Epoca universului

Timpul dintre Big Bang și ziua de azi este denumit în mod obișnuit epoca Universului . Observațiile actuale sugerează că această vârstă este de aproximativ 13,82 miliarde de ani ^[1] ; estimările acceptate anterior convergeau la aproximativ 13,72 miliarde de ani, cu o incertitudine de aproximativ 120 de milioane de ani. ^[2] Gama de incertitudine este obținută din acordul mai multor cercetări științifice. Diverse măsurători vă permit să estimați „cu precizie” vârsta universului. Acestea includ măsurători ale fundalului cosmic cu microunde și extinderea Universului . Măsurătorile fundalului cosmic cu microunde iau în considerare timpul de răcire al universului de la Big Bang. Studiile despre expansiunea universului permit calcularea unei date probabile de începere a expansiunii menționate anterior.

Necunoscând ce a precedat Big Bang-ul, „epoca universului” reală poate fi mai mare decât se estimează astăzi.

Explicaţie

Modelul Lambda-CDM descrie evoluția Universului de la o stare primordială densă, caldă și uniformă la cea prezentă de-a lungul unei benzi de 13,8 miliarde de ani de timp cosmologic ; acest model este bine cunoscut și înțeles teoretic și puternic susținut de recent ^{[ ca? ]} observații astronomice de înaltă precizie precum cele ale WMAP . Dimpotrivă, teoriile despre originea stării primordiale rămân doar în starea speculativă. Teoria dominantă, cea a inflației cosmice , la fel ca scenariul ecpirotic recent, sugerează că Big Bang-ul a creat cosmosul pe care îl observăm ar putea face parte dintr-un univers mai mare cu proprietăți fizice complet diferite și cu o istorie care se extinde cu siguranță înainte de 13,8 miliarde de ani. Cu toate acestea, modul de verificare a acestor idei nu este nici clar, nici simplu.

Dacă modelul lambda-CDM este extrapolat înapoi față de prima stare cunoscută, aceasta ar ajunge instantaneu (într-o mică fracțiune de secundă) la o valoare infinită care nu poate fi tratată fizic, deoarece nu poate fi măsurată, valoare care în matematica ia numele de singularitate . Această singularitate, deși este începutul realității, rămâne externă acesteia. Cu toate acestea, este util pentru „calibrarea” timpului care urmează Big Bang-ului, istoria universului nostru. De exemplu, „10 ⁻⁶ secunde după Big Bang” este o eră bine definită în evoluția Universului; în acest fel are sens să spunem că aceeași eră este echivalentă cu „13,8 miliarde de ani minus acum 10 ⁻⁶ secunde”, dar această estimare nu se aplică deoarece ultimul interval de timp trece de la incertitudinea celei anterioare.

Deși Universul poate avea teoretic o istorie mai lungă, cosmologii folosesc în prezent termenul „vârsta Universului” pentru a se referi la durata expansiunii lambda-CDM, echivalentă cu timpul scurs de la Big Bang.

Limite observabile ale vârstei Universului

Deoarece Universul trebuie să aibă cel puțin aceeași vârstă cu cea mai veche din interiorul său, multe observații plasează o limită inferioară vârstei Universului: acestea includ, de exemplu, temperatura celor mai reci pitici albi și rata de schimb punctuală a piticilor roșii .

Vârsta în funcție de parametrii cosmologici

Vârsta Universului poate fi determinată prin măsurarea constantei Hubble astăzi și extrapolarea valorilor observate ale parametrilor de densitate (Ω) în timp. Înainte de descoperirea energiei întunecate , se credea că Universul era dominat de materie, deci Ω în acest grafic corespunde

\Omega _{m}

{\ displaystyle \ Omega _ {m}}

{\ displaystyle \ Omega _ {m}}

. Rețineți că Universul accelerat este mai vechi, în timp ce Universul Big Crunch este mai tânăr.

Valoarea factorului de corecție a vârstei

F.

