Need, kellel on universumist vähe aimu, teavad hästi, et kosmos on pidevas liikumises. Universum paisub iga sekundiga, muutudes aina suuremaks. Teine asi on see, et inimese maailmataju skaalal on üsna raske mõista toimuva suurust ja ette kujutada Universumi struktuuri. Lisaks meie galaktikale, milles Päike asub ja meie asume, on veel kümneid, sadu teisi galaktikaid. Keegi ei tea kaugete maailmade täpset arvu. Kui palju galaktikaid universumis on, saab teada vaid ligikaudselt kosmose matemaatilise mudeli loomisega.
Seetõttu võime universumi suurust arvestades kergesti eeldada, et kümnete, sadade miljardite valgusaastate kaugusel Maast leidub meiega sarnaseid maailmu.
Kosmos ja maailmad, mis meid ümbritsevad
Meie galaktika, mis sai ilus nimi Linnutee oli mõne sajandi eest paljude teadlaste sõnul universumi keskpunkt. Tegelikult selgus, et see on vaid osa universumist ja galaktikaid on teisigi erinevat tüüpi ja suurused, suured ja väikesed, ühed kaugemal, teised lähemal.
Ruumis on kõik objektid omavahel tihedalt seotud, liikudes sisse kindlas järjekorras ja hõivata määratud ruumi. Meile tuntud planeedid, tuntud tähed, mustad augud ja meie omad Päikesesüsteem asub Linnutee galaktikas. Nimi pole juhuslik. Isegi iidsed astronoomid võrdlesid öist taevast vaadeldes meid ümbritsevat ruumi piimarajaga, kus tuhanded tähed näevad välja nagu piimatilgad. Linnutee galaktika, meie vaateväljas olevad taevalikud galaktikad, moodustavad lähedalasuva kosmose. See, mis võib olla väljaspool teleskoopide nähtavust, sai teatavaks alles 20. sajandil.
Hilisemad avastused, mis laiendasid meie kosmose metagalaktika suuruseks, viisid teadlased Suure Paugu teooriani. Suurejooneline kataklüsm leidis aset peaaegu 15 miljardit aastat tagasi ja andis tõuke Universumi kujunemisprotsesside algusele. Aine üks etapp asendati teisega. Tihedatest vesiniku- ja heeliumipilvedest hakkasid moodustuma Universumi esimesed alged – tähtedest koosnevad protogalaktikad. Kõik see juhtus kauges minevikus. Paljude valgus taevakehad, mida võime jälgida kõige tugevamates teleskoopides, on vaid hüvastijätu tervitus. Miljonid, kui mitte miljardid, meie taevast täpilised tähed asuvad Maast miljardi valgusaasta kaugusel ja pole ammu olemast.
Universumi kaart: lähimad ja kaugemad naabrid
Meie päikesesüsteem ja teised Maalt vaadeldavad kosmilised kehad on suhteliselt noored struktuursed moodustised ja meie lähimad naabrid tohutus universumis. Pikka aega Teadlased uskusid, et Linnuteele kõige lähemal asus kääbusgalaktika Suur Magellani Pilv, mis asub vaid 50 kiloparseki kaugusel. Alles hiljuti said teatavaks meie galaktika tõelised naabrid. Amburi tähtkujus ja tähtkujus Canis Major asuvad väikesed kääbusgalaktikad, mille mass on Linnutee massist 200–300 korda väiksem ja kaugus nendeni on veidi üle 30–40 tuhande valgusaasta.
Need on ühed väiksemad universaalsed objektid. Sellistes galaktikates on tähtede arv suhteliselt väike (suurusjärgus mitu miljardit). Reeglina ühinevad kääbusgalaktikad järk-järgult või neelavad suuremad moodustised. Paisuva Universumi kiirus, mis on 20-25 km/s, viib naabergalaktikad tahtmatult kokkupõrkeni. Millal see juhtub ja kuidas see välja tuleb, võime vaid oletada. Galaktikate kokkupõrge toimub kogu selle aja ja meie eksistentsi mööduvuse tõttu pole toimuvat võimalik jälgida.
Andromeeda, meie galaktikast kaks kuni kolm korda suurem, on meile üks lähimaid galaktikaid. See on jätkuvalt üks populaarsemaid astronoomide ja astrofüüsikute seas ning asub Maast vaid 2,52 miljoni valgusaasta kaugusel. Nagu meie galaktika, kuulub ka Andromeda kohalikku galaktikate rühma. Selle hiiglasliku kosmilise staadioni läbimõõt on kolm miljonit valgusaastat ja sellel paiknevate galaktikate arv on umbes 500. Kuid isegi selline hiiglane nagu Andromeda näeb galaktikaga IC 1101 võrreldes lühike välja.
See universumi suurim spiraalgalaktika asub rohkem kui saja miljoni valgusaasta kaugusel ja selle läbimõõt on üle 6 miljoni valgusaasta. Vaatamata sellele, et galaktika sisaldab 100 triljonit tähte, koosneb see peamiselt tumeainest.
Astrofüüsikalised parameetrid ja galaktikate tüübid
20. sajandi alguses tehtud esimesed kosmoseuuringud pakkusid rohkelt mõtlemisainet. Läbi teleskoobi läätse avastatud kosmilised udukogud, millest lõpuks loendati üle tuhande, olid kõige huvitavamad objektid universumis. Pikka aega peeti neid heledaid laike öötaevas gaasikogumiteks, mis on osa meie galaktika struktuurist. Edwin Hubble suutis 1924. aastal mõõta kaugust tähtede ja udukogude parveni ning tegi sensatsioonilise avastuse: need udukogud pole midagi muud kui kauged spiraalgalaktikad, mis rändavad iseseisvalt mööda universumi skaalat.
Ameerika astronoom oli esimene, kes väitis, et meie universum koosneb paljudest galaktikatest. Kosmoseuuringud 20. sajandi viimasel veerandil, kosmoselaevade ja tehnoloogia, sealhulgas kuulsa Hubble'i teleskoobi abil tehtud vaatlused kinnitasid neid oletusi. Kosmos on piiritu ja meie Linnutee on kaugel universumi suurimast galaktikast ja pealegi pole see selle keskpunkt.
Ainult võimsa tulekuga tehnilisi vahendeid vaatluste põhjal hakkas Universum võtma selgeid piirjooni. Teadlased seisavad silmitsi tõsiasjaga, et isegi sellised tohutud moodustised nagu galaktikad võivad oma struktuuri ja struktuuri, kuju ja suuruse poolest erineda.
Edwin Hubble'i jõupingutuste kaudu sai maailm galaktikate süstemaatilise klassifikatsiooni, jagades need kolme tüüpi:
- spiraal;
- elliptilised;
- vale.
Kõige levinumad tüübid on elliptilised ja spiraalsed galaktikad. Nende hulka kuuluvad meie Linnutee galaktika, samuti meie naaber-Andromeeda galaktika ja paljud teised universumi galaktikad.
Elliptilised galaktikad on ellipsi kujulised ja ühes suunas piklikud. Nendel objektidel puuduvad varrukad ja nad muudavad sageli oma kuju. Need objektid erinevad üksteisest ka suuruse poolest. Erinevalt spiraalgalaktikatest ei ole neil kosmilistel koletistel selgelt määratletud kese. Sellistes struktuurides puudub tuum.
