Ο Γαλαξίας μας. Μυστήρια του Γαλαξία
Σε κάποιο βαθμό, γνωρίζουμε περισσότερα για τα μακρινά αστρικά συστήματα παρά για τον γαλαξία του σπιτιού μας - τον Γαλαξία μας. Είναι πιο δύσκολο να μελετηθεί η δομή του από τη δομή οποιουδήποτε άλλου γαλαξία, γιατί πρέπει να μελετηθεί από το εσωτερικό, και πολλά πράγματα δεν είναι τόσο εύκολο να τα δεις. Τα διαστρικά νέφη σκόνης απορροφούν το φως που εκπέμπεται από μυριάδες μακρινά αστέρια.
Μόνο με την ανάπτυξη της ραδιοαστρονομίας και την έλευση των υπέρυθρων τηλεσκοπίων μπόρεσαν οι επιστήμονες να καταλάβουν πώς λειτουργεί ο Γαλαξίας μας. Αλλά πολλές λεπτομέρειες παραμένουν ασαφείς μέχρι σήμερα. Ακόμη και ο αριθμός των αστεριών στον Γαλαξία υπολογίζεται μάλλον χονδρικά. Τα τελευταία ηλεκτρονικά βιβλία αναφοράς δίνουν στοιχεία από 100 έως 300 δισεκατομμύρια αστέρια.
Όχι πολύ καιρό πριν, πίστευαν ότι ο Γαλαξίας μας έχει 4 μεγάλους βραχίονες. Αλλά το 2008, αστρονόμοι από το Πανεπιστήμιο του Ουισκόνσιν δημοσίευσαν τα αποτελέσματα της επεξεργασίας περίπου 800.000 εικόνων υπέρυθρης ακτινοβολίας που τραβήχτηκαν από το διαστημικό τηλεσκόπιο Spitzer. Η ανάλυσή τους έδειξε ότι ο Γαλαξίας έχει μόνο δύο βραχίονες. Όσο για τα άλλα κλαδιά, είναι μόνο στενά πλαϊνά κλαδιά. Έτσι, ο Γαλαξίας είναι ένας σπειροειδής γαλαξίας με δύο βραχίονες. Πρέπει να σημειωθεί ότι οι περισσότεροι σπειροειδείς γαλαξίες που είναι γνωστοί σε εμάς έχουν επίσης μόνο δύο βραχίονες.
«Χάρη στο τηλεσκόπιο Spitzer, έχουμε την ευκαιρία να ξανασκεφτούμε τη δομή του Γαλαξία μας», δήλωσε ο αστρονόμος Ρόμπερτ Μπέντζαμιν από το Πανεπιστήμιο του Ουισκόνσιν, μιλώντας σε συνέδριο της Αμερικανικής Αστρονομικής Εταιρείας. «Βελτιώνουμε την κατανόησή μας για τον Γαλαξία με τον ίδιο τρόπο που πριν από αιώνες, πρωτοπόροι, που ταξίδευαν σε όλο τον κόσμο, εξέλιξαν και ξανασκέφτηκαν προηγούμενες ιδέες για το πώς μοιάζει η Γη».
Από τις αρχές της δεκαετίας του 90 του 20ου αιώνα, οι παρατηρήσεις που πραγματοποιήθηκαν στην υπέρυθρη ακτινοβολία άλλαξαν όλο και περισσότερο τις γνώσεις μας για τη δομή του Γαλαξία μας, επειδή τα υπέρυθρα τηλεσκόπια καθιστούν δυνατή την εξέταση μέσα από σύννεφα αερίου και σκόνης και να δούμε τι είναι απρόσιτο στα συμβατικά τηλεσκόπια .
2004 – Η ηλικία του Γαλαξία μας υπολογίστηκε στα 13,6 δισεκατομμύρια χρόνια. Προέκυψε λίγο μετά. Στην αρχή ήταν μια διάχυτη φυσαλίδα αερίου που περιείχε κυρίως υδρογόνο και ήλιο. Με τον καιρό, μετατράπηκε στον τεράστιο σπειροειδή γαλαξία στον οποίο ζούμε τώρα.
γενικά χαρακτηριστικά
Πώς όμως προχώρησε η εξέλιξη του Γαλαξία μας; Πώς σχηματίστηκε - αργά ή, αντίθετα, πολύ γρήγορα; Πώς έγινε κορεσμένος με βαριά στοιχεία; Πώς έχει αλλάξει το σχήμα του Γαλαξία και η χημική του σύσταση κατά τη διάρκεια δισεκατομμυρίων ετών; Οι επιστήμονες δεν έχουν δώσει ακόμη λεπτομερείς απαντήσεις σε αυτά τα ερωτήματα.
Η έκταση του Γαλαξία μας είναι περίπου 100.000 έτη φωτός και το μέσο πάχος του γαλαξιακού δίσκου είναι περίπου 3.000 έτη φωτός (το πάχος του κυρτού μέρους του, της διόγκωσης, φτάνει τα 16.000 έτη φωτός). Ωστόσο, το 2008, ο Αυστραλός αστρονόμος Μπράιαν Γκένσλερ, αφού ανέλυσε τα αποτελέσματα των παρατηρήσεων των πάλσαρ, πρότεινε ότι ο γαλαξιακός δίσκος είναι πιθανώς διπλάσιος από όσο πιστεύεται συνήθως.
Είναι ο Γαλαξίας μας μεγάλος ή μικρός σύμφωνα με τα κοσμικά πρότυπα; Συγκριτικά, το νεφέλωμα της Ανδρομέδας, ο πλησιέστερος μεγάλος γαλαξίας μας, έχει διάμετρο περίπου 150.000 έτη φωτός.
Στα τέλη του 2008, οι ερευνητές διαπίστωσαν χρησιμοποιώντας μεθόδους ραδιοαστρονομίας ότι ο Γαλαξίας περιστρέφεται πιο γρήγορα από ό,τι πιστεύαμε προηγουμένως. Κρίνοντας από αυτόν τον δείκτη, η μάζα του είναι περίπου μιάμιση φορά υψηλότερη από ό,τι πιστεύεται συνήθως. Σύμφωνα με διάφορες εκτιμήσεις, κυμαίνεται από 1,0 έως 1,9 τρισεκατομμύρια ηλιακές μάζες. Και πάλι, για σύγκριση: η μάζα του νεφελώματος της Ανδρομέδας υπολογίζεται σε τουλάχιστον 1,2 τρισεκατομμύρια ηλιακές μάζες.
Δομή των γαλαξιών
Μαύρη τρύπα
Έτσι, ο Γαλαξίας δεν είναι κατώτερος σε μέγεθος από το νεφέλωμα της Ανδρομέδας. «Δεν πρέπει πλέον να σκεφτόμαστε τον Γαλαξία μας ως τη μικρή αδερφή του νεφελώματος της Ανδρομέδας», δήλωσε ο αστρονόμος Mark Reid του Κέντρου Αστροφυσικής Smithsonian στο Πανεπιστήμιο του Χάρβαρντ. Ταυτόχρονα, καθώς η μάζα του Γαλαξία μας είναι μεγαλύτερη από την αναμενόμενη, η βαρυτική του δύναμη είναι επίσης μεγαλύτερη, πράγμα που σημαίνει ότι αυξάνεται η πιθανότητα σύγκρουσής του με άλλους γαλαξίες που βρίσκονται κοντά μας.
Ο Γαλαξίας μας περιβάλλεται από ένα σφαιρικό φωτοστέφανο, με διάμετρο 165.000 ετών φωτός. Οι αστρονόμοι μερικές φορές αποκαλούν το φωτοστέφανο «γαλαξιακή ατμόσφαιρα». Περιέχει περίπου 150 σφαιρικά σμήνη, καθώς και έναν μικρό αριθμό αρχαίων αστεριών. Ο υπόλοιπος χώρος του φωτοστέφανου είναι γεμάτος με σπάνιο αέριο, καθώς και με σκοτεινή ύλη. Η μάζα του τελευταίου υπολογίζεται σε περίπου ένα τρισεκατομμύριο ηλιακές μάζες.
Οι σπειροειδείς βραχίονες του Γαλαξία μας περιέχουν τεράστιες ποσότητες υδρογόνου. Εδώ συνεχίζουν να γεννιούνται τα αστέρια. Με την πάροδο του χρόνου, τα νεαρά αστέρια αφήνουν τους βραχίονες των γαλαξιών και «κινούνται» στον γαλαξιακό δίσκο. Ωστόσο, τα πιο ογκώδη και φωτεινά αστέρια δεν ζουν αρκετά, επομένως δεν έχουν χρόνο να απομακρυνθούν από τον τόπο γέννησής τους. Δεν είναι τυχαίο ότι οι βραχίονες του Γαλαξία μας λάμπουν τόσο έντονα. Το μεγαλύτερο μέρος του Γαλαξία αποτελείται από μικρά, όχι πολύ μεγάλα αστέρια.
Το κεντρικό τμήμα του Γαλαξία μας βρίσκεται στον αστερισμό του Τοξότη. Αυτή η περιοχή περιβάλλεται από σκοτεινά σύννεφα αερίου και σκόνης, πίσω από τα οποία δεν φαίνεται τίποτα. Μόνο από τη δεκαετία του 1950, χρησιμοποιώντας τη ραδιοαστρονομία, οι επιστήμονες μπόρεσαν να διακρίνουν σταδιακά τι βρίσκεται εκεί. Σε αυτό το τμήμα του Γαλαξία, ανακαλύφθηκε μια ισχυρή ραδιοφωνική πηγή, που ονομάζεται Τοξότης Α. Όπως έχουν δείξει οι παρατηρήσεις, εδώ συγκεντρώνεται μια μάζα που υπερβαίνει τη μάζα του Ήλιου κατά πολλά εκατομμύρια φορές. Η πιο αποδεκτή εξήγηση για αυτό το γεγονός είναι μόνο μία: στο κέντρο του Γαλαξία μας βρίσκεται.
Τώρα, για κάποιο λόγο, έχει κάνει ένα διάλειμμα για τον εαυτό της και δεν είναι ιδιαίτερα δραστήρια. Η ροή της ύλης εδώ είναι πολύ κακή. Ίσως με τον καιρό η μαύρη τρύπα αναπτύξει όρεξη. Τότε θα αρχίσει πάλι να απορροφά το πέπλο αερίου και σκόνης που το περιβάλλει και ο Γαλαξίας θα ενταχθεί στη λίστα των ενεργών γαλαξιών. Είναι πιθανό ότι πριν από αυτό, αστέρια θα αρχίσουν να σχηματίζονται γρήγορα στο κέντρο του Γαλαξία. Παρόμοιες διαδικασίες είναι πιθανό να επαναλαμβάνονται τακτικά.
