Возраст небесных тел

ВОЗРАСТ НЕБЕСНЫХ ТЕЛ. Возраст Земли и метеоритов, а отсюда косвенно и др. тел Солнечной системы наиболее надёжно оценивается методами космохронологии ядерной, напр. по количеству изотопов свинца ²⁰⁶Рb и ²⁰⁷Рb, образовавшихся в исследуемых породах в результате радиоактивного распада изотопов урана ²³⁸U и ²³⁵U. С момента прекращения контакта исследуемого образца породы с возможными источниками ²³⁸U и ²³⁵U (напр., после выделения породы из расплава в случае её вулканич. происхождения или механич. изоляции в случае метеоритов, к-рые могут быть осколками более крупных космич. тел) образование изотопов ²⁰⁶Рb и ²⁰⁷Рb идёт за счёт имеющихся в образце изотопов урана. Поскольку скорость радиоактивного распада постоянна, количество накопившихся изотопов свинца характеризует время, прошедшее с момента изоляции образца до момента исследования. Практически возраст породы определяется по отношению содержания изотопов ²⁰⁶Рb и ²⁰⁷Рb к содержанию природного изотопа ²⁰⁴Рb, не порождённого радиоактивностью. Этот метод даёт для возраста древнейших пород земной коры оценку до 4,5 млрд. лет. Анализ содержания изотопов свинца в железных метеоритах даёт обычно оценки до 4,6 млрд. лет. Возраст каменных метеоритов, определяемый по радиоактивному превращению в них изотопа калия ⁴⁰К в изотоп аргона ⁴⁰Аг, колеблется от 0,5 до 5 млрд. лет. Это указывает на то, что часть метеоритов возникла сравнительно недавно.

Анализ пород, доставленных с Луны на Землю, показал, что количество содержащихся в них инертных газов - продуктов радиоактивного распада - отвечает возрасту пород от 2 до 4,5 млрд. лет. Т. о., возраст лунных пород и древнейших пород земной коры примерно одинаков.

Планеты Солнечной системы, но совр. представлениям, возникли из вещества в конденсированной фазе (пылинок или метеоритов). Планеты, следовательно, моложе нек-рых метеоритов. В связи с этим возраст Солнечной системы оценивается обычно в 4,6 млрд. лет.

Возраст отдельных звёзд и Солнца оценивают на основе теории строения и эволюции звёзд. Согласно этой теории, звёзды светят за счёт гравитационной энергии и ядерной энергии, выделяемых соответственно при сжатии звезд и в термоядерных реакциях, протекающих в их центр. области (на разных стадиях эволюции преобладающую роль играет то один, то другой из этих источников энергии). Изменение типа термоядерной реакции знаменует переход к новой стадии эволюции (см. Эволюция звёзд). Длительность каждой стадии эволюции тем меньше, чем более массивна звезда, и с учётом зависимости между массой и светимостью для звёзд главной последовательности (см. Масса - светимость зависимость) длительность приближённо выражается следующими ф-лами.

Длительность стадии формирования звезды (первоначального сжатия от протозвезды до звезды главной последовательности)

(млн. лет)     (1)

(масса и светимость L звезды в данной фазе эволюции выражаются в долях массы и светимости Солнца - ). Звёзды малых масс, находящиеся на этой стадии, могут иметь весьма большой абс. возраст. Так. древнейшие карликовые звёзды с массой менее (переменные типа UV Kита) не завершили ещё этой стадии. Ф-ла (1) оценивает их макс. возраст.

Длительность стадии горения водорода (пребывания звезды на главной последовательности) - самая продолжительная стадия в жизни звезды, когда источником энергии звезды явл. термоядерные реакции водородного цикла:

(млн. лет)     (2)

Сумма t_c + t_H даёт макс. оценку возраста звезды, пребывающей на главной последовательности.

Длительность стадии горения гелия (стадии красных гигантов) t_He составляет примерно 0,1 t_H. Суммой t_c + t_H + t_He оценивается макс. возраст красного гиганта и сверхгиганта. Последующие стадии эволюции, связанные с "выгоранием" в звёздах углерода н кремния, скоротечны и характерны для массивных звёзд-сверхгигантов (они заканчивают свою эволюцию взрывом, см. Сверхновые звёзды). При этом могут образоваться нейтронные звёзды и чёрные дыры (см. Гравитационный коллапс). Звёзды с массами в процессе эволюции становятся, uo-виднмому, белыми карликами. Оценок длительности существования звёзд на этих стадиях нет.

Т. о., возможно установить пределы возраста звезды данной массы, находящейся в той или иной стадии эволюции, но находится ли она в начале этой стадии или уже почти прошла её, выяснить значительно сложнее. Прямую оценку возраста звезды можно было бы получить, сравнив процентное содержание водорода и гелия в её ядре (находится расчётом внутр. строения звезды) и оболочке (находится по спектру звезды). При условии неперемешивання внеш. и внутр. слоев, но изменению состава звезды в центре, обусловленного термоядерными процессами, можно было бы определить её возраст. К сожалению, соотношение гелия н водорода и звёздах оценивается очень грубо, и то лишь у звёзд спектр. классов О и В, в спектрах к-рых наблюдаются сильные линии гелия. Для Солнца эта оценка очень приблизительна - 5 млрд. лет со времени начала стадии горения водорода. Это согласуется с оценками возраста Солнечной системы, но не исключено также, что Солнце старше её на 1-2 млрд. лет. Если возраст Солнца 5 млрд. лет, то, согласно формуле (2), оно будет находиться на главной последовательности ещё ок. 5 млрд. лет. Пройдёт ли оно затем стадию красного гиганта или же сразу будет белым карликом, пока неясно, хотя первое вероятнее. В старейших из известных звёздных скоплений звёзды с массой Солнца или несколько меньшей ещё занимают главную последовательность, и их дальнейшая эволюция пока с достаточной полнотой неизвестна.