{\ displaystyle F}

F.

este prezentat în funcție de doi parametri cosmologici: densitatea curentă a materiei fracționate

\Omega _{m}

{\ displaystyle \ Omega _ {m}}

{\ displaystyle \ Omega _ {m}}

și densitate cosmologică constantă

\Omega _{\Lambda }

{\ displaystyle \ Omega _ {\ Lambda}}

{\ displaystyle \ Omega _ {\ Lambda}}

. Cele mai potrivite valori ale acestor parametri sunt afișate de pătratul din stânga sus; Universul dominat de materie este arătat de steaua din dreapta jos.

Problema determinării vârstei Universului este puternic legată de problema determinării valorilor parametrilor cosmici. Astăzi, acest lucru se face în mare parte în contextul ΛCDM , unde se presupune că Universul conține materie normală (barionică), materie întunecată rece, radiații (inclusiv fotoni și neutrini ) și o constantă cosmologică . Contribuția fracționată a fiecăruia la densitatea energetică actuală a Universului este dată de parametrii densității $\Omega _{m}$ ${\ displaystyle \ Omega _ {m}}$ ${\ displaystyle \ Omega _ {m}}$ , $\Omega _{r}$ ${\ displaystyle \ Omega _ {r}}$ ${\ displaystyle \ Omega _ {r}}$ , și $\Omega _{\Lambda }$ ${\ displaystyle \ Omega _ {\ Lambda}}$ ${\ displaystyle \ Omega _ {\ Lambda}}$ . Modelul extins ΛCDM este descris de o serie de alți parametri, dar pentru a calcula vârsta descrisă de acești trei, împreună cu parametrul Hubble $H_{0}$ ${\ displaystyle H_ {0}}$ $H_ {0}$ , sunt cele mai importante.

Dacă am avea măsurători exacte ale acestor parametri, vârsta Universului ar fi determinată folosind ecuația Friedmann . Această ecuație corelează rata de schimb cu factorul scalar $a(t)$ ${\ displaystyle a (t)}$ $a (t)$ la materia conținută în univers. Prin inversarea acestei relații putem calcula schimbarea în timp pentru schimbarea factorului scalar și apoi putem calcula vârsta totală a Universului prin integrarea acestei formule. Varsta $t_{0}$ ${\ displaystyle t_ {0}}$ $t_ {0}$ este deci dat de o expresie în formă, $t_{0}={\frac {1}{H_{0}}}F(\Omega _{r},\Omega _{m},\Omega _{\Lambda },\dots )$ ${\ displaystyle t_ {0} = {\ frac {1} {H_ {0}}} F (\ Omega _ {r}, \ Omega _ {m}, \ Omega _ {\ Lambda}, \ dots)}$ ${\ displaystyle t_ {0} = {\ frac {1} {H_ {0}}} F (\ Omega _ {r}, \ Omega _ {m}, \ Omega _ {\ Lambda}, \ dots)}$ unde funcția $F()$ ${\ displaystyle F ()}$ ${\ displaystyle F ()}$ depinde doar de contribuția fracțională la conținutul de energie al universului care provine din diferite componente. Prima observație care poate fi extrasă din această formulă este că parametrul Hubble controlează vârsta universului, cu o corecție care apare din conținutul de materie și energie. Deci, o estimare aproximativă a vârstei universului este obținută din inversul parametrului Hubble, ${\frac {1}{H_{0}}}=\left({\frac {H_{0}}{72\quad {\text{km/(s}}\cdot {\text{Mpc)}}}}\right)^{-1}\times 13,6\quad {\text{Ga}}.$ ${\ displaystyle {\ frac {1} {H_ {0}}} = \ left ({\ frac {H_ {0}} {72 \ quad {\ text {km / (s}} \ cdot {\ text {Mpc )}}}} \ right) ^ {- 1} \ times 13,6 \ quad {\ text {Ga}}.}$ ${\ displaystyle {\ frac {1} {H_ {0}}} = \ left ({\ frac {H_ {0}} {72 \ quad {\ text {km / (s}} \ cdot {\ text {Mpc )}}}} \ right) ^ {- 1} \ times 13,6 \ quad {\ text {Ga}}.}$