2010 - Αμερικανοί αστρονόμοι, χρησιμοποιώντας το διαστημικό τηλεσκόπιο Fermi, σχεδιασμένο να παρατηρεί πηγές ακτινοβολίας γάμμα, ανακάλυψαν δύο μυστηριώδεις δομές στον Γαλαξία μας - δύο τεράστιες φυσαλίδες που εκπέμπουν ακτινοβολία γάμμα. Η διάμετρος καθενός από αυτά είναι κατά μέσο όρο 25.000 έτη φωτός. Πετάνε μακριά από το κέντρο του Γαλαξία προς βόρειες και νότιες κατευθύνσεις. Ίσως μιλάμε για ρεύματα σωματιδίων που κάποτε εκπέμπονταν από μια μαύρη τρύπα που βρίσκεται στη μέση του Γαλαξία. Άλλοι ερευνητές πιστεύουν ότι μιλάμε για νέφη αερίου που εξερράγησαν κατά τη γέννηση των αστεριών.
Υπάρχουν αρκετοί νάνοι γαλαξίες γύρω από τον Γαλαξία. Τα πιο διάσημα από αυτά είναι τα Μεγάλα και Μικρά Νέφη του Μαγγελάνου, τα οποία συνδέονται με τον Γαλαξία μέσω ενός είδους γέφυρας υδρογόνου, ενός τεράστιου νέφους αερίου που εκτείνεται πίσω από αυτούς τους γαλαξίες. Ονομάστηκε Ρεύμα του Μαγγελάνου. Η έκτασή του είναι περίπου 300.000 έτη φωτός. Ο Γαλαξίας μας απορροφά συνεχώς τους νάνους γαλαξίες που βρίσκονται πιο κοντά του, ιδιαίτερα τον Γαλαξία του Τοξότη, ο οποίος βρίσκεται σε απόσταση 50.000 ετών φωτός από το γαλαξιακό κέντρο.
Μένει να προσθέσουμε ότι ο Γαλαξίας και το νεφέλωμα της Ανδρομέδας κινούνται το ένα προς το άλλο. Πιθανώς, μετά από 3 δισεκατομμύρια χρόνια, και οι δύο γαλαξίες θα συγχωνευθούν μαζί, σχηματίζοντας έναν μεγαλύτερο ελλειπτικό γαλαξία, ο οποίος έχει ήδη ονομαστεί Milkyhoney.
Προέλευση του Γαλαξία
Το νεφέλωμα της Ανδρομέδας
Για πολύ καιρό πίστευαν ότι ο Γαλαξίας σχηματίστηκε σταδιακά. 1962 - Ο Olin Eggen, ο Donald Linden-Bell και ο Allan Sandage πρότειναν μια υπόθεση που έγινε γνωστή ως μοντέλο ELS (που πήρε το όνομά του από τα αρχικά γράμματα των επωνύμων τους). Σύμφωνα με αυτό, ένα ομοιογενές νέφος αερίου κάποτε περιστράφηκε αργά στη θέση του Γαλαξία. Έμοιαζε με μπάλα και έφτανε τα περίπου 300.000 έτη φωτός σε διάμετρο και αποτελούνταν κυρίως από υδρογόνο και ήλιο. Υπό την επίδραση της βαρύτητας, ο πρωτογαλαξίας συρρικνώθηκε και έγινε επίπεδος. Ταυτόχρονα, η περιστροφή του επιταχύνθηκε αισθητά.
Για σχεδόν δύο δεκαετίες, αυτό το μοντέλο ταίριαζε σε επιστήμονες. Όμως τα νέα παρατηρητικά αποτελέσματα δείχνουν ότι ο Γαλαξίας δεν θα μπορούσε να έχει προκύψει με τον τρόπο που προέβλεψαν οι θεωρητικοί.
Σύμφωνα με αυτό το μοντέλο, σχηματίζεται πρώτα ένα φωτοστέφανο και μετά ένας γαλαξιακός δίσκος. Αλλά ο δίσκος περιέχει επίσης πολύ αρχαία αστέρια, για παράδειγμα, τον κόκκινο γίγαντα Αρκτούρο, του οποίου η ηλικία είναι πάνω από 10 δισεκατομμύρια χρόνια, ή πολυάριθμους λευκούς νάνους της ίδιας ηλικίας.
Σφαιρικά σμήνη έχουν ανακαλυφθεί τόσο στον γαλαξιακό δίσκο όσο και στο φωτοστέφανο που είναι νεότερα από ό,τι επιτρέπει το μοντέλο ELS. Προφανώς, απορροφώνται από τον όψιμο Γαλαξία μας.
Πολλά αστέρια στο φωτοστέφανο περιστρέφονται σε διαφορετική κατεύθυνση από αυτή του Γαλαξία. Ίσως και αυτοί να βρίσκονταν κάποτε έξω από τον Γαλαξία, αλλά μετά παρασύρθηκαν σε αυτήν την «αστρική δίνη» - σαν ένας τυχαίος κολυμβητής σε μια δίνη.
1978 - Ο Leonard Searle και ο Robert Zinn πρότειναν το μοντέλο τους για το σχηματισμό του Milky Way. Ονομάστηκε ως "Μοντέλο SZ". Τώρα η ιστορία του Γαλαξία έχει γίνει αισθητά πιο περίπλοκη. Όχι πολύ καιρό πριν, η νεολαία του, κατά τη γνώμη των αστρονόμων, περιγράφηκε τόσο απλά όσο κατά τη γνώμη των φυσικών - ευθύγραμμη μεταφορική κίνηση. Η μηχανική αυτού που συνέβαινε ήταν ξεκάθαρα ορατή: υπήρχε ένα ομοιογενές σύννεφο. αποτελούνταν μόνο από ομοιόμορφα διασκορπισμένο αέριο. Τίποτα από την παρουσία του δεν περιέπλεξε τους υπολογισμούς των θεωρητικών.
Τώρα, αντί για ένα τεράστιο σύννεφο στα οράματα των επιστημόνων, εμφανίστηκαν ταυτόχρονα πολλά μικρά, περίπλοκα διάσπαρτα σύννεφα. Τα αστέρια ήταν ορατά ανάμεσά τους. ωστόσο βρίσκονταν μόνο στο φωτοστέφανο. Μέσα στο φωτοστέφανο όλα έβραζαν: τα σύννεφα συγκρούστηκαν. Οι αέριες μάζες αναμίχθηκαν και συμπιέστηκαν. Με την πάροδο του χρόνου, σχηματίστηκε ένας γαλαξιακός δίσκος από αυτό το μείγμα. Νέα αστέρια άρχισαν να εμφανίζονται σε αυτό. Αλλά αυτό το μοντέλο επικρίθηκε στη συνέχεια.
Ήταν αδύνατο να καταλάβουμε τι συνέδεε το φωτοστέφανο και τον γαλαξιακό δίσκο. Αυτός ο συμπυκνωμένος δίσκος και το αραιό αστρικό κέλυφος γύρω του είχαν λίγα κοινά. Αφού ο Searle και ο Zinn συνέταξαν το μοντέλο τους, αποδείχθηκε ότι το φωτοστέφανο περιστρέφεται πολύ αργά για να σχηματίσει έναν γαλαξιακό δίσκο. Κρίνοντας από την κατανομή των χημικών στοιχείων, τα τελευταία προέκυψαν από πρωτογαλαξιακό αέριο. Τελικά, η γωνιακή ορμή του δίσκου αποδείχθηκε ότι ήταν 10 φορές μεγαλύτερη από το φωτοστέφανο.
Το όλο μυστικό είναι ότι και τα δύο μοντέλα περιέχουν έναν κόκκο αλήθειας. Το πρόβλημα είναι ότι είναι πολύ απλά και μονόπλευρα. Και τα δύο μοιάζουν πλέον να είναι κομμάτια της ίδιας συνταγής που δημιούργησε τον Γαλαξία. Ο Eggen και οι συνεργάτες του διάβασαν μερικές γραμμές από αυτή τη συνταγή, ο Searle και ο Zinn διάβασαν μερικές άλλες. Επομένως, προσπαθώντας να φανταστούμε ξανά την ιστορία του Γαλαξία μας, παρατηρούμε πότε πότε οικείες γραμμές που έχουμε ήδη διαβάσει μια φορά.
Γαλαξίας. Υπολογιστικό μοντέλο
Όλα λοιπόν ξεκίνησαν λίγο μετά το Big Bang. «Σήμερα είναι γενικά αποδεκτό ότι οι διακυμάνσεις στην πυκνότητα της σκοτεινής ύλης προκάλεσαν τις πρώτες δομές - τα λεγόμενα σκοτεινά φωτοστέφανα. Χάρη στη δύναμη της βαρύτητας, αυτές οι δομές δεν διαλύθηκαν», σημειώνει ο Γερμανός αστρονόμος Andreas Burkert, συγγραφέας ενός νέου μοντέλου για τη γέννηση του Γαλαξία.
Τα σκοτεινά φωτοστέφανα έγιναν έμβρυα - πυρήνες - μελλοντικών γαλαξιών. Αέριο συσσωρεύτηκε γύρω τους υπό την επίδραση της βαρύτητας. Παρουσιάστηκε ομοιογενής κατάρρευση, όπως περιγράφεται από το μοντέλο ELS. Ήδη 500-1000 εκατομμύρια χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη, οι συσσωρεύσεις αερίων που περιβάλλουν τα σκοτεινά φωτοστέφανα έγιναν «εκκολαπτήρια» αστεριών. Εδώ εμφανίστηκαν μικροί πρωτογαλαξίες. Τα πρώτα σφαιρικά σμήνη προέκυψαν σε πυκνά νέφη αερίου, επειδή τα αστέρια γεννήθηκαν εδώ εκατοντάδες φορές πιο συχνά από οπουδήποτε αλλού. Οι πρωτογαλαξίες συγκρούστηκαν και συγχωνεύτηκαν μεταξύ τους - έτσι σχηματίστηκαν οι μεγάλοι γαλαξίες, συμπεριλαμβανομένου του Γαλαξία μας. Σήμερα περιβάλλεται από σκοτεινή ύλη και ένα φωτοστέφανο από μεμονωμένα αστέρια και τα σφαιρικά σμήνη τους, ερείπια ενός σύμπαντος ηλικίας άνω των 12 δισεκατομμυρίων ετών.