Klassifikatsiooni järgi on sellised galaktikad tähistatud ladina tähega E. Kõik praegu teadaolevad elliptilised galaktikad on jagatud alarühmadesse E0-E7. Jaotamine alarühmadesse toimub sõltuvalt konfiguratsioonist: galaktikatest peaaegu ümara kujuga(E0, E1 ja E2) väga venitatud objektidele indeksiga E6 ja E7. Elliptiliste galaktikate hulgas on miljoneid valgusaastaid läbimõõduga kääbusid ja tõelisi hiiglasi.
Spiraalgalaktikatel on kaks alamtüüpi:
- ristuva spiraalina esitatud galaktikad;
- tavalised spiraalid.
Esimest alamtüüpi eristavad järgmised tunnused. Kujult meenutavad sellised galaktikad tavalist spiraali, kuid sellise spiraalgalaktika keskmes on sild (varras), mis tekitab relvi. Sellised sillad galaktikas tekivad tavaliselt füüsikaliste tsentrifugaalprotsesside tulemusena, mis jagavad galaktika tuuma kaheks osaks. On kahe tuumaga galaktikaid, mille tandem moodustab keskketta. Kui tuumad kohtuvad, kaob sild ja galaktika muutub normaalseks, ühe keskmega. Meie Linnutee galaktikas on ka sild, mille ühes harus asub meie päikesesüsteem. Teekond Päikesest galaktika keskmesse on tänapäevaste hinnangute kohaselt 27 tuhat valgusaastat. Orion Cygnuse käe paksus, milles meie Päike ja meie planeet asuvad, on 700 tuhat valgusaastat.
Vastavalt klassifikatsioonile tähistatakse spiraalgalaktikaid ladina tähtedega Sb. Olenevalt alarühmast on spiraalgalaktikatele ka teisi tähistusi: Dba, Sba ja Sbc. Alarühmade erinevuse määrab varda pikkus, kuju ja varrukate konfiguratsioon.
Spiraalgalaktikatel võib olla erinevad suurused, mille läbimõõt ulatub 20 000 valgusaastast kuni 100 tuhande valgusaastani. Meie Linnutee galaktika on "kuldsel keskmisel" ja selle suurus kaldub keskmise suurusega galaktikate poole.
Kõige haruldasem tüüp on ebakorrapärased galaktikad. Need universaalsed objektid on suured tähtede ja udukogude parved, millel pole selget kuju ega struktuuri. Vastavalt klassifikatsioonile said nad indeksid Im ja IO. Reeglina ei ole esimest tüüpi struktuuridel ketast või see on nõrgalt väljendunud. Sageli võib sellistel galaktikatel näha sarnaseid käsivarsi. IO-indeksitega galaktikad on tähtede, gaasipilvede ja tumeaine kaootiline kogum. Selle galaktikate rühma silmapaistvad esindajad on suur ja väike Magellani pilv.
Kõik galaktikad: korrapärased ja ebakorrapärased, elliptilised ja spiraalsed, koosnevad triljonitest tähtedest. Tähtede ja nende planeedisüsteemide vaheline ruum on täidetud tumeaine või kosmiliste gaasi- ja tolmuosakeste pilvedega. Nende tühimike vahel on mustad augud, suured ja väikesed, mis häirivad kosmilise rahu idülli.
Olemasoleva klassifikatsiooni ja uurimistulemuste põhjal saame üsna kindlalt vastata küsimusele, kui palju galaktikaid Universumis on ja mis tüüpi need on. Universumis on rohkem spiraalgalaktikaid. Need moodustavad üle 55% universaalsete objektide koguarvust. Elliptilisi galaktikaid on poole vähem – vaid 22% koguarvust. Universumis on vaid 5% ebaregulaarsetest galaktikatest, mis on sarnased Suure ja Väikese Magellani pilvedega. Mõned galaktikad on meie naabruses ja asuvad kõige võimsamate teleskoopide vaateväljas. Teised asuvad kõige kaugemas ruumis, kus domineerib tumeaine ja lõputu ruumi mustus on objektiivis paremini nähtav.
Galaktikad lähedalt
Kõik galaktikad kuuluvad teatud rühmadesse, mis on kaasaegne teadus nimetatakse tavaliselt klastriteks. Linnutee on osa ühest sellisest klastrist, mis sisaldab kuni 40 enam-vähem tuntud galaktikat. Parv ise on osa superparvest, suuremast galaktikate rühmast. Maa on koos Päikese ja Linnuteega osa Neitsi superparvest. See on meie tegelik kosmiline aadress. Koos meie galaktikaga on Neitsi parves rohkem kui kaks tuhat galaktikat, elliptilisi, spiraalseid ja korrapäratuid.
Universumi kaart, millele astronoomid tänapäeval toetuvad, annab aimu, milline universum välja näeb, milline on selle kuju ja struktuur. Kõik klastrid kogunevad tumeaine tühimike või mullide ümber. Võimalik, et mõne objektiga on täidetud ka tumeaine ja mullid. Võib-olla on see antiaine, mis vastupidiselt füüsikaseadustele moodustab sarnaseid struktuure erinevas koordinaatsüsteemis.
Galaktikate praegune ja tulevane seisund
Teadlased usuvad, et universumist üldist portreed on võimatu luua. Meil on kosmose kohta visuaalsed ja matemaatilised andmed, mis on meile mõistetavad. Universumi tegelikku ulatust on võimatu ette kujutada. See, mida me läbi teleskoobi näeme, on tähevalgus, mis on meieni jõudnud miljardeid aastaid. Võib-olla on tegelik pilt täna hoopis teistsugune. Kosmiliste kataklüsmide tulemusena võisid universumi kaunimad galaktikad juba muutuda tühjadeks ja inetuteks kosmilise tolmu ja tumeaine pilvedeks.
Ei saa välistada, et kauges tulevikus põrkab meie galaktika universumis suurema naabriga või neelab alla kõrval eksisteeriva kääbusgalaktika. Millised on selliste universaalsete muutuste tagajärjed, jääb alles näha. Hoolimata asjaolust, et galaktikate lähenemine toimub valguse kiirusel, pole maalased tõenäoliselt universaalse katastroofi tunnistajaks. Matemaatikud on välja arvutanud, et saatusliku kokkupõrkeni on jäänud veidi üle kolme miljardi Maa aasta. Kas meie planeedil sel ajal elu eksisteerib, on iseküsimus.
Tähtede, parvede ja galaktikate olemasolu võivad segada ka teised jõud. Mustad augud, mis on inimestele siiani teada, on võimelised tähe alla neelama. Kus on garantii, et sellised tohutu suurusega koletised, kes peidavad end tumeaines ja kosmose tühimikus, ei suuda galaktikat täielikult alla neelata?
Osa Hubble'i ülisügavast väljast. Kõik, mida näete, on galaktikad.
Hiljuti, 1920. aastal, suutis kuulus astronoom Edwin Hubble tõestada, et meie galaktika pole ainus eksisteeriv galaktika. Tänaseks oleme juba harjunud, et kosmos on täidetud tuhandete ja miljonite teiste galaktikatega, mille taustal meie oma tundub väga tilluke. Kuid kui palju galaktikaid universumis täpselt on meile lähedal? Täna leiame sellele küsimusele vastuse.
