ดาราศาสตร์

จะกำหนดอายุของดาราจักรเก่าได้อย่างไร?

จะกำหนดอายุของดาราจักรเก่าได้อย่างไร?


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.

เมื่อเร็ว ๆ นี้ได้มีการค้นพบกาแลคซี A1689B11 ซึ่งมีอายุ 11 พันล้านปี อายุนั้นถูกกำหนดอย่างไร? แหล่งข่าวรายงานว่ามีการใช้เทคโนโลยีล้ำสมัยที่มีเลนส์โน้มถ่วง ใครสามารถอธิบายขั้นตอนที่แน่นอนได้หรือไม่?


เมื่อบทความพูดถึง "อายุ" ความหมายก็คือ เราเห็นดาราจักรนั้นเหมือนเมื่อนานมาแล้ว เราเห็นมันเป็นดาราจักรอายุน้อย ดาราจักรอยู่ไกลมาก แสงจึงใช้เวลานานกว่าจะถึงเราจากดาราจักร แสงจากดาราจักรมีอายุ 11 พันล้านปี เราวัดอายุของดาราจักรโดยหาระยะห่างจากเรา

ในการหาระยะทาง เราใช้กฎฮับเบิล ซึ่งระบุว่ายิ่งดาราจักรอยู่ห่างออกไปเท่าใด ดาราจักรก็จะยิ่งเคลื่อนตัวออกห่างจากเราเร็วขึ้นเท่านั้น เนื่องจากการขยายตัวของเอกภพ และเราสามารถวัดความเร็วที่กาแล็กซีกำลังเคลื่อนที่ออกจากเราได้ เพราะเมื่อวัตถุเคลื่อนที่เร็วมาก แสงจากวัตถุนั้นจะเปลี่ยนไปตามความยาวคลื่นที่ยาวกว่า (เปลี่ยนสีแดง) โดยการวัดแสงที่ทราบว่ามีความยาวคลื่นคงที่เมื่อไม่ได้เปลี่ยนเป็นสีแดง เราสามารถหาความเร็วของดาราจักรได้อย่างแม่นยำ จากนั้นใช้กฎฮับเบิลเพื่อค้นหาระยะทาง และด้วยเหตุนี้อายุของดาราจักร (ที่มา)

A1689B11 มีการเปลี่ยนสีแดง z=2.54 ซึ่งสอดคล้องกับเวลาการเดินทางของแสง 11.1 พันล้านปี

เลนส์โน้มถ่วงทำให้กาแลคซีสว่างขึ้น ดังนั้นจึงสามารถสังเกตได้ในระยะทางอันกว้างใหญ่นี้ มันไม่ได้ถูกใช้โดยตรงในการค้นหาระยะทาง แต่ถ้าไม่มีเลนส์โน้มถ่วง กาแลคซีจะไม่ถูกมองเห็น


เรารู้อายุของจักรวาลได้อย่างไร?

บทความล่าสุดของ Forbes ที่เขียนโดย Ethan Siegel นักดาราศาสตร์ฟิสิกส์ มีชื่อที่ยั่วยุว่า “How Do We Know the Age of the Universe?” แม้ว่าบทความนี้จะไม่มีอะไรใหม่ แต่เป็นการพูดคุยในระดับพื้นฐานที่ดีเกี่ยวกับความเข้าใจในปัจจุบันเกี่ยวกับอายุของจักรวาลภายในแบบจำลองบิ๊กแบง เนื่องจาก Forbes เป็นแหล่งที่อ่านได้ดี ผู้คนจำนวนมากที่เข้าชมเว็บไซต์ Answers in Genesis เป็นประจำอาจสงสัยว่าคำตอบในพระคัมภีร์เป็นโอกาสที่ดีที่จะเสนอความคิดบางอย่าง

ซีเกลเริ่มงานชิ้นของเขาด้วยความคิดเห็นว่า ในคำถามในลักษณะนี้ จะเป็นการดีที่สุดที่จะมี “หลักฐานอิสระจำนวนมากอย่างไม่น่าเชื่อ ซึ่งทั้งหมดมาบรรจบกันเป็นคำตอบเดียวกัน แต่ในความเป็นจริง มีเพียงสองคนที่ดี คนหนึ่งดีกว่าอีกคนหนึ่ง” นี่เป็นการสังเกตอย่างตรงไปตรงมาที่สดใหม่บ่อยครั้งที่บทความประเภทนี้มีความมั่นใจมากกว่าที่จะรับประกัน


Rainer C. Gaitzsch

คณะทำงาน "EAAE Summerschools"

สถาบันครูแห่งบาวาเรีย (เยอรมนี)

บทคัดย่อ

ตัวอย่างจะแสดงให้เห็นวิธีการได้สเปกตรัมของดาวสว่าง ซึ่งทำได้ง่ายด้วยวัสดุธรรมดาที่มีในโรงเรียน เพื่อให้ได้แผนภาพ Hertzsprung-Russell (HRD) ของดาวฤกษ์บางดวง ต้องมีการวิเคราะห์สเปกตรัม

โดยใช้ฐานข้อมูลของกระจุกดาวหลายกระจุกในเอกสารที่กำหนด ผู้เข้าร่วมจะคำนวณ HRD ของกระจุกดาวบางกลุ่มด้วยตนเอง ในแผนภาพนี้ ขนาดที่ปรากฏจะถูกพล็อตเทียบกับอุณหภูมิพื้นผิว (เช่น ดัชนีสี B-V) จากนั้นกลุ่มจะหารือเกี่ยวกับผลลัพธ์ของพวกเขา โดยการเปรียบเทียบ HRDs ของตนเองกับลำดับหลักมาตรฐานของดาวที่ให้ในขนาดสัมบูรณ์ ผู้เข้าร่วมจะได้ระยะทางของกระจุกดาวของตนเองและเรียนรู้เกี่ยวกับวิธีการประมาณอายุของกระจุกดาว

การจำลองด้วยคอมพิวเตอร์แบบพิเศษโดยผู้เข้าร่วมมีส่วนร่วมจะแสดงคำถามเกี่ยวกับปรากฏการณ์ที่เกี่ยวข้องกับวิวัฒนาการของดาว เช่น เกิดอะไรขึ้นในแกนกลางของดาว กระจุกดาวฤกษ์เปลี่ยนตำแหน่งใน HRD ที่ไหนในระหว่างกระบวนการชราภาพ เหตุใดกระจุกดาวเปิดทั้งหมดจึงกระจัดกระจายในที่สุด

