Evrenin yaşı - Age of the universe

Bu makale, evrenin yaşının bilimsel tahminleri ile ilgilidir. Dini ve diğer bilimsel olmayan tahminler için bkz Arkadaş oluşturma .
Bir serinin parçası
fiziksel kozmoloji
Planck uzay aracı verilerinden elde edilen tam gökyüzü görüntüsü
erken evren
Arka plan
Genişletme  · Gelecek
Bileşenler  · Yapı
Bileşenler
Yapı
deneyler
Bilim insanları
Konu geçmişi

Gelen fiziksel kozmolojinin , evrenin yaşı olan zamanı itibaren geçen Big Bang . Bugün, gökbilimciler evrenin yaşıyla ilgili iki farklı ölçüm elde ettiler : evrenin erken bir durumunun doğrudan gözlemlerine dayanan bir ölçüm. 2018 itibariyle Lambda-CDM uyum modeli kapsamında 13.772 ± 0.040 milyar yıl ; ve daha genç bir yaş öneren yerel, modern evrenin gözlemlerine dayanan bir ölçüm. Belirsizlik ölçümün birinci tür tüm yaş için son derece benzer rakamlar verdi çalışmalar sayısına dayalı, 20 milyon yıl kadar daraltılmıştır. Bunlar , Planck uzay aracı , Wilkinson Mikrodalga Anizotropi Sondası ve diğer uzay sondaları tarafından mikrodalga arka plan radyasyonu çalışmalarını içerir . Kozmik arka plan radyasyonunun ölçümleri, Büyük Patlama'dan bu yana evrenin soğuma süresini verir ve evrenin genişleme hızının ölçümleri, zamanda geriye doğru tahminde bulunarak yaklaşık yaşını hesaplamak için kullanılabilir. Tahmin aralığı aynı zamanda evrende gözlemlenen en eski yıldız için tahmin aralığı içindedir.

Açıklama

Lambda CDM uyum modeli milyar 13,77 hakkında yıllık bir zaman dilimi boyunca mevcut durumunu çok üniforma, sıcak ve yoğun ilkel durumdan evrenin evrimini açıklar kozmolojik zaman . Bu model teorik olarak iyi anlaşılmış ve WMAP gibi son zamanlardaki yüksek hassasiyetli astronomik gözlemlerle güçlü bir şekilde desteklenmiştir . Buna karşılık, ilkel devletin kökeni teorileri çok spekülatif kalır. Lambda-CDM modeli, iyi anlaşılmış en eski durumdan geriye doğru tahmin edilirse, hızla (bir saniyenin küçük bir kesri içinde) bir tekilliğe ulaşır . Bu, " ilk tekillik " veya " Big Bang tekilliği" olarak bilinir . Bu tekillik, bilindik anlamda fiziksel bir öneme sahip olarak anlaşılmaz, ancak fiziksel olarak ölçülebilir bir zamana tekabül etmeseler de, "Big Bang'den beri" ölçülen zamanları alıntılamak uygundur. Örneğin, " Büyük Patlama'dan 10 −6 saniye sonra" evrenin evriminde iyi tanımlanmış bir dönemdir. Aynı çağa "13.77 milyar yıl eksi 10 −6 saniye önce" olarak atıfta bulunulursa , anlamın kesinliği kaybolacaktır, çünkü sonraki küçük zaman aralığı birincideki belirsizlik tarafından gölgede bırakılacaktır.

Evrenin teoride daha uzun bir geçmişi olsa da, Uluslararası Astronomi Birliği şu anda "evrenin yaşı" terimini Lambda-CDM genişlemesinin süresi veya eşdeğeri olarak mevcut gözlemlenebilir evrende Büyük Patlama'dan bu yana geçen süre anlamında kullanıyor. .

gözlem limitleri

Evren, en az içindeki en eski şeyler kadar eski olması gerektiğinden, evrenin yaşına bir alt sınır koyan çok sayıda gözlem vardır; bunlar, yaşlandıkça yavaş yavaş soğuyan en soğuk beyaz cücelerin sıcaklığını ve kümelerdeki ana dizi yıldızlarının en loş dönüş noktasını içerir (düşük kütleli yıldızlar ana dizide daha fazla zaman harcarlar, bu nedenle en düşük kütleli yıldızlar ana diziden uzaklaşan bir minimum yaş belirledi).

