우주에서 얼마나 많은 은하계가 발견되었나요? 우주의 실제 크기 또는 우주에 얼마나 많은 은하계가 있는지

우주에 대해 조금이라도 아는 사람은 우주가 끊임없이 움직인다는 것을 잘 알고 있습니다. 우주는 매초마다 팽창하고 있으며 점점 더 커지고 있습니다. 또 다른 것은 세상에 대한 인간의 인식 규모에서 일어나는 일의 크기를 이해하고 우주의 구조를 상상하는 것이 매우 어렵다는 것입니다. 태양이 위치하고 우리가 위치한 우리 은하 외에도 수십, 수백 개의 다른 은하계가 있습니다. 먼 세계의 정확한 수를 아는 사람은 아무도 없습니다. 우주에 얼마나 많은 은하계가 있는지는 우주에 대한 수학적 모델을 생성해야만 대략적으로 알 수 있습니다.

따라서 우주의 크기를 고려할 때 지구에서 수백, 수천억 광년 떨어진 곳에 우리와 비슷한 세계가 있다고 쉽게 가정할 수 있습니다.

우리를 둘러싼 우주와 세계

받은 우리 은하 아름다운 이름많은 과학자들에 따르면 몇 세기 전에는 은하수가 우주의 중심이었습니다. 사실, 이것은 우주의 일부일 뿐이며 다른 은하계도 있다는 것이 밝혀졌습니다. 다양한 방식크고 작은 크기, 일부는 더 멀고 다른 일부는 더 가깝습니다.

우주에서는 모든 물체가 밀접하게 상호 연결되어 움직입니다. 특정 순서로그리고 할당된 공간을 차지합니다. 우리에게 알려진 행성, 잘 알려진 별, 블랙홀 및 우리 자신의 태양계은하수 은하계에 위치하고 있습니다. 이름은 우연이 아닙니다. 밤하늘을 관찰하는 고대 천문학자조차도 우리 주변의 공간을 수천 개의 별이 우유 방울처럼 보이는 우유 트랙에 비유했습니다. 우리 시야에 있는 천체 은하계인 은하계는 가까운 우주를 구성합니다. 망원경으로 볼 수 없는 것이 무엇인지는 20세기에 와서야 알려졌습니다.

우리 우주를 메타은하의 크기로 확장한 후속 발견은 과학자들을 빅뱅 이론으로 이끌었습니다. 거의 150억년 전에 거대한 대격변이 발생하여 우주 형성 과정이 시작되는 원동력이 되었습니다. 물질의 한 단계가 다른 단계로 대체되었습니다. 수소와 헬륨으로 이루어진 빽빽한 구름에서 우주의 첫 번째 시작인 별들로 구성된 원시은하가 형성되기 시작했습니다. 이 모든 일은 먼 과거에 일어났습니다. 많은 사람들의 빛 천체우리가 가장 강력한 망원경으로 관찰할 수 있는 것은 단지 작별인사일 뿐이다. 우리 하늘에 점재하는 수십억은 아니더라도 수백만 개의 별은 지구에서 10억 광년 떨어진 곳에 있으며 오랫동안 존재하지 않았습니다.

우주 지도: 가장 가까운 이웃과 가장 먼 이웃

지구에서 관찰되는 우리 태양계와 기타 우주체는 상대적으로 젊은 구조적 구성체이며 광대한 우주에서 가장 가까운 이웃입니다. 오랫동안과학자들은 은하수에 가장 가까운 것은 불과 50킬로파섹에 위치한 왜소은하인 대마젤란은하라고 믿었습니다. 아주 최근에야 우리 은하계의 실제 이웃이 알려졌습니다. 별자리 궁수 자리와 별자리에서 큰 개자리작은 왜소 은하가 위치하며 그 질량은 은하수 질량의 200-300 배 적고 그 거리는 30-40,000 광년이 조금 넘습니다.

이것은 가장 작은 보편적인 물체 중 하나입니다. 그러한 은하에서는 별의 수가 상대적으로 적습니다(대략 수십억 개). 일반적으로 왜소은하는 더 큰 은하계에 의해 점차적으로 합쳐지거나 흡수됩니다. 20~25km/s에 달하는 팽창하는 우주의 속도는 자신도 모르게 이웃 은하계를 충돌로 이끌 것입니다. 언제 이런 일이 일어날지, 어떻게 될지는 추측만 할 수 있을 뿐입니다. 은하계의 충돌은 항상 일어나고 있으며, 우리 존재의 덧없음으로 인해 무슨 일이 일어나고 있는지 관찰하는 것은 불가능합니다.

우리 은하의 2~3배 크기인 안드로메다은하는 우리에게 가장 가까운 은하 중 하나이다. 천문학자와 천체 물리학자 사이에서 가장 인기 있는 곳 중 하나이며 지구에서 불과 252만 광년 떨어진 곳에 위치해 있습니다. 우리 은하와 마찬가지로 안드로메다도 국부은하군의 구성원이다. 이 거대한 우주 경기장의 크기는 폭이 300만 광년이고 그 안에 존재하는 은하의 수는 약 500개입니다. 그러나 안드로메다와 같은 거인조차도 은하계 IC 1101에 비하면 작아 보입니다.

우주에서 가장 큰 이 나선은하는 1억 광년 이상 떨어져 있으며 직경은 600만 광년 이상입니다. 100조 개의 별을 포함하고 있음에도 불구하고 은하계는 주로 암흑 물질로 구성되어 있습니다.

천체물리학적 매개변수와 은하의 유형

20세기 초에 수행된 최초의 우주 탐사는 생각할 거리를 많이 제공했습니다. 망원경 렌즈를 통해 발견된 우주 성운은 결국 1000개 이상으로 늘어났다. 가장 흥미로운 물건우주에서. 오랫동안 밤하늘의 이 밝은 점들은 우리 은하 구조의 일부인 가스 축적으로 간주되었습니다. 1924년 에드윈 허블은 별과 성운 집단까지의 거리를 측정하고 놀라운 발견을 했습니다. 이 성운은 우주 규모를 가로질러 독립적으로 돌아다니는 먼 나선 은하에 지나지 않습니다.

미국의 한 천문학자는 우리 우주가 많은 은하로 구성되어 있다고 처음으로 제안했습니다. 20세기 마지막 분기의 우주 탐험과 유명한 허블 망원경을 포함한 우주선과 기술을 사용한 관찰은 이러한 가정을 확증해주었습니다. 우주는 무한하며 우리 은하수는 우주에서 가장 큰 은하계와 멀리 떨어져 있으며, 게다가 그 중심도 아닙니다.

강력한 존재가 등장해야만 기술적 수단관찰 결과, 우주는 명확한 윤곽을 갖기 시작했습니다. 과학자들은 은하와 같은 거대한 구조물도 구조, 구조, 모양 및 크기가 다를 수 있다는 사실에 직면해 있습니다.

에드윈 허블의 노력을 통해 세계는 은하계를 체계적으로 분류하여 세 가지 유형으로 나눴습니다.

나선;
타원형;
잘못된.

타원은하와 나선은하가 가장 흔한 유형이다. 여기에는 우리 은하계는 물론 이웃한 안드로메다 은하계와 우주의 다른 많은 은하계도 포함됩니다.

