Co oznacza Droga Mleczna? Czym jest Droga Mleczna? Jak będzie wyglądać śmierć Drogi Mlecznej

Nasza Galaktyka. Tajemnice Drogi Mlecznej

W pewnym stopniu wiemy więcej o odległych układach gwiezdnych niż o naszej macierzystej Galaktyce – Drodze Mlecznej. Zbadanie jej struktury jest trudniejsze niż struktury jakiejkolwiek innej galaktyki, ponieważ trzeba ją badać od środka, a wiele rzeczy nie jest tak łatwo zobaczyć. Międzygwiazdowe obłoki pyłu pochłaniają światło emitowane przez niezliczone odległych gwiazd.

Dopiero wraz z rozwojem radioastronomii i pojawieniem się teleskopów na podczerwień naukowcy byli w stanie zrozumieć, jak działa nasza Galaktyka. Jednak wiele szczegółów pozostaje niejasnych do dziś. Nawet liczbę gwiazd w Drodze Mlecznej szacuje się raczej z grubsza. Najnowsze elektroniczne podręczniki podają liczby od 100 do 300 miliardów gwiazd.

Nie tak dawno temu wierzono, że nasza Galaktyka ma 4 duże ramiona. Jednak w 2008 roku astronomowie z Uniwersytetu Wisconsin opublikowali wyniki przetwarzania około 800 000 zdjęć w podczerwieni wykonanych przez Kosmiczny Teleskop Spitzera. Ich analiza wykazała, że ​​Droga Mleczna ma tylko dwa ramiona. Jeśli chodzi o pozostałe gałęzie, są to tylko wąskie gałęzie boczne. Zatem Droga Mleczna jest galaktyką spiralną z dwoma ramionami. Należy zauważyć, że większość znanych nam galaktyk spiralnych ma również tylko dwa ramiona.

„Dzięki teleskopowi Spitzera mamy okazję przemyśleć na nowo strukturę Drogi Mlecznej” – powiedział astronom Robert Benjamin z Uniwersytetu Wisconsin podczas przemówienia na konferencji Amerykańskiego Towarzystwa Astronomicznego. „Udoskonalamy nasze rozumienie Galaktyki w taki sam sposób, w jaki wieki temu pionierzy podróżujący po całym świecie udoskonalali i przemyślali poprzednie wyobrażenia o tym, jak wygląda Ziemia”.

Od początku lat 90-tych XX wieku obserwacje prowadzone w zakresie podczerwieni coraz bardziej zmieniają naszą wiedzę o budowie Drogi Mlecznej, ponieważ teleskopy na podczerwień pozwalają patrzeć przez obłoki gazu i pyłu i widzieć to, co jest niedostępne dla konwencjonalnych teleskopów .

2004 – Wiek naszej Galaktyki oszacowano na 13,6 miliarda lat. Powstało niedługo potem. Początkowo był to rozproszony bąbel gazu zawierający głównie wodór i hel. Z biegiem czasu przekształciła się w ogromną galaktykę spiralną, w której obecnie żyjemy.

ogólna charakterystyka

Ale jak przebiegała ewolucja naszej Galaktyki? Jak powstał – powoli czy wręcz przeciwnie – bardzo szybko? Jak nasycił się ciężkimi pierwiastkami? Jak kształt Drogi Mlecznej i jej skład chemiczny zmieniły się na przestrzeni miliardów lat? Naukowcy nie udzielili jeszcze szczegółowych odpowiedzi na te pytania.

Zasięg naszej Galaktyki wynosi około 100 000 lat świetlnych, a średnia grubość dysku galaktycznego wynosi około 3000 lat świetlnych (grubość jego wypukłej części, zgrubienia, sięga 16 000 lat świetlnych). Jednak w 2008 roku australijski astronom Brian Gensler po przeanalizowaniu wyników obserwacji pulsarów zasugerował, że dysk galaktyczny jest prawdopodobnie dwukrotnie grubszy, niż się powszechnie uważa.

Czy nasza Galaktyka jest duża czy mała według kosmicznych standardów? Dla porównania, mgławica Andromeda, nasza najbliższa duża galaktyka, ma średnicę około 150 000 lat świetlnych.

Pod koniec 2008 roku badacze ustalili, korzystając z metod radioastronomicznych, że Droga Mleczna obraca się szybciej, niż wcześniej sądzono. Sądząc po tym wskaźniku, jego masa jest około półtora razy większa, niż powszechnie sądzono. Według różnych szacunków waha się ona od 1,0 do 1,9 biliona mas Słońca. Jeszcze raz dla porównania: masę mgławicy Andromedy szacuje się na co najmniej 1,2 biliona mas Słońca.

Struktura galaktyk

Czarna dziura

Zatem Droga Mleczna nie jest gorsza od mgławicy Andromedy. „Nie powinniśmy już myśleć o naszej Galaktyce jako o młodszej siostrze mgławicy Andromedy” – powiedział astronom Mark Reid ze Smithsonian Center for Astrophysics na Uniwersytecie Harvarda. Jednocześnie, ponieważ masa naszej Galaktyki jest większa niż oczekiwano, jej siła grawitacji jest również większa, co oznacza, że ​​wzrasta prawdopodobieństwo zderzenia się z innymi galaktykami w naszym sąsiedztwie.

Naszą Galaktykę otacza sferyczne halo o średnicy 165 000 lat świetlnych. Astronomowie czasami nazywają halo „atmosferą galaktyczną”. Zawiera około 150 gromad kulistych, a także niewielką liczbę starożytnych gwiazd. Pozostała część przestrzeni halo jest wypełniona rozrzedzonym gazem i ciemną materią. Masę tego ostatniego szacuje się na około bilion mas Słońca.

Ramiona spiralne Drogi Mlecznej zawierają ogromne ilości wodoru. To tutaj wciąż rodzą się gwiazdy. Z biegiem czasu młode gwiazdy opuszczają ramiona galaktyk i „przenoszą się” w stronę dysku galaktycznego. Jednak najbardziej masywne i jasne gwiazdy nie żyją wystarczająco długo, więc nie mają czasu na opuszczenie miejsca urodzenia. To nie przypadek, że ramiona naszej Galaktyki świecą tak jasno. Większość Drogi Mlecznej składa się z małych, niezbyt masywnych gwiazd.

Centralna część Drogi Mlecznej znajduje się w gwiazdozbiorze Strzelca. Obszar ten otoczony jest ciemnymi chmurami gazu i pyłu, za którymi nic nie widać. Dopiero od lat pięćdziesiątych XX wieku naukowcy za pomocą radioastronomii byli w stanie stopniowo odkrywać, co się tam kryje. W tej części Galaktyki odkryto potężne źródło radiowe, zwane Strzelcem A. Jak wykazały obserwacje, skupia się tu masa, która kilka milionów razy przekracza masę Słońca. Najbardziej akceptowalne wyjaśnienie tego faktu jest tylko jedno: w centrum naszej Galaktyki znajduje się.