Υπήρχαν πολλά αστέρια με μεγάλη μάζα στους πρωτογαλαξίες. Πέρασαν λιγότερο από μερικές δεκάδες εκατομμύρια χρόνια πριν εκραγούν τα περισσότερα από αυτά. Αυτές οι εκρήξεις εμπλούτισαν τα νέφη αερίων με βαριά χημικά στοιχεία. Επομένως, τα αστέρια που γεννήθηκαν στον γαλαξιακό δίσκο δεν ήταν ίδια με αυτά του φωτοστέφανου - περιείχαν εκατοντάδες φορές περισσότερα μέταλλα. Επιπλέον, αυτές οι εκρήξεις δημιούργησαν ισχυρές γαλαξιακές δίνες που θέρμαιναν το αέριο και το παρέσυραν πέρα από τους πρωτογαλαξίες. Συνέβη ένας διαχωρισμός αέριων μαζών και σκοτεινής ύλης. Αυτό ήταν το πιο σημαντικό στάδιο στο σχηματισμό των γαλαξιών, που δεν είχε ληφθεί υπόψη προηγουμένως σε κανένα μοντέλο.
Ταυτόχρονα, σκοτεινά φωτοστέφανα συγκρούονταν όλο και περισσότερο μεταξύ τους. Επιπλέον, οι πρωτογαλαξίες απλώθηκαν ή διαλύθηκαν. Αυτές οι καταστροφές θυμίζουν τις αλυσίδες των αστεριών που διατηρούνται στο φωτοστέφανο του Γαλαξία από την εποχή της «νεότητας». Μελετώντας τη θέση τους, είναι δυνατό να αξιολογηθούν τα γεγονότα που έλαβαν χώρα εκείνη την εποχή. Σταδιακά, αυτά τα αστέρια σχημάτισαν μια τεράστια σφαίρα - το φωτοστέφανο που βλέπουμε. Καθώς ψύχθηκε, σύννεφα αερίου εισχώρησαν μέσα του. Η γωνιακή τους ορμή διατηρήθηκε, έτσι δεν κατέρρευσαν σε ένα μόνο σημείο, αλλά σχημάτισαν έναν περιστρεφόμενο δίσκο. Όλα αυτά συνέβησαν πριν από περισσότερα από 12 δισεκατομμύρια χρόνια. Το αέριο συμπιέστηκε τώρα όπως περιγράφεται στο μοντέλο ELS.
Αυτή τη στιγμή, σχηματίζεται το "εξόγκωμα" του Γαλαξία - το μεσαίο τμήμα του, που θυμίζει ένα ελλειψοειδές. Το εξόγκωμα αποτελείται από πολύ παλιά αστέρια. Πιθανότατα προέκυψε κατά τη συγχώνευση των μεγαλύτερων πρωτογαλαξιών που κράτησαν σύννεφα αερίων για το μεγαλύτερο χρονικό διάστημα. Στη μέση του υπήρχαν αστέρια νετρονίων και μικροσκοπικές μαύρες τρύπες - λείψανα υπερκαινοφανών που εκρήγνυνται. Συγχωνεύτηκαν μεταξύ τους, απορροφώντας ταυτόχρονα ρεύματα αερίου. Ίσως έτσι γεννήθηκε η τεράστια μαύρη τρύπα που βρίσκεται τώρα στο κέντρο του Γαλαξία μας.
Η ιστορία του Γαλαξία είναι πολύ πιο χαοτική από ό,τι πιστεύαμε. Ο εγγενής Γαλαξίας μας, εντυπωσιακός ακόμη και για τα κοσμικά πρότυπα, σχηματίστηκε μετά από μια σειρά επιπτώσεων και συγχωνεύσεων - μετά από μια σειρά κοσμικών καταστροφών. Τα ίχνη αυτών των αρχαίων γεγονότων μπορούν να βρεθούν ακόμη και σήμερα.
Για παράδειγμα, δεν περιστρέφονται όλα τα αστέρια στον Γαλαξία γύρω από το γαλαξιακό κέντρο. Πιθανώς, στα δισεκατομμύρια χρόνια της ύπαρξής του, ο Γαλαξίας μας έχει «απορροφήσει» πολλούς συνταξιδιώτες. Κάθε δέκατο αστέρι στο γαλαξιακό φωτοστέφανο έχει ηλικία μικρότερη των 10 δισεκατομμυρίων ετών. Μέχρι εκείνη τη στιγμή, ο Γαλαξίας είχε ήδη σχηματιστεί. Ίσως αυτά είναι τα απομεινάρια των νάνων γαλαξιών που είχαν συλληφθεί κάποτε. Μια ομάδα Άγγλων επιστημόνων από το Αστρονομικό Ινστιτούτο (Cambridge), με επικεφαλής τον Gerard Gilmour, υπολόγισε ότι ο Γαλαξίας θα μπορούσε προφανώς να απορροφήσει από 40 έως 60 νάνους γαλαξίες τύπου Carina.
Επιπλέον, ο Γαλαξίας προσελκύει τεράστιες μάζες αερίου. Έτσι, το 1958, Ολλανδοί αστρονόμοι παρατήρησαν πολλές μικρές κηλίδες στο φωτοστέφανο. Στην πραγματικότητα, αποδείχτηκε ότι ήταν νέφη αερίων, που αποτελούνταν κυρίως από άτομα υδρογόνου και ορμούσαν προς τον γαλαξιακό δίσκο.
Ο Γαλαξίας μας δεν θα συγκρατήσει την όρεξή του στο μέλλον. Ίσως απορροφήσει τους νάνους γαλαξίες που βρίσκονται πιο κοντά μας - Fornax, Carina και, πιθανώς, Sextans, και στη συνέχεια θα συγχωνευθεί με το νεφέλωμα της Ανδρομέδας. Γύρω από τον Γαλαξία – αυτόν τον αχόρταγο «αστρικό κανίβαλο» – θα γίνει ακόμα πιο έρημος.
Χωρισμένος σε κοινωνικές ομάδες, ο Γαλαξίας μας θα ανήκει σε μια ισχυρή «μεσαία τάξη». Έτσι, ανήκει στον πιο κοινό τύπο γαλαξία, αλλά ταυτόχρονα δεν είναι μέσος σε μέγεθος ή μάζα. Οι γαλαξίες που είναι μικρότεροι από τον Γαλαξία είναι μεγαλύτεροι από εκείνους που είναι μεγαλύτεροι από αυτόν. Το «αστερονήσι» μας έχει επίσης τουλάχιστον 14 δορυφόρους - άλλους νάνους γαλαξίες. Είναι καταδικασμένοι να κάνουν κύκλους γύρω από τον Γαλαξία μέχρι να απορροφηθούν από αυτόν ή να πετάξουν μακριά από μια διαγαλαξιακή σύγκρουση. Λοιπόν, προς το παρόν αυτό είναι το μόνο μέρος όπου πιθανώς υπάρχει ζωή - δηλαδή εσύ κι εγώ.
Αλλά ο Γαλαξίας παραμένει ο πιο μυστηριώδης γαλαξίας στο Σύμπαν: όντας στην άκρη του «αστέριου νησιού», βλέπουμε μόνο ένα μέρος από τα δισεκατομμύρια αστέρια του. Και ο γαλαξίας είναι εντελώς αόρατος - είναι καλυμμένος με πυκνούς βραχίονες από αστέρια, αέρια και σκόνη. Σήμερα θα μιλήσουμε για τα γεγονότα και τα μυστικά του Γαλαξία.
> >> Πόσα αστέρια υπάρχουν στον ΓαλαξίαΠόσα αστέρια υπάρχουν στον γαλαξία του Γαλαξία;: πώς να προσδιορίσετε τον αριθμό, έρευνα στο τηλεσκόπιο Hubble, τη δομή ενός σπειροειδούς γαλαξία, μέθοδοι παρατήρησης.
Αν έχετε την ευκαιρία να θαυμάσετε τον σκοτεινό ουρανό, τότε έχετε μπροστά σας μια απίστευτη συλλογή από αστέρια. Από οποιοδήποτε μέρος μπορείτε να δείτε 2500 αστέρια του Γαλαξία χωρίς τη χρήση τεχνολογίας και 5800-8000 εάν έχετε κρυμμένα κιάλια ή τηλεσκόπιο. Αλλά αυτό είναι μόνο ένα μικρό μέρος του αριθμού τους. Ετσι, πόσα αστέρια υπάρχουν στον γαλαξία του Γαλαξία?
Οι επιστήμονες πιστεύουν ότι ο συνολικός αριθμός των αστεριών στον Γαλαξία κυμαίνεται από 100-400 δισεκατομμύρια, αν και υπάρχουν και εκείνοι που φτάνουν τα τρισεκατομμύρια. Γιατί τέτοιες διαφορές; Το γεγονός είναι ότι έχουμε ανοιχτή θέα από το εσωτερικό και υπάρχουν μέρη κρυμμένα από τη ζώνη ορατότητας της γης.
Γαλαξιακή δομή και η επιρροή της στον αριθμό των αστεριών
Ας ξεκινήσουμε με το γεγονός ότι το Ηλιακό σύστημα βρίσκεται σε έναν γαλαξιακό δίσκο σπειροειδούς τύπου, με μήκος 100.000 έτη φωτός. Είμαστε 30.000 έτη φωτός μακριά από το κέντρο. Δηλαδή, υπάρχει ένα τεράστιο χάσμα μεταξύ μας και της απέναντι πλευράς.
Τότε προκύπτει μια άλλη δυσκολία παρατήρησης. Μερικά αστέρια είναι πιο φωτεινά από άλλα και μερικές φορές το φως τους ξεπερνά τους γείτονές τους. Τα πιο μακρινά αστέρια που είναι ορατά με γυμνό μάτι βρίσκονται σε απόσταση 1000 ετών φωτός. Ο Γαλαξίας είναι γεμάτος με εκθαμβωτικά φώτα, αλλά πολλά από αυτά είναι κρυμμένα πίσω από μια ομίχλη αερίων και σκόνης. Είναι αυτό το επίμηκες ίχνος που ονομάζεται «γάλα».