타원 은하는 타원 모양을 가지며 한 방향으로 늘어납니다. 이러한 물체에는 소매가 없으며 모양이 자주 변합니다. 이러한 개체는 크기도 서로 다릅니다. 나선 은하와 달리 이 우주 괴물은 명확하게 정의된 중심을 갖고 있지 않습니다. 그러한 구조에는 핵심이 없습니다.

분류에 따르면 이러한 은하들은 라틴 문자 E로 지정됩니다. 현재 알려진 모든 타원 은하들은 하위 그룹 E0-E7로 나뉩니다. 하위 그룹으로의 배포는 구성에 따라 수행됩니다. 은하계에서 거의 둥근 모양(E0, E1 및 E2)를 인덱스 E6 및 E7을 사용하여 많이 늘어난 개체에 적용합니다. 타원은하 중에는 지름이 수백만 광년에 달하는 왜소은하와 진짜 거인도 있습니다.

나선은하에는 두 가지 하위 유형이 있습니다.

교차된 나선 형태로 나타나는 은하;
정상적인 나선.

첫 번째 하위 유형은 다음과 같은 특징으로 구별됩니다. 이러한 은하의 모양은 정나선은하와 비슷하지만, 나선은하의 중심에는 팔을 형성하는 다리(바)가 있습니다. 은하계의 그러한 다리는 일반적으로 은하계 핵을 두 부분으로 나누는 물리적 원심 과정의 결과입니다. 두 개의 핵을 가진 은하가 있으며, 그 핵이 중앙 원반을 구성합니다. 핵이 만나면 다리는 사라지고 은하계는 중심이 하나인 정상이 됩니다. 우리 은하계에는 태양계가 위치한 팔 중 하나에 다리가 있습니다. 현대 추정에 따르면 태양에서 은하 중심까지의 경로는 27,000광년입니다. 우리 태양과 행성이 있는 오리온자리 백조자리 팔의 두께는 70만 광년입니다.

분류에 따라 나선은하는 라틴 문자 Sb로 지정됩니다. 하위군에 따라 나선은하에는 Dba, Sba, Sbc 등 다른 명칭이 있습니다. 하위 그룹 간의 차이는 막대의 길이, 모양 및 소매 구성에 따라 결정됩니다.

나선 은하에는 다음이 있을 수 있습니다. 다양한 크기, 직경은 20,000광년에서 최대 100,000광년에 이릅니다. 우리 은하계는 "황금평균"에 있으며, 그 크기는 중간 크기의 은하 쪽으로 끌립니다.

가장 희귀한 유형은 불규칙 은하이다. 이러한 보편적 개체는 명확한 모양이나 구조를 갖지 않는 별과 성운의 큰 클러스터입니다. 분류에 따라 지수 Im과 IO를 받았습니다. 일반적으로 첫 번째 유형의 구조에는 디스크가 없거나 약하게 표현됩니다. 종종 그러한 은하들은 비슷한 팔을 가지고 있는 것으로 보일 수 있습니다. IO 지수가 있는 은하계는 별, 가스 구름, 암흑 물질의 혼란스러운 집합체입니다. 이 은하단의 대표적인 대표자는 대마젤란운과 소마젤란운이다.

모든 은하계: 규칙적인 은하와 불규칙한 은하, 타원 은하와 나선 은하, 수조 개의 별로 구성되어 있습니다. 별과 행성계 사이의 공간은 암흑 물질이나 우주 가스 구름과 먼지 입자로 가득 차 있습니다. 이 공허 사이의 공간에는 우주의 평온함을 방해하는 크고 작은 블랙홀이 있습니다.

기존의 분류와 연구 결과를 토대로 우리는 우주에 은하계가 몇 개 있고 어떤 종류인지에 대한 질문에 어느 정도 자신있게 답할 수 있습니다. 우주에는 더 많은 나선 은하가 있습니다. 그것들은 모든 보편적 개체의 총 수의 55% 이상을 구성합니다. 타원 은하의 수는 절반으로 전체 은하의 22%에 불과합니다. 우주에는 대마젤란운과 소마젤란운과 유사한 불규칙은하가 5%밖에 없습니다. 일부 은하계는 우리와 이웃하고 있으며 가장 강력한 망원경의 시야에 있습니다. 다른 것들은 암흑 물질이 우세하고 끝없는 우주의 암흑이 렌즈에서 더 잘 보이는 가장 먼 공간에 있습니다.

은하계를 가까이에서

모든 은하계는 다음과 같은 특정 그룹에 속합니다. 현대 과학일반적으로 클러스터라고 합니다. 은하수는 최대 40개의 알려진 은하를 포함하는 이러한 성단 중 하나의 일부입니다. 성단 자체는 더 큰 은하단인 초은하단의 일부입니다. 지구는 태양, 은하수와 함께 처녀자리 초은하단의 일부입니다. 이것이 우리의 실제 우주 주소입니다. 처녀자리 은하단에는 우리 은하와 함께 타원, 나선, 불규칙 은하계를 포함한 2000개가 넘는 다른 은하가 있습니다.

오늘날 천문학자들이 의존하는 우주 지도는 우주의 모습, 그 모양과 구조가 무엇인지에 대한 아이디어를 제공합니다. 모든 클러스터는 암흑 물질의 공극이나 거품 주위에 모입니다. 암흑물질과 기포도 일부 물체로 채워져 있을 가능성이 있습니다. 아마도 이것은 물리학 법칙에 반하여 다른 좌표계에서 유사한 구조를 형성하는 반물질일 것입니다.

은하계의 현재와 미래 상태

과학자들은 우주의 일반적인 초상화를 만드는 것이 불가능하다고 믿습니다. 우리는 우리가 이해할 수 있는 우주에 대한 시각적, 수학적 데이터를 가지고 있습니다. 우주의 실제 규모는 상상하기 불가능합니다. 우리가 망원경을 통해 보는 것은 수십억 년 동안 우리에게 다가온 별빛입니다. 아마도 오늘날의 실제 그림은 완전히 다를 것입니다. 우주 대격변의 결과로 우주에서 가장 아름다운 은하계는 이미 우주 먼지와 암흑 물질로 이루어진 텅 빈 추악한 구름으로 변할 수 있습니다.

먼 미래에 우리 은하가 우주의 더 큰 이웃 은하와 충돌하거나 옆에 존재하는 왜소 은하를 삼킬 가능성도 배제할 수 없습니다. 그러한 보편적인 변화의 결과는 무엇일지 아직 알 수 없습니다. 은하계의 수렴이 빛의 속도로 일어난다는 사실에도 불구하고 지구인들이 보편적인 재앙을 목격할 가능성은 거의 없습니다. 수학자들은 치명적인 충돌이 일어나기까지 지구 시간이 30억 년 남짓 남았을 것으로 계산했습니다. 그 당시 우리 행성에 생명체가 존재할 것인지는 의문입니다.

다른 힘도 별, 성단, 은하의 존재를 방해할 수 있습니다. 아직도 인간에게 알려진 블랙홀은 별을 삼킬 수 있다. 암흑 물질과 우주의 공허 속에 숨어 있는 거대한 크기의 괴물들이 은하계를 완전히 삼킬 수 없다는 보장은 어디에 있습니까?

허블 울트라 딥 필드의 일부입니다. 당신이 보는 것은 은하계뿐입니다.

