În partea previzibilă a universului, de 10-20 ori mai multe galaxii decât se credea anterior
- Popular popular
- Astronomie
Snapshot realizat de Telescopul Hubble (Sursa: NASA / ESA)
Telescopul Hubble a ajutat astronomii să facă cea mai interesantă descoperire, care poate afecta întregul viitor al științei astronomice. După cum sa dovedit, în partea previzibilă a universului, de 10-20 ori mai multe galaxii decât oamenii de știință au crezut înainte. O astfel de concluzie a fost făcută după analizarea unui număr mare de fotografii de spațiu adânc trimis pe pământ cu un telescop Hubble. În timpul lucrării, oamenii de știință au studiat alte imagini realizate de astronomi în Observatorul de pe Pământ.
Concluzia că universul este mai mult galaxii decât oamenii au fost considerați până acum, oamenii de știință de la Universitatea din Nottingham condus de Christopher Conselce (Christopher Consestice). Majoritatea acestor galaxii (aproximativ 90%) sunt relativ mici și plictisitoare, astfel încât să nu le vadă și pur și simplu. Potrivit oamenilor de știință, astfel de galaxii sunt similare cu sateliții Calei Lactee. "Am pierdut marea majoritate a galaxiilor, pentru că sunt prea plictisitoare și sunt foarte departe", spune profesorul Concelis.
"Numărul real de galaxii din univers este una dintre problemele fundamentale ale astronomiei și faptul că mai mult de 90% din galaxii nu au fost încă studiate - sperietoare. Cine știe ce proprietăți interesante ale acestor obiecte vom găsi când începem să studiem galaxiile folosind telescoapele de nouă generație? ", - întreabă omul de știință.
Videoclipul postat mai sus este performanța Karl Sagan la școală, unde explică elevilor care imensitatea universului. "Total aici (în partea previzibilă a universului) aproximativ 100 de miliarde de alte galaxii, în fiecare dintre care aproximativ 100 de miliarde de stele. Imaginați-vă câte stele, planetele și formele vieții pot fi în acest univers uriaș și uimitor ", spune Sagan.
Telescopul orbital Hubble ajută la explorarea părții vizibile a universului. A lucrat timp de aproximativ 20 de ani, iar pentru tot acest timp, oamenii de știință land au primit un număr mare de informații majore, inclusiv date privind numărul de galaxii din univers. Sa crezut anterior că, în partea previzibilă a universului, există 100-200 de miliarde de galaxii. Dar se pare că acest număr poate fi înmulțit în siguranță cu 10 sau chiar 20.
Luați în considerare galaxiile din Univers - nu este o sarcină ușoară. În primul rând, după cum sa menționat deja mai sus, nu vedem majoritatea acestor obiecte datorită plictisitoare și dimensiunilor mici. Problema nu este de fapt în galaxii, ci că echipamentul utilizat de persoana de a le observa este imperfect. În al doilea rând, în timp ce suntem capabili să explorăm doar un mic spask, care este disponibil pentru observație. Imaginile câmpului profund Hubble sunt doar un milion de părți din ceea ce ar putea observa o persoană. Iată o animație care arată cât de mult zona Krzhechenny a spațiului, urmată de Hubble.
Oamenii de știință de la Universitatea din Nottingham și-au luat propriile concluzii după ce a lucrat la analiza imaginilor Hubble de 15 ani. Începutul lucrării a fost pus de student absolvent Aaron Wilkinson, care a primit o mare subvenție pentru un proiect de calculare a galaxiilor. Datele pe care le-a primit au fost baza unui studiu mult mai amplu desfășurat de profesorul Concelis împreună cu colegii din universitățile din Edinburgh și Leiden. Au folosit datele lui Vilkinson, imaginile făcute de Hubble, precum și imagini de la alte observatoare din întreaga lume. Analiza matematică a arătat că densitatea "populației" universul este mai mare decât a fost luată în considerare.
În plus, oamenii de știință au încercat să calculeze numărul de galaxii din universul antic, cu miliarde de ani în urmă. În opinia lor, în trecut, galaxiile erau chiar mai mult decât acum - de cel puțin zece ori.
"Știm că din momentul apariției lor, galaxia sa dezvoltat, fuzionată cu alte obiecte, a crescut în cantitate. Faptul că în galaxiile din trecut a fost mai mult, indică un proces evolutiv foarte activ, care a condus la fuziunea multor sisteme ", spun oamenii de știință. Acest proces evolutiv este fuziunea galaxiilor mai mici în obiecte mai mari. Datele noi vor ajuta oamenii de știință să se formeze mai precis decât modelul de evoluție al universului.
Oamenii de știință, spunând despre numărul mare de galaxii din univers, și-au adus aminte de paradoxul Olbers. Acesta este unul dintre paradoxurile cosmologiei potiiviste, care constă în faptul că în universul staționar, umplut uniform cu stele (așa cum a fost luat în considerare), luminozitatea cerului (inclusiv noaptea) ar trebui să fie egală cu strălucirea luminozității discul solar. În teoria modelului cosmologic al exploziei mari, acest paradox este complet rezolvat prin luarea în considerare a membrelor vitezei luminii și a membrelor vârstei universului.
De ce cerul nostru noaptea este întuneric, nu strălucit? Aproximativ o astfel de imagine am putea observa dacă universul a fost static (
Spațiul spațial în jurul nostru nu este doar singuri, planete, asteroizi și comete, spumante la cerul de noapte. Cosmos reprezintă un sistem imens în care totul este în strânsă colaborare între ele. Planetele sunt grupate în jurul stelelor, care la rândul lor sunt asamblate în cluster sau în nebuloasă. Aceste formațiuni pot fi reprezentate de corpuri de iluminat unice și pot avea, de asemenea, sute, mii de stele, formând o educație universală la scară largă - galaxii. Țara noastră de stele, Galaxia Calea Lactee, este doar o mică parte din universul nesfârșit, în care există și alte galaxii.
Universul este în mod constant în mișcare. Orice obiect în spațiu face parte dintr-o galaxie particulară. În urma mișcării stelelor și a galaxiilor, fiecare dintre ele are dimensiuni proprii, un anumit loc într-o clădire universală densă și traiectoria sa de mișcare.
Care este structura reală a universului?
