,7 |
| Constante de Hubble H 0 , (km/s)/Mpc | 71,0±2,5 | 67,74±0,46 | 70.0+12 -8 |
La edad del Universo es el tiempo transcurrido desde el comienzo de la expansión del Universo [5] .
Según los conceptos modernos, según el modelo ΛCDM , la edad del Universo es de 13.799 ± 0.021 mil millones de años [2] .
Las confirmaciones observacionales en este caso se reducen, por un lado, a la confirmación del propio modelo de expansión y los momentos del comienzo de varias épocas predichas por él, y, por otro lado, a determinar la edad de los objetos más antiguos (se no debe exceder la edad del Universo obtenida del modelo de expansión).
Teoría
La estimación moderna de la edad del Universo se basa en uno de los modelos más comunes del Universo, el llamado modelo cosmológico estándar ΛCDM . De él, en particular, se deduce que la edad del Universo se da de la siguiente manera:
donde H 0 es la constante de Hubble en este momento, a es el factor de escala .
Las principales etapas en el desarrollo del universo
De gran importancia para determinar la edad del Universo es la periodización de los principales procesos que ocurren en el Universo. Actualmente se acepta la siguiente periodización [6] :
- La época más temprana de la que existe alguna especulación teórica es la época de Planck (que duró el tiempo de Planck , de cero a 10 −43 s después del Big Bang ).
- La segunda fase del desarrollo del Universo es la Época de la Gran Unificación , durante la cual la interacción gravitacional se separó del resto de las interacciones fundamentales . Según los conceptos modernos, esta época de la cosmología cuántica duró hasta aproximadamente 10 −34 s después del Big Bang.
- Las siguientes épocas ( época inflacionaria , bariogénesis , época electrodébil, época de quarks, época de hadrones, época de leptones ) se caracterizan por un aumento exponencial de la energía cinética del universo y su volumen en muchos órdenes de magnitud, mayor separación de las interacciones fundamentales, aniquilación de materia y antimateria que condujo a la asimetría bariónica del Universo , unificación de quarks y gluones en hadrones. Estas épocas duraron los primeros diez segundos después del Big Bang. En la actualidad, existen oportunidades para una descripción física suficientemente detallada de la mayoría de los procesos que ocurren durante estos períodos.
- Luego vino la época del Fotón y la época del Protón que la reemplazó , durante los primeros 20 minutos de los cuales tuvo lugar la nucleosíntesis primaria , durante la cual se formaron elementos no más pesados que el litio. Aproximadamente 70 mil años después del Big Bang, la materia comienza a dominar la radiación, lo que provoca un cambio en el modo de expansión del Universo.
- El siguiente hito importante en la historia del desarrollo del Universo es la era de la recombinación , que se produjo unos 379 mil años después del Big Bang, la temperatura del Universo descendió a un nivel en el que los núcleos podían capturar electrones y crear átomos neutros. El Universo se vuelve transparente a los fotones de radiación térmica. En la actualidad, podemos observar esta radiación en forma de fondo reliquia , que es la confirmación experimental más importante de los modelos existentes del Universo.
Observaciones
Observaciones de cúmulos estelaresLa propiedad principal de los cúmulos globulares para la cosmología observacional es que hay muchas estrellas de la misma edad en un espacio pequeño. Esto significa que si la distancia a un miembro del grupo se mide de alguna manera, entonces la diferencia porcentual en la distancia a otros miembros del grupo es insignificante.
La formación simultánea de todas las estrellas del cúmulo permite determinar su edad: con base en la teoría de la evolución estelar , las isócronas se construyen sobre el diagrama color-magnitud, es decir, curvas de igual edad para estrellas de diferente masa. Comparándolos con la distribución observada de estrellas en el cúmulo, se puede determinar su edad.
El método tiene varias dificultades propias. Al tratar de resolverlos, diferentes equipos en diferentes momentos obtuvieron diferentes edades para los cúmulos más antiguos, desde ~ 8 mil millones de años [7] hasta ~ 25 mil millones de años [8] .
