الفلك

كيف تحدد عمر مجرة ​​قديمة؟

كيف تحدد عمر مجرة ​​قديمة؟


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

تم اكتشاف مجرة ​​A1689B11 مؤخرًا ، يبلغ عمرها 11 مليار سنة. كيف تم تحديد هذا العمر؟ أفادت مصادر إخبارية أنه تم استخدام بعض التقنيات المتطورة مع عدسة الجاذبية. يمكن لأي شخص أن يشرح الإجراء الدقيق؟


عندما يتحدث المقال عن "العمر" ، ما يعنيه أننا نرى تلك المجرة كما كانت منذ زمن طويل. نحن نراها مجرة ​​صغيرة جدًا. المجرة بعيدة جدًا ، لذا فقد استغرق الضوء وقتًا طويلاً للوصول إلينا من المجرة. يبلغ عمر الضوء المنبعث من المجرة 11 مليار سنة. نقيس عمر المجرة بإيجاد بعدها عنا.

لإيجاد المسافة ، نستخدم قانون هابل ، الذي ينص على أنه كلما ابتعدت المجرة ، زادت سرعة ابتعادها عنا ، بسبب توسع الكون. ويمكننا قياس السرعة التي تبتعد بها المجرة عنا لأنه عندما يتحرك جسم ما بسرعة كبيرة ، يتحول الضوء من هذا الجسم نحو أطوال موجية أطول (انزياح أحمر). من خلال قياس الضوء المعروف أن له طول موجي ثابتًا عندما لا يتحول إلى اللون الأحمر ، يمكننا إيجاد سرعة المجرة بدقة ، ثم استخدام قانون هابل لإيجاد المسافة ، ومن ثم عمر المجرة. (مصدر)

يحتوي A1689B11 على انزياح أحمر z = 2.54 والذي يتوافق مع وقت سفر خفيف يبلغ 11.1 مليار سنة

تجعل عدسة الجاذبية المجرة أكثر إشراقًا ، لذلك يمكن ملاحظتها على هذه المسافات الهائلة ، ولا تستخدم بشكل مباشر لإيجاد المسافة ، ولكن بدون عدسة الجاذبية ، لن تكون المجرة مرئية.


كيف نعرف عمر الكون؟

مقال حديث في مجلة فوربس ، كتبه عالم الفيزياء الفلكية إيثان سيجل ، كان بعنوان استفزازي ، "كيف نعرف عصر الكون؟" على الرغم من عدم وجود شيء جديد في هذه المقالة ، إلا أنها مناقشة جيدة على المستوى العادي للفهم الحالي لعصر الكون ضمن نموذج الانفجار الأعظم. نظرًا لأن Forbes مصدر جيد القراءة ، فقد يتساءل العديد من الأشخاص الذين يزورون موقع ويب الإجابات في Genesis بانتظام عن الرد الكتابي ، فهذه فرصة جيدة لتقديم بعض الأفكار.

بدأ سيجل مقالته بتعليق مفاده أنه في سؤال من هذا النوع ، سيكون من الأفضل أن يكون لديك "عدد لا يُصدق من سطور الأدلة المستقلة ، وكلها تتقارب مع نفس الإجابة. ولكن في الواقع ، لا يوجد سوى نوعان جيدان ، وواحد أفضل من الآخر ". هذه ملاحظة صريحة منعشة في كثير من الأحيان يكون لهذه الأنواع من المقالات يقين أكثر بكثير مما هو مبرر.


راينر سي

مجموعة عمل "EAAE Summerschools"

أكاديمية بافاريا للمعلمين (ألمانيا)

الملخص

سيتم عرض أمثلة حول كيفية الحصول على أطياف النجوم الساطعة ، والتي يسهل صنعها باستخدام مواد عادية متوفرة في المدرسة. من أجل الحصول على مخطط Hertzsprung-Russell (HRD) لنجوم معينة ، يجب تحليل الأطياف.

عن طريق بنوك البيانات للعديد من مجموعات النجوم في أوراق معينة ، سيعمل المشاركون بأنفسهم على تنمية الموارد البشرية لمجموعة نجوم معينة. في هذا الرسم البياني ، يتم رسم الحجم الظاهري مقابل درجة حرارة السطح (على التوالي ، مؤشر اللون B-V). ستناقش المجموعة بعد ذلك نتائجها. من خلال مقارنة المدافعين عن حقوق الإنسان الخاصة بهم بالتسلسل الأساسي القياسي للنجوم المعطاة بالأحجام المطلقة ، سيشتق المشاركون مسافة المجموعة الخاصة بهم ويتعلمون كيفية تقدير عمرها.

ستوضح عمليات المحاكاة الحاسوبية الخاصة مع المشاركين المشاركين بعض الأسئلة للظواهر المتعلقة بتطور النجوم ، أي: ماذا يحدث في قلب النجم؟ أين تحول النجوم العنقودية موقعها في تنمية الموارد البشرية أثناء عملية الشيخوخة؟ لماذا تتشتت كل مجموعات النجوم المفتوحة في النهاية؟

النجوم منتشرة في جميع أنحاء السماء. البعض منهم يقف بمفرده والبعض الآخر مدمج في عناقيد النجوم. لكن لا يوجد نجم واحد يبدأ في الوجود بشكل فردي ، كل نجم ولد في كتلة. في nightky ، يمكننا أن نرى نوعين مختلفين من العناقيد: عناقيد النجوم المفتوحة التي تضم حوالي مائة عضو والتي تقع في منطقة قرص مجرتنا ، ومعظمها في الأذرع الحلزونية ، والعناقيد الكروية التي تحتوي على مئات الآلاف من النجوم ، وتقع في هالة مجرتنا. كيف يمكننا معرفة شيء عن تلك الأشياء البعيدة جدًا؟ نحصل على جميع معلوماتنا من خلال قراءة أطيافهم.

