Meie galaktika. Linnutee saladused
Mingil määral teame kaugetest tähesüsteemidest rohkem kui oma kodusest galaktikast – Linnuteest. Selle ehitust on raskem uurida kui ühegi teise galaktikate ehitust, sest seda tuleb uurida seestpoolt ja paljusid asju pole nii lihtne näha. Tähtedevahelised tolmupilved neelavad kaugete tähtede müriaadide kiirgavat valgust.
Alles raadioastronoomia arenedes ja infrapunateleskoopide tulekuga suutsid teadlased mõista, kuidas meie galaktika töötab. Kuid paljud üksikasjad on tänaseni ebaselged. Isegi tähtede arvu Linnuteel hinnatakse üsna umbkaudselt. Viimased elektroonilised teatmeteosed annavad arvud 100 kuni 300 miljardit tähte.
Mitte nii kaua aega tagasi usuti, et meie Galaxyl on 4 suurt kätt. Kuid 2008. aastal avaldasid Wisconsini ülikooli astronoomid Spitzeri kosmoseteleskoobiga tehtud umbes 800 000 infrapunapildi töötlemise tulemused. Nende analüüs näitas, et Linnuteel on ainult kaks kätt. Mis puutub teistesse okstesse, siis need on ainult kitsad külgoksad. Niisiis, Linnutee on kahe haruga spiraalgalaktika. Tuleb märkida, et enamikul meile tuntud spiraalgalaktikatel on samuti ainult kaks haru.
"Tänu Spitzeri teleskoobile on meil võimalus Linnutee struktuur ümber mõelda," ütles astronoom Robert Benjamin Wisconsini ülikoolist Ameerika astronoomiaühingu konverentsil. "Täiustame oma arusaama Galaktikast samal viisil, nagu sajandeid tagasi maailmas ringi reisinud pioneerid täpsustasid ja mõtlesid ümber varasemaid ideid selle kohta, milline Maa välja näeb."
Alates 20. sajandi 90ndate algusest on infrapunapiirkonnas tehtud vaatlused üha enam muutnud meie teadmisi Linnutee ehitusest, sest infrapunateleskoobid võimaldavad vaadata läbi gaasi- ja tolmupilvede ning näha, mis on tavateleskoopidele kättesaamatu. .
2004 – meie galaktika vanuseks hinnati 13,6 miljardit aastat. See tekkis varsti pärast seda. Alguses oli see hajus gaasimull, mis sisaldas peamiselt vesinikku ja heeliumi. Aja jooksul muutus see tohutuks spiraalgalaktikaks, milles me praegu elame.
üldised omadused
Kuidas aga kulges meie galaktika areng? Kuidas see tekkis - aeglaselt või vastupidi, väga kiiresti? Kuidas sai see rasketest elementidest küllastunud? Kuidas on Linnutee kuju ja keemiline koostis miljardite aastate jooksul muutunud? Teadlased ei ole veel andnud neile küsimustele üksikasjalikke vastuseid.
Meie Galaktika ulatus on umbes 100 000 valgusaastat ja galaktika ketta keskmine paksus on umbes 3000 valgusaastat (selle kumera osa ehk kühmu paksus ulatub 16 000 valgusaastani). Austraalia astronoom Brian Gensler pakkus aga 2008. aastal pärast pulsarite vaatluste tulemuste analüüsi, et galaktiline ketas on tõenäoliselt kaks korda paksem, kui tavaliselt arvatakse.
Kas meie galaktika on kosmiliste standardite järgi suur või väike? Võrdluseks, Andromeeda udukogu, meie lähima suure galaktika läbimõõt on ligikaudu 150 000 valgusaastat.
2008. aasta lõpus tegid teadlased raadioastronoomia meetodeid kasutades kindlaks, et Linnutee pöörleb kiiremini, kui seni arvati. Selle näitaja järgi otsustades on selle mass ligikaudu poolteist korda suurem, kui tavaliselt arvati. Erinevatel hinnangutel varieerub see 1,0–1,9 triljoni päikese massini. Jällegi võrdluseks: Andromeeda udukogu massiks hinnatakse vähemalt 1,2 triljonit päikesemassi.
Galaktikate ehitus
Must auk
Seega ei jää Linnutee oma suuruselt alla Andromeeda udukogule. "Me ei tohiks enam mõelda oma galaktikast kui Andromeeda udukogu väikesest õest," ütles astronoom Mark Reid Harvardi ülikooli Smithsoniani astrofüüsika keskusest. Samal ajal, kuna meie galaktika mass on oodatust suurem, on ka selle gravitatsioonijõud suurem, mis tähendab, et suureneb tõenäosus, et see põrkub kokku teiste meie läheduses asuvate galaktikatega.
Meie galaktikat ümbritseb sfääriline halo, mille läbimõõt ulatub 165 000 valgusaastani. Astronoomid nimetavad halot mõnikord galaktiliseks atmosfääriks. See sisaldab ligikaudu 150 kerasparve, aga ka väikest hulka iidseid tähti. Ülejäänud haloruum on täidetud haruldaste gaaside ja ka tumeainega. Viimase massiks hinnatakse ligikaudu triljonit päikesemassi.
Linnutee spiraalsed harud sisaldavad tohutul hulgal vesinikku. See on koht, kus tähed sünnivad jätkuvalt. Aja jooksul lahkuvad noored tähed galaktikate käest ja “liiguvad” galaktilisele kettale. Kõige massiivsemad ja heledamad tähed ei ela aga piisavalt kaua, mistõttu neil pole aega sünnikohast eemalduda. Pole juhus, et meie galaktika käed helendavad nii eredalt. Suurem osa Linnuteest koosneb väikestest, mitte väga massiivsetest tähtedest.
Linnutee keskosa asub Amburi tähtkujus. Seda ala ümbritsevad tumedad gaasi- ja tolmupilved, mille tagant pole midagi näha. Alles alates 1950. aastatest on teadlased raadioastronoomiat kasutades suutnud järk-järgult mõista, mis seal peitub. Galaktika selles osas avastati võimas raadioallikas nimega Ambur A. Nagu vaatlused on näidanud, on siia koondunud mass, mis ületab Päikese massi mitu miljonit korda. Selle fakti kõige vastuvõetavam seletus on ainult üks: meie galaktika keskpunkt asub.
Nüüd on ta millegipärast enda jaoks pausi teinud ega ole eriti aktiivne. Siin on ainevool väga kehv. Võib-olla aja jooksul tekib mustas augus isu. Siis hakkab see taas neelama seda ümbritsevat gaasi- ja tolmuloori ning Linnutee liitub aktiivsete galaktikate nimekirjaga. Võimalik, et enne seda hakkavad galaktika keskel kiiresti moodustuma tähed. Sarnaseid protsesse korratakse tõenäoliselt regulaarselt.
