Hay de 10 a 20 veces más galaxias en la parte observable del Universo de lo que se pensaba anteriormente.
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Imagen tomada por el telescopio Hubble (Fuente: NASA / ESA)
El telescopio Hubble ha ayudado a los astrónomos a realizar un descubrimiento emocionante que podría tener un impacto en todo el futuro de la ciencia astronómica. Al final resultó que, hay de 10 a 20 veces más galaxias en la parte observable del Universo de lo que los científicos pensaban anteriormente. Esta conclusión se obtuvo después de analizar una gran cantidad de fotografías del espacio profundo enviadas a la Tierra por el telescopio Hubble. En el transcurso del trabajo, los científicos estudiaron otras fotografías tomadas por astrónomos en los observatorios de la Tierra.
La conclusión de que hay más galaxias en el Universo de lo que la gente pensaba anteriormente fue hecha por científicos de la Universidad de Nottingham, dirigidos por Christopher Conselice. La mayoría de estas galaxias (alrededor del 90%) son relativamente pequeñas y débiles, por lo que no son fáciles de detectar. Según los científicos, estas galaxias son similares a los satélites de la Vía Láctea. "Perdimos la gran mayoría de las galaxias porque son demasiado tenues y están demasiado lejos", dice el profesor Conselis.
“El número real de galaxias en el Universo es una de las preguntas fundamentales en astronomía, y el hecho de que más del 90% de las galaxias aún no se hayan estudiado es aterrador. ¿Quién sabe qué propiedades interesantes de estos objetos descubriremos cuando comencemos a estudiar las galaxias con la ayuda de una nueva generación de telescopios? ”- pregunta el científico.
El video de arriba es el discurso de Carl Sagan en la escuela, donde explica a los escolares la inmensidad del universo. “Hay alrededor de 100 mil millones de otras galaxias aquí (en la parte observable del Universo), cada una de las cuales contiene alrededor de 100 mil millones de estrellas. Imagínese cuántas estrellas, planetas y formas de vida puede haber en este vasto y asombroso universo ”, dice Sagan.
El telescopio en órbita Hubble ayuda a los científicos a estudiar el universo visible. Ha estado funcionando durante unos 20 años, y durante todo este tiempo, los científicos de la Tierra han recibido una gran cantidad de la información más importante, incluidos datos sobre la cantidad de galaxias en el Universo. Anteriormente se creía que hay 100-200 mil millones de galaxias en la parte observable del Universo. Pero parece que este número se puede multiplicar con seguridad por 10 o incluso por 20.
Contando galaxias en el universo - tarea difícil... Primero, como se mencionó anteriormente, no vemos la mayoría de estos objetos debido a su penumbra y pequeño tamaño. El problema, de hecho, no está en las galaxias, sino en el hecho de que el equipo que usan los humanos para observarlas es imperfecto. En segundo lugar, hasta ahora solo podemos explorar una pequeña fracción del espacio disponible para la observación. Las imágenes del campo profundo del Hubble son solo una millonésima parte de lo que observaría un humano. Aquí hay una animación que muestra cuán gruesa es el área del espacio que observa el Hubble.
Científicos de la Universidad de Nottingham llegaron a sus conclusiones después de analizar imágenes del Hubble durante 15 años. El trabajo fue iniciado por el estudiante graduado Aaron Wilkinson, quien recibió una gran subvención para un proyecto para contar galaxias. Los datos que obtuvo sirvieron de base para un estudio mucho más amplio realizado por el profesor Conselis con colegas de las universidades de Edimburgo y Leiden. Utilizaron datos de Wilkinson, imágenes tomadas por Hubble e imágenes de otros observatorios de todo el mundo. El análisis matemático mostró que la densidad de la "población" del Universo es mayor de lo que se creía.
Además, los científicos intentaron contar el número de galaxias en el universo antiguo, hace miles de millones de años. En su opinión, hubo incluso más galaxias en el pasado que ahora, al menos diez veces.
“Sabemos que desde sus inicios, las galaxias han evolucionado, se han fusionado con otros objetos y han aumentado de tamaño. El hecho de que hubiera más galaxias en el pasado indica un proceso evolutivo muy activo que llevó a la fusión de muchos sistemas ”, dijeron los científicos en un comunicado. Este proceso evolutivo es la fusión de galaxias más pequeñas en objetos más grandes. Los nuevos datos ayudarán a los científicos a formar un modelo más preciso que nunca de la evolución del universo.
Los científicos, hablando de la gran cantidad de galaxias en el Universo, recordaron la paradoja de Olbers. Ésta es una de las paradojas de la cosmología prerrelativista, que consiste en que en un Universo estacionario uniformemente lleno de estrellas (como se creía entonces), el brillo del cielo (incluido el cielo nocturno) debería ser aproximadamente igual al brillo del disco solar. En teoría, en el modelo cosmológico del Big Bang, esta paradoja se resuelve por completo teniendo en cuenta la finitud de la velocidad de la luz y la finitud de la edad del Universo.
¿Por qué nuestro cielo está oscuro por la noche y no brilla? Podríamos observar aproximadamente la misma imagen si el Universo fuera estático (
El espacio exterior que nos rodea no es solo estrellas, planetas, asteroides y cometas solitarios que brillan en el cielo nocturno. El espacio es un sistema enorme en el que todo está en estrecha interacción entre sí. Los planetas se agrupan alrededor de estrellas, que a su vez se agrupan en un cúmulo o nebulosa. Estas formaciones pueden estar representadas por luminarias individuales, o pueden sumar cientos, miles de estrellas, formando ya formaciones universales a más gran escala: galaxias. Nuestro país estelar, la Vía Láctea, es solo una pequeña parte del vasto Universo, en el que también existen otras galaxias.
El universo está en constante movimiento. Cualquier objeto en el espacio es parte de una galaxia en particular. Siguiendo a las estrellas, las galaxias también se mueven, cada una de las cuales tiene su propio tamaño, un lugar específico en el universo denso y su propia trayectoria.
¿Cuál es la estructura real del universo?
Durante mucho tiempo, las ideas científicas de la humanidad sobre el espacio se construyeron alrededor de los planetas del sistema solar, las estrellas y los agujeros negros que habitan nuestro hogar estelar: la Vía Láctea. Cualquier otro objeto galáctico detectado en el espacio utilizando telescopios se introdujo automáticamente en la estructura de nuestro espacio galáctico. En consecuencia, no había idea de que la Vía Láctea no es la única formación universal.
Las limitadas capacidades técnicas no permitían mirar más allá, más allá de la Vía Láctea, donde, según la opinión establecida, comienza el vacío. Fue solo en 1920 que el astrofísico estadounidense Edwin Hubble pudo encontrar evidencia de que el Universo es mucho más grande y, junto con nuestra galaxia, hay otras galaxias, grandes y pequeñas, en este vasto e interminable mundo. No hay una frontera real del universo. Algunos objetos se encuentran lo suficientemente cerca de nosotros, a solo unos pocos millones de años luz de la Tierra. Otros, por el contrario, se encuentran en el rincón más alejado del Universo, estando fuera de la vista.
