Tähtitiede

Kuinka määrittää vanhan galaksin ikä?

Kuinka määrittää vanhan galaksin ikä?

Äskettäin löydettiin galaksi A1689B11, jonka ikä oli 11 miljardia vuotta. Kuinka tuo ikä määritettiin? Uutislähteet kertoivat, että käytettiin jotain huipputeknologiaa gravitaatiolinsseillä. Voiko kukaan selittää tarkan menettelyn?


Kun artikkelissa puhutaan "iästä", se tarkoittaa, että näemme galaksin sellaisena kuin se oli kauan sitten. Näemme sen hyvin nuorena galaksina. Galaksi on hyvin kaukana, joten valolla on kulunut kauan aikaa saavuttaa meidät galaksista. Galaksin valo on 11 miljardia vuotta vanha. Mitataan galaksin ikä etsimällä sen etäisyys meistä.

Etäisyyden löytämiseksi käytämme Hubble-lakia, jossa todetaan, että mitä kauempana galaksi on, sitä nopeammin se siirtyy pois meistä maailmankaikkeuden laajenemisen vuoksi. Ja voimme mitata nopeuden, jonka galaksi on siirtymässä meistä pois, koska kun esine liikkuu hyvin nopeasti, objektin valo siirtyy kohti pidempiä aallonpituuksia (punasiirtymä). Mittaamalla valoa, jonka tiedetään olevan kiinteä aallonpituus, kun sitä ei muuteta punaisena, löydämme galaksin nopeuden tarkasti ja sitten Hubble-lain avulla etsimme etäisyyden ja siten galaksin iän. (lähde)

A1689B11: n punainen muutos on z = 2,54, mikä vastaa kevyttä matka-aikaa 11,1 miljardia vuotta

Gravitaatiolinssit tekevät galaksista kirkkaamman, joten se voidaan havaita näillä valtavilla etäisyyksillä, sitä ei käytetä suoraan etäisyyden löytämiseen, mutta ilman gravitaatiolinssejä galaksi ei olisi näkyvissä.


Mistä tiedämme maailmankaikkeuden aikakauden?

Äskettäisellä Forbes-artikkelilla, jonka kirjoitti astrofyysikko Ethan Siegel, oli provosoiva otsikko "Mistä tiedämme maailmankaikkeuden aikakauden?" Vaikka tässä artikkelissa ei ole mitään uutta, se on hyvä maallikkotason keskustelu maailmankaikkeuden iän nykyisestä käsityksestä big bang -mallissa. Koska Forbes on hyvin luettu lähde, monet ihmiset, jotka käyvät säännöllisesti Answers in Genesis -sivustolla, saattavat miettiä, mikä raamatullinen vastaus on tämä, ja tämä on hyvä tilaisuus esittää ajatuksia.

Siegel aloitti teoksensa kommentilla, jonka mukaan tällaisessa kysymyksessä olisi parasta saada ”uskomaton määrä itsenäisiä todisteita, jotka kaikki yhdistyvät samaan vastaukseen. Mutta todellisuudessa hyviä on vain kaksi, ja toinen on parempi kuin toinen. ” Tämä on virkistävän rehellinen havainto aivan liian usein, että tällaisilla artikkeleilla on paljon enemmän varmuutta kuin on perusteltua.


Rainer C.Gaitzsch

"EAAE: n kesäkoulut" -työryhmä

Baijerin opettajan akatemia (Saksa)

Abstrakti

Näytetään esimerkkejä siitä, kuinka saada kirkkaiden tähtien spektrit, jotka on helppo tehdä tavallisella koulussa saatavalla materiaalilla. Spektrit on analysoitava tiettyjen tähtien Hertzsprung-Russell-kaavion (HRD) saamiseksi.

Annettujen paperien useiden tähtijoukkojen tietopankkien avulla osallistujat itse laativat tietyn tähtijoukon HRD: n. Tässä kaaviossa näennäinen suuruus on piirretty pintalämpötilaa (vastaavasti väriindeksiä B-V) vastaan. Sitten ryhmä keskustelee niiden tuloksista. Vertaamalla omia HRD: itä absoluuttisina suuruuksina ilmoitettuihin tähtien tavallisiin pääjaksoihin osallistujat johtavat oman klusterinsa etäisyyden ja oppivat kuinka arvioida sen ikä.

Erityiset tietokonesimulaatiot osallistuvien osallistujien kanssa havainnollistavat joitain kysymyksiä tähtien kehitystä koskevista ilmiöistä, eli mitä tapahtuu tähden sydämessä? Missä tähtijoukot muuttavat sijaintiaan HRD: ssä ikääntymisen aikana? Miksi kaikki avoimet tähtijoukot hajoavat vihdoin?

Tähdet ovat levinneet ympäri taivasta. Jotkut heistä seisovat yksin ja osa heistä on upotettu tähtijoukkoihin. Mutta yksikään tähti ei aloita olemassaoloa erikseen, ja jokainen tähti on syntynyt klusterissa. Yötaivalla voimme nähdä kahta erilaista joukkoa: avoimet tähtijoukot, joissa on noin sata jäsentä ja jotka sijaitsevat galaksissamme levyn alueella, enimmäkseen spiraalivarret, ja pallomaiset ryhmät, jotka sisältävät noin sata tuhatta tähteä, jotka sijaitsevat galaksimme halo. Kuinka voimme tietää jotain niistä hyvin kaukaisista esineistä? Saamme kaikki tietomme lukemalla heidän spektrinsä.

Kuva 1 a: Avoin tähtijoukko M45 ("Plejades") Tauruksessa, 400 ly: n päässä. Kuva 1 b: Pallomainen tähti M13 Herculesissa, 25000 ly: n päässä.

Spektrit on mahdollista saada joistakin kirkkaista tähdistä vain käyttämällä tavallisia laitteita, jotka ovat saatavilla lukion jokaisessa fysiikan osastossa. Osallistujille näytetään esimerkki, jossa 18-vuotias opiskelija rakensi yksinkertaisen spektrografin ja sai melko hienoja spektrit, joita hän sitten voisi analysoida. Tähti luo spektrin luonnollisella tavalla omalla tavallisella liikkeellään yön yli.

Kuva 2 a: Prisman ja kameran asennus. Kuva 2 b: Wega-spektri H-viivoilla.

Spektrit on analysoitava ammattimaisesti, jotta saadaan tiettyjen tähtien tai tähtijoukon Hertzsprung-Russell-kaavio (HRD). Yksi tärkeimmistä tiedoista, jotka spektri voi paljastaa, on tähden pintalämpötila. Tätä ei voida helposti tehdä koulussa. Tähden näennäistä näennäistä suuruutta ei voida mitata myöskään koulussa. Mutta voimme käyttää tietyn tähtijoukon tietopankkia, jota haluamme tutkia. Tähden lämpötilan sijasta kaaviossa käytetään usein väriindeksiä (B-V). Lämpötilan T ja väriindeksin (B-V) välillä on selkeä korrelaatio. (W.J. Kaufmann: "Universe" tai Gondolatsch u.a .: "Astronomie II"). Jos tähti on kuuma, se on sinertävä (B-V) -indeksin ollessa alle nolla. Jos tähti on viileä, sen (B-V) -indeksi on positiivinen. Auringon (B-V) indeksi on noin +0,62. Mitattuaan tähtien B- ja V-mag., Tähtitieteilijä voi arvioida tähden lämpötilan graafisesta kuvasta.

Kuva 3: Mustan rungon lämpötila vs. väriindeksi.

Ennen kuin selvitämme oman HRD: n avoimesta tähtijoukosta, meidän pitäisi tietää jotain HRD: n merkityksestä yleensä. HRD osoittaa, että on olemassa erilaisia ​​tähtiä. Näissä tähtijoukkokaavioissa näennäinen suuruus on piirretty pintalämpötilaa ja väriindeksiä (B-V) vastaan. Jokainen piste edustaa tähtiä, jonka kirkkaus ja temppu on mitattu. Se, että data jakautuu kolmeen erilliseen alueeseen, tarkoittaa, että taivaalla on kolme hyvin erilaista tähteä: tavalliset pääjärjestys tähdet, punaiset jättiläiset ja valkoiset kääpiöt.

