Астронет> Вік небесних тіл

ВІК небесних ТЕЛ. Вік Землі і метеоритів, а звідси побічно і ін. Тіл Сонячної системи найбільш надійно оцінюється методами космохронологіі ядерної , Напр. за кількістю ізотопів свинцю 206Рb і 207Рb, що утворилися в досліджуваних породах в результаті радіоактивного розпаду ізотопів урану 238U і 235U. З моменту припинення контакту досліджуваного зразка породи з можливими джерелами 238U і 235U (напр., Після виділення породи з розплаву в разі її вулканічних. Походження або механічні. Ізоляції в разі метеоритів , К-які можуть бути осколками більших космічних. тел) освіту ізотопів 206Рb і 207Рb йде за рахунок наявних в зразку ізотопів урану. Оскільки швидкість радіоактивного розпаду постійна, кількість накопичених ізотопів свинцю характеризує час, що минув з моменту ізоляції зразка до моменту дослідження. Практично вік породи визначається по відношенню вмісту ізотопів 206Рb і 207Рb до змісту природного ізотопу 204Рb, що не породженого радіоактивністю. Цей метод дає для віку найдавніших порід земної кори оцінку до 4,5 млрд. Років. Аналіз вмісту ізотопів свинцю в залізних метеоритах дає зазвичай оцінки до 4,6 млрд. Років. Вік кам'яних метеоритів, що визначається за радіоактивного перетворення в них ізотопу калію 40К в ізотоп аргону 40Аг, коливається від 0,5 до 5 млрд. Років. Це вказує на те, що частина метеоритів виникла порівняно недавно.

Аналіз порід, доставлених з Місяця на Землю, показав, що кількість містяться в них інертних газів - продуктів радіоактивного розпаду - відповідає віку порід від 2 до 4,5 млрд. Років. Т. о., Вік місячних порід і найдавніших порід земної кори приблизно однаковий.

Планети Сонячної системи, але суч. уявленням, виникли з речовини в конденсованої фазі (порошинок чи метеоритів). Планети, отже, молодше деяких метеоритів. У зв'язку з цим вік Сонячної системи оцінюється зазвичай в 4,6 млрд. Років.

вік окремих зірок і сонця оцінюють на основі теорії будови і еволюції зірок. Відповідно до цієї теорії, зірки світять за рахунок гравітаційної енергії і ядерної енергії, що виділяються відповідно при стисненні зірок і в термоядерних реакціях, що протікають в їх центр. області (на різних стадіях еволюції переважну роль відіграє те один, то інший з цих джерел енергії). Зміна типу термоядерної реакції знаменує перехід до нової стадії еволюції (див. еволюція зірок ). Тривалість кожної стадії еволюції тим менше, ніж більш масивна зірка, і з урахуванням залежності між масою і світністю для зірок головної послідовності (див. Маса - світимість залежність ) Тривалість приблизно виражається наступними ф-лами.

Тривалість стадії формування зірки (початкового стиснення від протозірки до зірки головної послідовності)

(Млн. Років) (1)

(маса і світність L зірки в цій фазі еволюції виражаються в частках маси і світності Сонця - ). Зірки малих мас, що знаходяться на цій стадії, можуть мати досить великий абс. вік. Так. найдавніші карликові зірки з масою менше (Змінні типу UV Kитае) не завершені ще цієї стадії. Ф-ла (1) оцінює їх макс. вік.

Тривалість стадії горіння водню (перебування зірки на головної послідовності ) - найдовша стадія в житті зірки, коли джерелом енергії зірки явл. термоядерні реакції водневого циклу :

(Млн. Років) (2)

Сума tc + tH дає макс. оцінку віку зірки, що перебуває на головній послідовності.

Тривалість стадії горіння гелію (стадії червоних гігантів) tHe становить приблизно 0,1 tH. Сумою tc + tH + tHe оцінюється макс. вік червоного гіганта і надгіганта . Наступні стадії еволюції, пов'язані з "вигоранням" в зірках вуглецю н кремнію, швидкоплинні і характерні для масивних зірок-надгігантів (вони закінчують свою еволюцію вибухом, см. наднові зірки ). При цьому можуть утворитися нейтронні зірки і чорні діри (Див. гравітаційний колапс ). Зірки з масами в процесі еволюції стають, uo-віднмому, білими карликами . Оцінок тривалості існування зірок на цих стадіях немає.

Т. о., Можливо встановити межі віку зірки даної маси, що знаходиться в тій чи іншій стадії еволюції, але знаходиться вона на початку цій стадії або вже майже пройшла її, з'ясувати значно складніше. Пряму оцінку віку зірки можна було б отримати, порівнявши процентний вміст водню і гелію в її ядрі (знаходиться розрахунком внутр. Будови зірки) і оболонці (знаходиться по спектру зірки). За умови неперемешівання зовн. і внутр. шарів, але зміни складу зірки в центрі, обумовленого термоядерними процесами, можна було б визначити її вік. На жаль, співвідношення гелію н водню і зірках оцінюється дуже грубо, і то лише у зірок спектр. класів Про і В, в спектрах яких брало спостерігаються сильні лінії гелію. Для Сонця ця оцінка дуже приблизна - 5 млрд. Років з часу початку стадії горіння водню. Це узгоджується з оцінками віку Сонячної системи, але не виключено також, що Сонце старший за неї на 1-2 млрд. Років. Якщо вік Сонця 5 млрд. Років, то, згідно з формулою (2), воно буде знаходитися на головній послідовності ще ок. 5 млрд. Років. Пройде воно потім стадію червоного гіганта або ж відразу буде білим карликом, поки неясно, хоча перше ймовірніше. У найстаріших з відомих зоряних скупчень зірки з масою Сонця або дещо меншою ще займають головну послідовність, і їх подальша еволюція поки досить повно невідома.

