Приглашаем посетить сайт

Физическая энциклопедия. В 5-ти томах
КОСМОХРОНОЛОГИЯ

КОСМОХРОНОЛОГИЯ

КОСМОХРОНОЛОГИЯ (от греч. kosmos - мир, Вселенная, chronos - время и logos - слово, учение) - одно из направлений космологии, устанавливающее возраст разл. астр. объектов (планет, Солнца, звёзд, галактик )и Вселенной в целом.

Для определения возраста в К. применяют как методы наземной наблюдательной астрономии, так и методы внеатмосферной астрономии, позволяющие изучать движение космич. объектов и определять их хим. и изотопный состав.

В К. используют также данные геохронологии о возрасте геологич. образцов, метеоритов и лунного вещества (см. Изотопная хронология). Выводы К. основываются на фундам. физ. законах и представлениях космологии об эволюции космич. объектов и Вселенной в целом.

Осн. проблема К.- определение возраста Вселенной Т _U. С открытием красного смещения линий в спектрaх далёких галактик и развитием представлений о расширяющейся Вселенной удалось получить первую оценку T_U (за начало отсчёта принимается момент взрывного начала расширения Вселенной, см. Сингулярность космологическая). В простейшем приближении связь между расстоянием r до далёкого внегалактич. объекта в расширяющейся Вселенной и скоростью v его удаления записывается в виде =H₀r (см. Хаббла закон), где коэф. H₀= (50-100) (км/с)/Мпк наз. постоянной Хаббла.

Величина t=1/H₀-T_U ( "время Хаббла ") представляет собой время, в течение к-рого произошло расширение видимой части Вселенной - разлёт самых удалённых из наблюдаемых объектов Вселенной (при условии, что расширение происходило равномерно с совр. скоростью). Из данных наблюдений следует, что TU заключено в пределах (10-20) млрд. лет. Имеющаяся неопределённость в значении Т _U обусловлена трудностями определения H₀ (гл. обр. большими погрешностями в нахождении расстояний до далёких галактик, их скоплений и квазаров, см. Расстояний шкала в астрономии).

Если принять (см. Космологические модели), что ранняя Вселенная расширялась с большей скоростью, то время расширения характеризуется более сложной зависимостью:

Здесь , где = (3-5)*10^-31 г/см ³ - ср. плотность материи во Вселенной к настоящему времени (реальное значение р ₀, по-видимому, больше за счёт ненаблюдаемой скрытой массы),= 10^-29 -5*10^-30 г/см ³ - критическая плотность Вселенной,L- космологическая постоянная. Функциональная связь между Т _U,и L, различная в разных однородных и изотропных космологич. моделях, приводит к значениям Тц, сильно различающимся в зависимости от используемых значений и Л, к-рые ещё недостаточно точно определены.

Рис. 1. Зависимость "радиуса" Вселенной - масштабного фактора R (нормированного на наблюдаемое значение R₀) от времени t для различных значений плотности , эквивалентной плотности вакуума L и параметра метрики k (значения плотности даны в единицах 10^-30 г/см ³): 1- =0,5, =10, k=0; 2- =0,6, =13, k=+1; 3 -=0,5, =0, k = -1; 4-=, =0, k = 0; 5- =20, =0, k = + 1.

Рис. 1 иллюстрирует нач. этап эволюции Вселенной от момента t=0 до настоящего времени t₀ в нек-рых однородных изотропных космологич. моделях (кривые 1,2,3,4,5 - зависимость R от t для разных космологич. моделей, где R - масштабный фактор, связанный с расстоянием до "горизонта " Вселенной - см. Горизонт частицы, а R₀ - значение R в момент t₀). В зависимости от выбранных значений , плотности вакуума и параметра метрики космологической модели k(k= -1,0, +1) получаются разные значения Т _U=t₀. Среди возможных решений ур-ний, описывающих расширение Вселенной, есть и такие, к-рые дают вначале затянутое расширение, даже с задержкой на определ. радиусе, а затем ускоренное расширение. Т. о., значения Т _U, полученное из однородных изотропных космологич. моделей, различаются в два раза (10-20 млрд. лет) при использовании простейших соотношений, следующих из закона Хаббла, а для нек-рых моделей (с Л-членом в ур-ниях теории тяготения Эйнштейна) эти различия ещё больше.