kozmolojik parametreler

Evrenin yaşı, Hubble sabiti bugün ölçülerek ve yoğunluk parametrelerinin (Ω) gözlemlenen değeriyle zamanda geriye doğru tahmin yapılarak belirlenebilir. Karanlık enerjinin keşfinden önce, evrenin maddenin egemen olduğuna inanılıyordu ( Einstein-de Sitter evreni , yeşil eğri). De Sitter evreninin yaşı sonsuzken , kapalı evrenin yaşının en düşük olduğuna dikkat edin .
Yaş düzeltme faktörünün değeri F , iki kozmolojik parametrenin bir fonksiyonu olarak gösterilir : mevcut kesirli madde yoğunluğu Ω m ve kozmolojik sabit yoğunluk Ω Λ . En uygun değerler bu parametrelerin sol üst kutu ile gösterilir; Maddenin hakim olduğu evren, sağ alttaki yıldız tarafından gösterilmektedir.

Evrenin yaşını belirleme sorunu, kozmolojik parametrelerin değerlerini belirleme sorunuyla yakından bağlantılıdır. Bugün bu büyük ölçüde bağlamında gerçekleştirilir ΛCDM evren, normal (baryonik) madde, soğuk içerdiği varsayılır modeli, karanlık maddeyi (her ikisi de dahil olmak üzere, radyasyon fotonlar ve nötrino ) ve bir kozmolojik sabit . Her birinin evrenin mevcut enerji yoğunluğuna kesirli katkısı, yoğunluk parametreleri Ω m , Ω r ve Ω Λ tarafından verilir . Tam ΛCDM modeli bir dizi başka parametreyle tanımlanır, ancak yaşını hesaplamak amacıyla Hubble parametresiyle birlikte bu üçü en önemlileridir.

Bu parametrelerin doğru ölçümleri varsa, o zaman evrenin yaşı Friedmann denklemi kullanılarak belirlenebilir . Bu denklem, a ( t ) ölçek faktöründeki değişim oranını evrenin madde içeriğiyle ilişkilendirir. Bu bağıntıyı tersine çevirerek, ölçek faktöründeki değişim başına zamandaki değişimi hesaplayabilir ve bu formülü entegre ederek evrenin toplam yaşını hesaplayabiliriz . Yaş t 0 daha sonra formun bir ifadesi ile verilir

nerede olduğunu Hubble parametre ve fonksiyon F yalnızca çeşitli bileşenleri gelen evrenin enerji içeriğine fraksiyonel katkı bağlıdır. Bu formülden yapılabilecek ilk gözlem, madde ve enerji içeriğinden kaynaklanan bir düzeltme ile evrenin o yaşını kontrol eden Hubble parametresidir. Yani evrenin yaşının kaba bir tahmini , Hubble parametresinin tersi olan Hubble zamanından gelir . Etrafında bir değer ile69 km / s / Mpc Hubble zaman değerlendirir için =14.5 milyar yıl.

Daha doğru bir sayı elde etmek için F düzeltme faktörü hesaplanmalıdır. Genelde bu sayısal olarak yapılmalıdır ve bir dizi kozmolojik parametre değeri için sonuçlar şekilde gösterilmiştir. İçin Planck değerleri (Ω m , Ω N- şeklin sol üst köşesinde kutu ile gösterilmiştir) = (0,3086, 0,6914), bu düzeltme faktörü ile ilgilidir F = 0.956. Sağ alt köşedeki yıldız tarafından gösterilen, herhangi bir kozmolojik sabiti olmayan düz bir evren için, F = 2 ⁄ 3 çok daha küçüktür ve dolayısıyla Hubble parametresinin sabit bir değeri için evren daha gençtir. Bu rakamı yapmak için Ω r sabit tutulur (kabaca CMB sıcaklığını sabit tutmaya eşdeğerdir ) ve eğrilik yoğunluğu parametresi diğer üçünün değeri ile sabitlenir.