Teraz z jakiegoś powodu zrobiła sobie przerwę i nie jest szczególnie aktywna. Przepływ materii jest tu bardzo słaby. Być może z czasem czarna dziura nabierze apetytu. Następnie ponownie zacznie pochłaniać otaczającą ją zasłonę gazu i pyłu, a Droga Mleczna dołączy do listy aktywnych galaktyk. Możliwe, że wcześniej w centrum Galaktyki zaczną szybko powstawać gwiazdy. Podobne procesy będą prawdopodobnie regularnie się powtarzać.

2010 - Amerykańscy astronomowie, korzystając z Kosmicznego Teleskopu Fermiego, przeznaczonego do obserwacji źródeł promieniowania gamma, odkryli w naszej Galaktyce dwie tajemnicze struktury - dwa ogromne bąbelki emitujące promieniowanie gamma. Średnica każdego z nich wynosi średnio 25 000 lat świetlnych. Odlatują od centrum Galaktyki w kierunkach północnym i południowym. Być może mówimy o strumieniach cząstek, które kiedyś zostały wyemitowane przez czarną dziurę znajdującą się w środku Galaktyki. Inni badacze uważają, że mówimy o obłokach gazu, które eksplodowały podczas narodzin gwiazd.

Wokół Drogi Mlecznej znajduje się kilka galaktyk karłowatych. Najbardziej znane z nich to Wielki i Mały Obłok Magellana, które są połączone z Drogą Mleczną rodzajem mostu wodorowego – ogromnej chmury gazu rozciągającej się za tymi galaktykami. Nazywano go Strumieniem Magellana. Jego zasięg wynosi około 300 000 lat świetlnych. Nasza Galaktyka stale pochłania najbliższe jej galaktyki karłowate, w szczególności Galaktykę Strzelca, która znajduje się w odległości 50 000 lat świetlnych od centrum Galaktyki.

Pozostaje dodać, że Droga Mleczna i mgławica Andromedy zbliżają się do siebie. Prawdopodobnie po 3 miliardach lat obie galaktyki połączą się, tworząc większą galaktykę eliptyczną, którą nazwano już Mlecznym Miodem.

Pochodzenie Drogi Mlecznej

Mgławica Andromedy

Przez długi czas wierzono, że Droga Mleczna powstawała stopniowo. 1962 - Olin Eggen, Donald Linden-Bell i Allan Sandage zaproponowali hipotezę, która stała się znana jako model ELS (nazwa pochodzi od pierwszych liter ich nazwisk). Według niego jednorodna chmura gazu kiedyś powoli obracała się w miejscu Drogi Mlecznej. Przypominała kulę, miała średnicę około 300 000 lat świetlnych i składała się głównie z wodoru i helu. Pod wpływem grawitacji protogalaktyka skurczyła się i stała się płaska; jednocześnie jego obrót zauważalnie przyspieszył.

Przez prawie dwie dekady model ten odpowiadał naukowcom. Jednak nowe wyniki obserwacji pokazują, że Droga Mleczna nie mogła powstać w sposób przewidywany przez teoretyków.

Według tego modelu najpierw tworzy się halo, a następnie dysk galaktyczny. Ale dysk zawiera również bardzo starożytne gwiazdy, na przykład czerwonego olbrzyma Arcturus, którego wiek wynosi ponad 10 miliardów lat, lub liczne białe karły w tym samym wieku.

Zarówno w dysku galaktycznym, jak i w halo odkryto gromady kuliste, które są młodsze, niż pozwala na to model ELS. Oczywiście są one pochłaniane przez naszą późną Galaktykę.

Wiele gwiazd w halo obraca się w innym kierunku niż Droga Mleczna. Być może oni też byli kiedyś poza Galaktyką, ale potem zostali wciągnięci w ten „gwiezdny wir” – niczym przypadkowy pływak w wirze.

1978 - Leonard Searle i Robert Zinn zaproponowali swój model powstawania Drogi Mlecznej. Został oznaczony jako „Model SZ”. Teraz historia Galaktyki stała się zauważalnie bardziej skomplikowana. Jeszcze nie tak dawno jego młodość, zdaniem astronomów, opisywano równie prosto, jak zdaniem fizyków – prostoliniowy ruch translacyjny. Mechanizm tego, co się działo, był wyraźnie widoczny: była to jednorodna chmura; składał się wyłącznie z równomiernie rozłożonego gazu. Nic przez jego obecność nie utrudniało obliczeń teoretyków.

Teraz zamiast jednej ogromnej chmury w wizjach naukowców pojawiło się jednocześnie kilka małych, misternie rozproszonych chmur. Widać było wśród nich gwiazdy; jednakże znajdowały się one tylko w aureoli. Wewnątrz aureoli wszystko wrzało: zderzyły się chmury; masy gazu mieszano i zagęszczano. Z czasem z tej mieszaniny powstał dysk galaktyczny. Zaczęły pojawiać się w nim nowe gwiazdy. Ale model ten został później skrytykowany.

Nie można było zrozumieć, co łączy halo i dysk galaktyczny. Ten skondensowany dysk i otaczająca go rzadka powłoka gwiazdowa miały niewiele wspólnego. Po skompilowaniu modelu przez Searle'a i Zinna okazało się, że halo obraca się zbyt wolno, aby utworzyć dysk galaktyczny. Sądząc po rozmieszczeniu pierwiastków chemicznych, ten ostatni powstał z gazu protogalaktycznego. Ostatecznie moment pędu dysku okazał się 10 razy większy niż halo.

Cały sekret polega na tym, że oba modele zawierają ziarno prawdy. Problem w tym, że są one zbyt proste i jednostronne. Obydwa wydają się teraz fragmentami tego samego przepisu, który stworzył Drogę Mleczną. Eggen i jego współpracownicy przeczytali kilka linijek tego przepisu, a Searle i Zinn kilka innych. Dlatego próbując na nowo wyobrazić sobie historię naszej Galaktyki, od czasu do czasu zauważamy znajome wersety, które już kiedyś czytaliśmy.

Droga Mleczna. Model komputerowy

A więc wszystko zaczęło się niedługo po Wielkim Wybuchu. „Dziś powszechnie przyjmuje się, że wahania gęstości ciemnej materii dały początek pierwszym strukturom - tak zwanym ciemnym aureolom. Dzięki sile grawitacji struktury te nie uległy rozpadowi” – ​​zauważa niemiecki astronom Andreas Burkert, autor nowego modelu narodzin Galaktyki.

Ciemne aureole stały się embrionami – jądrami – przyszłych galaktyk. Gaz zgromadził się wokół nich pod wpływem grawitacji. Nastąpiło jednorodne załamanie, jak opisano w modelu ELS. Już 500–1000 milionów lat po Wielkim Wybuchu nagromadzenia gazu otaczające ciemne halo stały się „inkubatorami” gwiazd. Pojawiły się tu małe protogalaktyki. Pierwsze gromady kuliste powstały w gęstych obłokach gazu, ponieważ gwiazdy rodziły się tutaj setki razy częściej niż gdziekolwiek indziej. Protogalaktyki zderzały się i łączyły ze sobą - tak powstały duże galaktyki, w tym nasza Droga Mleczna. Dziś jest otoczony przez ciemną materię oraz halo pojedynczych gwiazd i ich gromad kulistych, ruiny wszechświata mającego ponad 12 miliardów lat.