شكل 1 أ: العنقود النجمي المفتوح M45 ("Plejades") في برج الثور ، على بعد 400 لي. الشكل 1 ب: الكتلة الكروية M13 في هرقل على بعد 25000 ليلي.

من الممكن الحصول على أطياف من بعض النجوم الساطعة ، فقط باستخدام المعدات العادية المتوفرة في كل قسم فيزياء في المدرسة الثانوية. يتم عرض مثال للمشاركين حيث قام طالب يبلغ من العمر 18 عامًا ببناء مقياس طيف بسيط وحصل على بعض الأطياف اللطيفة التي يمكنه بعد ذلك تحليلها. يخلق النجم طيفه بطريقة طبيعية من خلال حركته العادية عبر الليل.

الشكل 2 أ: تركيب المنشور والكاميرا. الشكل 2 ب: طيف Wega مع خطوط H.

من أجل الحصول على مخطط Hertzsprung-Russell-Diagram (HRD) لنجوم معينة أو مجموعة نجمية ، يجب تحليل الأطياف بشكل احترافي. واحدة من أهم البيانات التي يمكن أن يكشفها الطيف هي درجة حرارة سطح النجم. لا يمكن القيام بذلك بسهولة في المدرسة. لا يمكن قياس الحجم الظاهري للنجم في المدرسة بطريقة سهلة أيضًا. لكن يمكننا استخدام بنك بيانات لمجموعة نجوم معينة نرغب في استكشافها. بدلاً من درجة حرارة النجم ، غالبًا ما يستخدم مؤشر اللون (B-V) في الرسم التخطيطي. هناك علاقة واضحة بين درجة الحرارة T ومؤشر اللون (BV). (دبليو جيه كوفمان: "الكون" ، أو Gondolatsch ua: "علم الفلك الثاني"). إذا كان النجم ساخنًا ، يكون لونه مزرقًا بمؤشر (B-V) أقل من الصفر. إذا كان النجم باردًا ، يكون مؤشره (B-V) موجبًا. يبلغ مؤشر Sun's (B-V) حوالي +0.62. بعد قياس النجم B و V mag. ، يستطيع الفلكي تقدير درجة حرارة النجم من خلال رسم بياني مثل ذلك الموجود هنا.

الشكل 3: درجة حرارة الجسم الأسود مقابل مؤشر اللون.

قبل أن نعمل على تطوير الموارد البشرية الخاصة بنا لمجموعة النجوم المفتوحة ، يجب أن نعرف شيئًا عن معنى المدافع عن الموارد البشرية بشكل عام. يوضح المدافعون عن حقوق الإنسان أن هناك أنواعًا مختلفة من النجوم. في تلك المخططات الخاصة بالعناقيد النجمية ، يتم رسم الحجم الظاهري مقابل درجة حرارة السطح على التوالي مع مؤشر اللون (B-V). تمثل كل نقطة نجمًا تم قياس سطوعه ودرجة حرارته. حقيقة أن البيانات تقع في ثلاث مناطق متميزة تعني أن هناك ثلاثة أنواع مختلفة جدًا من النجوم في السماء: نجوم التسلسل الرئيسي العادي ، والعمالقة الحمراء والأقزام البيضاء.

الشكل 4: نموذج تنمية الموارد البشرية. الشكل 5: المسار التطوري لنجم من نوع الشمس.

في اللب الداخلي لكل نجم تسلسلي رئيسي يتحول الهيدروجين إلى هيليوم ، لذلك يعمل الاندماج النووي على النحو التالي: H ® He.

تخضع كل تلك النجوم تقريبًا لعلاقة اللمعان والكتلة L

تتطور النجوم الأكثر ضخامة بشكل أسرع مقارنةً بشمسنا مقارنة بالنجوم الأقل ضخامة. بالنسبة لمتوسط ​​وقت التطور (t) ، قد نحدد: t

M (تخزين الوقود) ، ولكن أيضًا t

1 / لتر (فقدان الطاقة بالإشعاع). لذلك في الختام:

1 / م 2 (تقريبًا قيمة شمسنا حوالي t = 1 × 10 10 سنوات).

لذلك إذا تمكنا من العثور على نقطة الانعطاف في HRD لعنقود نجمي حيث تنهي نجوم التسلسل الرئيسي مرحلتها الأولى من حياة النجم وتتعقب منطقة العمالقة الحمراء ، فيمكننا تقدير عمرها.

شكل 6 أ: عنقود نجمي مفتوح صغير (Hyades). الشكل 6 ب: عنقود نجمي كروي قديم (M3).

شكل التسلسل الرئيسي هو نفسه لجميع العناقيد النجمية مهما كانت الأعمار ، مع وجود اختلافات طفيفة فقط. توفر هذه الحقيقة وسيلة مهمة جدًا لإيجاد مسافة عنقود نجمي غير معروف. علينا فقط مقارنة الرسم البياني لمقدار اللون الذي حصلنا عليه من مجموعتنا مع التسلسل الرئيسي القياسي ، حيث يتم رسم الحجم المطلق M مقابل مؤشر اللون.