Τα αστέρια στη γαλαξιακή μας «περιοχή» είναι ανοιχτά για παρατήρηση. Φανταστείτε ότι βρίσκεστε σε ένα πάρτι σε ένα δωμάτιο όπου ολόκληρη η περιοχή είναι γεμάτη κόσμο. Στέκεστε σε μια γωνία και σας ζητείται να ονομάσετε τον ακριβή αριθμό των παρόντων. Αλλά δεν είναι μόνο αυτό. Ένας από τους καλεσμένους ανάβει τη μηχανή καπνού και ολόκληρο το δωμάτιο είναι γεμάτο με πυκνή ομίχλη, εμποδίζοντας όλους όσους στέκονται πιο μακριά από εσάς. Τώρα μετρήστε!
Μέθοδοι οπτικοποίησης του αριθμού των αστεριών
Δεν χρειάζεται όμως πανικός, γιατί πάντα υπάρχουν κενά. Οι υπέρυθρες κάμερες σάς επιτρέπουν να περάσετε μέσα από τη σκόνη και τον καπνό. Παρόμοια έργα περιλαμβάνουν το τηλεσκόπιο Spitzer, το COBE, το WISE και το Γερμανικό Διαστημικό Παρατηρητήριο.
Όλοι τους έχουν εμφανιστεί τα τελευταία δέκα χρόνια για να μελετήσουν το διάστημα σε υπέρυθρα μήκη κύματος. Αυτό βοηθά στην εύρεση κρυμμένων αστεριών. Αλλά ακόμη και αυτό δεν μας επιτρέπει να δούμε τα πάντα, έτσι οι επιστήμονες αναγκάζονται να κάνουν υπολογισμούς και να προβάλλουν εικασιακά στοιχεία. Οι παρατηρήσεις ξεκινούν από τις αστρικές τροχιές στον γαλαξιακό δίσκο. Χάρη σε αυτό, υπολογίζεται η τροχιακή ταχύτητα και η περίοδος περιστροφής (κίνησης) του Γαλαξία.
Συμπεράσματα για το πόσα αστέρια υπάρχουν στον Γαλαξία
Χρειάζεται το Ηλιακό Σύστημα 225-250 εκατομμύρια χρόνια για να ολοκληρώσει μια περιστροφή γύρω από το γαλαξιακό κέντρο. Δηλαδή η ταχύτητα του γαλαξία είναι 600 km/s.
Στη συνέχεια, προσδιορίζεται η μάζα (άλω σκοτεινής ύλης - 90%) και υπολογίζεται η μέση μάζα (μελετούνται οι μάζες και οι τύποι των αστεριών). Ως αποτέλεσμα, αποδεικνύεται ότι η μέση εκτίμηση του αριθμού των αστεριών στον γαλαξία του Γαλαξία είναι 200-400 δισεκατομμύρια ουράνια σώματα.
Οι μελλοντικές τεχνολογίες θα καταστήσουν δυνατή την εύρεση κάθε αστεριού. Διαφορετικά, οι ανιχνευτές θα μπορούν να φτάσουν σε απίστευτες αποστάσεις και να φωτογραφίσουν τον γαλαξία από τον «βορρά» - πάνω από το κέντρο. Προς το παρόν, μπορούμε να βασιστούμε μόνο σε μαθηματικούς υπολογισμούς.
Ο Πλανήτης Γη, το Ηλιακό Σύστημα, δισεκατομμύρια άλλα αστέρια και ουράνια σώματα - όλα αυτά είναι ο Γαλαξίας μας - ένας τεράστιος διαγαλαξιακός σχηματισμός, όπου τα πάντα υπακούουν στους νόμους της βαρύτητας. Τα δεδομένα για το πραγματικό μέγεθος του γαλαξία είναι μόνο κατά προσέγγιση. Και το πιο ενδιαφέρον είναι ότι υπάρχουν εκατοντάδες, ίσως και χιλιάδες, τέτοιοι σχηματισμοί, μεγαλύτεροι ή μικρότεροι, στο Σύμπαν.
Ο Γαλαξίας και τι τον περιβάλλει
Όλα τα ουράνια σώματα, συμπεριλαμβανομένων των πλανητών του Γαλαξία, των δορυφόρων, των αστεροειδών, των κομητών και των αστέρων, βρίσκονται συνεχώς σε κίνηση. Γεννημένοι στην κοσμική δίνη της Μεγάλης Έκρηξης, όλα αυτά τα αντικείμενα βρίσκονται στο δρόμο της ανάπτυξής τους. Κάποιοι είναι μεγαλύτεροι, άλλοι είναι σαφώς νεότεροι.
Ο βαρυτικός σχηματισμός περιστρέφεται γύρω από το κέντρο, με μεμονωμένα μέρη του γαλαξία να περιστρέφονται με διαφορετικές ταχύτητες. Εάν στο κέντρο η ταχύτητα περιστροφής του γαλαξιακού δίσκου είναι αρκετά μέτρια, τότε στην περιφέρεια αυτή η παράμετρος φτάνει σε τιμές 200-250 km/s. Ο Ήλιος βρίσκεται σε μία από αυτές τις περιοχές, πιο κοντά στο κέντρο του γαλαξιακού δίσκου. Η απόσταση από αυτό μέχρι το κέντρο του γαλαξία είναι 25-28 χιλιάδες έτη φωτός. Ο Ήλιος και το Ηλιακό Σύστημα ολοκληρώνουν μια πλήρη περιστροφή γύρω από τον κεντρικό άξονα του βαρυτικού σχηματισμού σε 225-250 εκατομμύρια χρόνια. Κατά συνέπεια, σε όλη την ιστορία της ύπαρξής του, το Ηλιακό Σύστημα έχει πετάξει γύρω από το κέντρο μόνο 30 φορές.
Τόπος του γαλαξία στο Σύμπαν
Ένα αξιοσημείωτο χαρακτηριστικό πρέπει να σημειωθεί. Η θέση του Ήλιου και, κατά συνέπεια, του πλανήτη Γη είναι πολύ βολική. Ο γαλαξιακός δίσκος υφίσταται συνεχώς μια διαδικασία συμπίεσης. Αυτός ο μηχανισμός προκαλείται από την ασυμφωνία μεταξύ της ταχύτητας περιστροφής των σπειροειδών κλάδων και της κίνησης των αστεριών, τα οποία κινούνται μέσα στον γαλαξιακό δίσκο σύμφωνα με τους δικούς τους νόμους. Κατά τη συμπύκνωση συμβαίνουν βίαιες διεργασίες που συνοδεύονται από ισχυρή υπεριώδη ακτινοβολία. Ο Ήλιος και η Γη βρίσκονται άνετα στον περιστροφικό κύκλο, όπου απουσιάζει τέτοια έντονη δραστηριότητα: ανάμεσα σε δύο σπειροειδείς κλάδους στα σύνορα των βραχιόνων του Γαλαξία - Τοξότη και Περσέα. Αυτό εξηγεί την ηρεμία στην οποία βρισκόμαστε τόσο καιρό. Για περισσότερα από 4,5 δισεκατομμύρια χρόνια, δεν έχουμε επηρεαστεί από κοσμικές καταστροφές.
Δομή του γαλαξία του Γαλαξία
Ο γαλαξιακός δίσκος δεν είναι ομοιογενής ως προς τη σύνθεσή του. Όπως και άλλα σπειροειδή βαρυτικά συστήματα, ο Γαλαξίας έχει τρεις διακριτές περιοχές:
- ένας πυρήνας που σχηματίζεται από ένα πυκνό αστρικό σμήνος που περιέχει ένα δισεκατομμύριο αστέρια διαφόρων ηλικιών.
- ο ίδιος ο γαλαξιακός δίσκος, που σχηματίστηκε από σμήνη αστεριών, αστρικό αέριο και σκόνη.
- στέμμα, σφαιρικό φωτοστέφανο - η περιοχή στην οποία βρίσκονται τα σφαιρικά σμήνη, οι νάνοι γαλαξίες, οι μεμονωμένες ομάδες αστεριών, η κοσμική σκόνη και το αέριο.
Κοντά στο επίπεδο του γαλαξιακού δίσκου υπάρχουν νεαρά αστέρια συγκεντρωμένα σε σμήνη. Η πυκνότητα των αστρικών σμηνών στο κέντρο του δίσκου είναι μεγαλύτερη. Κοντά στο κέντρο, η πυκνότητα είναι 10.000 αστέρια ανά κυβικό parsec. Στην περιοχή όπου βρίσκεται το Ηλιακό Σύστημα, η πυκνότητα των αστεριών είναι ήδη 1-2 αστέρια ανά 16 κυβικά παρσεκ. Κατά κανόνα, η ηλικία αυτών των ουράνιων σωμάτων δεν είναι μεγαλύτερη από αρκετά δισεκατομμύρια χρόνια.
Το διαστρικό αέριο συγκεντρώνεται επίσης γύρω από το επίπεδο του δίσκου, υπόκειται σε φυγόκεντρες δυνάμεις. Παρά τη σταθερή ταχύτητα περιστροφής των σπειροειδών κλάδων, το διαστρικό αέριο κατανέμεται άνισα, σχηματίζοντας μεγάλες και μικρές ζώνες νεφών και νεφελωμάτων. Ωστόσο, το κύριο γαλαξιακό δομικό υλικό είναι η σκοτεινή ύλη. Η μάζα του υπερισχύει της συνολικής μάζας όλων των ουράνιων σωμάτων που αποτελούν τον γαλαξία του Γαλαξία.
Εάν στο διάγραμμα η δομή του γαλαξία είναι αρκετά σαφής και διαφανής, τότε στην πραγματικότητα είναι σχεδόν αδύνατο να εξεταστούν οι κεντρικές περιοχές του γαλαξιακού δίσκου. Νέφη αερίου και σκόνης και σμήνη αστρικών αερίων κρύβουν από την άποψή μας το φως από το κέντρο του Γαλαξία μας, στον οποίο ζει ένα πραγματικό διαστημικό τέρας - μια υπερμεγέθη μαύρη τρύπα. Η μάζα αυτού του υπεργίγαντα είναι περίπου 4,3 εκατομμύρια M☉. Δίπλα στον υπεργίγαντα είναι μια μικρότερη μαύρη τρύπα. Αυτή η ζοφερή εταιρεία συμπληρώνεται από εκατοντάδες νάνους μαύρες τρύπες. Οι μαύρες τρύπες του Γαλαξία δεν καταβροχθίζουν μόνο αστρική ύλη, αλλά λειτουργούν και ως μαιευτήριο, ρίχνοντας τεράστια δέσμη πρωτονίων, νετρονίων και ηλεκτρονίων στο διάστημα. Από αυτά σχηματίζεται το ατομικό υδρογόνο - το κύριο καύσιμο της φυλής των αστέρων.
