Возраст Вселенной

	WMAP^[1]	Planck^[2]	LIGO^[3]^[4]
Возраст Вселенной t₀, млрд лет	13,75 ± 0,13	13,799 ± 0,021	11,9—15,7
Постоянная Хаббла H₀, (км/с)/Мпк	71,0 ± 2,5	67,74 ± 0,46	70,0+12    -8

Во́зраст Вселе́нной — время, прошедшее с начала расширения Вселенной^[5].

По современным представлениям, согласно модели ΛCDM, возраст Вселенной составляет 13,799 ± 0,021 миллиарда лет^[2].

Наблюдательные подтверждения в данном случае сводятся, с одной стороны, к подтверждению самой модели расширения и предсказываемых ею моментов начала различных эпох, а с другой, к определению возраста самых старых объектов (он не должен превышать получающийся из модели расширения возраст Вселенной).

Теория

Современная оценка возраста Вселенной построена на основе одной из распространённых моделей Вселенной, так называемой стандартной космологической ΛCDM-модели. Из неё, в частности, следует, что возраст Вселенной задаётся следующим образом:

t={\frac {1}{H_{0}-1}}\int \limits _{0}^{1}{\frac {dx}{x{\sqrt {\Omega _{\Lambda }+\Omega _{k}x^{-2}+\Omega _{d}x^{-3}+\Omega _{l}x^{-4}}}}},x={\frac {a}{a_{0}}}

где H₀ — постоянная Хаббла на данный момент, a — масштабный фактор.

Основные этапы развития Вселенной

Большое значение для определения возраста Вселенной имеет периодизация основных протекавших во Вселенной процессов. В настоящее время принята следующая периодизация^[6]:

Самая ранняя эпоха, о которой существуют какие-либо теоретические предположения, — это Планковская эпоха (которая продолжалась в течение планковского времени, от нуля до 10⁻⁴³ с после Большого взрыва).
Вторая фаза развития Вселенной — Эпоха Великого объединения, в ходе которой гравитационное взаимодействие отделилось от остальных фундаментальных взаимодействий. По современным представлениям, эта эпоха квантовой космологии продолжалась до времени порядка 10⁻³⁴ с после Большого взрыва.
Следующие эпохи (Инфляционная эпоха, Бариогенезис, Электрослабая эпоха, Кварковая эпоха, Адронная эпоха, Лептонная эпоха) характеризуются экспоненциальным увеличением кинетической энергии Вселенной и её объёма на много порядков, дальнейшим разделением фундаментальных взаимодействий, аннигиляцией материи и антиматерии, приведшей к барионной асимметрии Вселенной, объединением кварков и глюонов в адроны. Эти эпохи продолжались первые десять секунд после Большого взрыва. В настоящее время существуют возможности достаточно подробного физического описания большинства процессов происходящих в эти периоды.
Затем наступили Фотонная эпоха и сменяющая её Протонная эпоха, в течение первых 20 минут которых происходил первичный нуклеосинтез, в процессе которого образовались элементы не тяжелее лития. Примерно через 70 тыс. лет после большого взрыва вещество начинает доминировать над излучением, что приводит к изменению режима расширения Вселенной.
Следующей важной вехой в истории развития Вселенной считается эра рекомбинации, наступившая примерно через 379 тыс. лет после Большого взрыва, температура Вселенной спала до уровня, что ядра смогли захватывать электроны и создавать нейтральные атомы. Вселенная становится прозрачной для фотонов теплового излучения. В настоящее время это излучение наблюдается в виде реликтового фона, что является важнейшим экспериментальным подтверждением существующих моделей Вселенной.

Наблюдения

Наблюдения звёздных скоплений

Популяция белых карликов в шаровом звёздном скоплении NGC 6397. Синие квадраты — гелиевые белые карлики, фиолетовые кружки — «нормальные» белые карлики с высоким содержанием углерода

Главное свойство шаровых скоплений для наблюдательной космологии — много звёзд одного возраста в небольшом пространстве. Это значит, что если каким-то способом измерено расстояние до одного члена скопления, то процентное различие в расстоянии до других членов скопления пренебрежимо мало.

Одновременное формирование всех звёзд скопления позволяет определить его возраст: опираясь на теорию звёздной эволюции, строятся изохроны на диаграмме «цвет — звёздная величина», то есть кривые равного возраста для звёзд различной массы. Сопоставляя их с наблюдаемым распределением звёзд в скоплении, можно определить его возраст.