الفرق بين ماج. م و ماج المطلقة. يتم إعطاء M (ما يسمى بمعامل المسافة) بواسطة: m - M = 5 × log (r / 10 pc) ، حيث r هي المسافة.

معامل المسافة هو الانزياح في المحور الرأسي اللازم لجعل مخطط اللون المغناطيسي يتطابق مع التسلسل الرئيسي القياسي. قد يكون العنقود ، بسبب العمر ، قد فقد نجومه الأكثر سطوعًا ، ومع ذلك ، فإن النجوم التي تنتمي إلى الجزء السفلي من التسلسل الرئيسي موجودة دائمًا.

ممارسه الرياضه

تحديد المسافة وتقدير عمر العنقود المفتوح NGC 6025.

- ارسم مخطط اللون ماج من البيانات الواردة في الجدول 1 ، في شكل ماج ظاهر. م (= V) ضد (BV). (ملحق 1)

- ارسم التسلسل الأساسي القياسي من البيانات الواردة في الجدول 2 ، في شكل mag المطلق. M ضد (B-V).

- احصل على الفرق m - M واحسب المسافة r للمجموعة NGC 6025.

- استخدم نقطة الانعطاف من مخطط NGC 6025 الخاص بك كمؤشر للعمر وتقدير عمر العنقود النجمي. (قارن أيضا مع الجدول 3)
تلميح: نظرًا لأن متوسط ​​امتداد النطاق لدرجات الحرارة يتراوح بين 3000 كلفن و 30000 كلفن ومتوسط ​​امتداد نطاق اللمعان (بوحدات سطوع الشمس) حوالي 0.01 إلى 10000 ، فهو تقدير جيد لـ L

تي 6 (انظر أيضا الشكل 4). مع قانون Stefan-Boltzmann L.

R 2 × T 4 وعلاقة اللمعان الشامل L

تي 2 ولوقت التطور ر

- حاول أيضًا الحصول على قيم لأعمار المجموعتين الموضحتين في الشكل 6 أ (Hyades) والشكل 6 ب (M3).

تمرين إضافي

الكتلة الكروية M13 (الشكل 1 ب) لها نصف قطر ظاهر 5.0 'والحجم الظاهر م = 5.7. يحتوي M13 على نجوم متغيرة من النوع RR Lyr (abs. mag. M = 0.0) ، معطى بالمغناطيسي الظاهر. م = 14.9.

أ) احسب المسافة ونصف قطر هذه المجموعة M13 في لي.

ب) تحديد القيمة المطلقة. ماج. M13 وتقدير كتلتها بوحدات كتل الشمس بشرط أن تكون جميع أعضاء النجوم من نوع الشمس (M = 4.8).

الشكل 7: برنامج محاكاة تنمية الموارد البشرية لتطور زمن العنقود النجمي: 300 مليون. سنوات. الشكل 8: HRD ، يشير إلى نقطة الانعطاف لعدة مجموعات نجمية. في تلك النقاط ، تترك النجوم الأكثر ضخامة التسلسل الرئيسي لمنطقة الكسب الأحمر.


تقدير عمر درب التبانة

ألقت الملاحظات التي أجراها فريق دولي من علماء الفلك باستخدام مطياف UVES على تلسكوب ESO & # 8217s الكبير جدًا في مرصد بارانال (تشيلي) ضوءًا جديدًا على الحقبة الأولى من مجرة ​​درب التبانة.

إن القياس الأول على الإطلاق لمحتوى البريليوم في نجمين في كتلة كروية (NGC 6397) & # 8211 دفع التكنولوجيا الفلكية الحالية نحو الحد & # 8211 جعل من الممكن دراسة المرحلة المبكرة بين تكوين الجيل الأول من نجوم مجرة ​​درب التبانة ونجوم هذا العنقود النجمي. تم العثور على هذه الفترة الزمنية تصل إلى 200 & # 8211 300 مليون سنة.

عمر النجوم في NGC 6397 ، كما تم تحديده بواسطة نماذج التطور النجمي ، هو 13400؟ 800 مليون سنة. بإضافة فترتين زمنيتين يعطي عمر مجرة ​​درب التبانة ، 13600؟ 800 مليون سنة.

أفضل تقدير حاليًا لعمر الكون ، كما تم استنتاجه ، على سبيل المثال ، من قياسات الخلفية الكونية الميكروية ، هو 13700 مليون سنة. تشير الملاحظات الجديدة إلى أن الجيل الأول من النجوم في مجرة ​​درب التبانة تشكل بعد وقت قصير من نهاية مجرة ​​درب التبانة

200 مليون سنة & # 8220Dark Ages & # 8221 التي أعقبت الانفجار العظيم.

عصر درب التبانة
كم عمر درب التبانة؟ متى اشتعلت النجوم الأولى في مجرتنا؟

يعد الفهم الصحيح لتكوين وتطور نظام درب التبانة أمرًا بالغ الأهمية لمعرفتنا بالكون. ومع ذلك ، فإن الملاحظات ذات الصلة هي من بين أصعب الملاحظات ، حتى مع وجود أقوى التلسكوبات المتاحة ، لأنها تنطوي على دراسة مفصلة للأجرام السماوية القديمة والبعيدة ومعظمها باهتة.