Судя по хим. составу, Солнце не явл. ровесником Галактики, оно моложе, хотя и относится к старейшим звёздам галактич. диска.

Рис.1 Определение возраста звёздных скоплений по диаграмме цвет - светимость нескольких рассеянных звёздных скоплений и одного шарового скопления МЗ, В - V - показатель цвета. Каждой точке главной последовательности соответствует максимальный возраст tc + tH звёзд (на рис.- справа). Точка, где звёзды скопления сворачивают с главной последовательности, указывает возраст (tc + tH) звёзд скопления.

Возраст звёздных скоплений и ассоциаций, в к-рых звёзды возникли почти одновременно, оценивается намного надёжнее, чем возраст отдельных звёзд. Наиболее массивные звёзды рассеянных скоплений быстро продвигаются в своей эволюции, уходят с главной последовательности и становятся красными гигантами или (наиболее массивные) - сверхгигантами. На диаграмме Герцшпрунга - Ресселла такого скопления (рис.1) легко отличить те звёзды, к-рые заканчивают своё пребывание на главной последовательности и готовятся уйти с неё. Ф-ла (2) даёт оценку возраста этих звёзд и, следовательно, всего скопления. У самых молодых рассеянных скоплений возраст оценивается в 1 млн. лет, самые старые имеют возраст 4,5-8 млрд. лет (при различных предположениях о количестве водорода, превратившегося в гелий).

Возраст шаровых звёздных скоплений оценивается аналогичным путём, хотя диаграммы Герцшпрунга - Ресселла для шаровых скоплений имеют свои отличия. Оболочки звёзд в этих скоплениях содержат значительно меньше химических элементов тяжелее гелия, т. к. скопления состоят из древнейших звёзд Галактики (в их состав почти не вошли тяжёлые элементы, синтезированные в др. звёздах, все имеющиеся там тяжёлые элементы синтезированы в них самих). Оценки возраста шаровых скоплений - от 9 до 15 млрд. лет (с погрешностью 2-3 млрд. лет).

Возраст Галактики оценивается в соответствии с теорией её эволюции. Первичное газовое облако (протогалактика) за первый миллиард лет распалось, очевидно, на отдельные сгустки, положившие начало шаровым скоплениям и звёздам сферич. подсистемы Галактики. В ходе эволюции взрывавшиеся звёзды первого поколения выбрасывали в пространство газ с примесью тяжёлых хим. элементов. Газ концентрировался к галактич. плоскости, и из него образовывались звёзды следующего поколения, составляющие более сжатую к плоскости систему (население). Обычно выделяют неск. населений, характеризующихся различием св-в входящих в них звёзд, содержанием в их атмосферах тяжёлых элементов (т. е. всех элементов, кроме Н и Не), формой занимаемого в Галактике объёма и разным возрастом (табл.).

Состав и возраст некоторых типов населения Галактики

Возраст Галактики может быть оценён также по времени, необходимому для образования наблюдаемого в ней количества тяжёлых элементов. Их синтез прекратился, очевидно, в нашем районе Галактики с образованием Солнечной системы (т. е. 4,6 млрд. лет назад). Если синтез произошёл внезапно, за сравнительно короткое время, то для образования совр. соотношения изотопов тяжёлых элементов он должен был произойти за 4-6 млрд. лет до возникновения Солнечной системы, т. е. 9 - 11 млрд. лет назад. Относит. кратковременность периода интенсивного синтеза подтверждается как анализом относит. состава указанных элементов, так и астрономич. данными - звездообразование в Галактике было особенно интенсивным в начальный период. Т. о., возраст Галактики, определяемый по синтезу элементов, составляет от 9 до 11 млрд. лет.

Возраст доступной для наблюдений части Вселенной (Метагалактики) оценивается по закону расширения Метагалактики. Согласно Хаббла закону, галактики удаляются друг от друга со скоростью 50-100 км/с на Мпк. Если эта скорость мало изменилась с начала расширения, то величина, обратная скорости, даёт оценку макс. возраста Метагалактики: ¹/₅₀ км^-1.с^.Мпк 20 млрд. лет, а ¹/₁₀₀ км^-1.с^.Мпк 10 млрд. лет. Однако обычно предполагают, что расширение Метагалактики замедляется со временем, поэтому возраст её должен быть несколько меньше. Оценка возраста в сильной степени зависит от точности определения постоянной расширения и от величины замедления, т. е. предполагаемой модели мира (см. Космология).

Лит.: Струве О., Линдс Б., Пилланс Э., Элементарная астрономия, пер. с англ., 2 изд., М., 1967; Харлей П. М., Возраст Земли, пер. с англ., М., 1962; Фауль Г., Возраст пород, планет и звёзд, пер. с англ., М., 1968; Соботович Э. В., Изотопная космохимия, М., 1974.

(Ю.П. Псковский)