ดวงดาวกระจายไปทั่วท้องฟ้า บางคนยืนอยู่คนเดียวและบางคนก็ฝังอยู่ในกระจุกดาว แต่ไม่มีดาวดวงเดียวที่เริ่มต้นการดำรงอยู่ของดาวทุกดวงที่เกิดในกระจุกดาว ที่ท้องฟ้ายามราตรี เราสามารถเห็นกระจุกดาวสองประเภทที่แตกต่างกัน: กระจุกดาวเปิดที่มีสมาชิกหลายร้อยกลุ่มซึ่งอยู่ในพื้นที่ดิสก์ของดาราจักรของเรา ส่วนใหญ่อยู่ในแขนกังหัน และกระจุกทรงกลมที่มีดาวหลายแสนดวงตั้งอยู่ใน รัศมีของกาแลคซีของเรา เราจะรู้บางอย่างเกี่ยวกับวัตถุที่อยู่ห่างไกลเหล่านั้นได้อย่างไร เราได้รับข้อมูลทั้งหมดของเราโดยการอ่านสเปกตรัมของพวกมัน

รูปที่ 1 a: กระจุกดาวเปิด M45 ("Plejades") ในราศีพฤษภ ห่างออกไป 400 ลี้ รูปที่ 1 b: กระจุกดาวทรงกลม M13 ใน Hercules ห่างออกไป 25,000 ลี

เป็นไปได้ที่จะได้สเปกตรัมจากดาวสว่างบางดวง โดยใช้อุปกรณ์ธรรมดาที่มีอยู่ในทุกแผนกฟิสิกส์ในโรงเรียนมัธยมศึกษาตอนปลายเท่านั้น ตัวอย่างจะแสดงให้ผู้เข้าร่วมดู ซึ่งนักเรียนอายุ 18 ปี สร้างสเปกโตรกราฟแบบง่ายๆ และได้รับสเปกตรัมที่ค่อนข้างดีซึ่งเขาสามารถวิเคราะห์ได้ ดาวฤกษ์สร้างสเปกตรัมในลักษณะที่เป็นธรรมชาติโดยการเคลื่อนที่แบบธรรมดาของมันเองทั่วท้องฟ้ายามราตรี

รูปที่ 2 a: การติดตั้งปริซึมและกล้อง รูปที่ 2 b: สเปกตรัมของ Wega ที่มีเส้น H

เพื่อให้ได้ Hertzsprung-Russell-Diagram (HRD) ของดาวฤกษ์บางดวงหรือกระจุกดาว สเปกตรัมจะต้องได้รับการวิเคราะห์อย่างมืออาชีพ ข้อมูลที่สำคัญที่สุดอย่างหนึ่งที่สเปกตรัมสามารถเปิดเผยได้คืออุณหภูมิพื้นผิวของดาวฤกษ์ ไม่สามารถทำได้ง่ายๆ ที่โรงเรียน ขนาดที่มองเห็นได้ชัดเจนของดาวดวงนี้ไม่สามารถวัดที่โรงเรียนด้วยวิธีง่ายๆ ได้เช่นกัน แต่เราสามารถใช้คลังข้อมูลของกระจุกดาวบางกลุ่มที่เราต้องการสำรวจได้ แทนที่จะใช้อุณหภูมิของดาว ดัชนีสี (B-V) มักถูกใช้ในแผนภาพ มีความสัมพันธ์ที่ชัดเจนระหว่างอุณหภูมิ T และดัชนีสี (B-V) (W.J.Kaufmann: "จักรวาล" หรือ Gondolatsch u.a.: "Astronomie II") หากดาวมีความร้อน มันจะเป็นสีน้ำเงินโดยมีดัชนี (B-V) น้อยกว่าศูนย์ หากดาวดวงหนึ่งเย็นตัวลง ดัชนี (B-V) จะเป็นค่าบวก ดัชนีดวงอาทิตย์ (B-V) อยู่ที่ประมาณ +0.62 หลังจากวัดค่า B และ V mag. ของดาวแล้ว นักดาราศาสตร์สามารถประมาณอุณหภูมิของดาวได้จากกราฟแบบเดียวกับที่นี่

รูปที่ 3: อุณหภูมิของตัวสีดำเทียบกับดัชนีสี

ก่อนที่เราจะหา HRD ของเราเองเกี่ยวกับกระจุกดาวเปิด เราควรรู้บางอย่างเกี่ยวกับความหมายของ HRD โดยทั่วไป HRDs แสดงให้เห็นว่าดาวมีหลายประเภท ในไดอะแกรมของกระจุกดาวเหล่านั้น ขนาดที่ปรากฏจะถูกพล็อตเทียบกับอุณหภูมิพื้นผิวตามลำดับดัชนีสี (B-V) ทุกจุดแสดงถึงดาวที่มีการวัดความสว่างและอุณหภูมิ ข้อเท็จจริงที่ว่าข้อมูลแบ่งออกเป็นสามภูมิภาคที่แตกต่างกัน หมายความว่ามีดาวฤกษ์สามประเภทที่แตกต่างกันอย่างมากบนท้องฟ้า ได้แก่ ดาวฤกษ์ในลำดับหลักธรรมดา ดาวยักษ์แดง และดาวแคระขาว

รูปที่ 4: HRD ทั่วไป รูปที่ 5: เส้นทางวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ประเภทดวงอาทิตย์

ในแกนด้านในของไฮโดรเจนในลำดับหลักทุกดวงจะเปลี่ยนเป็นฮีเลียม ดังนั้นนิวเคลียสฟิวชันจึงทำหน้าที่ดังนี้: H ® He

ดาวเหล่านั้นทั้งหมดเชื่อฟังสัมพัทธภาพมวลและความส่องสว่างอย่างคร่าวๆ L

ดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่ากำลังพัฒนาเร็วกว่าดวงอาทิตย์มากเมื่อเทียบกับดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยกว่า สำหรับเวลาเฉลี่ยของวิวัฒนาการ (t) เราอาจกำหนด: t

M (การจัดเก็บเชื้อเพลิง) แต่ยังรวมถึง t

1 / L (การสูญเสียพลังงานจากรังสี) สรุปได้ว่า:

1 / M 2 (ค่าโดยประมาณของดวงอาทิตย์ของเราคือ t = 1 × 10 10 ปี)

ดังนั้น หากเราสามารถหาจุดกลับตัวใน HRD ของกระจุกดาวที่ดาวฤกษ์ในลำดับหลักสิ้นสุดช่วงแรกของชีวิตของดาวฤกษ์และติดตามไปยังพื้นที่ของดาวยักษ์แดง เราสามารถประมาณอายุของมันได้

รูปที่ 6 ก: กระจุกดาวเปิดอายุน้อย ("ไฮยาเดส") รูปที่ 6 b: กระจุกดาวทรงกลมแบบเก่า (M3)

รูปร่างของลำดับหลักจะเหมือนกันสำหรับกระจุกดาวทุกกลุ่มในวัยใดก็ตาม โดยมีความแตกต่างเพียงเล็กน้อยเท่านั้น ข้อเท็จจริงนี้เป็นวิธีการที่สำคัญมากในการค้นหาระยะทางของกระจุกดาวที่ไม่ทราบสาเหตุ เราแค่ต้องเปรียบเทียบไดอะแกรมขนาดสีที่เราได้รับจากคลัสเตอร์ของเรากับลำดับหลักมาตรฐาน โดยที่ขนาดสัมบูรณ์ M ถูกพล็อตเทียบกับดัชนีสี

