​宇宙的年龄到底有多大

宇宙的年龄到底有多大

很多天文学家会有这样的想法：宇宙的年龄——自从宇宙大爆炸开始直到现在——是天文学界梦寐以求的东西之一。不管天文学家们为之付出了多少的努力，到现在，我们得到的有关这个基本数字的结果，也只是一大堆各式各样的数字，没有准确的答案。由于现在流行的宇宙学是从一大堆的理论性的猜测中发家的，而且，这些猜测也已经被不完整数据所扭曲，这样，使得对宇宙年龄的研究难上加难。最近估计出的160亿年这个数字被大多数人认为是最为接近的一个值。但是现在，一个由天文学家们组成的国际研究小组利用欧南台的甚大望远镜（以下简称VLT）高效的光谱摄制仪（以下简称UVES）来完成对宇宙年龄的探测，为以后的更为精确的测量铺平了道路。他们第一次测量了我们银河系形成时产生的某些恒星的放射性同位素铀-238的总量。这是我们对太阳系外的铀含量的第一次测试。其实，除了比考古学家要测的时间长得多外，这项工作与考古学上测量炭-14没有多大的差别。自从那颗恒星诞生起，“铀钟”就开始准确的走动，无论我们的银河系经过了多少不平凡的运动，铀钟仍然不受影响的走动着，直到现今。现在，它们应当已经走过了125亿年的历史了。显然，恒星的年龄是不可能大于宇宙的，所以，宇宙的年龄必然要大于那些恒星的年龄。

事实上，由于天文观测的不准确性，关于宇宙年龄的数据仍然有25%或者说是±30亿年的上下浮动，但是，那些已经是次要的了。 造成这种原因的最主要的是，当前我们缺少有关基本的原子和核能的属性方面的知识。可是，实验室以后的工作会使得我们在这方面的有更多的了解，同样，它会使得我们对宇宙和恒星的年龄有一个更新的认识。我们离揭开宇宙的年龄之谜的日子已经不远了。

恒星中的重元素

氢、氦、锂实在大爆炸中产生的，而那些重元素则是在恒星内部的核反应中形成的。恒星灭亡时，它的富含重元素的物质会被抛射到周围的空间中，这些元素则将和下一代恒星合成一体。事实上，组成你手上戴的金戒指的金子，是在一次恒星的爆发中产生，然后沉积在将形成太阳和它的行星的星际云中。

因此，恒星越老，他所含的像铁和别的金属的重元素就少。观测的数据显示，球状星团中的老年恒星一般都是贫金属的，那些恒星的金属含量只不过是太阳金属含量的1/200。金属的质量只占那些恒星质量的2%，其余的元素则仍然是以氢和氦的形式存在。

银河系中的老恒星

经过数十年毫无结果研究，最近，美国天文学家Timothy C. Beers和他的合作者开始对光谱进行检查。经过调查，他们发现，一些恒星的金属含量十分的少，以至于要比球状星团要低的多，在某些恒星上，金属含量只有我们太阳的1/10,000。很明显，那些金属含量很少的恒星实在银河系形成的的初级阶段——一个很重要，但是我们对之仍知之甚少的阶段——形成的。

这些特殊的恒星告诉我们，那些行元素丰富的恒星，是在早期的进程中发射更多的光。为了研究这种趋势，一个从世界各地来的天文学家组成的研究小组将更为详细地研究这些恒星。因为这个浩大的工程，他们被授予使用ESO的VLT和VLT的高效、高分辨率的光谱摄制仪——UVES。他们已经进行了第一次观察，果然，在观察中，他们证明了这个新发现的真正价值。

有关放射性同位素的宇宙年代学

要在独立的恒星进化过程中确定恒星的年龄的确并不是台难的，只要我们能看见恒星中半衰期足够长的元素，这些并不难办到。这些工作都依赖于在恒星中找到一个较为稳定的放射性同位素，然后测出它的丰度，我们就能确定宇宙的年龄。

这种技术就象是在考古学上成功的运用了无数次的C-14检测时间技术。可以说，虽然已经过了成千上万年，但是依靠这种技术，仍能够测出那个被检测物经历的时间。在天文学上，这种技术当然是使用的，无非就是时间要比考古学上要长的多罢了。

要进行这样的工作，选择一种正确的同位素是关键。与那些和放射性的元素同时形成的稳定元素相反，放射性元素（不稳定）的含量每时每刻都在减少。元素衰变的越快，那种同位素的含量就越少，那些稳定的同位素的含量也就越多，得到的最终结果——宇宙的年龄也就越精确。

然而，如果要那些“钟”仍然有用的话，放射性元素的衰变不能太快——至少要在几十亿年我们测量的时候仍然有足够多（这样我们才能精确的测定宇宙的年龄）。

钍和铀的做成的宇宙时钟

现在，留给我们做实验的只有Th-232（半衰期为140.5亿年）和U-238（半衰期为44.7亿年）了。根据Th-232的同位素的情况，他们为宇宙确定了几个年龄值。现今，我们可以用望远镜测到的最强的谱线，仅仅存在于少数特别明亮的恒星中，包括太阳。但是，由于它的衰变实在是太慢了，我们不可能用它来做高精度的测量。计算下来，要使Th-232衰变为原来的1/10的质量，要经过大约470亿年，而这470亿年中，有25%的误差，结果，我们的出的40～50亿年这个数值。大约是宇宙年龄的1/3。是的，这只钟似乎可以永无止尽的走下去，但是，它走得太慢了，我们没有办法精确地读出它上面的时间。