Pentru a obține o valoare mai precisă, trebuie calculat factorul de corecție $F()$ ${\ displaystyle F ()}$ ${\ displaystyle F ()}$ . În general, acest lucru trebuie făcut numeric, iar rezultatele pentru o gamă de valori ale parametrilor cosmologici sunt prezentate în figură. Pentru valorile WMAP ( $\Omega _{m}$ ${\ displaystyle \ Omega _ {m}}$ ${\ displaystyle \ Omega _ {m}}$ , $\Omega _{\Lambda }$ ${\ displaystyle \ Omega _ {\ Lambda}}$ ${\ displaystyle \ Omega _ {\ Lambda}}$ ) = (0,266,0,732), indicat de pătratul mic din colțul din stânga sus al figurii, acest factor de corecție este aproape unul: $F=0,996$ ${\ displaystyle F = 0.996}$ ${\ displaystyle F = 0.996}$ . Pentru un univers plat, fără constantă cosmologică, arătat de stea în colțul din dreapta jos, $F=2/3$ ${\ displaystyle F = 2/3}$ ${\ displaystyle F = 2/3}$ este mai mic și, prin urmare, Universul este mai tânăr pentru o valoare fixă a parametrului Hubble. Pentru a obține această cifră, $\Omega _{r}$ ${\ displaystyle \ Omega _ {r}}$ ${\ displaystyle \ Omega _ {r}}$ este menținut constant (aproximativ echivalent cu menținerea temperaturii radiației de fond cosmice constante) și parametrul densității de curbură este fixat de valoarea celorlalte trei.

Sonda de anizotropie cu microunde Wilkinson ( WMAP ) a fost esențială în stabilirea unei vârste exacte a Universului, deși trebuie utilizate alte măsurători pentru a obține un număr exact. Măsurătorile CMB sunt excelente pentru restrângerea conținutului materiei $\Omega _{m}$ ${\ displaystyle \ Omega _ {m}}$ ${\ displaystyle \ Omega _ {m}}$ ^[3] și parametrul de curbură $\Omega _{k}$ ${\ displaystyle \ Omega _ {k}}$ ${\ displaystyle \ Omega _ {k}}$ ^[4] nu este atât de sensibil la $\Omega _{\Lambda }$ ${\ displaystyle \ Omega _ {\ Lambda}}$ ${\ displaystyle \ Omega _ {\ Lambda}}$ direct, ^[4] în parte, deoarece constanta cosmologică devine importantă doar cu o redare slabă la roșu. Cele mai exacte determinări ale parametrului Hubble $H_{0}$ ${\ displaystyle H_ {0}}$ $H_ {0}$ provin din supernova de tip Ia . Combinând aceste măsuri ajungem la valoarea general acceptată pentru epoca universului considerată mai jos. Constanta cosmologică face universul „mai vechi” prin valoarea fixă a celorlalți parametri. Acest lucru este semnificativ, deoarece, înainte de a fi acceptată în general constanta cosmologică, modelul Big Bang a avut dificultăți în a explica de ce grupurile globulare din Calea Lactee apar mai vechi decât vârsta universului, calculată de parametrul Hubble. de materie. ^[5] ^[6] Introducând constanta cosmologică se arată că universul este mai vechi decât aceste grupuri, în același mod în care se explică alte aspecte pe care modelul cosmologic bazat doar pe materie nu le poate explica. ^[7]

Vârstă bazată pe WMAP

Proiectul NASA Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) crede că vârsta universului este:

(13,72 ± 0,12) × 10 ⁹ ani .

Astfel, universul are aproximativ 13,72 miliarde de ani , ^[2] cu o marjă de incertitudine de 120 de milioane de ani. Cu toate acestea, această vârstă se bazează pe presupunerea că modelul de bază al proiectului este corect; alte metode de estimare a vârstei universului ar putea da vârste diferite. Având în vedere, de exemplu, un mediu inițial cu un număr suplimentar de particule relativiste, putem mări marginile de eroare ale constrângerii WMAP cu un ordin de mărime. ^[8] Această măsurare se face folosind poziția primului vârf acustic din spectrul de energie al fundalului cosmic cu microunde pentru a determina magnitudinea suprafeței de zece ori (dimensiunea universului în momentul recombinării). Timpul de călătorie al luminii către această suprafață (în funcție de geometria utilizată) duce la o vârstă verificabilă a universului. Presupunând validitatea modelelor utilizate pentru a determina această vârstă, precizia reziduală duce la o marjă de eroare apropiată de un procent. ^[9]

Aceasta este valoarea cea mai estimată de astronomi.