ความแตกต่างระหว่างแม็กที่ชัดเจน m และแม็กสัมบูรณ์ M (โมดูลัสระยะทางที่เรียกว่า) ถูกกำหนดโดย: m - M = 5 × log (r / 10 ชิ้น) โดยที่ r คือระยะทาง

โมดูลัสระยะทางคือการเลื่อนในแกนแนวตั้งที่จำเป็นในการทำให้แผนภาพสีของมันตรงกันกับลำดับหลักมาตรฐาน กระจุกดาวอาจสูญเสียดาวฤกษ์ที่มีแสงมากที่สุดเนื่องจากอายุของกระจุกดาว อย่างไรก็ตาม ดาวที่อยู่ในส่วนล่างของลำดับหลักยังปรากฏอยู่เสมอ

ออกกำลังกาย

กำหนดระยะทางและประมาณอายุของกระจุกดาวเปิด NGC 6025

- วาดแผนภาพสี-แม็ก-จากข้อมูลในตารางที่ 1 ในรูปของแม็กปรากฏ ม. (=V) กับ (B-V). (ภาคผนวก 1)

- วาดลำดับหลักมาตรฐานจากข้อมูลที่ระบุในตารางที่ 2 ในรูปของแม็กแบบสัมบูรณ์ M กับ (B-V).

- รับส่วนต่าง m - M และคำนวณระยะทาง r ของคลัสเตอร์ NGC 6025

- ใช้จุดเปลี่ยนจากแผนภาพ NGC 6025 ของคุณเป็นตัวบ่งชี้อายุและประมาณอายุของกระจุกดาว (เปรียบเทียบกับตารางที่ 3)
คำแนะนำ: เนื่องจากการขยายช่วงอุณหภูมิเฉลี่ยอยู่ที่ประมาณ 3000 K ถึง 30000 K และการขยายช่วงความส่องสว่างเฉลี่ย (ในหน่วยความส่องสว่างของดวงอาทิตย์) อยู่ที่ประมาณ 0.01 ถึง 10,000 จึงเป็นค่าประมาณที่ดีสำหรับ L

T 6 (ดูรูปที่ 4) ด้วยกฎของ Stefan-Boltzmann Lmann

R 2 × T 4 และความสัมพันธ์มวลและความสว่าง L

T 2 และสำหรับช่วงเวลาแห่งวิวัฒนาการ t

- ลองหาค่าสำหรับอายุของทั้งสองกลุ่มที่แสดงในรูปที่ 6 a (ไฮยาเดส) และรูปที่ 6 b (M3)

การออกกำลังกายเพิ่มเติม

กระจุกทรงกลม M13 (รูปที่ 1b) มีรัศมีปรากฏ 5.0 ' และขนาดปรากฏ m = 5.7 M13 มีดาวแปรผันของประเภท RR Lyr (abs. mag. M = 0.0) ซึ่งให้พร้อมกับแม็กที่ปรากฎ ม. = 14.9.

ก) คำนวณระยะทางและรัศมีของคลัสเตอร์ M13 นี้เป็น ly

b) กำหนดเอบีเอส แม็ก ของ M13 และประมาณมวลของมันในหน่วยมวลดวงอาทิตย์โดยมีเงื่อนไขว่าสมาชิกดาวทั้งหมดเป็นดาวฤกษ์ประเภทดวงอาทิตย์ (M = 4.8)

รูปที่ 7: โปรแกรมจำลอง HRD ของวิวัฒนาการของเวลากระจุกดาว: 300 Mio ปี. รูปที่ 8: HRD ระบุจุดกลับตัวของกระจุกดาวหลายกลุ่ม เมื่อถึงจุดนั้น ดาวมวลสูงที่สุดจะออกจากลำดับหลักสำหรับบริเวณที่มีขอบสีแดง


การประมาณอายุของทางช้างเผือก

การสังเกตการณ์โดยทีมนักดาราศาสตร์นานาชาติที่มีเครื่องสเปกโตรมิเตอร์ UVES บนกล้องโทรทรรศน์ VLT ขนาดใหญ่มากของ ESO ที่หอดูดาวพารานัล (ชิลี) ได้จุดประกายแสงใหม่ให้กับดาราจักรทางช้างเผือกในยุคแรกสุด

การวัดปริมาณเบริลเลียมในดาวสองดวงในกระจุกดาวทรงกลมเป็นครั้งแรก (NGC 6397) – ผลักดันเทคโนโลยีทางดาราศาสตร์ในปัจจุบันให้ถึงขีดจำกัด – ทำให้สามารถศึกษาระยะเริ่มต้นระหว่างการก่อตัวของรุ่นแรกของ ดาวในทางช้างเผือกและกระจุกดาวนี้ ช่วงเวลานี้พบว่ามีจำนวน 200 – 300 ล้านปี

อายุของดวงดาวใน NGC 6397 ตามที่กำหนดโดยแบบจำลองวิวัฒนาการของดาวคือ 13,400 ? 800 ล้านปี การเพิ่มช่วงเวลาสองช่วงจะทำให้อายุของทางช้างเผือก 13,600 ? 800 ล้านปี

ค่าประมาณอายุของจักรวาลที่ดีที่สุดในปัจจุบัน เช่น จากการวัดพื้นหลังไมโครเวฟของจักรวาล คือ 13,700 ล้านปี การสังเกตครั้งใหม่จึงบ่งชี้ว่าดาวฤกษ์รุ่นแรกในดาราจักรทางช้างเผือกก่อตัวขึ้นไม่นานหลังจากสิ้นสุด

200 ล้านปี “Dark Ages” ที่ประสบความสำเร็จในบิกแบง

อายุของทางช้างเผือก
ทางช้างเผือกมีอายุเท่าไหร่? ดาวดวงแรกในดาราจักรของเราติดไฟเมื่อใด

ความเข้าใจที่ถูกต้องเกี่ยวกับการก่อตัวและวิวัฒนาการของระบบทางช้างเผือกเป็นสิ่งสำคัญสำหรับความรู้ของเราเกี่ยวกับจักรวาล อย่างไรก็ตาม การสังเกตการณ์ที่เกี่ยวข้องเป็นหนึ่งในสิ่งที่ยากที่สุด แม้ว่าจะมีกล้องโทรทรรศน์ที่ทรงพลังที่สุด เนื่องจากเกี่ยวข้องกับการศึกษารายละเอียดของวัตถุท้องฟ้าที่เก่า ห่างไกล และส่วนใหญ่จาง