Судячи з хім. складом, Сонці не явл. ровесником Галактики, воно молодше, хоча і відноситься до найстаріших зірок галактичного. диска.

Вік зоряних скупчень і асоціацій, в яких брало зірки виникли майже одночасно, оцінюється набагато надійніше, ніж вік окремих зірок. Найбільш масивні зірки розсіяних скупчень швидко просуваються в своїй еволюції, йдуть з головної послідовності і стають червоними гігантами або (найбільш масивні) - надгігантами. На діаграмі Герцшпрунга - Ресселла такого скупчення (рис.1) легко відрізнити ті зірки, к-які закінчують своє перебування на головній послідовності і готуються піти з неї. Ф-ла (2) дає оцінку віку цих зірок і, отже, всього скупчення. У наймолодших розсіяних скупчень вік оцінюється в 1 млн. Років, найстаріші мають вік 4,5-8 млрд. Років (при різних припущеннях про кількість водню, який перетворився на гелій).

вік кульових зоряних скупчень оцінюється аналогічним шляхом, хоча діаграми Герцшпрунга - Ресселла для кульових скупчень мають свої відмінності. Оболонки зірок в цих скупченнях містять значно менше хімічних елементів, важчих за гелій, т. К. Скупчення складаються з найдавніших зірок Галактики (в їх склад майже не увійшли важкі елементи, синтезовані в ін. Зірках, всі наявні там важкі елементи синтезовані в них самих). Оцінки віку кульових скупчень - від 9 до 15 млрд. Років (з похибкою 2-3 млрд. Років).

Вік Галактики оцінюється відповідно до теорії її еволюції. Первинне газова хмара (Протогалактіка) за перший мільярд років розпалося, очевидно, на окремі згустки, які поклали край початок кульовим скупченням і зіркам сферич. підсистеми Галактики. В ході еволюції вибухають зірки першого покоління викидали в простір газ з домішкою важких хім. елементів. Газ концентрувався до галактичного. площині, і з нього утворювалися зірки наступного покоління, які складають більше стислу до площини систему (населення). Зазвичай виділяють неск. населений, що характеризуються відмінністю св-в які входять в них зірок, змістом в їх атмосферах важких елементів (т. е. всіх елементів, крім Н і Не), формою займаного в Галактиці обсягу і різним віком (табл.).

Склад і вік деяких типів населення Галактики

Населення Галактики Вміст важких хім. елементів,% Граничний вік, млрд. років Галактики, зірки-субкарлики, короткопериодические цефеїди 0,1 - 0,5 12 - 15 Довгоперіодичні змінні, зірки з великими швидкостями 1 10 - 12 Зірки головної послідовності сонячного типу, червоні гіганти, планетарні туманності , нові зірки 2 5 - 7 зірки спектрального класу А 3 - 4 0,1-5 зірки класів Про і В, надгіганти 3 - 4 0,1

Вік Галактики може бути оцінений також за часом, необхідному для освіти спостережуваного в ній кількості важких елементів. Їх синтез припинився, очевидно, в нашому районі Галактики з утворенням Сонячної системи (т. Е. 4,6 млрд. Років тому). Якщо синтез стався раптово, за порівняно короткий час, то для утворення суч. співвідношення ізотопів важких елементів він повинен був відбутися за 4-6 млрд. років до виникнення Сонячної системи, т. е. 9 - 11 млрд. років тому. Відносить. короткочасність періоду інтенсивного синтезу підтверджується як аналізом відносить. складу зазначених елементів, так і астрономич. даними - зореутворення в Галактиці було особливо інтенсивним в початковий період. Т. о., Вік Галактики, який визначається по синтезу елементів, становить від 9 до 11 млрд. Років.

Вік доступною для спостережень частині Всесвіту (Метагалактики) оцінюється за законом розширення Метагалактики. згідно Хаббла закону , Галактики віддаляються один від одного зі швидкістю 50-100 км / с на Мпк. Якщо ця швидкість мало змінилася з початку розширення, то величина, зворотна швидкості, дає оцінку макс. віку Метагалактики: 1/50 км-1. с. Мпк 20 млрд. Років, а 1/100 км-1. с. Мпк 10 млрд. Років. Однак зазвичай припускають, що розширення Метагалактики сповільнюється з часом, тому вік її повинен бути трохи менше. Оцінка віку в сильному ступені залежить від точності визначення постійної розширення і від величини уповільнення, т. Е. Передбачуваної моделі світу (див. космологія ).

Літ.: Струве О., Ліндсі Б., Пілланс Е., Елементарна астрономія, пров. з англ., 2 вид., М., 1967; Харлей П. М., Вік Землі, пров. з англ., М., 1962; Фаул Г., Вік порід, планет і зірок, пров. з англ., М., 1968; Соботович Е. В., Ізотопна космохімія, М., 1974.

(Ю.П. Псковський)