Космические интервалы времени

Рассмотрим методы оценки возраста звезд, галактик, Вселенной. Возраст Солнца и других звезд можно определить с помощью энергетического подхода. Подсчитав запас энергии в звезде и измерив скорость, с которой она расходует энергию, оценивают длительность ее существования. Если определить, какую часть своего запаса энергии звезда уже израсходовала, то можно сказать и сколько времени она уже существует, и сколько ей осталось существовать.

Энергия Солнца и многих других звезд — результат ядерных реакций синтеза гелия из водорода. Следовательно, для того чтобы определить возраст Солнца и звезд, нужно измерить относительное содержание водорода и гелия. Состав того или иного небесного тела определяют методом спектрального анализа, который основан на том, что каждое вещество, в том числе и в смеси нескольких веществ, можно отличить от всех остальных по относительной яркости отдельных свойственных каждому веществу линий спектра. По составу света, излучаемого небесными телами, с помощью спектрального анализа определяется химический состав звезд. Так, по данным А. Б. Северного, Солнце содержит 38% водорода, 59% гелия, остальных элементов лишь 3%. В 1960 г. на основании данных о массе, светимости и составе Солнца, а также детальных расчетов предполагаемой его эволюции Д. Ламбер получил возраст Солнца 12 млрд лет (12· 10⁹ лет). По современным оценкам, запасов водородного «горючего» в Солнце хватит не менее чем на 10 млрд лет.

Солнце является рядовой звездой нашей Галактики, которая медленно вращается вокруг собственного центра. Угловая скорость вращения Галактики убывает от ее центра к периферии так, что период обращения в районе Солнца составляет, по разным оценкам, 215 — 275 млн лет. Этот период обычно называют галактическим годом. Очевидно, что возраст Галактики следует определять по самым старым звездам из входящих в нее. В 1961 г., исследуя ряд наиболее старых звезд, американский астроном Х. К. Арп для старейшего рассеянного скопления получил возраст 16· 10⁹ лет, а возраст одного из старейших шаровых скоплений оказался равным даже 20· 10⁹ лет. По оценкам английского астрофизика Ф. Хойла и др., возраст некоторых близких к Солнцу звезд составляет (10−15) 10⁹ лет. В настоящее время возраст Галактики удалось определить и другими методами.

Для оценки возраста Вселенной есть несколько подходов, например использующий определение возраста тяжелых элементов (элементов тяжелее свинца — тория, урана и т. п.). Дело в том, что в настоящее время ни на Земле, ни на Солнце нет условий для их образования, но эти вещества существуют и с течением времени количество их убывает в результате радиоактивного распада. Значит, когда-то они образовались.

Г. А. Гамов и другие выдвинули следующую гипотезу образования тяжелых элементов. Изначально существовало грандиозное скопление правещества — илема, в недрах которого произошел взрыв, в результате чего развились огромные температура и давление. При этом очень бурно протекали ядерные реакции, которые привели к синтезу различных элементов, в том числе и тяжелых. Взрыв был кратковременным, поэтому вызванное им быстрое расширение скопления привело к охлаждению вещества. Таким образом, синтез элементов был прерван и полученный состав вещества зафиксирован.

По другой гипотезе (Дж. Бербидж и др.), образование различных элементов происходит в недрах некоторых звезд. Тяжелые элементы образуются при температуре несколько миллиардов градусов и плотности, доходящей до 10″ г/см³. Такая высокая температура и плотность создаются в недрах сверхновых звезд при их катастрофическом сжатии и последующем взрыве. Во время вспышки сверхновая звезда производит тяжелые элементы и разбрасывает их во все стороны (Солнечная система в свое время получила некоторую порцию этих тяжелых элементов). В Галактике вспышки сверхновых звезд происходят приблизительно один раз в 100 лет. Таким образом, Солнце и Солнечная система при своем зарождении и формировании могли получить тяжелые элементы от одной или нескольких сверхновых звезд. Определение возраста тяжелых элементов сводится к нахождению промежутка времени, отделяющего нас от данных космических событий. Расчеты по соотношению изотопов урана, тория, рения, осмия дали значения от 7,1 · 10⁹ до 8,2 · 10⁹ лет. Однако этот промежуток времени еще не является возрастом Вселенной. Ведь до того, как та или иная звезда вспыхнула как сверхновая, произвела тяжелые элементы и выбросила их в космос, в частности и в ту его область, где формировалась Солнечная система, должна была образоваться и пройти некоторый путь развития сама сверхновая звезда. Учет этих и некоторых других обстоятельств дал основания Д. Шрамму предположить, что возраст Вселенной от 7 млрд до 15 млрд лет, а наиболее вероятное его значение — около 10 млрд лет.

