Astronomi

Kan nogen beregne KOI-4878-stjernens alder?

Kan nogen beregne KOI-4878-stjernens alder?


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.

Stjernens lave metallicitet og temmelig høje rumhastighed antyder, at KOI-4878 er ældre end solen.

Men jeg ved ikke, hvordan man beregner et estimat for alderen.

KOI-4878 data om Simbad


Ifølge Wikipedia på KOI-4878.01 ingen beregnede endnu objektets alder, men siger præcis, hvad du citerede:

dens lave metallicitet og forholdsvis høje pladshastighed antyder, at KOI-4878 er ældre end solen.

Dette afhænger formodentlig af følgende kilder:

En søgning med nøgleordetKOI-4878.01på forskellige publikationsdatabaser som arXiv eller scholar.google hjalp heller ikke.

Relaterede

  • Hvordan bestemmer forskere stjernernes alder? fokuserer på det generelle spørgsmål, hvordan man bestemmer en stjernes alder.

Kan nogen beregne KOI-4878-stjernens alder? - Astronomi

Jeg er en spirende astronom, og jeg ville gerne vide: De nye resultater fra den kosmiske mikrobølgebaggrund ser ud til at have overbevist nogle astronomer om, at universet er omkring 13,8 milliarder år gammelt. Dette lyder dog meget som absolut tid. Hvis tiden måles forskelligt i forskellige rammer, hvordan kan universet kun have en alder?

Eller på lignende måde synes de ældste meteoritter at antyde en absolut alder på 4,56 milliarder år. Men hvordan kan dette være "solsystemets tidsalder, hvis identiske ure tikker med forskellige hastigheder afhængigt af deres afstand fra solen? Bør meteoritter fra Merkur ikke sige, vise yngre aldre på grund af langsommere tikkende radioaktive ure? Mange tak.

Dette er et rigtig interessant spørgsmål! Du har ret i, at på grund af generel relativitet vil ure i et tyngdefelt køre langsommere. Derfor vil klipper tættere på solen have ure, der tikker langsommere end klipper længere væk, og så vil teoretisk set kviksølvsten være yngre. Men hvis du faktisk finder ud af, hvad forskellen i satser er, er dette en meget lille effekt, selv gennem hele solsystemets historie.

For eksempel, hvis jeg bruger en simpel beregning (forudsat et svagt tyngdefelt, som er OK for solen) til at beregne tidsudvidelsen fra solens overflade, så finder jeg ud, at ure på solens overflade vil køre langsomt med 6 sekunder om året sammenlignet med ure i fjerntliggende rum. I virkeligheden vil forskellen mellem klipper i afstanden mellem kviksølv og afstanden af ​​for eksempel asteroidebæltet være mindre end dette - de 6 sekunder om året er den største, som du ville forvente over solsystemet. Men lad os bruge dette store antal til at se, hvad der sker.

Vi tror, ​​at solsystemets alder er omkring 4,5 milliarder år, så forskellen i tid målt på solens overflade og tid målt i det dybe rum ville være over 850 år i løbet af denne tidsperiode. Da forskellen faktisk er mindre end dette fra sted til sted i hele solsystemet, skal det sande antal være endnu mindre. Vi kender ikke solsystemets alder med et par hundrede års nøjagtighed, selvom det ville være imponerende! Alle vores dateringsteknikker har fejl, og også de meteoritter, vi daterer, kan have dannet sig på lidt forskellige tidspunkter. Derudover kan asteroider have bevæget sig rundt i solsystemet, hvilket ville ændre hvor langsomt deres radioaktive ure går. Så jeg antager, at det er teoretisk muligt, at den generelle relativitetseffekt i fremtiden måske begrænser vores evne til at datere solsystemmaterialer, men jeg tror sandsynligvis, at vi har brug for en fantastisk teknologi, før det bliver et problem. (Jeg tror, ​​planetariske forskere ville være rigtig glade, hvis de skulle bekymre sig om dette, når de daterede ting!)

Det samme argument gælder for universet. Selvom universet er meget ældre, har vi også større fejl i, hvad vi tror, ​​den sande alder er. Det faktum, at vi måler ting fra Solens tyngdekraftsmiljø, giver os kun en lille målefejl. Så du har ret i, at tingens aldre vil være forskellige afhængigt af referencerammen, men effekten er lille nok til, at den ikke kan konkurrere med unøjagtighederne i vores måleevne.


Hvordan kender vi universets alder?

Billedkredit: ESA / Hubble & amp NASA Anerkendelse: Judy Schmidt.

I en ideel verden, når vi ønsker at afdække svaret på et spørgsmål som "hvad er universets alder", ville vi have et utroligt antal uafhængige beviser, der alle konvergerer til det samme svar. Men i virkeligheden er der kun to gode, og den ene er bedre end den anden.

Den "gode" er at tænke over det faktum, at vores univers ekspanderer og køler i dag, og at erkende, at det derfor var varmere og tættere i fortiden. Hvis vi går tilbage til tidligere og tidligere tider, ville vi finde ud af, at da volumenet af universet var mindre, var alt stof i det ikke kun tættere på hinanden, men at bølgelængderne på alle de enkelte fotoner (lyspartikler) i det var kortere, da universets ekspansion har forlænget dem til at være så længe som de er i dag.

Billedkredit: NASA / GSFC / Dana Berry.

Da fotonens bølgelængde definerer sin energi og temperatur, er en foton med kortere bølgelængder mere energisk og højere i temperatur. Når vi går længere og længere tilbage i tiden, går temperaturen op og op, indtil vi på et tidspunkt når de tidlige stadier af det varme Big Bang. Dette er vigtigt: der er en "tidligste fase" for det hotte Big Bang!

Hvis vi ekstrapolerer "uendeligt" langt tilbage, ville vi nå frem til en unikhed, hvor fysik bryder sammen. Med vores moderne forståelse af det meget tidlige univers ved vi, at en inflationsstat forud for det varme, tætte Big Bang, og at inflationstilstanden var af ubestemt varighed. Så når vi taler om "universets tidsalder", taler vi om, hvor meget tid der er gået siden universet først kunne beskrives af den hotte Big Bang indtil i dag.

Billedkredit: Bock et al. (2006, astro-ph / 0604101) ændringer af E. Siegel.

I henhold til lovene om generel relativitet, hvis du har et univers som vores, hvilket er:

  • med ensartet tæthed på de største skalaer,
  • som har de samme love og generelle egenskaber overalt,
  • hvilket er det samme i alle retninger, og
  • hvor Big Bang fandt sted på alle steder overalt på én gang,

så er der en unik forbindelse mellem hvor gammelt universet er og hvordan det udvides gennem dets historie.

Billedkredit: NASA, ESA og A. Feild (STScI).

Med andre ord, hvis vi kan måle, hvordan universet ekspanderer i dag, og hvordan det har udvidet sig gennem hele sin historie, kan vi vide nøjagtigt, hvad alle de forskellige komponenter er, der udgør det. Vi lærer dette af en lang række observationer, herunder:

Billedkredit: ESA / Hubble og NASA via http://www.spacetelescope.org/images/potw1004a/.

  • Fra direkte målinger af lysstyrker og afstande af objekter i universet såsom stjerner, galakser og supernovaer, så vi kan konstruere den kosmiske afstandsstige.

Billedkredit: Sloan Digital Sky Survey.

  • Fra målinger af storstilet struktur, klyngen af ​​galakser og fra akustiske baryonsvingninger.

Billedkredit: ESA og Planck Collaboration.

  • Og fra udsvingene i den kosmiske mikrobølgebaggrund, et ”øjebliksbillede” af universet, da det var kun 380.000 år gammelt.

Du sætter alle disse ting sammen, og du får et univers, der består, i dag, med 68% mørk energi, 27% mørkt stof, 4,9% normal stof, ca. 0,1% neutrinoer, ca. 0,01% stråling og stort set intet andet. Men du kaster ind, hvordan universet ekspanderer i dag, og vi kan ekstrapolere dette tilbage i tiden og lære hele universets ekspansionshistorie og dermed dets alder.

De forskellige energikomponenter i universet, og hvornår / hvordan de betyder noget. Billedkredit: E. Siegel.

Antallet, vi får - mest præcist fra Planck men forstærket fra andre kilder som supernovamålinger, HST-nøgleprojektet og Sloan Digital Sky Survey - er, at universet er 13,81 milliarder år gammelmed en usikkerhed på kun 120 millioner år. Dette betyder, at vi er sikre på, at universets tidsalder er 99,1% nøjagtighed, hvilket er en fantastisk bedrift!