Pentru o lungă perioadă de timp, reprezentările științifice ale omenirii despre spațiu au fost construite în jurul planetelor sistemului solar, a stelelor și găurilor negre, locuindu la casa noastră - Calea Lactee Galaxy. Orice alt obiect galactic detectat în spațiu folosind telescoape este introdus automat în structura spațiului nostru galactic. În consecință, nu au existat idei că Calea Lactee nu este singura educație universală.
Capacitățile tehnice limitate nu au permis să caute mai departe, dincolo de modul Lactee, unde goliciunea începe la opinia bine-minte. Numai în 1920, astrofizicianul american Edwin Hable a reușit să găsească dovezi că universul este mult mai mare și împreună cu galaxia noastră în această lume uriașă și nesfârșită Există și alte galaxii mari și mici. Frontiera reală a universului nu există. Unele obiecte sunt situate destul de aproape, doar câteva milioane de ani lumină de la sol. Alții, dimpotriva, sunt situate în colțul îndepărtat al universului, rămânând în afara zonei de vizibilitate.
Au fost aproape o sută de ani, iar numărul de galaxii de astăzi este deja estimat la sute de mii. În acest context, Calea noastră Lactee nu arată deloc atât de mare, dacă nu de spus, foarte mic. Astăzi, galaxiile au fost deja descoperite, a căror dimensiune este dificil de a fi analiza matematică. De exemplu, cea mai mare galaxie din universul IC 1101 are un diametru de 6 milioane de ani lumină și constă din mai mult de 100 de stele de trilioane. Acest monstru galactic se află la o distanță de mai mult de un miliard de ani lumină de pe planeta noastră.
Structura unei astfel de educații uriașe, care este universul la scară globală, este reprezentată de goliciunea și formarea interstelară - fibre. Acesta din urmă, la rândul său, sunt împărțite în clustere cu ultrasunete, intergalactice și grupuri galactice. Cea mai mică legătură a acestui mecanism imens este Galaxia reprezentată de numeroase grupuri de stele - mâneci și nebuloase de gaze. Se presupune că universul se extinde constant, trecând astfel la galaxii la o viteză uriașă spre centrul universului față de periferie.
Dacă vă imaginați că ne uităm la spațiul din Calea Lactească a Galaxiei, care este situată în centrul universului, modelul la scară largă a structurii universului va avea următoarea formă.
Materia întunecată - este, de asemenea, gol, ultrasunete, acumularea de galaxii și nebuloase - aceasta este toate consecințele unei explozii mari, care a marcat începutul formării universului. Pentru un miliard de ani, se produce transformarea structurii sale, forma unor galaxii se schimbă, deoarece unele stele dispar, absorbite de găuri negre, în timp ce altele, dimpotrivă, sunt transformate în supernovae, devenind noi obiecte galactice. Cu miliarde de ani în urmă, Galaxik a fost complet diferit decât vedem acum. Într-un fel sau altul, pe fondul proceselor astrofizice constante care apar în spațiu, este posibil să se facă anumite concluzii că universul nostru are o structură nestanănă. Toate obiectele spațiale sunt în mișcare constantă, schimbându-și poziția, dimensiunile și vârsta.
Până în prezent, datorită telescopului Hubble, a fost posibilă detectarea localizării celor mai apropiate galaxii americane, stabilirea dimensiunii lor și determinând locația lumii relative. Eforturile astronomilor, matematicienilor și astrofizicii au compilat o hartă a universului. Galaxiile unice sunt dezvăluite, totuși, în cea mai mare parte, astfel de obiecte universale mari sunt grupate cu mai multe duzini din grup. Dimensiunea medie a galaxiilor într-un astfel de grup este de 1-3 milioane de ani lumină. Grupul la care se aplică modul nostru Lactee este de 40 de galaxii. În plus față de grupurile din spațiul intergalactic există un număr mare de galaxii pitice. De regulă, astfel de formațiuni sunt sateliți de galaxii mai mari, calea lui Lactee, triunghiul sau Andromeda.
Până de curând, cea mai mică galaxie din univers a fost considerată Galaxia Dwarf "Segue 2", situată în 35 kiloparski de pe steaua noastră. Cu toate acestea, în 2018, oamenii de știință japonezi - astrofizicistii au identificat o galaxie mai mică - Virgo I, care este un satelit Cale de lapte și este situat la o distanță de 280 de mii de ani lumină de pe pământ. Cu toate acestea, oamenii de știință cred că aceasta nu este limita. Probabil probabil ca exista galaxii de dimensiuni mult mai modeste.
Grupurile de galaxii merg clustere, zonele spațiului exterior în care există până la sute de galaxii de diferite specii, forme și dimensiuni. Clusterele au dimensiuni colosale. De regulă, diametrul unei astfel de educații universale este mai mulți Megaparsk.
O caracteristică distinctivă a structurii universului este variabilitatea sa slabă. În ciuda vitelor uriașe că galaxiile din univers se mișcă, toate rămân ca parte a unui grup. Aici principiul conservării poziției particulelor în spațiu este valabil la care materia întunecată este formată ca urmare a unei explozii mari. Se presupune că fiind sub influența acestor goluri umplute cu materie întunecată, clustere și grupuri de galaxii continuă de miliarde de ani pentru a se deplasa într-o singură direcție, adiacente între ele.
Cele mai mari formațiuni din univers sunt supercountații galactice care combină grupuri de galaxii. Cea mai faimoasă supercountabilitate este un zid de clovn mare, un obiect universal, întins pentru 500 de milioane de ani lumină. Grosimea acestui super-consum este de 15 milioane de ani lumină.
În condițiile actuale, nave spațiale și tehnică nu ne permit să luăm în considerare universul pentru toate adâncimile sale. Putem detecta numai ultrasunete, clustere și grupuri. În plus, cosmosul nostru are goliciune gigantă, bule de materie întunecată.
Pași pe calea studierii universului
Harta modernă a universului ne permite nu numai să determinăm locația lor în spațiu. Astăzi, datorită prezenței telescopului radio puternic și a capacităților tehnice ale telescopului Hubble, omul a reușit nu numai să apropie numărul de galaxii din univers, ci și să-și determine tipurile și soiurile. Înapoi în 1845, astronomul britanic William Parsons, cu ajutorul unui telescop care explorează norii de gaz, a reușit să dezvăluie natura spirală a structurii obiectelor galactice, concentrându-se asupra faptului că, în diferite zone, luminozitatea clusterelor stelare poate fi mai mare sau Mai puțin.