W protogalaktykach było wiele bardzo masywnych gwiazd. Minęło mniej niż kilkadziesiąt milionów lat, zanim większość z nich eksplodowała. Eksplozje te wzbogaciły chmury gazu w ciężkie pierwiastki chemiczne. Dlatego gwiazdy, które narodziły się w dysku galaktycznym, nie były tymi samymi, co w halo - zawierały setki razy więcej metali. Ponadto eksplozje te wygenerowały potężne wiry galaktyczne, które podgrzały gaz i wyrzuciły go poza protogalaktyki. Nastąpiło oddzielenie mas gazu i ciemnej materii. Był to najważniejszy etap powstawania galaktyk, nieuwzględniony wcześniej w żadnym modelu.

W tym samym czasie ciemne aureole coraz bardziej zderzały się ze sobą. Co więcej, protogalaktyki rozciągały się lub rozpadały. Te katastrofy przypominają łańcuchy gwiazd zachowane w halo Drogi Mlecznej od czasów „młodości”. Badając ich lokalizację, można ocenić wydarzenia, które miały miejsce w tamtej epoce. Stopniowo gwiazdy te utworzyły ogromną kulę – halo, które widzimy. Gdy się ochłodziło, przedostały się do jego wnętrza chmury gazu. Ich moment pędu został zachowany, więc nie zapadły się w jeden punkt, ale utworzyły obracający się dysk. Wszystko to wydarzyło się ponad 12 miliardów lat temu. Gaz został teraz sprężony zgodnie z opisem w modelu ELS.

W tym czasie powstaje „wybrzuszenie” Drogi Mlecznej - jej środkowa część przypominająca elipsoidę. Zgrubienie składa się z bardzo starych gwiazd. Prawdopodobnie powstała podczas łączenia się największych protogalaktyk, które najdłużej utrzymywały chmury gazu. Pośrodku znajdowały się gwiazdy neutronowe i maleńkie czarne dziury – pozostałości eksplodujących supernowych. Połączyły się ze sobą, jednocześnie pochłaniając strumienie gazu. Być może tak narodziła się ogromna czarna dziura, która obecnie znajduje się w centrum naszej Galaktyki.

Historia Drogi Mlecznej jest znacznie bardziej chaotyczna, niż wcześniej sądzono. Nasza rodzima Galaktyka, imponująca nawet jak na kosmiczne standardy, powstała po serii zderzeń i połączeń - po serii kosmicznych katastrof. Ślady tych starożytnych wydarzeń można znaleźć do dziś.

Na przykład nie wszystkie gwiazdy Drogi Mlecznej krążą wokół centrum galaktyki. Prawdopodobnie w ciągu miliardów lat swojego istnienia nasza Galaktyka „wchłonęła” wielu towarzyszy podróży. Co dziesiąta gwiazda w halo galaktycznym ma mniej niż 10 miliardów lat. W tym czasie Droga Mleczna już się uformowała. Być może są to pozostałości po przechwyconych niegdyś galaktykach karłowatych. Grupa angielskich naukowców z Instytutu Astronomicznego (Cambridge), pod przewodnictwem Gerarda Gilmoura, obliczyła, że ​​Droga Mleczna może najwyraźniej wchłonąć od 40 do 60 galaktyk karłowatych typu Carina.

Ponadto Droga Mleczna przyciąga ogromne masy gazu. Tak więc w 1958 roku holenderscy astronomowie zauważyli wiele małych plamek w halo. W rzeczywistości okazały się to obłoki gazu, które składały się głównie z atomów wodoru i pędziły w stronę dysku galaktycznego.

Nasza Galaktyka nie będzie powstrzymywała swojego apetytu w przyszłości. Być może pochłonie najbliższe nam galaktyki karłowate - Fornax, Carina i prawdopodobnie Sextans, a następnie połączy się z mgławicą Andromedy. Wokół Drogi Mlecznej – tego nienasyconego „gwiezdnego kanibala” – będzie jeszcze bardziej pusto.

Podzielona na grupy społeczne nasza Galaktyka Drogi Mlecznej będzie należeć do silnej „klasy średniej”. Należy zatem do najpowszechniejszego typu galaktyk, ale jednocześnie nie jest średniej wielkości ani masy. Galaktyki mniejsze od Drogi Mlecznej są większe od tych, które są od niej większe. Nasza „wyspa gwiezdna” ma również co najmniej 14 satelitów - inne galaktyki karłowate. Są skazane na krążenie wokół Drogi Mlecznej, dopóki nie zostaną przez nią pochłonięte lub odlecą w wyniku kolizji międzygalaktycznej. No cóż, na razie to jedyne miejsce, w którym prawdopodobnie istnieje życie - czyli ty i ja.

Ale Droga Mleczna pozostaje najbardziej tajemniczą galaktyką we Wszechświecie: będąc na samym skraju „wyspy gwiezdnej”, widzimy tylko część z miliardów gwiazd. A galaktyka jest całkowicie niewidoczna - pokryta jest gęstymi ramionami gwiazd, gazu i pyłu. Dziś porozmawiamy o faktach i tajemnicach Drogi Mlecznej.

> >> Ile gwiazd jest w Drodze Mlecznej

Ile gwiazd jest w galaktyce Drogi Mlecznej?: jak określić liczbę, badania teleskopu Hubble'a, budowa galaktyki spiralnej, metody obserwacji.

Jeśli masz okazję podziwiać ciemne niebo, masz przed sobą niesamowitą kolekcję gwiazd. Z dowolnego miejsca możesz zobaczyć 2500 gwiazd Drogi Mlecznej bez użycia technologii i 5800-8000, jeśli masz pod ręką ukrytą lornetkę lub teleskop. Ale to tylko niewielka część ich liczby. Więc, ile gwiazd znajduje się w galaktyce Drogi Mlecznej?

Naukowcy uważają, że całkowita liczba gwiazd w Drodze Mlecznej waha się od 100–400 miliardów, chociaż są takie, które sięgają bilionów. Dlaczego takie różnice? Faktem jest, że od wewnątrz mamy otwarty widok i są miejsca ukryte przed strefą widoczności Ziemi.

Budowa galaktyki i jej wpływ na liczbę gwiazd

Zacznijmy od faktu, że Układ Słoneczny znajduje się w spiralnym dysku galaktycznym o długości 100 000 lat świetlnych. Jesteśmy 30 000 lat świetlnych od centrum. Oznacza to, że istnieje ogromna przepaść między nami a stroną przeciwną.

Wtedy pojawia się kolejna trudność obserwacyjna. Niektóre gwiazdy są jaśniejsze od innych i czasami ich światło przyćmiewa światła sąsiadów. Najdalsze gwiazdy widoczne gołym okiem znajdują się w odległości 1000 lat świetlnych. Droga Mleczna wypełniona jest oślepiającymi światłami, ale wiele z nich jest ukrytych za mgłą gazu i pyłu. To właśnie ten wydłużony ślad nazywany jest „mlekiem”.