Ja, vi har en række forskellige datasæt, der peger på denne konklusion, men i virkeligheden er det hele den samme metode. Vi er simpelthen heldige, at der er et konsekvent billede, som de alle peger mod, men i virkeligheden er en hvilken som helst af begrænsningerne i sig selv ikke tilstrækkelig til at sige "det er nøjagtigt, hvordan universet er." I stedet tilbyder de alle en række muligheder, og det er kun deres kryds, der fortæller os, hvor vi bor.

Billedkredit: Suzuki et al. (Supernova Cosmology Project), accepteret til offentliggørelse, Ap.J.,. [+] 2011. via http://supernova.lbl.gov/Union/.

Hvis universet havde de samme nuværende egenskaber i dag, men var lavet af 100% normal stof og ikke mørkt stof eller mørk energi, ville vores univers kun være 10 milliarder år gammelt. Hvis universet var 5% normalt stof (uden mørkt stof eller mørk energi) og Hubble-konstanten var 50 km / s / Mpc i stedet for 70 km / s / Mpc, ville vores univers være kæmpestore 16 milliarder år gammelt. Med de kombinationer af ting, vi har i dag, kan vi dog med sikkerhed angive, at 13,81 milliarder år er universets alder med en meget lille usikkerhed. Det er en utrolig videnskabelig bedrift.

Og alligevel er alt dette legitimt retfærdigt en metode. Det er det vigtigste, det er det bedste, det er det mest komplette, og det har masser af forskellige beviser, der peger mod det. Men der er en anden, og den er utrolig nyttig til kontrol vores resultater.

Billedkredit: Joel D. Hartman, Princeton University, via. [+] http://www.astro.princeton.edu/

Det er det faktum, at vi ved, hvordan stjerner lever, brænder igennem deres brændstof og dør. Vi ved især, at alle stjerner, når de lever og brænder gennem deres hovedbrændstof (smelter brint i helium), har en bestemt lysstyrke og farve og forbliver ved den specifikke lysstyrke og farve kun i en vis periode: indtil deres kerner begynder at løbe tør for brændstof. På det tidspunkt begynder de lysere, blåere og højere massestjerner at "slukke" for hovedsekvensen (den buede linje på farvestørrelsesdiagrammet nedenfor) og udvikler sig til giganter og / eller supergiants.

Billedkredit: Richard Powell under c.c.-by-s.a.-2.5 (L) R. J. Hall under c.c.-by-s.a.-1.0 (R).

Ved at se på, hvor dette frakoblingspunkt er for en klynge af stjerner, som alle dannede på samme tid, kan vi finde ud af - hvis vi ved, hvordan stjerner fungerer - hvor gamle disse stjerner i klyngen er. Når vi ser på ældste kuglehobe derude, de laveste i tunge elementer, og hvis afbrydelser kommer for stjernerne med den laveste masse derude, finder vi, at de ret konsekvent kommer ind i en alder på op til omkring 13,2 milliarder år, men ikke meget ældre. (Der er betydelige usikkerheder på omkring en milliard år om dette, husk.)

Kuglehobe Messier 10, som afbildet med Hubble-rumteleskopet. Billedkredit: ESA / Hubble & amp. [+] NASA.

Aldere på 12 milliarder år og derover er meget almindelige, men aldre på f.eks. 14 milliarder år og derover er uhørt, selvom der ofte var en periode i 1990'erne, hvor alderen 14–16 milliarder år ofte blev citeret. (En forbedret forståelse af stjerner og deres udvikling har bumpet disse tal ned.)

Så alt i alt har vi to metoder - en fra vores kosmiske historie og en fra måling af lokale stjerner - der viser os, at vores univers er mellem 13 og 14 milliarder år gammel. Det ville ikke overraske nogen, hvis vi viste os at være så lave som 13,6 eller så meget som 14,0 milliarder år gamle eller måske endda så lidt som 13,5 eller så meget som 14,1 milliarder år. Men vi er ikke 13,0 eller 15,0 milliarder år gamle, og det har vi bestemt med ekstrem sikkerhed. Sig, at vi er 13,8 milliarder år gamle med tillid, og nu ved du, hvordan vi har fundet ud af det!


Astronomer afdækker forholdet mellem stjernernes rotationshastighed og deres alder

Dr Soren Meibom, en astronom ved Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, og hans kolleger fra Tyskland og USA siger, at de nøjagtigt kan bestemme alderen på en stjerne ud fra, hvor hurtigt den roterer.

NGC 6819. Billedkredit: Roberto Mura / CC BY-SA 3.0.

At kunne fortælle stjernernes alder er grundlaget for at forstå, hvordan astronomiske fænomener, der involverer stjerner og deres ledsagere, udfolder sig over tid.

At kende en stjernes alder er særlig relevant for søgningen efter tegn på fremmede liv uden for vores solsystem. Det har taget lang tid for livet på jorden at nå den kompleksitet, vi finder i dag.

Med et præcist stjerneklokke kan astronomer identificere stjerner med planeter, der er lige så gamle som vores sol eller ældre.

Den nye undersøgelse, der blev offentliggjort i tidsskriftet Natur, viser, at der er en tæt matematisk sammenhæng mellem masse, spin og alder, så astronomer ved at måle de to første kan beregne den tredje.

”Vi har fundet ud af, at forholdet mellem masse, rotationshastighed og alder nu er defineret godt nok ved observationer, at vi kan opnå aldersgraden for individuelle stjerner inden for 10 procent,” sagde dr. Sydney Barnes fra Leibniz Institute for Astrophysics i Tyskland, der er medforfatter til undersøgelsen.

Dr Barnes foreslog først denne metode i 2003 og byggede på tidligere arbejde og kaldte den gyrokronologi.

For at måle et stjernes spin kigger astronomerne efter ændringer i dens lysstyrke forårsaget af mørke pletter på overfladen & # 8211 den stjernekvivalente solpletter.

I modsætning til vores sol er en fjern stjerne et uløst lyspunkt, så astronomer ikke direkte kan se et solplet krydse stjerneskiven. I stedet holder de øje med, at stjernen dæmpes lidt, når der vises et solplet, og lyser igen, når solpletten roterer ude af syne. Disse ændringer er meget vanskelige at måle, fordi en typisk stjerne dæmpes med meget mindre end 1%, og det kan tage dage for et solplet at krydse stjernens & # 8217 s ansigt.

Dr Barnes, Dr Meibom og deres medforfattere opnåede præstationen ved hjælp af data fra NASAs Kepler-teleskop, som tilvejebragte nøjagtige og kontinuerlige målinger af stjernernes lysstyrke.

For at gyrokronologi-aldre skal være nøjagtige og præcise, skal de kalibrere deres nye ur ved at måle spin-perioderne for stjerner med både kendte aldre og masser.

I deres nye undersøgelse undersøgte holdet stjerner i den 2,5 milliarder år gamle klynge kendt som NGC 6819.

"Ældre stjerner har færre og mindre pletter, hvilket gør deres perioder sværere at opdage," sagde dr. Meibom.

Astronomerne undersøgte stjerner, der vejede 80 til 140 procent så meget som solen. De var i stand til at måle spins på 30 stjerner med perioder fra 4 til 23 dage sammenlignet med den nuværende 26-dages spinperiode for solen.

De otte stjerner i NGC 6819, der ligner solen mest, har en gennemsnitlig centrifugeringsperiode på 18,2 dage, hvilket stærkt antyder, at solens periode var omkring den værdi, da den var 2,5 milliarder år gammel.

Forskerne evaluerede derefter flere eksisterende computermodeller, der beregner centrifugeringshastighederne for stjerner baseret på deres masse og alder, og bestemte hvilken model, der bedst matchede deres observationer.

& # 8220Nu kan vi udlede nøjagtige aldre for et stort antal kølige feltstjerner i vores Mælkevejsgalakse ved at måle deres spinperioder. Dette er et vigtigt nyt værktøj for astronomer, der studerer stjernernes og deres ledsagere, og et, der kan hjælpe med at identificere planeter, der er gamle nok til, at et komplekst liv har udviklet sig, ”sagde dr. Meibom.

Søren Meibom et al. Et spin-down-ur til kølige stjerner fra observationer af en 2,5 milliarder år gammel klynge. Natur, offentliggjort online 5. januar 2015 doi: 10.1038 / nature14118


Kan vi flygte til et parallelt univers?

Forskere siger, at der er to mulige fremtider i universet. Den første er, at universet til sidst vil kollapse i sig selv i omvendt retning af Big Bang. Denne proces kaldes "Big Crunch". En anden mulighed er, at vores univers ender i en “Big Freeze”, som også er kendt som Heat Death.

