Starost svemira

U fizičkoj kosmologiji, starost svemira je vreme proteklo od Velikog praska. U današnje vreme, astronomi su izveli dva različita merenja starosti svemira: merenje zasnovano na direktnim posmatranjima ranog stanja svemira, koje ukazuje na starost od Шаблон:Val milijardi godina, kako se tumači sa Lambda-CDM modelom podudarnosti prema podacima iz 2018; i merenje zasnovano na posmatranju lokalnog, modernog svemira, koje sugeriše mlađi vek. Neizvesnost prve vrste merenja sužena je na 20 miliona godina, na osnovu brojnih studija koje su dale izuzetno slične cifre za starost. Ovo uključuje studije mikrotalasnog pozadinskog zračenja svemirske letelice Plank, sonde za mikrotalasnu anizotropiju Vilkinson i drugih svemirskih sondi. Merenja kosmičkog pozadinskog zračenja daju vreme hlađenja svemira od Velikog praska, a merenja brzine širenja svemira mogu se koristiti za izračunavanje njegove približne starosti ekstrapolacijom unazad u vremenu. Opseg procene je takođe unutar opsega procene za najstariju posmatranu zvezdu u svemiru.

Objašnjenje

Lambda-CMD model opisuje evoluciju svemira od veoma uniformnog, vrelog i gustog početnog stanja pa sve do danas, nekih 13.8 milijadi godina kasnije. Ovaj model je veoma dobro razrađen u teoriji i snažno zasnovan u praksi skorašnjim visoko preciznim astronomskim posmatranjima kao sto je WMAP. Međutim, teorije o poreklu početnog stanja ostaju na nivou spekulacija. Ukolio bi u Lambda-CDM modelu iz top početnog stanja pokušali da izvedemo neko prethodno stanje, veoma brzo (u deliću sekunde) bi došli do stanja singulariteta zvanog i "singularitet Velikog praska". 

Iako bi svemir, u teoriji, mogao da ima i dužu istoriju , Međunarodna astronomska unija trenutno koristi "starost svemira" u značenju trajanje Lambda-CDM ekspanzije, ili vreme proteklo od Velikog praska u vidljivom svemiru.

Ograničenja koja se mogu dobiti posmatranjima

Pošto svemir mora biti star bar koliko i najstarija stvar u njemu, postoje brojnja posmatranja koja daju donju granicu starosti svemira. U okviru njih imamo temperature najhladnijih belih patuljaka, koji se postepeno hlade kako stare.

Kosmološki parametri

Starost svemira se može odrediti merenjem Hablove konstante danas i ekstrapolacijom unazad u vremenu sa posmatranom vrednošću parametara gustine ($\mathrm{\Omega }$). Pre otkrića tamne energije, verovalo se da svemirom dominira materija (Ajnštajn-de Sitterov svemir, zelena kriva). Treba imati na umu da de Siterov svemir ima beskonačnu starost, dok zatvoreni svemir ima najmanju starost.

Vrednost faktora korekcije starosti, $F,$ je prikazana kao funkcija dva kosmološka parametra: trenutna frakciona gustina materije ${\mathrm{\Omega }}_{\text{m}}$ i kosmološka konstantna gustina ${\mathrm{\Omega }}_{\mathrm{\Lambda }}.$ Vrednosti ovih parametara koje su najpodesnije, prikazane su u okviru u gornjem levom uglu; svemir kojim dominira materija prikazan je zvezdom u donjem desnom uglu.

Problem određivanja starosti svemir usko je vezan za problem određivanja vrednosti kosmoloških parametara. Danas se to uglavnom sprovodi u kontekstu ΛCDM modela, gde se pretpostavlja da svemir sadrži normalnu (barionsku) materiju, hladnu tamnu materiju, zračenje (uključujući fotone i neutrine) i kosmološku konstantu.

Deo doprinosa svakog od njih u trenutnoj gustini energije svemira je dat parametrima gustine ${\mathrm{\Omega }}_{\text{m}},$ ${\mathrm{\Omega }}_{\text{r}},$ i ${\mathrm{\Omega }}_{\mathrm{\Lambda }}.$ Potpuni ΛCDM model je opisan nizom drugih parametara, ali u svrhu izračunavanja njegove starosti ova tri, zajedno sa Hablovim parametrom $H_0$, su najvažnija.