Gwiazdy w naszym galaktycznym „regionie” są otwarte na obserwację. Wyobraź sobie, że jesteś na imprezie w pomieszczeniu, w którym cała okolica jest wypełniona ludźmi. Stoisz w jednym kącie i jesteś proszony o podanie dokładnej liczby obecnych osób. Ale to nie wszystko. Jeden z gości włącza wytwornicę dymu i całe pomieszczenie wypełnia gęsta mgła, blokując wszystkich stojących dalej od Ciebie. Teraz policz!

Metody wizualizacji liczby gwiazd

Ale nie ma powodu do paniki, ponieważ zawsze są luki. Kamery na podczerwień pozwalają przedostać się przez kurz i dym. Podobne projekty obejmują teleskop Spitzera, COBE, WISE i Niemieckie Obserwatorium Kosmiczne.

Wszystkie pojawiły się w ciągu ostatnich dziesięciu lat, aby badać przestrzeń kosmiczną w zakresie fal podczerwonych. Pomaga to znaleźć ukryte gwiazdy. Ale nawet to nie pozwala nam zobaczyć wszystkiego, więc naukowcy zmuszeni są dokonywać obliczeń i przedstawiać spekulatywne dane. Obserwacje rozpoczynają się od orbit gwiazd na dysku galaktycznym. Dzięki temu obliczana jest prędkość orbitalna i okres obrotu (ruchu) Drogi Mlecznej.

Wnioski dotyczące liczby gwiazd w Drodze Mlecznej

Jeden obrót wokół centrum Galaktyki zajmuje Układowi Słonecznemu 225–250 milionów lat. Oznacza to, że prędkość galaktyki wynosi 600 km/s.

Następnie wyznacza się masę (halo ciemnej materii – 90%) i oblicza masę średnią (bada się masy i typy gwiazd). W rezultacie okazuje się, że średni szacunek liczby gwiazd w galaktyce Drogi Mlecznej wynosi 200–400 miliardów ciał niebieskich.

Przyszłe technologie umożliwią odnalezienie każdej gwiazdy. Albo sondy będą w stanie osiągnąć niewiarygodne odległości i sfotografować galaktykę od „północy” – powyżej centrum. Na razie możemy polegać jedynie na obliczeniach matematycznych.

Planeta Ziemia, Układ Słoneczny, miliardy innych gwiazd i ciał niebieskich - wszystko to jest nasza galaktyka Droga Mleczna - ogromna formacja międzygalaktyczna, w której wszystko podlega prawom grawitacji. Dane dotyczące prawdziwego rozmiaru galaktyki są jedynie przybliżone. A najciekawsze jest to, że we Wszechświecie istnieją setki, a może nawet tysiące takich formacji, większych i mniejszych.

Galaktyka Drogi Mlecznej i to, co ją otacza

Wszystkie ciała niebieskie, w tym planety Drogi Mlecznej, satelity, asteroidy, komety i gwiazdy, są w ciągłym ruchu. Wszystkie te obiekty, zrodzone w kosmicznym wirze Wielkiego Wybuchu, są na ścieżce swojego rozwoju. Niektórzy są starsi, inni wyraźnie młodsi.

Formacja grawitacyjna obraca się wokół centrum, a poszczególne części galaktyki obracają się z różnymi prędkościami. Jeśli w centrum prędkość obrotowa dysku galaktycznego jest dość umiarkowana, to na obrzeżach parametr ten osiąga wartości 200-250 km/s. Słońce znajduje się w jednym z tych obszarów, bliżej środka dysku galaktycznego. Odległość od niej do centrum galaktyki wynosi 25-28 tysięcy lat świetlnych. Słońce i Układ Słoneczny dokonują pełnego obrotu wokół centralnej osi formacji grawitacyjnej w ciągu 225–250 milionów lat. Odpowiednio w całej historii swojego istnienia Układ Słoneczny okrążył centrum tylko 30 razy.

Miejsce galaktyki we wszechświecie

Należy zwrócić uwagę na jedną godną uwagi cechę. Pozycja Słońca i odpowiednio planety Ziemia jest bardzo dogodna. Dysk galaktyczny podlega ciągłemu procesowi zagęszczania. Mechanizm ten wynika z rozbieżności pomiędzy prędkością obrotu gałęzi spiralnych a ruchem gwiazd, które poruszają się w dysku galaktycznym według własnych praw. Podczas zagęszczania zachodzą gwałtowne procesy, którym towarzyszy silne promieniowanie ultrafioletowe. Słońce i Ziemia są wygodnie umiejscowione w kole korotacyjnym, gdzie nie ma tak energicznej aktywności: pomiędzy dwiema spiralnymi gałęziami na granicy ramion Drogi Mlecznej - Strzelcem i Perseuszem. To wyjaśnia spokój, w jakim byliśmy przez tak długi czas. Od ponad 4,5 miliarda lat nie dotknęły nas kosmiczne katastrofy.

Struktura galaktyki Drogi Mlecznej

Dysk galaktyczny nie jest jednorodny pod względem składu. Podobnie jak inne spiralne układy grawitacyjne, Droga Mleczna ma trzy wyróżniające się obszary:

• rdzeń utworzony przez gęstą gromadę gwiazd zawierającą miliard gwiazd w różnym wieku;
• sam dysk galaktyczny, utworzony z gromad gwiazd, gazu gwiazdowego i pyłu;
• korona, halo sferyczne – obszar, w którym znajdują się gromady kuliste, galaktyki karłowate, poszczególne grupy gwiazd, kosmiczny pył i gaz.

W pobliżu płaszczyzny dysku galaktycznego znajdują się młode gwiazdy zebrane w gromady. Gęstość gromad gwiazd w centrum dysku jest większa. W pobliżu centrum gęstość wynosi 10 000 gwiazd na parsek sześcienny. W regionie, w którym znajduje się Układ Słoneczny, gęstość gwiazd wynosi już 1-2 gwiazdy na 16 parseków sześciennych. Z reguły wiek tych ciał niebieskich nie przekracza kilku miliardów lat.

Gaz międzygwiazdowy również koncentruje się wokół płaszczyzny dysku, poddając się działaniu sił odśrodkowych. Pomimo stałej prędkości obrotu gałęzi spiralnych, gaz międzygwiazdowy rozkłada się nierównomiernie, tworząc duże i małe strefy chmur i mgławic. Jednak głównym materiałem budulcowym galaktyki jest ciemna materia. Jego masa przeważa nad całkowitą masą wszystkich ciał niebieskich tworzących galaktykę Drogi Mlecznej.

Jeśli na schemacie struktura galaktyki jest dość jasna i przejrzysta, w rzeczywistości zbadanie centralnych obszarów dysku galaktycznego jest prawie niemożliwe. Obłoki gazu i pyłu oraz gromady gazu gwiazdowego przesłaniają nam światło z centrum Drogi Mlecznej, w którym żyje prawdziwy kosmiczny potwór – supermasywna czarna dziura. Masa tego nadolbrzyma wynosi około 4,3 miliona M☉. Obok nadolbrzyma znajduje się mniejsza czarna dziura. Tę ponurą kompanię uzupełniają setki karłowatych czarnych dziur. Czarne dziury Drogi Mlecznej nie tylko pożerają materię gwiazdową, ale także pełnią funkcję szpitala położniczego, wyrzucając w przestrzeń ogromne wiązki protonów, neutronów i elektronów. To z nich powstaje wodór atomowy - główne paliwo plemienia gwiazd.