보다 최근인 1920년에 유명한 천문학자 에드윈 허블은 우리 은하가 존재하는 유일한 은하가 아니라는 것을 증명할 수 있었습니다. 오늘날 우리는 공간이 수천, 수백만 개의 다른 은하로 가득 차 있다는 사실에 이미 익숙하며 그 배경은 우리 은하가 매우 작아 보입니다. 그런데 우주에는 정확히 몇 개의 은하계가 우리와 가까이 있습니까? 오늘 우리는 이 질문에 대한 답을 찾을 것입니다.

믿을 수 없을 정도로 들리지만 우리의 증조부, 심지어 가장 많은 과학자들조차도 우리 은하수를 우주 전체를 덮는 물체인 메타은하로 여겼습니다. 그들의 오류는 당시 망원경의 불완전성으로 인해 상당히 논리적으로 설명되었습니다. 심지어 최고의 망원경조차도 은하계를 흐릿한 점으로 보았기 때문에 보편적으로 성운이라고 불렀습니다. 한때 우리 태양계가 형성되었던 것처럼, 별과 행성은 결국 그들로부터 형성될 것이라고 믿어졌습니다. 이 추측은 1796년 중심에 별이 있는 최초의 행성상 성운이 발견되면서 확인되었습니다. 따라서 과학자들은 하늘에 있는 다른 모든 성운 물체는 아직 별이 형성되지 않은 먼지와 가스로 이루어진 동일한 구름이라고 믿었습니다.

첫 번째 단계

당연히 진전은 멈추지 않았습니다. 이미 1845년에 윌리엄 파슨스(William Parsons)는 그 당시 크기가 2미터에 가까웠던 거대한 리바이어던 망원경을 만들었습니다. "성운"이 실제로 별들로 구성되어 있음을 증명하기 위해 그는 천문학을 더 가까이 접근했습니다. 현대적인 컨셉은하계. 그는 처음으로 개별 은하계의 나선 모양을 발견할 수 있었고, 특히 크고 밝은 성단에 해당하는 광도의 차이도 감지할 수 있었습니다.

그러나 이 논쟁은 20세기까지 지속되었다. 진보적인 과학계에서는 은하수 외에 다른 은하계가 많다는 사실이 이미 일반적으로 받아들여지고 있지만 공식 천문학계에서는 이에 대한 반박할 수 없는 증거가 필요했습니다. 따라서 전 세계의 망원경은 이전에 성운으로 오인되었던 우리에게 가장 가까운 큰 은하인 안드로메다 은하를 관찰하고 있습니다.

안드로메다의 첫 번째 사진은 1888년 아이작 로버츠(Isaak Roberts)가 촬영했으며, 1900년부터 1910년까지 추가 사진이 촬영되었습니다. 그들은 밝은 은하계 핵과 개별 별 무리를 모두 보여줍니다. 하지만 이미지의 해상도가 낮아서 오류가 발생할 수 있었습니다. 성단으로 오해된 것은 성운이거나 단순히 이미지가 노출되는 동안 하나로 "함께 붙어 있는" 여러 개의 별일 수 있습니다. 그러나 문제에 대한 최종 해결책은 그리 멀지 않았습니다.

현대 회화

1924년에 에드윈 허블은 세기 초의 기록적인 망원경을 사용하여 안드로메다 은하까지의 거리를 어느 정도 정확하게 추정할 수 있었습니다. 그것은 너무 거대해서 그 물체가 은하수에 속한다는 것을 완전히 배제했습니다 (허블의 추정치가 현대의 추정치보다 3배 적었음에도 불구하고). 천문학자는 또한 안드로메다의 은하적 특성을 분명히 확인한 "성운"에서 많은 별을 발견했습니다. 1925년 동료들의 비판에도 불구하고 허블은 미국천문학회 회의에서 자신의 연구 결과를 발표했습니다.

이 연설은 천문학 역사에 새로운 시대를 열었습니다. 과학자들은 성운을 "재발견"하여 은하라는 이름을 부여하고 새로운 성운을 발견했습니다. 이것에서 그들은 허블 자체의 발전, 예를 들어 발견의 도움을 받았습니다. 알려진 은하의 수는 새로운 망원경이 건설되고 새로운 망원경이 출시되면서 증가했습니다. 예를 들어 제2차 세계 대전 이후 전파 망원경이 널리 사용되었습니다.

그러나 20세기 90년대까지 인류는 우리를 둘러싸고 있는 실제 은하의 수에 대해 어둠 속에 남아 있었습니다. 지구의 대기는 가장 큰 망원경조차도 정확한 사진을 얻는 것을 방해합니다. 가스 껍질은 이미지를 왜곡하고 별빛을 흡수하여 우리로부터 우주의 지평선을 차단합니다. 그러나 과학자들은 이미 알고 있는 천문학자의 이름을 딴 우주선을 발사하여 이러한 제한을 극복했습니다.

이 망원경 덕분에 사람들은 이전에는 작은 성운처럼 보였던 은하계의 밝은 원반을 처음으로 보았습니다. 그리고 이전에는 하늘이 텅 빈 것처럼 보였던 곳에서 수십억 개의 새로운 하늘이 발견되었습니다. 이는 과장이 아닙니다. 그러나 추가 연구에 따르면 허블 망원경으로 볼 수 있는 수천억 개의 별조차도 실제 개수의 10분의 1에 불과한 것으로 나타났습니다.

최종 카운트

그런데 우주에는 정확히 몇 개의 은하계가 있습니까? 우리가 함께 계산해야 한다는 점을 즉시 경고하겠습니다. 이러한 질문은 과학적 가치가 없기 때문에 일반적으로 천문학자들에게 별 관심이 없습니다. 예, 그들은 은하계를 분류하고 추적합니다. 그러나 우주 연구와 같은 보다 세계적인 목적으로만 사용됩니다.

그러나 정확한 숫자를 찾는 사람은 아무도 없습니다. 첫째, 우리의 세계는 무한합니다. 이것이 바로 지식이 존재하는 이유입니다. 전체 목록은하계는 문제가 있고 실질적인 의미가 없습니다. 둘째, 눈에 보이는 우주 안에 있는 은하계까지 세려면 천문학자의 전체 생애가 충분하지 않습니다. 그가 80세를 살고 태어날 때부터 은하수를 세기 시작하고 각 은하계를 발견하고 등록하는 데 1초도 채 걸리지 않는다고 해도 천문학자는 실제로 존재하는 은하계의 수보다 훨씬 적은 2조 개의 물체만 발견하게 됩니다.

대략적인 숫자를 결정하기 위해 고정밀 우주 연구 중 일부(예: 2004년 허블 망원경의 "Ultra Deep Field")를 살펴보겠습니다. 하늘 전체 면적의 1/13,000,000에 해당하는 면적에서 망원경은 10,000개의 은하를 감지할 수 있었습니다. 당시 다른 심층 연구에서도 비슷한 모습이 나왔다는 점을 감안하면 결과를 평균화할 수 있다. 그러므로 허블의 감도 내에서 우리는 우주 전역에 걸쳐 1,300억 개의 은하계를 볼 수 있습니다.

그러나 그것이 전부는 아닙니다. Ultra Deep Field 이후 새로운 세부 사항을 추가하는 많은 사진이 촬영되었습니다. 그리고 허블이 작동하는 가시광선 스펙트럼뿐만 아니라 적외선과 엑스레이에서도 마찬가지입니다. 2014년 현재 우리가 이용할 수 있는 은하계는 반경 140억 개, 7조 3,750억 개에 달합니다.