Η μπάρα άλτης βρίσκεται στην περιοχή του γαλαξιακού πυρήνα. Το μήκος του είναι 27 χιλιάδες έτη φωτός. Εδώ βασιλεύουν παλιά αστέρια, κόκκινοι γίγαντες, των οποίων η αστρική ύλη τροφοδοτεί τις μαύρες τρύπες. Ο κύριος όγκος του μοριακού υδρογόνου συγκεντρώνεται σε αυτή την περιοχή, η οποία λειτουργεί ως το κύριο δομικό υλικό για τη διαδικασία σχηματισμού άστρων.
Γεωμετρικά, η δομή του γαλαξία φαίνεται αρκετά απλή. Κάθε σπειροειδής βραχίονας, και υπάρχουν τέσσερις από αυτούς στον Γαλαξία, προέρχεται από έναν δακτύλιο αερίου. Τα μανίκια αποκλίνουν υπό γωνία 20⁰. Στα εξωτερικά όρια του γαλαξιακού δίσκου, το κύριο στοιχείο είναι το ατομικό υδρογόνο, το οποίο εξαπλώνεται από το κέντρο του γαλαξία προς την περιφέρεια. Το πάχος του στρώματος υδρογόνου στις παρυφές του Γαλαξία είναι πολύ μεγαλύτερο από ό,τι στο κέντρο, ενώ η πυκνότητά του είναι εξαιρετικά χαμηλή. Η εκκένωση του στρώματος του υδρογόνου διευκολύνεται από την επίδραση των νάνων γαλαξιών, οι οποίοι παρακολουθούν στενά τον γαλαξία μας για δεκάδες δισεκατομμύρια χρόνια.
Θεωρητικά μοντέλα του γαλαξία μας
Ακόμη και αρχαίοι αστρονόμοι προσπάθησαν να αποδείξουν ότι η ορατή λωρίδα στον ουρανό είναι μέρος ενός τεράστιου αστρικού δίσκου που περιστρέφεται γύρω από το κέντρο του. Αυτή η δήλωση υποστηρίχθηκε από τους μαθηματικούς υπολογισμούς που έγιναν. Ήταν δυνατό να πάρουμε μια ιδέα για τον γαλαξία μας μόνο χιλιάδες χρόνια αργότερα, όταν οι οργανικές μέθοδοι εξερεύνησης του διαστήματος ήρθαν στη βοήθεια της επιστήμης. Μια σημαντική ανακάλυψη στη μελέτη της φύσης του Γαλαξία ήταν το έργο του Άγγλου William Herschel. Το 1700, μπόρεσε να αποδείξει πειραματικά ότι ο γαλαξίας μας έχει σχήμα δίσκου.
Ήδη στην εποχή μας, η έρευνα έχει πάρει διαφορετική τροπή. Οι επιστήμονες βασίστηκαν στη σύγκριση των κινήσεων των αστεριών μεταξύ των οποίων υπήρχαν διαφορετικές αποστάσεις. Χρησιμοποιώντας τη μέθοδο της παράλλαξης, ο Jacob Kaptein κατάφερε να προσδιορίσει κατά προσέγγιση τη διάμετρο του γαλαξία, η οποία, σύμφωνα με τους υπολογισμούς του, είναι 60-70 χιλιάδες έτη φωτός. Αντίστοιχα, καθορίστηκε η θέση του Ήλιου. Αποδείχθηκε ότι βρίσκεται σχετικά μακριά από το μαινόμενο κέντρο του γαλαξία και σε σημαντική απόσταση από την περιφέρεια του Γαλαξία.
Η θεμελιώδης θεωρία για την ύπαρξη των γαλαξιών είναι αυτή του Αμερικανού αστροφυσικού Έντουιν Χαμπλ. Είχε την ιδέα να ταξινομήσει όλους τους βαρυτικούς σχηματισμούς, χωρίζοντάς τους σε ελλειπτικούς γαλαξίες και σπειροειδείς σχηματισμούς. Οι τελευταίοι, οι σπειροειδείς γαλαξίες, αντιπροσωπεύουν τη μεγαλύτερη ομάδα, η οποία περιλαμβάνει σχηματισμούς διαφόρων μεγεθών. Ο μεγαλύτερος σπειροειδής γαλαξίας που ανακαλύφθηκε πρόσφατα είναι ο NGC 6872, με διάμετρο μεγαλύτερη από 552 χιλιάδες έτη φωτός.
Αναμενόμενο μέλλον και προβλέψεις
Ο Γαλαξίας του Γαλαξία φαίνεται να είναι ένας συμπαγής και τακτικός βαρυτικός σχηματισμός. Σε αντίθεση με τους γείτονές μας, το διαγαλαξιακό μας σπίτι είναι αρκετά ήρεμο. Οι μαύρες τρύπες επηρεάζουν συστηματικά τον γαλαξιακό δίσκο, μειώνοντάς τον σε μέγεθος. Αυτή η διαδικασία έχει ήδη διαρκέσει δεκάδες δισεκατομμύρια χρόνια και πόσο ακόμη θα συνεχιστεί είναι άγνωστο. Η μόνη απειλή που διαφαίνεται πάνω από τον γαλαξία μας προέρχεται από τον πλησιέστερο γείτονά του. Ο Γαλαξίας της Ανδρομέδας μας πλησιάζει γρήγορα. Οι επιστήμονες προτείνουν ότι μια σύγκρουση δύο βαρυτικών συστημάτων θα μπορούσε να συμβεί σε 4,5 δισεκατομμύρια χρόνια.
Μια τέτοια συνάντηση-συγχώνευση θα σημάνει το τέλος του κόσμου στον οποίο έχουμε συνηθίσει να ζούμε. Ο Γαλαξίας, που είναι μικρότερος σε μέγεθος, θα απορροφηθεί από τον μεγαλύτερο σχηματισμό. Αντί για δύο μεγάλους σπειροειδείς σχηματισμούς, ένας νέος ελλειπτικός γαλαξίας θα εμφανιστεί στο Σύμπαν. Μέχρι αυτή τη στιγμή, ο γαλαξίας μας θα μπορεί να αντιμετωπίζει τους δορυφόρους του. Δύο νάνοι γαλαξίες - τα Μεγάλα και τα Μικρά Νέφη του Μαγγελάνου - θα απορροφηθούν από τον Γαλαξία σε 4 δισεκατομμύρια χρόνια.
Εάν έχετε βαρεθεί να διαφημίζεστε σε αυτόν τον ιστότοπο, κατεβάστε την εφαρμογή μας για κινητά εδώ: https://play.google.com/store/apps/details?id=com.news.android.military ή παρακάτω κάνοντας κλικ στο λογότυπο του Google Play . Εκεί μειώσαμε τον αριθμό των διαφημιστικών μπλοκ ειδικά για το κανονικό κοινό μας.
Επίσης στην εφαρμογή:
- ακόμα περισσότερα νέα
- ενημερώσεις 24 ώρες την ημέρα
- ειδοποιήσεις για σημαντικά γεγονότα
Εάν έχετε οποιεσδήποτε ερωτήσεις, αφήστε τις στα σχόλια κάτω από το άρθρο. Εμείς ή οι επισκέπτες μας θα χαρούμε να τους απαντήσουμε
Οι άνθρωποι ενδιαφέρονται για την ηλικία του Σύμπαντος από την αρχαιότητα. Και παρόλο που δεν μπορείτε να της ζητήσετε διαβατήριο για να δείτε την ημερομηνία γέννησής της, η σύγχρονη επιστήμη μπόρεσε να απαντήσει σε αυτό το ερώτημα. Είναι αλήθεια, μόλις πρόσφατα.
Passport to the Universe Οι αστρονόμοι έχουν μελετήσει λεπτομερώς την πρώιμη βιογραφία του Σύμπαντος. Είχαν όμως αμφιβολίες για την ακριβή ηλικία της, οι οποίες διαλύθηκαν μόνο τις τελευταίες δύο δεκαετίες.
Alexey Levin
Οι σοφοί της Βαβυλώνας και της Ελλάδας θεωρούσαν το σύμπαν αιώνιο και αμετάβλητο και οι Ινδουιστές χρονικογράφοι το 150 π.Χ. προσδιόρισε ότι ήταν ακριβώς 1.972.949.091 ετών (παρεμπιπτόντως, όσον αφορά την τάξη μεγέθους, δεν έκαναν και πολύ λάθος!). Το 1642, ο Άγγλος θεολόγος John Lightfoot, μέσω μιας σχολαστικής ανάλυσης των βιβλικών κειμένων, υπολόγισε ότι η δημιουργία του κόσμου συνέβη το 3929 π.Χ. Λίγα χρόνια αργότερα, ο Ιρλανδός επίσκοπος James Ussher το μετέφερε στο 4004. Οι ιδρυτές της σύγχρονης επιστήμης, ο Johannes Kepler και ο Isaac Newton, επίσης δεν αγνόησαν αυτό το θέμα. Αν και έκαναν έκκληση όχι μόνο στη Βίβλο, αλλά και στην αστρονομία, τα αποτελέσματά τους αποδείχθηκαν παρόμοια με τους υπολογισμούς των θεολόγων - 3993 και 3988 π.Χ. Στους φωτισμένους καιρούς μας, η ηλικία του Σύμπαντος καθορίζεται με άλλους τρόπους. Για να τα δούμε σε ιστορική προοπτική, ας ρίξουμε πρώτα μια ματιά στον δικό μας πλανήτη και στο κοσμικό του περιβάλλον.
Οι αστρονόμοι έχουν μελετήσει λεπτομερώς την πρώιμη βιογραφία του Σύμπαντος. Είχαν όμως αμφιβολίες για την ακριβή ηλικία της, οι οποίες διαλύθηκαν μόνο τις τελευταίες δύο δεκαετίες.