Zworka znajduje się w obszarze jądra galaktyki. Jego długość wynosi 27 tysięcy lat świetlnych. Królują tu stare gwiazdy, czerwone olbrzymy, których materia gwiezdna zasila czarne dziury. W tym obszarze koncentruje się większość wodoru cząsteczkowego, który pełni rolę głównego materiału budulcowego w procesie powstawania gwiazd.

Geometrycznie struktura galaktyki wygląda dość prosto. Każde ramię spiralne, a w Drodze Mlecznej jest ich cztery, pochodzi z pierścienia gazowego. Rękawy rozchodzą się pod kątem 20⁰. Na zewnętrznych granicach dysku galaktycznego głównym pierwiastkiem jest wodór atomowy, który rozprzestrzenia się od centrum galaktyki na obrzeża. Grubość warstwy wodoru na obrzeżach Drogi Mlecznej jest znacznie większa niż w centrum, a jej gęstość jest wyjątkowo niska. Wyładowanie warstwy wodorowej ułatwia wpływ galaktyk karłowatych, które od dziesiątek miliardów lat ściśle podążają za naszą galaktyką.

Teoretyczne modele naszej galaktyki

Nawet starożytni astronomowie próbowali udowodnić, że widoczny pasek na niebie jest częścią ogromnego dysku gwiezdnego obracającego się wokół jego środka. Stwierdzenie to zostało poparte przeprowadzonymi obliczeniami matematycznymi. Zrozumienie naszej galaktyki było możliwe dopiero tysiące lat później, kiedy z pomocą nauce przyszły instrumentalne metody eksploracji kosmosu. Przełomem w badaniach natury Drogi Mlecznej było dzieło Anglika Williama Herschela. W 1700 roku udało mu się eksperymentalnie udowodnić, że nasza galaktyka ma kształt dysku.

Już w naszych czasach badania przybrały inny obrót. Naukowcy polegali na porównaniu ruchów gwiazd, pomiędzy którymi znajdowały się różne odległości. Korzystając z metody paralaksy, Jacob Kaptein był w stanie w przybliżeniu określić średnicę galaktyki, która według jego obliczeń wynosi 60–70 tysięcy lat świetlnych. W związku z tym określono miejsce Słońca. Okazało się, że znajduje się stosunkowo daleko od szalejącego centrum galaktyki i w znacznej odległości od obrzeży Drogi Mlecznej.

Podstawową teorią istnienia galaktyk jest teoria amerykańskiego astrofizyka Edwina Hubble'a. Wpadł na pomysł sklasyfikowania wszystkich formacji grawitacyjnych, dzieląc je na galaktyki eliptyczne i formacje typu spiralnego. Te ostatnie, galaktyki spiralne, stanowią największą grupę, do której zaliczają się formacje o różnej wielkości. Największą niedawno odkrytą galaktyką spiralną jest NGC 6872, której średnica wynosi ponad 552 tysiące lat świetlnych.

Oczekiwana przyszłość i prognozy

Galaktyka Drogi Mlecznej wydaje się być zwartą i uporządkowaną formacją grawitacyjną. W przeciwieństwie do naszych sąsiadów, w naszym międzygalaktycznym domu panuje spokój. Czarne dziury systematycznie wpływają na dysk galaktyczny, zmniejszając jego rozmiar. Proces ten trwa już dziesiątki miliardów lat i nie wiadomo, jak długo będzie trwał. Jedyne zagrożenie wiszące nad naszą galaktyką pochodzi od jej najbliższego sąsiada. Galaktyka Andromedy zbliża się do nas wielkimi krokami. Naukowcy sugerują, że zderzenie dwóch układów grawitacyjnych może nastąpić w ciągu 4,5 miliarda lat.

Takie spotkanie-połączenie będzie oznaczać koniec świata, w którym przywykliśmy żyć. Droga Mleczna, która jest mniejsza, zostanie wchłonięta przez większą formację. Zamiast dwóch dużych formacji spiralnych we Wszechświecie pojawi się nowa galaktyka eliptyczna. Do tego czasu nasza galaktyka będzie w stanie poradzić sobie ze swoimi satelitami. Dwie galaktyki karłowate – Wielki i Mały Obłok Magellana – zostaną wchłonięte przez Drogę Mleczną za 4 miliardy lat.

Jeżeli znudziły Ci się reklamy w tym serwisie pobierz naszą aplikację mobilną tutaj: https://play.google.com/store/apps/details?id=com.news.android.military lub poniżej klikając na logo Google Play . Tam zmniejszyliśmy liczbę bloków reklamowych specjalnie dla naszych stałych odbiorców.
Również w aplikacji:
- jeszcze więcej nowości
- aktualizacje 24 godziny na dobę
- powiadomienia o ważnych wydarzeniach

Jeśli masz jakieś pytania, zostaw je w komentarzach pod artykułem. My lub nasi goście chętnie na nie odpowiemy

Ludzie interesują się wiekiem Wszechświata od czasów starożytnych. I chociaż nie można poprosić jej o paszport, aby zobaczyć jej datę urodzenia, współczesna nauka była w stanie odpowiedzieć na to pytanie. To prawda, całkiem niedawno.

Paszport do Wszechświata Astronomowie szczegółowo badali wczesną biografię Wszechświata. Mieli jednak wątpliwości co do jej dokładnego wieku, które rozwiały się dopiero w ciągu ostatnich kilku dekad.

Aleksiej Lewin

Mędrcy Babilonu i Grecji uważali wszechświat za wieczny i niezmienny, a kronikarze hinduscy w 150 roku p.n.e. ustalił, że miał dokładnie 1 972 949 091 lat (nawiasem mówiąc, jeśli chodzi o rząd wielkości, nie pomylili się zbytnio!). W 1642 roku angielski teolog John Lightfoot, na podstawie skrupulatnej analizy tekstów biblijnych, obliczył, że stworzenie świata nastąpiło w roku 3929 p.n.e.; kilka lat później irlandzki biskup James Ussher przeniósł go na rok 4004. Założyciele współczesnej nauki, Johannes Kepler i Izaak Newton, również nie zignorowali tego tematu. Choć odwoływały się nie tylko do Biblii, ale także do astronomii, ich wyniki okazały się podobne do obliczeń teologów – 3993 i 3988 p.n.e. W naszych oświeconych czasach wiek Wszechświata jest określany w inny sposób. Aby spojrzeć na nie z perspektywy historycznej, przyjrzyjmy się najpierw naszej planecie i jej kosmicznemu środowisku.

Astronomowie szczegółowo badali wczesną biografię Wszechświata. Mieli jednak wątpliwości co do jej dokładnego wieku, które rozwiały się dopiero w ciągu ostatnich kilku dekad.