그러나 이것도 역시 최소한의 추정치이다. 천문학자들은 은하계 공간에 쌓인 먼지가 우리가 관찰하는 물체의 90%를 앗아간다고 믿습니다. 7조는 쉽게 73조로 변합니다. 그러나 망원경이 태양 궤도에 진입하면 이 수치는 더욱 무한대로 치솟을 것입니다. 이 장치는 허블이 도달하는 데 며칠이 걸렸던 곳에 몇 분 만에 도달할 것이며 우주 깊숙한 곳까지 더 깊이 침투할 것입니다.

노팅엄 대학교 천체물리학 교수인 크리스토퍼 J. 콘셀리스(Christopher J. Conselice)가 이끄는 국제 천문학자 팀은 다음을 발견했습니다. 우주에는 적어도 2조 개의 은하가 있다, 이전에 생각했던 것보다 10 배 더 많습니다. 왕립천문학회(Royal Astronomical Society)의 보조금으로 시작된 팀의 작업은 2016년 10월 14일 천체물리학 저널에 게재되었습니다.

천문학자들은 멀리 있는 물체에서 나오는 빛이 우리에게 도달하는 우주의 일부인 관측 가능한 우주에 얼마나 많은 은하가 존재하는지 오랫동안 알아내려고 노력해 왔습니다. 지난 20년 동안 과학자들은 허블 우주 망원경의 이미지를 사용하여 우리가 보는 우주에는 약 1000억에서 2000억 개의 은하가 포함되어 있다고 추정해 왔습니다. 현재의 천문학 기술로는 이 은하계 중 10%만 연구할 수 있으며, 나머지 90%는 더 크고 더 나은 망원경이 개발되어야만 볼 수 있습니다.

콘셀리스 교수의 연구는 15년의 정점이다. 여름 직업, 이는 또한 선배 학생 Aaron Wilkinson에게 수여된 연구 보조금으로 부분적으로 자금을 지원 받았습니다. 현재 노팅엄 대학교의 박사과정 학생인 Aaron은 더 큰 규모의 연구를 확립하기 위한 기본 기반을 제공한 이전의 모든 은하계 계산 연구를 검토하는 것부터 시작했습니다.

Conselice 교수 팀은 전 세계 망원경, 특히 허블 망원경에서 얻은 심우주의 좁은 이미지를 3D 지도로 변환했습니다. 이를 통해 그들은 은하의 밀도뿐만 아니라 작은 공간 영역의 부피도 계산할 수 있었습니다. 이 힘든 연구를 통해 팀은 이전 연구에서 얼마나 많은 은하계가 누락되었는지 확인할 수 있었습니다. 우리는 그들이 은하계 고고학 발굴을 수행했다고 말할 수 있습니다.

이 연구의 결과는 관측된 은하의 수에 대한 측정을 기반으로 합니다. 다른 시대– 은하계 규모의 시간 조각 – 우주 전체 역사에 대한 것입니다. 노팅엄의 Conselice 교수와 그의 팀은 네덜란드 라이덴 대학교 라이덴 천문대 및 에든버러 대학교 천문학 연구소의 과학자들과 협력하여 각 시대에 얼마나 많은 은하가 있었는지 조사한 결과 더 많은 은하가 있다는 것을 발견했습니다. 초기 단계우주가 발달하면서 은하계의 숫자도 지금보다 훨씬 많아졌다.

우주의 나이가 불과 수십억 년이었을 때, 주어진 공간의 부피에 있는 은하의 수는 오늘날의 비슷한 부피에 비해 10배 더 많았던 것으로 보입니다. 이 은하계의 대부분은 가벼운 무게, 즉. 현재 은하수를 둘러싸고 있는 은하의 질량과 비슷한 질량을 가지고 있습니다.

콘셀리스(Conselis) 교수는 “137억년에 걸친 우주 진화에서 그 이후로 빅뱅은하의 크기는 별 형성과 다른 은하와의 합병으로 인해 증가했습니다. 존재 사실의 확립 더과거의 은하계는 광범위한 시스템 병합을 통해 그 수를 줄이기 위해 상당한 진화가 발생했음이 틀림없다는 것을 의미합니다. 우리는 은하의 대부분이 매우 희미하고 멀리 있기 때문에 그리워합니다. 우주에 있는 은하의 수는 천문학의 근본적인 질문인데, 우주에 있는 은하의 90%가 아직 탐험되지 않은 상태라는 점에서 놀라운 일이다. 차세대 망원경으로 이 은하계를 연구할 때 우리가 어떤 흥미로운 특성을 발견하게 될지 누가 알겠습니까?”

"Z에서 은하의 밀도 분포"기사 번역< 8 и ее последствия». Октябрь 2016. Права на перевод принадлежат
저자:
Christopher J. Conselice, 영국 노팅엄 소재 노팅엄 대학교 물리학 및 천문학 대학.
Aaron Wilkinson, 라이덴 천문대 라이덴 대학교, 네덜란드
케네스 던컨(Kenneth Duncan), 스코틀랜드 에딘버러 대학교 천문학 연구소 왕립 천문대

주석

우주의 은하 밀도 분포와 결과적으로 총 은하 수는 우주론 분야의 많은 문제 해결에 영향을 미치는 천체 물리학의 근본적인 질문입니다. 그러나 이 기사가 출판되기 전에는 이 중요한 지표에 대한 유사한 상세한 연구와 이 숫자를 찾기 위한 명확한 알고리즘의 정의가 없었습니다. 이 문제를 해결하기 위해 우리는 $z \sim 8$까지 관측된 은하 항성 질량 함수를 사용하여 은하 수 밀도가 시간과 질량 한계의 함수에 따라 어떻게 변하는지 결정했습니다. 우리는 $M_* = 10^6M_\odot$보다 더 큰 은하의 전체 밀도($\phi_T$)의 증가가 $\phi_T \sim t^(-1)$로 감소한다는 것을 보여주었습니다. 여기서 t는 우주의 나이. 우리는 더 높은 질량 한계 $M_* > 10^7M_\odot$에서 이러한 추세가 역전되고 오히려 시간이 지남에 따라 증가한다는 것을 추가로 보여주었습니다. $M_* = 10^6M_\odot$를 하한으로 사용하여 $z = 8$까지 우주에 있는 은하의 총 개수는 다음과 같습니다. $2.0 (+0.7\choose -0.6) \times (10^ (12)) $ 또는 단지 $2.0 \times (10^(12))$ (2조!), 즉 모든 하늘 기반 조사에서 볼 수 있는 것보다 거의 10배 더 많은 것입니다. 우리는 은하 진화 과정을 이해하기 위한 이러한 결과의 의미를 논의하고, 또한 우리의 결과를 다음과 비교할 것입니다. 최신 모델은하의 형성. 이러한 결과는 또한 광학 및 근적외선 영역의 우주 배경광이 관찰되지 않은 희미한 은하에서 유래했을 가능성이 있음을 나타냅니다. 우리는 또한 이러한 결과가 밤하늘이 어두운 이유, 즉 로 알려진 이유에 대한 질문을 어떻게 해결하는지 보여줄 것입니다.