2010 – Ameerika astronoomid avastasid gammakiirguse allikate vaatlemiseks mõeldud Fermi kosmoseteleskoobi abil meie galaktikas kaks salapärast struktuuri – kaks tohutut gammakiirgust kiirgavat mulli. Neist igaühe läbimõõt on keskmiselt 25 000 valgusaastat. Nad lendavad Galaktika keskpunktist eemale põhja- ja lõunasuunas. Võib-olla räägime osakeste voogudest, mida kunagi kiirgas galaktika keskel asuv must auk. Teised teadlased usuvad, et jutt käib gaasipilvedest, mis plahvatasid tähtede sünni ajal.
Linnutee ümber on mitu kääbusgalaktikat. Tuntuimad neist on Suur ja Väike Magellani pilv, mida ühendab Linnuteega omamoodi vesiniksild, tohutu gaasijupp, mis ulatub nende galaktikate taga. Seda kutsuti Magellani ojaks. Selle ulatus on umbes 300 000 valgusaastat. Meie galaktika neelab pidevalt endale kõige lähemal asuvaid kääbusgalaktikaid, eriti Amburi galaktikaid, mis asub galaktika keskmest 50 000 valgusaasta kaugusel.
Jääb üle lisada, et Linnutee ja Andromeeda udukogu liiguvad üksteise poole. Arvatavasti sulanduvad 3 miljardi aasta pärast mõlemad galaktikad kokku, moodustades suurema elliptilise galaktika, mida on juba nimetatud Milkyhoney'ks.
Linnutee päritolu
Andromeeda udukogu
Pikka aega usuti, et Linnutee moodustub järk-järgult. 1962 – Olin Eggen, Donald Linden-Bell ja Allan Sandage pakkusid välja hüpoteesi, mis sai tuntuks ELS-mudelina (nimetatud nende perekonnanimede algustähtede järgi). Selle kohaselt pöörles kunagi Linnutee asemel aeglaselt homogeenne gaasipilv. See meenutas palli ja ulatus ligikaudu 300 000 valgusaasta läbimõõduni ning koosnes peamiselt vesinikust ja heeliumist. Gravitatsiooni mõjul protogalaktika kahanes ja muutus tasaseks; samal ajal kiirenes selle pöörlemine märgatavalt.
See mudel sobis teadlastele peaaegu kaks aastakümmet. Kuid uued vaatlustulemused näitavad, et Linnutee ei saanud tekkida teoreetikute ennustatud viisil.
Selle mudeli järgi moodustub kõigepealt halo ja seejärel galaktiline ketas. Kuid kettal on ka väga iidseid tähti, näiteks punane hiiglane Arcturus, kelle vanus on üle 10 miljardi aasta, või arvukalt samavanuseid valgeid kääbusi.
Nii galaktilisest kettast kui ka halost on avastatud kerasparved, mis on nooremad, kui ELS-i mudel lubab. Ilmselgelt neelab need meie hiline galaktika.
Paljud tähed halos pöörlevad teises suunas kui Linnutee. Võib-olla olid ka nemad kunagi Galaktikast väljas, kuid siis tõmmati nad sellesse "tähekeerisesse" - nagu suvaline ujuja keerises.
1978 – Leonard Searle ja Robert Zinn pakkusid välja oma mudeli Linnutee kujunemise kohta. Seda tähistati kui "Model SZ". Nüüd on Galaxy ajalugu muutunud märgatavalt keerulisemaks. Mitte nii kaua aega tagasi kirjeldati selle noorust astronoomide arvates sama lihtsalt kui füüsikute arvates - sirgjoonelist translatsioonilist liikumist. Toimuva mehaanika oli selgelt näha: oli homogeenne pilv; see koosnes ainult ühtlaselt hajutatud gaasist. Miski ei muutnud selle olemasolu tõttu teoreetikute arvutusi.
Nüüd tekkis teadlaste nägemustes ühe tohutu pilve asemel korraga mitu väikest, keerukalt hajutatud pilve. Nende hulgas paistsid tähed; need asusid aga ainult halos. Halo sees kihas kõik: pilved põrkasid kokku; gaasimassid segati ja tihendati. Aja jooksul moodustus sellest segust galaktiline ketas. Sellesse hakkasid ilmuma uued tähed. Kuid seda mudelit kritiseeriti hiljem.
Oli võimatu aru saada, mis ühendas halo ja galaktilise ketta. Sellel kondenseerunud kettal ja seda ümbritseval hõredal tähekestal oli vähe ühist. Pärast seda, kui Searle ja Zinn oma mudeli koostasid, selgus, et halo pöörleb liiga aeglaselt, et moodustada galaktiline ketas. Keemiliste elementide leviku järgi otsustades tekkisid viimased protogalaktilisest gaasist. Lõpuks osutus ketta nurkimpulss 10 korda suuremaks kui halo.
Kogu saladus seisneb selles, et mõlemad mudelid sisaldavad tõetera. Häda on selles, et need on liiga lihtsad ja ühekülgsed. Mõlemad tunduvad nüüd olevat killud samast retseptist, mis lõi Linnutee. Eggen ja tema kolleegid lugesid sellest retseptist paar rida, Searle ja Zinn lugesid veel paar rida. Seetõttu, püüdes oma galaktika ajalugu uuesti ette kujutada, märkame aeg-ajalt tuttavaid ridu, mida oleme juba korra lugenud.
Linnutee. Arvuti mudel
Nii et kõik algas vahetult pärast Suurt Pauku. "Tänapäeval on üldtunnustatud seisukoht, et tumeaine tiheduse kõikumised tekitasid esimesed struktuurid - nn tumedad halod. Tänu gravitatsioonijõule need struktuurid laiali ei lagunenud,” märgib Saksa astronoom Andreas Burkert, Galaktika sünni uue mudeli autor.
Tumedast halost said tulevaste galaktikate embrüod – tuumad. Nende ümber kogunes gaas raskusjõu mõjul. Toimus homogeenne kollaps, nagu on kirjeldatud ELS-i mudelis. Juba 500–1000 miljonit aastat pärast Suurt Pauku muutusid tumedaid halosid ümbritsevad gaasikogumid tähtede inkubaatoriteks. Siia ilmusid väikesed protogalaktikad. Esimesed kerasparved tekkisid tihedates gaasipilvedes, sest siin sündis tähti sadu kordi sagedamini kui mujal. Protogalaktikad põrkasid kokku ja ühinesid üksteisega – nii tekkisid suured galaktikad, sealhulgas meie Linnutee. Tänapäeval ümbritseb seda tumeaine ning üksikute tähtede ja nende kerasparvede halo, enam kui 12 miljardi aasta vanuse universumi varemed.