Cu o sută de ani în urmă, Calea Lactee a fost considerată singura galaxie faimoasă, deși a demonstrat matematic că are alte facilități intergalactice. Curtea noastră spațială și-a primit numele în antichitate. Astronomii antice care privesc stelele Miriad pe cerul de noapte, au observat caracteristică caracteristică locația lor. Principala acumulare de stele a fost concentrată de-a lungul liniei imaginare, asemănătoare unei căi din laptele de stropire. Galaxy Calea Lactee, svetiola ceresc O altă bună cunoaștere Galaxy Andromeda este cea mai primă obiecte universale din care a început studiul spațiului cosmic.
Calea noastră Lactee are un set complet de toate obiectele galactice, care ar trebui să aibă o galaxie normală. Aici există acumulări și grupuri de stele, numărul total al căruia este de aproximativ 250-400 miliarde. Există în galaxia noastră de formare a manșoanelor, există găuri negre și sisteme solare ca ale noastre.
În același timp, Calea Lactee, ca Andromeda cu un triunghi, este doar o mică parte a universului, care face parte din grupul de super-consum local numit Fecioară. Galaxia noastră are forma unei spirale, unde cea mai mare parte a clusterelor de stele, nori de gaz și alte obiecte spațiale se mișcă în jurul centrului. Diametrul spiralului exterior este de 100 de mii de ani lumină. Calea Lactee - pe standardele cosmice nu este o galaxie mare, a cărei masa este de 4,8x1011 mʘ. Într-una din mâneci din Orion Swan, se află soarele nostru. Distanța de la steaua noastră în centrul Calei Lactee este de 26.000 ± 1.400 s. ani.
De mult timp sa crezut că una dintre cele mai populare ale lui Andromeda din Anbula face parte din galaxia noastră. Studiile ulterioare ale acestei părți a cosmosului au oferit o dovadă incontestabilă că Andromeda este o galaxie independentă și mult mai mare decât Calea Lactee. Imaginile obținute folosind telescoape au arătat că Andromeda are propriul său nucleu. Există, de asemenea, clustere de stele și există diavoli care se deplasează de-a lungul spiralelor. De fiecare dată când astronomii au încercat să arate mai adânc și mai adânc în univers, explorând zonele extinse ale spațiului cosmic. Numărul de stele din acest gigant universal este estimat la 1 trilion.
Eforturile lui Endavina Habbla au putut să stabilească o distanță aproximativă față de Andromeda, ceea ce nu putea face parte din galaxia noastră. Aceasta a fost prima galaxie care a fost supusă unui astfel de studiu mai apropiat. Anii următori au oferit noi descoperiri în domeniul cercetării spațiului intergalactic. Partea Calei Lactee de Galaxy este mai atent studiată, în care se află sistemul nostru solar. De la mijlocul secolului al XX-lea a devenit clar că, în plus față de Calea Lactee și bine-cunoscută Andromeda, există un număr mare de alte formațiuni de scară universală. Cu toate acestea, pentru comanda necesară pentru simplificarea spațiului exterior. Dacă stelele, planetele și alte obiecte spațiale au cedat clasificărilor, atunci cu galaxii, cazul a fost mai dificil. Dimensiunile uriașe ale zonelor studiate ale spațiului cosmic afectate, care nu numai că este dificil să se exploreze vizual, ci și să se estimeze la nivelul naturii umane.
Tipuri de galaxii în conformitate cu clasificarea acceptată
Hubble a decis mai întâi pe un astfel de pas, făcând o încercare în 1962 pentru a clasifica galaxiile cunoscute la acel moment. Clasificarea a fost efectuată pe baza formei obiectelor studiate. Ca rezultat, Hubble a reușit să pună toate galaxiile în patru grupe:
- cel mai frecvent tip sunt galaxiile spirale;
- aceasta este urmată de galaxii spirale eliptice;
- cu un jumper (bar) al galaxiei;
- galaxii greșite.
Trebuie remarcat faptul că modul nostru Lactee se referă la galaxiile spirale tipice, dar există unul "dar". Recent, prezența jumperiilor - un bar, care este prezent în partea centrală a educației. Cu alte cuvinte, galaxia noastră provine din nucleul galactic, dar rezultă din jumper.
În mod tradițional, galaxia spirală arată sub forma unui disc cu o formă plină spirală, în care centrul luminos este neapărat prezent - miezul galaxiei. Astfel de galaxii sunt cel mai mult în univers și sunt indicate de litera latină S. În plus, există o separare a galaxiilor spirale în patru subgrupuri - SO, SA, SB și SC. Literele mici indică prezența unui nucleu strălucitor, fără mâneci sau invers, prezența manșoanelor dense care acoperă partea centrală a galaxiei. În astfel de mâneci există clustere de stele, grupuri de stele, care includ sistemul nostru solar, alte obiecte spațiale.
Caracteristica principală a acestui tip este rotația lentă în jurul centrului. Calea Lactee face o întoarcere completă în jurul centrului dvs. de 250 de milioane de ani. Spiralele situate mai aproape de centru constau în principal din clusterele vechilor stele. Centrul galaxiei noastre este o gaură neagră în jurul căreia are loc toată mișcarea principală. Lungimea căii conform estimărilor moderne este spre centrul de 1,5-25 mii de ani lumină. În procesul existenței sale, galaxiile spirale se pot îmbina cu alte formațiuni de universe de dimensiuni mai mici. Dovada unor astfel de coliziuni în perioadele anterioare este prezența unor stele de halo și a clusterelor de halo. O astfel de teorie subliniază teoria formării galaxiilor spirale, care au devenit rezultatul unei coliziuni a două galaxii situate în cartier. Coliziunea nu a putut trece fără o urmă, oferind un impuls de rotație comun unei noi educați. Alături de Galaxia Spirală este Galaxia Dwarf, una, două sau mai multe câteva, care sunt sateliți de educație mai mare.