Kuva 4: Tyypillinen HRD. Kuva 5: Auringon tyyppisen tähden evoluutiorata.

Jokaisen pääsekvenssitähden sisemmässä sydämessä vety muuttuu heliumiksi, joten ydinfuusio toimii näin: H ® He.

Kaikki nuo tähdet noudattavat karkeasti massa-kirkkaus-suhdetta L

Massiivisemmat tähdet kehittyvät paljon nopeammin kuin aurinkomme kuin vähemmän massiiviset tähdet. Keskimääräiselle evoluutioajalle (t) voimme asettaa: t

M (polttoaineen varastointi), mutta myös t

1 / L (energian menetys säteilyn vaikutuksesta). Joten lopuksi:

1 / M 2 (suunnilleen aurinkomme arvo on noin t = 1 × 10 10 vuotta).

Joten jos löydämme kääntöpisteen tähtijoukon HRD: stä, jossa pääsekvenssitähdet päättävät ensimmäisen elämänvaiheensa ja etenevät punaisten jättiläisten alueelle, voimme arvioida sen iän.

Kuva 6 a: Nuori avoin tähtijoukko ("Hyades"). Kuva 6 b: Vanha pallomainen tähtijoukko (M3).

Pääsekvenssin muoto on sama kaikille tähtijoukoille riippumatta iästä, vain pienillä vaihteluilla. Tämä tosiasia tarjoaa erittäin tärkeän tavan löytää tähtijoukon etäisyys muuten tuntemattomana. Meidän on vain verrattava klusteristamme saamamme väri-suuruus-kaavio tavalliseen pääsekvenssiin, jossa absoluuttinen suuruus M piirretään väriindeksiin nähden.

Ero näennäisen mag. m ja absoluuttinen mag. M (ns. Etäisyysmoduuli) saadaan seuraavasti: m - M = 5 × log (r / 10 kpl), jossa r on etäisyys.

Etäisyysmoduuli on pystysuoran akselin muutos, joka tarvitaan sen väri-mag-kaavion saattamiseksi samaan aikaan tavallisen pääjärjestyksen kanssa. Ryhmä voi iän takia menettää kirkkaimmat tähtensä, mutta pääsekvenssin alaosaan kuuluvia tähtiä on aina läsnä.

Harjoittele

Määritä avoimen klusterin NGC 6025 etäisyys ja arvioi sen ikä.

- Piirrä väri-mag-kaavio taulukon 1 tiedoista näennäisen mag: n muodossa. m (= V) vastaan ​​(B-V). (liite 1)

- Piirrä taulukon 2 tiedoista vakiopääjärjestys absoluuttisen mag. M vastaan ​​(B-V).

- Ota ero m - M ja laske klusterin NGC 6025 etäisyys r.

- Käytä NGC 6025 -kaavion sammutuspistettä ikäindikaattorina ja arvioi tähtijoukon ikä. (Vertaa myös taulukkoon 3)
Vinkki: Koska lämpötila-alueen keskimääräinen pidennys on noin 3000 K - 30000 K ja valovoima-alueen keskimääräinen pidennys (auringon valoisuuden yksikköinä) on noin 0,01 - 10000, se on hyvä arvio L

T 6 (katso myös kuva 4). Stefan-Boltzmann L: n lain mukaan

R 2 × T 4 ja massa-kirkkaus-suhde L

T 2 ja evoluution ajan t

- Yritä myös saada arvot kuvissa 6 a (Hyades) ja 6 b (M3) esitetyn kahden klusterin iälle.

Lisäharjoitus

Pallomaisen ryhmän M13 (kuva 1b) näennäissäde on 5,0 'ja näennäinen suuruus m = 5,7. M13 sisältää RR Lyr-tyyppisiä vaihtelevia tähtiä (abs. Mag. M = 0,0), jotka on annettu näennäismagneettineen. m = 14,9.

a) Laske tämän klusterin M13 etäisyys ja säde ly: ssä.

b) Määritä abs. mag. ja arvioi sen massa aurinkomassayksikköinä sillä ehdolla, että kaikki tähtijäsenet ovat aurinkotyyppisiä tähtiä (M = 4,8).

Kuva 7: HRD-simulaatio-ohjelma tähtijoukon evoluutiosta: 300 Mio. vuotta. Kuva 8: HRD, joka osoittaa useiden tähtijoukkojen sammutuspisteen. Siinä vaiheessa kaikkein massiivisimmat tähdet jättävät pääjakson punaisen vahvistuksen alueelle.


Linnunradan iän arvioiminen

Kansainvälisen tähtitieteilijöiden havainnot UVES-spektrometrillä ESO & # 8217s: n erittäin suuressa kaukoputkessa Paranalin observatoriossa (Chile) ovat heittäneet uutta valoa Linnunradan galaksin varhaisimpaan aikakauteen.

Kaikkien aikojen ensimmäinen beryllium-pitoisuuden mittaus kahdessa tähdessä pallomaisessa ryhmässä (NGC 6397) ja # 8211, joka työntää nykyistä tähtitieteellistä tekniikkaa kohti rajaa & # 8211, on mahdollistanut ensimmäisen sukupolven muodostumisen välisen alkuvaiheen tutkimuksen. tähdet Linnunradalla ja tämän tähtijoukon tähdet. Tämän aikavälin todettiin olevan 200 & # 8211 300 miljoonaa vuotta.

Tähtien ikä NGC 6397: ssä, määritettynä tähtien evoluutiomallien avulla, on 13 400? 800 miljoonaa vuotta. Kahden aikavälin lisääminen antaa Linnunradan iän, 13 600? 800 miljoonaa vuotta.

Tällä hetkellä paras arvio maailmankaikkeuden iästä, kuten esimerkiksi kosmisen mikroaaltotaustan mittauksista on päätelty, on 13 700 miljoonaa vuotta. Uudet havainnot osoittavat siis, että Linnunradan galaksin ensimmäinen sukupolvi tähtiä muodostui pian

200 miljoonan vuoden pituinen & # 8220Tumma ikä & # 8221, joka onnistui alkuräjähdyksessä.

Linnunradan ikä
Kuinka vanha Linnunrata on? Milloin galaksimme ensimmäiset tähdet syttyivät?

Linnunradan muodostumisen ja evoluution asianmukainen ymmärtäminen on ratkaisevan tärkeää maailmankaikkeuden tuntemukselle. Tähän liittyvät havainnot ovat kuitenkin vaikeimpia, jopa tehokkaimpien käytettävissä olevien teleskooppien kanssa, koska niihin liittyy yksityiskohtainen tutkimus vanhoista, kaukaisista ja enimmäkseen heikosta taivaankappaleista.

Pallomaiset ryhmät ja tähtien ikä

Moderni astrofysiikka pystyy mittaamaan tiettyjen tähtien iät, eli ajan, joka kului siitä, kun ne muodostuivat kondensaatiosta valtavissa tähtienvälisissä kaasu- ja pölypilvissä. Jotkut tähdet ovat tähtitieteellisesti hyvin & # 8220nuoret & # 8221, vain muutaman miljoonan vuoden ikäiset, kuten läheisen Orionin sumu. Aurinko ja sen planeettajärjestelmä muodostuivat noin 4560 miljoonaa vuotta sitten, mutta monet muut tähdet muodostuivat paljon aikaisemmin. Jotkut Linnunradan vanhimmista tähdistä löytyvät suurista tähtijoukoista, erityisesti & # 8220globulaarisista klustereista & # 8221 (PR-valokuva 23a / 04), ns. Pallomaisen muodonsa vuoksi.

Pallokerhoon kuuluvat tähdet ovat syntyneet yhdessä, samasta pilvestä ja samaan aikaan. Koska eri massojen tähdet kehittyvät eri nopeuksilla, on mahdollista mitata pallomaisten ryhmien ikä kohtuullisen hyvällä tarkkuudella. Vanhimpien todetaan olevan yli 13 000 miljoonaa vuotta vanhoja.