Progalaktikates oli palju väga massiivseid tähti. Möödus vähem kui mõnikümmend miljonit aastat, enne kui enamik neist plahvatas. Need plahvatused rikastasid gaasipilvi raskete keemiliste elementidega. Seetõttu ei olnud galaktilises kettas sündinud tähed samad, mis halos – need sisaldasid sadu kordi rohkem metalle. Lisaks tekitasid need plahvatused võimsaid galaktilisi keeriseid, mis soojendasid gaasi ja viisid selle protogalaktikatest kaugemale. Toimus gaasimasside ja tumeaine eraldumine. See oli galaktikate kujunemise kõige olulisem etapp, mida varem üheski mudelis arvesse ei võetud.
Samal ajal põrkasid tumedad halod üha enam omavahel kokku. Veelgi enam, protogalaktikad venisid välja või lagunesid. Need katastroofid meenutavad Linnutee oreoolis "nooruse" aegadest säilinud tähtede ahelaid. Nende asukohta uurides on võimalik hinnata sel ajastul toimunud sündmusi. Järk-järgult moodustasid need tähed tohutu sfääri – halo, mida me näeme. Jahtudes tungisid selle sisse gaasipilved. Nende nurkimment säilis, nii et nad ei vajunud üheks punktiks, vaid moodustasid pöörleva ketta. Kõik see juhtus rohkem kui 12 miljardit aastat tagasi. Nüüd suruti gaas kokku, nagu on kirjeldatud ELS-i mudelis.
Sel ajal moodustub Linnutee “punn” - selle keskosa, mis meenutab ellipsoidi. Mõhk koosneb väga vanadest tähtedest. Tõenäoliselt tekkis see suurimate protogalaktikate ühinemisel, mis hoidsid gaasipilvi kõige kauem. Selle keskel olid neutrontähed ja pisikesed mustad augud – plahvatavate supernoovade säilmed. Nad ühinesid üksteisega, neelates samaaegselt gaasivooge. Võib-olla sündis nii suur must auk, mis praegu asub meie galaktika keskel.
Linnutee ajalugu on palju kaootilisem, kui seni arvati. Meie põline galaktika, mis on muljetavaldav isegi kosmiliste standardite järgi, tekkis pärast mitmeid kokkupõrkeid ja ühinemisi – pärast mitmeid kosmilisi katastroofe. Nende iidsete sündmuste jälgi võib leida ka tänapäeval.
Näiteks mitte kõik Linnutee tähed ei tiirle ümber galaktika keskme. Tõenäoliselt on meie Galaktika oma miljardite aastate jooksul oma eksistentsi jooksul "imanud" palju kaasreisijaid. Iga kümnes täht galaktilises halos on alla 10 miljardi aasta vana. Selleks ajaks oli Linnutee juba tekkinud. Võib-olla on need kunagi kinni püütud kääbusgalaktikate jäänused. Inglise teadlaste rühm Astronoomiainstituudist (Cambridge) eesotsas Gerard Gilmouriga arvutas välja, et Linnutee võib ilmselt neelata 40–60 Carina-tüüpi kääbusgalaktikat.
Lisaks tõmbab Linnutee ligi tohutuid gaasimasse. Nii märkasid Hollandi astronoomid 1958. aastal halos palju väikseid täppe. Tegelikult osutusid need gaasipilvedeks, mis koosnesid peamiselt vesinikuaatomitest ja tormasid galaktilise ketta poole.
Meie Galaxy ei piira oma isu ka tulevikus. Võib-olla neelab see meile kõige lähemal asuvad kääbusgalaktikad - Fornax, Carina ja tõenäoliselt ka Sextans ning ühineb seejärel Andromeeda udukoguga. Umbes Linnutee – see täitmatu “tähe kannibal” – muutub see veelgi mahajäetavamaks.
Meie Linnutee galaktika, mis on jagatud sotsiaalseteks rühmadeks, kuulub tugevasse "keskklassi". Seega kuulub ta enimlevinud galaktikatüüpi, kuid samas ei ole ta oma suuruse ega massi poolest keskmine. Linnuteest väiksemad galaktikad on suuremad kui sellest suuremad galaktikad. Meie “tähesaarel” on ka vähemalt 14 satelliiti – teisi kääbusgalaktikaid. Nad on määratud tiirlema Linnutee ümber, kuni see neeldub, või lendavad galaktikatevahelisest kokkupõrkest minema. Noh, praegu on see ainus koht, kus elu tõenäoliselt eksisteerib – see tähendab, sina ja mina.
Kuid Linnutee jääb universumi kõige salapärasemaks galaktikaks: olles "tähesaare" äärel, näeme vaid osa selle miljarditest tähtedest. Ja galaktika on täiesti nähtamatu – see on kaetud tihedate tähtede, gaasi ja tolmuga. Täna räägime Linnutee faktidest ja saladustest.
> >> Mitu tähte on LinnuteelMitu tähte on Linnutee galaktikas?: kuidas arvu määrata, Hubble'i teleskoobi uuringud, spiraalgalaktika ehitus, vaatlusmeetodid.
Kui teil on võimalus imetleda tumedat taevast, siis on teie ees uskumatu tähtede kogu. Igast kohast saate vaadata 2500 Linnutee tähte ilma tehnoloogiat kasutamata ja 5800-8000, kui teil on käepärast peidetud binokkel või teleskoop. Kuid see on vaid väike osa nende arvust. Niisiis, mitu tähte on Linnutee galaktikas?
Teadlased usuvad, et Linnutee tähtede koguarv ulatub 100–400 miljardini, kuigi on ka neid, kes tõusevad triljoni piirini. Miks sellised erinevused? Fakt on see, et meil on avatud vaade seestpoolt ja maakera nähtavuse tsooni eest on peidetud kohti.
Galaktika struktuur ja selle mõju tähtede arvule
Alustame sellest, et Päikesesüsteem paikneb spiraal-tüüpi galaktilises kettas, mille pikkus on 100 000 valgusaastat. Oleme keskusest 30 000 valgusaasta kaugusel. See tähendab, et meie ja vastaspoole vahel on tohutu lõhe.
Siis tekib veel üks vaatlusraskus. Mõned tähed on heledamad kui teised ja mõnikord ületab nende valgus nende naabreid. Kõige kaugemad palja silmaga nähtavad tähed asuvad 1000 valgusaasta kaugusel. Linnutee on täis pimestavaid tulesid, kuid paljud neist on peidetud gaasi- ja tolmuudu taha. Just seda piklikku jälge nimetatakse piimaks.
Meie galaktilise "piirkonna" tähed on vaatlemiseks avatud. Kujutage ette, et olete peol ruumis, kus kogu ala on inimesi täis. Seisate ühes nurgas ja teil palutakse nimetada kohalviibijate täpne arv. Kuid see pole veel kõik. Üks külalistest lülitab sisse suitsumasina ja kogu ruum on täis paksu udu, mis blokeerib kõik, kes sinust kaugemal seisavad. Nüüd loe!