1. 소개

우주와 그 속성을 발견할 때 우리는 항상 절대값을 알고 싶어합니다. 예를 들어, 천문학적 관심은 우리 은하에 얼마나 많은 별이 있는지, 이 별을 둘러싸고 있는 행성이 몇 개 있는지(Fressin et al. 2013), 우주의 전체 밀도(예: Fukugita & Peebles 2004) 등 속성의 절대값을 계산하는 것입니다. 우주의. 여기에 이러한 질문 중 하나에 대한 대략적인 대답이 제공되었습니다. 이것은 은하 수의 총 밀도이므로 우주의 총 은하 수입니다.

이 질문은 단순한 호기심이 아니라 우주론과 천문학의 다른 많은 질문과 관련되어 있습니다. 은하의 밀도 분포는 형성된 계의 수에 따른 은하 형성/진화, 거대 은하와 왜소 은하의 비율 변화, 먼 초신성 및 감마선 폭발 속도, 우주의 별 형성 속도, 그리고 어떻게 생성되는지와 같은 질문과 관련이 있습니다. 새로운 은하계는 합병을 통해 생성/파괴됩니다(예: 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 ). 관측 가능한 우주에 있는 은하의 수는 또한 우주의 물질 밀도(물질과 에너지), 다양한 파장의 배경광, 올베르스의 역설에 대한 이해에 대한 정보를 보여줍니다. 그러나 이 기본량에 대한 적절한 측정 방법은 아직 없습니다. 망원경을 사용하여 은하의 밀도 분포를 연구하는 능력은 CCD 카메라의 출현과 함께 탄생했습니다. 먼 은하에 대한 초장거리 탐사는 1990년대에 시작되었고(예: Koo & Kron 1992; Steidel & Hamilton 1992; Djorgovski et al. 1995), 특히 허블 우주 망원경 프로젝트를 통해 현재의 깊이에 도달했습니다(Williams et al. 1996). ). 그 후, 적외선 스펙트럼 조사(Cosmic Assembly Near-infrared Deep Extragalactic Legacy Survey)(Grogin et al. 2011; Koekemoer et al. 2011), 그리고 지금까지 우리 우주에 대한 가장 깊은 광학 및 근적외선 조사로 남아 있는 허블 울트라 딥 필드(Beckwith et al. 2006)에서 최고조에 이르렀습니다.
그러나 이러한 모든 연구에도 불구하고 시간이 지남에 따라 은하의 전체 개수 밀도가 어떻게 진화하는지는 여전히 불분명합니다. 이것 관심 물어보세요, 왜냐하면 별 형성 속도는 z에 따라 증가했다가 감소한다는 것을 알고 있기 때문입니다.< 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 일반 교육은하계 전체의 인구.
초장거리 측량 결과를 바탕으로 은하계의 총 개수를 파악하는 것이 쉽지 않은 데에는 몇 가지 이유가 있다. 그 중 하나는 모든 초장거리 관측이 불완전하다는 것이다. 이는 노출 시간과 깊이의 제한으로 인해 일부 은하계가 다른 은하계보다 더 쉽게 감지될 수 있기 때문입니다. 그 결과 가장 장거리 조사에서도 불완전한 그림이 나타나 수정이 가능하지만 여전히 불확실성이 남아 있습니다. 그러나 더 중요한 문제는 우리가 현재 관측할 수 있는 한계를 넘어서는 더 많은 희미한 은하가 있어야 한다는 것을 이론을 통해 알고 있음에도 불구하고 이러한 관측이 가장 희미한 은하에 도달하지 못한다는 것입니다.
우주에 있는 은하계의 전체 밀도가 무엇을 의미하는지 주의를 기울이는 것도 중요합니다. 현재 존재하는 총밀도, 원리적으로 관찰할 수 있는 총밀도, 기계를 이용하여 관찰할 수 있는 총밀도라고 정의할 수 있는 단순한 양이 아니다. 현대 기술, 다른 답변을 가진 다른 질문입니다. 우리가 관찰할 수 있는 것보다 더 높은 우주론적 지평에 국한되어 있기 때문에 그 너머에는 볼 수 없는 은하계도 있다는 문제도 있습니다. 오늘날 우주에 존재하는 은하의 수조차도, 즉 빛의 통과 시간에 의해 제한되지 않고 현재 순간의 전체 우주를 고려할 수 있다면 복잡한 문제. 먼 우주의 은하계는 현재 우리가 관찰할 수 있는 것 이상으로 진화했습니다. 유한한 본성빛의 속도는 분명히 눈에 보이는 우주의 속도와 비슷할 것입니다. 우리는 이 논문에서 이러한 모든 문제, 즉 현재 관측 가능한 우주 내에서 은하 수 밀도가 z ~ 8까지 어떻게 변하는 지를 다룹니다.
비교 목적으로 이 연구의 부록에서는 모든 파장에서 현대 망원경으로 볼 수 있고 현재 관찰할 수 있는 은하의 수를 분석합니다. 그런 다음 이 데이터를 측정된 질량 함수를 기반으로 우주에서 잠재적으로 관찰할 수 있는 총 은하 수 측정값과 비교합니다. 우리는 또한 이러한 결과가 은하계와 의 진화에 관한 정보를 어떻게 밝혀내는지 논의할 것입니다. 우리는 또한 향후 연구와 그들이 관찰할 은하의 비율에 대한 정보를 제공합니다.
이 기사는 여러 섹션으로 나누어져 있습니다. §2는 이 분석에 사용하는 데이터를 설명하고, §3은 우주에 있는 총 은하계 수를 얻기 위해 은하계 항성 질량 함수를 분석하는 방법을 포함하여 이 작업의 결과를 설명하고, §4는 이러한 결과의 의미를 설명하고, §4는 이 작업의 결과를 설명합니다. 5개 제시 요약조항. 이 작업에서 우리는 표준 우주론을 사용합니다: H 0 = 70 km s −1 Mpc −1 및 Ω m = 1 − Ω λ = 0.3.

2. 데이터

이 기사에서 사용하는 데이터는 다양한 소스와 결과에서 나온 것입니다. 이전 작품. 부록에서는 현재까지 가능한 가장 깊은 관측을 바탕으로 현재 우주에서 얼마나 많은 은하계를 관측할 수 있는지 설명합니다. 여기 주요 기사에서 우리는 은하 간섭이나 기타 왜곡 없이 하늘의 모든 부분에서 모든 파장의 심층 이미징이 수행된다면 우주에서 얼마나 많은 은하를 잠재적으로 감지할 수 있는지에 대한 질문을 탐구합니다.
이 분석과 이 작업의 결과 대부분에 대해 우리는 관측 가능한 우주에서 z ~ 8까지 은하의 질량 함수를 사용하여 은하 수 밀도가 시간과 에 따라 어떻게 진화하는지 결정합니다. 이러한 질량 및 광도 함수는 이제 높은 적색편이에서 측정되기 시작했으며, 우리의 기본 데이터는 허블 및 지상 관측소의 고정밀 적외선 및 광학 측량을 사용하여 계산된 질량 함수에서 나옵니다.
다음 섹션에 제시된 것처럼 우리가 사용하는 질량 함수는 Fontana et al.에서 가져온 것입니다. ( , ), Tomczak et al. (2014), 은하의 경우 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.