กระจุกโลกและอายุของดวงดาว

ฟิสิกส์ดาราศาสตร์สมัยใหม่สามารถวัดอายุของดาวฤกษ์บางดวงได้ นั่นคือเวลาที่ผ่านไปตั้งแต่ก่อตัวขึ้นจากการควบแน่นในเมฆก๊าซและฝุ่นขนาดใหญ่ระหว่างดวงดาว ดาวบางดวงค่อนข้าง “ยังน้อย” ในแง่ดาราศาสตร์ มีอายุเพียงไม่กี่ล้านปีเหมือนกับดาวที่อยู่ในเนบิวลานายพรานที่อยู่ใกล้เคียง ดวงอาทิตย์และระบบดาวเคราะห์ก่อตัวขึ้นเมื่อประมาณ 4,560 ล้านปีก่อน แต่ดาวอื่นๆ อีกหลายดวงก่อตัวเร็วกว่ามาก ดาวฤกษ์ที่เก่าแก่ที่สุดบางดวงในทางช้างเผือกพบได้ในกระจุกดาวขนาดใหญ่ โดยเฉพาะใน “กระจุกดาวทรงกลม” (PR Photo 23a/04) ที่เรียกกันว่าเนื่องจากรูปร่างทรงกลมของพวกมัน

ดาวฤกษ์ที่อยู่ในกระจุกดาวทรงกลมถือกำเนิดขึ้นจากเมฆก้อนเดียวกันและในเวลาเดียวกัน เนื่องจากดาวที่มีมวลต่างกันมีวิวัฒนาการในอัตราที่ต่างกัน จึงสามารถวัดอายุของกระจุกดาวทรงกลมได้อย่างแม่นยำพอสมควร ที่เก่าแก่ที่สุดพบว่ามีอายุมากกว่า 13,000 ล้านปี

อย่างไรก็ตาม ดาวกระจุกดาวเหล่านั้นไม่ใช่ดาวดวงแรกที่ก่อตัวในทางช้างเผือก เราทราบเรื่องนี้แล้ว เนื่องจากพวกมันมีองค์ประกอบทางเคมีจำนวนเล็กน้อย ซึ่งจะต้องสังเคราะห์ขึ้นในดาวมวลสูงรุ่นก่อนๆ ที่ระเบิดเป็นซุปเปอร์โนวาหลังจากอายุสั้นและกระฉับกระเฉง วัสดุที่ผ่านกระบวนการถูกสะสมไว้ในก้อนเมฆซึ่งเป็นแหล่งกำเนิดของดาวฤกษ์รุ่นต่อๆ ไป เปรียบเทียบ ESO PR 03/01.

แม้จะมีการค้นหาอย่างเข้มข้น จนถึงขณะนี้ยังไม่สามารถพบดาวมวลสูงน้อยกว่าของรุ่นแรกที่อาจยังคงส่องแสงอยู่ในปัจจุบัน ดังนั้นเราจึงไม่รู้ว่าดาวดวงแรกเหล่านี้ก่อตัวเมื่อใด ในตอนนี้ เราสามารถพูดได้เพียงว่าทางช้างเผือกต้องเก่ากว่าดาวกระจุกดาวทรงกลมที่เก่าแก่ที่สุด

เบริลเลียมช่วยชีวิต
นักดาราศาสตร์ฟิสิกส์ต้องการอะไรจึงเป็นวิธีการวัดช่วงเวลาระหว่างการก่อตัวของดาวฤกษ์ดวงแรกในทางช้างเผือก (ซึ่งหลายดวงกลายเป็นซุปเปอร์โนวาอย่างรวดเร็ว) กับช่วงเวลาที่ดาวในกระจุกดาวทรงกลมที่ทราบอายุได้ก่อตัวขึ้น ผลรวมของช่วงเวลานี้และอายุของดาวเหล่านั้นจะเป็นอายุของทางช้างเผือก

การสังเกตการณ์ใหม่ด้วย VLT ที่หอสังเกตการณ์ Paranal Observatory ของ ESO ได้ทำให้เกิดการทะลุทะลวงไปในทิศทางนี้ ธาตุวิเศษคือ “เบริลเลียม”!

เบริลเลียมเป็นธาตุที่เบาที่สุดชนิดหนึ่ง [2] – นิวเคลียสของไอโซโทปที่พบได้บ่อยและเสถียรที่สุด (เบริลเลียม-9) ประกอบด้วยโปรตอนสี่ตัวและนิวตรอนห้าตัว เฉพาะไฮโดรเจน ฮีเลียม และลิเธียมเท่านั้นที่มีน้ำหนักเบา แต่ในขณะที่ทั้งสามถูกผลิตขึ้นในช่วงบิกแบง และในขณะที่องค์ประกอบที่หนักกว่าส่วนใหญ่ถูกผลิตขึ้นในภายหลังภายในดวงดาว เบริลเลียม-9 สามารถผลิตได้เฉพาะโดย “ การแตกกระจายของจักรวาล” กล่าวคือ โดยการกระจายตัวของนิวเคลียสที่หนักกว่าที่เคลื่อนที่เร็ว – ซึ่งกำเนิดจากการระเบิดของซุปเปอร์โนวาที่กล่าวถึงและเรียกว่า “ รังสีคอสมิกทางช้างเผือก” – ที่มีพลัง เมื่อชนกับนิวเคลียสแสง (ส่วนใหญ่เป็นโปรตอนและอนุภาคแอลฟา เช่น ไฮโดรเจน และนิวเคลียสฮีเลียม) ในตัวกลางระหว่างดวงดาว

รังสีคอสมิกทางช้างเผือกและนาฬิกาเบริลเลียม
รังสีคอสมิกของกาแล็กซี่เดินทางไปทั่วทางช้างเผือกตอนต้น โดยมีสนามแม่เหล็กคอสมิกชี้นำ การผลิตเบริลเลียมที่เกิดขึ้นนั้นค่อนข้างสม่ำเสมอภายในดาราจักร ปริมาณเบริลเลียมเพิ่มขึ้นตามเวลา และด้วยเหตุนี้จึงอาจทำหน้าที่เป็น “ นาฬิกาจักรวาล”

ยิ่งเวลาผ่านไปนานระหว่างการก่อตัวของดาวฤกษ์ดวงแรก (หรือการตายอย่างรวดเร็วของดาวฤกษ์ในการระเบิดซุปเปอร์โนวา) กับการเกิดดาวกระจุกดาวทรงกลม ปริมาณเบริลเลียมในตัวกลางระหว่างดาวก็ยิ่งสูงขึ้นเท่านั้น . ดังนั้น สมมติว่าเบริลเลียมนี้คงอยู่ในบรรยากาศของดาว ยิ่งพบเบริลเลียมในดาวดังกล่าวมากเท่าใด ช่วงเวลาระหว่างการก่อตัวของดาวดวงแรกกับดาวดวงนี้ก็ยิ่งนานขึ้นเท่านั้น

ดังนั้นเบริลเลียมจึงอาจให้ข้อมูลเฉพาะและสำคัญเกี่ยวกับระยะเวลาของทางช้างเผือกช่วงแรกๆ