Meetodid tähtede arvu visualiseerimiseks
Aga paanikaks pole põhjust, sest lünki leidub alati. Infrapunakaamerad võimaldavad teil läbida tolmu ja suitsu. Sarnaste projektide hulka kuuluvad Spitzeri teleskoop, COBE, WISE ja Saksa kosmoseobservatoorium.
Kõik need on tekkinud viimase kümne aasta jooksul, et uurida ruumi infrapuna lainepikkustel. See aitab leida peidetud tähti. Kuid isegi see ei võimalda meil kõike näha, nii et teadlased on sunnitud tegema arvutusi ja esitama spekulatiivseid arve. Vaatlused algavad galaktilise ketta tähtede orbiitidelt. Tänu sellele arvutatakse välja Linnutee orbiidi kiirus ja pöörlemise (liikumise) periood.
Järeldused selle kohta, kui palju tähti on Linnuteel
Päikesesüsteemil kulub 225-250 miljonit aastat, et teha üks tiir ümber galaktika keskme. See tähendab, et galaktika kiirus on 600 km/s.
Järgmiseks määratakse mass (tumeaine halo - 90%) ja arvutatakse keskmine mass (uuritakse tähtede massi ja tüüpe). Selle tulemusena selgub, et Linnutee galaktika tähtede arv on keskmiselt 200–400 miljardit taevakeha.
Tulevikutehnoloogiad võimaldavad leida iga tähe. Või suudavad sondid jõuda uskumatutesse kaugustesse ja pildistada galaktikat "põhjast" - keskpunkti kohal. Praegu saame loota ainult matemaatilistele arvutustele.
Planeet Maa, Päikesesüsteem, miljardid teised tähed ja taevakehad – kõik see on meie Linnutee galaktika – tohutu galaktikatevaheline moodustis, kus kõik järgib gravitatsiooniseadusi. Andmed galaktika tegeliku suuruse kohta on vaid ligikaudsed. Ja kõige huvitavam on see, et selliseid suuremaid või väiksemaid moodustisi on Universumis sadu, võib-olla isegi tuhandeid.
Linnutee galaktika ja seda ümbritsev
Kõik taevakehad, sealhulgas Linnutee planeedid, satelliidid, asteroidid, komeedid ja tähed, on pidevas liikumises. Sündinud Suure Paugu kosmilises keerises, on kõik need objektid oma arenguteel. Mõned on vanemad, teised on selgelt nooremad.
Gravitatsiooniline moodustis pöörleb ümber keskpunkti, galaktika üksikud osad pöörlevad erineva kiirusega. Kui keskel on galaktilise ketta pöörlemiskiirus üsna mõõdukas, siis perifeerias ulatub see parameeter väärtuseni 200-250 km/s. Päike asub ühes neist aladest, lähemal galaktika ketta keskpunktile. Kaugus sellest galaktika keskpunktini on 25-28 tuhat valgusaastat. Päike ja Päikesesüsteem teevad täispöörde ümber gravitatsioonimoodustise kesktelje 225–250 miljoni aastaga. Seega on Päikesesüsteem kogu oma eksisteerimise ajaloo jooksul lennanud ümber keskpunkti vaid 30 korda.
Galaktika koht universumis
Märkimist väärib üks märkimisväärne omadus. Päikese ja vastavalt ka planeedi Maa asukoht on väga mugav. Galaktiline ketas läbib pidevalt tihenemisprotsessi. See mehhanism on põhjustatud spiraaliokste pöörlemiskiiruse ja tähtede liikumise vahelisest lahknevusest, mis liiguvad galaktilise ketta sees vastavalt oma seadustele. Tihendamise ajal toimuvad ägedad protsessid, millega kaasneb võimas ultraviolettkiirgus. Päike ja Maa asuvad mugavalt korotatsiooniringis, kus selline hoogne tegevus puudub: kahe spiraalse haru vahel Linnutee haru piiril - Ambur ja Perseus. See seletab rahulikku olemist, milles oleme nii kaua olnud. Rohkem kui 4,5 miljardit aastat pole meid puudutanud kosmilised katastroofid.
Linnutee galaktika struktuur
Galaktiline ketas ei ole oma koostiselt homogeenne. Nagu teistel spiraalsetel gravitatsioonisüsteemidel, on Linnuteel kolm eristatavat piirkonda:
- tuum, mille moodustab miljard erinevas vanuses tähte sisaldav tihe täheparv;
- galaktiline ketas ise, mis on moodustatud tähtede, tähegaasi ja tolmu parvedest;
- koroona, sfääriline halo – piirkond, kus paiknevad kerasparved, kääbusgalaktikad, üksikud täherühmad, kosmiline tolm ja gaas.
Galaktika ketta tasapinna lähedal on noored tähed, mis on kogunenud parvedesse. Täheparvede tihedus ketta keskel on suurem. Kesklinna lähedal on tihedus 10 000 tähte kuupparseki kohta. Piirkonnas, kus Päikesesüsteem asub, on tähtede tihedus juba 1-2 tähte 16 kuupparseki kohta. Reeglina ei ületa nende taevakehade vanus mitu miljardit aastat.
Tähtedevaheline gaas koondub ka ümber ketta tasapinna, alludes tsentrifugaaljõududele. Vaatamata spiraaliharude pidevale pöörlemiskiirusele jaotub tähtedevaheline gaas ebaühtlaselt, moodustades suuri ja väikeseid pilvede ja udukogude tsoone. Peamine galaktika ehitusmaterjal on aga tumeaine. Selle mass ületab Linnutee galaktika moodustavate taevakehade kogumassi.
Kui diagrammil on galaktika struktuur üsna selge ja läbipaistev, siis tegelikkuses on galaktika ketta keskseid piirkondi peaaegu võimatu uurida. Gaasi- ja tolmupilved ning tähegaaside klastrid varjavad meie vaatevälja valgust Linnutee keskpunktist, milles elab tõeline kosmosekoletis – ülimassiivne must auk. Selle ülihiiglase mass on ligikaudu 4,3 miljonit M☉. Superhiiglase kõrval on väiksem must auk. Seda sünget seltskonda täiendavad sajad mustad kääbusaugud. Linnutee mustad augud ei ole mitte ainult täheaine õgijad, vaid toimivad ka sünnitusmajana, paiskades kosmosesse tohutuid kimpe prootoneid, neutroneid ja elektrone. Nendest moodustub aatomvesinik - tähehõimu peamine kütus.
Jumper asub galaktika tuuma piirkonnas. Selle pikkus on 27 tuhat valgusaastat. Siin valitsevad vanad tähed, punased hiiglased, kelle täheaine toidab musti auke. Sellesse piirkonda on koondunud suurem osa molekulaarsest vesinikust, mis toimib tähtede moodustumise protsessi peamise ehitusmaterjalina.