Другой метод оценки возраста Вселенной связан с обнаружением эффекта «разбегания» галактик, который мы рассматривали в § 5.3 Все небесные тела имеют собственные движения, причем все они движутся в направлении «от нас» и, чем дальше от Земли они находятся, тем больше их скорость. Из факта «разбегания» галактик не следует, что Солнечная система занимает особое положение. Если на воздушный шарик нанести метки, а затем его раздувать, то расстояние между каждой меткой и всеми остальными будет увеличиваться, и это справедливо для любой метки. Аналогично: видимое с Земли «разбегание» галактик следует интерпретировать как общее расширение Вселенной.

Исследуя движение удаленных галактик, американский астроном Э. П. Хаббл обнаружил, что их скорость пропорциональна расстоянию от Земли: v = Нr, где v — скорость движения космического тела; r — его расстояние от Земли; H — постоянная Хаббла, Эта формула, называемая законом Хаббла, позволяет сделать вывод, что некогда Вселенная имела очень малый объем и соответственно сверхвысокую плотность, а также определить промежуток времени, который отделяет нас от этого состояния Вселенной. Расчеты дают возраст Вселенной 18 млрд лет. Под действием гравитационных сил темп расширения постепенно уменьшается, поэтому можно уточнить возраст Вселенной — около 9−10 млрд лет.

Оценкам возраста Вселенной помогло еще одно открытие. Во второй половине XX в. было обнаружено реликтовое излучение, имеющее температуру около 3 К (примерно — 270°С) и идущее к нам с разных сторон приблизительно с одинаковой интенсивностью. Связано это с тем, что на определенном этапе существования сверхплотной горячей Вселенной — при ее расширении — произошел «отрыв» электромагнитного излучения от ее горячего ядра и началось «путешествие» этого излучения по расширяющейся Вселенной. Согласно расчетам, для того чтобы температура реликтового излучения снизилась от начальной до наблюдаемой ныне и соответствующей 2,7 К, должно было пройти около 10 млрд лет.

В последние годы был разработан еще один метод определения возраста Вселенной, основанный на изучении шаровых звездных скоплений. Предполагается, что все звезды некоторого шарового скопления находятся приблизительно на одинаковом расстоянии, образовались из одного и того же материала и примерно в одно и то же время. Методом спектрального анализа определяется расстояние, находятся светимость и масса звезд скопления. Это дает возможность определить, на каком этапе своего развития находится большинство звезд шарового скопления, следовательно, найти его средний возраст.И. Ибен и Р. Руд показали, что возраст шаровых скоплений составляет 13±3 млрд лет. Если они образовались в течение 1 млрд лет после начала развития Вселенной, то от этого события нас отделяет около 14 млрд лет.

Сравним результаты, которые дают рассмотренные методы определения возраста Вселенной. Оценка по скорости расширения Вселенной дает около 18 млрд лет; оценка по возрасту тяжелых элементов с учетом периода образования Солнечной системы и периода образования сверхновых звезд — около 10 млрд лет; по длительности существования реликтового излучения — около 10 млрд лет; по длительности существования шаровых звездных скоплений с учетом периода их образования — около 14 млрд лет. Если учесть сложность задачи и то, что они найдены различными методами, можно считать степень их совпадения вполне удовлетворительной. Итак, по современным данным естествознания, возраст Вселенной составляет 10−18 млрд лет, а его наиболее вероятное значение — 13−15 млрд лет.

Рис. 10. Диапазон временных интервалов во Вселенной.

Таким образом, окружающий мир имеет не только сложную пространственную иерархию, в нем протекает большое количество процессов, оцениваемых разными интервалами времени — от времени существования резонансов до возраста Вселенной. На рис. 10 приведена «лестница времен», где величины, которыми мы оценивали время, расположены в порядке их возрастания.