그림 1.이 논문에서 우리가 사용하는 질량 함수는 다음을 사용하여 플롯됩니다. 이 모든 값은 §2에 언급된 다양한 연구에서 가져온 것입니다. 질량 함수는 의 값에 따라 제시되며, 왼쪽 그래프는 z에서의 시스템을 보여줍니다.< 1, средний график показывает 1 < z < 3 и z >3(맨 오른쪽). 이러한 질량 함수는 실선이 해당 데이터의 완전한 한계까지의 질량 함수이고 점선은 $M_* = 10^6 M_\odot$에 대한 추정을 보여줍니다. 1에 대한 질량 함수의 "가장 평평한" 그래프< z < 3 взят из работы и для z >3 직장에서 가져온 것입니다.

3. 은하 밀도 분포

3.1 소개 및 주의사항

우주에서 은하의 밀도를 결정하기 위해 우리가 사용하는 주요 방법은 주어진 우주적 적색편이에 대해 확립된 질량 함수를 통해 은하의 수를 통합하는 것입니다. 이를 위해서는 은하 인구의 질량에 대한 최소 한계에 도달하기 위해 확립된 항성 질량 함수를 추정해야 합니다. 이를 수행할 수 있는 방법은 여러 가지가 있으며 이에 대해서는 아래에서 논의하겠습니다. 가장 중요한 질문 중 하나는 질량 함수의 함수로 은하 수를 세기 시작해야 하는 하한입니다. z ~ 8까지의 항성 질량 함수를 제공하는 최근 출판물 덕분에(예: ; , 이제 처음으로 이 계산을 수행할 수 있습니다. 또 다른 문제는 원래 적합했던 데이터 한계 아래로 추정할 수 있는지 여부입니다. 는 우리가 자세히 탐구할 질문이다.
이는 부록에 제시된 직접 관측 접근 방식을 보완하며, 질량 함수가 올바르게 측정되고 정확하게 매개변수화되면 현재 관측 가능한 우주에서 은하 수를 측정하는 보다 정확한 방법입니다. 그러나 이 방법에는 신중하게 고려하고 분석해야 할 잠재적인 함정이 있습니다. 이는 특히 측정이 많은 요소에 의존한다는 사실 때문입니다. 더단순히 은하 수를 측정할 때 항상 존재하는 측광 및 물체 식별 문제 이상의 요소입니다. 여기의 상황은 별의 질량과 적색편이 측정과 관련된 다른 불확실성과 관련이 있습니다. 그러나 이러한 불확실성을 설명할 수 있다면 확립된 질량 함수를 통합하면 측정된 불확실성과 함께 주어진 적색편이 간격에서 은하의 밀도에 대해 알 수 있습니다.
우리는 이 방법을 사용하여 현재 관측 가능한 우주 내 은하의 총 밀도를 적색편이의 함수로 계산합니다. 이를 위해 관찰된 질량 함수를 직접 적분하지 않고 매개변수화된 형식을 사용합니다. 함수에 의해 주어진 Schechter(1976)는 적색편이의 함수로서 전체 은하수 밀도를 결정했습니다. 이 함수의 형식은 다음과 같습니다.

$\phi(M) = b\times\phi^\ast\ln(10)^(1+\alpha)$ $\times\exp[-10^(b(M-M^\ast))] . . . . .(1)$

여기서 질량 함수의 경우 b = 1이고 의 경우 b = 0.4이며 이는 절대값으로 작성됩니다. 질량 함수의 경우 $M^*$는 로그 단위의 일반적인 질량이며 질량 함수가 기울기를 변경하는 위치를 결정하고 $M = \log(\frac(M_*)(M_\bigodot))$는 로그 단위의 질량입니다. 로그 단위. 마찬가지로 광도 함수의 경우 $M^*$는 일반적인 값에 해당합니다. 두 함수 모두에 대해 $\phi^*$는 정규화를 가지며 $\alpha$는 더 희미하고 덜 질량이 큰 은하의 기울기를 결정합니다. 우리의 방법은 공개된 $\phi^*$, $\alpha$ 및 $M^*$ 값을 사용하여 다양한 적색편이에서 적분된 은하 수를 계산합니다.
우리는 Schechter 광도 함수를 전체 밀도를 계산하는 도구로 사용합니다. 이는 우리가 연구하는 범위의 모든 적색편이에서 은하 질량의 분포를 일반적으로 잘 설명하기 때문입니다. 그러나 우리는 그것이 유효한 질량 하한이 어느 정도인지 알 수 없으며 이는 우리 분석의 불확실성 중 하나입니다. 다음으로 $M_*>10^6 M_\bigodot$을 극한으로 사용하는 방법과 이를 하한으로 사용하는 이유에 대해 논의합니다. 또한 질량 하한에 다른 값을 사용했다면 결과가 어떻게 바뀌었을지 논의합니다.
우리는 우주의 전체 역사에 걸쳐 질량 함수를 통합하기 때문에 다양한 적색편이에 있는 은하의 수를 설명하기 위해 많은 측량을 사용해야 합니다. 다양한 적색편이 범위에는 다양한 파장에서 수행된 연구가 필요하며, 때로는 다양한 연구에서 다른 의미 Schechter 매개변수. 이 연구에서 우리는 특히 낮은 적색편이에서 광범위하게 발산되는 밀도 값과 진화적 형태를 생성할 수 있는 질량 함수를 포괄적으로 연구하려고 시도합니다. 낮은 우주적 적색편이에서 질량함수를 계산하기 위해 Schechter의 이중 광도 함수를 사용할 때, 높은 우주적 적색편이에서 질량함수를 계산하기 위해 거듭제곱법칙()을 사용할 때와 거의 동일한 결과를 얻습니다.

1. 페이지 170-183 항성 천문학에 대한 강의. Loktin A.V., Marsakov V.A., 2009.
2.
3.
4. NASA Extragalactic Database(NED) 섹션 - 마이크로파, 적외선, 광학 및 자외선(UV) 범위의 하늘 조사에서 얻은 은하의 이미지, 측광 및 스펙트럼의 최대 저장소입니다.
5.
6.
7.
8. 이 연구에서는 이중 Schechter 광도 기능이 도입되었습니다. 10페이지의 섹션 4.2.
9. 로렌조 자니네티. 2017년 5월 29일. 퀘이사에 대한 왼쪽 및 오른쪽 잘린 Schechter 광도 함수

우주적 적색편이 범위 z ~ 0 - 3에서 우리는 Fontana 등이 수행한 연구에서 확립된 질량 함수 값과 그 오류를 사용합니다. ( , ), 그리고 . 이러한 항성 질량 함수는 SED Fitting() 절차를 사용하여 물체의 항성 질량을 측정하여 결정됩니다. Schechter 함수 매개변수의 다양한 측정에서 큰 산란에도 불구하고 우리는 이 모든 정보를 사용하여 우주 분산뿐만 아니라 사용된 다양한 측정 방법과 모델을 고려합니다(). Schechter 함수에 의해 매개변수화된 이러한 질량 함수는 그림 1에 나와 있습니다. 또한 초기 Chabrier 질량 함수를 사용하는 연구를 변환합니다() - Pozzetti et al. (2007), 던컨 외. (2014), Mortlock et al. (2015) 및 Muzzin et al. (2013)은 초기 Kroupa 질량 함수(Kroupa IMF)를 초기 Salpeter 질량 함수(Salpeter IMF)에 사용합니다. 분석에 사용하는 값 목록은 (( show2_MathJax ? "Close": "Table 1"))에 나와 있습니다. 메모- 이 표에는 계산을 수행하는 데 사용하는 특정 Schechter 함수의 매개변수가 나열되어 있습니다. 비록 Pozzetti et al. (2007), 던컨 외. (2014) 및 Mortlock et al. (2015)은 초기 Chabrier 질량 함수()를 사용했으며, Muzzin et al. (2013)은 Kroupa 초기질량함수(Kroupa IMF)를 사용했습니다.