Второй способ определения возраста Вселенной основан на достижениях теории строения и эволюции звёзд.

Возраст звезды определяется по результатам астрономич. наблюдений, позволяющим определить стадию эволюции, на к-рой звезда находится в данный момент (по её положению на Герцшпрунга - Ресселла диаграмме), и теории эволюции звёзд, установившей длительность отд. стадий эволюции. К самым старым звёздам относят звёзды шаровых скоплений, на что указывает, в частности, обеднённость их вещества металлами и относительно высокое содержание ⁴ Не (⁴ Не/Н 0,3). Используя ряд данных о шаровых скоплениях, удалось оценить их возраст - от 9 до 15 млрд. лет. Осн. неточность данного метода связана с погрешностями определения расстояний до шаровых скоплений и звёзд, а следовательно, и соотношения масса-светимость, по к-рому строится диаграмма Герцшпрунга - Ресселла. С учётом времени, ушедшего на образование шаровых скоплений, значение возраста Вселенной, установленного этим методом, составляет 11 - 18 млрд. лет.

Третий метод определения возраста - метод ядерной К.- основан на исследовании относит. содержания радиоактивных долгоживущих изотопов, к-рое меняется со временем как из-за радиоакт. распада ядер, так и вследствие др. радиоакт. превращений в процессе продолжающегося нуклеосинтеза. Знание закона изменения относит. концентраций изотопов позволяет определить возраст исследуемого объекта. Для анализа времён порядка млрд. лет и больше используются ядра-хронометры с длит. периодом полураспада (табл. 1).

Табл. 1.- Долгоживущие ядра-хронометры

* Обогащённые протонами нуклиды.

Наиб. широко из представленных в табл. изотопов для определения возраста Вселенной применяют изотопы U и Th, к-рые образуются только в быстром ядерном процессе - r -процессе (r-rapid), протекающем при высоких темп-pax, больших плотностях свободных нейтронов и сопровождающемся многократными нейтронными захватами с образованием нейтроноизбыточных ядер (см. Ядерная астрофизика).

Рис. 2. Зависимость скорости галактического нуклеосинтеза от времени (по Фаулеру). Значение t=0 соответствует времени образования Галактики, S - вклад от вспышки сверхновой.

Использование для К. более лёгких изотопов из табл. 1 требует учёта также и медленного процесса - s -процесса (s-slow) нейтронного захвата, протекающего при гораздо меньших темп-pax и плотностях свободных нейтронов. Хотя одновременный учёт влияния как r-, так и s -процессов на образование ядер-хронометров сложен, данные о Т _U, полученные методами ядерной К., укладываются в интервал 10-20 млрд. лет и пока не дают большей точности. Надежды на более точное определение Т _U связывают с U-Th-методом потому, что изотопы ²³⁵U, ²³⁸U и ²³²Th образуются в одном г-процессе, теория которого Достаточно полно разработана.

Метод определения возраста по анализу содержания в них урана предложил Э. Резерфорд (Е. Rutherford, 1929). Совр. основы методов ядерной К. разработал У. Фаулер (W. Fowler, 1957-61). Согласно Фаулеру, интенсивность нуклеосинтеза ядер в г-процессе уменьшается от момента образования Галактики (t=0)до момента t- ( - продолжительность нуклеосинтеза) по экспоненциальному закону с временной постоянной T_R (рис. 2). Образованию Солнечной системы в момент t₃ предшествовал период конденсации вещества, начавшийся после окончания нуклеосинтеза (его длительность на рис. обозначена ). Развитием экспоненциальной модели Фаулера явилось введение всплеска интенсивности нуклеосинтеза (S). Пик нуклеосинтеза S был введён из-за обнаружения в метсоритном веществе следов относительно короткоживущих (в масштабе 10¹⁰ лет) изотопов ²⁴⁴ Р _U, ¹²⁹I и др. (табл. 2), что, возможно, вызвано близким взрывом сверхновой звезды, произошедшим до или во время образования Солнечной системы.