De fleste astronomer og andre forskere mener, at vores univers en dag vil ende i en "stor fryse". Betyder det, at det er slutningen på alt?

Ligesom anomalien.com på Facebook

For at holde kontakten og få vores seneste nyheder

I modsætning til mange fysikere tror Dr. Michi Kaku, at vi måske er i stand til at undgå denne skæbne ved at glide ind i et parallelt univers "på samme måde som Alice gik ind i glasset for at komme ind i Eventyrland."

Vi har tidligere rapporteret, at astronomer har fundet det første bevis for parallelle universer. Så måske er ideen om, at vi kan flygte fra vores eget univers og gå ind i en anden virkelighed, ikke så langt hentet.

En måde at studere universets udvidelse på er at undersøge Doppler-skiftet, forklarer Dr. Kaku i sin video.

Han siger, at ”når vi ser i himlen, ser vi på stjernelys udsendt fra fjerne galakser, og vi finder ud af, at lyset er let rødligt. Rødere end det skulle være. Det betyder, at disse objekter, de gigantiske galakser bevæger sig væk fra os, og derfor ekspanderer universet.

Nå, vi kunne køre videobåndet baglæns, og ved at køre videobåndet baglæns kunne vi derefter beregne, hvornår alle disse galakser kom fra et enkelt punkt. Og det er sådan, vi beregner universets alder ved blot at trykke på tilbagespolingsknappen, når vi beregner udvidelsen af ​​universet.

Så ved at køre videobåndet baglæns ser vi, at universet er omkring 13,7 milliarder år gammelt plus eller minus 1%.

Så vi kender nu universets alder. 13,7 milliarder år ved at køre videobåndet baglæns.

Men hvad sker der, hvis vi rammer hurtigt fremad. Hvad sker der, hvis vi går frem i tiden milliarder af år? Nå, her bliver det mørkere.

Men ved at analysere, hvordan universet har ekspanderet i fortiden, plejede vi at tro, at universet bremser.

Vi plejede at tro, at universet ældes, og derfor sænker det, at løbet tør for damp. Forkert. Vi tror nu på, at universet fremskynder.

Det accelererer faktisk i løbsk tilstand, hvilket betyder at i stedet for at dø i en stor knas, vil vi sandsynligvis dø i en stor fryse. Vi er ikke positive. Vi ved ikke, om dette fortsætter i milliarder af år. Men i så fald er universet i en løbsk tilstand.

Det betyder, at vi måske en dag, måske når vi ser på nattehimlen, næsten ikke ser noget, fordi de fjerne galakser er så langt, at lys ikke engang kan nå vores teleskoper. Ikke en behagelig tanke. Men vores univers kan til sidst dø i en stor fryse snarere end en stor knas. ”

Det vil naturligvis tage lang tid, før universet ender i en stor fryse, men ingen ved virkelig, hvornår det kan ske.

”Ingen ved, hvornår denne store frysning finder sted, eller om den nogensinde finder sted. Imidlertid er der foretaget skøn, måske hundreder af milliarder år, måske billioner år. En dag bliver det så koldt, at du ser på nattehimlen, og det bliver næsten helt sort.

Alle stjernerne vil have opbrugt al deres nukleare brændstof, universet vil bestå af neutronstjerner, døde sorte huller, temperaturen vil nå op på absolut nul, og på det tidspunkt kan selv bevidsthed, selv troede selv, ikke eksistere, og nogle mennesker tror at måske fysikens love er en dødsordre for alt intelligent liv, at vi alle vil dø, når universet fryser over ”, siger Dr. Kaku.

Det er de dårlige nyheder, men der er også nogle gode nyheder. Forudsat at menneskeheden stadig eksisterer og opnår et meget højere teknologisk niveau, er det muligt at overleve ved at flygte til et andet parallelt univers.

Dr. Kaku siger, at: ”der er et smuthul i fysikkens love. Om billioner af år fra nu vil måske intelligent liv være i stand til at mestre det, der kaldes "The Planck Energy." Planck Energy er den ultimative energi. Det er energien i Big Bang. Det er den energi, hvor tyngdekraften i sig selv begynder at bryde sammen.

Du ved, at hvis du har en mikrobølgeovn, og du varmer den op, kan du tage almindeligt vand og få det til at koge is, kan smelte, vand kan koge. Men hvad sker der, hvis du skruer mikrobølgeovnen op endnu mere?

Til sidst begynder dampen at bryde op i ilt og brint. Hvis du skruer det op mere, pludselig danner ioner atomer selv begynder at rive fra hinanden. Og så hvis du skruer den mikrobølgeovn op endnu mere, så begynder selv kernen at bryde fra hinanden, og du får et plasma af protoner og neutroner. Du skruer det lidt mere op, og du får et gluonplasma. Og hvis du drejer det lidt mere til denne utrolige energi.

Ti til de 19 milliarder elektron volt er vi ikke sikre på, men måske begynder endda selve rummet at koge. Selv rumtid bliver ustabil. Bobler begynder at dannes ved denne Planck Energy. Og måske er disse bobler gateways. Gateways til et parallelt univers.

Selvfølgelig er vi ikke sikre på dette. Denne rene spekulation, men der er teorier, der siger, at der kunne være universer lige ved siden af ​​vores univers. Og faktisk vil Large Hadron Collider give os det første eksperimentelle bevis for eksistensen af ​​parallelle universer.

Så tænk på os som myrer, der lever på et ark papir, men måske er der andre parallelle ark papir med andre myrer, der lever på dem. Og måske er vi meget tæt på disse andre universer, men vi kan ikke nå dem. Den nødvendige energi til at nå et parallelt univers ville være Planck Energy, 10 til de 19 milliarder elektron volt.

Jeg formoder, at billioner af år fra nu, intelligent liv, der står over for selve universets ultimative død, måske beslutter at forlade universet. At forlade vores univers og gå ind i et parallelt univers på samme måde som Alice gik ind i glasset for at komme ind i Eventyrland. ”


Hvordan beregner forskere alderen på planeter, stjerner og galakser?

Jeg forsøgte at søge på Google om dette, inklusive universets tidsalder, og kilderne sagde vedvarende, at vi kan fortælle det fra stjernerne og galakserne omkring os. Hvordan finder astronomer ud af, hvor gamle stjerner og galakser er?

Også, lidt beslægtet, læste jeg også, at vores Mælkevejs galakse er 100.000 lysår omkring og 1000 lysår tyk. Hvordan kan videnskabsmand også finde ud af det?

Jeg antager, at du læser wikipedia-posten om & quote of the universe. & Quot, som er et godt udgangspunkt. Derefter skal du i det mindste samle, at alderen er baseret på, hvor hurtigt universet ekspanderer. Hvis vi ved, hvor langt alt er fra os, og hvor hurtigt det bevæger sig (inklusive dets acceleration), går vi baglæns for at finde ud af, hvor meget tid det tog for disse galakser at komme derhen. Presto! 13,8 milliarder år.

For at tilføje til din viden om, hvordan videnskaben kom til det punkt, vil du måske starte med flere flere wikipedia-poster: cepheid-variable stjerner, type IA-supernova Shapely Curtis-debat og øuniversdebat.

I begyndelsen af ​​1920'erne argumenterede forskere for, hvor stor vores galakse var, og mange af dem mente, at vores galakse var den samme som universet. Alle stjerner og tåger var alle inde i vores galakse, og måske er den 10.000 lysår bred. Inkluderet i alle disse ting var såkaldte & # x27spiralnebula. & Quot Som de fleste troede var de samme som den almindelige tåge, f.eks. Horsehead nebula, Orion nebula, Eagle nebula osv. Disse er dybest set gas / støv skyer flere tusinde lysår (ly) fra os.

Men til sidst kunne Hubbel måle lyset fra cepheid-variable stjerner i de spiralnebler, der antydede, at de var langt længere væk end 10.000 ly. dette har at gøre med øuniversumsdebatten og Shapely Curtis-debatten, som du kan google. Hubbel og Curtis støttede ideen om, at disse spiralnebler virkelig var uden for vores galakse. Shapely sagde, at det ikke gav mening, fordi de skulle være som 100 millioner lysår væk, og ingen troede på det. Og også at novastjernerne inde i dem skulle være superlyse for at vi kunne se dem så langt (de er så lyse, de er supernovaer). du kan google resten. (Shapely fandt ud af placeringen af ​​vores sol i galaksen, så han var også en smuk smart fyr)

Cepheid-variable stjerner blev kategoriseret af en dame ved navn Henrietta Swan Leavitt, der arbejdede på Harvard. hun regnede med, at jo længere tid det tager at lysne og dæmpe (jo & quot; perioden & quot), jo lysere er de. Ikke kun hvor lyse de ser ud for os, men deres absolutte lysstyrke eller lysstyrke.