การสังเกตที่ยากมาก
จนถึงตอนนี้ดีมาก พื้นฐานทางทฤษฎีสำหรับวิธีการหาคู่นี้ได้รับการพัฒนาขึ้นในช่วงสามทศวรรษที่ผ่านมา และสิ่งที่จำเป็นก็คือการวัดปริมาณเบริลเลียมในดาวกระจุกดาวทรงกลมบางดวง

แต่นี่ไม่ง่ายอย่างที่คิด! ปัญหาหลักคือเบริลเลียมถูกทำลายที่อุณหภูมิสูงกว่าสองสามล้านองศา เมื่อดาวฤกษ์วิวัฒนาการไปสู่ระยะยักษ์ที่ส่องสว่าง การเคลื่อนที่อย่างรุนแรง (การพาความร้อน) จะเกิดขึ้น ก๊าซในชั้นบรรยากาศดาวฤกษ์ชั้นบนจะสัมผัสกับก๊าซร้อนภายในที่ซึ่งเบริลเลียมถูกทำลายทั้งหมด และปริมาณเบริลเลียมเริ่มต้นในชั้นบรรยากาศของดาวฤกษ์คือ จึงเจือจางอย่างมีนัยสำคัญ ในการใช้นาฬิกาเบริลเลียม จึงจำเป็นต้องวัดเนื้อหาขององค์ประกอบนี้ในดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยกว่าและมีวิวัฒนาการน้อยกว่าในกระจุกดาวทรงกลม และสิ่งที่เรียกว่า “turn-off (TO) stars” เป็นลมหมดสติ

อันที่จริง ปัญหาทางเทคนิคที่ต้องเอาชนะมีสามประการ: ประการแรก กระจุกดาวทรงกลมทั้งหมดอยู่ค่อนข้างไกล และเนื่องจากดาวที่จะวัดนั้นมีความจางในตัวเอง จึงปรากฏค่อนข้างจางในท้องฟ้า แม้แต่ใน NGC6397 ซึ่งเป็นกระจุกดาวทรงกลมที่อยู่ใกล้ที่สุดเป็นอันดับสอง แต่ดาว TO ก็มีขนาดภาพ

สว่างกว่าดาวฤกษ์ที่จางที่สุดถึง 16 เท่าหรือ 10,000 เท่าซึ่งมองเห็นได้ด้วยตาเปล่า ประการที่สอง มีเพียงสองลายเซ็นของเบริลเลียม (เส้นสเปกตรัม) ที่มองเห็นได้ในสเปกตรัมของดาว และเนื่องจากดาวฤกษ์เก่าเหล่านี้มีเบริลเลียมค่อนข้างน้อย เส้นเหล่านั้นจึงอ่อนมาก โดยเฉพาะอย่างยิ่งเมื่อเปรียบเทียบกับเส้นสเปกตรัมที่อยู่ใกล้เคียงจากองค์ประกอบอื่น และประการที่สาม เส้นเบริลเลียมทั้งสองเส้นตั้งอยู่ในพื้นที่สเปกตรัมที่สำรวจเพียงเล็กน้อยที่ความยาวคลื่น 313 นาโนเมตร กล่าวคือ ในส่วนอัลตราไวโอเลตของสเปกตรัมที่ได้รับผลกระทบอย่างรุนแรงจากการดูดกลืนในชั้นบรรยากาศของโลกใกล้กับจุดตัดที่ 300 นาโนเมตร ซึ่งอยู่ด้านล่าง ไม่สามารถสังเกตการณ์จากพื้นดินได้อีกต่อไป

จึงไม่น่าแปลกใจที่การสังเกตการณ์ดังกล่าวไม่เคยเกิดขึ้นมาก่อน ปัญหาทางเทคนิคก็ไม่สามารถเอาชนะได้

VLT และ UVES ทำงาน
การใช้เครื่องสเปกโตรมิเตอร์ UVES ประสิทธิภาพสูงบนกล้องโทรทรรศน์ Kuyen ขนาด 8.2 ม. ของกล้องโทรทรรศน์ V ขนาดใหญ่มากของ ESO ที่หอดูดาวพารานัล (ชิลี) ซึ่งไวต่อแสงอัลตราไวโอเลตเป็นพิเศษ ทีม ESO และนักดาราศาสตร์ชาวอิตาลี [1] ประสบความสำเร็จในการได้รับ การวัดปริมาณเบริลเลียมที่เชื่อถือได้ครั้งแรกในดาว TO สองดวง (แสดงเป็น “A0228” และ “A2111”) ในกระจุกดาวทรงกลม NGC 6397 (PR Photo 23b/04) ตั้งอยู่ที่ระยะทางประมาณ 7,200 ปีแสงในทิศทางของทุ่งดาวที่อุดมสมบูรณ์ในกลุ่มดาว Ara ทางใต้ เป็นหนึ่งในสองกระจุกดาวที่ใกล้ที่สุดในประเภทนี้ อีกกลุ่มคือ Messier 4

การสังเกตการณ์ทำขึ้นในช่วงหลายคืนในช่วงปี 2546 โดยการเปิดรับแสงดาวฤกษ์ขนาด 16 แต่ละดวงรวมกันมากกว่า 10 ชั่วโมง ทำให้ VLT และ UVES ไปถึงขีดจำกัดทางเทคนิค เมื่อพิจารณาถึงความก้าวหน้าทางเทคโนโลยี ผู้นำของทีม Luca Pasquini นักดาราศาสตร์ ESO รู้สึกเบิกบานใจ: “เมื่อไม่กี่ปีที่ผ่านมา การสังเกตใด ๆ เช่นนี้คงเป็นไปไม่ได้และยังคงเป็นความฝันของนักดาราศาสตร์!”

สเปกตรัมที่ได้ (PR Photo 23c/04) ของดาวจาง ๆ แสดงให้เห็นสัญญาณที่อ่อนของไอออนเบริลเลียม (Be II) การเปรียบเทียบสเปกตรัมที่สังเกตได้กับชุดสเปกตรัมสังเคราะห์ที่มีเนื้อหาเบริลเลียมต่างกัน (ในทางฟิสิกส์ดาราศาสตร์: “ ความอุดมสมบูรณ์”) ทำให้นักดาราศาสตร์สามารถค้นหาขนาดที่เหมาะสมที่สุดและด้วยเหตุนี้จึงวัดเบริลเลียมจำนวนเล็กน้อยในดาวเหล่านี้: สำหรับอะตอมของเบริลเลียมแต่ละอะตอม มีไฮโดรเจนอยู่ประมาณ 2,224,000,000,000 อะตอม