În apropierea structurii și compoziției sale pentru galaxiile spirale sunt galaxii spiralate eliptice. Acestea sunt uriașe, cele mai mari obiecte universale, inclusiv un număr mare de superclausuri, clustere și stele. În cele mai mari galaxii, numărul de stele depășește zeci de trilioane. Principala diferență a acestor formațiuni este o formă foarte întinsă în spațiu. Spiralele sunt situate sub forma unei elipse. Galaxia spirală eliptică M87 este una dintre cele mai mari din univers.
Cu jumperul galaxiei sunt mult mai puțin frecvente. Ele reprezintă aproximativ jumătate din toate galaxiile spirale. Spre deosebire de formațiunile spirale, în astfel de galaxii, începutul este luat dintr-un jumper numit un bar care rezultă din cele două stele cele mai strălucitoare situate în centru. Exemplu luminos O astfel de educație este Calea Lactee și Galaxia este un nor mare de magte. Anterior, această educație a fost atribuită unor galaxii incorecte. Aspectul jumperului este în prezent unul dintre principalele domenii de cercetare în astrofizica modernă. Conform uneia dintre versiuni, gaura neagră situată îndeaproape și absoarbe gazul de la stelele învecinate.
Cele mai frumoase galaxii din univers aparțin tipului de galaxii spirale și incorecte. Unul dintre cele mai frumoase este Whirlpool Galaxy, situat în ghivecele de rotunjire a constelației cerești. ÎN acest caz Centrul galaxiei și spiralurilor rotative într-o singură direcție este clar vizibil. Galaxiile necorespunzătoare sunt o stele supercountabile haotice care nu au o structură clară. Un exemplu viu al unei astfel de educații este o galaxie sub numărul de NGC 4038, situată în constelația Raven. Aici, împreună cu nori mari de gaze și nebuloase, puteți vedea absența completă a comenzii în locația obiectelor spațiale.
Concluzii
Studiați Universul poate fi infinit. De fiecare dată, cu apariția noilor mijloace tehnice, o persoană deschide o perdea de spațiu. Galaxiile sunt cele mai incomprehensibile pentru obiectele minții umane în spațiul cosmic, atât din punct de vedere psihologic, cât și din știință.
Dacă aveți întrebări - lăsați-le în comentariile din articol. Noi sau vizitatorii noștri vor răspunde cu plăcere la ei
Echipa internațională de astronomi, condusă de Christopher J. Conselce, profesor de astrofizică la Universitatea din Nottingham, a descoperit acest lucru Universul conține cel puțin 2 trilioane de galaxii, de zece ori mai mult decât sa crezut anterior. Activitatea echipei care a început cu acordarea Societății Roice Astronomice a fost publicată în revista Astrofizică 14 octombrie 2016.
Astronomii au căutat de mult timp să determine cât de multe galaxii există în universul observat, acea parte a cosmosului, unde lumina de la obiectele de la distanță a reușit să ajungă la noi. În ultimii 20 de ani, oamenii de știință au folosit imagini din Telescopul Space Hubble pentru a evalua faptul că universul pe care îl vedem conține aproximativ 100 - 200 de miliarde de galaxii. Tehnologiile astronomice moderne ne permit să învățăm doar 10% din aceste galaxii, iar restul de 90% vor fi vizibile numai după dezvoltarea celor mai mari și cele mai bune telescoape.
Studiul profesorului Conselin este o culminare de 15 munca de vară, Care a fost, de asemenea, parțial finanțat de un grant de cercetare, acordat studentului de cursuri de senior Aaron Wilkinson. Aaron, în prezent, doctor (doctor de filosofie) de la Universitatea din Nottingham, a început cu analiza tuturor cercetărilor efectuate anterior privind calcularea numărului de galaxii, care a servit drept bază fundamentală pentru stabilirea unui studiu mai larg la scară largă.
Echipa profesorului Conselice a transformat imaginile înguste controlate de spațiul profund de la telescoape din întreaga lume și mai ales din Telescopul Hubble, în carduri 3D. Acest lucru le-a permis să calculeze densitatea galaxiilor, precum și volumul unei zone mici de spațiu după altul. Acest studiu minuțios a permis echipei să stabilească cât de multe galaxii au fost ratate în studiile anterioare. Putem spune că au efectuat săpături arheologice intergalactice.
Rezultatele acestui studiu se bazează pe măsurătorile numărului de galaxii observate în diferite epoci - secțiuni temporare aflate într-o scară galactică - în întreaga istorie a universului. Când profesorul CONSELCE și echipa sa de la Nottingham, în colaborare cu oamenii de știință de la Universitatea Leiden din Leiden, din Olanda și Institutul de Astronomie, Universitatea din Edinburgh, au fost investigate cât de multe galaxii erau în fiecare eră, au descoperit că mai mult stadiu timpuriu Dezvoltarea Universului Numărul de galaxii a fost semnificativ mai mult decât acum.
Se pare că atunci când universul a fost doar câțiva miliarde de ani, numărul de galaxii într-o anumită cantitate de spațiu a fost de zece ori mai mult decât astăzi într-o sumă similară. Majoritatea acestor galaxii au fost sisteme cu masa mică.. Cu masele similare cu masele de galaxii care înconjoară Calea Lactee acum.
Profesorul Concelis a spus: "Acest lucru este foarte surprinzător, deoarece știm că pentru 13,7 miliarde de ani de evoluție a spațiului de la galaxie, dimensiunea galaxiilor a crescut datorită formării stelelor și fuzionarea cu alte galaxii. Stabilirea acestui fapt de disponibilitate mai mult Galaxiile din trecut implică faptul că ar fi trebuit să se întâmple o evoluție semnificativă, menită să reducă numărul lor prin fuziunea extinsă a sistemelor. Ne dorim majoritatea covârșitoare a galaxiilor, deoarece sunt foarte slabe și îndepărtate. Numărul de galaxii din univers este o chestiune fundamentală a astronomiei și afectează imaginația, deoarece 90% din galaxiile în spațiu nu au fost încă studiate. Cine știe ce proprietăți interesante vom găsi atunci când studiem aceste galaxii folosind telescoapele de generație următoare? "
Traducerea articolului "Distribuția densității galaxiilor la Z< 8 и ее последствия».
Октябрь 2016.
Права на перевод принадлежат
Autori:
Christopher J. Conselce, Școala de Fizică și Astronomie, Universitatea Nottingham, Nottingham, Anglia.