For at finde ud af det studerede hun alle cepheider, der var inden for Magellanske skyer. En eller anden form for tåge dengang, men vi kender dem som uregelmæssige galakser, de nærmeste galakser os. Fordi de alle var i den samme sky, var de alle på samme afstand til os (igen måske 10.000 ly, troede de). Så de var alle på samme afstand, og den lyse havde længere periode, og de dæmpere havde kortere periode. Så hun konstruerede en graf over, hvor lys en sådan variabel var baseret på hvor lang dens periode var.

Dette blev en slags hersker til at måle afstande, sige at du finder en Cepheid i en anden galakse, og den lyser op og dæmpes hver måned. Du ser det op på grafen, og du ser, at det antages at være 4 lys i lysstyrke (forudsat at det er den samme afstand som Cepheid-variablerne i Henriettas-grafen). Men i stedet er det kun 1 lys lyst. Det skal være dobbelt så langt som den standard, fordi lysstyrken falder som den kvadratiske værdi af afstanden (så ved den dobbelte afstand er den & # x27s 1/4 lysstyrken).

Det er det grundlæggende koncept i de fleste af disse målestokke til måling.

Nu til sidst sluttede den formede Curtis-debat med at fastslå, at disse & quotspiralnebulas & quot virkelig var andre galakser. De brugte cepheid-variablerne til at måle afstanden. Senere i 1943 var Walter Baade den første til faktisk at se en stjerne uden for vores egen galakse. Hubbel havde tilsyneladende hentet lyset fra de variable stjerner i Andromeda osv. 20 år tidligere uden faktisk at se selve stjernen, som jeg forstår det. Selvfølgelig bekræftede dette bare teorien om galakser.

Cepheid-variabler tror jeg kan bruges op til 50 millioner ly nu bruger de lysstyrken af ​​Type IA supernova til at bestemme afstande større end det. denne gang brugte de matematik for at forstå, hvad en supernova er, og hvad den er lavet af, og hvor lys den skal være og dens periode, eller hvordan dens lysstyrke vil ændre sig over tid. Så når de ser en gå væk, måler de dens lysstyrke / periode, og det fortæller, hvor langt væk det er, fordi det er længere væk, det vil være dæmpet.

Så supernova-metoden er en måde at måle afstande på, som jeg tænker på op til 1 milliard ly.

Så først fandt de ud af, at cepheid-variabler har periode / lysstyrke-forhold, de studerede spiralgalakser for at bestemme, at de var uden for vores galakse, de brugte Cepheid-variabler til at måle de lokale galakser og supernovaer til at måle de fjernere.


Indhold

Det traditionelle navn Aldebaran stammer fra arabisk al Dabarān ("الدبران"), hvilket betyder "tilhængeren", fordi det ser ud til at følge Plejaderne. [15] [16] I 2016 godkendte Den Internationale Astronomiske Unions arbejdsgruppe om stjernenavne (WGSN) det korrekte navn Aldebaran for denne stjerne. [17] [18]

Aldebaran er den lyseste stjerne i stjernebilledet Tyren, og det samme har Bayer-betegnelsen α Tauri, Latiniseret som Alpha Tauri. Den har Flamsteed-betegnelsen 87 Tauri som den 87. stjerne i konstellationen med en størrelse på ca. 7. eller lysere, ordnet efter højre opstigning. Det har også Bright Star-katalognummer 1457, HD-nummeret 29139 og Hipparcos katalognummer 21421, mest set i videnskabelige publikationer.

Det er en variabel stjerne, der er opført i det generelle katalog over variable stjerner, men den er angivet ved hjælp af dens Bayer-betegnelse og har ikke en separat variabel stjernebetegnelse. [4]

Aldebaran og flere nærliggende stjerner er inkluderet i dobbeltstjernekataloger såsom Washington Double Star Catalog som WDS 04359 + 1631 og Aitken Double Star Catalog som ADS 3321. Det blev inkluderet i en ledsager af 11. størrelse som en dobbelt stjerne som H IV 66 i Herschel Catalog of Double Stars og Σ II 2 i Struve Double Star Catalog og sammen med en stjerne fra 14. størrelse som β 550 i Burnham Double Star Catalog. [19] [20]

Aldebaran er en af ​​de nemmeste stjerner at finde på nattehimlen, dels på grund af dens lysstyrke og dels på grund af at være nær en af ​​de mere mærkbare asterismer på himlen. Efter de tre stjerner i Orions bælte i den modsatte retning af Sirius er den første lyse stjerne, Aldebaran. [21]

Stjernen er tilfældigt i synslinjen mellem Jorden og Hyaderne, så den ser ud til at være det lyseste medlem af den åbne klynge, men klyngen, der danner tyrehovedformet asterisme, er mere end to gange så langt væk, omkring 150 lysår. [22]

Aldebaran er 5,47 grader syd for ekliptikken og kan derfor okkulteres af månen. Sådanne okkuleringer opstår, når Månens stigende knudepunkt er tæt på efterårsjævndøgn. [23] En række på 49 okkuleringer opstod startende den 29. januar 2015 og sluttede den 3. september 2018. [24] Hver begivenhed var synlig fra punkter på den nordlige halvkugle eller tæt på ækvatorfolk i f.eks. Australien eller Sydafrika kan aldrig observere en Aldebaran-okkultation, da den er for langt syd for ekliptikken. Et rimeligt nøjagtigt skøn for diameteren af ​​Aldebaran blev opnået under okkultationen den 22. september 1978. [25] Aldebaran er i forbindelse med solen omkring 1. juni hvert år. [26]

Med en nær-infrarød J-båndstørrelse på -2,1 er kun Betelgeuse (-2,9), R Doradus (-2,6) og Arcturus (-2,2) lysere ved denne bølgelængde. [7]

Den 11. marts 509 e.Kr. blev der observeret en månebeklædning af Aldebaran i Athen, Grækenland. [27] Den engelske astronom Edmund Halley studerede tidspunktet for denne begivenhed og konkluderede i 1718, at Aldebaran må have ændret position siden den tid, idet han flyttede flere minutters bue længere mod nord. Dette såvel som observationer af stjernernes Sirius og Arcturus skiftende position førte til opdagelsen af ​​korrekt bevægelse. Baseret på nutidens observationer har Aldebarans position forskudt sig 7 ′ i de sidste 2000 år, omtrent en fjerdedel af fuldmånens diameter. [28] [29] På grund af equinoxes-præcessioner var equinox (nordlige halvkugle) | vårjævndøgn tæt på Aldebaran. [30]

Den engelske astronom William Herschel opdagede en svag ledsager til Aldebaran i 1782 [31] en stjerne fra 11. størrelse ved en vinkelseparation på 117 ″. Denne stjerne viste sig at være en tæt dobbeltstjerne af S. W. Burnham i 1888, og han opdagede en yderligere ledsager af 14. størrelse ved en vinkelseparation på 31 ″. Efterfølgende målinger af korrekt bevægelse viste, at Herschels ledsager afveg fra Aldebaran, og derfor var de ikke fysisk forbundet. Imidlertid havde ledsageren opdaget af Burnham næsten nøjagtig den samme rette bevægelse som Aldebaran, hvilket tyder på, at de to dannede et bredt binært stjernesystem. [32]

Arbejdet på sit private observatorium i Tulse Hill, England, i 1864 udførte William Huggins de første undersøgelser af spektret af Aldebaran, hvor han var i stand til at identificere linjerne med ni grundstoffer, herunder jern, natrium, calcium og magnesium. I 1886 brugte Edward C. Pickering ved Harvard College Observatory en fotografisk plade til at fange halvtreds absorptionslinjer i Aldebarans spektrum. Dette blev en del af Draper Catalogue, der blev offentliggjort i 1890. I 1887 var den fotografiske teknik forbedret til det punkt, at det var muligt at måle en stjernes radiale hastighed ud fra mængden af ​​dopplerforskydning i spektret. På denne måde blev Aldebarans recessionshastighed estimeret til 48 km / s ved brug af målinger udført på Potsdam Observatory af Hermann C. Vogel og hans assistent Julius Scheiner. [33]

Aldebaran blev observeret ved hjælp af et interferometer fastgjort til Hooker Telescope ved Mount Wilson Observatory i 1921 for at måle dens vinkeldiameter, men det blev ikke løst i disse observationer. [34]

Den omfattende historie med observationer af Aldebaran førte til, at den blev optaget på listen over 33 stjerner valgt som benchmarks for Gaia-missionen for at kalibrere afledte stjerneparametre. [35] Det var tidligere blevet brugt til at kalibrere instrumenter om bord på Hubble Space Telescope. [13]

Aldebaran er angivet som spektralstandard for type K5 + III stjerner. [6] Dens spektrum viser, at det er en kæmpe stjerne, der har udviklet sig fra hovedsekvensbåndet i Hertzsprung-Russell-diagrammet efter at have udtømt brintet i sin kerne. Sammenbruddet af stjernens centrum i en degenereret heliumkerne har antændt en brintskal uden for kernen, og Aldebaran er nu på den røde kæmpe gren (RGB). [5]

Den effektive temperatur i Aldebarans fotosfære er 3.910 K. Det har en overfladevægt på 1,59 cgs, typisk for en kæmpe stjerne, men omkring 25 gange lavere end Jordens og 700 gange lavere end Solens. Dens metallicitet er ca. 30% lavere end solens.

