- 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 TU (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-TU ( "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
Ядро
Продукт распада
Период полураспада, млрд. лет
В каких процессах образуется
40 К
40Ca, 40Ar
1, 28
s
87Rb
87Sr
48
r,s
113Cd
113In
9*106
s
123 Те
123Sb
1, 24* 104
S
138La
138Ba
135
р*
144Nd
140Ce
2,1*106
S,r
147Sm
143Nd
106
S, r
148Sm
144Nd
7*106
s
152Gd
148Sm
1,1* 105
s
176Lu
176Hf
36
s
186Os
182W
2,0*106
s
187Re
187Os
50
s, r
190Pt
186Os
610
p*
232Th
208 Рb
14,05
r
235U
207Pb
0,704
r
238U
206Pb
4,468
r
* 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 TR (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
Ядро
Продукт распада
Период полураспада, млн. лет
В каких процессах образуется
26 А1
26Mg
0,72
Р
53 Мn
53Cr
3,7
Р
107Pd
107Ag
6,5
s
129I
129Xe
17
s, r
146Sm
142Nd
103
р
205Pb
205Ti
14
s
244Pu
233Th
82
r
247Cm
285U
16
r
Зависимость скорости нуклеосинтеза от времени, представленная на рис. 2, описывается ур-нием для концентрации NA 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 NA(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 TR/=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 tG 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 tG 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 tG.
Определённый методами ядерной К. возраст tG примерно совпадает с возрастом самой Галактики tG. 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.
Физическая энциклопедия. В 5-ти томах. — М.: Советская энциклопедия. Главный редактор А. М. Прохоров. 1988.
.