Kõlab uskumatult, kuid isegi meie vanaisad, isegi kõige teadlasemad, pidasid meie Linnuteed metagalaktikaks – kogu universumit katvaks objektiks. Nende viga oli üsna loogiliselt seletatav tolleaegsete teleskoopide ebatäiuslikkusega – isegi parimad neist nägid galaktikaid uduste laikudena, mistõttu hakati neid üldiselt nimetama udukogudeks. Usuti, et nendest tekivad lõpuks tähed ja planeedid, nii nagu meie päikesesüsteem kunagi tekkis. Seda oletust kinnitas esimese planetaarse udukogu avastamine 1796. aastal, mille keskel asus täht. Seetõttu uskusid teadlased, et kõik teised taevas olevad udukujulised objektid on samad tolmu- ja gaasipilved, milles tähed polnud veel tekkinud.
Esimesed sammud
Loomulikult ei jäänud areng paigale. Juba 1845. aastal ehitas William Parsons tolle aja kohta hiiglasliku Leviathani teleskoobi, mille suurus oli ligi kaks meetrit. Soovides tõestada, et "udukogud" on tegelikult tähtedest koosnevad, tõi ta astronoomia tõsiselt lähemale. kaasaegne kontseptsioon galaktikad. Ta suutis esimest korda märgata üksikute galaktikate spiraalset kuju ning tuvastada neis ka heleduserinevusi, mis vastavad eriti suurtele ja heledatele täheparvedele.
Debatt kestis aga kaua 20. sajandini. Kuigi progressiivses teadusringkonnas oli juba üldiselt aktsepteeritud, et peale Linnutee on palju teisi galaktikaid, vajas ametlik akadeemiline astronoomia selle kohta ümberlükkamatuid tõendeid. Seetõttu vaatavad teleskoobid üle kogu maailma meile kõige lähemal asuvat suurt galaktikat, mida varem peeti ekslikult udukoguks – Andromeeda galaktikat.
Esimese foto Andromeedast tegi Isaac Roberts 1888. aastal ja lisafotosid tehti aastatel 1900–1910. Need näitavad nii eredat galaktilist tuuma kui ka üksikuid tähtede klastreid. Kuid piltide madal eraldusvõime võimaldas vigu. Täheparvedeks peeti ekslikult udukogusid või lihtsalt mitut tähte, mis pildi särituse ajal üheks "kleepusid". Kuid probleemi lõplik lahendus ei olnud enam kaugel.
Kaasaegne maalimine
Edwin Hubble suutis 1924. aastal sajandi alguse rekordteleskoobi abil enam-vähem täpselt hinnata kaugust Andromeeda galaktikast. See osutus nii tohutuks, et välistas täielikult objekti kuulumise Linnuteele (hoolimata asjaolust, et Hubble'i hinnang oli kolm korda väiksem kui tänapäevane). Astronoom avastas "udukogust" ka palju tähti, mis kinnitasid selgelt Andromeeda galaktilist olemust. 1925. aastal, vaatamata kolleegide kriitikale, tutvustas Hubble oma töö tulemusi Ameerika Astronoomiaühingu konverentsil.
Sellest kõnest sai alguse uus periood astronoomia ajaloos - teadlased "taasavastasid" udukogud, määrates neile galaktikate tiitli ja avastasid uusi. Selles aitasid neid Hubble'i enda arengud – näiteks avastus. Teadaolevate galaktikate arv kasvas koos uute teleskoopide ehitamise ja uute käivitamisega – näiteks raadioteleskoopide laialdane kasutamine pärast II maailmasõda.
Kuid kuni 20. sajandi 90ndateni jäi inimkond teadmatusse meid ümbritsevate galaktikate tegeliku arvu kohta. Maa atmosfäär ei lase isegi kõige suurematel teleskoopidel täpset pilti saada – gaasilised kestad moonutavad pilti ja neelavad tähevalgust, blokeerides meie eest Universumi horisondid. Kuid teadlastel õnnestus neist piirangutest mööda hiilida, käivitades kosmoselaeva, mis sai nime juba tuttava astronoomi järgi.
Tänu sellele teleskoobile nägid inimesed esimest korda nende galaktikate heledaid kettaid, mis varem tundusid väikeste udukogudena. Ja seal, kus taevas tundus varem tühi, avastati miljardeid uusi – ja see pole liialdus. Edasised uuringud on aga näidanud, et isegi Hubble’ile nähtavad tuhanded miljardid tähed moodustavad vähemalt kümnendiku nende tegelikust arvust.
Lõplik arv
Ja veel, täpselt kui palju galaktikaid universumis on? Lubage mul teid kohe hoiatada, et me peame kokku lugema - sellised küsimused pakuvad astronoomidele tavaliselt vähe huvi, kuna neil puudub teaduslik väärtus. Jah, nad kataloogivad ja jälgivad galaktikaid – kuid ainult globaalsematel eesmärkidel, nagu universumi uurimine.
Täpset numbrit aga välja otsima ei võta keegi. Esiteks on meie maailm lõpmatu, mistõttu teadmised täielik nimekiri galaktikad on problemaatiline ja sellel puudub praktiline tähendus. Teiseks, isegi nende galaktikate loendamiseks, mis asuvad nähtavas universumis, ei piisa astronoomi kogu elueast. Isegi kui ta elab 80 aastat, hakkab galaktikaid lugema sünnist saati ja ei kuluta iga galaktika avastamisele ja registreerimisele rohkem kui sekundi, leiab astronoom vaid 2 triljonit objekti – palju vähem kui tegelikult eksisteerivate galaktikate arv.
Ligikaudse arvu määramiseks võtame mõned ülitäpsed kosmoseuuringud – näiteks 2004. aastast pärit Hubble'i teleskoobi "ülisügav väli". Alal, mis võrdub 1/13 000 000 kogu taeva pindalast, suutis teleskoop tuvastada 10 tuhat galaktikat. Arvestades, et teised tolleaegsed põhjalikud uuringud näitasid sarnast pilti, saame tulemuse keskmiseks võtta. Seetõttu näeme Hubble'i tundlikkuse piires 130 miljardit galaktikat kogu universumist.
See pole aga veel kõik. Pärast Ultra Deep Fieldi tehti palju muid kaadreid, mis lisasid uusi detaile. Ja mitte ainult valguse nähtavas spektris, mida Hubble kasutab, vaid ka infrapuna- ja röntgenikiirguses. 2014. aasta seisuga on 14 miljardi raadiuses meie käsutuses 7 triljonit 375 miljardit galaktikat.
Kuid see on jällegi minimaalne hinnang. Astronoomid usuvad, et galaktikatevahelises ruumis kogunev tolm võtab ära 90% meie vaadeldavatest objektidest – 7 triljonist saab kergesti 73 triljonit. Kuid see kuju tormab veelgi kaugemale lõpmatusse, kui teleskoop siseneb Päikese orbiidile. See seade jõuab minutitega sinna, kuhu Hubble jõudis päevi, ja tungib veelgi kaugemale universumi sügavustesse.
Rahvusvaheline astronoomide meeskond Nottinghami ülikooli astrofüüsika professori Christopher J. Conselice'i juhtimisel leidis, et Universumis on vähemalt 2 triljonit galaktikat, kümme korda rohkem, kui seni arvati. Meeskonna töö, mis sai alguse Royal Astronomical Society toetusest, avaldati 14. oktoobril 2016 ajakirjas Astrophysical Journal.