Planck uydusunun yanı sıra, Wilkinson Mikrodalga Anizotropi Sondası ( WMAP ), doğru bir sayı elde etmek için diğer ölçümlerin katlanması gerekmesine rağmen, evrenin doğru bir yaşını belirlemede etkiliydi . CMB ölçümleri, madde içeriğini Ω m ve eğrilik parametresini Ω k sınırlamada çok iyidir . Kısmen kozmolojik sabit sadece düşük kırmızıya kaymada önemli hale geldiğinden, doğrudan Ω Λ'ye duyarlı değildir . Parametre Hubble en doğru tespitler H 0 gelen Tip la süpernova . Bu ölçümlerin birleştirilmesi, yukarıda alıntılanan evrenin yaşı için genel olarak kabul edilen değere yol açar.

Kozmolojik sabit, diğer parametrelerin sabit değerleri için evreni "eski" yapar. Bu önemlidir, çünkü kozmolojik sabit genel olarak kabul edilmeden önce Büyük Patlama modeli , Samanyolu'ndaki küresel kümelerin neden Hubble parametresinden ve yalnızca maddeden oluşan bir evrenden hesaplandığı şekliyle evrenin yaşından çok daha yaşlı göründüğünü açıklamakta güçlük çekiyordu. . Kozmolojik sabitin tanıtılması, evrenin bu kümelerden daha yaşlı olmasına izin vermenin yanı sıra, yalnızca maddeden oluşan kozmolojik modelin yapamayacağı diğer özellikleri açıklıyor.

WMAP

NASA 'nın Wilkinson Mikrodalga Anizotropi Sondası (WMAP) projenin dokuz yıllık veri bırakma 2012 yılında evrenin yaşı olarak tahmin(13.772 ± 0.059) x 10 9 (artı ya da eksi 59 milyon yıl belirsizlikle 13.772 milyar yıl) yıldır.

Ancak bu yaş, projenin altında yatan modelin doğru olduğu varsayımına dayanmaktadır; evrenin yaşını tahmin etmenin diğer yöntemleri farklı yaşlar verebilir. Örneğin, göreli parçacıkların fazladan bir arka planının varsayılması, WMAP kısıtlamasının hata çubuklarını bir büyüklük sırasına göre büyütebilir.

Bu ölçüm, ayrıştırma yüzeyinin boyutunu (yeniden birleştirme sırasında evrenin boyutu) belirlemek için mikrodalga arka plan güç spektrumundaki ilk akustik tepe noktasının konumu kullanılarak yapılır . Bu yüzeye ışık seyahat süresi (kullanılan geometriye bağlı olarak) evren için güvenilir bir yaş verir. Bu yaşı belirlemek için kullanılan modellerin geçerliliğini varsayarsak, artık doğruluk yüzde bire yakın bir hata payı verir.

Planck

2015 yılında Planck İşbirliği , evrenin yaşının13.813 ± 0.038 milyar yıl, biraz daha yüksek ancak WMAP verilerinden elde edilen önceki sayının belirsizlikleri dahilinde.

Aşağıdaki tabloda, rakamlar temel ΛCDM modeli için %68 güven sınırları içindedir .

Efsane:

2015 Planck sonuçlarından kozmolojik parametreler
Parametre Sembol TT+düşükP TT+düşükP
+mercekleme		 TT+düşükP
+mercekleme+harici		 TT,TE,EE+düşükP TT,TE,EE+düşükP
+mercekleme		 TT,TE,EE+düşükP
+mercekleme+harici
Evrenin yaşı
(Ga)		 13.813 ± 0.038 13.799 ± 0.038 13.796 ± 0.029 13.813 ± 0.026 13.807 ± 0.026 13.799 ± 0.021
Hubble sabiti
( km ⁄ Mpc⋅s )		 67,31 ± 0,96 67,81 ± 0,92 67,90 ± 0,55 67,27 ± 0,66 67.51 ± 0.64 67,74 ± 0,46

2018'de Planck İşbirliği, evrenin yaşıyla ilgili tahminini şu şekilde güncelledi: 13.772 ± 0.040 milyar yıl.