Han pasado casi cien años y el número de galaxias en la actualidad ya se estima en cientos de miles. En este contexto, nuestra Vía Láctea no parece tan enorme, si no muy pequeña. Hoy en día, ya se han descubierto galaxias cuyos tamaños son difíciles de analizar incluso matemáticamente. Por ejemplo, la galaxia más grande del universo, IC 1101, tiene 6 millones de años luz de diámetro y contiene más de 100 billones de estrellas. Este monstruo galáctico se encuentra a más de mil millones de años luz de nuestro planeta.
La estructura de una formación tan enorme, que es el Universo a escala global, está representada por el vacío y las formaciones interestelares: filamentos. Estos últimos, a su vez, se dividen en supercúmulos, cúmulos intergalácticos y grupos galácticos. El eslabón más pequeño de este enorme mecanismo es la galaxia, representada por numerosos cúmulos de estrellas: brazos y nebulosas gaseosas. Se supone que el universo se está expandiendo constantemente, lo que obliga a las galaxias a moverse a una velocidad tremenda en la dirección desde el centro del universo hacia la periferia.
Si imaginamos que estamos observando el espacio desde nuestra galaxia, la Vía Láctea, que supuestamente está ubicada en el centro del universo, entonces un modelo a gran escala de la estructura del Universo se verá así.
La materia oscura, también conocida como vacío, supercúmulos, grupos de galaxias y nebulosas, son todas consecuencias del Big Bang, que inició la formación del Universo. En mil millones de años se produce una transformación de su estructura, cambia la forma de las galaxias, ya que algunas estrellas desaparecen, absorbidas por agujeros negros, mientras que otras, por el contrario, se transforman en supernovas, convirtiéndose en nuevos objetos galácticos. Hace miles de millones de años, la disposición de las galaxias era muy diferente a la que vemos ahora. De una forma u otra, en el contexto de constantes procesos astrofísicos que tienen lugar en el espacio, es posible sacar ciertas conclusiones de que nuestro Universo tiene una estructura no permanente. Todos los objetos espaciales están en constante movimiento, cambiando su posición, tamaño y edad.
Hasta la fecha, gracias al telescopio Hubble, ha sido posible encontrar la ubicación de las galaxias más cercanas a nosotros, establecer sus tamaños y determinar la ubicación de nuestro mundo relativo. Gracias a los esfuerzos de astrónomos, matemáticos y astrofísicos, se ha compilado un mapa del Universo. Se han identificado galaxias individuales, sin embargo, en su mayor parte, estos grandes objetos universales están agrupados por varias docenas en un grupo. El tamaño medio de las galaxias en dicho grupo es de 1 a 3 millones de años luz. El grupo, al que pertenece nuestra Vía Láctea, tiene 40 galaxias. Además de los grupos en el espacio intergaláctico, hay una gran cantidad de galaxias enanas. Como regla general, estas formaciones son satélites de galaxias más grandes, como nuestra Vía Láctea, Triángulo o Andrómeda.
Hasta hace poco, la galaxia enana "Segue 2" era considerada la galaxia más pequeña del Universo, ubicada a 35 kiloparsecs de nuestra estrella. Sin embargo, en 2018, los astrofísicos japoneses descubrieron una galaxia aún más pequeña, Virgo I, que es un satélite de la Vía Láctea y se encuentra a una distancia de 280 mil años luz de la Tierra. Sin embargo, los científicos creen que este no es el límite. Existe una alta probabilidad de que existan galaxias de tamaños mucho más modestos.
A los grupos de galaxias les siguen los cúmulos, regiones del espacio exterior en las que hay hasta un centenar de galaxias de varios tipos, formas y tamaños. Los racimos son de tamaño colosal. Como regla general, el diámetro de una formación tan universal es de varios megaparsecs.
Una característica distintiva de la estructura del Universo es su débil variabilidad. A pesar de las tremendas velocidades con las que se mueven las galaxias en el Universo, todas siguen siendo parte de un cúmulo. Aquí opera el principio de preservar la posición de las partículas en el espacio, que se ve afectado por la materia oscura, formada como resultado del Big Bang. Se supone que bajo la influencia de estos vacíos llenos de materia oscura, los cúmulos y grupos de galaxias continúan moviéndose en la misma dirección durante miles de millones de años, adyacentes entre sí.
Las formaciones más grandes del Universo son supercúmulos galácticos, que unen grupos de galaxias. El supercúmulo más famoso es la Gran Muralla del Payaso, un objeto de proporciones universales, que se extiende a lo largo de 500 millones de años luz. Este supercúmulo tiene 15 millones de años luz de espesor.
En las condiciones actuales, las naves espaciales y la tecnología no nos permiten considerar el Universo en toda su profundidad. Solo podemos detectar superclusters, clusters y grupos. Además, nuestro espacio tiene huecos gigantes, burbujas de materia oscura.
Pasos para explorar el universo
El mapa moderno del Universo nos permite no solo determinar nuestra ubicación en el espacio. Hoy, gracias a la presencia de potentes radiotelescopios y las capacidades técnicas del telescopio Hubble, el hombre ha logrado no solo contar aproximadamente el número de galaxias en el Universo, sino también determinar sus tipos y variedades. En 1845, el astrónomo británico William Parsons, utilizando un telescopio para estudiar nubes de gas, pudo revelar la naturaleza espiral de la estructura de los objetos galácticos, enfocándose en el hecho de que en diferentes regiones el brillo de los cúmulos estelares puede ser mayor o menor.
Hace cien años, la Vía Láctea era considerada la única galaxia conocida, aunque otros objetos intergalácticos fueron probados matemáticamente. Nuestro patio espacial recibió su nombre en la antigüedad. Los antiguos astrónomos que miraban la miríada de estrellas en el cielo nocturno notaron característica distintiva su ubicación. El cúmulo principal de estrellas se agrupaba a lo largo de una línea imaginaria que se asemejaba a un camino de leche salpicada. Via Láctea, cuerpos celestiales Otra galaxia muy conocida, Andrómeda, es el primer objeto del universo que inició el estudio del espacio exterior.
Nuestra Vía Láctea tiene un conjunto completo de todos los objetos galácticos que debería tener una galaxia normal. Hay cúmulos y grupos de estrellas, cuyo número total es aproximadamente 250-400 mil millones, hay nubes de gas en nuestra galaxia que forman los brazos, hay agujeros negros y sistemas solares similares al nuestro.
Al mismo tiempo, la Vía Láctea, como Andrómeda y el Triángulo, es solo una pequeña parte del Universo, que es parte del grupo de supercúmulos local llamado Virgo. Nuestra galaxia tiene forma de espiral, donde la mayor parte de los cúmulos de estrellas, nubes de gas y otros objetos espaciales se mueven alrededor del centro. La espiral exterior tiene 100.000 años luz de diámetro. La Vía Láctea no es una gran galaxia según los estándares cósmicos, con una masa de 4.8x1011 Mʘ. Nuestro Sol también se encuentra en uno de los brazos de Orión el Cisne. La distancia de nuestra estrella al centro de la Vía Láctea es de 26.000 ± 1.400 sv. años.
Durante mucho tiempo, se creyó que una de las más populares entre los astrónomos, la nebulosa de Andrómeda es parte de nuestra galaxia. Los estudios posteriores de esta parte del cosmos han proporcionado evidencia irrefutable de que Andrómeda es una galaxia independiente y mucho más grande que la Vía Láctea. Las imágenes tomadas con la ayuda de telescopios mostraron que Andrómeda tiene su propio núcleo. También hay cúmulos de estrellas y nebulosas que se mueven en espiral. Cada vez, los astrónomos intentaron mirar más y más profundamente en el universo, explorando vastas áreas del espacio exterior. El número de estrellas de este gigante cósmico se estima en 1 billón.