Wróżenie za pomocą kamieni

Od drugiej połowy XVIII wieku naukowcy zaczęli szacować wiek Ziemi i Słońca w oparciu o modele fizyczne. I tak w 1787 roku francuski przyrodnik Georges-Louis Leclerc doszedł do wniosku, że gdyby nasza planeta w chwili narodzin była kulą roztopionego żelaza, potrzebowałaby od 75 do 168 tysięcy lat, aby ostygnąć do obecnej temperatury. Po 108 latach irlandzki matematyk i inżynier John Perry ponownie obliczył historię termiczną Ziemi i określił jej wiek na 2-3 miliardy lat. Na samym początku XX wieku Lord Kelvin doszedł do wniosku, że jeśli Słońce stopniowo kurczy się i świeci wyłącznie w wyniku uwolnienia energii grawitacyjnej, to jego wiek (a w konsekwencji maksymalny wiek Ziemi i innych planet) może trwać kilkaset milionów lat. Jednak w tamtym czasie geolodzy nie mogli ani potwierdzić, ani obalić tych szacunków ze względu na brak wiarygodnych metod geochronologicznych.

W połowie pierwszej dekady XX wieku Ernest Rutherford i amerykański chemik Bertram Boltwood opracowali podstawy datowania radiometrycznego skał ziemnych, co pokazało, że Perry był znacznie bliższy prawdy. W latach dwudziestych XX wieku odnaleziono próbki minerałów, których wiek radiometryczny był bliski 2 miliardów lat. Później geolodzy zwiększyli tę wartość więcej niż raz, a obecnie wzrosła ona ponad dwukrotnie - do 4,4 miliarda.Dodatkowych danych dostarczają badania „niebiańskich kamieni” - meteorytów. Prawie wszystkie radiometryczne szacunki ich wieku mieszczą się w przedziale 4,4–4,6 miliarda lat.

Współczesna heliosejsmologia umożliwia bezpośrednie określenie wieku Słońca, który według najnowszych danych wynosi 4,56–4,58 miliarda lat. Ponieważ czas trwania grawitacyjnej kondensacji chmury protosłonecznej mierzono zaledwie w milionach lat, możemy śmiało powiedzieć, że od początku tego procesu do dnia dzisiejszego minęło nie więcej niż 4,6 miliarda lat. Jednocześnie materia słoneczna zawiera wiele pierwiastków cięższych od helu, które powstały w piecach termojądrowych masywnych gwiazd poprzednich generacji, które wypaliły się i eksplodowały w postaci supernowych. Oznacza to, że istnienie Wszechświata znacznie przekracza wiek Układu Słonecznego. Aby określić rozmiar tego nadmiaru, trzeba najpierw udać się do naszej Galaktyki, a następnie poza jej granice.

Podążanie za białymi karłami

Żywotność naszej Galaktyki można określić na różne sposoby, my jednak ograniczymy się do dwóch najbardziej wiarygodnych. Pierwsza metoda polega na monitorowaniu blasku białych karłów. Te zwarte (mniej więcej wielkości Ziemi) i początkowo bardzo gorące ciała niebieskie reprezentują końcowy etap życia wszystkich gwiazd z wyjątkiem najbardziej masywnych. Aby przekształcić się w białego karła, gwiazda musi całkowicie spalić całe swoje paliwo termojądrowe i przejść kilka kataklizmów - na przykład stać się na jakiś czas czerwonym olbrzymem.

Naturalny zegar

Według datowań radiometrycznych za najstarsze skały na Ziemi uważa się obecnie szare gnejsy wybrzeża Wielkiego Jeziora Niewolniczego w północno-zachodniej Kanadzie – ich wiek określa się na 4,03 miliarda lat. Jeszcze wcześniej (4,4 miliarda lat temu) skrystalizowały maleńkie ziarenka mineralnego cyrkonu, naturalnego krzemianu cyrkonu występującego w gnejsach w zachodniej Australii. A ponieważ skorupa ziemska już istniała w tamtych czasach, nasza planeta powinna być nieco starsza.
Jeśli chodzi o meteoryty, najdokładniejszych informacji dostarcza datowanie wtrąceń wapniowo-glinowych w materiale karbońskich meteorytów chondrytycznych, które pozostały praktycznie niezmienione po powstaniu z obłoku gazowo-pyłowego otaczającego nowonarodzone Słońce. Wiek radiometryczny podobnych struktur w meteorycie Efremovka, znalezionym w 1962 roku w rejonie Pawłodaru w Kazachstanie, wynosi 4 miliardy 567 milionów lat.

Typowy biały karzeł składa się prawie wyłącznie z jonów węgla i tlenu osadzonych w zdegenerowanym gazie elektronowym i ma cienką atmosferę zdominowaną przez wodór lub hel. Temperatura jego powierzchni waha się od 8 000 do 40 000 K, natomiast strefa środkowa nagrzewa się do milionów, a nawet dziesiątek milionów stopni. Według modeli teoretycznych mogą narodzić się także karły składające się głównie z tlenu, neonu i magnezu (które w pewnych warunkach przekształcają się w gwiazdy o masach od 8 do 10,5, a nawet do 12 mas Słońca), ale ich istnienie nie zostało jeszcze potwierdzone. zostało udowodnione. Teoria głosi również, że gwiazdy o masie co najmniej połowy masy Słońca kończą jako białe karły helowe. Takich gwiazd jest bardzo wiele, ale spalają wodór niezwykle wolno i dlatego żyją przez wiele dziesiątek i setek milionów lat. Jak dotąd po prostu nie mieli wystarczająco dużo czasu, aby wyczerpać swoje paliwo wodorowe (nieliczne odkryte do tej pory karły helowe żyją w układach podwójnych i powstały w zupełnie inny sposób).

Ponieważ biały karzeł nie może podtrzymywać reakcji syntezy termojądrowej, świeci dzięki zgromadzonej energii i dlatego powoli się ochładza. Można obliczyć szybkość tego chłodzenia i na tej podstawie określić czas potrzebny do obniżenia temperatury powierzchni od początkowej (dla typowego karła jest to około 150 000 K) do obserwowanej. Ponieważ interesuje nas wiek Galaktyki, powinniśmy szukać najdłużej żyjących, a co za tym idzie, najzimniejszych białych karłów. Nowoczesne teleskopy umożliwiają wykrycie wewnątrzgalaktycznych karłów o temperaturze powierzchni mniejszej niż 4000 K, których jasność jest 30 000 razy mniejsza niż jasność Słońca. Póki co nie odnaleziono ich – albo nie ma ich w ogóle, albo jest ich bardzo mało. Wynika z tego, że nasza Galaktyka nie może być starsza niż 15 miliardów lat, w przeciwnym razie byłyby one obecne w zauważalnych ilościach.

Do chwili obecnej skały wykorzystuje się do analizy zawartości w nich produktów rozpadu różnych izotopów promieniotwórczych. W zależności od rodzaju skały i czasu datowania stosuje się różne pary izotopów.