Güçlü önceliklerin varsayımı

Evrenin yaşını hesaplamak, ancak onu tahmin etmek için kullanılan modellerde yerleşik varsayımlar da doğruysa doğrudur. Bu, güçlü öncelikler olarak adlandırılır ve esas olarak, gerçek gözlem verilerinin doğruluğunu doğrudan sonuca bağlamak için modelin diğer bölümlerindeki potansiyel hataların çıkarılmasını içerir. Bu, tüm bağlamlarda geçerli bir prosedür olmasa da (ekli uyarıda belirtildiği gibi: "kullandığımız temel modelin doğru olduğunu varsaydığımız gerçeğine dayanarak"), verilen yaş bu nedenle belirtilen hata için doğrudur (bu hata ham veri girişini modele toplamak için kullanılan araçtaki hatayı temsil eder).

Tek başına Planck 2018 verilerine en uygun olan evrenin yaşı ,13.772 ± 0.040 milyar yıl. Bu sayı, evrenin yaşının doğru bir "doğrudan" ölçümünü temsil eder (diğer yöntemler tipik olarak Hubble yasasını ve küresel kümelerdeki en yaşlı yıldızların yaşını vb. içerir). Aynı parametreyi (bu durumda – evrenin yaşı) belirlemek için farklı yöntemler kullanmak ve "hatalarda" çakışma olmadan farklı yanıtlara ulaşmak mümkündür. Sorundan en iyi şekilde kaçınmak için iki belirsizlik kümesi göstermek yaygındır; biri gerçek ölçümle, diğeri ise kullanılan modelin sistematik hatalarıyla ilgilidir.

Bu nedenle, evrenin yaşını belirlemek için kullanılan verilerin analizinin önemli bir bileşeni (örn. Planck'tan ) , öncekilere (yani modele) dayalı olarak sonuçları normalleştiren bir Bayes istatistiksel analizini kullanmaktır . Bu, kullanılan belirli bir model nedeniyle bir ölçümün doğruluğundaki herhangi bir belirsizliği nicelendirir.

Tarih

Ana maddeler: Kozmik yaş sorunu ve Kozmik mikrodalga arka planı

18. yüzyılda, Dünya'nın yaşının milyarlarca olmasa da milyonlarca yıl olduğu kavramı ortaya çıkmaya başladı. Bununla birlikte, 19. yüzyıl boyunca ve 20. yüzyılın ilk on yıllarına kadar çoğu bilim adamı, evrenin kendisinin Durağan Durumda ve ebedi olduğunu, muhtemelen yıldızların gelip gitmesiyle birlikte, o sırada bilinen en büyük ölçekte hiçbir değişiklik meydana gelmediğini varsaydılar .

Evrenin yaşının sonlu olabileceğini gösteren ilk bilimsel teoriler , 19. yüzyılın ortalarında resmileşen termodinamik çalışmalarıydı . Entropi kavramı, eğer evren (veya başka bir kapalı sistem) sonsuz derecede eski olsaydı, o zaman içindeki her şeyin aynı sıcaklıkta olacağını ve dolayısıyla yıldızların ve yaşamın olmayacağını belirtir. O zaman bu çelişki için hiçbir bilimsel açıklama yapılmadı.

1915'te Albert Einstein genel görelilik teorisini yayınladı ve 1917'de teorisine dayanan ilk kozmolojik modeli kurdu . Sabit durumlu bir evrenle tutarlı kalmak için Einstein, daha sonra kozmolojik sabit olarak adlandırılan şeyi denklemlerine ekledi . Einstein'ın statik bir evren modelinin kararsız olduğu Arthur Eddington tarafından kanıtlandı .