Gracias a los esfuerzos de Edwin Hubble, fue posible establecer la distancia aproximada a Andrómeda, que de ninguna manera podría ser parte de nuestra galaxia. Fue la primera galaxia en someterse a un escrutinio tan detenido. Los años siguientes dieron nuevos descubrimientos en el campo de la exploración espacial intergaláctica. Estudió más a fondo esa parte de la Vía Láctea, que contiene nuestro sistema solar. Desde mediados del siglo XX, ha quedado claro que, además de nuestra Vía Láctea y la conocida Andrómeda, hay una gran cantidad de otras formaciones de escala universal en el espacio. Sin embargo, el orden requería ordenar el espacio exterior. Si bien las estrellas, los planetas y otros objetos espaciales se podían clasificar, la situación con las galaxias era más complicada. Afectado por las enormes dimensiones de las áreas exploradas del espacio exterior, que no solo eran difíciles de estudiar visualmente, sino también de evaluar a nivel de la naturaleza humana.
Tipos de galaxias de acuerdo con la clasificación aceptada
Hubble fue el primero en dar ese paso, haciendo en 1962 un intento de clasificar lógicamente las galaxias conocidas en ese momento. La clasificación se realizó en función de la forma de los objetos en estudio. Como resultado, Hubble logró organizar todas las galaxias en cuatro grupos:
- el tipo más común son las galaxias espirales;
- siguen las galaxias espirales elípticas;
- con una barra (barra) galaxia;
- galaxias equivocadas.
Cabe señalar que nuestra Vía Láctea pertenece a las típicas galaxias espirales, pero hay un "pero". Recientemente, se reveló la presencia de un saltador, una barra, que está presente en la parte central de la formación. En otras palabras, nuestra galaxia no se origina en el núcleo galáctico, sino que se deriva de la barra.
Tradicionalmente, una galaxia espiral se ve como un disco espiral plano, en el que siempre hay un centro brillante: el núcleo galáctico. Hay la mayoría de estas galaxias en el Universo y están designadas con la letra latina S. Además, hay una división de galaxias espirales en cuatro subgrupos: So, Sa, Sb y Sc. Las letras minúsculas denotan la presencia de un núcleo brillante, la ausencia de brazos o viceversa, la presencia de brazos densos que cubren la parte central de la galaxia. En tales brazos hay cúmulos de estrellas, grupos de estrellas que incluyen nuestro sistema solar y otros objetos espaciales.
La característica principal de este tipo es la lenta rotación alrededor del centro. La Vía Láctea hace una revolución completa alrededor de su centro en 250 millones de años. Las espirales más cercanas al centro están compuestas principalmente por cúmulos de estrellas viejas. El centro de nuestra galaxia es un agujero negro alrededor del cual tiene lugar todo el movimiento principal. La longitud del camino, según estimaciones modernas, es de 1,5 a 25 mil años luz hacia el centro. En el curso de su existencia, las galaxias espirales pueden fusionarse con otras formaciones universales más pequeñas. La evidencia de tales colisiones en períodos anteriores es la presencia de halos de estrellas y halos de cúmulos. Una teoría similar subyace a la teoría de la formación de galaxias espirales, que fueron el resultado de la colisión de dos galaxias ubicadas en las cercanías. La colisión no pudo pasar sin dejar rastro, dando un impulso de rotación general a la nueva formación. Cerca de la galaxia espiral hay una galaxia enana, una, dos o varias a la vez, que son satélites de una formación mayor.
Las galaxias espirales elípticas son similares en estructura y composición a las galaxias espirales. Estos son los objetos del universo más grandes y grandes, que incluyen una gran cantidad de supercúmulos, cúmulos y grupos de estrellas. En las galaxias más grandes, el número de estrellas supera las decenas de billones. La principal diferencia entre tales formaciones es la forma que se estira fuertemente en el espacio. Las espirales están dispuestas en forma elíptica. La galaxia espiral elíptica M87 es una de las más grandes del universo.
Las galaxias son mucho menos comunes con una barra. Representan aproximadamente la mitad de todas las galaxias espirales. A diferencia de las formaciones espirales, en tales galaxias, el origen proviene de una barra llamada barra, que fluye de las dos estrellas más brillantes ubicadas en el centro. Un buen ejemplo tal formación es nuestra Vía Láctea y la galaxia Gran Nube de Magallanes. Anteriormente, esta formación se atribuía a galaxias irregulares. La aparición del puente es actualmente una de las principales áreas de investigación de la astrofísica moderna. Según una versión, un agujero negro cercano succiona y absorbe gas de las estrellas vecinas.
Las galaxias más hermosas del Universo se clasifican en galaxias espirales e irregulares. Uno de los más bellos es el Whirlpool Galaxy ubicado en la constelación celestial Hounds Dogs. EN en este caso el centro de la galaxia y las espirales que giran en la misma dirección son claramente visibles. Las galaxias irregulares son supercúmulos de estrellas ubicados al azar sin una estructura clara. Un ejemplo sorprendente de tal formación es la galaxia NGC 4038, ubicada en la constelación de Raven. Aquí, junto con enormes nubes de gas y nebulosas, se puede ver una completa falta de orden en la disposición de los objetos espaciales.
conclusiones
Puedes estudiar el Universo sin cesar. Cada vez, con la llegada de nuevos medios técnicos, una persona levanta la cortina del espacio. Las galaxias son los objetos más incomprensibles del espacio exterior para la mente humana, tanto desde el punto de vista psicológico como desde el punto de vista científico.
Si tiene alguna pregunta, déjela en los comentarios debajo del artículo. Nosotros o nuestros visitantes estaremos encantados de responderles.
Un equipo internacional de astrónomos dirigido por Christopher J. Conselice, profesor de astrofísica en la Universidad de Nottingham, encontró que El universo contiene al menos 2 billones de galaxias., diez veces más de lo que se pensaba. El trabajo del equipo, que comenzó con una subvención de la Royal Astronomical Society, se publicó en el Astrophysical Journal el 14 de octubre de 2016.
Los astrónomos han buscado durante mucho tiempo determinar cuántas galaxias existen en el universo observable, la parte del cosmos donde la luz de objetos distantes logró llegar hasta nosotros. Durante los últimos 20 años, los científicos han utilizado imágenes del Telescopio Espacial Hubble para estimar que el universo que vemos contiene entre 100 y 200 mil millones de galaxias. La tecnología astronómica moderna nos permite estudiar solo el 10% de estas galaxias, y el 90% restante solo será visible después de que se hayan desarrollado telescopios mejores y más grandes.
La investigación del profesor Conselice es la culminación de 15 trabajo de verano, que también fue parcialmente financiado por una beca de investigación otorgada al estudiante senior Aaron Wilkinson. Aaron, actualmente PhD (Doctor en Filosofía) en la Universidad de Nottingham, comenzó revisando todos los estudios previos de conteo de galaxias, que sirvieron como base fundamental para establecer un estudio más amplio.
