С тех пор как человечество задумалось о Вселенной, нас поражала её бескрайность. Была ли наша Вселенная бесконечной? Была ли она вечной? Или же она возникла в конечный момент времени? В 20-м и 21-м веках эти экзистенциальные вопросы один за другим переходили в область науки, и теперь у нас есть лучшие ответы, которые мы когда-либо могли собрать. На сегодняшний день, в 2024 году, мы можем с уверенностью сказать, что действительно знаем возраст Вселенной: 13,8 миллиарда лет, отсчитывая время с момента горячего Большого взрыва. Если бы мы могли вернуться назад во времени, мы бы обнаружили, что вселенная, какой мы её знаем, была очень другой вначале. Современные звёзды и галактики возникли в результате серии гравитационных слияний объектов меньшей массы, которые сами по себе состояли из более молодых, более чистых звёзд. В самые ранние времена не было ни звёзд, ни галактик, и даже дальше — ни нейтральных атомов, ни стабильных атомных ядер, возвращаясь к горячему Большому взрыву. Сегодня астрономы и астрофизики, изучающие раннюю вселенную, с уверенностью утверждают её возраст с неопределённостью не более ~1%: замечательное достижение.
И всё же есть ещё одна часть космической истории: наука об астрономии, и в частности астрономическое изучение звёзд. Если вы понимаете, как работают звёзды, то просто наблюдая за физическими свойствами звёзд, которые мы видим, мы можем определить их возраст и узнать, когда они должны были родиться. Хотя звёзды претерпевают множество изменений по мере старения, включая изменения их:
- радиуса,
- светимости,
- и температуры,
есть только два основных свойства, которые определяют общую продолжительность жизни звезды: её масса и металличность, где последнее говорит о том, насколько звезда состоит из элементов тяжелее водорода и гелия.
Самые старые звёзды, которые мы нашли на сегодняшний день, почти чисты, состоят почти на 100% из водорода и гелия, и их возраст может превышать 13 миллиардов лет. Достаточно странно, что звезда, которая в настоящее время имеет наибольший возраст, так называемая звезда Мафусаил, имеет предполагаемый возраст 14,5 миллиарда лет. Как звезда может быть старше самой Вселенной? Не может. Вот что, вероятно, происходит.
Космический возраст
Космический метод, который мы используем для определения возраста Вселенной, является на самом деле самым мощным из всех методов, так как он одинаково хорошо применим для всех наблюдателей внутри Вселенной, какой мы её знаем. Этот метод берёт своё начало в 1920-х годах, когда были обнаружены первые доказательства расширения Вселенной. В физике, когда вы можете обнаружить уравнения, которые управляют вашей системой, т.е. уравнения, которые говорят вам, как ваша система эволюционирует с течением времени, тогда всё, что вам нужно знать, это то, что делает эта система в любой конкретный момент времени, и вы можете проследить её развитие как в прошлом, так и в будущем, насколько хотите. Пока законы физики и содержимое вашей системы не меняются, вы получите правильный ответ.
В астрофизике и космологии правила, управляющие расширяющейся Вселенной, исходят из рассмотрения модели, которая, в среднем, заполнена одинаковым количеством "материи" везде и во всех направлениях. Мы называем это Вселенной, которая однородна (т.е. одинаковая везде) и изотропна (т.е. одинаковая во всех направлениях). Уравнения, которые вы получаете, известны как уравнения Фридмана (в честь Александра Фридмана, который их впервые вывел), и они существуют уже полных 102 года: с 1922 года.
Эти уравнения говорят вам, что Вселенная, заполненная "материей", не может оставаться статичной и неизменной, а должна либо расширяться, либо сжиматься. Более того, способ изменения скорости расширения (или сжатия) со временем зависит только от двух вещей:
- как велика эта скорость в любой момент времени, например, сегодня,
- и чем именно заполнена ваша Вселенная в данный момент времени.
В первые дни космологии как науки люди шутили, что "космология — это поиск двух чисел", где эти два числа были скоростью расширения на сегодняшний день, а также мерой того, как эта скорость расширения меняется со временем. Это основывалось на том факте, что если уравнения Фридмана описывают нашу Вселенную, то просто делая измерения:
- какова скорость расширения сегодня (то, что мы знаем как параметр Хаббла),
- а также как скорость расширения меняется со временем (то, что исторически называли параметром замедления, что теперь является ужасным названием, поскольку этот параметр на самом деле отрицательный; Вселенная ускоряется, а не замедляется),
тогда мы могли бы точно определить, из чего состоит Вселенная: не только сейчас, но и в любой момент космической истории.