Метод имеет ряд своих трудностей. Пытаясь их решить, разные команды в разное время получали разные возрасты для самых старых скоплений, от ~8 млрд лет^[7] до ~ 25 млрд лет^[8].

В галактиках шаровые скопления, входящие в старую сферическую подсистему галактик, содержат множество белых карликов — остатков проэволюционировавших красных гигантов относительно небольшой массы. Белые карлики лишены собственных источников термоядерной энергии и излучают исключительно за счёт излучения запасов тепла. Белые карлики имеют приблизительно одинаковую массу звёзд-предшественниц, а значит — и приблизительно одинаковую зависимость температуры от времени. Определив по спектру белого карлика его абсолютную звёздную величину на данный момент и зная зависимость время-светимость при остывании, можно определить возраст карлика^[9].

Однако данный подход связан как с большими техническими трудностями — белые карлики — крайне слабые объекты, необходимо крайне чувствительные инструменты, чтобы их наблюдать. Первым и пока единственным телескопом, на котором возможно решение данной задачи, является космический телескоп им. Хаббла. Возраст самого старого скопления по данным группы, работавшей с ним: $12,7\pm 0,7$ млрд лет^[9], однако, результат оспаривается. Оппоненты указывают, что не были учтены дополнительные источники ошибок, их оценка $12,4_{-1,5}^{+1,8}$ млрд лет^[10].

Наблюдения непроэволюционировавших объектов

Объекты, фактически состоящие из первичного вещества, дожили до нашего времени благодаря крайне малому темпу их внутренней эволюции. Это позволяет изучать первичный химический состав элементов, а также, не сильно вдаваясь в подробности и основываясь на лабораторных законах ядерной физики, оценить возраст подобных объектов, что даст нижний предел на возраст Вселенной в целом.

К такому типу можно отнести: звёзды малой массы с низкой металличностью (так называемые G-карлики), низкометалличные области HII, а также карликовые неправильные галактики класса BCDG (Blue Compact Dwarf Galaxy).

Согласно современным представлениям, в ходе первичного нуклеосинтеза должен был образоваться литий. Особенность этого элемента заключается в том, что ядерные реакции с его участием начинаются при не очень больших (по космическим масштабам) температурах. И в ходе звёздной эволюции изначальный литий должен был быть практически полностью переработан. Остаться он мог только у массивных звёзд населения типа II. Такие звёзды имеют спокойную, не конвективную атмосферу, благодаря чему литий остаётся на поверхности, не рискуя сгореть в более горячих внутренних слоях звезды.

В ходе измерений обнаружилось, что у большинства таких звёзд обилие лития составляет^[11]:

$A(Li)=12+\log(Li/H)=2,12$ .

Однако есть ряд звёзд, в том числе и сверхнизкометалличных, у которых обилие лития значительно ниже. С чем это связано, до конца не ясно, но есть предположение, что это вызвано процессами в атмосфере^[12].

У звезды CS31082-001, принадлежащей звёздному населению типа II, были обнаружены линии и измерены концентрации в атмосфере тория и урана. Эти два элемента имеют различный период полураспада, поэтому со временем их соотношение меняется, и если как-то оценить первоначальное соотношение обилий, то можно определить возраст звезды. Оценить можно двояким способом: из теории r-процессов, подтверждённой как лабораторными измерениями, так и наблюдениями Солнца; или можно пересечь кривую изменения концентраций за счёт распада и кривую изменения содержания тория и урана в атмосферах молодых звёзд за счёт химической эволюции Галактики. Оба метода дали схожие результаты: 15,5±3,2^[13] млрд лет получены первым способом, $14{,}5_{+2{,}2}^{-2{,}8}$ ^[14] млрд лет — вторым.

Слабо металличные BCDG-галактики (всего их существует ~10) и зоны HII — источники информации по первичному обилию гелия. Для каждого объекта из его спектра определяется металличность (Z) и концентрация He (Y). Экстраполируя определённым образом диаграмму Y−Z до Z=0, получают оценку первичного гелия.

Итоговое значения Y_p разнится от одной группы наблюдателей к другой и от одного периода наблюдений к другому. Так, одна, состоящая из авторитетнейших специалистов в этой области, Изотова и Туан, получили значение Y_p=0,245±0,004^[15] по BCDG-галактикам, по HII — зонам на данный момент (2010) они остановились на значении Y_p=0,2565±0,006^[16]. Другая авторитетная группа во главе с Пеймберт (Peimbert) получали также различные значения Y_p, от 0,228±0,007 до 0,251±0,006^[17].