En las galaxias , los cúmulos globulares , que forman parte del antiguo subsistema esférico de galaxias, contienen muchas enanas blancas, los restos de gigantes rojas evolucionadas de masa relativamente pequeña. Las enanas blancas se ven privadas de sus propias fuentes de energía termonuclear y radian únicamente debido a la emisión de reservas de calor. Las enanas blancas tienen aproximadamente la misma masa que las estrellas progenitoras, lo que significa que también tienen aproximadamente la misma dependencia de la temperatura frente al tiempo. Habiendo determinado su magnitud estelar absoluta en el momento a partir del espectro de una enana blanca y conociendo la dependencia tiempo-luminosidad durante el enfriamiento, es posible determinar la edad de la enana [9] .
Sin embargo, este enfoque está asociado con grandes dificultades técnicas: las enanas blancas son objetos extremadamente débiles y se necesitan instrumentos extremadamente sensibles para observarlas. El primer y hasta ahora el único telescopio que puede resolver este problema es el telescopio espacial. hubble _ La edad del cúmulo más antiguo según el grupo que trabajó con él es de mil millones de años [9] , sin embargo, el resultado es discutido. Los opositores indican que no se tomaron en cuenta fuentes adicionales de errores, su estimación de miles de millones de años [10] .
Observaciones de objetos no evolucionados
Los objetos que en realidad consisten en materia primaria han sobrevivido hasta nuestros días debido a la tasa extremadamente baja de su evolución interna. Esto nos permite estudiar la composición química primaria de los elementos, y también, sin entrar en demasiados detalles y basándonos en las leyes de laboratorio de la física nuclear , estimar la edad de dichos objetos, lo que dará un límite inferior a la edad de los Universo como un todo.
Este tipo incluye: estrellas de baja masa con baja metalicidad (las llamadas enanas G), regiones HII de bajo metal, así como galaxias enanas irregulares de la clase BCDG (Blue Compact Dwarf Galaxy).
Según los conceptos modernos, el litio debería haberse formado durante la nucleosíntesis primaria. La peculiaridad de este elemento radica en el hecho de que las reacciones nucleares con su participación comienzan a temperaturas no muy altas (a escala cósmica). Y en el curso de la evolución estelar, el litio original tuvo que ser reciclado casi por completo. Podría permanecer solo cerca de estrellas de tipo II de población masiva. Estas estrellas tienen una atmósfera tranquila y no convectiva, lo que permite que el litio permanezca en la superficie sin riesgo de quemarse en las capas internas más calientes de la estrella.
En el curso de las mediciones, se encontró que la abundancia de litio en la mayoría de estas estrellas es [11] :
.
Sin embargo, hay una serie de estrellas, incluidas las de ultra bajo metal, cuya abundancia es mucho menor. No está completamente claro con qué está conectado esto, pero se supone que esto es causado por procesos en la atmósfera [12] .
A la estrella CS31082-001, que pertenece a la población estelar de tipo II, se le encontraron líneas y se midió la concentración en la atmósfera de torio y uranio . Estos dos elementos tienen diferentes vidas medias, por lo que su proporción cambia con el tiempo, y si de alguna manera estima la proporción de abundancia inicial, entonces puede determinar la edad de la estrella. Se puede estimar de dos formas: a partir de la teoría de los procesos r, confirmada tanto por mediciones de laboratorio como por observaciones del Sol; o puede cruzar la curva de cambios de concentración debido a la descomposición y la curva de cambios en la abundancia de torio y uranio en las atmósferas de estrellas jóvenes debido a la evolución química de la Galaxia. Ambos métodos dieron resultados similares: se obtuvieron 15,5 ± 3,2 [13] Ga con el primer método, [14] Ga con el segundo.
Las galaxias BCDG débilmente metálicas (hay ~10 de ellas en total) y las zonas HII son fuentes de información sobre la abundancia de helio primordial. Para cada objeto de su espectro, se determina la metalicidad (Z) y la concentración de He (Y). Extrapolando el diagrama YZ de cierta manera a Z=0, se obtiene una estimación del helio primordial.
El valor final de Yp varía de un grupo de observadores a otro y de un período de observación a otro. Así, uno de ellos, formado por los más autorizados especialistas en la materia, Izotova y Tuan , obtuvo el valor de Y p = 0,245 ± 0,004 [15] para galaxias BCDG, para zonas HII en el momento (2010) que se asentaron en el valor de Y p = 0,2565±0,006 [16] . Otro grupo autorizado dirigido por Peimbert ( Peimbert ) también obtuvo diferentes valores de Y p , desde 0,228±0,007 hasta 0,251±0,006 [17] .