เส้นเบริลเลียมยังพบเห็นได้ในดาวอีกดวงประเภทเดียวกับดาวเหล่านี้ HD 218052 เปรียบเทียบ ภาพประชาสัมพันธ์ 23c/04. อย่างไรก็ตาม มันไม่ได้เป็นสมาชิกของกระจุกดาว และอายุยังไม่เป็นที่รู้จักพอๆ กับอายุของกระจุกดาว เนื้อหาของเบริลเลียมค่อนข้างคล้ายกับดาวในกระจุกดาว ซึ่งบ่งชี้ว่าดาวภาคสนามนี้เกิดในเวลาเดียวกับกระจุกดาว

ตั้งแต่บิ๊กแบงจนถึงปัจจุบัน
ตามทฤษฎีการตกผลึกที่ดีที่สุดในปัจจุบัน ปริมาณเบริลเลียมที่วัดได้จะต้องสะสมในช่วง 200 – 300 ล้านปี นักดาราศาสตร์ชาวอิตาลี ดานิเอเล กัลลี สมาชิกอีกคนหนึ่งของทีมทำการคำนวณ: “ดังนั้นตอนนี้เรารู้แล้วว่าอายุของทางช้างเผือกนั้นมากกว่าอายุของกระจุกดาวทรงกลมนั้น – ดาราจักรของเราต้องเท่ากับ 13,600 หรือไม่? อายุ 800 ล้านปี นี่เป็นครั้งแรกที่เราได้รับการกำหนดค่าพื้นฐานนี้โดยอิสระ!”

ภายในความไม่แน่นอนที่กำหนด ตัวเลขนี้ยังเข้ากันได้เป็นอย่างดีกับการประมาณอายุของจักรวาลในปัจจุบันซึ่งก็คือ 13,700 ล้านปี ซึ่งเป็นเวลาที่ผ่านไปตั้งแต่บิกแบง ดังนั้นจึงปรากฏว่าดาวฤกษ์รุ่นแรกในดาราจักรทางช้างเผือกก่อตัวขึ้นในเวลาที่ “ยุคมืด” สิ้นสุดลง ซึ่งปัจจุบันเชื่อกันว่าเป็นเวลาประมาณ 200 ล้านปีหลังจากบิกแบง

ดูเหมือนว่าระบบที่เราอาศัยอยู่อาจเป็นหนึ่งในสมาชิก “ผู้ก่อตั้ง” ของดาราจักรในจักรวาล

ข้อมูลมากกว่านี้
งานวิจัยที่นำเสนอในข่าวประชาสัมพันธ์ฉบับนี้ได้อภิปรายในบทความเรื่อง “Be in turn-off stars of NGC 6397: Early Galaxy spallation, cosmochronology and cluster formation” โดย L. Pasquini และผู้เขียนร่วมที่จะตีพิมพ์ในยุโรป วารสารวิจัย “Astronomy & Astrophysics” (astro-ph/0407524).


สวัสดี ฉันสับสนเกี่ยวกับวิธีการคำนวณอายุของจักรวาลด้วย redshift
ยกตัวอย่าง

ปัจจุบันอายุของจักรวาลคือ 13 พันล้านปี (และเป็นจักรวาลที่สำคัญ)
ฉันจะหาอายุของจักรวาลได้อย่างไรถ้ามันเป็น redshift ที่ 10 ??

ฉันต้องหาตัวประกอบมาตราส่วนก่อนหรือไม่
ไม่ค่อยมั่นใจ ช่วยด้วย!!

สองเครื่องคำนวณจักรวาลวิทยาออนไลน์ที่ดี:

ซิโอบาห์น มอร์แกนส์
http://www.earth.uni.edu/

หน้าแรกของ Siobahn เผื่ออยากรู้ว่าเธอเป็นใคร
http://www.earth.uni.edu/smm.html
หน้าแรกของเน็ดเผื่ออยากดูว่าเขาเป็นใคร
http://www.astro.ucla.edu/


คุณถามเกี่ยวกับ redshift z = 10

คำตอบที่คุณควรได้รับ ถ้าคุณใส่ค่าประมาณที่ดีที่สุดของวันนี้คือ 0.48 พันล้านปี

นั่นคือ ถ้าคุณเห็นแสงจากดาราจักรและแสงนั้นเปลี่ยนเป็นสีแดง 10
จากนั้นกาแลคซีก็ปล่อยออกมาเมื่อจักรวาลมีเพียงครึ่งเดียว was
อายุหนึ่งพันล้านปี

สวัสดี ฉันสับสนเกี่ยวกับวิธีการคำนวณอายุของจักรวาลด้วย redshift
ยกตัวอย่าง

ปัจจุบันอายุของจักรวาลคือ 13 พันล้านปี (และเป็นจักรวาลที่สำคัญ)
ฉันจะหาอายุของจักรวาลได้อย่างไรถ้ามันเป็น redshift ที่ 10 ??

ฉันต้องหาตัวประกอบมาตราส่วนก่อนหรือไม่
ไม่ค่อยมั่นใจ ช่วยด้วย!!

หากคุณต้องการความช่วยเหลือในการใช้เครื่องคิดเลข ให้พูด

พวกเขาทั้งคู่ถูกจัดวางโดยอาจารย์ดาราศาสตร์เพื่อช่วยเหลือนักเรียนของพวกเขา

ใช้ง่ายสุดคือ ned wright's

ไปที่นั่น ใส่ 10 ลงในกล่อง z ไม่ต้องเปลี่ยนแปลงอะไรอีก
และกด "general"
นี่จะให้คำตอบ 0.482 พันล้านปี

อย่างไรก็ตาม siobhan morgan's ก็สนุกกับการเล่นด้วย เพราะเธอให้ความเร็วการถดถอยด้วย ซึ่งเน็ดไม่ได้ทำ
ด้วยเครื่องคิดเลขของเธอ คุณต้องพิมพ์ 0.27 สำหรับโอเมก้า (เศษส่วนสสาร) และ 0.73 สำหรับแลมบ์ดา (ค่าคงที่จักรวาลหรือเศษส่วนพลังงานมืด) และ 71 สำหรับพารามิเตอร์ฮับเบิล แล้วใส่ z = 10

ned wright มีค่าเริ่มต้นเหล่านี้ของพารามิเตอร์จักรวาลวิทยาที่กำหนดไว้สำหรับคุณแล้ว ดังนั้นเขาจึงทำให้คุณทำงานน้อยลง
เครื่องคิดเลขทั้งสองให้คำตอบเหมือนกัน อย่างที่คุณคาดไว้


นี่คือวิธีที่นักดาราศาสตร์รู้อายุของจักรวาล (และคุณก็ทำได้เช่นกัน)

ประวัติศาสตร์จักรวาลทั้งหมดของเรามีความเข้าใจในทางทฤษฎีเป็นอย่างดี แต่เพียงเพราะเราเข้าใจ [+] ทฤษฎีความโน้มถ่วงที่รองรับ และเพราะเราทราบอัตราการขยายตัวและองค์ประกอบพลังงานในปัจจุบันของจักรวาล แสงจะยังคงแพร่กระจายต่อไปในจักรวาลที่กำลังขยายตัวนี้ และเราจะยังคงได้รับแสงนั้นต่อไปโดยพลการในอนาคตอันไกลโพ้น แต่แสงสว่างนั้นจะถูกจำกัดในเวลาที่มาถึงเรา เรายังมีคำถามที่ยังไม่ได้คำตอบเกี่ยวกับต้นกำเนิดจักรวาลของเรา แต่รู้อายุของจักรวาลแล้ว