Другими словами, мы могли бы узнать, сколько Вселенной было в форме нормальной материи, сколько присутствовало в форме тёмной материи, сколько было радиации, сколько было нейтрино, сколько было тёмной энергии и так далее. Это очень удобный и прямолинейный подход, потому что такие измерения просто отражают, непосредственно, две стороны уравнения Фридмана: расширение Вселенной и то, как оно изменяется со временем, на одной стороне, в то время как плотность материи и энергии всего в Вселенной — на другой стороне.
В принципе, измеряя одну сторону уравнения, вы узнаете, что должно быть на другой стороне. Затем вы можете взять то, что знаете, и экстраполировать это назад во времени, когда Вселенная была в очень горячем, плотном и малом объёме, что соответствует самым ранним моментам горячего Большого взрыва. Количество времени, которое вам потребуется, чтобы вернуться назад — от настоящего момента до того времени — скажет вам возраст Вселенной.
На практике, однако, мы не просто берём доказательства, которые у нас есть, и которые непосредственно указывают на ответ, и заявляем, что проблема решена. Если бы мы это сделали, мы бы стали жертвами любых ошибок, как статистических, так и систематических, которые могут исказить результаты любого одного класса измерений. Чтобы улучшить наш ответ, мы используем несколько линий доказательств, чтобы они дополняли друг друга. Привлекая полный набор высококачественных, надёжных линий доказательств, мы можем попытаться создать согласованную картину Вселенной, которая включает всё, что мы знаем. Некоторые из этих линий доказательств особенно показательны.
Структура Вселенной в крупных масштабах говорит нам о общем количестве материи (около 30% критической плотности), а также об отношении нормальной материи к тёмной материи (около 1 к 5). Колебания космического микроволнового фона связывают скорость расширения Вселенной с различными компонентами во Вселенной, включая общую плотность энергии, которая должна составлять ~100% критической плотности. Прямые измерения отдельных объектов, таких как сверхновые типа Ia, на различных расстояниях и красных смещениях могут показать нам, какова скорость расширения сегодня и как эта скорость изменялась со временем. В итоге у нас получается картина, в которой Вселенная, по-видимому, расширяется со скоростью около ~70 км/с/Мпк сегодня, состоя из 68% тёмной энергии, 27% тёмной материи, 4,9% нормальной материи, около 0,1% нейтрино и менее 0,01% всего остального, такого как радиация, чёрные дыры, пространственная кривизна и любые экзотические формы энергии, не включённые в учёт здесь.
Когда мы собираем эти различные части вместе, включая скорость расширения сегодня и известные компоненты Вселенной, мы получаем однозначный ответ на возраст Вселенной: 13,8 миллиардов лет. (Эта оценка взята из данных Planck с современной скоростью расширения ~67 км/с/Мпк, заменяя предыдущие параметры WMAP, которые дали немного более высокую скорость расширения, Вселенную с немного большим количеством тёмной энергии и немного меньшим количеством тёмной материи, что привело к их ранней, менее точной оценке возраста Вселенной в 13,7 миллиардов лет).
Однако вас может удивить, что эти параметры все взаимосвязаны. Если вы слышали о напряжении Хаббла, например, то знаете, что разные команды, использующие разные методы, получают разные значения скорости расширения сегодня. Если скорость расширения ближе к ~73 км/с/Мпк, как предпочитают группы, использующие поздние измерения (например, сверхновые), а не ~67 км/с/Мпк, полученные ранними методами (например, космический микроволновый фон и/или барионные акустические колебания), это означает, что Вселенная расширяется примерно на 9% быстрее, чем предполагает предпочтительное значение.
Но это всё равно не изменило бы возраст Вселенной на 9%; чтобы соответствовать другим ограничениям, вам нужно было бы соответственно изменить содержание вашей Вселенной. Более быстро расширяющаяся Вселенная сегодня требует больше тёмной энергии и меньше общей материи, что уменьшило бы возраст Вселенной примерно на 1%, а не на 9%. Хотя многие различные наборы параметров могут соответствовать данным, скажем, из космического микроволнового фона, большинство моделей требуют нереалистичных значений параметров, таких как слишком низкая скорость расширения или большое количество пространственной кривизны, что противоречит наблюдениям.
Возраст звёзд
Вот утверждение, с которым вы, вероятно, согласитесь: "если самой Вселенной 13,8 миллиардов лет, то мы не должны находить в ней звёзд старше 13,8 миллиардов лет".