Ipoteză cu prioritate ridicată

Calculul vârstei universului este corect doar dacă ipotezele care sunt utilizate în model pentru estimarea acestuia sunt în sine corecte. Aceasta se referă la priorități puternice și implică în esență eliminarea erorilor potențiale din celelalte părți ale modelului pentru a face acuratețea datelor actuale de observație direct în rezultatul concludent. Deși aceasta nu este o procedură validă pentru toate contextele (așa cum sa menționat în nota bazată pe presupunerea că modelul de bază utilizat este corect ), vârsta dată este atât de exactă față de eroarea specifică (deoarece această eroare reprezintă eroarea din instrumentul utilizat pentru a colecta datele brute introduse în model).

Vârsta universului bazat pe cele mai bune se potrivesc pe datele WMAP singur este 13,59 ± 0130000000 ani ^[2] (valoarea superioară extremă a 13.72 include unele alte date amestecate cu acestea). Acest număr reprezintă prima măsurare directă exactă a vârstei universului (alte metode implică de obicei legea lui Hubble și vârsta celor mai vechi stele din grupuri globulare etc.). Este posibil să se utilizeze metode diferite pentru a determina același parametru (în acest caz, vârsta universului) și pentru a ajunge la răspunsuri diferite fără a cădea din nou în erori . Pentru a evita mai bine problema, este obișnuit să se arate două seturi de incertitudini; una referitoare la măsurarea curentă și cealaltă referitoare la erorile sistematice ale modelului utilizat.

O componentă importantă pentru analiza datelor utilizată pentru a determina vârsta universului (și, în general, pentru aceasta, analiza statistică bayesiană este utilizată de WMAP , care normalizează rezultatele pe baza priorităților (adică a modelului)). ^[9] Acest lucru califică o incertitudine în acuratețea măsurătorii datorită modelului particular utilizat. ^[10] ^[11]

Notă

^ Misiunea Planck , pe ansa.it. Adus la 15 octombrie 2013 .
^ ^a ^b ^c ( EN ) Cinci ani Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observații: Prelucrarea datelor, Sky Maps și rezultatele de bază ( PDF ), la lambda.gsfc.nasa.gov , www.nasa.gov . Adus la 20 aprilie 2009.
^ (EN) Animație: sensibilitate la conținutul materiei. Raportul materie-radiație este crescut menținând fixați toți ceilalți parametri (Omega_0h ^ 2 = 0.1-1). , pe background.uchicago.edu , www.uchicago.edu. Adus la 20 aprilie 2009.
^ ^a ^b ( EN ) Animație: scalare a distanței cu diametru unghiular cu curbură și lambda (Omega_K = 1-Omega_0-Omega_Lambda, fix Omega_0h ^ 2 și Omega_Bh ^ 2) , su background.uchicago.edu , www.uchicago.edu. Adus la 20 aprilie 2009.
^ (EN) Clustere stelare globulare , pe seds.org. Adus la 20 aprilie 2009 (arhivat din original la 24 februarie 2008) .
^ (RO) Estimări independente ale vârstei , pe astro.ubc.ca, www.astro.ubc.ca. Adus la 20 aprilie 2009.
^ (EN) JP Ostriker și Paul J. Steinhardt, Cosmic Concordance . Adus la 20 aprilie 2009.
^ (EN) Francesco de Bernardis, Melchiorri A., L. Green și R. Jimenez, The Cosmic Neutrino Background and the age of the Universe (PDF) ^{[ link rupt ]} . Adus la 20 aprilie 2009.
^ ^A ^b (EN) DN Spergel și colab. ,Primul an Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observații: Determinarea parametrilor cosmologici , în The Astrophysical Journal Supplement Series , vol. 148, 2003, pp. 175-194, DOI : 10.1086 / 377226 .
^ (EN) TJ Loredo, Promisiunea inferenței bayesiene pentru astrofizică (PDF) pe astro.cornell.edu. Adus la 20 aprilie 2009.
^ (EN) R. Colistete, JC Fabris & SVB Concalves, Bayesian Statistics and Parametri Constraints on the Generalized Chaplygin Gas Model Using SN Date ia , in International Journal of Modern Physics D, vol. 14, n. 5, 2005, pp. 775-796, DOI : 10.1142 / S0218271805006729 . Adus 21/04/2009 .