El equipo del profesor Conselice ha transformado imágenes de cielo profundo altamente direccionales de telescopios de todo el mundo, y especialmente del telescopio Hubble, en mapas 3D. Esto les permitió calcular la densidad de las galaxias, así como el volumen de una pequeña región del espacio tras otra. Este minucioso estudio permitió al equipo establecer cuántas galaxias se perdieron en una exploración anterior. Podemos decir que realizaron excavaciones arqueológicas intergalácticas.
Los resultados de este estudio se basan en mediciones del número de galaxias observadas en diferentes eras - porciones de tiempo a escala galáctica - para toda la historia del Universo. Cuando el profesor Conselice y su equipo de Nottingham, en colaboración con científicos del Observatorio de Leiden en la Universidad de Leiden en los Países Bajos y el Instituto de Astronomía de la Universidad de Edimburgo, investigaron cuántas galaxias había en cada época, encontraron que más etapa temprana El desarrollo del Universo, el número de galaxias era mucho mayor que ahora.
Parece que cuando el universo tenía solo unos pocos miles de millones de años, el número de galaxias en un volumen dado de espacio era diez veces mayor que en la actualidad en un volumen similar. La mayoría de estas galaxias eran sistemas con bajo peso, es decir con masas similares a las de las galaxias que ahora rodean la Vía Láctea.
El profesor Conselis dijo: “Esto es muy sorprendente porque sabemos que en los 13,7 mil millones de años de evolución cósmica desde el Big Bang, las galaxias han crecido en tamaño a través de la formación de estrellas y la fusión con otras galaxias. Estableciendo la presencia más galaxias en el pasado implica que debe haber tenido lugar una evolución significativa con el objetivo de disminuir su número a través de la fusión extensa de sistemas. Nos estamos perdiendo la gran mayoría de las galaxias porque son muy débiles y distantes. El número de galaxias en el universo es una cuestión fundamental de la astronomía, y es sorprendente, ya que el 90% de las galaxias en el espacio aún no han sido estudiadas. ¿Quién sabe qué propiedades interesantes encontraremos al estudiar estas galaxias con telescopios de próxima generación? "
Traducción del artículo "Distribución de densidad de galaxias en Z< 8 и ее последствия».
Октябрь 2016.
Права на перевод принадлежат
Autores:
Christopher J. Conselice, Facultad de Física y Astronomía, Universidad de Nottingham, Nottingham, Inglaterra.
Aaron Wilkinson, Observatorio de Leiden Universidad de Leiden, Países Bajos
Kenneth Duncan, Real Observatorio, Instituto de Astronomía, Universidad de Edimburgo, Escocia
anotación
La distribución de la densidad de galaxias en el Universo y, por tanto, el número total de galaxias es una cuestión fundamental de la astrofísica que influye en la solución de muchos problemas en el campo de la cosmología. Sin embargo, antes de la publicación de este artículo, nunca se había realizado un estudio detallado similar de este importante indicador, así como la definición de un algoritmo claro para encontrar este número. Para resolver este problema, usamos las funciones de masa estelar galácticas observadas hasta $ z \\ sim 8 $ para determinar cómo cambia la densidad del número de galaxias según la función de tiempo y el límite de masa. Hemos demostrado que un aumento en la densidad total de galaxias ($ \\ phi_T $) más masivas que $ M_ * \u003d 10 ^ 6M_ \\ odot $ disminuye a medida que $ \\ phi_T \\ sim t ^ (- 1) $, donde t es la edad del Universo ... Además, mostramos que esta tendencia se invierte y más bien aumenta con el tiempo a valores límite más altos de la masa $ M_ *\u003e 10 ^ 7M_ \\ odot $. Usando $ M_ * \u003d 10 ^ 6M_ \\ odot $ como límite inferior, hemos probado que el número total de galaxias en el Universo hasta $ z \u003d 8 $ es igual a: $ 2.0 (+0.7 \\ elija -0.6) \\ times (10 ^ (12)) $ o solo $ 2.0 \\ times (10 ^ (12)) $ (¡dos billones!), es decir casi diez veces más de lo que se ha visto en todos los estudios basados \u200b\u200ben el cielo. Discutiremos el impacto de estos resultados en la comprensión del proceso. evolución de las galaxiasy también comparar nuestros resultados con los últimos modelos de formación de galaxias. Estos resultados también indican que es probable que la luz de fondo cósmica en las regiones óptica y del infrarrojo cercano se origine en estas galaxias débiles no observables. También mostraremos cómo estos resultados abordan la pregunta de por qué el cielo nocturno es oscuro, también conocido como.
1. Introducción
Cuando descubrimos el Universo y sus propiedades, siempre queremos conocer los valores absolutos. Por ejemplo, el interés astronómico es calcular cuántas estrellas hay en nuestra galaxia, cuántos planetas rodean estas estrellas (Fressin et al., 2013), la densidad total del Universo (por ejemplo, Fukugita & Peebles 2004), entre otros absolutos en las propiedades del Universo. ... Aquí se dio una respuesta aproximada a una de estas preguntas: es la densidad total del número de galaxias y, por lo tanto, el número total de galaxias en el Universo.
Esta pregunta no es solo una curiosidad ociosa, sino que está relacionada con muchas otras preguntas en cosmología y astronomía. La distribución de densidad de las galaxias está relacionada con cuestiones como la formación / evolución de una galaxia por el número de sistemas formados, el cambio de la proporción de galaxias gigantes a las galaxias enanas, las tasas de explosión de supernovas distantes y rayos gamma, la tasa de formación de estrellas en el Universo y cómo se crean / destruyen nuevas galaxias mediante fusiones ( por ejemplo, Bridge et al.2007; Lin et al.2008; Jogee et al.2009; Conselice et al.2011; Bluck et al.2012; Conselice 2014; Ownsworth et al.2014). El número de galaxias en el universo observable también revela información sobre la densidad de la materia (materia y energía) en el universo, la luz de fondo en diferentes longitudes de onda y la comprensión de la paradoja de Olbers. Sin embargo, todavía no hay una buena medición de esta cantidad fundamental. Nuestra capacidad para estudiar la distribución de densidad de las galaxias con telescopios solo surgió con la llegada de las cámaras CCD. La investigación de ultra largo alcance para encontrar galaxias distantes comenzó en la década de 1990 (p. Ej., Koo & Kron 1992; Steidel & Hamilton 1992; Djorgovski et al. 1995), y ha alcanzado su profundidad actual siguiendo proyectos con el Telescopio Espacial Hubble, especialmente ( Williams y col. 1996). Se continuaron estudios adicionales en el marco de (Williams et al., 2000), (Giavalisco et al. 2004), una encuesta en el espectro infrarrojo (Cosmic Assembly Near-infrared Deep Extragalactic Legacy Survey) (Grogin et al. 2011; Koekemoer et al. 2011), y culminó en el campo ultraprofundo de Hubble (Beckwith et al. 2006), que sigue siendo la investigación óptica y de infrarrojo cercano más profunda en nuestro universo hasta la fecha.