Ako se imaju tačna merenja ovih parametara, onda se starost svemira može odrediti korišćenjem Fridmanove jednačine. Ova jednačina povezuje stopu promene faktora razmere $a(t)$ sa sadržajem materije u svemiru. Preobražavajući ovu relaciju, može se izračunati promena vremena po promeni faktora razmere i tako izračunati ukupna starost svemira integracijom ove formule. Starost $t_0$ je tada data izrazom oblika

$t_0=\frac{1}{H_0}F({\mathrm{\Omega }}_{\text{r}},{\mathrm{\Omega }}_{\text{m}},{\mathrm{\Omega }}_{\mathrm{\Lambda }},\dots )$

gde je $H_0$ Hablov parametar i funkcija $F$ zavisi samo od frakcionog doprinosa energetskom sadržaju svemira koji dolazi iz različitih komponenti. Prvo zapažanje koje se može izvesti iz ove formule je da je Hablov parametar taj koji kontroliše starost svemira, uz korekciju koja proizilazi iz sadržaja materije i energije. Dakle, gruba procena starosti svemira dolazi iz Hablovog vremena, inverzne vrednosti Hablovog parametra. Sa vrednošću za $H_0$ oko Шаблон:Val, Hablovo vreme se procenjuje na $1/H_0=$Шаблон:Val milijardi godina.

Da bi se dobio tačniji broj, mora se izračunati funkcija korekcije $F$. Generalno, ovo se mora uraditi numerički, a rezultati za opseg vrednosti kosmoloških parametara prikazani su na slici. Za Plankove vrednosti $({\mathrm{\Omega }}_{\text{m}},{\mathrm{\Omega }}_{\mathrm{\Lambda }})=$(0,3086, 0,6914), prikazane u okviru u gornjem levom uglu slike, ovaj faktor korekcije je oko $F=0,956.$ Za ravan svemir bez ikakve kosmološke konstante, prikazan zvezdom u donjem desnom uglu, $F=2/3$ je mnogo manji i samim tim je svemir mlađi za fiksnu vrednost Hablovog parametra. Da bi se dobila ova cifra, ${\mathrm{\Omega }}_{\text{r}}$ se održava konstantnim (otprilike ekvivalentno sa održavanjem CMB temperaturne konstante) i parametar gustine zakrivljenosti je fiksiran vrednošću ostala tri.

Osim Plankovog satelita, Wilkinsonova mikrotalasna anizotropna sonda (WMAP) bila je ključna u utvrđivanju tačne starosti svemira, iako se druga merenja moraju sastaviti da bi se dobio tačan broj. CMB merenja su veoma dobra u ograničavanju sadržaja materije ${\mathrm{\Omega }}_{\text{m}},$ i parametra zakrivljenosti ${\mathrm{\Omega }}_{\text{k}}.$ To nije toliko senzitivno na ${\mathrm{\Omega }}_{\mathrm{\Lambda }}$ direktno, delimično zato što kosmološka konstanta postaje važna samo pri malom crvenom pomaku. Veruje se da trenutno najtačnija određivanja Hablovog parametra $H_0$ potiču od izmerenih osvetljenosti i crvenih pomaka udaljenih supernova tipa Ia. Kombinovanje ovih merenja dovodi do opšte prihvaćene vrednosti za starost svemira koja je gore citirana.

Kosmološka konstanta čini svemir „starijim“ za fiksne vrednosti ostalih parametara. Ovo je značajno, jer pre nego što je kosmološka konstanta postala opšteprihvaćena, model Velikog praska je imao poteškoća da objasni zašto se činilo da su globularna jata u Mlečnom putu daleko starija od starosti svemira izračunatog na osnovu Hablovog parametra i svemira koji sadrži samo materiju. Uvođenje kosmološke konstante omogućava svemiru da bude stariji od ovih klastera, i daje objašnjavanje drugih karakteristika koje kosmološki model zasnovan samo na materiji nije mogao.

Vidi još

• Starost Zemlje
• Kosmologija
• Multiverzum
• Vidljivi svemir
• WMAP

Spoljašnje veze

• Шаблон:Cite web

• Шаблон:Cite web

• Шаблон:Cite web

• Шаблон:Cite arXiv

• Шаблон:Cite web

• Шаблон:Cite web

• Шаблон:Cite web — Space and time set to scale for the beginner.

• Шаблон:Cite web

• Шаблон:Cite web