Astronoomid on pikka aega püüdnud kindlaks teha, kui palju galaktikaid on vaadeldavas universumis – selles ruumiosas, kuhu kaugete objektide valgus on meieni jõudnud. Viimase 20 aasta jooksul on teadlased kasutanud Hubble'i kosmoseteleskoobi pilte, et hinnata, et universum, mida me näeme, sisaldab umbes 100–200 miljardit galaktikat. Praegune astronoomiline tehnoloogia võimaldab meil uurida ainult 10% neist galaktikatest ja ülejäänud 90% on nähtavad alles siis, kui suuremad ja paremad teleskoobid on välja töötatud.
Professor Conselice'i uurimistöö on 15. aasta kulminatsioon suvetöö, mida osaliselt rahastati ka abituriendile Aaron Wilkinsonile antud uurimistoetusest. Aaron, kes on praegu Nottinghami ülikooli doktorikandidaat, alustas kõigi varasemate galaktikate loendamise uuringute läbivaatamisega, mis andis põhjapaneva aluse suurema uuringu loomiseks.
Professor Conselice'i meeskond on teisendanud kitsad süvakosmose pildid üle maailma teleskoopidest ja eriti Hubble'i teleskoobist 3D-kaartideks. See võimaldas neil arvutada nii galaktikate tihedust kui ka ühe väikese ruumipiirkonna ruumala teise järel. See hoolikas uurimus võimaldas meeskonnal kindlaks teha, kui palju galaktikaid oli varasemates uuringutes vahele jäänud. Võime öelda, et nad viisid läbi galaktikatevahelise arheoloogilise väljakaevamise.
Selle uuringu tulemused põhinevad vaadeldud galaktikate arvu mõõtmisel erinevad ajastud– ajalõigud galaktilisel skaalal – kogu universumi ajaloo jaoks. Kui professor Conselice ja tema meeskond Nottinghamist uurisid koostöös Hollandi Leideni ülikooli Leideni observatooriumi ja Edinburghi ülikooli astronoomiainstituudi teadlastega, kui palju galaktikaid igal ajastul oli, leidsid nad, et neid on rohkemgi. varajases staadiumis Universumi arengus oli galaktikate arv palju suurem kui praegu.
Näib, et kui universum oli vaid paar miljardit aastat vana, oli galaktikate arv antud ruumimahus kümme korda suurem kui tänapäeval sarnases mahus. Enamik neist galaktikatest olid süsteemid kerge kaal, st. mille massid on sarnased praegu Linnuteed ümbritsevate galaktikate omadega.
Professor Conselis ütles: "See on väga üllatav, sest me teame, et kosmilise evolutsiooni 13,7 miljardi aasta jooksul alates aastast Suur pauk galaktikate suurus suurenes tänu tähtede tekkele ja ühinemisele teiste galaktikatega. Olemasolu fakti tuvastamine rohkem Galaktikad minevikus viitavad sellele, et nende arvu vähendamiseks süsteemide ulatuslike ühinemiste kaudu pidi toimuma märkimisväärne evolutsioon. Me tunneme puudust enamikust galaktikatest, sest need on väga nõrgad ja kauged. Galaktikate arv universumis on astronoomia põhiküsimus ja see on hämmastav, kuna 90% kosmose galaktikatest on endiselt uurimata. Kes teab, milliseid huvitavaid omadusi leiame, kui uurime neid galaktikaid järgmise põlvkonna teleskoopidega?
Tõlge artiklist “Galaktikate tihedusjaotus Z< 8 и ее последствия».
Октябрь 2016.
Права на перевод принадлежат
Autorid:
Christopher J. Conselice, Füüsika- ja astronoomiakool, Nottinghami Ülikool, Nottingham, Inglismaa.
Aaron Wilkinson, Leideni observatoorium Leideni ülikool, Holland
Kenneth Duncan, Kuninglik Observatoorium, Astronoomia Instituut, Edinburghi Ülikool, Šotimaa
annotatsioon
Galaktikate tiheduse jaotus universumis ja sellest tulenevalt galaktikate koguarv on astrofüüsika põhiküsimus, mis mõjutab paljude kosmoloogia valdkonna probleemide lahendamist. Kuid enne selle artikli avaldamist ei olnud selle olulise näitaja kohta kunagi sarnast üksikasjalikku uurimist ega ka selle numbri leidmise selge algoritmi määratlemist. Selle probleemi lahendamiseks kasutasime vaadeldud galaktikate tähemassi funktsioone kuni $z \sim 8$, et teha kindlaks, kuidas galaktikate arvu tihedus muutub aja ja massipiirangu funktsioonina. Oleme näidanud, et $M_* = 10^6M_\odot$ massiivsemate galaktikate ($\phi_T$) kogutiheduse suurenemine väheneb kui $\phi_T \sim t^(-1)$, kus t on universumi vanus. Lisaks näitasime, et see trend pöördub ja pigem suureneb aja jooksul kõrgemate massipiirangute $M_* > 10^7M_\odot$ korral. Kasutades alampiirina $M_* = 10^6M_\odot$, põhjendasime, et galaktikate koguarv universumis kuni $z = 8$ on: $2.0 (+0.7\vali -0.6) \ korda (10^ (12)) $ või ainult $ 2,0 \ korda (10^ (12)) $ (kaks triljonit!), st. peaaegu kümme korda rohkem, kui on nähtud kõigis taevapõhistes uuringutes. Arutame nende tulemuste mõju galaktikate evolutsiooni protsessi mõistmisele ja võrdleme oma tulemusi ka uusimad mudelid galaktikate teke. Need tulemused näitavad ka, et kosmiline taustvalgus optilises ja lähi-infrapuna piirkonnas pärineb tõenäoliselt nendest jälgimata nõrkadest galaktikatest. Samuti näitame, kuidas need tulemused käsitlevad küsimust, miks öine taevas on tume, muidu tuntud kui .
1. Sissejuhatus
Universumit ja selle omadusi avastades tahame alati teada absoluutväärtusi. Näiteks on astronoomiline huvi arvutada, mitu tähte on meie galaktikas, mitu planeeti neid tähti ümbritseb (Fressin et al. 2013), Universumi üldine tihedus (nt Fukugita & Peebles 2004) ja muude omaduste absoluutarvud. universumist. Siin on antud ligikaudne vastus ühele neist küsimustest - see on galaktikate arvu kogutihedus ja seega ka galaktikate koguarv universumis.