Silti nämä rypätähdet eivät olleet ensimmäisiä tähtiä, jotka muodostuivat Linnunradalla. Tiedämme tämän, koska ne sisältävät pieniä määriä tiettyjä kemiallisia alkuaineita, jotka on syntetisoitava aikaisemmassa massiivisten tähtien sukupolvessa, joka räjähti supernoovina lyhyen ja energisen elämän jälkeen. Käsitelty materiaali kerrostui pilviin, josta valmistettiin seuraavat tähtien sukupolvet, vrt. ESO PR 03/01.

Intensiivisistä hauista huolimatta tähän asti ei ole ollut mahdollista löytää tämän ensimmäisen sukupolven vähemmän massiivisia tähtiä, jotka saattavat vielä loistaa tänään. Siksi emme tiedä, milloin nämä ensimmäiset tähdet muodostuivat. Toistaiseksi voimme vain sanoa, että Linnunradan on oltava vanhempi kuin vanhimmat pallomaiset tähti tähdet.

Beryllium pelastamaan
Astrofyysikot haluaisivat siis olla menetelmä mittaamaan aikajakso Linnunradan ensimmäisten tähtien muodostumisesta (josta monista tuli nopeasti supernovoja) ja hetkestä, jolloin tunnetun ikäisen pallomaisen tähtiä muodostivat tähdet. Tämän aikavälin summa ja näiden tähtien ikä olisi silloin Linnunradan ikä.

Uudet havainnot VLT: n kanssa ESO: n & # 8217s Paranalin observatoriossa ovat nyt tuottaneet läpimurron tähän suuntaan. Maaginen elementti on & # 8220Beryllium & # 8221!

Beryllium on yksi kevyimmistä alkuaineista [2] & # 8211. Yleisimmän ja vakaan isotoopin (Beryllium-9) ydin koostuu neljästä protonista ja viidestä neutronista. Vain vety, helium ja litium ovat kevyempiä. Mutta vaikka nämä kolme tuotettiin Suuren räjähdyksen aikana, ja vaikka suurin osa raskaammista elementeistä tuotettiin myöhemmin tähtien sisätiloissa, Beryllium-9 voidaan tuottaa vain & # 8220kosminen spallointi & # 8221. Toisin sanoen pirstoutumalla nopeasti liikkuvat raskaammat ytimet & # 8211, jotka ovat peräisin mainituista supernoovaräjähdyksistä ja joita kutsutaan energisiksi & # 8220galaktisiksi kosmisiksi säteiksi & # 8221 & # 8211, kun ne törmäävät kevyisiin ytimiin (enimmäkseen protoneihin ja alfahiukkasiin, ts. Vetyyn) ja heliumytimet) tähtienvälisessä väliaineessa.

Galaktiset kosmiset säteet ja Beryllium-kello
Galaktiset kosmiset säteet kulkivat koko varhaisen Linnunradan läpi kosmisen magneettikentän ohjaamana. Tuloksena saatu berylliumin tuotanto oli melko tasaista galaksissa. Berylliumin määrä kasvoi ajan myötä, ja siksi se saattaa toimia & # 8220kosmisena kellona & # 8221.

Mitä pidempi aika kului ensimmäisten tähtien muodostumisen (tai oikeammin niiden nopean kuoleman supernoovaräjähdyksissä) ja pallomaisten tähtijoukkojen muodostumisen välillä, sitä korkeampi oli beryllium-sisältö tähtienvälisessä väliaineessa, josta ne muodostettiin . Näin ollen olettaen, että tämä beryllium säilyy tähti-ilmakehässä, mitä enemmän berylliumia löytyy tällaisesta tähdestä, sitä pidempi on aikaväli ensimmäisten tähtien ja tämän tähden muodostumisen välillä.

Beryllium voi siis antaa meille ainutlaatuista ja ratkaisevaa tietoa Linnunradan alkuvaiheiden kestosta.

Erittäin vaikea havainto
Toistaiseksi niin hyvä. Teoreettinen perusta tälle dating-menetelmälle on kehitetty viimeisen kolmen vuosikymmenen aikana, ja sitten tarvitaan vain mittaamaan beryllium-pitoisuus joissakin pallomaisissa tähti tähdissä.

Mutta tämä ei ole niin yksinkertaista kuin miltä se kuulostaa! Suurin ongelma on, että beryllium tuhoutuu yli muutaman miljoonan asteen lämpötiloissa. Kun tähti kehittyy kohti valoisaa jättivaihetta, voimakas liike (konvektio) alkaa, ylemmässä tähti-ilmakehässä oleva kaasu joutuu kosketuksiin kuuman sisäkaasun kanssa, jossa kaikki beryllium on tuhoutunut, ja tähti-ilmakehän alkuperäinen beryllium-sisältö on siten laimennettu merkittävästi. Beryllium-kellon käyttämiseksi on siksi tarpeen mitata tämän elementin sisältö vähemmän massiivisissa, vähemmän kehittyneissä tähdissä pallomaisessa ryhmässä. Ja nämä niin sanotut & # 8220sammutus (TO) tähdet & # 8221 ovat luonnostaan ​​heikkoja.

Itse asiassa tekninen ongelma, joka on ratkaistava, on kolminkertainen: Ensinnäkin kaikki pallomaiset ryhmät ovat melko kaukana ja koska mitattavat tähdet ovat luonnostaan ​​heikkoja, ne näyttävät melko heikoilta taivaalla. Jopa NGC6397: ssä, toiseksi lähinnä pallomaisessa ryhmässä, TO-tähtien visuaalinen suuruus on

16 tai 10000 kertaa himmeämpi kuin himmein tähti, joka on näkyvissä paljaalla silmällä. Toiseksi tähtispektrissä on näkyvissä vain kaksi beryllium-allekirjoitusta (spektriviivaa), ja koska nämä vanhat tähdet sisältävät verrattain vähän berylliumia, nämä viivat ovat hyvin heikkoja, varsinkin kun verrataan muiden elementtien naapurispektrilinjoihin. Ja kolmanneksi, kaksi beryllium-viivaa sijaitsevat vähän tutkitulla spektrialueella aallonpituudella 313 nm, eli spektrin ultraviolettiosassa, johon absorptio vaikuttaa voimakkaasti maan ilmakehässä lähellä raja-arvoa 300 nm: ssä, jonka alapuolella havainnot maasta eivät ole enää mahdollisia.

Ei siis ole ihme, että tällaisia ​​havaintoja ei ollut koskaan ennen tehty, tekniset vaikeudet olivat yksinkertaisesti ylittämättömiä.

VLT ja UVES tekevät työn
Käyttämällä korkean suorituskyvyn UVES-spektrometriä ESO & # 8217s: n erittäin suuren teleskoopin 8,2 m: n Kuyen-kaukoputkella Paranalin observatoriossa (Chile), joka on erityisen herkkä ultraviolettivalolle, ESO: n ja italialaisten tähtitieteilijöiden ryhmä [1] onnistui saamaan ensimmäiset luotettavat mittaukset beryllium-sisällöstä kahdessa TO-tähdessä (merkitty & # 8220A0228 & # 8221 ja & # 8220A2111 & # 8221) pallomaisessa ryhmässä NGC 6397 (PR-valokuva 23b / 04). Se sijaitsee noin 7200 valovuoden etäisyydellä rikkaasta tähtikentästä suuntaan eteläisessä Ara-tähdistössä, se on yksi kahdesta lähimmästä tämäntyyppisestä tähtijoukosta, toinen on Messier 4.

Havainnot tehtiin useiden yön aikana vuoden 2003 aikana. Yhteensä yli 10 tunnin altistuminen kullekin 16. suuruusluokan tähdelle heitti VLT: n ja UVES: n kohti teknistä rajaa. Teknologisen kehityksen pohjalta ryhmän johtaja, ESO-tähtitieteilijä Luca Pasquini, on ylpeä: & # 8220 Vain muutama vuosi sitten kaikki tällaiset havainnot olisivat olleet mahdottomia ja pysyneet vain tähtitieteilijöiden unelmina! & # 8221

Tuloksena olevat heikoiden tähtien spektrit (PR-valokuva 23c / 04) osoittavat beryllium-ionien (Be II) heikot allekirjoitukset. Havaitun spektrin vertaaminen synteettisten spektrien sarjaan, joissa oli erilaista berylliumpitoisuutta (astrofysiikassa: & # 8220abundance & # 8221), antoi tähtitieteilijöille mahdollisuuden löytää paras sopivuus ja siten mitata hyvin pieni berylliumin määrä näissä tähdissä: jokaiselle berylliumatomille vetyatomeja on noin 2 224 000 000 000.