Sin embargo, a pesar de toda esta investigación, todavía no está claro cómo evoluciona la densidad total del número de galaxias con el tiempo. Esta es una pregunta interesante porque sabemos que la tasa de formación de estrellas aumenta y luego disminuye a medida que z< 8 (например, Bouwens et al. 2009;
; Madau & Dickinson 2014), в то же время галактики становятся более крупными и менее своеобразными
(например, Conselice et al. 2004; Papovich et al. 2005; Buitrago et al. 2013; Mortlock et al. 2013; Lee et al. 2013; Conselice
2014; Boada et al. 2015). Однако мы не знаем, как изменяется общее количество галактик во времени и как это связано с общим образованием популяции галактик в целом.
Hay varias razones por las que no es fácil determinar el número total de galaxias basándose en los resultados de estudios de muy largo alcance. Uno de ellos es que todas las observaciones de alcance ultralargo están incompletas. Esto se debe a las limitaciones de tiempo y profundidad de exposición, lo que hace que algunas galaxias sean más fácilmente detectables que otras. El resultado es una imagen incompleta, incluso en los levantamientos de mayor alcance ultralargo, que puede corregirse, pero que aún deja cierta incertidumbre. Sin embargo, el problema más importante es que estas observaciones no llegan a las galaxias más débiles, aunque por teoría sabemos que debe haber muchas más galaxias débiles más allá de los límites actualmente disponibles para nuestra observación.
También es importante prestar atención a lo que entendemos por densidad total de galaxias en el Universo. No es una cantidad simple que se pueda definir como la densidad total que existe en el momento actual, la densidad total que es observable en principio y la densidad total que se puede observar usando tecnología moderna, son preguntas diferentes con respuestas diferentes. También existe el problema de que estamos limitados por el horizonte cosmológico por encima de lo que podemos observar y, por lo tanto, hay galaxias que no podemos ver más allá. Incluso el número de galaxias que existen en el universo hoy, es decir, si pudiéramos ver el universo entero tal como es en el momento presente, y no estar limitado por el tiempo de tránsito de la luz, es una cuestión difícil. Las galaxias en un universo distante han evolucionado más allá de lo que podemos observar actualmente debido a naturaleza última la velocidad de la luz y, aparentemente, será similar a la del universo visible. Abordamos todos estos problemas en este artículo, a saber, cómo cambia la densidad del número de galaxias dentro del universo observable actual hasta z ~ 8.
Con fines comparativos, en el Apéndice de este documento también analizamos el número de galaxias que son visibles para los telescopios modernos en todas las longitudes de onda y que podemos observar en la actualidad. Luego comparamos estos datos con las mediciones del número total de galaxias que potencialmente se pueden observar en el Universo en función de las funciones de masa medidas. También discutiremos cómo estos resultados revelan información sobre la evolución de la galaxia y. También proporcionamos información sobre exploraciones futuras y qué proporción de galaxias observarán.
Este artículo se divide en varias secciones. §2 describe los datos que usamos en este análisis, §3 describe los resultados de este trabajo, incluidos los métodos para analizar las funciones de masa estelar de una galaxia con el fin de obtener el número total de galaxias en el Universo, §4 describe las consecuencias de estos resultados, y presentado resumen artículos. En este artículo, usamos la cosmología estándar: H 0 \u003d 70 km s −1 Mpc −1 y Ω m \u003d 1 - Ω λ \u003d 0.3.
2. Datos
Los datos que usamos para este artículo provienen de múltiples fuentes y resultados. trabajos previos... En el Apéndice, describimos cuántas galaxias podemos observar actualmente en el Universo, basándonos en las observaciones más profundas disponibles hasta la fecha. Aquí, en el artículo principal, exploramos cuántas galaxias podrían detectarse potencialmente en el universo si se realizaran imágenes profundas en todas las longitudes de onda en todas las partes del cielo sin ninguna interferencia de galaxias u otra distorsión.
Para la mayor parte de este análisis y los resultados de este trabajo, usamos las funciones de masa de las galaxias desde el Universo observable hasta z ~ 8 para determinar cómo la densidad del número de galaxias evoluciona con el tiempo y. Estas funciones de masa y luminosidad apenas comienzan a medirse para grandes desplazamientos al rojo, y nuestros datos primarios se basan en funciones de masa calculadas utilizando imágenes infrarrojas y ópticas de alta precisión por el telescopio Hubble y las estaciones terrestres.
Como se presenta en la siguiente sección, las funciones de masa que usamos son de Fontana et al. (,), Tomczak et al. (2014) y para galaxias en z< 3. Для самых высоких значений красного смещения мы используем функции масс,
опубликованные
,
и
. Мы упорядочили все эти функции масс из каждого вышеуказанного исследования на основе
для звезд от $0.1M_\odot$ до $100M_\odot$. Мы использовали
плотности галактик из этих функций масс, соответствующие их объемам, в отличие от физических объемов. Это говорит о том, как количество галактик
изменяется в одном и том же эффективном объеме, при этом эффекты расширения Хаббла исключаются. Эти функции масс показаны на
{{ show1_MathJax ? "Закрыть":"Рисунке 1" }} до предела масс, взятых из ранее упомянутых исследований, которые также перечислены в Таблице 1.
Foto 1.Las funciones de masa que usamos en este artículo se trazan usando Todos estos valores se toman de varios estudios mencionados en §2. Las funciones de masa se presentan en función de los valores, el gráfico de la izquierda muestra los sistemas en z< 1, средний график показывает 1 < z < 3 и z > 3 (extremo derecho). Estas funciones de masa se muestran de modo que las líneas de color sólido son funciones de masa hasta el límite de los datos correspondientes en los que están completas, y las líneas de puntos muestran nuestra extrapolación a $ M_ * \u003d 10 ^ 6 M_ \\ odot $. El gráfico "más plano" de la función de masa para 1< z < 3 взят из работы и для z > 3 se toma del trabajo.
3. Distribución de la densidad de las galaxias.
3.1 Introducción y advertencias
El método principal que usamos para determinar la densidad de galaxias en el Universo es integrar el número de galaxias a través de funciones de masa fija para un corrimiento al rojo cosmológico dado. Esto requiere extrapolar las funciones de masa estelar establecidas para alcanzar el límite de masa mínimo para la población de galaxias. Hay muchas formas en que se puede hacer esto, que discutiremos a continuación. Una de las cuestiones más importantes es el límite inferior a partir del cual deberíamos empezar a contar el número de galaxias en función de las funciones de masa. Gracias a publicaciones recientes que dan funciones de masa estelar hasta z ~ 8 (por ejemplo, ahora podemos hacer este cálculo por primera vez. Otro problema es si se puede extrapolar por debajo del límite de los datos para los que originalmente era adecuado. Esta es la pregunta, que investigaremos en detalle.
Esto complementa el enfoque directamente observable presentado en el Apéndice y es una forma más precisa de medir el número de galaxias en el Universo observado actualmente si las funciones de masa se miden correctamente y se parametrizan con precisión. Sin embargo, este método está plagado de peligros potenciales que deben ser considerados y analizados cuidadosamente. Esto se debe principalmente al hecho de que las mediciones dependen mucho más factores además de los problemas de fotometría e identificación de objetos, que siempre están presentes cuando se mide simplemente el número de galaxias. La situación aquí está asociada con otras incertidumbres asociadas con la medición de masas estelares y corrimientos al rojo. Sin embargo, si podemos explicar estas incertidumbres, la integración de las funciones de masa establecidas nos puede informar sobre las densidades de las galaxias en un intervalo de corrimiento al rojo dado con cierta incertidumbre medida.