See küsimus ei ole lihtsalt tühine uudishimu, vaid on seotud paljude teiste küsimustega kosmoloogias ja astronoomias. Galaktikate tiheduse jaotus on seotud selliste küsimustega nagu galaktikate teke/areng moodustunud süsteemide arvu järgi, hiiglaslike galaktikate ja kääbusgalaktikate suhte muutumine, kaugete supernoovade ja gammakiirguse purskete kiirus, tähtede tekke kiirus universumis ja kuidas liitumiste teel luuakse/hävitatakse uusi galaktikaid (näiteks Bridge jt 2007; Lin jt 2008; Jogee jt 2009; Conselice jt 2011; Bluck jt 2012; Conselice 2014; Ownsworth jt 2014 ). Galaktikate arv vaadeldavas universumis paljastab ka teavet universumi aine (aine ja energia) tiheduse, erinevatel lainepikkustel taustvalguse ja Olbersi paradoksi mõistmise kohta. Selle põhisuuruse head mõõtmist aga veel ei ole. Meie võime uurida galaktikate tiheduse jaotust teleskoopide abil tekkis alles CCD-kaamerate tulekuga. Kaugete galaktikate ülipikaulatuslik uurimine algas 1990. aastatel (nt Koo & Kron 1992; Steidel & Hamilton 1992; Djorgovski jt 1995) ning saavutas oma praeguse sügavuse eelkõige Hubble'i kosmoseteleskoobi projektidega (Williams et al. 1996). ). Seejärel jätkati uurimistööd infrapunaspektri uuringu (Cosmic Assembly Near-infrared Deep Extragalactic Legacy Survey) raames (Williams et al., 2000), (Giavalisco jt 2004) (Grogin et al. 2011; Koekemoer jt 2011) ning kulmineerus Hubble'i ülisügava väljaga (Beckwith et al. 2006), mis on siiani meie universumi sügavaim optiline ja lähiinfrapuna-uuring.
Kõigist nendest uuringutest hoolimata on aga endiselt ebaselge, kuidas galaktikate üldine arvutihedus aja jooksul muutub. See huvi Küsi, kuna me teame, et tähtede moodustumise kiirus z-ga suureneb ja seejärel väheneb< 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 Üldharidus galaktikate populatsioonid tervikuna.
Põhjuseid, miks galaktikate koguarvu ülipika ulatusega uuringute tulemuste põhjal pole lihtne määrata, on mitu. Üks neist on see, et kõik ülikaugvaatlused on puudulikud. See on tingitud kokkupuuteaja ja -sügavuse piirangutest, mistõttu on mõned galaktikad hõlpsamini tuvastatavad kui teised. Selle tulemuseks on isegi kõige kaugemates uuringutes ebatäielik pilt, mida saab parandada, kuid mis jätab siiski teatud ebakindluse. Olulisem probleem on aga see, et need vaatlused ei jõua kõige nõrgemate galaktikateni, kuigi me teame teooriast, et praegu vaadeldavatest piiridest peaks olema palju rohkem nõrku galaktikaid.
Samuti on oluline pöörata tähelepanu sellele, mida me mõistame galaktikate kogutiheduse all universumis. See ei ole lihtne suurus, mida saab määratleda kui praegu eksisteerivat kogutihedust, põhimõtteliselt vaadeldavat kogutihedust ja kogutihedust, mida saab jälgida kasutades moodne tehnoloogia, on erinevad küsimused erinevate vastustega. Probleemiks on ka see, et me piirdume kosmoloogilise horisondiga, mis on vaadeldavast kõrgemal, ja seetõttu on galaktikaid, mida me sellest kaugemale ei näe. Isegi universumis praegu eksisteerivate galaktikate arv, st kui saaksime käsitleda kogu universumit sellisena, nagu see praegusel hetkel on, ja mitte olla piiratud valguse läbimise ajaga, näitab keeruline küsimus. Galaktikad kauges universumis on arenenud kaugemale sellest, mida me praegu vaadelda suudame piiratud loodus valguse kiirus ja ilmselt sarnaneb nähtava universumi kiirusega. Selles artiklis käsitleme kõiki neid probleeme, nimelt seda, kuidas galaktikate arvu tihedus praeguses vaadeldavas universumis muutub kuni z ~ 8-ni.
Võrdluseks analüüsime käesoleva töö lisas ka nende galaktikate arvu, mis on kaasaegsetele teleskoopidele nähtavad kõigil lainepikkustel ja mida me praegu vaadelda saame. Seejärel võrdleme neid andmeid galaktikate koguarvu mõõtmistega, mida võiks mõõdetud massifunktsioonide põhjal universumis potentsiaalselt jälgida. Arutleme ka selle üle, kuidas need tulemused paljastavad teavet galaktika ja evolutsiooni kohta. Samuti anname teavet tulevaste uuringute kohta ja seda, millist galaktikate osa nad vaatlevad.
See artikkel on jagatud mitmeks osaks. §2 kirjeldab andmeid, mida me selles analüüsis kasutame, §3 kirjeldab selle töö tulemusi, sealhulgas meetodeid galaktikate tähemassi funktsioonide analüüsimiseks, et saada universumi galaktikate koguarv, §4 kirjeldab nende tulemuste mõju ja §. 5 esitati kokkuvõte artiklid. Selles töös kasutame standardset kosmoloogiat: H 0 = 70 km s −1 Mpc −1 ja Ω m = 1 − Ω λ = 0,3.
2. Andmed
Selle artikli jaoks kasutatavad andmed pärinevad paljudest allikatest ja tulemustest. varasemad tööd. Lisas kirjeldame, kui palju galaktikaid saame praegu universumis vaadelda, tuginedes seni kõige sügavamatele vaatlustele. Siin peamises artiklis uurime küsimust, kui palju galaktikaid võiks potentsiaalselt universumis tuvastada, kui süvapildistamine kõigil lainepikkustel teostataks taeva kõikides osades ilma galaktiliste häirete või muude moonutusteta.
Suure osa selle analüüsi ja selle töö tulemuste jaoks kasutame galaktikate massifunktsioone vaadeldavast universumist kuni z ~ 8-ni, et teha kindlaks, kuidas galaktikate arvu tihedus aja jooksul ja . Neid massi- ja heledusfunktsioone hakatakse just nüüd mõõtma suurte punanihkete korral ning meie põhiandmed pärinevad massifunktsioonidest, mis on arvutatud Hubble'i ja maapealsete jaamade ülitäpse infrapuna- ja optiliste uuringute abil.
Nagu on esitatud järgmises jaotises, on meie kasutatavad massifunktsioonid võetud Fontana et al. ( , ), Tomczak jt. (2014) ja galaktikate puhul 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.
1. pilt. Selles artiklis kasutatavad massifunktsioonid on joonistatud kasutades. Kõik need väärtused on võetud erinevatest punktis 2 nimetatud uuringutest. Massifunktsioonid on esitatud sõltuvalt väärtustest, vasakpoolne graafik näitab süsteeme z< 1, средний график показывает 1 < z < 3 и z >3 (paremal äärel). Need massifunktsioonid on näidatud nii, et ühevärvilised jooned on massifunktsioonid kuni vastavate andmete piirini, milles need on täielikud, ja punktiirjooned näitavad meie ekstrapolatsiooni väärtusele $M_* = 10^6 M_\odot$. Massifunktsiooni "lamedam" graafik 1 jaoks< z < 3 взят из работы и для z >3 töölt võetud.
3. Galaktika tiheduse jaotus
3.1 Sissejuhatus ja ettevaatusabinõud
Peamine meetod, mida kasutame galaktikate tiheduse määramiseks universumis, on galaktikate arvu integreerimine kindlaksmääratud massifunktsioonide kaudu antud kosmoloogilise punanihke jaoks. See nõuab väljakujunenud tähe massifunktsioonide ekstrapoleerimist, et saavutada galaktikate populatsiooni massi miinimumpiir. Seda saab teha mitmel viisil, mida arutame allpool. Üks olulisemaid küsimusi on alumine piir, millest alates peaksime hakkama lugema galaktikate arvu massifunktsioonide funktsioonina. Tänu hiljutistele väljaannetele, mis annavad tähemassi funktsioone kuni z ~ 8 (nt ; , saame selle arvutuse teha esimest korda. Teine probleem on see, kas seda saab ekstrapoleerida allapoole nende andmete piiri, mille jaoks see algselt sobis. on küsimus, mida me üksikasjalikult uurime.