Målinger fra Hipparcos-satellitten og andre kilder placerer Aldebaran omkring 65,3 lysår (20,0 parsec) væk. [10] Asteroseismologi har bestemt, at den er ca. 16% mere massiv end solen, [11] alligevel skinner den med 518 gange solens lysstyrke på grund af den udvidede radius. Aldebarans vinkeldiameter er blevet målt mange gange. Den værdi, der er anvendt som en del af Gaia-benchmark-kalibreringen, er 20.580 ± 0,030 mas. [13] Det er 44 gange solens diameter, cirka 61 millioner kilometer. [36]

Aldebaran er en let variabel stjerne, der er tildelt den langsomme uregelmæssige type LB. Det generelle katalog over variable stjerner angiver variation mellem tilsyneladende størrelse 0,75 og 0,95 fra historiske rapporter. [4] Moderne undersøgelser viser en mindre amplitude, hvor nogle næsten ikke viser nogen variation. [37] Hipparcos fotometri viser en amplitude på kun omkring 0,02 størrelser og en mulig periode omkring 18 dage. [38] Intensiv jordbaseret fotometri viste variationer på op til 0,03 størrelser og en mulig periode omkring 91 dage. [37] Analyse af observationer over en meget længere periode finder stadig en total amplitude, der sandsynligvis er mindre end 0,1 størrelsesorden, og variationen anses for at være uregelmæssig. [39]

Fotosfæren viser overflod af kulstof, ilt og kvælstof, der antyder, at kæmpen har gennemgået sin første udmudringsfase - et normalt trin i udviklingen af ​​en stjerne til en rød kæmpe, hvor materialet dybt inde i stjernen bringes op overfladen ved konvektion. [40] Med sin langsomme rotation mangler Aldebaran en dynamo, der er nødvendig for at generere en korona, og er derfor ikke en kilde til hård røntgenemission. Dog kan magnetiske felter i mindre skala stadig være til stede i den lavere atmosfære som følge af konvektionsturbulens nær overfladen. Den målte styrke af magnetfeltet på Aldebaran er 0,22 Gauss. [41] Enhver resulterende blød røntgenemission fra dette område kan dæmpes af kromosfæren, selvom ultraviolet emission er blevet detekteret i spektret. [42] Stjernen mister i øjeblikket masse med en hastighed på (1-1,6) × 10 −11 M år −1 (ca. en jordmasse på 300.000 år) med en hastighed på 30 km s −1. [40] Denne stjernevind kan genereres af de svage magnetfelter i den lavere atmosfære. [42]

Ud over kromosfæren i Aldebaran er en udvidet molekylær ydre atmosfære (MOLsfære), hvor temperaturen er kølig nok til, at der dannes gasmolekyler. Dette område ligger ca. 2,5 gange stjernens radius og har en temperatur på ca. 1.500 K. Spektret afslører linjer af kulilte, vand og titaniumoxid. [40] Uden for MOLSfæren fortsætter stjernevinden med at ekspandere, indtil den når afslutningsstødgrænsen med det varme, ioniserede interstellare medium, der dominerer den lokale boble, og danner en omtrent sfærisk astrosfære med en radius på omkring 1.000 AU, centreret om Aldebaran. [43]

Fem svage stjerner vises tæt på Aldebaran på himlen. Disse dobbeltstjernekomponenter fik store bogstaver med latinske bogstaver mere eller mindre i rækkefølge efter deres opdagelse, med bogstavet A forbeholdt den primære stjerne. Nogle egenskaber ved disse komponenter, herunder deres position i forhold til Aldebaran, er vist i tabellen.

WDS 04359 + 1631 Katalogindgang [20]
α Tau Tilsyneladende
Størrelse
Vinklet
Adskillelse (″)
Position
Vinkel (°)
År Parallaks (mas)
B 13.60 31.60 113 2007 47.3417 ± 0.1055 [44]
C 11.30 129.50 32 2011 19.1267 ± 0.4274 [45]
D 13.70
E 12.00 36.10 323 2000
F 13.60 255.70 121 2000 0.1626 ± 0.0369 [46]

Nogle undersøgelser, for eksempel Gaia Data Release 2, [44] har vist, at Alpha Tauri B kan have omtrent den samme korrekte bevægelse og parallaks som Aldebaran og dermed kan være et fysisk binært system. Disse målinger er vanskelige, da den dim B-komponent ser så tæt på den lyse primære stjerne, og fejlmarginen er for stor til at etablere (eller udelukke) et fysisk forhold mellem de to. Indtil videre har hverken B-komponenten eller noget andet utvetydigt vist sig at være fysisk forbundet med Aldebaran. [47] En spektral type M2.5 er blevet offentliggjort for Alpha Tauri B. [48]

Alpha Tauri CD er et binært system med C- og D-komponentstjernerne, der er bundet til og co-kredser om hinanden. Det er vist, at disse samkredsløbende stjerner ligger langt ud over Aldebaran og er medlemmer af Hyades-stjerneklyngen. Som med resten af ​​stjernerne i klyngen interagerer de ikke fysisk med Aldebaran på nogen måde. [31]

I 1993 viste radiale hastighedsmålinger af Aldebaran, Arcturus og Pollux, at Aldebaran udviste en langvarig radial hastighedsoscillation, som kunne fortolkes som en substellar ledsager. Målingerne for Aldebaran indebar en ledsager med en minimumsmasse på 11,4 gange Jupiters i en 643-dages bane ved en adskillelse på 2,0 AU (300 Gm) i en let excentrisk bane. Imidlertid viste alle de tre undersøgte stjerner lignende svingninger, der gav lignende ledsagermasser, og forfatterne konkluderede, at variationen sandsynligvis var iboende for stjernen snarere end på grund af en ledsagers tyngdekraft. [49]

I 2015 viste en undersøgelse stabilt langsigtet bevis for både en planetarisk ledsager og stjerneaktivitet. [12] En asteroseismisk analyse af resterne til planetens tilpasning har bestemt, at Aldebaran b har en minimumsmasse på 5,8 ± 0,7 Jupiter-masser, og at når stjernen var på hovedsekvensen, ville den have givet denne planet jordlignende niveauer af belysning og derfor potentielt temperatur. [11] Dette ville placere det og ethvert af dets måner i den beboelige zone.

Aldebaran var oprindeligt نير الضبران (Nā᾽ir al Dabarān på arabisk), hvilket betyder "den lyse af tilhængeren". al Dabarān (الدبران) påførte derefter hele månens palæ indeholdende Hyades. [16] Det antages, at det, der fulgte, er Plejaderne. [15] Der er brugt en række translittererede stavemåder med den aktuelle Aldebaran bliver standard relativt for nylig. [16]

Mytologi Rediger

Denne let ses og slående stjerne i sin suggestive asterisme er et populært emne for gamle og moderne myter.

