Сообщение от *Guderian*
(Сообщение 80379)
Цитирую учебник, по которому вы учились:
Существует, по крайней мере, 3 способа определить возраст Вселенной.
Возраст химических элементов.
Возраст старейших шаровых скоплений.
Возраст старейших звезд белых карликов.
Возраст элементов
Возраст химических элементов можно оценить, используя явление радиоактивного распада с тем, чтобы определить возраст определенной смеси изотопов. Наиболее надежный возраст определяемый данным способом это возраст, прошедший с момента образования скальных пород. При образовании породы,химические элементы обычно образуют различные кристаллические структуры. Например, натрий и кальций оба являются распространенными элементами, однако их химическое поведение совершенно различно, поэтому мы обычно находим натрий и кальций в различных кристаллах в разных скальных породах. Рубидий и стронций являются более тежелыими элементами, которые химически ведут себя во многом подобно натрию и кальцию, соответственно. Так рубидий и стронций обычно находят в разных кристаллах скальных пород. Однако изотоп Рубидий-87 распадается на Стронций-87 с временем полураспада 47 миллиардов лет. Существует и другой изотоп стронция, Sr-86, который не возникает в результате какого либо распада рубидия. Изотоп Sr-87 называют радиогенным, поскольку он может образовываться в ходе радиоактивного распада, тогда как Sr-86 является не радиогенным. Sr-86 исполльзуют, чтобы определить какая доля Sr-87 образовалась в результате радиоактивного распада. Эту долю определяют изображая на графике отношение Sr-87/Sr-86 к отношению Rb-87/Sr-86. При формировании породы, различные кристаллы имеют широкий разброс отношений Rb-87/Sr-86, однако отношение Sr-87/Sr-86 точно такое же во всех кристаллах поскольку химические процессы, приводящие к разделению кристаллов не различают изотопов. После того, как порода пребывала в твердом состоянии в течение нескольких миллиардов лет, часть Rb-87 распадется до Sr-87. Поэтому отношение Sr-87/Sr-86 станет выше в кристаллах с большим отношением Rb-87/Sr-86. Построим линейную зависимость Sr-87/Sr-86 = a + b*(Rb-87/Sr-86) и найдем наклон прямой, как функцию числа периодов полураспада:
b = 2x - 1 где x число периодов полураспада, которое порода оставалась твердой.
При применении к скальным породам на поверхности Земли, самые старые скалы показывают возраст 3.8 миллиарда лет. при применении к метеоритам, старейшие из них имеют возраст 4.56 миллиарда лет. Этот очень надежно определенный возраст является возрастом Солнечной системы.
При применении к смешанным и развивающимся системам, таким как газ в Млечном Пути, высокая точность недостижима. Первая проблема состоит в том, что здесь отсутствует химическое разделение элементов по разным кристаллам, поэтому приходится использовать абсолютные значения соотношений изотопов вместо наклона прямой линии. А это требует точного знания того, в каких количествах каждый изотоп изначально присутствовал в смеси, т.е. требуется точная модель возникновения элементов. Одна из используемых изотопных пар рений и осмий: в часности Re-187, который разлагается до Os-187 с периодом полураспада в 40 миллиардов лет. Согласно измерениям 15% первоначального Re-187 распалось, что дает возраст в 8-11 миллиардов лет. Однако большую часть этого периода формировалась Солнечная Система, а рений и осмий не образывывались последние 4.56 миллиарда лет. Поэтому, чтобы использовать эти данные для определения возраста Вселенной, нужна модель того, когда образовывались эти элементы. Если все элементы образовались в период вскоре после Большого Взрыва, тогда возраст Вселенной составит to = 8-11 миллиардов лет. Однако, если элементы образовывались непрерывно с постоянной скоростью, тогда средний возраст компонент Солнечной системы составит (to + tSS)/2 = 8-11 миллиардов лет каковое уравнение мы можем решить для возраста Вселенной to = 11.5-17.5 миллиардов лет.
Элементы 238U and 232Th радиоактивны и имеют периоды полураспада 4.468 и 14.05 миллиарда лет, однако наблюдается избыток урана в Солнечной системе по сравнению с ожидаемым количеством при взрыве сверхновых звезд. Это не удивительно поскольку 238U имеет более короткий период полураспада, а степень разницы дает оценку возраста Вселенной. [Dauphas (2005, Nature, 435, 1203)] комбинируя данные по соотношению 238U:232Th в Солнечной системе с отношением, наблюдаемым для очень старых, бедных металлами звезд, решая системы уравнений для отношения в процессе возникновения и возраста Вселенной, получен возраст 14.5+2.8-2.2 миллиардов лет.