See täiendab lisas esitatud otse vaadeldavat lähenemist ja on täpsem viis mõõta galaktikate arvu hetkel vaadeldavas universumis, kui massifunktsioonid on õigesti mõõdetud ja täpselt parameetritega määratud. Sellel meetodil on aga võimalikke lõkse, mida tuleb hoolikalt kaaluda ja analüüsida. Selle põhjuseks on muu hulgas asjaolu, et mõõtmised sõltuvad paljust rohkem tegurid peale fotomeetria ja objektide tuvastamise probleemid, mis on alati olemas, kui lihtsalt galaktikate arvu mõõta. Siinne olukord on seotud muude tähtede masside ja punanihkete mõõtmisega seotud määramatustega. Kui aga saame neid määramatusi arvesse võtta, võib kindlaksmääratud massifunktsioonide integreerimine anda meile teada galaktikate tiheduste kohta antud punanihke intervallil teatud mõõdetud määramatusega.
Me kasutame seda meetodit galaktikate kogutiheduse arvutamiseks hetkel vaadeldavas universumis punanihke funktsioonina. Selleks me vaadeldavaid massifunktsioone otseselt ei integreeri, vaid kasutame parameetritega vormingut, antud funktsiooniga Schechter (1976), et määrata galaktikate koguarvu tihedus punanihke funktsioonina. Selle funktsiooni vorm on antud:
$\phi(M) = b\times\phi^\ast\ln(10)^(1+\alpha)$ $\times\exp[-10^(b(M-M^\ast))] . . . . .(1)$
kus b = 1 massifunktsiooni jaoks, b = 0,4 puhul , mis kirjutatakse absoluutväärtustes. Massifunktsiooni korral on $M^*$ tüüpiline mass logaritmilistes ühikutes ja see määrab, kus massifunktsioon muudab kalle, ja $M = \log(\frac(M_*)(M_\bigodot))$ on mass logaritmilised ühikud. Sarnaselt heledusfunktsiooni puhul vastab $M^*$ tüüpilisele väärtusele. Mõlema funktsiooni jaoks on $\phi^*$ normaliseerimine ja $\alpha$ määrab nõrgemate ja vähemmassiivsete galaktikate kalde. Meie meetod kasutab erinevate punanihkete galaktikate integreeritud arvu arvutamiseks avaldatud väärtusi $\phi^*$, $\alpha$ ja $M^*$.Me kasutame Schechteri heledusfunktsiooni üldtiheduse arvutamise vahendina, kuna see kirjeldab üldiselt hästi galaktikate masside jaotust kõigis punanihketes meie uuritavates vahemikes. Kuid me ei tea, millise madalama massipiirangu juures see kehtima jääb, mis on meie analüüsi üks ebakindlus. Järgmisena arutleme $M_*>10^6 M_\bigodot$ kasutamise üle limiidina ja selle kasutamise alampiirina. Samuti arutame, kuidas meie tulemused oleksid muutunud, kui oleksime alumise massipiirangu jaoks kasutanud teistsugust väärtust.
Kuna me integreerime massifunktsioone kogu universumi ajaloos, peame erinevate punanihkete galaktikate arvu arvestamiseks kasutama paljusid uuringuid. Erinevad punanihke vahemikud nõuavad uuringuid erinevatel lainepikkustel ja mõnikord leiavad erinevad uuringud erinevad tähendused Schechteri parameetrid. Selles töös püüame põhjalikult uurida massifunktsioone, mis, eriti väikese punanihke korral, võivad tekitada väga erinevaid tihedusväärtusi ja evolutsioonilisi kujundeid. Saame peaaegu samad tulemused, kui kasutame massifunktsiooni arvutamiseks madalate kosmoloogiliste punanihkete korral Schechteri kahekordse heleduse funktsiooni, kui ka siis, kui kasutame massifunktsiooni arvutamiseks suurte kosmoloogiliste punanihkete korral võimsusseadust ().
1. leht 170-183 Loengud täheastronoomiast. Loktin A.V., Marsakov V.A., 2009.
2.
3.
4., NASA ekstragalaktilise andmebaasi (NED) osa – suurim mikrolaine-, infrapuna-, optilise ja ultraviolettkiirguse (UV) vahemiku taevauuringute käigus saadud galaktikate kujutiste, fotomeetria ja spektrite hoidla.
5.
6.
7.
8. See töö tutvustas kahekordset Schechteri heleduse funktsiooni. Jaotis 4.2 lk 10.
9. Lorenzo Zaninetti. 29. mai 2017. Vasak- ja parempoolne kärbitud Schechteri heleduse funktsioon kvasarite jaoks
Kosmoloogilise punanihke vahemikus z ~ 0 - 3 kasutame massifunktsioonide kindlaksmääratud väärtusi ja nende vigu Fontana jt tööst. ( , ), Ja . Need tähemassi funktsioonid määratakse objektide tähemasside mõõtmise teel, kasutades SED fitting() protseduuri. Vaatamata Schechteri funktsiooni parameetrite erinevate mõõtmiste suurele hajuvusele, kasutame kogu seda teavet kasutatud erinevate mõõtmismeetodite ja mudelite ning kosmilise hajuvuse () arvessevõtmiseks. Need Schechteri funktsiooniga parameetristatud massifunktsioonid on näidatud joonisel 1. Teisendame ka need uuringud, mis kasutavad algseid Chabrieri massifunktsioone () - Pozzetti et al. (2007), Duncan et al. (2014), Mortlock jt. (2015) ja Muzzin et al. (2013), mis kasutab algseid Kroupa massifunktsioone (Kroupa IMF) esialgseteks Salpeteri massifunktsioonideks (Salpeter IMF). Analüüsis kasutatavate väärtuste loend on näidatud (( show2_MathJax ? "Close": "Tabel 1")) Märge- Selles tabelis on loetletud antud Schechteri funktsioonide parameetrid, mida me arvutuste tegemiseks kasutame. Need kõik on normaliseeritud, et saada võrreldavad esialgsed Salpeteri massifunktsioonid (Salpeter IMF), kuigi Pozzetti et al. (2007), Duncan et al. (2014) ja Mortlock jt. (2015) kasutasid esialgseid Chabrieri massifunktsioone () ja Muzzin et al. (2013) kasutasid Kroupa algmassi funktsioone (Kroupa IMF).
(( show2_MathJax ? "Sule": "Tabel 1")) .
Pange tähele, et arvestame ainult neid massifunktsioone, mille parameeter α
muudatused on kohaldatavates Schechteri mudelites lubatud. Kui massifunktsiooni tulemus saadakse fikseeritud väärtusest α
, siis põhjustab see galaktikate arvu moonutamist, kuna sellel väärtusel on oluline mõju väikese massiga nõrkade galaktikate arvule antud ruumalas (§3.2). Seetõttu jätame massifunktsiooni tulemused välja uuringutest, kus kasutatakse α GOODS (Great Observatories Origins Deep Survey projekt) osana Cosmic Assembly Near-infrared Deep Extragalactic Legacy Survey uuringust, samuti alates .