العناقيد الكروية وأعمار النجوم

الفيزياء الفلكية الحديثة قادرة على قياس أعمار بعض النجوم ، وهذا هو الوقت المنقضي منذ تشكلت عن طريق التكثيف في سحب ضخمة من الغاز والغبار بين النجوم. بعض النجوم هي & # 8220 يونغ & # 8221 من الناحية الفلكية ، فقط بضعة ملايين من السنين مثل تلك الموجودة في سديم الجبار القريب. تشكلت الشمس ونظامها الكوكبي منذ حوالي 4560 مليون سنة ، لكن العديد من النجوم الأخرى تشكلت قبل ذلك بكثير. تم العثور على بعض أقدم النجوم في مجرة ​​درب التبانة في مجموعات نجمية كبيرة ، على وجه الخصوص في & # 8220 globular clusters & # 8221 (PR Photo 23a / 04) ، والتي تسمى كذلك بسبب شكلها الكروي.

ولدت النجوم التي تنتمي إلى الكتلة الكروية معًا ، من نفس السحابة وفي نفس الوقت. نظرًا لأن النجوم ذات الكتل المختلفة تتطور بمعدلات مختلفة ، فمن الممكن قياس عمر الحشود الكروية بدقة جيدة إلى حد معقول. تم العثور على أقدمها لأكثر من 13000 مليون سنة.

ومع ذلك ، لم تكن هذه النجوم العنقودية هي النجوم الأولى التي تشكلت في مجرة ​​درب التبانة. نحن نعلم هذا ، لأنها تحتوي على كميات صغيرة من عناصر كيميائية معينة والتي يجب أن تكون قد تم تصنيعها في جيل سابق من النجوم الضخمة التي انفجرت على شكل مستعرات أعظم بعد حياة قصيرة وحيوية. ترسبت المواد المعالجة في السحب التي تشكلت منها الأجيال القادمة من النجوم ، راجع. ESO PR 03/01.

على الرغم من عمليات البحث المكثفة ، لم يكن من الممكن حتى الآن العثور على نجوم أقل ضخامة من هذا الجيل الأول والتي ربما لا تزال مشرقة حتى اليوم. ومن ثم ، لا نعرف متى تكونت هذه النجوم الأولى. في الوقت الحالي ، لا يسعنا إلا أن نقول إن مجرة ​​درب التبانة يجب أن تكون أقدم من أقدم النجوم العنقودية الكروية.

البريليوم للإنقاذ
لذلك فإن ما يرغب علماء الفيزياء الفلكية في امتلاكه هو طريقة لقياس الفاصل الزمني بين تشكل النجوم الأولى في مجرة ​​درب التبانة (التي أصبح الكثير منها سريعًا مستعرات أعظم) واللحظة التي تشكلت فيها النجوم في مجموعة كروية من العصر المعروف. سيكون مجموع هذه الفترة الزمنية وعمر تلك النجوم هو عمر مجرة ​​درب التبانة.

أدت الملاحظات الجديدة باستخدام VLT في مرصد بارانال ESO & # 8217s الآن إلى اختراق في هذا الاتجاه. العنصر السحري هو & # 8220Beryllium & # 8221!

البريليوم هو أحد العناصر الأخف وزنا [2] & # 8211 تتكون نواة النظير الأكثر شيوعًا وثباتًا (البريليوم -9) من أربعة بروتونات وخمسة نيوترونات. الهيدروجين والهيليوم والليثيوم فقط أخف وزنًا. ولكن بينما تم إنتاج هذه العناصر الثلاثة أثناء الانفجار العظيم ، وبينما تم إنتاج معظم العناصر الأثقل في وقت لاحق داخل النجوم ، لا يمكن إنتاج البريليوم -9 إلا بواسطة & # 8220cosmic spallation & # 8221. أي عن طريق تجزئة النوى الأثقل سريعة الحركة & # 8211 الناشئة عن انفجارات المستعرات الأعظمية المذكورة والتي يشار إليها باسم الأشعة الكونية النشطة & # 8220 مجرة ​​& # 8221 & # 8211 عندما تصطدم بنوى خفيفة (معظمها بروتونات وجزيئات ألفا ، أي الهيدروجين ونوى الهليوم) في الوسط النجمي.

الأشعة الكونية المجرية وساعة البريليوم
سارت الأشعة الكونية المجرية في جميع أنحاء مجرة ​​درب التبانة المبكرة ، مسترشدة بالمجال المغناطيسي الكوني. كان الإنتاج الناتج من البريليوم موحدًا تمامًا داخل المجرة. زادت كمية البريليوم بمرور الوقت وهذا هو السبب في أنها قد تكون بمثابة & # 8220cosmic clock & # 8221.

كلما طالت الفترة الزمنية التي انقضت بين تشكل النجوم الأولى (أو بشكل صحيح ، زوالها السريع في انفجارات المستعرات الأعظمية) وتكوين النجوم العنقودية الكروية ، كان محتوى البريليوم أعلى في الوسط النجمي الذي تشكلت منه. . وهكذا ، بافتراض أن هذا البريليوم محفوظ في الغلاف الجوي النجمي ، فكلما زاد وجود البريليوم في مثل هذا النجم ، زادت الفترة الزمنية بين تكوين النجوم الأولى وهذا النجم.

لذلك قد يزودنا البريليوم بمعلومات فريدة وحاسمة حول مدة المراحل المبكرة من درب التبانة.