  • Mexicansk kultur: For Seris i det nordvestlige Mexico giver denne stjerne lys til de syv fødende kvinder (Pleiades). Det har tre navne: Hant Caalajc Ipápjö, Queetoog Azoj Yeen oo Caap ("stjerne, der går videre"). Månemåneden svarende til oktober kaldes Queeto yaao "Aldebarans vej". [50]
  • Aboriginal kultur: i Clarence-floden i det nordøstlige New South Wales er denne stjerne stamfar Karambal, der stjal en anden mands kone. Kvindens mand spurgte ham og brændte træet, hvor han gemte sig. Det menes, at han rejste sig til himlen som røg og blev stjernen Aldebaran. [51]

Navne på andre sprog Rediger

  • I hinduistisk astronomi identificeres det som månens palæ Rohini ("den røde") og som en af ​​de 27 døtre til Daksha og hustruen til guden Chandra (Månen).
  • På oldgræsk er det blevet kaldt Λαμπαδίας Lampadias, bogstaveligt talt "fakkellignende eller -bærer ". [52]
  • På kinesisk, 畢 宿 (Bì Xiù), betyder Net, henviser til en asterisme bestående af Aldebaran, ε Tauri, δ 3 Tauri, δ 1 Tauri, γ Tauri, 71 Tauri og λ Tauri. [53] Derfor er det kinesiske navn for Aldebaran i sig selv 畢 宿 五 (Bì Xiù wǔ), "den femte stjerne af nettet". [54]

I moderne kultur Rediger

Navnet Aldebaran eller Alpha Tauri er blevet vedtaget mange gange, herunder

    i Antarktis
  • Amerikanske flådebutikker sender USS Aldebaran (AF-10) og italiensk fregat Aldebaran (F 590)
  • foreslået mikro-satellitskibskøretøj Aldebaran
  • Fransk firma Aldebaran Robotics
  • modemærke AlphaTauri-teamet Scuderia AlphaTauri, tidligere kendt som Toro Rosso

Stjernen vises også i fiktion som f.eks Langt fra den vanvittige skare og Ned og ud i Paris og London. Det ses ofte i science fiction, herunder Objektivserie og Fallen Dragon. Som den lyseste stjerne i en stjernetegn, får den også stor betydning inden for astrologien.

Aldebaran optræder regelmæssigt i sammensværgelsesteorier som en af ​​oprindelsen til udenjordiske udlændinge, [55] ofte knyttet til nazistiske ufoer. [56] Et velkendt eksempel er den tyske sammensværgelsesteoretiker Axel Stoll, der betragtede stjernen som det ariske racers hjem og målet for ekspeditioner fra Wehrmacht. [57]

Den planetariske udforskningssonde Pioneer 10 er ikke længere drevet eller i kontakt med Jorden, men dens bane tager den i den generelle retning af Aldebaran. Det forventes at gøre sin nærmeste tilgang på omkring to millioner år. [58]


29.1 Universets tidsalder

For at udforske universets historie vil vi følge den samme vej, som astronomer historisk fulgte - begyndende med undersøgelser af det nærliggende univers og derefter undersøge objekter, der fjernes langt væk, og se længere tilbage i tiden.

Erkendelsen af, at universet ændrer sig med tiden, kom i 1920'erne og 1930'erne, da målinger af rød forskydning af en stor prøve af galakser blev tilgængelige. Efterhånden er det overraskende, at forskere var så chokerede over at opdage, at universet ekspanderer. Faktisk kræver vores tyngdekraftsteorier, at universet enten skal ekspandere eller trække sig sammen. For at vise hvad vi mener, lad os begynde med et univers af begrænset størrelse - sig en kæmpe kugle med tusind galakser. Alle disse galakser tiltrækker hinanden på grund af deres tyngdekraft. Hvis de oprindeligt var stille, ville de uundgåeligt begynde at komme tættere på hinanden og til sidst kollidere. De kunne kun undgå dette sammenbrud, hvis de af en eller anden grund tilfældigvis bevægede sig væk fra hinanden i høje hastigheder. På samme måde kan den kun undgå at falde tilbage til jorden, hvis en raket affyres med høj nok hastighed.

Problemet med hvad der sker i et uendeligt univers er sværere at løse, men Einstein (og andre) brugte sin teori om generel relativitet (som vi beskrev i sorte huller og buet rumtid) for at vise, at selv uendelige universer ikke kan være statiske. Da astronomer på det tidspunkt endnu ikke vidste, at universet ekspanderede (og Einstein selv var filosofisk uvillig til at acceptere et univers i bevægelse), ændrede han sine ligninger ved at indføre et vilkårligt nyt udtryk (vi kan kalde det en fudge-faktor) kaldet kosmologisk konstant. Denne konstant repræsenterede en hypotetisk afstødningskraft, der kunne afbalancere tyngdekraften på de største skalaer og tillade galakser at forblive i faste afstande fra hinanden. På den måde kunne universet forblive stille.

Cirka et årti senere rapporterede Hubble og hans kolleger, at universet ekspanderede, så der ikke er behov for en mystisk afbalanceringskraft. (Vi diskuterede dette i kapitlet om galakser.) Einstein siges at have sagt, at introduktionen af ​​den kosmologiske konstant var "den største fejl i mit liv." Som vi vil se senere i dette kapitel indikerer relativt nylige observationer imidlertid, at ekspansionen er accelererende. Der udføres nu observationer for at bestemme, om denne acceleration er i overensstemmelse med en kosmologisk konstant. På en måde kan det vise sig, at Einstein trods alt havde ret.

Link til læring

Se denne webudstilling om historien om vores tænkning om kosmologi med billeder og biografier fra American Institute of Physics Center for the History of Physics.

Hubble-tiden

Hvis vi havde en film af det ekspanderende univers og kørte filmen baglæns, hvad ville vi se? I stedet for at bevæge sig fra hinanden bevæger galakserne sig sammen i vores film - kommer tættere og tættere på hele tiden. Til sidst ville vi finde ud af, at alt det, vi kan se i dag, engang var koncentreret i et uendeligt lille volumen. Astronomer identificerer denne gang med begyndelsen på universet. Eksplosionen af ​​det koncentrerede univers i begyndelsen af ​​tiden kaldes Big Bang (ikke et dårligt udtryk, da du ikke kan have et større bang end et, der skaber hele universet). Men hvornår opstod dette brag?

Vi kan lave et rimeligt skøn over den tid, siden den universelle ekspansion begyndte. For at se hvordan astronomer gør dette, lad os begynde med en analogi. Antag, at din astronomiklasse beslutter at holde en fest (en slags "Big Bang") hos nogens hjem for at fejre slutningen af ​​semestret. Desværre fejrer alle med så stor begejstring, at naboerne ringer til politiet, der ankommer og sender alle væk i samme øjeblik. Du kommer hjem klokken 2, stadig lidt ked af den måde, festen sluttede på, og indser, at du har glemt at se på dit ur for at se, hvornår politiet kom der. Men du bruger et kort til at måle, at afstanden mellem festen og dit hus er 40 kilometer. Og du husker også, at du kørte hele turen med en jævn hastighed på 80 kilometer i timen (da du var bekymret for, at politibiler fulgte dig). Derfor skal turen have taget:

Så festen skal være gået sammen kl.

No humans were around to look at their watches when the universe began, but we can use the same technique to estimate when the galaxies began moving away from each other. (Remember that, in reality, it is space that is expanding, not the galaxies that are moving through static space.) If we can measure how far apart the galaxies are now, and how fast they are moving, we can figure out how long a trip it’s been.

Let’s call the age of the universe measured in this way T0. Let’s first do a simple case by assuming that the expansion has been at a constant rate ever since the expansion of the universe began. In this case, the time it has taken a galaxy to move a distance, d, away from the Milky Way (remember that at the beginning the galaxies were all together in a very tiny volume) is (as in our example)

hvor v is the velocity of the galaxy. If we can measure the speed with which galaxies are moving away, and also the distances between them, we can establish how long ago the expansion began.

Making such measurements should sound very familiar. This is just what Hubble and many astronomers after him needed to do in order to establish the Hubble law and the Hubble constant . We learned in Galaxies that a galaxy’s distance and its velocity in the expanding universe are related by

hvor H is the Hubble constant. Combining these two expressions gives us

We see, then, that the work of calculating this time was already done for us when astronomers measured the Hubble constant. The age of the universe estimated in this way turns out to be just the reciprocal of the Hubble constant (that is, 1/H). This age estimate is sometimes called the Hubble time . For a Hubble constant of 20 kilometers/second per million light-years, the Hubble time is about 15 billion years. (By the way, the unit used by astronomers for the Hubble constant is kilometers/second per million parsecs. In these units, the Hubble constant is equal to about 70 kilometers/second per million parsecs, again with an uncertainty of about 5%.)

To make numbers easier to remember, we have done some rounding here. Estimates for the Hubble constant are actually closer to 21 or 22 kilometers/second per million light-years, which would make the age closer to 14 billion years. But there is still about a 5% uncertainty in the Hubble constant, which means the age of the universe estimated in this way is also uncertain by about 5%.

To put these uncertainties in perspective, however, you should know that 50 years ago, the uncertainty was a factor of 2. Remarkable progress toward pinning down the Hubble constant has been made in the last couple of decades.