Nicole Rager Fuller / มูลนิธิวิทยาศาสตร์แห่งชาติ

ตามแนวคิดแล้ว อาจดูเหมือนเป็นแนวคิดที่ง่ายที่สุดในการระบุอายุของจักรวาล เมื่อคุณพบว่าจักรวาลกำลังขยายตัว สิ่งที่คุณต้องทำคือวัดอัตราการขยายในปัจจุบัน และใช้กฎของฟิสิกส์เพื่อกำหนดว่าอัตราการขยายต้องเปลี่ยนแปลงอย่างไรเมื่อเวลาผ่านไป แทนที่จะคาดการณ์ล่วงหน้าเพื่อกำหนดชะตากรรมของจักรวาล คุณต้องคำนวณย้อนกลับแทน และย้อนกลับจนสุดทางจนกว่าคุณจะบรรลุเงื่อนไขของบิ๊กแบงที่ร้อนแรงด้วยตัวมันเอง

วิธีการที่ชัดเจนนี้ไม่เพียงแต่ได้ผล แต่ยังเป็นวิธีที่ดีที่สุดในการคำนวณอายุของจักรวาลจนถึงทุกวันนี้ ทว่ามันง่ายมากที่จะผิดพลาด เนื่องจากมีสมมติฐานง่ายๆ มากมายที่คุณสามารถทำได้ ซึ่งจะให้คำตอบง่ายๆ ที่ไม่จำเป็นต้องถูกต้อง ซึ่งรวมถึงข้อผิดพลาดที่แม้แต่ผู้ได้รับรางวัลโนเบลที่ทำไว้เมื่อต้นปีนี้ นี่คือวิธีที่คุณคิดหาอายุของจักรวาลได้เช่นกัน

เทียนมาตรฐาน (L) และไม้บรรทัดมาตรฐาน (R) เป็นเทคนิคสองอย่างที่นักดาราศาสตร์ใช้ในการวัด [+] การขยายพื้นที่ในช่วงเวลา/ระยะทางต่างๆ ในอดีต ขึ้นอยู่กับปริมาณเช่นความส่องสว่างหรือขนาดเชิงมุมที่เปลี่ยนแปลงไปตามระยะทาง เราสามารถสรุปประวัติการขยายตัวของจักรวาลได้ การใช้วิธีเทียนเป็นส่วนหนึ่งของบันไดระยะทาง โดยให้ผลผลิต 73 กม./วินาที/Mpc การใช้ไม้บรรทัดเป็นส่วนหนึ่งของวิธีการส่งสัญญาณล่วงหน้า ซึ่งให้อัตรา 67 km/s/Mpc

จุดเริ่มต้นแรกคือการขยายตัวของเอกภพเอง และพารามิเตอร์เดียวที่เราพยายามวัดให้นานกว่าสิ่งอื่นใด นั่นคือค่าคงที่ฮับเบิล ในระดับที่ใหญ่ที่สุด ดาราจักรที่เราพบในจักรวาลเชื่อฟังความสัมพันธ์ที่ง่ายมากระหว่างระยะทางทั้งสองที่สังเกตได้และการเลื่อนไปทางแดง โดยที่วัตถุอยู่ห่างจากเรามากเท่าใด การเปลี่ยนไปทางแดงที่วัดได้ก็จะยิ่งมากขึ้นเท่านั้น

ที่น่าสังเกตคือ กฎที่เกี่ยวข้องกับกฎเหล่านี้ตรงไปตรงมาอย่างยิ่ง: ความเร็วในการถดถอยที่คุณอนุมานจากการเปลี่ยนสีแดงของดาราจักรเท่ากับระยะทางไปยังดาราจักรนั้นคูณด้วยค่าคงที่ฮับเบิล ที่น่าทึ่งยิ่งกว่านั้น ค่าคงที่นั้นมีค่าเท่ากันสำหรับดาราจักรแทบทุกแห่งที่เราวัด โดยเฉพาะอย่างยิ่งสำหรับดาราจักรภายในไม่กี่พันล้านปีแสงของเรา แม้ว่าจะมีการเคลื่อนที่ของจักรวาลเพิ่มเติมโดยธรรมชาติในแต่ละดาราจักรที่เกิดจากผลกระทบจากแรงโน้มถ่วง กฎข้อนี้ยังคงเป็นจริงเมื่อคุณหาค่าเฉลี่ยของดาราจักรทั้งหมดที่คุณพบ

ความสัมพันธ์ระหว่างกาแล็กซีทางไกลกับเรดชิฟต์ จุดที่ไม่ตรงกับ. เส้น [+] เป็นหนี้ไม่ตรงกันเล็กน้อยกับความแตกต่างของความเร็วเฉพาะ ซึ่งมีความเบี่ยงเบนเพียงเล็กน้อยจากการขยายตัวที่สังเกตได้โดยรวม ข้อมูลดั้งเดิมจาก Edwin Hubble ครั้งแรกที่ใช้ในการแสดงว่าจักรวาลกำลังขยายตัว ทั้งหมดอยู่ในกล่องสีแดงขนาดเล็กที่ด้านล่างซ้าย

โรเบิร์ต เคิร์ชเนอร์, PNAS, 101, 1, 8-13 (2004)

แล้วเราจะวัดค่าคงที่ฮับเบิลได้อย่างไร? ขึ้นอยู่กับว่าคุณวัดอย่างไร เนื่องจาก:

  • หากคุณวัดโดยใช้สัญญาณที่ประทับไว้ตลอดช่วงระยะแรกสุดของบิ๊กแบง คุณจะได้ค่าคงที่ฮับเบิลที่ 67 กม./วินาที/Mpc โดยมีความไม่แน่นอน 1-2%
  • แต่ถ้าคุณวัดโดยการวัดแหล่งกำเนิดแสงแต่ละแห่งที่ยังมาไม่ถึงจนกว่าเอกภพจะมีอายุหลายพันล้านปีแล้ว คุณจะได้ค่าคงที่ฮับเบิลที่ 73 กม./วินาที/Mpc โดยมีความไม่แน่นอนเพียง 2-3% .