Beryllium-viivat näkyvät myös toisessa saman tyyppisessä tähdessä kuin nämä tähdet, HD 218052, vrt. PR-valokuva 23c / 04. Se ei kuitenkaan ole klusterin jäsen eikä sen ikä ole ylivoimaisesti yhtä tunnettu kuin klusteritähtien ikä. Sen beryllium-sisältö on melko samanlainen kuin tähtijoukot, mikä osoittaa, että tämä kenttätähti syntyi suunnilleen samaan aikaan kuin ryhmä.

Suuresta räjähdyksestä tähän asti
Parhaiden nykyisten spalloitumisteorioiden mukaan mitattu berylliumin määrä on kertynyt 200 & # 8211 300 miljoonan vuoden aikana. Italialainen tähtitieteilijä Daniele Galli, toinen ryhmän jäsen, tekee laskutoimituksen: & # 8220Ja nyt tiedämme, että Linnunradan ikä on paljon enemmän kuin kyseisen pallomaisen rypän ikä ja # 8211 galaksimme on siis oltava 13 600? 800 miljoonaa vuotta vanha. Tämä on ensimmäinen kerta, kun olemme saaneet itsenäisen määritelmän tästä perusarvosta! & # 8221.

Annetuissa epävarmuustekijöissä tämä luku sopii myös hyvin nykyiseen arvioon maailmankaikkeuden iästä, 13 700 miljoonaa vuotta, joka on aika, joka on kulunut Suuresta Bangista. Vaikuttaa siis siltä, ​​että Linnunradan galaksin ensimmäinen sukupolvi tähti muodostui suunnilleen sinä aikana, jolloin & # 8220Tumma Aika & # 8221 päättyi, nyt uskotaan olevan noin 200 miljoonaa vuotta Ison Bangin jälkeen.

Vaikuttaa siltä, ​​että järjestelmä, jossa elämme, voi todellakin olla yksi maailmankaikkeuden galaksiväestön perustajista.

Lisää tietoa
Tässä lehdistötiedotteessa esiteltyä tutkimusta käsitellään L. Pasquinin ja muiden kirjoittajien julkaisussa & # 8220Be in turn-off stars of NGC 6397: Early Galaxy spallation, cosmochronology and cluster muodostuminen & # 8221. tutkimuslehti & # 8220Astronomia ja astrofysiikka & # 8221 (astro-ph / 0407524).


Hei, olen hämmentynyt siitä, kuinka laskea maailmankaikkeuden ikä punasiirrolla
sanoa esimerkiksi

Maailmankaikkeuden ikä on nyt 13 miljardia vuotta vanha (ja kriittinen maailmankaikkeus).
Kuinka löydän maailmankaikkeuden iän, jos se oli punasiirtymä sanomalla 10?

Pitääkö minun ensin löytää asteikkokerroin?
En ole kovin varma, auttakaa!

kaksi hyvää online-kosmologialaskuria:

Siobahn Morganin
http://www.earth.uni.edu/

Siobahnin kotisivu, jos haluat nähdä kuka hän on
http://www.earth.uni.edu/smm.html
Nedin kotisivu, jos haluat nähdä kuka hän on
http://www.astro.ucla.edu/


kysyit punasiirtymästä z = 10

Vastaus, jonka sinun pitäisi saada, jos laitat nykypäivän parhaisiin parametreihin, on 0,48 miljardia vuotta

ts. jos näet valoa galaksista ja tämä valo on punasiirtymä 10
sitten galaksi lähetti sen, kun maailmankaikkeus oli vain noin puolet
miljardi vuotta vanha

Hei, olen hämmentynyt siitä, kuinka laskea maailmankaikkeuden ikä punasiirrolla
sanoa esimerkiksi

Maailmankaikkeuden ikä on nyt 13 miljardia vuotta vanha (ja kriittinen maailmankaikkeus).
Kuinka löydän maailmankaikkeuden iän, jos se oli punasiirtymä sanomalla 10?

Pitääkö minun ensin löytää asteikkokerroin?
En ole kovin varma, auttakaa!

Jos tarvitset apua laskinten käytössä, sano vain.

tähtitieteen professorit asettavat heidät molemmat auttamaan opiskelijoita.

helpoin käyttää on ned wright's

vain mene sinne, laita 10 z-ruutuun, älä muuta mitään muuta
ja paina & quotgeneral & quot
tämä antaa vastauksen 0,482 miljardia vuotta

Siobhan morganin kanssa on kuitenkin hauskaa leikkiä, koska hän antaa myös taantumanopeudet, mikä ei ole.
hänen laskimensa kanssa sinun on kirjoitettava 0,27 Omega (aineosuus) ja 0,73 Lambda (kosmologinen vakio- tai tummaenergian osuus) ja 71 Hubble-parametri. laita sitten z = 10.

ned wrightilla on jo nämä kosmologisten parametrien oletusarvot asetettu sinulle, joten hän saa sinut tekemään vähemmän työtä.
molemmat laskimet antavat saman vastauksen, kuin voit odottaa


Tähtitieteilijät tietävät näin maailmankaikkeuden aikakauden (ja sinäkin voit)

Koko kosminen historiamme on teoriassa hyvin ymmärrettävä, mutta vain siksi, että ymmärrämme sen. [+] gravitaatioteoria, joka on sen taustalla ja koska tiedämme maailmankaikkeuden nykyisen laajenemisnopeuden ja energian koostumuksen. Valo etenee aina tämän laajenevan maailmankaikkeuden läpi, ja me vastaanotamme sitä edelleen mielivaltaisesti kauas tulevaisuuteen, mutta se on ajallisesti rajoitettu siihen saakka, mikä meihin pääsee. Meillä on vielä vastaamattomia kysymyksiä kosmisesta alkuperästä, mutta maailmankaikkeuden ikä on tiedossa.

Nicole Rager Fuller / Kansallinen tiedesäätiö

Käsitteellisesti saattaa tuntua olemassa olevalta yksinkertaisimmalta ajatukselta määrittää universumin ikä. Kun huomaat, että maailmankaikkeus laajenee, sinun tarvitsee vain mitata laajenemisnopeus tänään ja käyttää fysiikan lakeja selvittääkseen, kuinka laajenemisnopeuden on pitänyt muuttua ajan myötä. Sen sijaan, että ekstrapoloisit eteenpäin maailmankaikkeuden kohtalon määrittämiseksi, suoritat laskemisen sen sijaan taaksepäin ja palaat koko taaksepäin, kunnes saavutat itse kuuman alkuräjähdyksen olosuhteet.

Tämä ilmeinen menetelmä ei vain toimi, mutta se on edelleen paras tapa, jolla meidän on laskettava maailmankaikkeuden ikä vielä tänään. Silti on erittäin helppo mennä pieleen, koska voit tehdä monia yksinkertaistavia oletuksia, jotka antavat sinulle helpon vastauksen, joka ei ole välttämättä oikea, mukaan lukien virheet, jotka jopa Nobelin palkittu teki aiemmin tänä vuonna. Näin sinäkin voit selvittää maailmankaikkeuden iän.

Vakiokynttilät (L) ja tavalliset viivaimet (R) ovat kahta erilaista tekniikkaa, joita tähtitieteilijät käyttävät mittaamiseen. [+] avaruuden laajeneminen eri aikoina / etäisyyksinä menneisyydessä. Sen perusteella, kuinka suuruudet kuten kirkkaus tai kulmakoko muuttuvat etäisyyden kanssa, voimme päätellä maailmankaikkeuden laajenemishistorian. Kynttilämenetelmän käyttö on osa etäisyys tikkaita, jolloin saadaan 73 km / s / Mpc. Viivaimen käyttö on osa varhaisen signaalin menetelmää, jolloin saadaan 67 km / s / Mpc.