Радиоактивная датировка старых звезд
В очень интересной работе Cowan и др. (1997, ApJ, 480, 246) обсуждается избыток тория в галло старых звезд. Обычно измерение содержания радиоактивных изотопов в звездах является невозможным из-за слабости их спектральных линий. Однако у звезды CS 22892-052 линии тория можно обнаружить из-за того, что у этой звезды очень слабы линии железа. Отношение Th/Eu (Европий) у этой звезды составляет 0.219 по сравнению с 0.369 в нынешней Солнечной системе. Торий распадается с периодом полураспада 14.05 миллиардов лет, поэтому Солнечная система образовалась с отношением Th/Eu = 24.6/14.05*0.369 = 0.463. Если звезда CS 22892-052 образовалась с таким же отношением Th/Eu то её возраст равен 15.2 +/- 3.5 миллиардов лет. На самом деле эта звезда должны быть несколько старше, поскольку часть тория имевшегося в Солнечной системе распалась до того как образовалось Солнце, и эта поправка зависит от истории нуклеосинтеза в Млечном пути. Тем не менее, метод является интересным способом измерения возраста самых старых звезд совершенно независимым от метода измерения времени жизни звезды по методу главной последовательности.
Возраст старейших шаровых скоплений
По мере того, как в ядре звезды водород превращается в гелий, звезда переходит на единую кривую в координатах светимость-температура известную под именем диаграмима H-R в честь её первооткрывателей, Герцшпрунга и Рассела. Эта кривая также известна как главная последовательность, поскольку большинство звезд находятся на этой кривой. Поскольку яркость звезды варьирует как M3 или M4, время пребывания звезды на главной последовательности составляет t=const*M/L=k/L0.7. Таким образом, если измерить яркость наиболее ярких звезд главной последовательности, то мы получим верхний предел возраста шарового скопления:
Возраст < k/L(MS_max)0.7
Эта величина является верхним пределом, поскольку отсутствие звезд ярче, чем наблюдаемые L(MS_max) вызвано тем, что звезд с необходимой массой не образовывалось. Однако в скоплениях, состоящих из тысяч звезд, такой провал в диапазоне масс крайне маловероятен, возраст равен k/L(MS_max)0.7. [Chaboyer, Demarque, Kernan и Krauss (1996, Science, 271, 957)] применили этот метод к [шаровым скоплениям] и нашли, что возраст Вселенной больше, чем 12.07 миллиардов лет с 95%-ной доверительной вероятностью. Они установили, что возраст пропорционален яркости одной из звезд RR Lyra, которая использовалась для определения расстояния до шарового скопления. [Chaboyer (1997)] дает более надежныю оценку возраста шаровых скоплений в 14.6 +/- 1.7 миллиарда лет. Однако недавние результаты Hipparcos показывают что шаровые скопления находятся более далеко, чем полагали ранее, таким образом, их звезды более яркие. [Gratton и др.] дают возраста скоплений между 8.5 и 13.3 миллиардов лет с наиболее вероятным возрастом 12.1, тогда как [Reid] дает возраст между 11 и 13 миллиардов лет, а [Chaboyer и др.] дает 11.5 +/- 1.3 миллиардов лет для среднего возраста старейших шаровых скоплений.
Возраст старейших белых карликов
Звезда белый карлик это объект с массой, примерно равной массе Солнца, но радиусом, примерно равным радиусу Земли. Оцениваемая плотность вещества белого карлика в миллион раз больше плотности воды. Белый карлик образуется в центре звезды красного гиганта, но он не виден до тех пор, пока оболочка красного гиганта не будет сброшена в космос. Когда это произойдет, ультрафиолетовое излучение очень горячего ядра звезды ионизирует окружающий газ образуя планетарную туманность. Оболочка звезды продолжает удаляться от центрального ядра, и в конечном итоге планетарная туманность рассеиваясь, становится невидимой, оставляя лишь очень горячее ядро которое является белым карликом. Звезда белый карлик светится лишь остаточным теплом. Более старые белые карлики будут более холодными и потому менее яркими. Обнаруживая слабые белые карлики, можно оценить продолжительность времени в течение котрого данный белый карлик охлаждался. Oswalt, Smith, Wood и Hintzen (1996, Nature, 382, 692) проделали это и получили возраст 9.5+1.1-0.8 миллиардов лет для звезд основного диска Млечного пути. Они оценили возраст Вселенной по крайней мере на 2 миллиарда лет чтарше возраста диска, т.е. to > 11.5 миллиардов лет.
[Hansen и др.] использовали телескоп HST для измерения возраста белых карликов в шаровом скоплении M4, и получили возраст 12.7 +/- 0.7 миллиардов лет. В 2004г [Hansen и др.] уточнили свои данные и получили возраст для M4 в 12.1 +/- 0.9 миллиардов лет, что очень хорошо соответствует возрасту шаровых скоплений из данных главной последовательности. Все это позволяет считать время (и ошибку его определения) временем между Большим взрывом и образованием шаровых скоплений т.е. возрастом Вселенной 12.8 +/- 1.1 миллиардов лет.
|