Проблема с этим утверждением в том, что очень, очень трудно точно определить возраст любой одной звезды во Вселенной, независимо от того, насколько хорошо мы её измеряем. Конечно, мы знаем много вещей о звёздах: каковы их свойства, когда их ядра впервые зажигают ядерный синтез, как их жизненные циклы зависят от соотношения элементов, с которыми они родились, какова их общая продолжительность жизни и как эти продолжительности зависят от их начальной массы, и как звёзды эволюционируют, когда они сжигают своё ядерное топливо на различных стадиях. Если мы можем измерить звезду достаточно точно — что мы можем сделать для большинства звёзд в пределах нескольких тысяч световых лет в Млечном Пути — тогда мы можем проследить её жизненный цикл до момента её рождения.
Это верно, по крайней мере, в среднем. Но эти утверждения верны только если, и только если, эта звезда не претерпела серьёзного взаимодействия или слияния с другим массивным объектом за свою жизнь. Звёзды и звёздные трупы могут совершать довольно жёсткие действия по отношению друг к другу. Они могут лишить звезду материала, делая её выглядящей более или менее развитой, чем она есть на самом деле. Несколько звёзд могут слиться вместе, делая новую звезду моложе, чем она есть на самом деле. И взаимодействия звёзд, включая взаимодействия с межзвёздной средой, могут изменить соотношение элементов, которые мы наблюдаем в них, от того, что было на протяжении большей части их жизни. Иными словами, "снимок", который мы имеем о звезде, может не отражать историю этой звезды за многомиллиардный период её существования.
Для того чтобы проводить более точные измерения, вместо изучения старых отдельных звёзд нам нужно изучать самые старые скопления звёзд, которые мы можем найти: они расположены в шаровых скоплениях.
Шаровые скопления существуют внутри и вокруг каждой крупной галактики; некоторые содержат сотни звёзд (как наш Млечный Путь), другие, как M87 в скоплении Девы, могут содержать более 10 000 звёзд. Каждое шаровое скопление представляет собой собрание множества звёзд, от нескольких десятков тысяч до многих миллионов, и каждая звезда в нём будет иметь цвет и светимость: оба свойства легко измеримы для звёзд в нашей галактике и для многих звёзд за её пределами. Когда мы строим график цвет-светимость для каждой звезды в шаровом скоплении, мы получаем кривую особой формы, которая тянется с нижнего правого угла (красный цвет и низкая светимость) к верхнему левому углу (голубой цвет и высокая светимость) на так называемой диаграмме Герцшпрунга-Рассела, или диаграмме цвет-светимость.
Почему кривые на диаграмме цвет-светимость столь ценны? Потому что по мере старения звёзд в скоплении, более массивные, голубые и светящиеся звёзды покидают эту кривую и перемещаются к верхнему правому углу. По мере того как звёзды сжигают ядерное топливо в своём ядре, ядро сжимается, нагревается, и звезда начинает раздуваться, сначала становясь субгигантом, а затем красным гигантом. Чем больше времени прошло с момента рождения скопления звёзд, тем более "пустой" становится голубая, высокосветимая часть этой кривой.
Когда мы смотрим на шаровые скопления, которые мы видим, мы обнаруживаем, что они имеют широкий диапазон возрастов, но только до максимального значения: 12 с чем-то до 13 с чем-то миллиардов лет. Многие шаровые скопления попадают в этот диапазон возраста, но вот что важно: ни одно из них не старше.
Отдельные звёзды
Когда мы говорили о всей Вселенной, нам нужно было признать, что наш подход действителен только при определённых условиях. Мы должны были предположить, что не было значительных, резких изменений или переходов, произошедших в прошлом Вселенной: когда различные виды энергии не изменялись спонтанно в определённый момент космической истории. Точно так же для звёзд мы должны помнить, что мы получаем только моментальный снимок того, как звезда ведёт себя за тот период, который мы наблюдаем: годы, десятилетия или в лучшем случае столетия. Но звёзды обычно живут миллиарды лет, что означает, что мы наблюдаем их только в космическом мгновении, и что многие отдельные звёзды могли подвергаться насильственным и/или загрязняющим событиям задолго до того, как их увидел человек.