Μάντια με πέτρες
Από το δεύτερο μισό του 18ου αιώνα, οι επιστήμονες άρχισαν να υπολογίζουν την ηλικία της Γης και του Ήλιου με βάση φυσικά μοντέλα. Έτσι, το 1787, ο Γάλλος φυσιοδίφης Georges-Louis Leclerc κατέληξε στο συμπέρασμα ότι αν ο πλανήτης μας ήταν μια μπάλα λιωμένου σιδήρου κατά τη γέννηση, θα χρειαζόταν από 75 έως 168 χιλιάδες χρόνια για να κρυώσει στην τρέχουσα θερμοκρασία του. Μετά από 108 χρόνια, ο Ιρλανδός μαθηματικός και μηχανικός John Perry υπολόγισε εκ νέου τη θερμική ιστορία της Γης και προσδιόρισε την ηλικία της στα 2-3 δισεκατομμύρια χρόνια. Στις αρχές του 20ου αιώνα, ο Λόρδος Κέλβιν κατέληξε στο συμπέρασμα ότι εάν ο Ήλιος συστέλλεται σταδιακά και λάμπει αποκλειστικά λόγω της απελευθέρωσης βαρυτικής ενέργειας, τότε η ηλικία του (και, κατά συνέπεια, η μέγιστη ηλικία της Γης και άλλων πλανητών) μπορεί να είναι αρκετές εκατοντάδες εκατομμύρια χρόνια. Αλλά εκείνη την εποχή, οι γεωλόγοι δεν μπορούσαν ούτε να επιβεβαιώσουν ούτε να διαψεύσουν αυτές τις εκτιμήσεις λόγω της έλλειψης αξιόπιστων γεωχρονολογικών μεθόδων.
Στα μέσα της πρώτης δεκαετίας του εικοστού αιώνα, ο Ernest Rutherford και ο Αμερικανός χημικός Bertram Boltwood ανέπτυξαν τη βάση της ραδιομετρικής χρονολόγησης των πετρωμάτων της γης, η οποία έδειξε ότι ο Perry ήταν πολύ πιο κοντά στην αλήθεια. Στη δεκαετία του 1920, βρέθηκαν δείγματα ορυκτών των οποίων η ραδιομετρική ηλικία ήταν κοντά στα 2 δισεκατομμύρια χρόνια. Αργότερα, οι γεωλόγοι αύξησαν αυτή την τιμή περισσότερες από μία φορές και μέχρι τώρα έχει υπερδιπλασιαστεί - στα 4,4 δισ. Πρόσθετα δεδομένα παρέχονται από τη μελέτη των «ουράνιων λίθων» - μετεωριτών. Σχεδόν όλες οι ραδιομετρικές εκτιμήσεις της ηλικίας τους εμπίπτουν στο εύρος των 4,4–4,6 δισεκατομμυρίων ετών.
Η σύγχρονη ηλιοσεισμολογία καθιστά δυνατό τον άμεσο προσδιορισμό της ηλικίας του Ήλιου, η οποία, σύμφωνα με τα τελευταία δεδομένα, είναι 4,56 - 4,58 δισεκατομμύρια χρόνια. Δεδομένου ότι η διάρκεια της βαρυτικής συμπύκνωσης του πρωτοηλιακού νέφους μετρήθηκε μόνο σε εκατομμύρια χρόνια, μπορούμε με βεβαιότητα να πούμε ότι δεν έχουν περάσει περισσότερα από 4,6 δισεκατομμύρια χρόνια από την αρχή αυτής της διαδικασίας μέχρι σήμερα. Ταυτόχρονα, η ηλιακή ύλη περιέχει πολλά στοιχεία βαρύτερα από το ήλιο, τα οποία σχηματίστηκαν στους θερμοπυρηνικούς κλιβάνους μεγάλων αστεριών προηγούμενων γενεών που κάηκαν και εξερράγησαν σε σουπερνόβα. Αυτό σημαίνει ότι η ύπαρξη του Σύμπαντος υπερβαίνει κατά πολύ την ηλικία του Ηλιακού Συστήματος. Για να προσδιορίσετε την έκταση αυτής της υπέρβασης, πρέπει να πάτε πρώτα στον Γαλαξία μας και μετά πέρα από τα όριά του.
Ακολουθώντας λευκούς νάνους
Η διάρκεια ζωής του Γαλαξία μας μπορεί να καθοριστεί με διαφορετικούς τρόπους, αλλά θα περιοριστούμε στους δύο πιο αξιόπιστους. Η πρώτη μέθοδος βασίζεται στην παρακολούθηση της λάμψης των λευκών νάνων. Αυτά τα συμπαγή (με μέγεθος περίπου της Γης) και αρχικά πολύ θερμά ουράνια σώματα αντιπροσωπεύουν το τελικό στάδιο της ζωής για όλα τα αστέρια εκτός από τα πιο ογκώδη αστέρια. Για να μεταμορφωθεί σε λευκό νάνο, ένα αστέρι πρέπει να κάψει εντελώς όλο το θερμοπυρηνικό του καύσιμο και να υποστεί αρκετούς κατακλυσμούς - για παράδειγμα, να γίνει κόκκινος γίγαντας για κάποιο χρονικό διάστημα.
Φυσικό ρολόι
Σύμφωνα με τη ραδιομετρική χρονολόγηση, οι παλαιότεροι βράχοι στη Γη θεωρούνται πλέον τα γκρίζα γνεύσια της ακτής της Μεγάλης Λίμνης Σκλάβων στον βορειοδυτικό Καναδά - η ηλικία τους έχει προσδιοριστεί στα 4,03 δισεκατομμύρια χρόνια. Ακόμη νωρίτερα (πριν από 4,4 δισεκατομμύρια χρόνια), κρυσταλλώθηκαν μικροσκοπικοί κόκκοι του ορυκτού ζιρκονίου, ενός φυσικού πυριτικού ζιρκονίου που βρίσκεται στα γνεύσια στη δυτική Αυστραλία. Και δεδομένου ότι ο φλοιός της γης υπήρχε ήδη εκείνες τις μέρες, ο πλανήτης μας θα έπρεπε να είναι κάπως παλαιότερος.
Όσον αφορά τους μετεωρίτες, οι πιο ακριβείς πληροφορίες παρέχονται από τη χρονολόγηση εγκλεισμάτων ασβεστίου-αλουμινίου στο υλικό των ανθρακοφόρων χονδριτικών μετεωριτών, οι οποίοι παρέμειναν ουσιαστικά αμετάβλητοι μετά τον σχηματισμό του από το σύννεφο αερίου-σκόνης που περιέβαλλε τον νεογέννητο Ήλιο. Η ραδιομετρική ηλικία παρόμοιων δομών στον μετεωρίτη Efremovka, που βρέθηκε το 1962 στην περιοχή Pavlodar του Καζακστάν, είναι 4 δισεκατομμύρια 567 εκατομμύρια χρόνια.
Ένας τυπικός λευκός νάνος αποτελείται σχεδόν εξ ολοκλήρου από ιόντα άνθρακα και οξυγόνου ενσωματωμένα σε εκφυλισμένο αέριο ηλεκτρονίων και έχει μια λεπτή ατμόσφαιρα που κυριαρχείται από υδρογόνο ή ήλιο. Η θερμοκρασία της επιφάνειάς του κυμαίνεται από 8.000 έως 40.000 Κ, ενώ η κεντρική ζώνη θερμαίνεται σε εκατομμύρια, ακόμη και δεκάδες εκατομμύρια βαθμούς. Σύμφωνα με θεωρητικά μοντέλα, μπορεί επίσης να γεννηθούν νάνοι που αποτελούνται κυρίως από οξυγόνο, νέον και μαγνήσιο (τα οποία, υπό ορισμένες προϋποθέσεις, μετατρέπονται σε αστέρια με μάζα 8 έως 10,5 ή ακόμη και έως 12 ηλιακές μάζες), αλλά η ύπαρξή τους δεν έχει ακόμη έχει αποδειχθεί. Η θεωρία δηλώνει επίσης ότι αστέρια με τουλάχιστον τη μισή μάζα του Ήλιου καταλήγουν ως λευκοί νάνοι ηλίου. Τέτοια αστέρια είναι πάρα πολλά, αλλά καίνε το υδρογόνο εξαιρετικά αργά και επομένως ζουν για πολλές δεκάδες και εκατοντάδες εκατομμύρια χρόνια. Μέχρι στιγμής, απλώς δεν είχαν αρκετό χρόνο για να εξαντλήσουν το καύσιμο υδρογόνου τους (οι πολύ λίγοι νάνοι ηλίου που ανακαλύφθηκαν μέχρι σήμερα ζουν σε δυαδικά συστήματα και προέκυψαν με εντελώς διαφορετικό τρόπο).
Δεδομένου ότι ένας λευκός νάνος δεν μπορεί να υποστηρίξει αντιδράσεις θερμοπυρηνικής σύντηξης, λάμπει λόγω της συσσωρευμένης ενέργειας και επομένως ψύχεται αργά. Ο ρυθμός αυτής της ψύξης μπορεί να υπολογιστεί και, σε αυτή τη βάση, να προσδιοριστεί ο χρόνος που απαιτείται για τη μείωση της θερμοκρασίας της επιφάνειας από την αρχική (για έναν τυπικό νάνο αυτό είναι περίπου 150.000 K) στον παρατηρούμενο. Δεδομένου ότι μας ενδιαφέρει η εποχή του Γαλαξία, θα πρέπει να αναζητήσουμε τους μακροβιότερους, άρα και τους πιο κρύους, λευκούς νάνους. Τα σύγχρονα τηλεσκόπια καθιστούν δυνατή την ανίχνευση ενδογαλαξιακών νάνων με θερμοκρασία επιφάνειας μικρότερη από 4000 K, η φωτεινότητα των οποίων είναι 30.000 φορές χαμηλότερη από αυτή του Ήλιου. Μέχρι στιγμής δεν έχουν βρεθεί - είτε δεν υπάρχουν καθόλου, είτε είναι πολύ λίγοι. Από αυτό προκύπτει ότι ο Γαλαξίας μας δεν μπορεί να είναι παλαιότερος από 15 δισεκατομμύρια χρόνια, διαφορετικά θα υπήρχαν σε αξιοσημείωτες ποσότητες.
Μέχρι σήμερα, τα πετρώματα, χρησιμοποιείται μια ανάλυση του περιεχομένου των προϊόντων διάσπασης διαφόρων ραδιενεργών ισοτόπων σε αυτά. Ανάλογα με τον τύπο του βράχου και τον χρόνο χρονολόγησης, χρησιμοποιούνται διαφορετικά ζεύγη ισοτόπων.
Αυτό είναι το ανώτατο όριο ηλικίας. Τι να πούμε για τον πάτο; Οι πιο cool λευκοί νάνοι που είναι γνωστοί αυτή τη στιγμή εντοπίστηκαν από το διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble το 2002 και το 2007. Οι υπολογισμοί έδειξαν ότι η ηλικία τους είναι 11,5 - 12 δισεκατομμύρια χρόνια. Σε αυτό πρέπει επίσης να προσθέσουμε την ηλικία των προκατόχων αστέρων (από μισό δισεκατομμύριο σε ένα δισεκατομμύριο χρόνια). Από αυτό προκύπτει ότι ο Γαλαξίας δεν είναι μικρότερος από 13 δισεκατομμύρια ετών. Έτσι, η τελική εκτίμηση της ηλικίας του, που προκύπτει από παρατηρήσεις λευκών νάνων, είναι περίπου 13 - 15 δισεκατομμύρια χρόνια.