The Role of Deceleration

The Hubble time is the right age for the universe only if the expansion rate has been constant throughout the time since the expansion of the universe began. Continuing with our end-of-the-semester-party analogy, this is equivalent to assuming that you traveled home from the party at a constant rate, when in fact this may not have been the case. At first, mad about having to leave, you may have driven fast, but then as you calmed down—and thought about police cars on the highway—you may have begun to slow down until you were driving at a more socially acceptable speed (such as 80 kilometers/hour). In this case, given that you were driving faster at the beginning, the trip home would have taken less than a half-hour.

In the same way, in calculating the Hubble time, we have assumed that the expansion rate has been constant throughout all of time. It turns out that this is not a good assumption. Earlier in their thinking about this, astronomers expected that the rate of expansion should be slowing down. We know that matter creates gravity, whereby all objects pull on all other objects. The mutual attraction between galaxies was expected to slow the expansion as time passed. This means that, if gravity were the only force acting (a big hvis, as we shall see in the next section), then the rate of expansion must have been faster in the past than it is today. In this case, we would say the universe has been decelerating since the beginning.

How much it has decelerated depends on the importance of gravity in slowing the expansion. If the universe were nearly empty, the role of gravity would be minor. Then the deceleration would be close to zero, and the universe would have been expanding at a constant rate. But in a universe with any significant density of matter, the pull of gravity means that the rate of expansion should be slower now than it used to be. If we use the current rate of expansion to estimate how long it took the galaxies to reach their current separations, we will overestimate the age of the universe—just as we may have overestimated the time it took for you to get home from the party.

A Universal Acceleration

Astronomers spent several decades looking for evidence that the expansion was decelerating, but they were not successful. What they needed were 1) larger telescopes so that they could measure the redshifts of more distant galaxies and 2) a very luminous standard bulb (or standard candle), that is, some astronomical object with known luminosity that produces an enormous amount of energy and can be observed at distances of a billion light-years or more.

Recall that we discussed standard bulb s in the chapter on Galaxies. If we compare how luminous a standard bulb is supposed to be and how dim it actually looks in our telescopes, the difference allows us to calculate its distance. The redshift of the galaxy such a bulb is in can tell us how fast it is moving in the universe. So we can measure its distance and motion independently.

These two requirements were finally met in the 1990s. Astronomers showed that supernovae of type Ia (see The Death of Stars), with some corrections based on the shapes of their light curves, are standard bulbs. This type of supernova occurs when a white dwarf accretes enough material from a companion star to exceed the Chandrasekhar limit and then collapses and explodes. At the time of maximum brightness, these dramatic supernovae can briefly outshine the galaxies that host them, and hence, they can be observed at very large distances. Large 8- to 10-meter telescopes can be used to obtain the spectra needed to measure the redshifts of the host galaxies (Figure 29.3).

The result of painstaking, careful study of these supernovae in a range of galaxies, carried out by two groups of researchers, was published in 1998. It was shocking—and so revolutionary that their discovery received the 2011 Nobel Prize in Physics. What the researchers found was that these type Ia supernovae in distant galaxies were fainter than expected from Hubble’s law, given the measured redshifts of their host galaxies. In other words, distances estimated from the supernovae used as standard bulbs disagreed with the distances measured from the redshifts.

If the universe were decelerating, we would expect the far-away supernovae to be brighter than expected. The slowing down would have kept them closer to us. Instead, they were fainter, which at first seemed to make no sense.

Before accepting this shocking development, astronomers first explored the possibility that the supernovae might not really be as useful as standard bulbs as they thought. Perhaps the supernovae appeared too faint because dust along our line of sight to them absorbed some of their light. Or perhaps the supernovae at large distances were for some reason intrinsically less luminous than nearby supernovae of type Ia.

A host of more detailed observations ruled out these possibilities. Scientists then had to consider the alternative that the distance estimated from the redshift was incorrect. Distances derived from redshifts assume that the Hubble constant has been truly constant for all time. We saw that one way it might not be constant is that the expansion is slowing down. But suppose neither assumption is right (steady speed or slowing down.)

Suppose, instead, that the universe is accelererende. If the universe is expanding faster now than it was billions of years ago, our motion away from the distant supernovae has sped up since the explosion occurred, sweeping us farther away from them. The light of the explosion has to travel a greater distance to reach us than if the expansion rate were constant. The farther the light travels, the fainter it appears. This conclusion would explain the supernova observations in a natural way, and this has now been substantiated by many additional observations over the last couple of decades. It really seems that the expansion of the universe is accelerating, a notion so unexpected that astronomers at first resisted considering it.

How can the expansion of the universe be speeding up? If you want to accelerate your car, you must supply energy by stepping on the gas. Similarly, energy must be supplied to accelerate the expansion of the universe. The discovery of the acceleration was shocking because scientists still have no idea what the source of the energy is. Scientists call whatever it is dark energy , which is a clear sign of how little we understand it.

Note that this new component of the universe is not the dark matter we talked about in earlier chapters. Dark energy is something else that we have also not yet detected in our laboratories on Earth.

What is dark energy? One possibility is that it is the cosmological constant, which is an energy associated with the vacuum of “empty” space itself. Quantum mechanics (the intriguing theory of how things behave at the atomic and subatomic levels) tells us that the source of this vacuum energy might be tiny elementary particles that flicker in and out of existence everywhere throughout the universe. Various attempts have been made to calculate how big the effects of this vacuum energy should be, but so far these attempts have been unsuccessful. In fact, the order of magnitude of theoretical estimates of the vacuum energy based on the quantum mechanics of matter and the value required to account for the acceleration of the expansion of the universe differ by an incredible factor of at least 10 120 (that is a 1 followed by 120 zeros)! Various other theories have been suggested, but the bottom line is that, although there is compelling evidence that dark energy exists, we do not yet know the source of that energy.

Whatever the dark energy turns out to be, we should note that the discovery that the rate of expansion has not been constant since the beginning of the universe complicates the calculation of the age of the universe. Interestingly, the acceleration seems not to have started with the Big Bang. During the first several billion years after the Big Bang, when galaxies were close together, gravity was strong enough to slow the expansion. As galaxies moved farther apart, the effect of gravity weakened. Several billion years after the Big Bang, dark energy took over, and the expansion began to accelerate (Figure 29.4).

Deceleration works to make the age of the universe estimated by the simple relation T0 = 1/H seem older than it really is, whereas acceleration works to make it seem younger. By happy coincidence, our best estimates of how much deceleration and acceleration occurred lead to an answer for the age very close to T0 = 1/H . The best current estimate is that the universe is 13.8 billion years old with an uncertainty of only about 100 million years.

Throughout this chapter, we have referred to the Hubble konstant. We now know that the Hubble constant does change with time. It is, however, constant everywhere in the universe at any given time. When we say the Hubble constant is about 70 kilometers/second/million parsecs, we mean that this is the value of the Hubble constant at the current time.

Comparing Ages

We now have one estimate for the age of the universe from its expansion. Is this estimate consistent with other observations? For example, are the oldest stars or other astronomical objects younger than 13.8 billion years? After all, the universe has to be at least as old as the oldest objects in it.

In our Galaxy and others, the oldest stars are found in the globular clusters (Figure 29.5), which can be dated using the models of stellar evolution described in the chapter Stars from Adolescence to Old Age.

The accuracy of the age estimates of the globular clusters has improved markedly in recent years for two reasons. First, models of interiors of globular cluster stars have been improved, mainly through better information about how atoms absorb radiation as they make their way from the center of a star out into space. Second, observations from satellites have improved the accuracy of our measurements of the distances to these clusters. The conclusion is that the oldest stars formed about 12–13 billion years ago.

This age estimate has recently been confirmed by the study of the spectrum of uranium in the stars. The isotope uranium-238 is radioactive and decays (changes into another element) over time. (Uranium-238 gets its designation because it has 92 protons and 146 neutrons.) We know (from how stars and supernovae make elements) how much uranium-238 is generally made compared to other elements. Suppose we measure the amount of uranium relative to nonradioactive elements in a very old star and in our own Sun, and compare the abundances. With those pieces of information, we can estimate how much longer the uranium has been decaying in the very old star because we know from our own Sun how much uranium decays in 4.5 billion years.

The line of uranium is very weak and hard to make out even in the Sun, but it has now been measured in one extremely old star using the European Very Large Telescope (Figure 29.6). Comparing the abundance with that in the solar system, whose age we know, astronomers estimate the star is 12.5 billion years old, with an uncertainty of about 3 billion years. While the uncertainty is large, this work is important confirmation of the ages estimated by studies of the globular cluster stars. Note that the uranium age estimate is completely independent it does not depend on either the measurement of distances or on models of the interiors of stars.