Geomeetriliselt näeb galaktika struktuur üsna lihtne. Iga spiraalõlg, mida Linnuteel on neli, pärineb gaasirõngast. Varrukad lahknevad 20⁰ nurga all. Galaktika ketta välispiiridel on põhielemendiks aatomi vesinik, mis levib galaktika keskmest perifeeriasse. Vesinikukihi paksus Linnutee äärealadel on palju laiem kui keskosas, samas kui selle tihedus on äärmiselt madal. Vesinikukihi heidet soodustab kääbusgalaktikate mõju, mis on meie galaktikat pingsalt jälginud kümneid miljardeid aastaid.
Meie galaktika teoreetilised mudelid
Isegi iidsed astronoomid püüdsid tõestada, et taevas nähtav triip on osa tohutust tähekettast, mis pöörleb ümber oma keskpunkti. Seda väidet toetasid tehtud matemaatilised arvutused. Meie galaktikast oli võimalik aimu saada alles tuhandeid aastaid hiljem, kui kosmoseuuringute instrumentaalsed meetodid tulid teadusele appi. Läbimurde Linnutee olemuse uurimisel oli inglase William Herscheli töö. 1700. aastal suutis ta eksperimentaalselt tõestada, et meie galaktika on kettakujuline.
Juba meie ajal on uurimine võtnud teistsuguse pöörde. Teadlased toetusid erinevate vahemaadega tähtede liikumiste võrdlemisele. Jacob Kaptein suutis parallaksi meetodil ligikaudselt määrata galaktika läbimõõdu, mis tema arvutuste kohaselt on 60-70 tuhat valgusaastat. Vastavalt sellele määrati kindlaks Päikese koht. Selgus, et see asub galaktika märatsevast keskpunktist suhteliselt kaugel ja Linnutee perifeeriast märkimisväärsel kaugusel.
Galaktikate olemasolu põhiteooria on Ameerika astrofüüsiku Edwin Hubble'i teooria. Ta tuli välja ideega klassifitseerida kõik gravitatsioonilised moodustised, jagades need elliptilisteks galaktikateks ja spiraal-tüüpi moodustisteks. Viimased, spiraalgalaktikad, esindavad suurimat rühma, kuhu kuuluvad erineva suurusega moodustised. Suurim hiljuti avastatud spiraalgalaktika on NGC 6872, mille läbimõõt on üle 552 tuhande valgusaasta.
Eeldatav tulevik ja prognoosid
Linnutee galaktika näib olevat kompaktne ja korrapärane gravitatsiooniline moodustis. Erinevalt meie naabritest on meie galaktikatevaheline kodu üsna rahulik. Mustad augud mõjutavad süstemaatiliselt galaktilist ketast, vähendades selle suurust. See protsess on kestnud juba kümneid miljardeid aastaid ja kui kaua see veel kestab, pole teada. Ainus meie galaktika kohal ähvardav oht pärineb selle lähimast naabrist. Andromeeda galaktika läheneb meile kiiresti. Teadlased oletavad, et kahe gravitatsioonisüsteemi kokkupõrge võib toimuda 4,5 miljardi aasta pärast.
Selline kohtumine-liitmine tähendab maailma lõppu, milles oleme harjunud elama. Linnutee, mis on mõõtmetelt väiksem, neeldub suuremasse moodustisse. Kahe suure spiraalmoodustise asemele tekib universumisse uus elliptiline galaktika. Kuni selle ajani saab meie galaktika oma satelliitidega hakkama. Kaks kääbusgalaktikat – Suur ja Väike Magellani pilv – neelavad Linnutee 4 miljardi aasta pärast.
Kui olete sellel saidil reklaamimisest tüdinud, laadige alla meie mobiilirakendus siit: https://play.google.com/store/apps/details?id=com.news.android.military või allpool, klõpsates Google Play logol . Seal vähendasime spetsiaalselt meie tavapublikule mõeldud reklaamiplokkide arvu.
Samuti rakenduses:
- veelgi rohkem uudiseid
- uuendused 24 tundi ööpäevas
- teated suuremate sündmuste kohta
Kui teil on küsimusi, jätke need artikli all olevatesse kommentaaridesse. Meie või meie külastajad vastavad neile hea meelega
Inimesed on Universumi vanuse vastu huvi tundnud iidsetest aegadest peale. Ja kuigi te ei saa temalt sünnikuupäeva nägemiseks passi küsida, on tänapäeva teadus suutnud sellele küsimusele vastata. Tõsi, alles üsna hiljuti.
Universumi pass Astronoomid on põhjalikult uurinud universumi varajast biograafiat. Kuid neil oli kahtlusi tema täpse vanuse suhtes, mis hajusid alles viimase paarikümne aasta jooksul.
Aleksei Levin
Babüloonia ja Kreeka targad pidasid universumit igaveseks ja muutumatuks ning hinduistide kroonikud 150 eKr. tegi kindlaks, et ta on täpselt 1 972 949 091 aastat vana (muide, suurusjärgu mõttes nad väga ei eksinud!). Inglise teoloog John Lightfoot arvutas 1642. aastal piiblitekstide hoolika analüüsi abil välja, et maailma loomine toimus aastal 3929 eKr; paar aastat hiljem viis Iiri piiskop James Ussher selle 4004. aastasse. Ka kaasaegse teaduse rajajad Johannes Kepler ja Isaac Newton ei jätnud seda teemat tähelepanuta. Kuigi nad ei apelleerinud mitte ainult Piiblile, vaid ka astronoomiale, osutusid nende tulemused sarnaseks teoloogide arvutustega – 3993 ja 3988 eKr. Meie valgustatud aegadel määratakse Universumi vanus muul viisil. Et näha neid ajaloolises perspektiivis, heidame esmalt pilgu oma planeedile ja selle kosmilisele keskkonnale.
Astronoomid on üksikasjalikult uurinud universumi varajast biograafiat. Kuid neil oli kahtlusi tema täpse vanuse suhtes, mis hajusid alles viimase paarikümne aasta jooksul.
Ennustamine kivide järgi
Alates 18. sajandi teisest poolest hakkasid teadlased füüsikaliste mudelite alusel hindama Maa ja Päikese vanust. Nii jõudis prantsuse loodusteadlane Georges-Louis Leclerc 1787. aastal järeldusele, et kui meie planeet oleks sündides sularaua kera, kuluks praeguse temperatuurini jahtumiseks 75–168 tuhat aastat. 108 aasta pärast arvutas Iiri matemaatik ja insener John Perry ümber Maa soojusajaloo ja määras selle vanuseks 2-3 miljardit aastat. 20. sajandi alguses jõudis lord Kelvin järeldusele, et kui Päike tõmbub järk-järgult kokku ja paistab ainult gravitatsioonienergia vabanemise tõttu, siis tema vanus (ja sellest tulenevalt ka Maa ja teiste planeetide maksimaalne vanus) võib olla mitusada miljonit aastat. Kuid sel ajal ei suutnud geoloogid usaldusväärsete geokronoloogiliste meetodite puudumise tõttu neid hinnanguid kinnitada ega ümber lükata.