Jest to górna granica wieku. Co możemy powiedzieć o dnie? Najfajniejsze znane obecnie białe karły zostały odkryte przez Kosmiczny Teleskop Hubble'a w latach 2002 i 2007. Obliczenia wykazały, że ich wiek wynosi 11,5 – 12 miliardów lat. Do tego należy dodać także wiek poprzednich gwiazd (od pół miliarda do miliarda lat). Wynika z tego, że Droga Mleczna ma nie mniej niż 13 miliardów lat. Zatem ostateczne oszacowanie jej wieku, uzyskane na podstawie obserwacji białych karłów, wynosi około 13–15 miliardów lat.

Certyfikaty piłek

Druga metoda opiera się na badaniu sferycznych gromad gwiazd znajdujących się w strefie peryferyjnej Drogi Mlecznej i krążących wokół jej jądra. Zawierają od setek tysięcy do ponad miliona gwiazd połączonych wzajemnym przyciąganiem.

Gromady kuliste znajdują się w prawie wszystkich dużych galaktykach, a ich liczba czasami sięga wielu tysięcy. Prawie nie rodzą się tam nowe gwiazdy, ale jest ich mnóstwo. W naszej Galaktyce zarejestrowano około 160 takich gromad kulistych, a być może odkryte zostaną od dwóch do trzech tuzinów kolejnych. Mechanizmy ich powstawania nie są do końca jasne, jednak najprawdopodobniej wiele z nich powstało wkrótce po narodzinach samej Galaktyki. Dlatego datowanie powstania najstarszych gromad kulistych pozwala ustalić dolną granicę wieku galaktycznego.

To randkowanie jest bardzo skomplikowane technicznie, ale opiera się na bardzo prostym pomyśle. Wszystkie gwiazdy w gromadzie (od supermasywnych po najlżejsze) powstają z tego samego obłoku gazu i dlatego rodzą się niemal jednocześnie. Z biegiem czasu wypalają główne zapasy wodoru - niektóre wcześniej, inne później. Na tym etapie gwiazda opuszcza ciąg główny i przechodzi serię transformacji, których kulminacją jest albo całkowite zapadnięcie się grawitacyjne (po którym następuje powstanie gwiazdy neutronowej lub czarnej dziury), albo pojawienie się białego karła. Dlatego badanie składu gromady kulistej pozwala dość dokładnie określić jej wiek. Aby statystyki były wiarygodne, liczba badanych klastrów powinna wynosić co najmniej kilkadziesiąt.

Prace te wykonał trzy lata temu zespół astronomów korzystających z kamery ACS (Advanced Camera for Survey) Kosmicznego Teleskopu Hubble'a. Monitoring 41 gromad kulistych w naszej Galaktyce wykazał, że ich średni wiek wynosi 12,8 miliarda lat. Rekordzistkami były gromady NGC 6937 i NGC 6752, położone 7200 i 13 000 lat świetlnych od Słońca. Prawie na pewno nie są młodsze niż 13 miliardów lat, przy czym najbardziej prawdopodobny czas życia drugiej gromady wynosi 13,4 miliarda lat (choć z błędem plus minus miliarda).

Gwiazdy o masie rzędu Słońca, gdy wyczerpują się ich rezerwy wodoru, pęcznieją i stają się czerwonymi karłami, po czym ich rdzeń helowy nagrzewa się podczas kompresji i rozpoczyna się spalanie helu. Po pewnym czasie gwiazda zrzuca swoją otoczkę, tworząc mgławicę planetarną, po czym staje się białym karłem i następnie ochładza się.

Jednak nasza Galaktyka musi być starsza niż jej gromady. Jej pierwsze supermasywne gwiazdy eksplodowały jako supernowe i wyrzuciły w przestrzeń kosmiczną jądra wielu pierwiastków, w szczególności jądra stabilnego izotopu berylu-berylu-9. Kiedy gromady kuliste zaczęły się formować, ich nowonarodzone gwiazdy zawierały już beryl, a im później powstawały, tym było go coraz więcej. Na podstawie zawartości berylu w ich atmosferach można określić, o ile młodsze są gromady od Galaktyki. Jak wskazują dane dotyczące gromady NGC 6937, różnica ta wynosi 200 – 300 milionów lat. Można więc bez większego naciągania powiedzieć, że wiek Drogi Mlecznej przekracza 13 miliardów lat i być może sięga 13,3 – 13,4 miliarda.To prawie taki sam szacunek, jak ten sporządzony na podstawie obserwacji białych karłów, ale uzyskano w zupełnie inny sposób.

Prawo Hubble’a

Naukowe sformułowanie pytania o wiek Wszechświata stało się możliwe dopiero na początku drugiej ćwierci ubiegłego wieku. Pod koniec lat dwudziestych Edwin Hubble i jego asystent Milton Humason zaczęli wyjaśniać odległości do dziesiątek mgławic poza Drogą Mleczną, które zaledwie kilka lat wcześniej stały się niezależnymi galaktykami.

Galaktyki te oddalają się od Słońca z prędkościami radialnymi, które mierzono na podstawie przesunięcia ku czerwieni ich widm. Chociaż odległości do większości tych galaktyk można było określić z dużym błędem, Hubble i tak stwierdził, że są one w przybliżeniu proporcjonalne do prędkości radialnych, o czym pisał w artykule opublikowanym na początku 1929 roku. Dwa lata później Hubble i Humason potwierdzili ten wniosek na podstawie obserwacji innych galaktyk – niektórych z nich oddalonych o ponad 100 milionów lat świetlnych.

Dane te stały się podstawą słynnego wzoru v=H0d, znanego jako prawo Hubble'a. Tutaj v to prędkość radialna galaktyki względem Ziemi, d to odległość, H0 to współczynnik proporcjonalności, którego wymiar, jak łatwo zauważyć, jest odwrotnością wymiaru czasu (wcześniej nazywano go stałą Hubble'a , co jest błędne, gdyż w poprzednich epokach wartość H0 była inna niż obecnie). Sam Hubble i wielu innych astronomów przez długi czas odrzucało założenia dotyczące fizycznego znaczenia tego parametru. Jednak Georges Lemaitre już w 1927 roku wykazał, że ogólna teoria względności pozwala nam interpretować ekspansję galaktyk jako dowód ekspansji Wszechświata. Cztery lata później miał odwagę doprowadzić ten wniosek do logicznej konkluzji, wysuwając hipotezę, że Wszechświat powstał z niemal punktowego embrionu, który z braku lepszego określenia nazwał atomem. Ten pierwotny atom mógł pozostawać w stanie statycznym przez dowolny czas aż do nieskończoności, jednak jego „eksplozja” dała początek rozszerzającej się przestrzeni wypełnionej materią i promieniowaniem, z której w skończonym czasie powstał obecny Wszechświat. Już w swoim pierwszym artykule Lemaitre wyprowadził kompletny odpowiednik wzoru Hubble'a i mając znane wówczas dane dotyczące prędkości i odległości wielu galaktyk, uzyskał w przybliżeniu tę samą wartość współczynnika proporcjonalności między odległościami i prędkościami jako Hubble. Jednak jego artykuł ukazał się w języku francuskim w mało znanym belgijskim czasopiśmie i początkowo przeszedł niezauważony. Stało się znane większości astronomów dopiero w 1931 roku, po opublikowaniu jego angielskiego tłumaczenia.