Aaron Wilkinson, Leiden Observatorul Leiden University, Olanda
Kenneth Duncan, Observatorul Regal, Institutul de Astronomie al Universității din Edinburgh, Scoția
adnotare
Distribuția densității galaxiilor în universul și, prin urmare, numărul total de galaxii este o problemă fundamentală a astrofizicii care afectează rezoluția multor probleme în domeniul cosmologiei. Cu toate acestea, înainte de publicarea acestui articol, nu a existat niciodată un studiu detaliat similar al acestui indicator important, precum și determinarea unui algoritm clar pentru găsirea unui număr dat. Pentru a rezolva această problemă, am folosit funcțiile galactice observate ale maselor stea la $ z \\ sim $ 8 pentru a determina modul în care densitatea numărului de galaxii variază în funcție de funcția de timp și de limita de masă. Am arătat o creștere a densității totale a galaxiilor ($ \\ phi_t $), mai masiv decât $ m_ * \u003d 10 ^ 6m_ \\ Odot $, scade ca $ \\ phi_t \\ sim t ^ (1) $, unde t este vârsta universului. Mai mult, am arătat că această tendință se desfășoară și mai degrabă crește cu timpul cu valori limită mai mari ale masei de $ M_ *\u003e 10 ^ 7m_ \\ Odot $. Folosind $ M_ * \u003d 10 ^ 6m_ \\ Odot $ ca limită inferioară, am fundamentat că numărul total de galaxii din univers la $ z \u003d $ 8 este egal cu: 2.0 $ (+0.7 \\ alege -0.6) \\ ori ( 10 ^ (12)) $ sau doar $ 2.0 \\ ori (10 ^ (12)) $ (două trilioane!), Adică Aproape de zece ori mai mult decât a fost văzut în toate studiile de cer pe baza. Vom discuta impactul acestor rezultate pentru înțelegerea procesului. evolution Galaktik.Și, de asemenea, comparați rezultatele noastre cu cele mai recente modele de formare a galaxiilor. Aceste rezultate arată, de asemenea, că lumina de fundal cosmică în zona infraroșie optică și vecină este probabil să apară din aceste galaxii slabe neobservabile. Vom arăta, de asemenea, modul în care aceste rezultate rezolvă problema de ce cerul de noapte este întuneric, altfel cunoscut sub numele de.
1. Introducere
Când deschidem universul și proprietățile sale, dorim întotdeauna să știm valorile absolute. De exemplu, interesul astronomic este de a calcula cât de multe stele sunt situate în galaxia noastră, câte planete sunt înconjurate de aceste stele (Fressin et al., 2013), densitatea generală a universului (de exemplu, Fukugita & Bles 2004), printre alte absolutări ale proprietăților universului. A existat un răspuns aproximativ la una dintre aceste întrebări, este densitatea totală a numărului de galaxii și, prin urmare, numărul total de galaxii din univers.
Această întrebare nu este doar curiozitate inactivă, ci este asociată cu multe alte probleme în cosmologie și astronomie. Distribuția densității galaxiilor este asociată cu aspecte precum formarea / evoluția galaxiei în ceea ce privește numărul de sisteme formate, schimbarea relației de galaxii gigantice la galaxiile pitice, supernova la distanță și viteza gamma -BURST, rata de formare a stelelor în univers și modul în care noile galaxii sunt create / distruse de fuziuni (de exemplu, podul et al., 2007; Lin și colab. 2008; Jogee et al. 2009; Conselin et al. 2011 ; Juck și colab. 2012; CONSELCE 2014; DIINGSWROH et al. 2014). Numărul de galaxii din universul observat dezvăluie, de asemenea, informații despre densitatea materiei (substanță și energie) a universului, lumina de fundal la diferite lungimi de undă, precum și înțelegerea paradoxului Olbras. Cu toate acestea, nu există încă o măsură bună a acestei valori fundamentale. Abilitatea noastră de a explora distribuția densității galaxiilor folosind telescoape apare numai cu apariția camerelor CCD. Superdouble Cercetare privind căutarea galaxiilor îndepărtate a început în anii 1990 (de exemplu, Koo & Kron 1992; Steidel & Hamilton 1992; Djorgovski et al., 1995) și a atins adâncimea curentă după proiecte bazate pe telescopul spațial Hubble, în special cum ar fi (Williams et al., 1996). În viitor, studiul a fost continuat în cadrul (Williams et al., 2000), o revizuire a spectrului cu infraroșu (Adunarea Cosmică în apropiere de infraroșu cu infraroșu Survey Legacy) (Grogin et al. 2011; Koekemoer et al., 2011), iar câmpul Hubble Ultra Adânc (Beckwith et al., 2006) a fost încoronat, care astăzi rămâne cel mai profund studiu din gama infraroșu optică și vecină a universului nostru.
Cu toate acestea, în ciuda tuturor acestor studii, este încă neclar modul în care densitatea totală a numărului de galaxii evoluează în timp. Aceasta este o întrebare interesantă, deoarece știm că viteza formării Star crește și apoi scade cu 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.
Există mai multe motive pentru care nu este ușor să se determine numărul total de galaxii pe baza rezultatelor studiilor ultra-lifting. Unul dintre ele constă în faptul că toate observațiile supraevaluate sunt incomplete. Acest lucru se datorează limitărilor de timp și profunzimii expunerii, din acest motiv, unele galaxii sunt detectate mai ușor decât altele. Rezultatul este o imagine incompletă chiar și în cele mai finale sondaje care pot fi corectate, dar care încă mai lasă o anumită incertitudine. Cu toate acestea, o problemă mai importantă este că aceste observații nu ajung la cele mai slabe galaxii, deși din teorie, știm că ar trebui să existe galaxii mult mai slabe în afara frontierelor la dispoziția noastră pentru observații.
De asemenea, este important să atrageți atenția asupra a ceea ce înțelegem sub densitatea generală a galaxiilor din univers. Aceasta nu este o valoare simplă care poate fi definită ca o densitate obișnuită, densitatea totală, observată în principiu și densitatea totală care poate fi observată utilizând tehnologie moderna- Acestea sunt diferite întrebări cu răspunsuri diferite. Există, de asemenea, o problemă că suntem limitați de orizontul cosmologic asupra a ceea ce putem observa și, prin urmare, există galaxii pe care nu le putem vedea dincolo. Chiar și numărul de galaxii care există în universul astăzi, adică dacă am putea lua în considerare întregul univers așa cum este în prezent, și să nu fie o perioadă limitată de trecere a luminii, este o întrebare dificilă. Galaxiile din universul îndepărtat au evoluat în afara faptului că putem observa în prezent din cauza sfârșitul naturii Viteza luminii și, aparent, va fi similară cu cea care se află în universul vizibil. Considerăm toate aceste probleme în acest articol, și anume cum densitatea numărului de galaxii variază în cadrul universul observat curent la z ~ 8.