Elemente conexe

linkuri externe

( EN ) Tutorialul de cosmologie al lui Ned Wright , pe astro.ucla.edu .
(EN) Edward L. Wright, Age of the Universe , of astro.ucla.edu, 2 iulie 2005. Accesat la 21 aprilie 2009.
(EN) Wayne Hu, al parametrilor cosmologici Animații pe background.uchicago.edu. Adus 21/04/2009 .
( EN ) JP Ostriker și PJ Steinhardt, Cosmic Concordance , pe arxiv.org , arXiv: astro-ph / 9505066. Adus 21/04/2009 .
(RO) Clustere stelare globulare pe seds.org, www.seds.org. Accesat la 21 aprilie 2009 (arhivat din original la 24 februarie 2008) .
(EN) Douglas Scott, Estimări independente ale vârstei pe astro.ubc.ca. Adus 21/04/2009 .
KryssTal "Scara universului" Spațiul și timpul reduse pentru începători.

Portalul fizicii : accesați intrările Wikipedia care se ocupă cu fizica

[1] Misiunea Planck , pe ansa.it. Adus la 15 octombrie 2013 .

[NASA-2] ( EN ) Cinci ani Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observații: Prelucrarea datelor, Sky Maps și rezultatele de bază ( PDF ), la lambda.gsfc.nasa.gov , www.nasa.gov . Adus la 20 aprilie 2009.

[3] (EN) Animație: sensibilitate la conținutul materiei. Raportul materie-radiație este crescut menținând fixați toți ceilalți parametri (Omega_0h ^ 2 = 0.1-1). , pe background.uchicago.edu , www.uchicago.edu. Adus la 20 aprilie 2009.

[anim3-4] ( EN ) Animație: scalare a distanței cu diametru unghiular cu curbură și lambda (Omega_K = 1-Omega_0-Omega_Lambda, fix Omega_0h ^ 2 și Omega_Bh ^ 2) , su background.uchicago.edu , www.uchicago.edu. Adus la 20 aprilie 2009.

[5] (EN) Clustere stelare globulare , pe seds.org. Adus la 20 aprilie 2009 (arhivat din original la 24 februarie 2008) .

[6] (RO) Estimări independente ale vârstei , pe astro.ubc.ca, www.astro.ubc.ca. Adus la 20 aprilie 2009.

[7] (EN) JP Ostriker și Paul J. Steinhardt, Cosmic Concordance . Adus la 20 aprilie 2009.

[8] (EN) Francesco de Bernardis, Melchiorri A., L. Green și R. Jimenez, The Cosmic Neutrino Background and the age of the Universe (PDF) ^{[ link rupt ]} . Adus la 20 aprilie 2009.

[wmap-9] A ^b (EN) DN Spergel și colab. ,Primul an Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observații: Determinarea parametrilor cosmologici , în The Astrophysical Journal Supplement Series , vol. 148, 2003, pp. 175-194, DOI : 10.1086 / 377226 .

[10] (EN) TJ Loredo, Promisiunea inferenței bayesiene pentru astrofizică (PDF) pe astro.cornell.edu. Adus la 20 aprilie 2009.

[11] (EN) R. Colistete, JC Fabris & SVB Concalves, Bayesian Statistics and Parametri Constraints on the Generalized Chaplygin Gas Model Using SN Date ia , in International Journal of Modern Physics D, vol. 14, n. 5, 2005, pp. 775-796, DOI : 10.1142 / S0218271805006729 . Adus 21/04/2009 .

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]