Usamos este método para calcular la densidad total de galaxias dentro del universo observado actualmente en función del corrimiento al rojo. Para esto, no integramos directamente las funciones de masa observables, sino que usamos la forma parametrizada, dado por la función Schechter (1976) para determinar la densidad total del número de galaxias en función del desplazamiento al rojo. La forma de esta función viene dada por:
$ \\ phi (M) \u003d b \\ times \\ phi ^ \\ ast \\ ln (10) ^ (1+ \\ alpha) $ $ \\ times \\ exp [-10 ^ (b (M-M ^ \\ ast))]. ... ... ... . (1) $
donde b \u003d 1 para la función de masa, b \u003d 0.4 para, que se escribirá en términos de valores absolutos. Para una función de masa, $ M ^ * $ es la masa típica en unidades logarítmicas y define dónde la función de masa cambia la pendiente, y $ M \u003d \\ log (\\ frac (M _ *) (M_ \\ bigodot)) $ es la masa en unidades logarítmicas. Asimismo, para la función de luminosidad, $ M ^ * $ corresponde a un valor típico. Hay una normalización para ambas funciones, $ \\ phi ^ * $, y $ \\ alpha $ define la pendiente para galaxias más tenues y menos masivas. Nuestro método utiliza los valores publicados de $ \\ phi ^ * $, $ \\ alpha $ y $ M ^ * $ para calcular el número integrado de galaxias en diferentes corrimientos al rojo.Usamos la función de luminosidad de Schechter como herramienta para calcular la densidad total, ya que en general describe bien la distribución de masa de las galaxias en todos los corrimientos al rojo en los rangos que estamos estudiando. Sin embargo, no sabemos en qué límite inferior de masa sigue siendo válido, lo cual es una incertidumbre en nuestro análisis. A continuación, discutiremos el uso de $ M _ * & gt10 ^ 6 M_ \\ bigodot $ como límite y la justificación para usarlo como nuestro límite inferior. También discutiremos cómo cambiarían nuestros resultados si usáramos un valor diferente para el límite de masa inferior.
Dado que estamos integrando funciones de masa a lo largo de toda la historia del universo, debemos utilizar múltiples estudios para dar cuenta del número de galaxias en diferentes corrimientos al rojo. Diferentes rangos de corrimiento al rojo requieren estudios realizados en diferentes longitudes de onda, y diferentes estudios a veces muestran diferentes significados Parámetros de Schechter. En este artículo, tratamos de estudiar de forma exhaustiva las funciones de masa que, especialmente con corrimientos al rojo bajos, pueden dar valores de densidad y forma evolutiva muy divergentes. Obtenemos casi los mismos resultados que cuando usamos la función de doble luminosidad de Schechter utilizada para calcular la función de masa a valores bajos del corrimiento al rojo cosmológico, así como si usamos la ley de potencia () para calcular la función de masa a valores altos del corrimiento al rojo cosmológico ...
1 pagina 170-183 Conferencias sobre astronomía estelar. Loktin A.V., Marsakov V.A., 2009.
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4., sección de la base de datos extragaláctica de la NASA (Base de datos extragaláctica de NASA / IPAC, NED) - el mayor depósito de imágenes, fotometría y espectros de galaxias obtenidos durante estudios del cielo en los rangos de microondas, infrarrojos, ópticos y ultravioleta (UV).
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8. En este trabajo se presentó la función de luminosidad de Schechter doble. Sección 4.2 en la página 10.
9. Lorenzo Zaninetti. 29 de mayo de 2017. Una función de luminosidad de Schechter truncada izquierda y derecha para quásares
En el rango de corrimiento al rojo cosmológico z ~ 0 - 3, utilizamos los valores establecidos de las funciones de masa y sus errores de los trabajos realizados por Fontana et al. (,) y. Estas funciones de masa estelar se determinan midiendo las masas estelares de objetos utilizando el procedimiento de ajuste SED (). A pesar de la gran dispersión en diferentes medidas de los parámetros de la función de Schechter, utilizamos toda esta información para tener en cuenta los diferentes métodos y modelos de medida utilizados, así como la varianza cósmica (). Estas funciones de masa, parametrizadas por la función de Schechter, se muestran en la Figura 1. También convertimos aquellos estudios que utilizan las funciones de masa de Chabrier iniciales () - Pozzetti et al. (2007), Duncan et al. (2014), Mortlock et al. (2015) y Muzzin et al. (2013) que utiliza las funciones de masa iniciales de Kroupa IMF en las funciones de masa iniciales de Salpeter IMF. La lista de valores que estamos usando en nuestro análisis se muestra en ((show2_MathJax? "Close": "Table 1")) Nota - Esta tabla enumera los parámetros de las funciones de Schechter dadas que usamos para realizar nuestros cálculos. Todos están normalizados para proporcionar valores comparables para las funciones de masa iniciales de Salpeter IMF, aunque Pozzetti et al. (2007), Duncan et al. (2014) y Mortlock et al. (2015) utilizaron las funciones de masa iniciales de Chabrier () en sus trabajos, y Muzzin et al. (2013) utilizó las funciones de masa iniciales de Kroupa (Kroupa IMF).
((show2_MathJax? "Cerrar": "Tabla 1")).
Tenga en cuenta que estamos considerando solo aquellas funciones de masa donde el parámetro α
en los modelos Schechter aplicables pueden cambiar. Si el resultado de la función de masa se obtiene a partir de un valor fijo α
, entonces esto conduce a una distorsión del número de galaxias, ya que este valor tiene un efecto significativo sobre el número de galaxias débiles con una masa pequeña en un volumen dado (§3.2). Por lo tanto, excluimos los resultados de la función de masa de los estudios que utilizan α GOODS (proyecto Great Observatories Origins Deep Survey) en el marco de la encuesta de legado extragaláctico profundo del infrarrojo cercano de Cosmic Assembly, así como de.
Para valores altos del corrimiento al rojo cosmológico, las funciones de masa son un parámetro relativamente nuevo; por lo tanto, para obtener datos consistentes y consistentes, también analizamos las funciones de luminosidad obtenidas en el rango ultravioleta, principalmente a 1500˚A. Para ello, utilizamos datos publicados por Bouwens et al. (2011), McLure et al. (2009), McLure et al. (2013), Bouwens et al. (2015) y Finkelstein et al. (2015). McLure y col. (2013) y Bouwens et al. (2015) analizan los datos de los estudios más distantes, incluido el estudio HUDF12, que examinó las galaxias en busca de los mayores corrimientos al rojo cosmológicos a $ z \u003d 8 $ y $ z \u003d 9 $.
Para convertir el límite de masa estelar al límite de UV, utilizamos la relación entre los dos calculada por Duncan et al. (2014). Duncan y col. (2014) modeló la relación lineal entre masa y luz en UV y cómo se desarrolla en diferentes significados corrimiento al rojo cosmológico. Los usamos para determinar si el límite de UV es consistente con nuestro límite de masa estándar $ M_ * \u003d 10 ^ 6M_ \\ odot $. Por lo tanto, podemos relacionar nuestro límite de masa estelar con el límite de magnitud absoluta en UV. No usamos estos valores en nuestros cálculos, pero usamos estas funciones de luminosidad para verificar la consistencia de nuestros resultados obtenidos de las funciones de masa estelar. Encontramos una gran concordancia con las funciones de masa estelar, incluso cuando se utilizan diferentes variaciones en la conversión de la masa estelar en luminosidad UV (por ejemplo, Duncan et al. 2014; Song et al. 2015). Además, todas nuestras funciones de masa para altos corrimientos al rojo cosmológicos son más o menos consistentes, con la excepción de Grazian et al. (2015), cuyos resultados conducen a un valor ligeramente menor de $ \\ phi_T $.