Pentru a compara, în anexă la această lucrare, realizăm, de asemenea, o analiză a numărului de galaxii care sunt vizibile telescoapelor moderne pe toate lungimile de undă și pe care le putem observa în prezent. Apoi, comparăm aceste date cu măsurătorile numărului total de galaxii, care pot fi observate în universul pe baza funcțiilor de masă măsurate (funcție de masă). De asemenea, vom discuta despre modul în care aceste rezultate dezvăluie informații despre evoluția galaxiei și. De asemenea, oferim informații despre studiile viitoare și ce proporție de galaxii vor observa.
Acest articol este împărțit în mai multe secțiuni. § 2 descrie datele pe care le folosim în această analiză, §3 descrie rezultatele acestei lucrări, inclusiv metodele de analiză a funcțiilor masei Galaxy Star pentru a obține numărul total de galaxii situate în Univers, §4 descrie consecințele acestor rezultate și în §5 reprezentate rezumat articole. În această lucrare, folosim cosmologie standard: H 0 \u003d 70 km S -1 MPC -1 și ω m \u003d 1 - ω λ \u003d 0,3.
2. Datele.
Datele pe care le folosim pentru acest articol sunt obținute din numeroase surse și rezultate. munca anterioară. Descriem cât de multe galaxii putem observa în prezent în univers, pe baza celor mai profunde observații disponibile până în prezent. Aici, în articolul principal, investigăm câte galaxii pot fi detectate în universul dacă vizualizarea profundă pentru toate lungimile de undă este făcută în toate părțile cerului, fără nici o interferență din galaxie sau altă distorsiune.
Pentru cea mai mare parte a acestei analize și rezultatele acestei lucrări, folosim funcțiile maselor de galaxii din universul previzibil până la Z ~ 8 pentru a determina modul în care densitatea numărului de galaxii evoluează cu timpul și. Aceste funcții de masă și luminozitate acum încep doar să fie măsurate pentru valori mari de deplasare roșie, iar datele noastre principale procedează de la funcțiile maselor, calculate folosind filme cu infraroșu de înaltă precizie și optice de către telescopul Hubble și stațiile de la sol.
Așa cum este prezentat în secțiunea următoare, masele maselor pe care le folosim sunt luate de la, Fontana și colab. (,), Tomczak și colab. (2014) și pentru galaxiile la 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.
Imaginea 1.Masele maselor pe care le folosim în acest articol sunt prezentate pe orare folosind toate aceste valori preluate din diferite studii menționate la §2. Funcțiile de masă sunt prezentate în funcție de valori, sistemele sunt afișate în graficul din stânga.< 1, средний график показывает 1 < z < 3 и z > 3 (dreapta extremă). Aceste funcții ale maselor sunt arătate astfel încât liniile solide colorate să fie funcțiile maselor până la limita datelor corespunzătoare în care sunt pline, iar liniile punctate arată extrapolarea noastră la $ M_ * \u003d 10 ^ 6 m_ Odot $. "Cel mai plat" grafic al funcției de masă pentru 1< z < 3 взят из работы и для z > 3 luate din muncă.
3. Distribuția densității galaxiilor
3.1 Introducere și precauție
Metoda principală pe care o folosim pentru a determina densitatea galaxiilor din Univers este integrarea numărului de galaxii prin funcțiile de masă stabilite pentru această deplasare roșie cosmologică. Acest lucru necesită extrapolarea maselor statului instalate, pentru a atinge limita minimă de masă a populației galaxiilor. Există multe modalități care se pot face cu privire la ceea ce vom vorbi mai jos. Una dintre cele mai importante probleme este limita inferioară din care trebuie să începem numărarea numărului de galaxii în funcție de funcțiile maselor. Datorită publicațiilor recente, unde sunt date masele de stea la Z ~ 8 (de exemplu, putem face acest calcul pentru prima dată. O altă problemă este dacă este extrapolată sub limita de date pentru care a fost inițial potrivită . Aceasta este o întrebare pe care o examinăm în detaliu.
Acest lucru completează abordarea observată imediat prezentată în anexă și este o modalitate mai exactă de a măsura cantitatea de galaxii din univers observate în prezent dacă funcțiile maselor sunt măsurate corect și parametrizate cu precizie. Cu toate acestea, această metodă este potențial plină de capcane care trebuie să ia în considerare și să analizeze cu atenție. Nu în ultimul rând, acest lucru se datorează faptului că măsurătorile depind de mult mai mult Factori decât fotometria și problemele legate de identificarea unui obiect care sunt întotdeauna prezente cu o dimensiune simplă a numărului de galaxii. Situația de aici este asociată cu alte incertitudini asociate cu măsurarea maselor de stea și a deplasări roșii. Cu toate acestea, dacă putem explica aceste incertitudini, integrarea funcțiilor instalate ale maselor ne poate spune despre densitățile galaxiilor într-o anumită gamă de deplasare roșie, cu o anumită incertitudine măsurată.