ملاحظة صعبة للغاية
حتى الان جيدة جدا. تم تطوير الأسس النظرية لطريقة التأريخ هذه خلال العقود الثلاثة الماضية وكل ما هو مطلوب بعد ذلك هو قياس محتوى البريليوم في بعض النجوم العنقودية الكروية.

لكن هذا ليس بهذه البساطة كما يبدو! المشكلة الرئيسية هي أن البريليوم يتم تدميره عند درجات حرارة تزيد عن بضعة ملايين درجة. عندما يتطور النجم نحو المرحلة العملاقة المضيئة ، تبدأ الحركة العنيفة (الحمل الحراري) ، يتلامس الغاز الموجود في الغلاف الجوي العلوي للنجم مع الغاز الداخلي الساخن الذي تم فيه تدمير كل البريليوم ويكون محتوى البريليوم الأولي في الغلاف الجوي النجمي وبالتالي يخفف بشكل كبير. لاستخدام ساعة البريليوم ، من الضروري قياس محتوى هذا العنصر في النجوم الأقل ضخامة والأقل تطورًا في الكتلة الكروية. وهذه النجوم المسماة & # 8220turn-off (TO) & # 8221 باهتة في جوهرها.

في الواقع ، المشكلة التقنية التي يجب التغلب عليها ثلاثية: أولاً ، جميع العناقيد الكروية بعيدة جدًا ، وبما أن النجوم المراد قياسها باهتة في جوهرها ، فإنها تبدو باهتة جدًا في السماء. حتى في NGC6397 ، ثاني أقرب عنقود كروي ، تتمتع نجوم TO بحجم بصري قدره

16 أو 10000 مرة خافت من أضعف نجم يمكن رؤيته بالعين المجردة. ثانيًا ، لا يوجد سوى توقيعين من البريليوم (خطوط طيفية) مرئيان في الطيف النجمي وبما أن هذه النجوم القديمة تحتوي على القليل نسبيًا من البريليوم ، فإن هذه الخطوط ضعيفة للغاية ، خاصة عند مقارنتها بالخطوط الطيفية المجاورة من العناصر الأخرى. وثالثًا ، يقع خطي البريليوم في منطقة طيفية تم استكشافها قليلاً عند الطول الموجي 313 نانومتر ، أي في الجزء فوق البنفسجي من الطيف الذي يتأثر بشدة بالامتصاص في الغلاف الجوي الأرضي بالقرب من نقطة الانقطاع عند 300 نانومتر ، والتي تحتها الملاحظات من الأرض لم تعد ممكنة.

وبالتالي فلا عجب أن مثل هذه الملاحظات لم يسبق لها مثيل من قبل ، وكانت الصعوبات التقنية ببساطة لا يمكن التغلب عليها.

يقوم VLT و UVES بالمهمة
باستخدام مطياف UVES عالي الأداء على تلسكوب Kuyen الذي يبلغ طوله 8.2 مترًا لتلسكوب ESO & # 8217s الكبير جدًا في مرصد Paranal (تشيلي) والذي يتسم بحساسية خاصة للأشعة فوق البنفسجية ، نجح فريق من ESO وعلماء الفلك الإيطاليين [1] في الحصول على أول قياسات موثوقة لمحتوى البريليوم في اثنين من نجوم TO (يشار إليها & # 8220A0228 & # 8221 و & # 8220A2111 & # 8221) في الكتلة الكروية NGC 6397 (PR Photo 23b / 04). تقع على مسافة حوالي 7200 سنة ضوئية في اتجاه حقل نجمي غني في كوكبة Ara الجنوبية ، وهي واحدة من أقرب مجموعتين نجميتين من هذا النوع ، والمجموعة الأخرى هي Messier 4.

تم إجراء الملاحظات خلال عدة ليالٍ خلال عام 2003. وبلغ إجمالي التعرض لأكثر من 10 ساعات على كل من النجوم ذات الحجم السادس عشر ، ودفعت VLT و UVES نحو الحد التقني. بالنظر إلى التقدم التكنولوجي ، فإن قائد الفريق ، عالم الفلك ESO Luca Pasquini ، مبتهج: & # 8220 قبل بضع سنوات ، كان من المستحيل أن تكون أي ملاحظة كهذه مستحيلة وبقيت مجرد حلم عالم الفلك & # 8217s! & # 8221

تظهر الأطياف الناتجة (PR Photo 23c / 04) للنجوم الباهتة الإشارات الضعيفة لأيونات البريليوم (Be II). سمحت مقارنة الطيف المرصود بسلسلة من الأطياف التركيبية بمحتوى مختلف من البريليوم (في الفيزياء الفلكية: & # 8220 وفرة & # 8221) لعلماء الفلك بالعثور على أفضل ملاءمة وبالتالي قياس كمية صغيرة جدًا من البريليوم في هذه النجوم: لكل ذرة بيريليوم هناك حوالي 2.224.000.000.000 ذرة هيدروجين.

تُرى خطوط البريليوم أيضًا في نجم آخر من نفس النوع مثل هذه النجوم ، HD 218052 ، راجع. PR Photo 23c / 04. ومع ذلك ، فهو ليس عضوًا في عنقود ، وعمره ليس معروفًا إلى حد بعيد مثل عصر النجوم العنقودية. محتوى البريليوم فيه مشابه تمامًا لمحتوى النجوم العنقودية ، مما يشير إلى أن نجم المجال هذا قد ولد في نفس الوقت تقريبًا مع الكتلة.