В 2007 году нам удалось измерить звезду HE 1523-0901, которая имеет около 80% массы Солнца, содержит только 0,1% железа Солнца и определить её возраст как 13,2 миллиарда лет по её радиоактивным элементам. В 2015 году набор из девяти звёзд около центра Млечного Пути был датирован на 13,5 миллиарда лет назад: всего через 300 миллионов лет после Большого взрыва и до начального формирования самой галактики Млечный Путь. "Эти звёзды сформировались до Млечного Пути, и галактика сформировалась вокруг них", — сказала Луиза Хауэс, сооткрывательница этих древних реликтов. На самом деле, одна из этих девяти звёзд имеет менее 0,001% железа Солнца; это именно тот тип звезды и классов звёздного населения, которые JWST надеется найти намного больше.
Сама звезда Мафусаил
Но самая запутанная звезда из всех — HD 140283, неформально прозванная звездой Мафусаила. На расстоянии всего 190 световых лет мы можем очень хорошо измерить многие её наблюдаемые свойства, включая её:
- светимость,
- температуру поверхности,
- и состав.
Мы также видим, что это уже не звезда главной последовательности (на "змееобразной" кривой диаграммы цвет-светимость), а она только начинает эволюционировать в фазу субгиганта на своём неизбежном пути к тому, чтобы стать красным гигантом. Эти фрагменты информации, в совокупности, позволяют нам получить хорошо ограниченное значение возраста звезды, и результат вызывает беспокойство, мягко говоря: 14,46 миллиарда лет. Однако некоторые другие её свойства, такие как содержание железа в 0,4% от солнечного, указывают на то, что она очень старая, но не совсем чистая. То, что мы не часто обсуждаем, однако, когда дело касается возраста этой звезды, это критический элемент информации: существует большая неопределённость в её возрасте около 800 миллионов лет, и это только на уровне одной сигмы (т.е. 68% уверенности).
Это значение всё ещё ставит возраст звезды Мафусаила на неудобно ранний этап и намекает на потенциальный конфликт между тем, сколько лет звёздам, и сколько лет Вселенной. Однако существует почти 20% шанс, что истинный возраст звезды меньше возраста Вселенной, что означает, что никакого противоречия нет. Определение значения — одно, но уменьшение неопределённостей до уровня, при котором вы уверены, что значение, которое вы получили, действительно точно — совсем другое.
Основной урок таков: мы никогда не должны придавать слишком большого значения измерению возраста одной звезды. Мы должны осознавать, что любое такое измерение сопровождается большой неопределённостью, и эти неопределённости усугубляются нашим незнанием истории этих звёздных систем. Так называемая звезда Мафусаил, например, может быть весьма необычной по многим параметрам, как она должна быть, чтобы мы могли получить предполагаемый возраст около 14,5 миллиардов лет: примерно на 700 миллионов лет старше возраста Вселенной. Но эта оценка сопровождается большой неопределённостью почти в 1 миллиард лет, что означает, что простейшее объяснение этих фактов заключается в том, что звезда Мафусаил — старая звезда, но кажется старше, чем на самом деле, из-за исторических событий, следы которых уже не остаются.
От отдельных звёзд и звёздных популяций до общих свойств нашей расширяющейся вселенной, мы можем получить очень согласованную оценку возраста нашей вселенной: 13,8 миллиардов лет. Если бы мы попытались сделать вселенную на несколько сотен миллионов лет старше или моложе, мы столкнулись бы с непреодолимыми противоречиями с данными. Более молодая вселенная не может объяснить самые старые шаровые скопления; более старая вселенная не может объяснить, почему нет ещё более старых шаровых скоплений. Между тем, существенно более молодая или старая вселенная не может объяснить флуктуации, которые мы видим в космическом микроволновом фоне. Проще говоря, есть слишком мало места для манёвра, чтобы мы могли ошибиться в возрасте Вселенной.
Но очень легко ошибиться в возрасте одной звезды. Для учёного чрезвычайно важно пытаться найти слабые места в любом и каждом аспекте нашего текущего понимания. Это помогает нам убедиться, что наша нынешняя структура для понимания вселенной надёжна, и также помогает нам исследовать альтернативы и их ограничения. Мы можем попытаться создать значительно более старую или молодую Вселенную, но как наши космические сигналы, так и наши измерения звёздных популяций указывают на то, что небольшое количество места для манёвра — возможно, на уровне ~1% — это всё, что мы можем допустить. Однако для отдельных звёзд ошибки в их возрастных оценках часто огромны. Звезда Мафусаил, по всей вероятности, не создаёт парадокса или загадки для возраста Вселенной, но скорее показывает ограничения в выведении космических выводов только из одного типа наблюдений. Эта одна звезда, несмотря на то, как хорошо мы разбираемся в астрономии, просто имеет слишком много неопределённостей.