Πιστοποιητικά μπάλας
Η δεύτερη μέθοδος βασίζεται στη μελέτη σφαιρικών αστρικών σμηνών που βρίσκονται στην περιφερειακή ζώνη του Γαλαξία μας και βρίσκονται σε τροχιά γύρω από τον πυρήνα του. Περιέχουν από εκατοντάδες χιλιάδες έως περισσότερα από ένα εκατομμύριο αστέρια που συνδέονται με αμοιβαία έλξη.
Σφαιρικά σμήνη βρίσκονται σχεδόν σε όλους τους μεγάλους γαλαξίες και ο αριθμός τους μερικές φορές φτάνει πολλές χιλιάδες. Σχεδόν κανένα νέο αστέρι δεν γεννιέται εκεί, αλλά τα μεγαλύτερα αστέρια είναι παρόντα σε αφθονία. Περίπου 160 τέτοια σφαιρικά σμήνη έχουν καταγραφεί στον Γαλαξία μας και ίσως να ανακαλυφθούν ακόμη δύο έως τρεις δωδεκάδες. Οι μηχανισμοί σχηματισμού τους δεν είναι απολύτως σαφείς, ωστόσο, πιθανότατα, πολλοί από αυτούς προέκυψαν αμέσως μετά τη γέννηση του ίδιου του Γαλαξία. Ως εκ τούτου, η χρονολόγηση του σχηματισμού των παλαιότερων σφαιρικών σμηνών καθιστά δυνατό τον καθορισμό ενός κατώτερου ορίου για τη γαλαξιακή ηλικία.
Αυτή η χρονολόγηση είναι πολύ περίπλοκη τεχνικά, αλλά βασίζεται σε μια πολύ απλή ιδέα. Όλα τα αστέρια στο σμήνος (από τα υπερμεγέθη έως τα ελαφρύτερα) σχηματίζονται από το ίδιο νέφος αερίων και επομένως γεννιούνται σχεδόν ταυτόχρονα. Με την πάροδο του χρόνου, καίνε τα κύρια αποθέματα υδρογόνου - άλλα νωρίτερα, άλλα αργότερα. Σε αυτό το στάδιο, το αστέρι φεύγει από την κύρια ακολουθία και υφίσταται μια σειρά μετασχηματισμών που καταλήγουν είτε σε πλήρη βαρυτική κατάρρευση (ακολουθούμενη από το σχηματισμό ενός αστέρα νετρονίων ή μαύρης τρύπας) είτε με την εμφάνιση ενός λευκού νάνου. Επομένως, η μελέτη της σύνθεσης ενός σφαιρικού σμήνος καθιστά δυνατό τον ακριβή προσδιορισμό της ηλικίας του. Για αξιόπιστες στατιστικές, ο αριθμός των συστάδων που μελετήθηκαν θα πρέπει να είναι τουλάχιστον αρκετές δεκάδες.
Αυτή η εργασία πραγματοποιήθηκε πριν από τρία χρόνια από μια ομάδα αστρονόμων χρησιμοποιώντας την κάμερα ACS (Advanced Camera for Survey) του διαστημικού τηλεσκοπίου Hubble. Η παρακολούθηση 41 σφαιρικών σμηνών στον Γαλαξία μας έδειξε ότι η μέση ηλικία τους είναι 12,8 δισεκατομμύρια χρόνια. Κάτοχοι ρεκόρ ήταν τα σμήνη NGC 6937 και NGC 6752, που βρίσκονται 7.200 και 13.000 έτη φωτός από τον Ήλιο. Σχεδόν σίγουρα δεν είναι νεότεροι από 13 δισεκατομμύρια χρόνια, με την πιο πιθανή διάρκεια ζωής του δεύτερου σμήνος να είναι 13,4 δισεκατομμύρια χρόνια (αν και με σφάλμα συν ή πλην ένα δισεκατομμύριο).
Αστέρια με μάζα της τάξης του Ήλιου, καθώς τα αποθέματά τους υδρογόνου εξαντλούνται, διογκώνονται και γίνονται κόκκινοι νάνοι, μετά τον οποίο ο πυρήνας ηλίου τους θερμαίνεται κατά τη συμπίεση και αρχίζει η καύση ηλίου. Μετά από κάποιο χρονικό διάστημα, το αστέρι ρίχνει το κέλυφός του, σχηματίζοντας ένα πλανητικό νεφέλωμα, και στη συνέχεια γίνεται ένας λευκός νάνος και στη συνέχεια κρυώνει.
Ωστόσο, ο Γαλαξίας μας πρέπει να είναι παλαιότερος από τα σμήνη του. Τα πρώτα υπερμεγέθη άστρα του εξερράγησαν ως σουπερνόβα και εκτόξευσαν τους πυρήνες πολλών στοιχείων στο διάστημα, ιδιαίτερα τους πυρήνες του σταθερού ισοτόπου βηρύλλιο-βηρύλλιο-9. Όταν άρχισαν να σχηματίζονται σφαιρικά σμήνη, τα νεογέννητα αστέρια τους περιείχαν ήδη βηρύλλιο και περισσότερο όσο αργότερα εμφανίστηκαν. Με βάση την περιεκτικότητα σε βηρύλλιο στην ατμόσφαιρά τους, μπορεί κανείς να προσδιορίσει πόσο νεότερα είναι τα σμήνη από τον Γαλαξία. Όπως αποδεικνύεται από δεδομένα για το σμήνος NGC 6937, αυτή η διαφορά είναι 200 - 300 εκατομμύρια χρόνια. Έτσι, χωρίς μεγάλη έκταση, μπορούμε να πούμε ότι η ηλικία του Γαλαξία ξεπερνά τα 13 δισεκατομμύρια χρόνια και ίσως φτάνει τα 13,3 - 13,4 δισεκατομμύρια. Αυτή είναι σχεδόν η ίδια εκτίμηση με αυτή που έγινε με βάση τις παρατηρήσεις των λευκών νάνων, αλλά αποκτήθηκε με εντελώς διαφορετικό τρόπο.
Νόμος του Χαμπλ
Η επιστημονική διατύπωση του ερωτήματος για την ηλικία του Σύμπαντος έγινε δυνατή μόλις στις αρχές του δεύτερου τετάρτου του περασμένου αιώνα. Στα τέλη της δεκαετίας του 1920, ο Edwin Hubble και ο βοηθός του Milton Humason άρχισαν να διευκρινίζουν τις αποστάσεις από δεκάδες νεφελώματα έξω από τον Γαλαξία, που μόλις λίγα χρόνια νωρίτερα είχαν γίνει ανεξάρτητοι γαλαξίες.
Αυτοί οι γαλαξίες απομακρύνονται από τον Ήλιο με ακτινικές ταχύτητες που μετρήθηκαν από την ερυθρή μετατόπιση των φασμάτων τους. Αν και οι αποστάσεις από τους περισσότερους από αυτούς τους γαλαξίες μπορούσαν να προσδιοριστούν με μεγάλο σφάλμα, ο Hubble βρήκε ακόμα ότι ήταν περίπου ανάλογες με τις ακτινικές ταχύτητες, όπως έγραψε σε ένα άρθρο που δημοσιεύτηκε στις αρχές του 1929. Δύο χρόνια αργότερα, το Hubble και ο Humason επιβεβαίωσαν αυτό το συμπέρασμα με βάση τις παρατηρήσεις άλλων γαλαξιών - μερικοί από αυτούς βρίσκονται σε απόσταση μεγαλύτερη από 100 εκατομμύρια έτη φωτός.
Αυτά τα δεδομένα αποτέλεσαν τη βάση του διάσημου τύπου v=H0d, γνωστό ως νόμος του Hubble. Εδώ v είναι η ακτινική ταχύτητα του γαλαξία σε σχέση με τη Γη, d είναι η απόσταση, H0 είναι ο συντελεστής αναλογικότητας, του οποίου η διάσταση, όπως φαίνεται εύκολα, είναι το αντίστροφο της διάστασης του χρόνου (προηγουμένως ονομαζόταν σταθερά Hubble , το οποίο είναι λανθασμένο, δεδομένου ότι σε προηγούμενες εποχές η τιμή του H0 ήταν διαφορετική από ό,τι στις μέρες μας). Ο ίδιος ο Hubble και πολλοί άλλοι αστρονόμοι για μεγάλο χρονικό διάστημα απέρριπταν τις υποθέσεις σχετικά με τη φυσική σημασία αυτής της παραμέτρου. Ωστόσο, ο Georges Lemaitre έδειξε το 1927 ότι η γενική θεωρία της σχετικότητας μας επιτρέπει να ερμηνεύσουμε τη διαστολή των γαλαξιών ως απόδειξη της διαστολής του Σύμπαντος. Τέσσερα χρόνια αργότερα, είχε το θάρρος να οδηγήσει αυτό το συμπέρασμα στο λογικό του συμπέρασμα, προβάλλοντας την υπόθεση ότι το Σύμπαν προέκυψε από ένα σχεδόν αιχμηρό έμβρυο, το οποίο, λόγω έλλειψης καλύτερου όρου, ονόμασε άτομο. Αυτό το αρχέγονο άτομο μπορούσε να παραμείνει σε στατική κατάσταση για οποιαδήποτε στιγμή μέχρι το άπειρο, αλλά η «έκρηξή» του γέννησε έναν διαστελλόμενο χώρο γεμάτο με ύλη και ακτινοβολία, ο οποίος σε ένα πεπερασμένο χρόνο δημιούργησε το παρόν Σύμπαν. Ήδη στο πρώτο του άρθρο, ο Lemaitre εξήγαγε ένα πλήρες ανάλογο του τύπου Hubble και, έχοντας τα μέχρι τότε γνωστά δεδομένα για τις ταχύτητες και τις αποστάσεις ενός αριθμού γαλαξιών, έλαβε περίπου την ίδια τιμή του συντελεστή αναλογικότητας μεταξύ αποστάσεων και ταχυτήτων. ως Hubble. Ωστόσο, το άρθρο του δημοσιεύτηκε στα γαλλικά σε ελάχιστα γνωστό βελγικό περιοδικό και αρχικά πέρασε απαρατήρητο. Έγινε γνωστό στους περισσότερους αστρονόμους μόλις το 1931 μετά τη δημοσίευση της αγγλικής του μετάφρασης.