Kahekümnenda sajandi esimese kümnendi keskel töötasid Ernest Rutherford ja Ameerika keemik Bertram Boltwood välja maakivimite radiomeetrilise dateerimise aluse, mis näitas, et Perry oli tõele palju lähemal. 1920. aastatel leiti mineraaliproove, mille radiomeetriline vanus oli ligi 2 miljardit aastat. Hiljem on geoloogid seda väärtust rohkem kui korra suurendanud ja praeguseks on see enam kui kahekordistunud - 4,4 miljardini.Täiendavaid andmeid annab “taevakivide” – meteoriitide uurimine. Peaaegu kõik radiomeetrilised hinnangud nende vanuse kohta jäävad vahemikku 4,4–4,6 miljardit aastat.
Kaasaegne helioseismoloogia võimaldab otseselt määrata Päikese vanuse, mis viimastel andmetel on 4,56 - 4,58 miljardit aastat. Kuna protosolaarse pilve gravitatsioonilise kondenseerumise kestust mõõdeti vaid miljonites aastates, siis võime kindlalt väita, et selle protsessi algusest tänapäevani pole möödunud rohkem kui 4,6 miljardit aastat. Samas sisaldab päikeseaine palju heeliumist raskemaid elemente, mis tekkisid supernoovades läbi põlenud ja plahvatanud eelmiste põlvkondade massiivsete tähtede termotuumaahjudes. See tähendab, et Universumi olemasolu ületab oluliselt Päikesesüsteemi vanuse. Selle ülejäägi ulatuse kindlakstegemiseks peate esmalt minema meie galaktikasse ja seejärel kaugemale selle piiridest.
Valgete kääbuste järel
Meie Galaxy eluiga saab määrata erineval viisil, kuid piirdume kahe kõige usaldusväärsemaga. Esimene meetod põhineb valgete kääbuste sära jälgimisel. Need kompaktsed (umbes Maa-suurused) ja esialgu väga kuumad taevakehad tähistavad kõigi tähtede, välja arvatud kõige massiivsemate tähtede, elu viimast etappi. Valgeks kääbuseks muutumiseks peab täht kogu oma termotuumakütuse täielikult ära põletama ja läbima mitmeid kataklüsme – näiteks saama mõneks ajaks punaseks hiiglaseks.
Looduslik kell
Radiomeetrilise dateerimise järgi peetakse praegu Maa vanimateks kivimiteks Loode-Kanada Suure Orjajärve ranniku hallid gneissid – nende vanuseks määratakse 4,03 miljardit aastat. Veelgi varem (4,4 miljardit aastat tagasi) kristalliseerusid Lääne-Austraalia gneissides leiduva loodusliku tsirkooniumi silikaadi, mineraalse tsirkooniumi pisikesed terad. Ja kuna maakoor oli neil päevil juba olemas, peaks meie planeet olema mõnevõrra vanem.
Meteoriitide osas annab kõige täpsemat teavet süsiniku-kondriitmeteoriitide materjalis sisalduvate kaltsium-alumiiniumsulgude dateering, mis jäi praktiliselt muutumatuks pärast selle tekkimist vastsündinud Päikest ümbritsenud gaasi-tolmupilvest. 1962. aastal Kasahstanis Pavlodari piirkonnast leitud Efremovka meteoriidi sarnaste struktuuride radiomeetriline vanus on 4 miljardit 567 miljonit aastat.
Tüüpiline valge kääbus koosneb peaaegu täielikult süsiniku- ja hapnikuioonidest, mis on põimitud degenereerunud elektrongaasi, ning sellel on õhuke atmosfäär, milles domineerib vesinik või heelium. Selle pinnatemperatuur jääb vahemikku 8000–40 000 K, samas kui keskvöönd on kuumutatud miljonite ja isegi kümnete miljonite kraadideni. Teoreetiliste mudelite järgi võivad sündida ka valdavalt hapnikust, neoonist ja magneesiumist koosnevad kääbused (mis teatud tingimustel moonduvad tähtedeks massiga 8–10,5 või isegi kuni 12 päikesemassi), kuid nende olemasolu pole veel olemas. tõestatud. Teooria väidab ka, et tähed, mille mass on vähemalt pool Päikese massist, satuvad heeliumvalgete kääbustena. Selliseid tähti on väga palju, kuid nad põletavad vesinikku üliaeglaselt ja elavad seetõttu palju kümneid ja sadu miljoneid aastaid. Siiani pole neil lihtsalt olnud piisavalt aega vesinikkütuse ammendamiseks (väga vähesed praeguseks avastatud heeliumikääbused elavad binaarsüsteemides ja tekkisid täiesti erineval viisil).
Kuna valge kääbus ei suuda toetada termotuumasünteesi reaktsioone, särab ta kogunenud energia tõttu ja jahtub seetõttu aeglaselt. Selle jahtumise kiirust saab arvutada ja selle põhjal määrata aeg, mis kulub pinnatemperatuuri alandamiseks algselt (tüüpilise kääbuse puhul on see umbes 150 000 K) vaadeldava temperatuurini. Kuna meid huvitab Galaktika vanus, tuleks otsida kõige pikema elueaga ja seega ka külmemaid valgeid kääbusi. Kaasaegsed teleskoobid võimaldavad tuvastada alla 4000 K pinnatemperatuuriga galaktilisi kääbusi, mille heledus on Päikese omast 30 000 korda väiksem. Siiani pole neid leitud – kas neid pole üldse või on neid väga vähe. Sellest järeldub, et meie galaktika ei saa olla vanem kui 15 miljardit aastat, muidu oleks neid märgatavas koguses.
Praeguseks on kivimites kasutatud erinevate radioaktiivsete isotoopide lagunemissaaduste sisalduse analüüsi. Sõltuvalt kivimi tüübist ja dateerimisajast kasutatakse erinevaid isotoopide paare.
See on vanuse ülempiir. Mida me saame põhja kohta öelda? Praegu teadaolevad lahedamad valged kääbused tuvastati Hubble'i kosmoseteleskoobiga aastatel 2002 ja 2007. Arvutused näitasid, et nende vanus on 11,5 - 12 miljardit aastat. Sellele tuleb lisada ka eelkäijatähtede vanus (poolest miljardist miljardi aastani). Sellest järeldub, et Linnutee ei ole noorem kui 13 miljardit aastat. Seega on valgete kääbuste vaatluste põhjal saadud lõplik hinnang tema vanusele ligikaudu 13–15 miljardit aastat.