Ensimmäinen aloitus on laajeneva maailmankaikkeus ja yksi parametri, jonka olemme pyrkineet mittaamaan pidempään kuin mikään muu: Hubble-vakio. Suurimmissa mittakaavoissa maailmankaikkeudessa löydetyt galaksit noudattavat hyvin yksinkertaista suhdetta kahden havaittavan etäisyyden ja punasiirtymän välillä, missä kauemmas kohde on meistä, sitä suurempi on sen mitattu punasiirtymä.

On huomattavaa, että heitä koskeva laki on erittäin suoraviivainen: taantumanopeus, jonka päätät galaksin punasiirtymästä, on sama kuin etäisyys galaksein kerrottuna Hubble-vakiolla. Vielä merkittävämpää on, että tällä vakiolla on sama arvo melkein jokaiselle mittaamallemme galaksille, etenkin muutaman miljardin valovuoden sisällä oleville galakseille. Vaikka jokaiselle galaksille on ominaisia ​​gravitaatiovaikutusten aiheuttamia kosmisia liikkeitä, tämä laki pysyy totta, kun keskiarvo kaikista löydetyistä galakseista.

Punaisen siirtymän ja etäisyyden suhde kaukaisiin galakseihin. Pisteet, jotka eivät kuulu tarkalleen. [+] -linja johtuu pienestä epätasapainosta erikoisnopeuksien eroista, jotka tarjoavat vain pieniä poikkeamia havaitusta laajenemisesta. Alkuperäiset tiedot Edwin Hubbleelta, jota käytettiin ensimmäisen kerran näyttämään maailmankaikkeuden laajenevan, sopivat kaikki vasemman alakulman pieneen punaiseen ruutuun.

Robert Kirshner, PNAS, 101, 1, 8-13 (2004)

Joten mitkä mitataan Hubble-vakio? Se riippuu siitä, miten mitat sen, koska:

  • jos mitat sen käyttämällä signaaleja, jotka on painettu aina takaisin alkuräjähdyksen alkuvaiheissa, saat Hubble-vakiolle arvon 67 km / s / Mpc, epävarmuus 1-2%,
  • mutta jos mitat sen mittaamalla yksittäisiä valonlähteitä, jotka eivät saavu ennen kuin maailmankaikkeus on jo miljardeja vuosia vanha, saat Hubble-vakion arvoksi 73 km / s / Mpc, epävarmuus on vain 2-3% .

Miksi nämä kaksi arvoa eivät täsmää - ja miksi ne antavat niin erilaisia, keskenään epäjohdonmukaisia ​​vastauksia - on yksi modernin kosmologian suurimmista ongelmista.

Sarja erilaisia ​​ryhmiä, jotka pyrkivät mittaamaan maailmankaikkeuden laajenemisnopeutta yhdessä niiden kanssa. [+] värikoodatut tulokset. Huomaa, kuinka aikaisten (kaksi ylempää) ja myöhäisen (muut) tulosten välillä on suuri ero, ja virhepalkit ovat paljon suuremmat kussakin myöhäisen ajan vaihtoehdossa. Ainoa tuleen joutunut arvo on CCHP-arvo, joka analysoitiin uudelleen ja jonka arvo todettiin olevan lähempänä 72 km / s / Mpc kuin 69,8.

Verde, T. Treu ja A.G.Riess (2019), arXiv: 1907.10625

Hyvin älykäs keskuudessasi kuitenkin huomaa jotain itse Hubble-vakiosta: se tulee yksikköinä, jotka ovat nopeutta (km / s) matkan yksikköä kohti (Mpc, jossa 1 megaparsekki on noin 3,26 miljoonaa valovuotta). Jos katsot galaksia, joka on 100 Mpc: n päässä, voit odottaa sen vetäytyvän kymmenen kertaa nopeammin kuin yksi vain 10 Mpc: n päässä, mutta vain kymmenesosa yhtä nopeasti kuin 1000 Mpc: n päässä oleva galaksi. Se on puna-siirto-etäisyyden suhteen yksinkertainen voima.

Mutta on olemassa toinen tapa manipuloida Hubble-vakiota: tunnistaa, että nopeus (etäisyys per aika) / jaettuna yksikön etäisyydellä (etäisyys) on sama kuin käänteisen ajan yksiköt. Mitä "käänteisen ajan" fyysinen merkitys voisi vastata? Ehkä, voit kohtuudella kuvitella, että se voi vastata maailmankaikkeuden ikää.

Maailmankaikkeuden erilaiset mahdolliset kohtalot, todellinen, kiihtyvä kohtalo näkyy oikealla. . [+] Maailmankaikkeuden koostumuksen erityispiirteet vaikuttavat maailmankaikkeuden ikään, kuten voit nähdä katsomalla "aloituspistettä", joka tapahtui aikaisemmin eri arvoilla eri kosmologioille, jopa nykyisin täsmälleen samalla laajenemisnopeudella.

Yhdessä megaparsekissä on noin 3,1 × 10 19 kilometriä, mikä tarkoittaa, että jos muutat Hubble-vakion käänteiseksi ajaksi, löydät kiehtovia asioita.

  • "Aika", jota arvo 67 km / s / Mpc vastaa, vastaa 14,6 miljardia vuotta.
  • "Aika", jota arvo 73 km / s / Mpc vastaa, vastaa 13,4 miljardia vuotta.

Nämä molemmat ovat melkein yhtä suuria kuin universumin hyväksytty ikä, mutta eivät aivan. Lisäksi ne molemmat ovat melkein yhtä suuria toistensa kanssa, mutta eroavat suunnilleen samalla määrällä kuin Hubble-vakion molemmat arviot eroavat: noin 9%.

Et kuitenkaan voi yksinkertaisesti muuttaa maailmankaikkeuden ikää muuttamalla Hubble-vakiota, ja siihen on hienovarainen, mutta tärkeä syy.

Kuva minusta American Astronomical Societyn hyperseinällä vuonna 2017, ensimmäisen kanssa. [+] Friedmann-yhtälö oikealla. Ensimmäisessä Friedmann-yhtälössä on yksityiskohtaisesti esitetty Hubble-laajenemisnopeus neliön vasemmalla puolella, mikä säätelee aika-ajan kehitystä. Oikea puoli sisältää kaikki aineen ja energian erilaiset muodot sekä spatiaalisen kaarevuuden (viimeisellä aikavälillä), joka määrää kuinka universumi kehittyy tulevaisuudessa. Tätä on kutsuttu koko kosmologian tärkeimmäksi yhtälöksi, ja Friedmann johti sen lähinnä nykyaikaisessa muodossaan vuonna 1922.

Perimeter-instituutti / Harley Thronson

Hubble-vakion arvo ei nykyään ole pelkästään universumin ikän arvon käänteinen, vaikka yksiköt pyrkivät antamaan sinulle ajan mittauksen. Sen sijaan mittaamasi laajenemisnopeuden - Hubble-vakion tänään - on tasapainotettava kaikkien maailmankaikkeuden koostumukseen vaikuttavien energiamuotojen summa, mukaan lukien:

  • normaali aine,
  • pimeä aine,
  • neutriinot,
  • säteily,
  • tumma energia,
  • spatiaalinen kaarevuus,
  • ja mitä muuta voit kokata.

Yhtälö, joka hallitsee laajenevaa maailmankaikkeutta (esitetty yllä), voidaan ratkaista tarkalleen joissakin yksinkertaisissa tapauksissa.

Universumin asteikko y-akselilla on piirretty ajan funktiona x-akselille. Onko. [+] maailmankaikkeus koostuu aineesta (punainen), säteilystä (sininen) tai avaruudelle (keltainen) ominaisesta energiasta, se pienenee kohti kokoa / mittakaavaa 0, kun ekstrapoloit ajassa taaksepäin. Universumin ikä kerrottuna Hubble-vakiolla on yhtä suuri kuin eri arvot eri koostumuksista koostuville universumeille.

If your Universe is exclusively made up of radiation, you find that the Hubble constant multiplied by the age of the Universe since the Big Bang equals ½, exactly. If your Universe is exclusively made up of matter (normal and/or dark), you find that the Hubble constant multipled by the age of the Universe equals ⅔, exactly. And if your Universe is entirely made of dark energy, you'll find that there is no exact answer the value of the Hubble constant multiplied by the age of the Universe always continues to increase (towards infinity) as time goes on.