Kosmoloogilise punanihke kõrgete väärtuste puhul on massifunktsioonid suhteliselt uus parameeter, seega järjekindlate ja järjekindlate andmete saamiseks analüüsisime saadud heledusfunktsioone ka ultraviolettkiirguse vahemikus, peamiselt 1500˚A juures. Selleks kasutasime Bouwens et al. (2011), McLure et al. (2009), McLure et al. (2013), Bouwens et al. (2015) ja Finkelstein et al. (2015). McLure et al. (2013) ja Bouwens et al. (2015) analüüsivad kõige kaugemate uuringute andmeid, sealhulgas HUDF12 uuringut, mille käigus uuriti galaktikaid kõrgeimate kosmoloogiliste punanihete juures $z = 8$ ja $z = 9$.
Tähe massipiirangu teisendamiseks UV-suuruse piiriks kasutame nende kahe suuruse vahelisi suhteid, mis on arvutatud Duncani jt. (2014). Duncan et al. (2014) modelleerisid massi ja valguse lineaarset seost UV-kiirguses ning selle arengut erinevad tähendused kosmoloogiline punanihe. Kasutame neid UV-kiirguse piirangu määramiseks, mis vastab meie standardsele massipiirangule $M_* = 10^6M_\odot$. Seega saame oma tähemassi piiri seostada UV-kiirguse absoluutse suurusjärgu piiriga. Me ei kasuta neid väärtusi oma arvutustes, vaid kasutame neid heleduse funktsioone, et kontrollida tähe massifunktsioonidest saadud tulemuste järjepidevust. Leiame suure kooskõla tähemassi funktsioonidega, sealhulgas kasutades tähe massist-UV heleduse muundamise erinevaid variatsioone (nt Duncan et al. 2014; Song jt 2015). Pealegi on kõik meie massifunktsioonid kosmoloogilise punanihke kõrgete väärtuste jaoks enam-vähem järjekindlad, välja arvatud Grazian et al. (2015), mille tulemused viivad veidi väiksema väärtuseni $\phi_T$.
5. Uuringu lühikokkuvõte
Uurisime põhiküsimust galaktikate tiheduse jaotuse kohta universumis. Analüüsime seda probleemi mitmel viisil ja arutame selle mõju galaktilisele evolutsioonile ja kosmoloogiale. Universumi galaktikate tihedusjaotuse määramiseks kasutame galaktikate kuni z ∼ 8 jaoks hiljuti tuletatud massifunktsioone. Meie peamine järeldus on, et galaktikate arvu tihedus väheneb aja jooksul $\phi_T(z) \sim t^(-1)$, kus t on Universumi vanus.
Järgmisena arutame selle galaktikate tiheduse suurenemise tagajärgi tagantjärele erinevatele peamistele astrofüüsikalistele küsimustele. Arvutasime galaktikate arvu tiheduse integreerimisega galaktikate arv universumis, mille väärtus oli $2.0 (+0.7\vali -0.6) \times (10^(12))$ $z = 8$ korral, mida põhimõtteliselt on võimalik jälgida. Seda on ligikaudu kümme korda rohkem kui otsese arvutuse korral. See tähendab, et meil on veel avastamata suur nõrkade, kaugete galaktikate populatsioon.
Galaktikate astrofüüsikalise evolutsiooni osas näitame, et kõigi punanihkega galaktikate integreeritavate massifunktsioonide suurenemine on seletatav ühinemismudeliga. Näitame seda lihtne mudelühinemine on võimeline reprodutseerima galaktikate arvu vähenemist ühinemisaja skaalaga $\tau=1,29 ± 0,35 Gyr$. Saadud ühinemismäär z = 1,5 juures on R ∼ 0,05 ühinemist $Gyr^(−1) Mpc^(−3)$, mis on lähedane struktuuri- ja paarisanalüüsist saadud väärtusele. Enamik neist koonduvatest galaktikatest on väiksema massiga süsteemid, mille galaktikate arvu tihedus suureneb aja jooksul alumisest piirist suurema massini kogutiheduse arvutamisel.
Lõpuks arutame meie leidude mõju tulevastele uuringutele.
Tulevikus, kui massifunktsioonid muutuvad paremini tuntuks tänu parema SED-modelleerimisele ning JWST-st ja Euclid/LSST-st pärinevatele sügavamatele ja laiematele andmetele, saame täpsemalt mõõta galaktika üldist arvutihedust ja seega saada selle põhisuuruse paremaks mõõtmiseks.
2:38 11/05/2016👁 545
Hiljuti, 1920. aastal, suutis kuulus astronoom Edwin Hubble tõestada, et meie oma pole ainuke eksisteeriv. Tänaseks oleme juba harjunud, et kosmos on täidetud tuhandete ja miljonite teiste galaktikatega, mille taustal meie oma tundub väga tilluke. Aga kui palju galaktikaid meie läheduses täpselt on? Täna leiame sellele küsimusele vastuse.
Ühest lõpmatuseni
Kõlab uskumatult, kuid isegi meie vanaisad, isegi kõige teadlasemad, pidasid meie Linnuteed metagalaktikaks – kogu vaadeldavat universumit katvaks objektiks. Nende viga oli üsna loogiliselt seletatav tolleaegse ebatäiuslikkusega – isegi parimad neist nägid galaktikaid uduste laikudena, mistõttu hakati neid üldiselt nimetama udukogudeks.
Usuti, et aja jooksul kujunesid nad neist välja, nii nagu kunagi kujunes meie oma. Seda oletust kinnitas esimese avastamine 1796. aastal, mille keskel oli täht. Seetõttu uskusid teadlased, et kõik teised taevas olevad udukujulised objektid on samad, milles tähed polnud veel tekkinud.
Esimesed sammud
Loomulikult ei jäänud areng paigale. Juba 1845. aastal ehitas William Parsons tolle aja kohta hiiglasliku Leviathani teleskoobi, mille suurus oli ligi kaks meetrit. Soovides tõestada, et "udukogud" on tegelikult tähtedest koosnevad, viis ta astronoomia tõsiselt lähemale tänapäevasele galaktika kontseptsioonile. Ta suutis esimest korda märgata üksikute galaktikate spiraalset kuju ning tuvastada neis heleduserinevusi, mis vastavad eriti suurtele ja heledatele.
Debatt kestis aga kaua 20. sajandini. Kuigi progressiivses teadusringkonnas oli juba üldiselt aktsepteeritud, et peale Linnutee on palju teisi galaktikaid, vajas ametlik akadeemiline astronoomia selle kohta ümberlükkamatuid tõendeid. Seetõttu vaatavad teleskoobid üle kogu maailma meile kõige lähemal asuvat suurt galaktikat, mida samuti peeti varem ekslikult udukoguks - .
Esimese foto Andromeedast tegi Isaac Roberts 1888. aastal ja lisafotosid tehti aastatel 1900–1910. Need näitavad nii eredat galaktilist tuuma kui ka üksikuid tähtede klastreid. Kuid piltide madal eraldusvõime võimaldas vigu. Täheparvedeks peeti ekslikult udukogusid või lihtsalt mitut tähte, mis pildi särituse ajal üheks "kleepusid". Kuid probleemi lõplik lahendus ei olnud enam kaugel.