من الانفجار العظيم حتى الآن
وفقًا لأفضل نظريات التشظية الحالية ، يجب أن تكون الكمية المقاسة من البريليوم قد تراكمت على مدار 200 & # 8211 300 مليون سنة. عالم الفلك الإيطالي دانييل جالي ، وهو عضو آخر في الفريق ، يقوم بالحسابات: & # 8220 لذا نحن نعلم الآن أن عمر مجرة ​​درب التبانة هو أكثر بكثير من عمر تلك الكتلة الكروية & # 8211 لذا يجب أن تكون مجرتنا 13600؟ 800 مليون سنة. هذه هي المرة الأولى التي نحصل فيها على تحديد مستقل لهذه القيمة الأساسية! & # 8221.

ضمن حالات عدم اليقين المعطاة ، يتناسب هذا الرقم جيدًا أيضًا مع التقدير الحالي لعمر الكون ، 13.700 مليون سنة ، أي الوقت المنقضي منذ الانفجار العظيم. وهكذا يبدو أن الجيل الأول من النجوم في مجرة ​​درب التبانة قد تشكل في الوقت الذي انتهت فيه & # 8220Dark Ages & # 8221 ، ويعتقد الآن أنه بعد حوالي 200 مليون سنة من الانفجار العظيم.

يبدو أن النظام الذي نعيش فيه قد يكون بالفعل أحد & # 8220 مؤسس & # 8221 أعضاء من سكان المجرات في الكون.

معلومات اكثر
تمت مناقشة البحث المقدم في هذا البيان الصحفي في ورقة بعنوان & # 8220Be in off-off stars of NGC 6397: التشظي المبكر للمجرة ، وعلم الكونيات وتشكيل الكتلة & # 8221 من قبل L. Pasquini والمؤلفين المشاركين والتي سيتم نشرها في أوروبا مجلة بحثية & # 8220Astronomy & amp Astrophysics & # 8221 (astro-ph / 0407524).


مرحبًا ، أنا في حيرة من أمري حول كيفية حساب عمر الكون مع الانزياح الأحمر
قل على سبيل المثال

يبلغ عمر الكون الآن 13 مليار سنة (وكون حرج).
كيف اجد عمر الكون اذا كان انزياح نحو الاحمر عند 10 مثلا ؟؟

هل يجب أن أجد عامل المقياس أولاً؟
لست متأكدا جدا ، الرجاء المساعدة !!

حاسبتان جيدتان في علم الكونيات على الإنترنت:

سيوبان مورغان
http://www.earth.uni.edu/

الصفحة الرئيسية لـ Siobahn في حال كنت تريد معرفة من هي
http://www.earth.uni.edu/smm.html
الصفحة الرئيسية لـ Ned في حال كنت تريد معرفة من هو
http://www.astro.ucla.edu/


سألت عن الانزياح الأحمر z = 10

الإجابة التي يجب أن تحصل عليها ، إذا وضعت في أفضل تقديرات اليوم للمعايير ، هي 0.48 مليار سنة

أي إذا رأيت ضوءًا من مجرة ​​وكان هذا الضوء انزياحًا أحمر 10
ثم انبعثت من المجرة عندما كان الكون حوالي النصف فقط
مليار سنة

مرحبًا ، أنا في حيرة من أمري حول كيفية حساب عمر الكون مع الانزياح الأحمر
قل على سبيل المثال

يبلغ عمر الكون الآن 13 مليار سنة (وكون حرج).
كيف اجد عمر الكون اذا كان انزياح نحو الاحمر عند 10 مثلا ؟؟

هل يجب أن أجد عامل المقياس أولاً؟
لست متأكدا جدا ، الرجاء المساعدة !!

إذا احتجت إلى مساعدة في استخدام الآلات الحاسبة ، قل فقط.

تم طرحهما من قبل أساتذة علم الفلك لمساعدة طلابهم.

أسهل استخدامًا هو نيد رايت

اذهب إلى هناك ، ضع 10 في المربع z ، ولا تغير أي شيء آخر
والصحافة & quotgeneral & quot
سيعطي هذا الإجابة 0.482 مليار سنة

ومع ذلك ، فإن لعبة Siobhan Morgan ممتعة للعب معها لأنها تعطي سرعات ركود أيضًا ، وهو ما لا يفعله ned.
باستخدام الآلة الحاسبة الخاصة بها ، يجب أن تكتب 0.27 لأوميغا (جزء من المادة) و 0.73 لـ لامدا (الثابت الكوني أو جزء الطاقة المظلمة) و 71 لمعامل هابل. ثم ضع z = 10.

نيد رايت لديه بالفعل هذه القيم الافتراضية للمعلمات الكونية التي تم تعيينها لك ، لذا فهو يجعلك تقوم بعمل أقل.
تعطي كلتا الحاسبة نفس الإجابة ، كما قد تتوقع


هذه هي الطريقة التي يعرف بها علماء الفلك عمر الكون (ويمكنك أيضًا معرفة ذلك)

تاريخنا الكوني بأكمله مفهوم جيدًا من الناحية النظرية ، ولكن فقط لأننا نفهم. [+] نظرية الجاذبية التي تقوم عليها ، ولأننا نعرف معدل تمدد الكون الحالي وتكوين الطاقة. سيستمر الضوء دائمًا في الانتشار من خلال هذا الكون المتوسع ، وسنستمر في تلقي هذا الضوء بشكل تعسفي بعيدًا في المستقبل ، لكنه سيكون محدودًا في الوقت بقدر ما يصل إلينا. لا تزال لدينا أسئلة بلا إجابة حول أصولنا الكونية ، لكن عصر الكون معروف.