Véase también
- WMAP
- edad de la tierra
- calendario espacial
- Teoría de un universo estacionario
- Cronología del futuro lejano
Notas
- ↑ Jarosik, N., et.al. (Colaboración WMAP). Observaciones de la sonda de anisotropía de microondas Wilkinson (WMAP) de siete años: mapas del cielo, errores sistemáticos y resultados básicos (PDF) . nasa.gov. Consultado el 4 de diciembre de 2010. Archivado desde el original el 16 de agosto de 2012. (de la página de documentos WMAP de la NASA )
- ↑ 12 Colaboración de Planck . Resultados Planck 2015 : XIII. Parámetros cosmológicos: [ ing. ] // Astronomía y Astrofísica. - 2016. - T. 594 (septiembre). - Página 31, líneas 7 y 18, última columna. -doi : 10.1051 / 0004-6361/201525830 .
- ↑ Los astrónomos usan un solo evento de onda gravitacional para medir la edad del universo , SciTechDaily (8 de enero de 2018). Consultado el 1 de marzo de 2021.
- ↑ La colaboración científica LIGO y la colaboración Virgo, la colaboración 1M2H, la colaboración Dark Energy Camera GW-EM y la colaboración DES, la colaboración DLT40, la colaboración del Observatorio Las Cumbres, la colaboración VINROUGE y la colaboración MASTER. Una medición de sirena estándar de ondas gravitacionales de la constante de Hubble // Naturaleza. - 2017. - T. 551 . - S. 85-88 . -doi : 10.1038/ naturaleza24471 . — arXiv : 1710.05835 .
- ↑ Astronet > Universo
- ↑ Copia archivada (enlace no disponible) . Consultado el 26 de octubre de 2007. Archivado desde el original el 30 de septiembre de 2008.
- ↑ Gratton Raffaele G., Fusi Pecci Flavio, Carretta Eugenio y otros Edades de cúmulos globulares de HIPPARCOS Parallaxes of Local Subdwarfs . — Diario astrofísico, 1997.
- ↑ Peterson Charles J. Edades de los cúmulos globulares . — Sociedad Astronómica del Pacífico, 1987.
- ↑ 1 2 Harvey B. Richer et al. Observaciones del telescopio espacial Hubble de enanas blancas en el cúmulo globular M4 . — Cartas de revistas astrofísicas, 1995.
- ↑ Moehler S, Bono G. Enanas blancas en cúmulos globulares . — 2008.
- ↑ Hosford A., Ryan SG, García Pérez AE et al.. Abundancias de litio de enanas de halo basadas en la temperatura de excitación. I. Equilibrio termodinámico local (inglés) // Astronomía y astrofísica . — EDP Ciencias , 2009.
- ↑ Sbordone, L.; Bonifacio, P.; Caffau, E. Abundancias de litio en estrellas apagadas extremadamente pobres en metales . — 2012.
- ↑ Schatz Hendrik, Toenjes Ralf, Pfeiffer Bernd. Cronómetros de torio y uranio aplicados a CS 31082-001 . — El diario astrofísico, 2002.
- ↑ N. Dauphas. COSMOCRONOLOGÍA URANIO-TORIO . — 2005.
- ↑ Izotov, Yuri I.; Thuan, Trinh X. La abundancia primordial de 4He revisada . — Diario astrofísico, 1998.
- ↑ Izotov, Yuri I.; Thuan, Trinh X. La abundancia primordial de 4He: evidencia de nucleosíntesis de big bang no estándar . — Carta del diario astrofísico, 2010.
- ↑ Peimbert, Manuel. La Abundancia Primordial de Helio . — 2008.
Enlaces
- Valores de parámetros recomendados de WMAP
- Agencia Espacial Europea. Desde un Universo casi perfecto hasta lo mejor de ambos mundos. Planck. (últimos párrafos) . Agencia Espacial Europea (17 de julio de 2018). Archivado el 13 de abril de 2020.
- Wright, Edward L. Age of the Universe (2 de julio de 2005).
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