As we shall see later in this chapter, the globular cluster stars probably did not form until the expansion of the universe had been underway for at least a few hundred million years. Accordingly, their ages are consistent with the 13.8 billion-year age estimated from the expansion rate.


Aktiviteter

Determining the position of a star or other object in space is an important concept in astronomy. During this activity you will learn how the distances to nearby stars can be measured using the parallax effect, and put this method into practise to determine the distance to nearby stars.

Star in a Box (Paper-based)

Have you ever wondered what happens to stars as they get older? Explore the evolution of stars with different masses.

Star in a Box

Have you ever wondered what happens to the different stars in the night sky as they get older? This activity lets you explore the life-cycle of stars.

Return to Earth: Build a Lander

Students will work in groups to design, test and build a model lander to safely transport their “astronaut” to Earth. This activity will provide your class with an exciting context within which to explore the effects of gravity, air resistance and friction on movement.

Preparing an Observation Request on LCO

Students will carry out an observing session on the LCO robotic telescope network, using astronomical catalogues and planetarium software to determine target objects suitable for observation with the instruments available, within the allotted time window. Students will select appropriate observation parameters including filters and exposure times.

Plotting a Supernova Light curve

A supernova is the explosive death of a massive star. Although they only burn for a short amount of time, supernovae can tell us a lot about the Universe, including how to measure distance in space. In this activity you will plot the changing brightness of the object and interpret your data to study how these objects evolve.

Plotting an Asteroid Light Curve

One of the things we hope to learn through observation of near-Earth objects is their exact rotation rate. We can do by taking a series of observations of the object over time, and plotting the change in brightness. Using Asteroid Tracker you can help collect observations of interesting NEO targets, then plot and interpret your data to measure the rotation period of an asteroid.

Play Bingo with Charles Messier

Play a game of bingo and learn about the many wonders of the cosmos!

Measuring the Age of the Universe

The discovery of the expanding Universe was one of the greatest revelations in astronomy. During this activity students will relive Hubble’s monumental discovery by using real supernova spectra to create a famous Hubble Diagram.

Measure the diameter of the Sun

In this activity you will measure how fast the Sun moves to caclulate how big the Sun appears in the sky. All you need are some household items and about 20 minutes on a sunny day.

Measure the Age of Ancient Cosmic Explosions

In this project you will calculate the age of a supernova remnant using Las Cumbres Observatory and Hubble Space Telescope observations. You will compare the remnant's radius in images taken several years apart to determine the expansion velocity and use this to calculate how long ago the supernova explosion occurred.

How to Find Images Using the LCO Science Archive

There are many thousands of astronomical data files in our archive. We've created an archive search page that lets you limit your search by different attributes. This guide will walk you through the steps to finding the images you want.

How to Create Stunning Colour Images of the Cosmos (Using Pixlr)

This guide will show you how to create beautiful colour images using free online software.

How to Create Stunning Colour Images of the Cosmos (Using Photoshop)

This article will tell you how to use Adobe Photoshop to make high quality color images with your astronomical data.

How to Create Stunning Colour Images of the Cosmos (Using GIMP)

This guide will show you how to create beautiful colour images using free software that can be downloaded from the Internet.

How Big is the Solar System?

How long would it take to travel to the Moon? Could you travel to the edge of the Solar System and beyond? In this activity students learn about the size of the Solar System, beginning with the Earth and Moon and reaching out to encompass the entire Solar System.

Down2Earth: Making Impact Craters

The aim of this activity is to understand the effect the mass and velocity of an impacting object has on the resulting crater, in terms of diameter, depth and ejecta rays and relate this information to the craters on the surfaces of Earth and the Moon.

Create a Hubble Tuning Fork diagram

In this activity you will create stunning colour images of galaxies and add them to the Tuning Fork template to recreate the famous Hubble image.

Craters in the classroom

After carrying out this activity, students will understand the effect the mass, velocity and angle of an impacting object has on the resulting crater, in terms of diameter, depth and ejecta rays, and relate this information to the craters on the surfaces of Earth and the Moon.

Calculating the Age of Solar System Objects

How old are the objects within our Solar System? One method scientists use to answer this important question is counting the number of craters on their surface. This information, combined with the time it takes for craters to form on each body, gives us a strong estimate how old the object is. In this activity students will put this method into practise to calculate the age of five bodies within our Solar System.

Astronomical Seeing - How Good are the Observing Conditions?

Have you ever wondered why you see the stars in the night sky more clearly on some nights than on others? You are about to measure quantitatively how the Earth’s atmosphere affects the quality of sky images, and thereby imposes fundamental limitations to ground-based astronomical observations.

Astronaut Training: Taste

There are no refrigerators or ovens on the International Space Station, but that isn’t the only reason that eating can be a strange experience for astronauts. Due to lack of gravity and shifting fluids, things can taste very different in space. In this activity students will carry out a taste test to explore how our senses affect the flavour of our food, and what this might reveal about eating in space.

Astronaut Training: Dexterity

Working in teams, students must complete a jigsaw puzzle and reveal the hidden word as quickly as possible, while their dexterity is impaired, to simulate the difficulties faced by astronauts when attempting to fix satellites and instruments wearing bulky spacesuits. Assembling a puzzle quickly and correctly will help them understand the importance of dexterity, hand-eye coordination and communication -- essential skills for an astronaut!

Agent Exoplanet

Use the Agent Exoplanet interface to measure changes in the brightness of a star as an orbiting exoplanet transits. Contribute measurements to the Agent Exoplanet community. Describe an exoplanet light curve and its relationship to the physical process causing it.


How Do We Know How Old Everything Is?

I know it’s impolite to ask, but, how old are you? And how do you know? And doesn’t comparing your drivers license to your beautiful and informative “Year In Space” calendar feel somewhat arbitrary? How do we know old how everything is when what we observe was around long before calendars, or the Earth, or even the stars?

Scientists have pondered about the age of things since the beginning of science. When did that rock formation appear? When did that dinosaur die? How long has the Earth been around? When did the Moon form? What about the Universe? How long has that party been going on? Can I drink this beer yet, or will I go blind? How long can Spam remain edible past its expiration date?

As with distance, scientists have developed a range of tools to measure the age of stuff in the Universe. From rocks, to stars, to the Universe itself. Just like distance, it works like a ladder, where certain tools work for the youngest objects, and other tools take over for middle aged stuff, and other tools help to date the most ancient.

Let’s start with the things you can actually get your hands on, like plants, rocks, dinosaur bones and meteorites. Scientists use a technique known as radiometric dating. The nuclear age taught us how to blow up stuff real good, but it also helped understand how elements transform from one element to another through radioactive decay.

For example, there’s a version of carbon, called carbon-14. If you started with a kilo of it, after about 5,730 years, half of it would have turned into carbon-12. And then by 5,730 more years, you’d have about ¼ carbon-14 and ¾ carbon-12.

A list of the elements with their corresponding visible light emission spectra. Image Credit: MIT Wavelength Tables, NIST Atomic Spectrum Database, umop.net

This is known as an element’s half-life. And so, if you measure the ratio of carbon-12 to carbon-14 in a dead tree, for example, you can calculate how long ago it lived. Different elements work for different ages. Carbon-14 works for the last 50,000 years or so, while Uranium-238 has a half-life of 4.5 billion years, and will let you date the most ancient of rocks. But what about the stuff we can’t touch, like stars?

When you use a telescope to view a star, you can break up its light into different colors, like a rainbow. This is known as a star’s spectra, and if you look carefully, you can see black lines, or gaps, which correspond to certain elements. Since they can measure the ratios of different elements, astronomers can just look at a star to see how old it is. They can measure the ratio of uranium-238 to lead-206, and know how long that star has been around. How astronomers know the age of the Universe itself is one of my favorites, and we did a whole episode on this.

Artist’s conception of Planck, a space observatory operated by the European Space Agency, and the cosmic microwave background. Credit: ESA and the Planck Collaboration – D. Ducros

The short answer is, they measure the wavelength of the Cosmic Microwave Background Radiation. Since they know this used to be visible light, and has been stretched out by the expansion of the Universe, they can extrapolate back from its current wavelength to what it was at the beginning of the Universe. This tells them the age is about 13.8 billion years. Radiometric dating was a revolution for science. It finally gave us a dependable method to calculate the age of anything and everything, and finally figure out how long everything has been around.


Se videoen: What would Exoplanet look like? (November 2022).