Kaasaegne maalimine
Edwin Hubble suutis 1924. aastal sajandi alguse rekordteleskoobi abil enam-vähem täpselt hinnata kaugust Andromeeda galaktikast. See osutus nii tohutuks, et välistas täielikult objekti kuulumise Linnuteele (hoolimata asjaolust, et Hubble'i hinnang oli kolm korda väiksem kui tänapäevane). Astronoom avastas "udukogust" ka palju tähti, mis kinnitasid selgelt Andromeeda galaktilist olemust. 1925. aastal, vaatamata kolleegide kriitikale, tutvustas Hubble oma töö tulemusi Ameerika Astronoomiaühingu konverentsil.
Sellest kõnest sai alguse uus periood astronoomia ajaloos - teadlased "taasavastasid" udukogud, määrates neile galaktikate tiitli ja avastasid uusi. Selles aitasid neid Hubble'i enda saavutused – näiteks punase nihke avastamine. Teadaolevate galaktikate arv kasvas koos uute teleskoopide ehitamise ja uute käivitamisega – näiteks raadioteleskoopide laialdane kasutamine pärast II maailmasõda.
Kuid kuni 20. sajandi 90ndateni jäi inimkond teadmatusse meid ümbritsevate galaktikate tegeliku arvu kohta. Atmosfäär ei lase isegi kõige suurematel teleskoopidel täpset pilti saada – gaasilised kestad moonutavad pilti ja neelavad tähevalgust, blokeerides meie eest Universumi horisondid. Kuid teadlastel õnnestus neist piirangutest mööda hiilida, käivitades, mis sai nime ühe teile juba tuttava astronoomi järgi.
Tänu sellele teleskoobile nägid inimesed esimest korda nende galaktikate heledaid kettaid, mis varem tundusid väikeste udukogudena. Ja seal, kus taevas tundus varem tühi, avastati miljardeid uusi – ja see pole liialdus. Edasised uuringud on aga näidanud, et isegi Hubble’ile nähtavad tuhanded miljardid tähed moodustavad vähemalt kümnendiku nende tegelikust arvust.
Lõplik arv
Ja veel, täpselt kui palju galaktikaid universumis on? Lubage mul teid kohe hoiatada, et me peame kokku lugema - sellised küsimused pakuvad astronoomidele tavaliselt vähe huvi, kuna neil puudub teaduslik väärtus. Jah, nad kataloogivad ja jälgivad galaktikaid – kuid ainult globaalsematel eesmärkidel, näiteks universumi suuremahulise struktuuri uurimiseks.
Täpset numbrit aga välja otsima ei võta keegi. Esiteks on meie maailm lõpmatu, mis muudab galaktikate täieliku loendi säilitamise problemaatiliseks ja sellel puudub praktiline tähendus. Teiseks, isegi nende galaktikate loendamiseks, mis asuvad nähtavas universumis, ei piisa astronoomi kogu elueast. Isegi kui ta elab 80 aastat, hakkab galaktikaid lugema sünnist saati ja ei kuluta iga galaktika avastamisele ja registreerimisele rohkem kui sekundi, leiab astronoom vaid 2 triljonit objekti – palju vähem kui tegelikult eksisteerivate galaktikate arv.
Ligikaudse arvu määramiseks võtame mõned ülitäpsed kosmoseuuringud – näiteks 2004. aastast pärit Hubble'i teleskoobi "ülisügav väli". Alal, mis võrdub 1/13 000 000 kogu taeva pindalast, suutis teleskoop tuvastada 10 tuhat galaktikat. Arvestades, et teised tolleaegsed põhjalikud uuringud näitasid sarnast pilti, saame tulemuse keskmiseks võtta. Seetõttu näeme Hubble'i tundlikkuse piires 130 miljardit galaktikat kogu universumist.
See pole aga veel kõik. Pärast Ultra Deep Fieldi tehti palju muid kaadreid, mis lisasid uusi detaile. Ja mitte ainult valguse nähtavas spektris, mida Hubble kasutab, vaid ka infrapuna- ja röntgenikiirguses. 2014. aasta seisuga on 14 miljardi valgusaasta raadiuses meie käsutuses 7 triljonit 375 miljardit galaktikat.
Kuid see on jällegi minimaalne hinnang. Astronoomid usuvad, et galaktikatevahelises ruumis kogunev tolm võtab ära 90% meie vaadeldavatest objektidest – 7 triljonist saab kergesti 73 triljonit. Kuid see kuju tormab veelgi kaugemale lõpmatuseni, kui James Webbi teleskoop orbiidile jõuab. See seade jõuab minutitega sinna, kuhu Hubble jõudis päevi, ja tungib veelgi kaugemale universumi sügavustesse.
Materjalide põhjal
Triljonid tähed on kosmoses jaotunud ebaühtlaselt. Aja jooksul moodustuvad need galaktikateks, justkui asuksid elanikud elama linnadesse, samas kui nendevahelised ruumid jäävad vabaks. Taevas nähtavad üksikud tähed kuuluvad spiraalsesse Linnutee galaktikasse, mis sisaldab ligikaudu 200 miljardit tähte. See on tohutu pöörlev gaasi- ja tolmuketas, mille tähtede keeris kiirgab meie universumi keskosast.
Päikesesüsteem koos planeediga Maa asub selle äärealal. Valgusti täispöörde tegemiseks kulub rohkem kui 200 miljonit aastat ja selle liikumine toimub kiirusega 940 000 km/h. Tähtede kaugust galaktikas mõõdetakse triljonites kilomeetrites tühja ruumi. Ja sellest kaugemale jääb kosmose must tühjus, mida tegelikult asustavad sajad miljardid galaktikad koos miljonite tähtedega, mis on väga sarnased meie nähtavale Päikesele. Äärmuslikud kaugused ei võimalda neid nii selgelt näha kui Kuud. Need näivad olevat vaid pisikesed täpid öötaevas.
Eraldi paiknevad galaktikad ja isegi isoleeritud tähed on selge ilmaga selgelt nähtavad. Näiteks Andromeeda udukogu on meile lähim galaktika, millel on Linnuteega sama spiraalne kuju. Mõned galaktikad on ellipsi kujulised, kus tähed meenutavad taru ümber tiirlevat mesilaste sülemi. Sellistes galaktikates on tähed nii iidsed, et pärast miljardeid aastaid on nad mandunud punasteks hiiglasteks, andes nende universumitele punakasoranžid toonid. Galaktikaid on ka teisi vorme: need, mis meenutavad topeltkumerat läätse, spiraalkuju või vormituid (ebakorrapäraseid) galaktikaid.
Miljardeid aastaid eksisteerinud galaktikad meenutavad elusolendeid: nad sünnivad, neis eraldub gaase, mis vabastavad uskumatult palju energiat ja põrkuvad üksteisega järk-järgult, sünnitades uusi galaktikaid. Sellised kokkupõrked kestavad miljoneid aastaid. Kahe erineva galaktika gravitatsiooniväljad tõrjuvad tähti oma orbiidilt välja ja muudavad kuju.
Seega väidavad teadlased, et kuulsad galaktikad Täpselt nii nad moodustatigi. Näiteks kahest spiraalsest tekib üks elliptiline. Seega võis Linnutee teke nõuda kümnete või sadade väiksemate galaktikate ühinemist. Kaasaegsed teleskoobid on nii võimsad, et suudavad vaadata Maast 2 miljoni valgusaasta kaugusel asuvaid universumeid. Astrofüüsikud näevad praegu galaktikaid täpselt sellistena, nagu nad olid miljoneid aastaid tagasi.