(( show2_MathJax ? "닫기": "표 1")) .

매개변수가 다음과 같은 질량 함수만 고려한다는 점에 유의하세요. α 해당 Schechter 모델에서는 변경이 허용됩니다. 질량 함수의 결과가 고정된 값에서 얻어지는 경우 α , 그러면 이는 은하 수의 왜곡을 초래합니다. 왜냐하면 이 값은 주어진 부피에서 질량이 낮은 희미한 은하의 수에 상당한 영향을 미치기 때문입니다(§3.2). 따라서 우리는 다음을 사용한 연구에서 질량 함수 결과를 제외합니다. α GOODS(Great Observatories Origins Deep Survey 프로젝트)는 우주 조립 근적외선 심층 은하계 유산 조사의 일환으로, 뿐만 아니라 .
높은 값의 우주적 적색편이의 경우 질량함수는 상대적으로 새로운 매개변수이므로 일관되고 일관된 데이터를 얻기 위해 주로 1500˚A의 자외선 범위에서 얻은 광도 함수도 분석했습니다. 이를 위해 우리는 Bouwens et al.에 게시된 데이터를 사용했습니다. (2011), McLure et al. (2009), McLure et al. (2013), Bouwens et al. (2015) 및 Finkelstein et al. (2015). McLureet al. (2013) 및 Bouwens et al. (2015)는 $z = 8$ 및 $z = 9$에서 우주적 적색편이가 가장 높은 은하를 조사한 HUDF12 조사를 포함하여 가장 먼 거리의 조사에서 얻은 데이터를 분석합니다.
항성의 질량 한계를 UV 크기 한계로 변환하기 위해 Duncan et al.에서 계산된 두 양 사이의 비율을 사용합니다. (2014). Duncanet al. (2014)는 UV에서 질량과 빛 사이의 선형 관계와 그것이 어떻게 진행되는지를 모델링했습니다. 다른 의미우주적 적색편이. 우리는 이를 사용하여 표준 질량 제한 $M_* = 10^6M_\odot$에 해당하는 UV 크기 제한을 결정합니다. 따라서 우리는 항성의 질량 한계를 UV의 절대 등급 한계와 연관시킬 수 있습니다. 우리는 계산에 이러한 값을 사용하지 않지만 이러한 광도 함수를 사용하여 항성 질량 함수에서 얻은 결과의 일관성을 확인합니다. 우리는 항성 질량-UV 광도 변환의 다양한 변형을 사용하는 것을 포함하여 항성 질량 함수와 높은 일관성을 발견했습니다(예: Duncan et al. 2014; Song et al. 2015). 더욱이, 우주 적색편이의 높은 값에 대한 우리의 모든 질량 함수는 Grazian et al.을 제외하고 어느 정도 일관됩니다. (2015), 그 결과 $\phi_T$ 값이 약간 낮아졌습니다.

5. 연구의 간략한 요약

우리는 우주에 있는 은하의 밀도 분포에 대한 근본적인 질문을 조사했습니다. 우리는 이 문제를 여러 가지 방법으로 분석하고 은하계 진화와 우주론에 대한 함의를 논의합니다. 우리는 우주에서 은하의 밀도 분포를 결정하기 위해 z ∼ 8까지의 은하에 대해 최근에 도출된 질량 함수를 사용합니다. 우리의 주요 결론은 은하 수의 밀도가 시간이 지남에 따라 $\phi_T(z) \sim t^(-1)$로 감소한다는 것입니다. 여기서 t는 우주의 나이입니다.
다음으로 우리는 다양한 주요 천체물리학적 질문에 대한 사후 통찰력을 바탕으로 은하 밀도의 증가가 의미하는 바를 논의합니다. 은하 수의 밀도를 통합하여 계산했습니다. 우주에 있는 은하의 수, 그 값은 $z = 8$에 대해 $2.0 (+0.7\choose -0.6) \times (10^(12))$였으며 이는 원칙적으로 관찰할 수 있습니다. 이는 직접 계산에 비해 약 10배 더 많은 수치입니다. 이는 우리가 아직 희미하고 먼 은하의 대규모 집단을 발견하지 못했다는 것을 의미합니다.

은하의 천체물리학적 진화 측면에서 우리는 적색편이가 있는 모든 은하의 적분 가능한 질량 함수의 증가가 합병 모델에 의해 설명된다는 것을 보여줍니다. 우리는 그것을 보여줍니다 간단한 모델합병은 $\tau=1.29 ± 0.35 Gyr$의 합병 시간 규모로 은하 수의 감소를 재현할 수 있습니다. z = 1.5에서 결과적인 합병 비율은 R ~ 0.05 합병 $Gyr^(−1) Mpc^(−3)$이며, 이는 구조적 및 쌍별 분석에서 얻은 값에 가깝습니다. 이러한 수렴 은하의 대부분은 낮은 질량 시스템으로, 총 밀도를 계산할 때 시간이 지남에 따라 은하 수 밀도가 하한 질량에서 높은 질량으로 증가합니다.

마지막으로, 우리의 연구 결과가 향후 연구에 미치는 영향에 대해 논의합니다.

앞으로는 더 나은 SED 모델링과 JWST 및 Euclid/LSST의 더 깊고 광범위한 데이터를 통해 질량 함수가 더 잘 알려짐에 따라 전체 은하수 밀도를 더 정확하게 측정하여 이 기본 수량에 대한 더 나은 측정값을 얻을 수 있을 것입니다.

2:38 11/05/2016

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보다 최근인 1920년에 유명한 천문학자 에드윈 허블은 우리 우주만이 존재하는 것이 아니라는 것을 증명할 수 있었습니다. 오늘날 우리는 공간이 수천, 수백만 개의 다른 은하로 가득 차 있다는 사실에 이미 익숙하며 그 배경은 우리 은하가 매우 작아 보입니다. 하지만 우리 근처에는 정확히 몇 개의 은하계가 있습니까? 오늘 우리는 이 질문에 대한 답을 찾을 것입니다.

하나에서 무한대로

믿을 수 없을 정도로 들리지만 우리의 증조부, 심지어 가장 많은 과학자들조차도 우리 은하수를 관찰 가능한 우주 전체를 덮는 물체인 메타은하로 여겼습니다. 그들의 오류는 당시의 불완전함으로 인해 상당히 논리적으로 설명되었습니다. 심지어 가장 뛰어난 사람들도 은하계를 흐릿한 점으로 보았기 때문에 보편적으로 성운이라고 불렀습니다.

우리가 한때 형성되었던 것처럼 시간이 지남에 따라 그들로부터 형성되었다고 믿어졌습니다. 이 추측은 1796년에 중심에 별이 있는 최초의 발견으로 확인되었습니다. 따라서 과학자들은 하늘에 있는 다른 모든 성운 물체는 별이 아직 형성되지 않은 것과 동일하다고 믿었습니다.