相比之下，U-238是衰变的更快了，所以，如果用它来做宇宙的时钟的话，就要精确的多了。但，在常见的元素中，铀是最为稀少的一种了，在恒星的星光光谱中，铀的谱线往往很弱。所以，即使光是可见的，它也将掉入那些强光的汪洋大海中了。

尽管如此，在那些很老的恒星中，重元素十分的少，于是我们就有了补救的办法。现在，研究小组通过VLT研究的恒星都是含金属元素很少的那种。在大多数如此的恒星中，常规元素只有太阳的1/1000，此时，分子、原子的谱线就大大的减弱了，而稀少的元素如铀的谱线便很容易找到，也就容易测量了。实在是运气，在产生大规模现在的恒星如太阳中含有的铁的超新星爆发中，铀幸存下来了。

在CS 31082-001中的铀的谱线

照片介绍：05a/01：它描述了在CS 31082-001周围的星区，星区的中心是一颗十二等星。那些十字形的叉丝石反射镜造成的。如果恒星相对来说较亮的话，在望远镜中就容易看到这种效果。

05b/01：这是一张有关老恒星CS 31082-001中的铀在385.96 nm的照片。在本区域中，其他的光谱（如铁和铷）的起因也已经标明了。他们也为那些广泛采用的稳定元素的丰度和恒星大气中的铀原子的四个不同的风度值估计并合成了光谱（细线）。显然，那些最主要的光谱（与完全没有铀的光谱对照）是不符合观测事实的。最为合适的光谱是中间的红线，利用这些光谱，我们可以知道，它的铀含量约为太阳的6%。

当天文学家们检查他们计划观测的恒星——CS 31082-001的光谱时，激动得不得了。在这张光谱照片上，我们见过的重元素或者说是稀有元素的谱线是如此之多，可能已经是那一类恒星中最多的了。特别是在铁一类的重元素的丰度只有太阳的1/800的恒星中，重元素的光谱的暗线往往是不受铁那些元素的干扰的，而且，即使是在这样的一种贫金属星中，CH和CN的分子的谱线常常是很多的。

在CS 31082-001的光谱重，我们可以看到14条以上的钍的光谱，而在平常的恒星中，我们充其量也只不过能看见两条这样的线。确实，在 CS 31082-001中含有不少的稀有的金属元素，可以说，那时天文学家们的一处宝藏。然而，最厉害的是，我们在近紫外区的389.59 nm的波长处，竟然发现了离子状的铀的光谱线（在照片05b/01的中部）！

不奇怪，铀的光谱线很弱，毕竟铀是宇宙中较为稀少的一种元素之一，而且，在自从这恒星的诞生以来，铀的含量已经变为原来的1/8了。此外，在这些贫金属星中，接近紫外线的光谱线比较多。

要精确的测量暗光谱，对射谱仪的敏锐度和分辨率还有它的效率都有很高的要求，对望远镜也是一个考验。而VLT和UVES在天文观测这方面可以说是一对绝妙的组合了，它可以得到相当暗的星（例如12等星，换句话说，就是比我们平时可见的星暗500倍的恒星）的星光光谱，而且，在拍摄出的那些星光光谱十分明亮，也只有那些以前那些裸眼可见的星光光谱的照片才能够与他相媲美。

CS 31082-001的年龄

利用估算出的大气模型和人工光谱，科学家们做了一个细致的分析，他们发现，在这颗恒星的稳定的重元素的丰度的比率和太阳中的是十分相像的，只不过含量是太阳的12%罢了。

测量同时也表明了钍和铀在CS 31082-001的丰度分别稍少于是太阳中的9%和6%，这两种元素和他们在周期表中的“邻居”们一样，都是铀相同的原子组成的，这就意味着，它们在CS 31082-001中衰变要远远长于在太阳中的衰变的时间。

现在，由于在超新星爆发中形成的元素的模型不同，于是只能估计这颗恒星的年龄大约在110～160亿年之间。而现在被认为最为接近的数值为125亿年。

宇宙的年龄当然要老于这颗恒星，自然是要比125亿年老。

相信，不久更为确切的年龄应该就要出台了。

如果U-238的衰变速度更快一点的话，我们对年龄的精确度就要高的多，估计，测出的年龄的精度应该在1.5 Gyr（一个Gyr为十亿年）左右。

但是，在不久的将来，年龄的精度将不会仅仅依靠VLT拍摄下来的光谱了。目前，真正的问题是，我们依靠的那些有关铀并且要用它来确定年龄的实验室数据的不确定。另外，核物理中有关最初的同位素比率的计算带来了最大的误差。

因此，在现有数据的基础上，改进物理的测量数据成了准确的读出宇宙时钟的当务之急。相应的实验室测量也正在法国的CEA和瑞典的Lund大学起步了。

与此同时，这个研究小组正在寻找像CS 31082-001那样的恒星。可能现在，类似的恒星已经不多了，但是，铀能够在更多的范围中进行测量，我们也就能够知道在银河系中，那些恒星是否就像猜测中的那样是一样的老。