Folosim această metodă pentru a calcula densitatea globală a galaxiilor situate în cadrul universului observat în prezent, deoarece funcțiile de deplasare roșie. Pentru aceasta, nu integrăm direct funcțiile observate ale maselor, dar folosim o formă parametrizată, funcția specificată Shechter (1976) pentru a determina densitatea globală a numărului de galaxii în funcție de o deplasare roșie. Forma acestei caracteristici este setată:
$ \\ Phi (m) \u003d b \\ ori \\ phi ^ \\ AST ^ (1+ \\ alfa) $ \\ times \\ Exp [-10 ^ (b (m-m ^ \\ ^ \\ ^ ^ \\ AST)]]. . . . . (1) $
unde b \u003d 1 pentru funcția de masă, B \u003d 0,4 pentru care va fi înregistrată în termeni de valori absolute. Pentru masă, $ m ^ * $ există o masă tipică în unitățile logaritmice și determină unde funcția de masă schimbă panta și $ m \u003d \\ log (\\ frac (m _ *) (M_ \\ Bigodot)) $ are O mulțime de unități logaritmice. În mod similar, pentru funcția de luminozitate, $ m ^ * $ corespunde unei valori tipice. Pentru ambele funcții $ \\ phi ^ * $ există normalizare, iar $ \\ alfa $ determină panta pentru galaxii mai plictisitoare și mai puțin masive. Metoda noastră utilizează $ \\ phi ^ * $, $ \\ alfa $ și $ M ^ * $ pentru a calcula cantitatea integrată de galaxii în diferite deplasări roșii.Folosim funcția de luminozitate a lui Shekhter ca instrument pentru calcularea unei densități totale, deoarece, în general, el descrie distribuția în masă a galaxiilor în toate compensele roșii din benzile pe care le explorăm. Cu toate acestea, nu știm în ce limita inferioară a masei rămâne valabilă, care este o incertitudine în analiza noastră. Apoi, vom discuta utilizarea $ M _ * & GT10 ^ 6 m_ \\ bigodot $ ca o limită și justificare a utilizării sale ca limită inferioară. Vom discuta, de asemenea, modul în care rezultatele noastre s-ar fi schimbat dacă am folosit o altă valoare a limitării limitei inferioare a masei.
Din moment ce integrăm funcțiile maselor prin întreaga istorie a universului, trebuie să folosim multe sondaje pentru a ține cont de numărul de galaxii cu deplasări roșii diferite. Diferitele intervale de prejudecăți roșii necesită studii efectuate pe diferite lungimi de undă, iar diferite studii detectează uneori valori diferite Parametrii Schehter. În această lucrare, încercăm să exploram în mod cuprinzător funcțiile maselor, care, în special cu deplasare roșie scăzută, pot produce valori de divergență larg ale densității și formei de evoluție. Obținem aproape aceleași rezultate, deoarece folosim o funcție de luminozitate dublă gem utilizată pentru a calcula funcția de masă la valorile scăzute de deplasare roșie cosmologică, ca și în cazul în care folosim o lege de putere () pentru a calcula funcția de masă la valori de deplasare cosmologice ridicate. .
1. PR. 170-183 prelegeri pe astronomia Star. Loktin A.v., Marsakov V.A., 2009.
2.
3.
4., secțiunea din baza de date extragalactică a NASA (baza de date extragalactică NASA / iPAC) este cea mai mare stocare a imaginilor, a fotometrilor și a spectrelor de galaxii obținute în timpul revizuirilor Sky în benzile cu microunde, infraroșu, optic și ultraviolete (UV).
5.
6.
7.
8. În această lucrare, funcția de luminozitate dublă schehter a fost prezentată în această lucrare. Secțiunea 4.2 la pagina 10.
9. Lorenzo Zaninetti. 29 mai 2017. O funcție de luminozitate trunchiată trunchiată stânga și dreaptă pentru Quasars
În gama de deplasare roșie cosmologică Z ~ 0 - 3, folosim valorile setate ale funcțiilor de masă și erorile lor de la lucrările efectuate, Fontana și colab. (,), și. Aceste funcții ale maselor de stele sunt determinate prin măsurarea maselor stea ale obiectelor prin intermediul procedurii de montare SED (). În ciuda scatterului mare în diferite măsurători ale parametrilor funcției Schehter, folosim toate aceste informații pentru a ține seama de diferitele metode de măsurători și modele utilizate, precum și dispersia spațială (). Aceste funcții de masă, parametrizate de funcția gechiter, sunt prezentate în figura 1. De asemenea, transformăm acele studii în care funcțiile inițiale ale masei scrobric () - Pozzetti și colab. (2007), Duncan și colab. (2014), Mortlock și colab. (2015) și Muzzin și colab. (2013) care utilizează funcțiile inițiale ale masei crupului (Kruupa FMI) la funcțiile inițiale ale masei Salpiter (Salpeter FMI). Lista valorilor pe care le folosim în analiza noastră sunt prezentate în ((Show2_Mathjax? Închidere: "Tabelul 1")) Notă - Acest tabel enumeră parametrii funcțiilor specificate ale Shechter, pe care le folosim pentru a ne îndeplini calculele. Acestea sunt normalizate pentru a obține valori compozite ale funcțiilor inițiale ale Salpteer FMI, deși Pozzetti și colab. (2007), Duncan și colab. (2014) și Mortlock și colab. (2015) în lucrările lor au folosit funcțiile inițiale ale masei SCBRI () și Muzzin și colab. (2013) au folosit funcțiile inițiale ale masei crupului (Kroupa FMI).
((Show2_Mathjax? "Închide": "Tabelul 1")).
Rețineți că luăm în considerare numai acele mase în cazul în care parametrul α
În modelele Sechter aplicabile sunt lăsate să se schimbe. Dacă rezultatul funcției de masă este obținut din valoarea fixă α
Acest lucru duce la denaturarea numărului de galaxii, deoarece această valoare este un efect semnificativ asupra numărului de galak-uri plictisitoare cu o masă mică într-un volum dat (§3.2). Prin urmare, excludem rezultatele funcției maselor din studii care utilizează α bunuri (Observatoare Mare Origins Project de Ancheta Deep) în cadrul unei revizuiri extragalactice profund cosgalactice în infraroșu de mijloc (ancheta cosmică extragalactică extragalactică în apropiere de infraroșu), precum și de la.
Pentru valorile mari de deplasare roșie cosmologică, funcția de masă este un parametru relativ nou, astfel încât să se obțină date coerente și consecvente, am analizat, de asemenea, funcțiile luminozității rezultate din gama ultravioletă, în principal la 1500˚a. Pentru a face acest lucru, am folosit date publicate în lucrările lui Bouwens și colab. (2011), Mclure și colab. (2009), Mclure și colab. (2013), Bouwens et al. (2015) și Finkelstein et al. (2015). Mclure și colab. (2013) și Bouwens et al. (2015) Analizați datele obținute din cele mai îndepărtate recenzii, inclusiv revizuirea HUDF12, care a investigat galaxiile pentru cele mai înalte valori de schimbare cosmologice pentru $ Z \u003d $ 8 și $ Z \u003d $ 9.