Palli tunnistused
Teine meetod põhineb Linnutee perifeerses tsoonis paiknevate ja selle tuuma ümber tiirlevate sfääriliste täheparvede uurimisel. Need sisaldavad sadu tuhandeid kuni enam kui miljon tähte, mis on seotud vastastikuse tõmbega.
Kerasparvesid leidub peaaegu kõigis suurtes galaktikates ja nende arv ulatub mõnikord mitme tuhandeni. Uusi tähti seal peaaegu ei sünni, küll aga leidub vanemaid tähti. Meie galaktikas on registreeritud umbes 160 sellist kerasparve ja võib-olla avastatakse veel kaks kuni kolm tosinat. Nende moodustumise mehhanismid pole täiesti selged, kuid tõenäoliselt tekkisid paljud neist varsti pärast galaktika enda sündi. Seetõttu võimaldab vanimate kerasparvede tekke dateerimine määrata galaktilise vanuse alampiiri.
See tutvumine on tehniliselt väga keeruline, kuid põhineb väga lihtsal ideel. Kõik parve tähed (ülimassiivsetest kergeimateni) on moodustatud samast gaasipilvest ja sünnivad seetõttu peaaegu üheaegselt. Aja jooksul põletavad nad ära peamised vesinikuvarud – ühed varem, teised hiljem. Selles etapis lahkub täht põhijadast ja läbib rea transformatsioone, mis kulmineeruvad kas täieliku gravitatsioonilise kollapsiga (millele järgneb neutrontähe või musta augu teke) või valge kääbuse tekkega. Seetõttu võimaldab kerasparve koostise uurimine üsna täpselt määrata selle vanust. Usaldusväärse statistika jaoks peaks uuritud klastrite arv olema vähemalt mitukümmend.
Selle töö tegi kolm aastat tagasi astronoomide meeskond, kasutades Hubble'i kosmoseteleskoobi ACS-kaamerat (Advanced Camera for Survey). Meie galaktika 41 kerasparve jälgimine näitas, et nende keskmine vanus on 12,8 miljardit aastat. Rekordiomanikud olid klastrid NGC 6937 ja NGC 6752, mis asuvad Päikesest 7200 ja 13 000 valgusaasta kaugusel. Nad ei ole peaaegu kindlasti nooremad kui 13 miljardit aastat, kusjuures teise klastri kõige tõenäolisem eluiga on 13,4 miljardit aastat (ehkki pluss-miinus miljard aastat).
Tähed, mille mass on Päikese suurusjärgus, nende vesinikuvarude ammendumisel paisuvad ja muutuvad punasteks kääbusteks, misjärel nende heeliumi tuum kokkusurumisel kuumeneb ja algab heeliumi põlemine. Mõne aja pärast heidab täht oma kesta maha, moodustades planetaarse udukogu, muutub seejärel valgeks kääbuseks ja seejärel jahtub.
Kuid meie galaktika peab olema vanem kui selle klastrid. Selle esimesed ülimassiivsed tähed plahvatasid supernoovana ja paiskasid kosmosesse paljude elementide tuumad, eelkõige stabiilse isotoobi berüllium-berüllium-9 tuumad. Kui kerasparved hakkasid moodustuma, sisaldasid nende vastsündinud tähed juba berülliumi ja seda enam, mida hiljem nad tekkisid. Nende atmosfääri berülliumisisalduse põhjal saab kindlaks teha, kui palju nooremad parved on galaktikast. Nagu näitavad NGC 6937 klastri andmed, on see erinevus 200–300 miljonit aastat. Nii et ilma suurema venitamiseta võime öelda, et Linnutee vanus ületab 13 miljardit aastat ja võib-olla ulatub 13,3 - 13,4 miljardini. See on peaaegu sama hinnang, mis tehti valgete kääbuste vaatluste põhjal, kuid saadi hoopis teistmoodi.
Hubble'i seadus
Universumi vanuse küsimuse teaduslik sõnastamine sai võimalikuks alles eelmise sajandi teise veerandi alguses. 1920. aastate lõpus hakkasid Edwin Hubble ja tema assistent Milton Humason selgitama kaugusi kümnete Linnuteest väljaspool asuvate udukogudeni, millest vaid paar aastat varem olid saanud iseseisvad galaktikad.
Need galaktikad eemalduvad Päikesest radiaalkiirustel, mida mõõdeti nende spektrite punanihkega. Kuigi enamiku galaktikate kaugusi oli võimalik määrata suure veaga, leidis Hubble siiski, et need on ligikaudu võrdelised radiaalkiirustega, nagu ta kirjutas 1929. aasta alguses avaldatud artiklis. Kaks aastat hiljem kinnitasid Hubble ja Humason seda järeldust teiste galaktikate vaatluste põhjal – mõned neist asuvad rohkem kui 100 miljoni valgusaasta kaugusel.
Need andmed moodustasid aluse kuulsale valemile v=H0d, mida tuntakse Hubble'i seadusena. Siin v on galaktika radiaalkiirus Maa suhtes, d on kaugus, H0 on proportsionaalsuskoefitsient, mille mõõde, nagu hästi näha, on aja mõõtme pöördväärtus (varem nimetati seda Hubble'i konstandiks , mis on vale, kuna eelmistel epohhidel oli H0 väärtus teistsugune kui tänapäeval). Hubble ise ja paljud teised astronoomid lükkasid pikka aega tagasi oletused selle parameetri füüsilise tähenduse kohta. Georges Lemaitre näitas aga juba 1927. aastal, et üldine relatiivsusteooria võimaldab tõlgendada galaktikate paisumist Universumi paisumise tõendina. Neli aastat hiljem oli tal julgust viia see järeldus loogilise järelduseni, esitades hüpoteesi, et Universum tekkis peaaegu punktitaolisest embrüost, mida ta parema termini puudumisel nimetas aatomiks. See ürgne aatom võis püsida staatilises olekus mis tahes aja kuni lõpmatuseni, kuid selle "plahvatus" sünnitas paisuva aine ja kiirgusega täidetud ruumi, millest piiratud aja jooksul tekkis praegune universum. Juba oma esimeses artiklis tuletas Lemaitre Hubble'i valemi täieliku analoogi ning omades selleks ajaks teadaolevaid andmeid mitme galaktikate kiiruste ja kauguste kohta, sai ta kauguste ja kiiruste vahelise proportsionaalsuskoefitsiendi ligikaudu sama väärtuse. kui Hubble. Tema artikkel avaldati aga prantsuse keeles ühes vähetuntud Belgia ajakirjas ja jäi esialgu tähelepanuta. Enamikule astronoomidest sai see tuntuks alles 1931. aastal pärast ingliskeelse tõlke avaldamist.