This means that if we want to accurately calculate the age of the Universe, we can do it, but the Hubble constant alone isn't enough. In addition, we also need to know what the Universe is made out of. Two imagined Universes with the same expansion rate today but made out of different forms of energy will have different expansion histories and, therefore, different ages from one another.

Measuring back in time and distance (to the left of "today") can inform how the Universe will evolve . [+] and accelerate/decelerate far into the future. We can learn that acceleration turned on about 7.8 billion years ago with the current data, but also learn that the models of the Universe without dark energy have either Hubble constants that are too low or ages that are too young to match with observations. If dark energy evolves with time, either strengthening or weakening, we will have to revise our present picture. This relationship enables us to determine what's in the Universe by measuring its expansion history.

Saul Perlmutter of Berkeley

So, to find out how old the Universe actually is since the onset of the hot Big Bang, all we have to do is determine the expansion rate of the Universe and what the Universe is made out of. There are a variety of methods that we can use to make this determination, but there's one vital thing we have to remember: many of the ways we have of measuring one parameter (like the expansion rate) are dependent on our assumptions about what the Universe is made out of.

In other words, we cannot assume that the Universe is made out of a certain amount of matter, a certain amount of radiation, and a certain amount of dark energy in a way that's independent of the expansion rate itself. Perhaps the most powerful way to illustrate this is to look at the leftover glow from the Big Bang itself: the Cosmic Microwave Background.

The leftover glow from the Big Bang, the CMB, isn't uniform, but has tiny imperfections and . [+] temperature fluctuations on the scale of a few hundred microkelvin. While this plays a big role at late times, after gravitational growth, it's important to remember that the early Universe, and the large-scale Universe today, is only non-uniform at a level that's less than 0.01%. Planck has detected and measured these fluctuations to better precision than ever before, and can use the fluctuation patterns that arise to place constraints on the Universe's expansion rate and composition.

ESA and the Planck collaboration

This, above, is a map of the fluctuations in the Cosmic Microwave Background. Overall, every direction in the Universe displays the same average temperature as every other direction: approximately 2.725 K. When you subtract that mean value out, you get the pattern that you see above: the fluctuations, or departures from the average temperature.

Where you see dark blue or dark red spots, those are regions where the temperature fluctuations are largest: approximately 200 microkelvin colder (for blue) or hotter (for red) than the mean value. These fluctuations exhibit particular patterns in their magnitude on a variety of angular scales, with the fluctuations rising in magnitude down to some particular angular scale of about 1 degree, then decreasing and increasing in an oscillatory fashion. Those oscillations tell us some vital statistics about the Universe.

Four different cosmologies lead to the same fluctuation patterns in the CMB, but an independent . [+] cross-check can accurately measure one of these parameters independently, breaking the degeneracy. By measuring a single parameter independently (like H_0), we can better constrain what the Universe we live in has for its fundamental compositional properties. However, even with some significant wiggle-room remaining, the age of the Universe isn't in doubt.

Melchiorri, A. & Griffiths, L.M., 2001, NewAR, 45, 321

What's most important to realize is that there are many possible combinations of values that can fit any particular graph. For example, given the fluctuations we see, we can have a Universe with:

  • 4% normal matter, 21% dark matter, 75% dark energy and a Hubble constant of 72,
  • 5% normal matter, 30% dark matter, 65% dark energy and a Hubble constant of 65,
  • or 8% normal matter, 47% dark matter, 49% dark energy, -4% curvature and a Hubble constant of 51.

You will notice a pattern here: you can have a larger Hubble constant if you have less matter and more dark energy, or a smaller Hubble constant if you have more matter and less dark energy. What's remarkable about these combinations, however, is that they all lead to almost exactly the same age for the Universe since the Big Bang.

There are many possible ways to fit the data that tells us what the Universe is made of and how . [+] quickly it's expanding, but these combinations all have one thing in common: they all lead to a Universe that's the same age, as a faster-expanding Universe must have more dark energy and less matter, while a slower-expanding Universe requires less dark energy and greater amounts of matter.

Planck Collaboration (maps and graphs), E. Siegel (annotations)

The reason that we can claim the Universe is 13.8 billion years old to such enormous precision is driven by the full suite of data that we have. A Universe that expands more quickly needs to have less matter and more dark energy, and its Hubble constant multiplied by the age of the Universe will have a larger value. A slower-expanding Universe requires more matter and less dark energy, and its Hubble constant multiplied by the age of the Universe gets a smaller value.

However, in order to be consistent with what we observe, the Universe can be no younger than 13.6 billion years and no older than 14.0 billion years, to more than 95% confidence. There are many properties of the Universe that are indeed in doubt, but its age isn't one of them. Just make sure you take the Universe's composition into account, or you'll wind up with a naive — and incorrect — answer.


How do scientists determine the ages of stars? Is the technique really accurate enough to use it to verify the age of the universe?

"Astronomers usually cannot tell the age of an individual star. There are certain stars that we know are very young, and others that are very old, but for most stars we cannot tell. When we have a large group of stars, however, we can tell its age. This is possible because all of the stars in a cluster are presumed to have begun their life at approximately the same time. After a relatively brief time (in 'star time,' that is--we are talking thousands to millions of years here) stars reach the adult phase of their life, which we call the main sequence phase. The length of time a star spends in the main sequence phase depends on its mass.

"Constructing a plot, called the HR diagram, of the stars in the cluster, scientists can determine the mass of the stars that are just ending this phase and moving on to the next phase of their life, the red giant phase. Computer models allow us to predict how old a star of that mass must be to be at that juncture of its life, and hence to estimate the age of the cluster. Recently, this procedure has come under close scrutiny because that age it gives for the oldest star clusters in our Milky Way seems to be older than the age of the universe derived from the most recent Hubble Space Telescope data."

Peter B. Stetson, senior research officer at the Dominion Astrophysical Observatory in Victoria, British Columbia, provides a more detailed reply:

"It is impossible to determine the age of a single star all by itself. The only real means we have to determine stellar ages is through the study of star clusters. In our galaxy, the Milky Way, there are two basic types of star cluster. Clusters of the first type are called 'globular clusters' because they appear as huge, round globs containing anywhere from a few thousand to a few million stars. Globular clusters are very old, and they are scattered around (not just within) the Milky Way these clusters seem to have originated near the time our galaxy started to form, when the universe was quite young. Clusters of the second type used to be called 'galactic clusters' because we see them inside the body of our galaxy, but now it is more common to refer to them as 'open clusters' because they are much looser and their stars more spread out on the sky than are those in globular clusters. Open clusters can contain anywhere from a few dozen to a few thousand stars, and they come in a wide range of ages. Apparently our galaxy started making open clusters soon after it settled down to its present size and continues making them even today.

"The stars in either type of star cluster were all formed at the same time and out of the same material. The essential feature of a star cluster that lets us estimate its age is that each cluster contains stars with a range of masses. When a cluster is born, it will contain many stars of about the same size and mass as our sun, but there will also be numerous stars more massive than our sun and many other stars less massive than our sun. For about 90 percent of its lifetime, a star shines because nuclear reactions are converting hydrogen to helium in the star's center, releasing vast amounts of energy. This energy works its way from the center of the star to the surface and escapes the star in the form of light. The more massive a star is, the bigger the furnace in the center, and the brighter and the hotter the star is in this stable stage of its life. The most massive stars are very bright and blue-hot a less massive star is somewhat fainter and white-hot a star like our sun is a bit fainter still and is yellow-hot and the least massive stars are very faint and merely red-hot. During this period of its life, a star hardly changes either in brightness or in temperature.

"The duration of the stable, or 'main sequence,' phase depends on a star's mass. A star 10 times as massive as the sun contains, clearly, 10 times as much fuel. It consumes that fuel roughly 10,000 times faster than the sun, however. As a result, it has a total lifetime 1,000 times shorter than that of our sun. When the hydrogen fuel in the center of a massive star is exhausted--'the center' representing about 10 percent of the star's total mass--it becomes increasingly unstable. The star remains bright, but it quickly switches from being comparatively small and hot to being huge and red for a while, then it briefly becomes smaller and bluer, then even larger and even redder, and finally explodes as a supernova, spewing its nuclear ashes as well as its unburned fuel back into space. Similarly, a star five times more massive than the sun has a lifetime roughly 100 times shorter than the sun before it becomes unstable and ends its active life. A star like our sun is calculated to have a total stable life-span of around 10 billion years the sun is now a bit less than half that age (this age is very accurately determined from radioactive elements in meteorites), so we have another five billion years or so before we have to start looking for a new home.