O ewolucji Wszechświata decyduje początkowe tempo jego ekspansji, a także działanie grawitacji (w tym ciemnej materii) i antygrawitacji (ciemnej energii). W zależności od zależności pomiędzy tymi czynnikami wykres wielkości Wszechświata przybiera różny kształt zarówno w przyszłości, jak i w przeszłości, co wpływa na oszacowanie jego wieku. Aktualne obserwacje pokazują, że Wszechświat rozszerza się wykładniczo (czerwony wykres).

Czas Hubble’a

Z tej pracy Lemaître'a i późniejszych prac zarówno samego Hubble'a, jak i innych kosmologów wynika bezpośrednio, że wiek Wszechświata (oczywiście mierzony od początkowego momentu jego ekspansji) zależy od wartości 1/H0, którą obecnie nazywa się Hubble'em czas. Naturę tej zależności wyznacza konkretny model wszechświata. Jeśli założymy, że żyjemy w płaskim Wszechświecie wypełnionym materią grawitacyjną i promieniowaniem, to aby obliczyć jego wiek, należy pomnożyć 1/H0 przez 2/3.

Tutaj powstał szkopuł. Z pomiarów Hubble'a i Humasona wynika, że ​​wartość liczbowa 1/H0 wynosi w przybliżeniu 1,8 miliarda lat. Wynikało z tego, że Wszechświat narodził się 1,2 miliarda lat temu, co wyraźnie zaprzecza nawet mocno niedoszacowanym ówczesnym szacunkom wieku Ziemi. Można wyjść z tej trudności zakładając, że galaktyki oddalają się wolniej, niż sądził Hubble. Z biegiem czasu założenie to potwierdziło się, jednak nie rozwiązało to problemu. Według danych uzyskanych do końca ubiegłego wieku za pomocą astronomii optycznej, 1/H0 waha się od 13 do 15 miliardów lat. Zatem rozbieżność nadal pozostała, ponieważ przestrzeń Wszechświata była i jest uważana za płaską, a dwie trzecie czasu Hubble'a to znacznie mniej niż nawet najskromniejsze szacunki wieku Galaktyki.

Pusty świat

Według najnowszych pomiarów parametru Hubble'a dolna granica czasu Hubble'a wynosi 13,5 miliarda lat, a górna granica to 14 miliardów. Okazuje się, że obecny wiek Wszechświata jest w przybliżeniu równy obecnemu czasowi Hubble'a. Równość tę należy bezwzględnie i niezmiennie przestrzegać dla absolutnie pustego Wszechświata, w którym nie ma materii grawitującej ani pól antygrawitacyjnych. Ale w naszym świecie jest wystarczająco dużo jednego i drugiego. Faktem jest, że przestrzeń najpierw rozszerzała się powoli, potem prędkość jej ekspansji zaczęła rosnąć, i w obecnej epoce te przeciwstawne tendencje niemal się zrekompensowały.

Ogólnie rzecz biorąc, sprzeczność ta została wyeliminowana w latach 1998-1999, kiedy dwa zespoły astronomów udowodniły, że w ciągu ostatnich 5-6 miliardów lat przestrzeń kosmiczna rozszerzała się nie w malejącym, ale rosnącym tempie. Przyspieszenie to zwykle tłumaczy się faktem, że w naszym Wszechświecie rośnie wpływ czynnika antygrawitacyjnego, tzw. ciemnej energii, której gęstość nie zmienia się w czasie. Ponieważ gęstość grawitującej materii maleje wraz z rozszerzaniem się Kosmosu, ciemna energia coraz skuteczniej konkuruje z grawitacją. Czas istnienia Wszechświata ze składnikiem antygrawitacyjnym nie musi być równy dwóm trzecim czasu Hubble'a. Dlatego odkrycie przyspieszającej ekspansji Wszechświata (odnotowane w 2011 roku Nagrodą Nobla) pozwoliło wyeliminować rozbieżności między kosmologicznymi i astronomicznymi szacunkami czasu jego życia. Było to także wstępem do opracowania nowej metody datowania jej narodzin.

Kosmiczne rytmy

30 czerwca 2001 roku NASA wysłała w przestrzeń kosmiczną Explorer 80, którego dwa lata później przemianowano na WMAP, Wilkinson Microwave Anisotropy Probe. Jego sprzęt umożliwił rejestrację wahań temperatury mikrofalowego, kosmicznego, mikrofalowego promieniowania tła z rozdzielczością kątową mniejszą niż trzy dziesiąte stopnia. Wiadomo było już wtedy, że widmo tego promieniowania niemal w całości pokrywa się z widmem idealnego ciała doskonale czarnego nagrzanego do 2,725 K, a wahania jego temperatury w pomiarach „gruboziarnistych” z rozdzielczością kątową 10 stopni nie przekraczają 0,000036 K Natomiast w pomiarach „drobnoziarnistych” w skali sondy WMAP amplitudy tych wahań były sześciokrotnie większe (około 0,0002 K). Kosmiczne mikrofalowe promieniowanie tła okazało się nieregularne i gęsto usiane obszarami nieco bardziej i nieco mniej nagrzanymi.

Wahania kosmicznego mikrofalowego promieniowania tła są generowane przez wahania gęstości gazu elektronowo-fotonowego, który niegdyś wypełniał przestrzeń kosmiczną. Spadła prawie do zera około 380 000 lat po Wielkim Wybuchu, kiedy praktycznie wszystkie wolne elektrony połączyły się z jądrami wodoru, helu i litu, tworząc w ten sposób neutralne atomy. Do tego czasu fale dźwiękowe rozchodziły się w gazie elektronowo-fotonowym, pod wpływem pól grawitacyjnych cząstek ciemnej materii. Fale te, czyli, jak mówią astrofizycy, oscylacje akustyczne, pozostawiły swój ślad w widmie kosmicznego mikrofalowego promieniowania tła. Widmo to można rozszyfrować za pomocą teoretycznego aparatu kosmologii i hydrodynamiki magnetycznej, co pozwala na ponowną ocenę wieku Wszechświata. Jak pokazują najnowsze obliczenia, jego najbardziej prawdopodobny zasięg to 13,72 miliarda lat. Obecnie uważa się go za standardowe oszacowanie czasu życia Wszechświata. Jeśli weźmiemy pod uwagę wszystkie możliwe niedokładności, tolerancje i przybliżenia, możemy stwierdzić, że według wyników sondy WMAP Wszechświat istnieje od 13,5 do 14 miliardów lat.

Zatem astronomowie szacując wiek Wszechświata na trzy różne sposoby, uzyskali w miarę zgodne wyniki. Dlatego teraz wiemy (lub, mówiąc ostrożniej, myślimy, że wiemy), kiedy powstał nasz Wszechświat - przynajmniej z dokładnością do kilkuset milionów lat. Prawdopodobnie potomkowie dodadzą rozwiązanie tej odwiecznej zagadki do listy najwybitniejszych osiągnięć astronomii i astrofizyki.