Universumi evolutsiooni määrab selle paisumise esialgne kiirus, samuti gravitatsiooni (sh tumeaine) ja antigravitatsiooni (tumeenergia) mõju. Olenevalt nende tegurite omavahelisest seosest on Universumi suuruse graafik nii tulevikus kui ka minevikus erineva kujuga, mis mõjutab selle vanuse hinnangut. Praegused vaatlused näitavad, et Universum paisub eksponentsiaalselt (punane graafik).
Hubble'i aeg
Sellest Lemaître'i tööst ja nii Hubble'i enda kui ka teiste kosmoloogide hilisematest töödest järeldub otseselt, et universumi vanus (loomulikult mõõdetuna selle paisumise alghetkest) sõltub väärtusest 1/H0, mida nüüd nimetatakse Hubble'iks. aega. Selle sõltuvuse olemuse määrab universumi konkreetne mudel. Kui eeldame, et elame tasapinnalises Universumis, mis on täis gravitatsiooniainet ja kiirgust, siis selle vanuse arvutamiseks tuleb 1/H0 korrutada 2/3-ga.
Siit tekkiski tõrks. Hubble'i ja Humasoni mõõtmistest järeldub, et 1/H0 arvväärtus on ligikaudu võrdne 1,8 miljardi aastaga. Sellest järeldub, et Universum sündis 1,2 miljardit aastat tagasi, mis läks selgelt vastuollu isegi tollal suuresti alahinnatud hinnangutega Maa vanuse kohta. Sellest raskusest võiks välja tulla eeldades, et galaktikad eemalduvad aeglasemalt, kui Hubble arvas. Aja jooksul see oletus leidis kinnitust, kuid see ei lahendanud probleemi. Eelmise sajandi lõpuks optilise astronoomia abil saadud andmete kohaselt jääb 1/H0 vahemikku 13–15 miljardit aastat. Nii et lahknevus jäi siiski alles, kuna universumi ruumi peeti ja peetakse tasaseks ning kaks kolmandikku Hubble'i ajast on palju väiksem kui isegi kõige tagasihoidlikumad hinnangud Galaktika vanusele.
Tühi maailm
Hubble'i parameetri viimaste mõõtmiste järgi on Hubble'i aja alumine piir 13,5 miljardit aastat ja ülemine piir 14 miljardit. Selgub, et universumi praegune vanus on ligikaudu võrdne praeguse Hubble'i ajaga. Sellist võrdsust tuleb rangelt ja alati järgida absoluutselt tühja universumi puhul, kus ei ole gravitatsiooniainet ega antigravitatsioonivälju. Kuid meie maailmas on mõlemat piisavalt. Fakt on see, et ruum laienes kõigepealt aeglaselt, seejärel hakkas selle laienemise kiirus suurenema ja praegusel ajastul need vastandlikud suundumused peaaegu kompenseerisid üksteist.
Üldiselt see vastuolu kõrvaldati aastatel 1998–1999, mil kaks astronoomide meeskonda tõestasid, et viimase 5–6 miljardi aasta jooksul on kosmos paisunud mitte kahaneva, vaid kasvava kiirusega. Seda kiirendust seletatakse tavaliselt sellega, et meie Universumis kasvab antigravitatsiooniteguri ehk nn tumeenergia mõju, mille tihedus ajas ei muutu. Kuna gravitatsiooniaine tihedus Kosmose laienedes väheneb, võistleb tumeenergia gravitatsiooniga üha edukamalt. Antigravitatsioonilise komponendiga universumi eksisteerimise kestus ei pea võrduma kahe kolmandikuga Hubble'i ajast. Seetõttu võimaldas Universumi kiireneva paisumise avastamine (2011. aastal Nobeli preemiaga ära märgitud) kõrvaldada lahknevuse selle eluea kosmoloogiliste ja astronoomiliste hinnangute vahel. See oli ka eelmäng uue meetodi väljatöötamisele tema sünni määramiseks.
Kosmilised rütmid
30. juunil 2001 saatis NASA kosmosesse Explorer 80, mis kaks aastat hiljem nimetati ümber WMAP-iks, Wilkinsoni mikrolaineanisotroopiasondiks. Tema aparatuur võimaldas registreerida mikrolaine kosmilise mikrolaine taustkiirguse temperatuurikõikumisi nurklahutusvõimega alla kolme kümnendiku kraadi. Juba siis oli teada, et selle kiirguse spekter ühtib peaaegu täielikult 2,725 K-ni kuumutatud ideaalse musta keha spektriga ning selle temperatuurikõikumised 10-kraadise nurklahutusvõimega “jämedateraliste” mõõtmiste puhul ei ületa 0,000036 K. Kuid WMAP-sondi skaalal tehtud “peeneteraliste” mõõtmiste puhul olid selliste kõikumiste amplituudid kuus korda suuremad (umbes 0,0002 K). Kosmiline mikrolaine taustkiirgus osutus täpiliseks, tihedalt täpiliseks veidi rohkem ja veidi vähem kuumutatud aladega.
Kosmilise mikrolaine taustkiirguse kõikumised tekivad kunagi kosmose täitnud elektron-footongaasi tiheduse kõikumisest. See langes peaaegu nullini umbes 380 000 aastat pärast Suurt Pauku, kui peaaegu kõik vabad elektronid ühinesid vesiniku, heeliumi ja liitiumi tuumadega, tekitades seeläbi neutraalsed aatomid. Kuni see juhtus, levisid elektron-footongaasis helilained, mida mõjutasid tumeaine osakeste gravitatsiooniväljad. Need lained või, nagu astrofüüsikud ütlevad, akustilised võnkumised, jätsid oma jälje kosmilise mikrolaine taustkiirguse spektrisse. Seda spektrit saab dešifreerida kosmoloogia ja magnetilise hüdrodünaamika teoreetilise aparaadi abil, mis võimaldab ümber hinnata Universumi vanust. Nagu näitavad viimased arvutused, on selle kõige tõenäolisem ulatus 13,72 miljardit aastat. Nüüd peetakse seda universumi eluea standardhinnanguks. Kui võtta arvesse kõiki võimalikke ebatäpsusi, tolerantse ja lähendusi, võime järeldada, et WMAP-sondi tulemuste järgi on Universum eksisteerinud 13,5–14 miljardit aastat.
Nii said astronoomid Universumi vanust kolmel erineval viisil hinnates üsna ühilduvad tulemused. Seetõttu teame nüüd (või ettevaatlikumalt öeldes arvame, et teame), millal meie universum tekkis – vähemalt mitmesaja miljoni aasta täpsusega. Tõenäoliselt lisavad järeltulijad selle igivana mõistatuse lahenduse astronoomia ja astrofüüsika tähelepanuväärseimate saavutuste nimekirja.