Evrenin durağan olmadığı, genişlediğine dair ilk doğrudan gözlemsel ipucu , çoğunlukla Vesto Slipher tarafından yapılan ' durgunluk hızları ' ve Edwin Hubble'ın 1929'da yayınlanan bir çalışmasında ' nebulalara ' ( galaksiler ) olan mesafelerle birleştirilmiş gözlemlerinden geldi. 20. yüzyılda Hubble ve diğerleri, belirli bulutsular içindeki tek tek yıldızları çözdüler ve böylece onların Samanyolu Gökadamıza benzeyen, ancak onun dışında olan gökadalar olduklarını belirlediler . Ayrıca bu galaksiler çok büyük ve çok uzaktaydı. Spektrumlar , bu uzak galaksilerin alınan gösterdi kırmızı değişim kendi içinde spektral çizgilerin muhtemelen neden Doppler etkisi dolayısıyla bu galaksiler Dünya uzağa hareket belirten. Ek olarak, bu galaksiler ne kadar uzakta görünüyorsa (bize o kadar sönük görünüyorlardı) kırmızıya kaymaları o kadar büyüktü ve bu yüzden daha hızlı uzaklaşıyor gibi görünüyorlardı. Bu, evrenin durağan değil genişlediğinin ilk doğrudan kanıtıydı. Evrenin yaşıyla ilgili ilk tahmin, tüm nesnelerin aynı noktadan hızlanmaya başladığı zamanın hesaplanmasından geldi. Hubble'ın evrenin yaşı için ilk değeri çok düşüktü, çünkü galaksilerin daha sonraki gözlemlerin onları bulduğundan çok daha yakın olduğu varsayıldı.

Şimdi Hubble sabiti olarak bilinen sayısal bir değer olan evrenin genişleme hızının ilk makul derecede doğru ölçümü, 1958'de astronom Allan Sandage tarafından yapıldı . Hubble sabiti için ölçülen değeri, bugün genel olarak kabul edilen değer aralığına çok yaklaştı.

Ancak Sandage, Einstein gibi, keşif sırasında kendi sonuçlarına inanmadı. Sandage, bu çelişkiyi açıklamak için yeni kozmogoni teorileri önerdi . Bu sorun, yıldızların yaşlarını tahmin etmek için kullanılan teorik modellerdeki iyileştirmelerle az çok çözüldü. 2013 yılı itibarıyla yıldız evriminin en son modellerini kullanarak, tahmini yaş bilinen en eski yıldızı olduğunu14.46 ± 0.8 milyar yıl.

1965'te duyurulan mikrodalga kozmik arka plan radyasyonunun keşfi, sonunda genişleyen evren üzerinde kalan bilimsel belirsizliğe etkili bir son verdi. Bu, aralarında 60 milden daha az olan iki ekibin çalışmasının şans eseri bir sonucuydu. 1964'te Arno Penzias ve Robert Wilson , süper hassas bir antenle radyo dalgası yankılarını tespit etmeye çalışıyorlardı . Anten , mikrodalga bölgesinde , gökyüzüne eşit olarak yayılmış ve gece ve gündüz mevcut olan düşük, sabit, gizemli bir gürültüyü ısrarla tespit etti . Testten sonra, sinyalin Dünya'dan , Güneş'ten veya galaksimizden değil, kendi galaksimizin dışından geldiğinden emin oldular , ancak bunu açıklayamadılar. Aynı zamanda başka bir ekip, Robert H. Dicke , Jim Peebles ve David Wilkinson , Big Bang'den arta kalan düşük seviyeli gürültüyü tespit etmeye ve Big Bang teorisinin doğru olup olmadığını kanıtlamaya çalışıyorlardı. İki ekip, tespit edilen gürültünün aslında Big Bang'den kalan radyasyon olduğunu ve bunun teorinin doğru olduğuna dair güçlü bir kanıt olduğunu fark etti. O zamandan beri, pek çok başka kanıt bu sonucu güçlendirdi ve doğruladı ve evrenin tahmini yaşını şu anki rakamına getirdi.

2001'de fırlatılan WMAP ve 2009'da fırlatılan Planck uzay sondaları , Hubble sabitini ve evrenin yaşını galaksi mesafelerinden bağımsız olarak belirleyen veriler üreterek en büyük hata kaynağını ortadan kaldırdı.

Ayrıca bakınız

Referanslar

Dış bağlantılar