5. Breve resumen de la investigación
Investigamos la cuestión fundamental de la distribución de densidad de las galaxias en el Universo. Analizamos este problema de varias formas y discutimos las implicaciones para la evolución y cosmología de las galaxias. Usamos funciones de masa obtenidas recientemente para galaxias hasta z ∼ 8 para determinar la distribución de densidad de las galaxias en el Universo. Nuestra principal conclusión es que la densidad del número de galaxias disminuye con el tiempo como $ \\ phi_T (z) \\ sim t ^ (- 1) $, donde t es la edad del Universo.
A continuación, discutimos las implicaciones de este aumento en la densidad de galaxias desde una perspectiva retrospectiva sobre una variedad de cuestiones astrofísicas clave. Al integrar la densidad del número de galaxias, calculamos número de galaxias en el universo, cuyo valor fue $ 2.0 (+0.7 \\ elija -0.6) \\ times (10 ^ (12)) $ para $ z \u003d 8 $, que en principio se puede observar. Esto es aproximadamente diez veces más que un cálculo directo. Esto significa que todavía tenemos que descubrir una gran población de galaxias distantes y débiles.
En términos de la evolución astrofísica de las galaxias, mostramos que el aumento de las funciones de masa integrables de todas las galaxias con corrimiento al rojo se explica por el modelo de fusión. Mostramos que un modelo de fusión simple es capaz de simular una disminución en el número de galaxias con una escala de tiempo de fusión $ \\ tau \u003d 1.29 ± 0.35 Gyr $. La velocidad de fusión obtenida en z \u003d 1.5 es R ∼ 0.05 $ Gyr ^ (- 1) Mpc ^ (- 3) $ fusiones, que se acerca al valor obtenido por análisis estructural y por pares. La mayoría de estas galaxias convergentes son sistemas de menor masa, lo que aumenta con el tiempo la densidad del número de galaxias desde un límite inferior a masas superiores al calcular la densidad total.
Finalmente, discutimos las implicaciones de nuestros hallazgos para futuras investigaciones.
En el futuro, a medida que las funciones de masa sean más conocidas gracias a mejores simulaciones SED y datos más profundos y amplios de JWST y Euclid / LSST, podremos medir con mayor precisión la densidad total del número de galaxias y así obtener una mejor medida de esta cantidad fundamental.
(Astronomía @ Science_Newworld).
Más recientemente, en la década de 1920, el famoso astrónomo Edwin Hubble pudo demostrar que nuestra Vía Láctea no es la única galaxia que existe. Hoy ya estamos acostumbrados al hecho de que el espacio está lleno de miles y millones de otras galaxias, en cuyo contexto la nuestra parece muy pequeña. ¿Pero exactamente cuántas galaxias del universo hay cerca de nosotros? Hoy encontraremos la respuesta a esta pregunta.
Del uno al infinito.
Suena increíble, pero incluso nuestros bisabuelos, incluso la mayoría de los científicos, consideraban que nuestra Vía Láctea era una metagalaxia, un objeto que cubre todo el universo observable. Su delirio se explica con bastante lógica por la imperfección de los telescopios de esa época; incluso los mejores de ellos veían las galaxias como puntos borrosos, razón por la cual se las llamó colectivamente nebulosas. Se creía que las estrellas y los planetas se formaron a partir de ellos con el tiempo, como se formó nuestro sistema solar. Esta suposición fue confirmada por el descubrimiento de la primera nebulosa planetaria en 1796, en cuyo centro había una estrella. Por lo tanto, los científicos creían que todos los demás objetos con niebla en el cielo son las mismas nubes de polvo y gas, en las que las estrellas aún no han tenido tiempo de formarse.
Los primeros pasos.
Naturalmente, el progreso no se detuvo. Ya en 1845, William Parsons construyó un telescopio gigantesco para aquellos tiempos "Leviatán", cuyo tamaño era cercano a los dos metros. Queriendo demostrar que la "Nebulosa" en realidad está hecha de estrellas, acercó seriamente la astronomía al concepto moderno de galaxia. Por primera vez, pudo notar la forma de espiral de las galaxias individuales, y también detectar diferencias de luminosidad en ellas, correspondientes a cúmulos de estrellas especialmente grandes y brillantes.
Sin embargo, la controversia continuó hasta el siglo XX. Aunque ya era aceptado en la comunidad científica progresista que había muchas otras galaxias además de la Vía Láctea, la astronomía académica oficial necesitaba una prueba irrefutable de ello. Por lo tanto, las vistas de los telescopios de todo el mundo en la gran galaxia más cercana a nosotros, anteriormente también se tomaron para una nebulosa: la galaxia de Andrómeda.
En 1888, Isaac Roberts tomó la primera fotografía de Andrómeda, y se obtuvieron fotografías adicionales durante 1900-1910. También muestran el núcleo galáctico brillante e incluso cúmulos de estrellas individuales. Pero la baja resolución de las imágenes permitía errores. Lo que se tomó por cúmulos de estrellas podrían ser nebulosas, o simplemente varias estrellas, "pegadas" en una durante la exposición de la imagen. Pero la solución final del problema no estaba lejos.
Pintura contemporánea.
En 1924, utilizando un telescopio, el poseedor del récord de principios de siglo, Edwin Hubble logró estimar con mayor o menor precisión la distancia a la galaxia de Andrómeda. Resultó ser tan grande que excluyó por completo la pertenencia del objeto a la Vía Láctea (a pesar de que la estimación del Hubble era tres veces menor que la moderna. El astrónomo también descubrió muchas estrellas en la Nebulosa, lo que confirmó claramente la naturaleza galáctica de Andrómeda. En 1925, contrariamente a las críticas de sus colegas , Hubble presentó los resultados de su trabajo en la conferencia de la comunidad astronómica estadounidense.
Esta actuación dio lugar a un nuevo período en la historia de la astronomía: los científicos "redescubrieron" nebulosas, les asignaron nombres de galaxias y descubrieron otras nuevas. En esto, fueron ayudados por los desarrollos del propio Hubble, por ejemplo, el descubrimiento del corrimiento al rojo. El número de galaxias conocidas creció con la construcción de nuevos telescopios y el lanzamiento de otros nuevos, por ejemplo, el uso generalizado de radiotelescopios después de la Segunda Guerra Mundial.
Sin embargo, hasta los años 90 del siglo XX, la humanidad permaneció en la oscuridad sobre el número real de galaxias que nos rodea. La atmósfera de la tierra evita que incluso los telescopios más grandes obtengan una imagen precisa: las envolturas gaseosas distorsionan la imagen y absorben la luz de las estrellas, bloqueando los horizontes del universo. Pero los científicos han logrado sortear esas limitaciones al lanzar el telescopio espacial Hubble, que lleva el nombre de un astrónomo que conoces.