เหตุใดค่าสองค่านี้จึงไม่ตรงกัน — และเหตุใดจึงให้คำตอบที่แตกต่างกันและไม่สอดคล้องกัน — เป็นหนึ่งในปริศนาที่สำคัญของจักรวาลวิทยาสมัยใหม่

ชุดของกลุ่มต่าง ๆ ที่ต้องการวัดอัตราการขยายตัวของจักรวาลพร้อมกับ. [+] ผลลัพธ์รหัสสี สังเกตว่ามีความแตกต่างอย่างมากระหว่างผลลัพธ์ในช่วงต้น (สองอันดับแรก) และช่วงปลาย (อื่นๆ) โดยที่แถบข้อผิดพลาดจะใหญ่ขึ้นมากในแต่ละตัวเลือกช่วงสาย ค่าเดียวที่จะถูกไฟไหม้คือ CCHP ซึ่งได้รับการวิเคราะห์ใหม่และพบว่ามีค่าใกล้ 72 km/s/Mpc มากกว่า 69.8

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

อย่างไรก็ตาม ความเฉลียวฉลาดในหมู่พวกคุณจะสังเกตเห็นบางสิ่งเกี่ยวกับค่าคงที่ของฮับเบิล: มันมาในหน่วยที่มีความเร็ว (km/s) ต่อหน่วยระยะทาง (Mpc โดยที่ 1 เมกะพาร์เซกคือประมาณ 3.26 ล้านปีแสง) หากคุณดูที่กาแล็กซีที่อยู่ห่างออกไป 100 Mpc คุณคาดว่ากาแลคซีจะถอยห่างออกไปเร็วกว่าที่อยู่ห่างออกไปเพียง 10 Mpc ถึง 10 เท่า แต่จะเร็วกว่ากาแลคซี่ที่อยู่ห่างออกไป 1,000 Mpc เพียงหนึ่งในสิบ นั่นคือพลังง่ายๆ ของความสัมพันธ์ระยะเรดชิฟต์

แต่มีอีกวิธีหนึ่งในการจัดการค่าคงที่ฮับเบิล: เพื่อให้รู้ว่าความเร็ว (ระยะทางต่อเวลา) ต่อ (หารด้วย) ระยะทาง (ระยะทาง) หน่วยจะเท่ากับหน่วยของเวลาผกผัน ความหมายทางกายภาพของ "เวลาผกผัน" นั้นสอดคล้องกับอะไร? บางทีคุณอาจคิดอย่างมีเหตุผลว่ามันอาจจะสอดคล้องกับอายุของจักรวาล

ชะตากรรมที่เป็นไปได้ที่แตกต่างกันของจักรวาล โดยที่ชะตากรรมที่เร่งรีบของเราแสดงอยู่ทางด้านขวา . [+] ลักษณะเฉพาะขององค์ประกอบของจักรวาลส่งผลต่ออายุของจักรวาล ดังที่คุณเห็นได้จากการดูที่ 'จุดเริ่มต้น' ที่เกิดขึ้นจากค่าต่างๆ ในอดีตสำหรับจักรวาลวิทยาที่แตกต่างกัน แม้ว่าจะมีอัตราการขยายที่เท่ากันในปัจจุบันก็ตาม

เมกะพาร์เซกหนึ่งเมกะพาร์เซกมีระยะทางประมาณ 3.1 × 10 19 กิโลเมตร ซึ่งหมายความว่าหากคุณเปลี่ยนค่าคงที่ฮับเบิลเป็นเวลาผกผัน คุณจะพบสิ่งที่น่าสนใจบางอย่าง

  • "เวลา" ที่มีค่า 67 km/s/Mpc เท่ากับ 14.6 พันล้านปี
  • "เวลา" ที่มีค่า 73 km/s/Mpc เท่ากับ 13.4 พันล้านปี

สิ่งเหล่านี้เกือบจะเท่ากับอายุที่จักรวาลยอมรับได้ แต่ก็ไม่มากนัก นอกจากนี้ พวกมันเกือบจะเท่ากัน แต่แตกต่างกันโดยประมาณเท่ากับที่ทั้งสองค่าประมาณสำหรับค่าคงที่ฮับเบิลต่างกัน: 9% หรือมากกว่านั้น

อย่างไรก็ตาม คุณไม่สามารถเปลี่ยนอายุของจักรวาลได้ง่ายๆ ด้วยการเปลี่ยนค่าคงที่ฮับเบิล และมีเหตุผลที่ละเอียดอ่อนแต่สำคัญว่าทำไมถึงเป็นเช่นนี้

ภาพถ่ายของฉันที่ไฮเปอร์วอลล์ของสมาคมดาราศาสตร์อเมริกันในปี 2560 พร้อมกับรูปภาพแรก . [+] สมการฟรีดมันน์ทางด้านขวา สมการฟรีดมันน์แรกให้รายละเอียดอัตราการขยายตัวของฮับเบิลทางด้านซ้ายมือ ซึ่งควบคุมวิวัฒนาการของกาลอวกาศ ด้านขวาประกอบด้วยสสารและพลังงานรูปแบบต่างๆ ทั้งหมด พร้อมกับความโค้งเชิงพื้นที่ (ในระยะสุดท้าย) ซึ่งกำหนดว่าเอกภพจะวิวัฒนาการอย่างไรในอนาคต สมการนี้เรียกว่าสมการที่สำคัญที่สุดในจักรวาลวิทยาทั้งหมด และได้มาจากฟรีดมันน์ในรูปแบบที่ทันสมัยในปี 1922

สถาบันปริมณฑล / Harley Thronson

ค่าของค่าคงที่ฮับเบิลในปัจจุบันไม่ได้เป็นเพียงค่าผกผันของอายุของจักรวาล แม้ว่าหน่วยต่างๆ จะคำนวณเวลาให้คุณก็ตาม ในทางกลับกัน อัตราการขยายตัวที่คุณวัด — ค่าคงที่ฮับเบิลในปัจจุบัน — จะต้องทำให้ยอดรวมของพลังงานทุกรูปแบบที่สมดุลกับองค์ประกอบของจักรวาลสมดุลกัน ซึ่งรวมถึง:

  • เรื่องปกติ
  • สสารมืด
  • นิวตริโน,
  • รังสี
  • พลังงานมืด
  • ความโค้งเชิงพื้นที่,
  • และสิ่งอื่น ๆ ที่คุณสามารถปรุงได้

สมการที่ควบคุมจักรวาลที่กำลังขยายตัว (ดังแสดงด้านบน) สามารถแก้ไขได้ในบางกรณีง่ายๆ

มาตราส่วนของจักรวาลบนแกน y ถูกวาดเป็นฟังก์ชันของเวลาบนแกน x ไม่ว่าจะเป็น. [+] จักรวาลประกอบด้วยสสาร (สีแดง) การแผ่รังสี (สีน้ำเงิน) หรือพลังงานที่มีอยู่ในตัวของมันเอง (สีเหลือง) จักรวาลจะลดขนาดลงเป็น 0 เมื่อคุณคาดการณ์ย้อนหลัง อายุของเอกภพคูณด้วยค่าคงที่ฮับเบิลจะเท่ากับค่าต่างๆ ของจักรวาลที่ประกอบขึ้นจากองค์ประกอบต่างๆ

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! ↩︎