Т а б л. 2. - Короткоживущие ядра-хронометры

Зависимость скорости нуклеосинтеза от времени, представленная на рис. 2, описывается ур-нием для концентрации N_A ядра с данным массовым числом А:

где - период полураспада ядра А, - скорость его образования, - продолжительность нуклеосинтеза в S -пике, определяемая тем, что произведение даёт число образовавшихся ядер с данным значением А. До сформирования Галактики ядра тяжелее ⁴ Не не синтезировались, поэтому N_A(t = 0)0. Ур-ние (2) решается аналитически и содержит для двух изотопных отношений

четыре неизвестных параметра: , Т _R, S и . Зная из наблюдений значения =3,75 и =0,007253 и используя закон радиоакт. распада (см. Радиоактивность), можно определить относит. концентрации изотопов в момент . Хотя период <2*10⁸ лет относительно мал и на обилие U и Th существенно не влияет, величина определяется тем не менее довольно успешно (по анализу продуктов распада короткоживущих изотопов-хронометров, представленных в табл. 2). Из трёх оставшихся неопределёнными параметров два фиксируются отношением T_R/=0,43, полученным Фаулором из анализа относит. концентрации ¹⁸⁷Re/¹⁸⁷Os и ¹⁷⁶Lu/¹⁷⁶Hf хронометрич. пар Re-Os и Lu-Hf. Оставшаяся неопределённость во влиянии S -пика (взрыва сверхновой на наблюдаемую распространённость элементов )может быть снята при получении более точных данных об относит. концентрациях ²⁴⁴ Р _U, а возможно также ²⁴⁷ Сm и др. ядер из табл. 2. Многочисл. расчёты возраста вещества Галактики t_G уран-ториевым методом дают у разных исследователей различающиеся значения, но укладывающиеся в основном в определённый ранее интервал 10-20 млрд. лет. Уран-ториевый метод совершенствуется как в направлении исследований ядер, удалённых от области стабильности, и теоретич. методов прогнозирования свойств нейтроноизбыточных ядер, так и в направлении исследования астрофизич. последствий взрыва близкой сверхновой.

В ядерной К. для определения возраста вещества Галактики t_G кроме изотопов U и Th используются также ядра, образующиеся в s -процессе (⁴⁰ К, ¹⁷⁶Lu и др.), содержание к-рых в меньшей степени зависит от влияния вспышки сверхновой. Методы ядерной К., использующие как изотопы, образующиеся в r-процессе, так и изотопы, образующиеся в s-процессе, взаимно дополняют друг друга и дают независимые значения t_G.

Определённый методами ядерной К. возраст t_G примерно совпадает с возрастом самой Галактики t_G. С др. стороны, Т _G Т _U, т. к. время образования характерной для Галактики структуры, согласно совр. представлениям, существенно меньше Т _U. Достаточно точное определение Т _U методами ядерной К. позволит в дальнейшем уменьшить имеющийся произвол в выборе параметров космологич. модели. Неопределённость в функциональной связи между Т _U,и L будет ограничена и перенесена на параметры и L. Особенно остро при этом встаёт вопрос о существовании во Вселенной скрытой массы.

Временная ткала в ядерной К. простирается до 10¹⁵ лет, что позволяет в принципе установить возраст как отдельных астр. объектов, так и Вселенной в целом. Макс. временные интервалы могут быть определены по относительному содержанию изотопов ¹¹³Cd, ¹⁴⁴Nd, ¹⁴⁸Sm, ¹⁸⁶0s (табл. 1).

Основанная на эволюционистских концепциях К. непрерывно развивается: совершенствуются методы внеатмосферной астрономии, углубляются представления об эволюции звёзд, становятся точнее методы изотопного анализа вещества, определения очень малых концентраций ядер-хронометров и продуктов их распада. Раскрывающиеся возможности К., особенно в вопросе уточнения возраста Вселенной, оказывают существенное влияние на всю космологию и на развитие наших представлений об окружающем мире.

Лит.: Зельдович Я. Б., Новиков И. Д., Строение и эволюция Вселенной, М., 1975, разд. 1; Новиков И. Д., Эволюция Вселенной, М., 1979; Фаулер У., Экспериментальная и теоретическая ядерная астрофизика, поиски происхождения элементов, пер. с англ., "УФН ", 1985, т. 145, с. 441; Ядерная астрофизика, пер. с англ., М., 1986.

Ю. С. Лютостанский.