"In the case of a single star, its brightness and temperature don't tell us much. Because these properties stay fairly constant for 90 percent of its lifetime, the star could be fairly young or fairly old, and we wouldn't be able to tell the difference. In a star cluster, we have the advantage that stars of all masses formed at about the same time. So all we have to do is look at the cluster and determine how hot and how massive is the hottest, bluest, most massive star that has not yet entered the late, unstable period of its life. The star's mass tells us how much fuel the star had when it was born, and the star's brightness tells us how fast it is burning that fuel. We know that the star is just about to start becoming unstable--after all, the stars that are more massive have already started to become unstable. We also know that its fuel is just about exhausted. The ratio of how much fuel the star had in the beginning to how fast it has been burning that fuel tells us how long the star has been alive. (By analogy, if we know how much kerosene our hurricane lamp contained when we lit it and how fast it consumes the kerosene, and if the lamp is just now starting to go out, then we can deduce how long it has been lit.) Because all the stars in the cluster are the same age, the age of that one star tells us the age of the entire cluster.

"The basic physics of how hydrogen is converted to helium in the centers of stars and the amount of energy generated by this process is comparatively simple and well understood. For much of the 20th century, the main limitation to our knowledge of stellar ages has been due to the difficulty of measuring the distances to the clusters--especially the distances to the oldest clusters, the globulars, which are comparatively far away. (We know how bright a star looks, but to know how bright it really is, you have to know how far away it is: is it like a headlight a mile away or an airport beacon 10 miles away? In the dark of the nighttime sky with no reference points, it's pretty hard to tell.) Technical advances, such as the introduction of charge-coupled devices to replace photographic plates for the measuring of stellar distances and brightnesses, are making our observations more secure.

"Distance measurements have improved to the point at which other details needed to determine the ages of star clusters--such as the fine details of how a star converts nuclear energy to visible light--can no longer be ignored. How exactly does the energy get from the center of the star, where it is generated, to the surface, where it becomes the light that we see? How important is convection as a means of transporting energy, and how efficient is the convection? The answer to these questions has some effect on the inferred relationship between mass and surface temperature. Just how much oxygen is in the stars, along with the hydrogen and helium? The relative amount of oxygen present has a modest effect on the efficiency of the central furnace, affecting the relation between mass and brightness and, hence, age.

"Taken together, the uncertainty in the observations and the uncertainty in the relevant theoretical physics probably lead to an uncertainty of 10 percent to 20 percent in our estimate of the absolute ages of the globular clusters. According to our best available estimates, stars having about 90 percent of the sun's mass are just now starting to die in the globulars. These stars are most probably around 15 billion years old, but they could conceivably be as young as 12 billion years or as old as 18 billion years. It is very unlikely that most of them could be either younger or older than this range. This estimate is already accurate enough to place some very interesting limits on the age and life history of the universe."


Introduction

Astronomers and geologists have determined that the universe and Earth are billions of years old. This conclusion is not based on just one measurement or one calculation, but on many types of evidence. Here we will describe just two types of evidence for an old Earth and two types of evidence for an old universe more types can be found under further reading. These methods are largely independent of each other, based on separate observations and arguments, yet all point to a history much longer than 10,000 years. As Christians, we believe that God created the world and that the world declares his glory, so we can’t ignore what nature is telling us about its history.


How do we really know how old the universe is?

Once you figure out how fast distant galaxies are moving and how far away they are, then you can calculate when the Big Bang occurred.

After a fortnight gallivanting around Europe and being more creative in my modes of transport than expected thanks to an unpronounceable mountain in Iceland, I’m back in Hawaii. On the flight to LA I ended up chatting to a bloke who works for a large US computer firm about various geeky things. The “what do you do?” question came up, and given he seemed worth talking to I opted for astronomer rather than physicist.

Then at a lull in the conversation he volunteered the question, “how do they know how old the universe is?” We’ve been planning to add a “How do we know?” category to the blog so this seems like the perfect place for me to start.

The simplest measure of the age of the universe is known as the Hubble Time. The universe is expanding, we know this because we can see that light from distant galaxies is Doppler Shifted towards redder wavelengths, indicating they are moving away from us. The further away the galaxy, the faster it moves away. This is known as Hubble’s Law.

The rate at which the recession velocity of a galaxy increases with its distance for us is known as the Hubble Constant. If we know how fast the universe is expanding, we can extrapolate back and see when the universe would have a size of zero, ie. when the big bang happened. Of course if we know how long ago the big bang was, we know roughly how old the universe is.

So all we need is the Hubble Constant, easy yeah, erm not really. The value of the Hubble Constant was for half a century the subject of great dispute. This period was known as the Hubble Wars which conjures up massed ranks of Welsh longbowmen cutting down the flower of French chivalry to establish domination over the fundamental constants of the universe. In reality it was a debate about measuring the distance to far off galaxies.

Getting recession velocities of galaxies is pretty easy, but to find the Hubble constant, you’ve got to know the distance of each galaxy too. Measuring distances in astronomy is pretty hard, something we might deal with later in this series, so various novel techniques must be used.

When Edwin Hubble first worked on the recession velocities and distance of galaxies in the 1920s and 30s he used a fortuitously odd type of star as a “standard candle”. In astronomy, if you know how much light a star or galaxy puts out in total and how much we receive on Earth, you can combine these to get how far away it is. Hubble used unstable stars which have finished their main life as a normal star, known as Cepheid variables. They pulsate, and so vary in brightness, and the really lucky bit is that the pulsation rate is related to the total light emitted by the star.

So the pulsation period gives the total light emitted - combine this with the apparent brightness and you get the distance. The problem is that you need a pretty powerful telescope to resolve individual stars in distant galaxies. Even with the largest telescope available in the middle of the last century, the 5m Hale Telescope on Palomar, only relatively nearby galaxies can have their Cephieids resolved from the mass of other stars. So astronomers had to get creative.

This doesn’t mean they went off and played guitar in Queen, Coldplay or, (as rumoured in the case of one astronomy blogger) the opening act for The Velvet Underground. Science itself is a creative process, trying to dream up innovative solutions to work around the limitations of the available technology and data. The work mostly rested on calibrating a myriad of new distance indicators using local galaxies at known distances and applying these new estimates to more distant objects.

The results fell into two broad camps, one side led by the American astronomer Allan Sandage claimed a value of about 50 (I won’t go into the slightly obtuse units used for this measurement) and another led by the French cosmologist Gerard de Vaucouleurs claimed a value of about 100. For decades they fought over seeming minor points that shifted one particular rung on the intricate astronomical distance ladder up or down. From how dust in our own Galaxy affects the measured brightnesses of distant galaxies to subtle biases in samples of galaxies to the brightness of exploding stars, no point in the other group’s work was too minor to pick apart.

Fast forward to the end of the last century and say hello to the now 20-year-old Hubble Space Telescope. One of its key projects was to pick up where its namesake left off and find the Hubble Constant using Cepheid variables in more distant galaxies. After a huge amount of effort it came out with a result of about 72, giving an Hubble Time of roughly 13.8 billion years.

This fits in fairly well with the estimated ages of the oldest stars. More recent measurements, such those from the WMAP study of ripples in the cosmic microwave background and more up to date supernovae studies have supported a value of roughly 70. However they also predict the expansion of the universe is accelerating, meaning our simple extrapolation, assuming constant expansion won’t give exactly the right answer.

I didn’t say all this to the bloke on the plane, we were about to land so I didn’t have much time, but I hope I got it across fairly well both to him and you.