첫 번째 단계

당연히 진전은 멈추지 않았습니다. 이미 1845년에 윌리엄 파슨스(William Parsons)는 그 당시 크기가 2미터에 가까웠던 거대한 리바이어던 망원경을 만들었습니다. 그는 “성운”이 실제로 별들로 이루어져 있다는 것을 증명하기 위해 천문학을 현대 은하계 개념에 더 가깝게 접근했습니다. 그는 처음으로 개별 은하계의 나선 모양을 알아차릴 수 있었고, 특히 크고 밝은 은하계의 광도 차이도 감지할 수 있었습니다.

그러나 이 논쟁은 20세기까지 지속되었다. 진보적인 과학계에서는 은하수 외에 다른 은하계가 많다는 사실이 이미 일반적으로 받아들여지고 있지만 공식 천문학계에서는 이에 대한 반박할 수 없는 증거가 필요했습니다. 따라서 전 세계의 망원경은 이전에 성운으로 오인되었던 우리에게 가장 가까운 큰 은하계를 관찰하고 있습니다.

현대 회화

이 연설은 천문학 역사에 새로운 시대를 열었습니다. 과학자들은 성운을 "재발견"하여 은하라는 이름을 부여하고 새로운 성운을 발견했습니다. 이것에서 그들은 허블 자체의 성취, 예를 들어 적색 편이의 발견의 도움을 받았습니다. 알려진 은하의 수는 새로운 망원경이 건설되고 새로운 망원경이 출시되면서 증가했습니다. 예를 들어 제2차 세계 대전 이후 전파 망원경이 널리 사용되었습니다.

그러나 20세기 90년대까지 인류는 우리를 둘러싸고 있는 실제 은하의 수에 대해 어둠 속에 남아 있었습니다. 대기는 가장 큰 망원경조차도 정확한 사진을 얻는 것을 방해합니다. 가스 껍질은 이미지를 왜곡하고 별빛을 흡수하여 우주의 지평선을 차단합니다. 그러나 과학자들은 이미 알고 있는 천문학자의 이름을 딴 발사를 통해 이러한 제한을 피할 수 있었습니다.

최종 카운트

그런데 우주에는 정확히 몇 개의 은하계가 있습니까? 우리가 함께 계산해야 한다는 점을 즉시 경고하겠습니다. 이러한 질문은 과학적 가치가 없기 때문에 일반적으로 천문학자들에게 별 관심이 없습니다. 예, 그들은 은하계를 분류하고 추적합니다. 그러나 우주의 대규모 구조를 연구하는 것과 같은 보다 세계적인 목적을 위해서만 그렇습니다.

그러나 정확한 숫자를 찾는 사람은 아무도 없습니다. 첫째, 우리 세계는 무한하기 때문에 은하계의 전체 목록을 유지하는 것이 문제가 되고 실질적인 의미가 없습니다. 둘째, 눈에 보이는 우주 안에 있는 은하계까지 세려면 천문학자의 전체 생애가 충분하지 않습니다. 그가 80세를 살고 태어날 때부터 은하수를 세기 시작하고 각 은하계를 발견하고 등록하는 데 1초도 채 걸리지 않는다고 해도 천문학자는 실제로 존재하는 은하계의 수보다 훨씬 적은 2조 개의 물체만 발견하게 됩니다.

그러나 그것이 전부는 아닙니다. Ultra Deep Field 이후 새로운 세부 사항을 추가하는 많은 사진이 촬영되었습니다. 그리고 허블이 작동하는 가시광선 스펙트럼뿐만 아니라 적외선과 엑스레이에서도 마찬가지입니다. 2014년 기준으로 반경 140억 광년 내에 7조 3,750억 개의 은하계가 우리에게 존재합니다.

그러나 이것도 역시 최소한의 추정치이다. 천문학자들은 은하계 공간에 쌓인 먼지가 우리가 관찰하는 물체의 90%를 앗아간다고 믿습니다. 7조는 쉽게 73조로 변합니다. 그러나 제임스 웹 망원경이 궤도에 진입하면 이 수치는 더욱 무한대로 치솟을 것입니다. 이 장치는 허블이 도달하는 데 며칠이 걸렸던 곳에 몇 분 만에 도달할 것이며 우주 깊숙한 곳까지 더 깊이 침투할 것입니다.

재료를 기반으로

수조 개의 별이 우주 공간에 고르지 않게 분포되어 있습니다. 시간이 지남에 따라 마치 주민들이 도시에 정착한 것처럼 은하계가 형성되고, 그 사이의 공간은 자유롭게 유지됩니다. 하늘에 보이는 개별 별들은 약 2000억 개의 별을 포함하는 나선 모양의 은하계에 속합니다. 이것은 우리 우주의 중심 부분에서 방출되는 별의 소용돌이를 가진 거대한 회전 디스크와 먼지입니다.

태양계는 지구와 함께 그 주변에 위치해 있습니다. 발광체는 완전한 회전을 완료하는 데 2억년 이상이 걸리며, 그 움직임은 940,000km/h의 속도로 발생합니다. 은하계의 별들 사이의 거리는 수조 킬로미터의 빈 공간으로 측정됩니다. 그리고 그 너머에는 우리가 보는 태양과 매우 유사한 수백만 개의 별이 있는 수천억 개의 은하계가 살고 있는 검은 공간의 공허가 있습니다. 먼 거리에서는 달만큼 선명하게 볼 수 없습니다. 그것들은 밤하늘의 아주 작은 점처럼 보입니다.

맑은 날씨에는 서로 떨어져 있는 은하와 고립된 별까지 선명하게 볼 수 있습니다. 예를 들어, 안드로메다 성운은 우리 은하와 가장 가까운 은하로, 은하수와 같은 나선 모양을 가지고 있습니다. 일부 은하들은 타원 모양으로 되어 있는데, 별들은 벌집을 돌고 있는 벌 떼와 비슷합니다. 그러한 은하계에 있는 별들은 너무 오래되어서 수십억 년이 지나면 적색 거성으로 변질되어 우주에 붉은색-주황색 색조를 줍니다. 이중 볼록 렌즈, 나선 모양 또는 형태가 없는(불규칙한) 은하와 유사한 다른 형태의 은하도 있습니다.

수십억 년 동안 존재해온 은하계는 생명체와 유사합니다. 은하계는 태어나고, 그 안에서 가스 방출이 일어나 엄청난 양의 에너지를 방출하며, 점차적으로 서로 충돌하여 새로운 은하계를 탄생시킵니다. 이러한 충돌은 수백만 년 동안 지속됩니다. 서로 다른 두 은하의 중력장은 별의 궤도를 바꾸고 모양을 바꿉니다.

따라서 과학자들은 다음과 같이 제안한다. 유명한 은하계그것이 바로 그들이 형성된 방식입니다. 예를 들어 두 개의 나선형이 하나의 타원형으로 생성됩니다. 따라서 은하수의 형성에는 수십 또는 수백 개의 더 작은 은하계의 합병이 필요할 수 있습니다. 현대 망원경은 매우 강력하여 지구에서 200만 광년 떨어진 우주를 볼 수 있습니다. 천체 물리학자들은 이제 은하계를 수백만 년 전과 똑같이 봅니다.