نيكول راجر فولر / مؤسسة العلوم الوطنية

من الناحية المفاهيمية ، قد تبدو أبسط فكرة في الوجود لتحديد عمر الكون. بمجرد اكتشاف أن الكون يتوسع ، كل ما عليك فعله هو قياس معدل التوسع اليوم واستخدام قوانين الفيزياء لتحديد كيف يجب أن يتغير معدل التوسع بمرور الوقت. بدلاً من الاستقراء للأمام لتحديد مصير الكون ، تقوم بالحسابات العكسية بدلاً من ذلك ، وتعود إلى الوراء حتى تحقق ظروف الانفجار العظيم الساخن نفسه.

هذه الطريقة الواضحة لا تعمل فقط ، لكنها تظل أفضل طريقة لحساب عمر الكون حتى اليوم. ومع ذلك ، من السهل جدًا أن تنحرف ، نظرًا لوجود العديد من الافتراضات المبسطة التي يمكنك إجراؤها والتي ستمنحك إجابة سهلة ليست بالضرورة صحيحة ، بما في ذلك الأخطاء التي ارتكبها حتى أحد الحائزين على جائزة نوبل في وقت سابق من هذا العام. إليك كيف يمكنك أيضًا معرفة عمر الكون.

الشموع القياسية (L) والمساطر القياسية (R) هما طريقتان مختلفتان يستخدمهما علماء الفلك للقياس. [+] تمدد الفضاء في أوقات / مسافات مختلفة في الماضي. بناءً على كيفية تغير الكميات مثل اللمعان أو الحجم الزاوي مع المسافة ، يمكننا استنتاج تاريخ توسع الكون. يعد استخدام طريقة الشمعة جزءًا من سلم المسافة ، حيث ينتج 73 كم / ثانية / مليون قطعة. يعد استخدام المسطرة جزءًا من طريقة الإشارة المبكرة ، حيث ينتج 67 km / s / Mpc.

أول ما نبدأ به هو الكون المتوسع نفسه والمعامل الوحيد الذي سعينا جاهدين لقياسه لفترة أطول من أي عامل آخر: ثابت هابل. على المقاييس الأكبر ، تخضع المجرات التي نجدها في الكون لعلاقة بسيطة جدًا بين الكميتين المرصورتين للمسافة والانزياح الأحمر ، حيث كلما كان الجسم بعيدًا عنا ، كلما زاد انزياحه الأحمر المقاس.

من اللافت للنظر أن القانون الذي يربط بينهما واضح للغاية: سرعة الركود التي يمكن أن تستنتجها من الانزياح الأحمر للمجرة تساوي المسافة إلى تلك المجرة مضروبة في ثابت هابل. والأهم من ذلك ، أن هذا الثابت له نفس القيمة تقريبًا لكل مجرة ​​نقيسها ، خاصة بالنسبة للمجرات التي تقع في نطاق بضعة مليارات من السنين الضوئية منا. على الرغم من وجود حركات كونية إضافية متأصلة في كل مجرة ​​ناتجة عن تأثيرات الجاذبية ، يظل هذا القانون صحيحًا عندما تكون متوسطًا على جميع المجرات التي يمكنك العثور عليها.

علاقة الانزياح الأحمر والمسافة للمجرات البعيدة. النقاط التي لا تقع بالضبط على. [+] يدين الخط بعدم التطابق الطفيف للاختلافات في السرعات الغريبة ، والتي لا تقدم سوى انحرافات طفيفة عن التوسع الإجمالي المرصود. تم استخدام البيانات الأصلية من Edwin Hubble لأول مرة لإظهار أن الكون يتوسع ، وكلها تناسب المربع الأحمر الصغير في أسفل اليسار.

روبرت كيرشنر ، PNAS ، 101 ، 1 ، 8-13 (2004)

إذن ماذا نقيس أن يكون ثابت هابل؟ يعتمد ذلك على كيفية قياسه ، حيث:

  • إذا قمت بقياسه باستخدام إشارات تم طبعها على طول الطريق في المراحل الأولى من الانفجار العظيم ، فستحصل على قيمة ثابتة هابل تبلغ 67 كم / ثانية / مليون قطعة ، مع عدم يقين بنسبة 1-2٪
  • ولكن إذا قمت بقياسها عن طريق قياس مصادر الضوء الفردية التي لا تصل حتى يبلغ عمر الكون بالفعل مليارات السنين ، فإنك تحصل على قيمة لثابت هابل تبلغ 73 كم / ثانية / مليون قطعة ، مع عدم يقين بنسبة 2-3٪ فقط .

لماذا لا تتطابق هاتان القيمتان - ولماذا يقدمان مثل هذه الإجابات المختلفة والمتضاربة بشكل متبادل - هو أحد الألغاز الرئيسية في علم الكونيات الحديث.