How AstronomySupports Evolution

A recent Pew survey has found that one third of Americans believe that humans and other living things have existed in their present form since the dawn of time. That’s one third of the adult population who reject evolution, which is the bedrock theory of biology. Indirectly, they also reject the foundations of geology, physics and astronomy. Much of the commentary about this survey has focused on the religious and political correlations, but let’s look at the science behind the ideas. If evolution is correct (and it is) then it must have occurred over billions of years, not a mere 10,000 or so. So how do we know — really, really know — that the Universe is billions of years old? It all comes down to a bit of astronomy.

/>NASA It&rsquos taken 10,000 years just for the light in the yellow circle to reach us.

One way we determine the age of the Universe is through cosmic distances. Since light travels at a finite speed, the light from distant objects takes time to reach us. The more distant the objects we can see, the older the Universe must be. So how far does 10,000 years get you? Not very far, as you can see in the figure above. For anything outside the yellow circle, the light has taken longer than 10,000 years to reach us. If the Universe was only 10,000 years old, we wouldn’t yet see anything beyond that circle. The faint glow of the Milky Way in a dark sky? Most of it would be missing. The Large Magellanic Cloud? Totally gone. The Andromeda galaxy? Not a chance. The night sky of a young Universe would be darker, and not nearly as interesting.

So how do we know our distances are correct? There are actually several methods to determine cosmic distances, and these are combined to create what is known as the cosmic distance ladder. The most direct method uses the property of parallax. Parallax occurs when you look at an object from two slightly different positions. You probably use it every day, because it is what gives humans depth perception. When you look at an object, each of your eyes has a slightly different point of view. Your brain uses this information to determine which objects are close and which are farther away. This is also why you have to wear special glasses when you go to see a 3D movie. The glasses ensure that your eyes each get a slightly different perspective, which gives the movie the illusion of depth. If you take off the glasses during the movie, it will look slightly blurry. Without the glasses, your eyes see both points of view blurred together.

/>NASA, ESA, and A. Feild Determining the parallax of a star.

You can see the effect of parallax with a simple experiment. Hold up your thumb at arm’s length, and look at it with only one eye. Without moving your thumb, switch eyes, and you will see that your thumb appears to move relative to more distant objects. This shift is known as a parallax shift. If you bring your thumb closer and do the experiment again, you’ll see that the parallax shift is larger. If it is farther away, the parallax shift is smaller.

With a little bit of trigonometry, you can calculate the distance to an object by measuring its parallax. This is how astronomers can measure the distances to nearby stars, using the motion of the Earth to their advantage. The radius of the Earth’s orbit about the Sun is 150 million kilometers. By observing the position of a star on a particular night, and then on a night months later, astronomers can measure the parallax shift of the star from two points of view. The bigger the parallax shift, the closer the star. The recently launched Gaia spacecraft can measure parallax with a precision of a few microarcseconds, which gives us the ability to measure stellar distances up to 30,000 light years away with an accuracy of 10%.

Beyond that distance parallax is too small to be of use, so we can use another method looking at a type of star known as a cepheid variable. Cepheid variables are stars that vary in brightness over a period of days. The first such star to be observed was Delta Cephei in 1784 (the fourth brightest star in the constellation of Cepheus), hence the name. For nearby Cepheids, we can determine their distance via parallax. We can also determine their apparent magnitude (how bright they appear), and given their distance we can determine their absolute magnitude (how bright they actually are) using the fact that the brightness of an object decreases with distance following what is known as an inverse square law.

/>NASA / JPL-Caltech / Carnegie The period brightness relation for Cepheids.

In the early 1900s astronomer Henrietta Leavitt analyzed more than 1700 variable stars to discover the luminosity-period relation for Cepheid variables. By looking at Cepheids in a particular Magellanic cloud she was able to demonstrate a linear relationship between absolute brightness (luminosity) and period, such as seen in the figure above. This meant Cepheids could be used as “standard candles”. By observing their variable period, we can determine their absolute brightness. Comparing this to their apparent brightness, we can determine their distance. From the Hubble telescope we have observations of Cepheid variables in lots of nearby galaxies, for which we can measure galactic distances out to about 100 million light years.

Beyond this distance, Cepheid variables are too faint to use accurately, so we need another method. This is often done with another class of standard candle known as a Type Ia Supernova. This type of supernova can often occur when two white dwarfs are in close orbit with each other. A white dwarf is formed when a Sun-sized star begins to run out of hydrogen to fuse in its core. The star fuses helium for a while, causing it to swell into a red giant. Depending on its mass, a star will fuse some higher elements in its core, and the resulting heat and light drives off much of the outer material of the star, but there comes a point where the star simply can’t keep fusing higher elements. After this, what remains of the star compresses down to a white dwarf. In a white dwarf it isn’t the heat and pressure of fusion that balances against the weight of gravity, but the pressure of the electrons pushing against each other. Type Ia Supernova are typically caused by a collision or merger of two white dwarfs. If the two stars are in a close binary orbit, particularly with a third star orbiting at as part of a trinary system, the orbits of the white dwarfs can degrade to the point where they collide, resulting in a supernova explosion.

What makes these type of supernovae particularly interesting is that they always have about the same brightness. We’ve observed Type Ia Supernovae in galaxies whose distance was already known from the Cepheid variables. We can observe how bright the supernovae appear, and knowing their distance we can determine how bright they actually are. What we find is that Type Ia Supernovae always have the same luminosity.

This property means we can use them as a standard candle as well. If we observe a Type Ia Supernova in a distant galaxy, we can observe how bright it appears. Since we know how bright it actually is, we can calculate the distance to the galaxy, since the more distant a light source is, the dimmer it appears. We can therefore use this type of supernova to measure the distance to its galaxy. This allows us to measure cosmic distances of billions of light years.

Now, as a skeptic you might point out that all I’ve done is shown that the Universe is large, not that it is old. Sure, the light of distant galaxies might take billions of years to reach us now, but what if the speed of light were much faster in the past? How do we know that the speed of light hasn’t changed over time?

One of the things we can do is look at the emission and absorption spectra of atoms and molecules in distant stars, nebulae and galaxies. The patterns of these spectra allow us to identify these atoms and molecules, like a kind of fingerprint. But they also allow us to test whether physical constants have changed over time. Not just the speed of light, but the charge of the electron, Planck’s constant and others. If any of these constants had changed over time, the lines in a spectrum would shift relative to each other. The pattern would spread apart in some areas and scrunch together in others. When we look at distant objects, we find no such shift in any of them. Given the limits of our equipment, this means the speed of light can have changed no more than one part in a billion over the past 7 billion years. As far as we can observe, the speed of light has always been the same.

So this gives us confidence in a wonderful aspect of observational astronomy. When you look at more and more distant objects, you are also looking further back into time. But we can take that idea one step further, because not only do we know the Universe is old, we know just how old it is using the Doppler effect. The observed color of light can be affected by the relative motion of its source. If a light source is moving toward us, the light we see is more bluish than we would expect (blueshifted). If a light source is moving away from us, the light is more reddish (redshifted). The faster the source is moving, the greater the shift.

/>Right: Robert P. Kirshner Left: Edwin Hubble The Hubble relation for galaxies.

We’ve measured this color shift for lots of stars, galaxies and clusters, and when we plot a graph of the distance of galaxies versus their redshift we find an interesting relation, seen above. The greater a galaxy’s distance, the greater its redshift. This means galaxies are not simply moving at random, as you would expect in a stable, uniform Universe. Instead, the more distant the galaxy the faster it is moving away from us. This relation between distance and speed is the same in all directions, which means the Universe seems to be expanding in all directions. Of course if the Universe is expanding, then it must have been smaller in the past. In other words, the Universe has a finite age, and it began very small, very dense (and therefore very hot). We call that starting point the Big Bang. If you do the math, you get an age of about 13.8 billion years.

Of course the story I’ve told here is just one path to the age of the Universe. We have lots of other observational evidence such as the cosmic microwave background, stellar evolution, baryon acoustic oscillations, and the hydrogen/helium ratio, to say nothing of planetary science, geology, and biology. This confluence of evidence points to a Universe that is not thousands, but billions of years old.

There was a time when the idea of a small, young Universe seemed reasonable. We now know that it is far older and far more wondrous than we ever expected. 1

This post was originally written as a guest post for Ethan Siegel’s Starts With A Bang! ↩︎