Η εξέλιξη του Σύμπαντος καθορίζεται από τον αρχικό ρυθμό διαστολής του, καθώς και από τις επιδράσεις της βαρύτητας (συμπεριλαμβανομένης της σκοτεινής ύλης) και της αντιβαρύτητας (σκοτεινή ενέργεια). Ανάλογα με τη σχέση μεταξύ αυτών των παραγόντων, το γράφημα του μεγέθους του Σύμπαντος έχει διαφορετικό σχήμα τόσο στο μέλλον όσο και στο παρελθόν, γεγονός που επηρεάζει την εκτίμηση της ηλικίας του. Οι τρέχουσες παρατηρήσεις δείχνουν ότι το Σύμπαν διαστέλλεται εκθετικά (κόκκινο γράφημα).
Ώρα Hubble
Από αυτό το έργο του Lemaître και τα μεταγενέστερα έργα τόσο του ίδιου του Hubble όσο και άλλων κοσμολόγων, προέκυψε άμεσα ότι η ηλικία του Σύμπαντος (φυσικά, μετρούμενη από την αρχική στιγμή της διαστολής του) εξαρτάται από την τιμή 1/H0, η οποία τώρα ονομάζεται Hubble. χρόνος. Η φύση αυτής της εξάρτησης καθορίζεται από το συγκεκριμένο μοντέλο του σύμπαντος. Αν υποθέσουμε ότι ζούμε σε ένα επίπεδο Σύμπαν γεμάτο με βαρυτική ύλη και ακτινοβολία, τότε για να υπολογιστεί η ηλικία του το 1/H0 πρέπει να πολλαπλασιαστεί επί 2/3.
Εδώ προέκυψε το εμπόδιο. Από τις μετρήσεις των Hubble και Humason προκύπτει ότι η αριθμητική τιμή του 1/H0 είναι περίπου ίση με 1,8 δισεκατομμύρια χρόνια. Ακολούθησε ότι το Σύμπαν γεννήθηκε πριν από 1,2 δισεκατομμύρια χρόνια, κάτι που έρχεται σε σαφή αντίφαση ακόμη και με τις πολύ υποτιμημένες εκτιμήσεις για την ηλικία της Γης εκείνη την εποχή. Θα μπορούσε κανείς να ξεφύγει από αυτή τη δυσκολία υποθέτοντας ότι οι γαλαξίες απομακρύνονται πιο αργά από ό,τι πίστευε ο Hubble. Με τον καιρό, αυτή η υπόθεση επιβεβαιώθηκε, αλλά δεν έλυσε το πρόβλημα. Σύμφωνα με στοιχεία που ελήφθησαν από τα τέλη του περασμένου αιώνα χρησιμοποιώντας την οπτική αστρονομία, το 1/H0 κυμαίνεται από 13 έως 15 δισεκατομμύρια χρόνια. Έτσι, η απόκλιση παρέμενε ακόμα, αφού ο χώρος του Σύμπαντος ήταν και θεωρείται επίπεδος, και τα δύο τρίτα του χρόνου Hubble είναι πολύ λιγότερο από ακόμη και τις πιο μέτριες εκτιμήσεις για την ηλικία του Γαλαξία.
Άδειος κόσμος
Σύμφωνα με τις τελευταίες μετρήσεις της παραμέτρου Hubble, το κατώτερο όριο του χρόνου Hubble είναι 13,5 δισεκατομμύρια χρόνια και το ανώτερο όριο είναι 14 δισεκατομμύρια. Αποδεικνύεται ότι η τρέχουσα ηλικία του Σύμπαντος είναι περίπου ίση με την τρέχουσα ώρα Hubble. Αυτή η ισότητα πρέπει να τηρείται αυστηρά και πάντα για ένα απολύτως κενό Σύμπαν, όπου δεν υπάρχει ούτε βαρυτική ύλη ούτε αντιβαρυτικά πεδία. Αλλά στον κόσμο μας υπάρχουν αρκετά και τα δύο. Το γεγονός είναι ότι ο χώρος αρχικά επεκτάθηκε αργά, μετά άρχισε να αυξάνεται η ταχύτητα της επέκτασής του και στη σημερινή εποχήαυτές οι αντίθετες τάσεις σχεδόν αντιστάθμιζε η μία την άλλη.
Γενικά, αυτή η αντίφαση εξαλείφθηκε το 1998 - 1999, όταν δύο ομάδες αστρονόμων απέδειξαν ότι τα τελευταία 5 - 6 δισεκατομμύρια χρόνια, το διάστημα επεκτείνεται όχι με φθίνοντα, αλλά με αυξανόμενο ρυθμό. Αυτή η επιτάχυνση συνήθως εξηγείται από το γεγονός ότι στο Σύμπαν μας αυξάνεται η επίδραση του αντιβαρυτικού παράγοντα, της λεγόμενης σκοτεινής ενέργειας, της οποίας η πυκνότητα δεν αλλάζει με την πάροδο του χρόνου. Δεδομένου ότι η πυκνότητα της βαρυτικής ύλης μειώνεται καθώς ο Κόσμος διαστέλλεται, η σκοτεινή ενέργεια ανταγωνίζεται όλο και πιο επιτυχημένα τη βαρύτητα. Η διάρκεια ύπαρξης ενός Σύμπαντος με αντιβαρυτική συνιστώσα δεν χρειάζεται να είναι ίση με τα δύο τρίτα του χρόνου Hubble. Ως εκ τούτου, η ανακάλυψη της επιταχυνόμενης διαστολής του Σύμπαντος (που σημειώθηκε το 2011 από το Βραβείο Νόμπελ) κατέστησε δυνατή την εξάλειψη της ασυμφωνίας μεταξύ κοσμολογικών και αστρονομικών εκτιμήσεων για τη διάρκεια ζωής του. Ήταν επίσης ένα προοίμιο για την ανάπτυξη μιας νέας μεθόδου για τη χρονολόγηση της γέννησής της.
Κοσμικοί ρυθμοί
Στις 30 Ιουνίου 2001, η NASA έστειλε τον Explorer 80 στο διάστημα, δύο χρόνια αργότερα μετονομάστηκε σε WMAP, Wilkinson Microwave Anisotropy Probe. Ο εξοπλισμός του κατέστησε δυνατή την καταγραφή των διακυμάνσεων της θερμοκρασίας της μικροκυματικής κοσμικής μικροκυματικής ακτινοβολίας υποβάθρου με γωνιακή ανάλυση μικρότερη από τα τρία δέκατα της μοίρας. Ήταν ήδη γνωστό τότε ότι το φάσμα αυτής της ακτινοβολίας συμπίπτει σχεδόν πλήρως με το φάσμα ενός ιδανικού μαύρου σώματος που θερμαίνεται στους 2,725 K και οι διακυμάνσεις της θερμοκρασίας του σε μετρήσεις «χονδρόκοκκους» με γωνιακή ανάλυση 10 μοιρών δεν υπερβαίνουν τα 0,000036 K Ωστόσο, σε «λεπτοκοκκές» μετρήσεις στην κλίμακα του ανιχνευτή WMAP, τα πλάτη τέτοιων διακυμάνσεων ήταν έξι φορές μεγαλύτερα (περίπου 0,0002 Κ). Η κοσμική ακτινοβολία υποβάθρου μικροκυμάτων αποδείχθηκε ότι ήταν κηλιδωτή, πολύ διάστικτη με ελαφρώς περισσότερες και ελαφρώς λιγότερο θερμαινόμενες περιοχές.
Οι διακυμάνσεις στην κοσμική ακτινοβολία υποβάθρου μικροκυμάτων δημιουργούνται από τις διακυμάνσεις στην πυκνότητα του αερίου ηλεκτρονίων-φωτονίου που κάποτε γέμιζαν το διάστημα. Έπεσε σχεδόν στο μηδέν περίπου 380.000 χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη, όταν ουσιαστικά όλα τα ελεύθερα ηλεκτρόνια συνδυάστηκαν με τους πυρήνες του υδρογόνου, του ηλίου και του λιθίου, δημιουργώντας έτσι ουδέτερα άτομα. Μέχρι να συμβεί αυτό, τα ηχητικά κύματα διαδίδονταν στο αέριο ηλεκτρονίων-φωτονίων, επηρεασμένα από τα βαρυτικά πεδία των σωματιδίων της σκοτεινής ύλης. Αυτά τα κύματα ή, όπως λένε οι αστροφυσικοί, οι ακουστικές ταλαντώσεις, άφησαν το σημάδι τους στο φάσμα της κοσμικής ακτινοβολίας υποβάθρου μικροκυμάτων. Αυτό το φάσμα μπορεί να αποκρυπτογραφηθεί χρησιμοποιώντας τη θεωρητική συσκευή της κοσμολογίας και της μαγνητικής υδροδυναμικής, η οποία καθιστά δυνατή την επανεκτίμηση της ηλικίας του Σύμπαντος. Όπως δείχνουν οι τελευταίοι υπολογισμοί, η πιο πιθανή έκτασή του είναι 13,72 δισεκατομμύρια χρόνια. Τώρα θεωρείται η τυπική εκτίμηση της διάρκειας ζωής του Σύμπαντος. Αν λάβουμε υπόψη όλες τις πιθανές ανακρίβειες, ανοχές και προσεγγίσεις, μπορούμε να συμπεράνουμε ότι, σύμφωνα με τα αποτελέσματα του ανιχνευτή WMAP, το Σύμπαν υπάρχει μεταξύ 13,5 και 14 δισεκατομμυρίων ετών.
Έτσι, οι αστρονόμοι, εκτιμώντας την ηλικία του Σύμπαντος με τρεις διαφορετικούς τρόπους, έλαβαν αρκετά συμβατά αποτελέσματα. Επομένως, τώρα γνωρίζουμε (ή, για να το θέσω πιο προσεκτικά, νομίζουμε ότι ξέρουμε) πότε προέκυψε το σύμπαν μας - τουλάχιστον με ακρίβεια αρκετών εκατοντάδων εκατομμυρίων ετών. Πιθανώς, οι απόγονοι θα προσθέσουν τη λύση σε αυτόν τον πανάρχαιο γρίφο στη λίστα με τα πιο αξιοσημείωτα επιτεύγματα της αστρονομίας και της αστροφυσικής.