Gracias a este telescopio, la gente vio por primera vez los discos brillantes de esas galaxias que solían aparecer como pequeñas nebulosas. Y donde el cielo parecía vacío antes, se descubrieron miles de millones de nuevos, y esto no es una exageración. Sin embargo, estudios posteriores han demostrado que incluso miles de miles de millones de estrellas visibles para el Hubble son al menos una décima parte de su número real.
Recuento final.
Y sin embargo, ¿cuántas galaxias hay en el universo? Les advertiré de inmediato que tendremos que contar juntos; estas preguntas suelen ser de poco interés para los astrónomos, ya que carecen de valor científico. Sí, catalogan y rastrean galaxias, pero solo para fines más globales, como estudiar la estructura a gran escala del universo.
Sin embargo, nadie se compromete a encontrar el número exacto. Primero, nuestro mundo es infinito, por eso el líder lista completa galaxias es problemático y carece de significado práctico. En segundo lugar, el astrónomo no tendrá suficiente vida para contar incluso aquellas galaxias que se encuentran dentro del universo visible. Incluso si vive 80 años, comenzará a contar galaxias desde su nacimiento, y no le tomará más de un segundo detectar y registrar cada galaxia, el astrónomo encontrará solo 2 billones de objetos, mucho menos de lo que realmente hay galaxias.
Para determinar el número aproximado, tomemos algunos de los estudios espaciales de alta precisión, por ejemplo, el "campo ultraprofundo" del telescopio Hubble de 2004. En un área igual a 1/130 del área total del cielo, el telescopio pudo detectar 10 mil galaxias. Dado que otros estudios en profundidad de la época mostraron una imagen similar, podemos promediar el resultado. Por lo tanto, dentro del rango de sensibilidad del Hubble, vemos 130 mil millones de galaxias de todo el universo.
Sin embargo, esto no es todo. Después de "Ultra Deep Field" hubo muchas otras tomas que agregaron nuevos detalles. Además, no sólo en el espectro de luz visible, que opera "Hubble", sino también en el infrarrojo y los rayos X. A partir de 2014, tenemos 7 billones de 375 mil millones de galaxias en un radio de 14 mil millones de años luz.
Pero esta, nuevamente, es la estimación mínima. Los astrónomos creen que las acumulaciones de polvo en el espacio intergaláctico nos quitan el 90% de los objetos observados: 7 billones se convierten fácilmente en 73 billones. Pero incluso esta cifra se precipitará aún más hacia el infinito, cuando el telescopio James Webb entre en la órbita del sol. En minutos, este dispositivo llegará a donde el Hubble se abrió paso durante días y penetrará aún más en las profundidades del universo.
Nuestra Galaxia es solo una de muchas, y nadie sabe cuántas hay. Ya se han abierto más de mil millones. Cada uno de ellos contiene muchos millones de estrellas. Los más distantes de los ya conocidos están a cientos de millones de años luz de los terrestres, por lo tanto, estudiándolos, miramos hacia el pasado más lejano. Todas las galaxias se están alejando de nosotros y entre sí, parece que el universo todavía se está expandiendo y que los científicos llegaron a la conclusión de que el Big Bang era su origen.
En ciencia, la palabra "Universo" tiene un significado especial. Se entiende como el mayor volumen de espacio, junto con toda la materia y radiación contenida en él, que puede afectarnos de cualquier forma. Los científicos de la Tierra solo pueden observar un Universo, pero nadie niega la existencia de otros, solo porque nuestros instrumentos (lejos de ser perfectos) no pueden establecerlos.
El sol es uno de los miles de millones de estrellas. Hay estrellas mucho más grandes que el Sol (gigantes), también las hay más pequeñas (enanas), el Sol está más cerca en sus propiedades de estrellas enanas que de gigantes. Hay estrellas calientes (tienen un color blanco azulado y una temperatura de más de 10,000 grados en la superficie, y algunas hasta de cien mil grados), hay estrellas frías (son rojas, la temperatura de la superficie es de unos 3 mil grados). Las estrellas están muy lejos de nosotros, a la estrella más cercana para volar a la velocidad de la luz (300.000 km / s) durante 4 años, mientras que el Sol se puede alcanzar a esa velocidad en 8 minutos.
Algunas estrellas forman pares, trillizos (estrellas binarias, triples) y grupos (cúmulos estelares abiertos). También hay cúmulos de estrellas globulares, contienen decenas y cientos de estrellas y tienen forma de bola, con una concentración de estrellas hacia el centro. En los cúmulos abiertos, se recolectan estrellas jóvenes y los cúmulos globulares son muy antiguos, en ellos las estrellas son viejas. Hay planetas cerca de algunas estrellas. Aún no se ha establecido si hay vida en ellos, y mucho menos civilización. Pero bien pueden existir.
Las estrellas forman sistemas gigantes: galaxias. La galaxia tiene un centro (núcleo), brazos espirales planos, en los que se concentran la mayoría de las estrellas, y una periferia, una voluminosa nube de estrellas raras. Las estrellas se mueven en el espacio, nacen, viven y mueren. Las estrellas como el Sol viven entre 10 y 15 mil millones de años, y el Sol es una estrella de mediana edad. Entonces brillará durante mucho tiempo. Las estrellas masivas y calientes "se queman" más rápido, y pueden explotar como estrellas "supernovas", dejando atrás formaciones muy pequeñas y superdensas: enanas blancas, estrellas de neutrones o "agujeros negros", en los que la densidad de la materia es tan alta que ninguna partícula puede hacerlo. superar las fuerzas de la gravedad y escapar de allí. Además de las estrellas, la galaxia contiene nubes de gas y polvo cósmico que forman nebulosas. El plano de la Galaxia, donde el número máximo de estrellas, gas y polvo, es visible en el cielo como la Vía Láctea.
Todavía hay muchos millones de galaxias, que consisten en una gran cantidad de estrellas. Por ejemplo, las Nubes de Magallanes, la Nebulosa de Andrómeda son otras Galaxias. Están ubicados a distancias inimaginablemente grandes de nosotros.
En nuestro cielo, las estrellas parecen estar inmóviles, ya que están muy lejos de nosotros, y su movimiento se vuelve perceptible solo después de decenas y cientos de miles de años.
Informacion util
Galaxia - un sistema de estrellas ligado gravitacionalmente, gas interestelar, polvo y materia oscura. Todos los objetos de las galaxias participan en movimiento en relación con el centro de masa común. La palabra "galaxia" proviene del nombre griego de nuestra galaxia. Núcleo - un área extremadamente pequeña en el centro de la galaxia. Cuando se trata de núcleos de galaxias, a menudo se habla de núcleos galácticos activos, donde los procesos no pueden explicarse por las propiedades de las estrellas concentradas en ellos. Las imágenes de galaxias muestran que no hay muchas galaxias realmente solitarias. Aproximadamente el 95% de las galaxias forman grupos de galaxias. Si la distancia promedio entre las galaxias no es más de un orden de magnitud mayor que su diámetro, entonces los efectos de marea de las galaxias se vuelven significativos. Cada componente de la galaxia responde de manera diferente a estas influencias en diferentes condiciones. Vía Láctea, también llamada simplemente La galaxia, es una gran galaxia espiral barrada de unos 30 kiloparsecs de diámetro y 1000 luz de largo.