سلسلة من المجموعات المختلفة تسعى إلى قياس معدل تمدد الكون ، جنبًا إلى جنب مع. [+] نتائج مرمزة بالألوان. لاحظ كيف أن هناك تباينًا كبيرًا بين النتائج المبكرة (الأعلىان) والنتائج المتأخرة (الأخرى) ، حيث تكون أشرطة الخطأ أكبر بكثير في كل خيار من خيارات الوقت المتأخر. القيمة الوحيدة التي يجب التعرض لها هي قيمة CCHP ، والتي تمت إعادة تحليلها ووجدت أن قيمتها أقرب إلى 72 كم / ثانية / مليون لكل متر مربع من 69.8.

فيردي ، تي تريو ، إيه جي ريس (2019) ، arXiv: 1907.10625

ومع ذلك ، سوف يلاحظ الشخص الذكي بينك شيئًا عن ثابت هابل نفسه: إنه يأتي بوحدات تبلغ سرعتها (كم / ث) لكل وحدة مسافة (Mpc ، حيث تبلغ 1 ميغا فرسخ حوالي 3.26 مليون سنة ضوئية) إذا نظرت إلى مجرة ​​على بعد 100 مليون قطعة ، فستتوقع أن تنحسر أسرع بعشر مرات من مجرة ​​واحدة على بعد 10 ميجا لكل ثانية ، ولكن بعشر فقط أسرع من مجرة ​​تبعد 1000 ميجا بالثانية. هذه هي القوة البسيطة لعلاقة الانزياح الأحمر للمسافة.

ولكن هناك طريقة أخرى للتعامل مع ثابت هابل: التعرف على أن السرعة (المسافة في كل مرة) لكل (مقسومة على) مسافة الوحدة (المسافة) هي نفسها وحدات الزمن العكسي. ما الذي يمكن أن يتوافق مع المعنى المادي لذلك "الوقت المعكوس"؟ ربما تتخيل بشكل معقول أنه يمكن أن يتوافق مع عمر الكون.

المصائر المختلفة المحتملة للكون ، مع مصيرنا الفعلي المتسارع الموضح على اليمين. . [+] تؤثر تفاصيل تكوين الكون على عمر الكون ، كما ترون من خلال النظر إلى "نقطة البداية" التي حدثت عند قيم مختلفة في الماضي لعلم الكونيات المختلفة ، حتى مع نفس معدل التوسع بالضبط اليوم.

هناك ما يقرب من 3.1 × 10 19 كيلومترًا في ميجا فرسخ واحد ، مما يعني أنه إذا قمت بتحويل ثابت هابل إلى وقت معكوس ، فستجد بعض الأشياء الرائعة.

  • "الوقت" الذي تقابله قيمة 67 كم / ثانية / Mpc يعادل 14.6 مليار سنة.
  • "الوقت" الذي تقابله قيمة 73 كم / ثانية / Mpc يعادل 13.4 مليار سنة.

كلاهما يكاد يكون مساويًا للعمر المقبول للكون ، لكن ليس تمامًا. بالإضافة إلى ذلك ، كلاهما متساويان تقريبًا ، لكنهما يختلفان بنفس المقدار تقريبًا الذي يختلف تقديرا ثابت هابل بنسبة: 9٪ أو نحو ذلك.

ومع ذلك ، لا يمكنك ببساطة تغيير عمر الكون عن طريق تغيير ثابت هابل ، وهناك سبب دقيق ولكنه حيوي لسبب ذلك.

صورة لي في الحوائط الفائقة للجمعية الفلكية الأمريكية في عام 2017 ، إلى جانب الصورة الأولى. [+] معادلة فريدمان على اليمين. توضح معادلة فريدمان الأولى تفاصيل معدل تمدد هابل على الجانب الأيسر ، والذي يتحكم في تطور الزمكان. يتضمن الجانب الأيمن جميع الأشكال المختلفة للمادة والطاقة ، جنبًا إلى جنب مع الانحناء المكاني (في المصطلح الأخير) ، والذي يحدد كيفية تطور الكون في المستقبل. يُطلق على هذه المعادلة الأكثر أهمية في علم الكونيات ، وقد اشتقها فريدمان بشكل أساسي في شكلها الحديث في عام 1922.

معهد بيرميتر / هارلي ثرونسون

إن قيمة ثابت هابل اليوم ليست ببساطة معكوسة لقيمة عمر الكون ، على الرغم من أن الوحدات تعمل لتمنحك قياسًا للوقت. بدلاً من ذلك ، يجب أن يوازن معدل التمدد الذي تقيسه - ثابت هابل اليوم - المجموع الكلي لكل شكل من أشكال الطاقة التي تساهم في تكوين الكون ، بما في ذلك:

  • مادة عادية
  • المادة المظلمة،
  • نيوترينوات
  • إشعاع،
  • الطاقة المظلمة،
  • الانحناء المكاني
  • وأي شيء آخر يمكنك طهيه.

يمكن حل المعادلة التي تحكم الكون المتوسع (كما هو موضح أعلاه) بالضبط في بعض الحالات البسيطة.

يتم رسم مقياس الكون ، على المحور y ، كدالة للوقت ، على المحور x. سواء، ما اذا . [+] الكون مكون من مادة (حمراء) ، إشعاع (أزرق) ، أو طاقة متأصلة في الفضاء نفسه (أصفر) ، يتناقص نحو حجم / مقياس 0 مع استقراء الزمن إلى الوراء. عمر الكون مضروبًا في ثابت هابل سوف يساوي قيمًا مختلفة للأكوان المكونة من تراكيب مختلفة.

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! ↩︎