Pentru a converti lungimea maselor de stele la limita UV, folosim relațiile dintre aceste două valori calculate în Duncan și colab. (2014). Duncan și colab. (2014) relația liniară modelată între masă și lumină în UV și modul în care se dezvoltă valori diferite Părtinire roșie cosmologică. Le folosim pentru a determina limita UV corespunzătoare limitei de masă standard $ M_ * \u003d 10 ^ 6M_ \\ Odot $. Astfel, putem asocia limita de masă a starului cu valoarea absolută din UV. Nu folosim aceste valori în calculele noastre, dar folosim aceste funcții de luminozitate pentru a verifica conformitatea rezultatelor obținute din funcțiile maselor Star. Găsim o consistență mare cu funcțiile de masă ale starului, inclusiv atunci când se utilizează diferite variații ale conversiei masei stelare la luminozitatea UV (de exemplu, Duncan și colab. 2014; Song et al. 2015). În plus, toate funcțiile de masă pentru valorile ridicate de părtinire cosmologică sunt mai mult sau mai puțin convenite, cu excepția Grazian și colab. (2015), rezultatele care duc la o valoare puțin mai mică de $ \\ phi_t $.
5. Rezultate scurte de cercetare
Am investigat întrebarea fundamentală cu privire la distribuirea densității galaxiilor în univers. Analizăm această sarcină în mai multe moduri și discutăm consecințele pentru evoluția galaxiei și a cosmologiei. Folosim funcții de masă recent obținute pentru galaxii la z ~ 8 pentru a determina distribuția densității galaxiilor în univers. Principala noastră concluzie constă în faptul că densitatea numărului de galaxii scade în timp ca $ \\ phi_t (z) \\ sim t ^ (- 1) $, unde t este vârsta universului.
Apoi, discutăm despre consecințele acestei creșteri a densității numărului de galaxii cu o privire retrospectivă înapoi pentru o varietate de chestiuni astrofizice cheie. Integrarea densității numărului de galaxii pe care le-am calculat numărul de galaxii din universA cui valoare a fost $ 2.0 (+0.7 \\ Selectați -0.6) \\ ori (10 ^ (12)) $ pentru $ z \u003d $ 8, care în principiu pot fi observate. Este de aproximativ zece ori mai mare decât în \u200b\u200bnumărarea directă. Aceasta înseamnă că încă trebuie să detectăm o populație mare de galaxii îndepărtate slabe.
În ceea ce privește evoluția astrofizică a galaxiilor, arătăm că o creștere a funcțiilor integrante ale maselor tuturor galaxiilor cu deplasare roșie este explicată prin modelul de îmbinare. Arătăm că un model simplu de îmbinare este capabil să reproducă o scădere a numărului de galaxii cu o magnitudine temporară a Merge $ \\ Tau \u003d 1,29 ± 0,35 gyr $. Rata de fuziune rezultată la Z \u003d 1,5 este Siguranta R ~ 0,05 $ Gyr ^ (- 1) $, aproape de valoarea obținută în timpul analizei structurale și pereche. Majoritatea acestor galaxii convergente sunt sisteme de masă inferioară care măresc densitatea numărului de galaxii de la limita inferioară la masele mai mari la calcularea densității globale.
În cele din urmă, discutăm despre consecințele rezultatelor noastre pentru cercetarea viitoare.
În viitor, deoarece funcțiile maselor devin mai cunoscute datorită modelului de modelare mai bună și a datelor mai profunde și mai largi cu JWST și EUCLID / LSST, vom putea măsura mai precis densitatea generală a numărului de galaxii și, prin urmare, pentru a obține cea mai bună măsură a acestei valori fundamentale.
(Astronomie @ știință_newworld).
Mai recent, în anii 1920, faimosul astronon Edwin Hubble a reușit să demonstreze că calea noastră Lactee nu este singura galaxie existentă. Astăzi suntem deja obișnuiți ca spațiul să fie umplut cu mii și milioane de alte galaxii, împotriva căruia arată foarte mic. Dar câte galaxii din Univers este lângă noi? Astăzi vom găsi răspunsul la această întrebare.
De la unul la infinit.
Sună incredibil, dar și străbunicii noștri, chiar și cei mai mulți oameni de știință, consideră calea noastră lăptoasă a metaglalaxiei - un obiect care acoperă întregul univers previzibil. Eroarea lor a fost destul de logică explicată prin imperfecțiunea telescoapelor din acea vreme - chiar și cei mai buni dintre ei au văzut galaxiile ca pete vagi, din cauza cărora au fost marcate de nebuloasă. Sa crezut că la timp, stelele și planetele au fost formate în timp, așa cum sa format sistemul nostru solar. Acest lucru a ghicit a confirmat detectarea primei nebuloase planetare în 1796, în centrul cărora a fost o stea. Prin urmare, oamenii de știință au crezut că toate celelalte obiecte de ceață de pe cer sunt aceiași nori de praf și gaz, stelele în care nu au avut încă timp să se formeze.
Primii pași.
Bineînțeles, progresul nu a stat încă. Deja în 1845, William Parsons a construit Goligansky pentru acele vremuri telescopul Leviafan, a cărui dimensiune se apropia de două metri. Dorind să dovedească că "nebuloasa" constă de fapt din stele, el a adus serios astronomia la conceptul modern al galaxiei. El a reușit să observe mai întâi forma spirală a galaxiilor individuale și, de asemenea, să detecteze diferențele de luminozitate din ele corespunzătoare unui grup de stele deosebit de mari și luminoase.
Cu toate acestea, litigiile deja până la lansarea secolului XX. Deși într-o societate de știință progresivă, sa presupus deja că există multe alte galaxii, alții decât Calea Lactee, astronomia academică oficială necesită dovezi inconfundabile despre acest lucru. Prin urmare, ochii telescoapelor din întreaga lume pe cele mai importante galaxii pentru noi, înainte de nebuloasă, Galaxia lui Andromeda.
În 1888, Isaac Robert a fost făcută de prima fotografie a Andromeda, iar pentru 1900-1910 au fost obținute imagini suplimentare. Ele vizibile, de asemenea, un nucleu galactic luminos și chiar acumulări separate de stele. Dar rezoluția redusă a imaginilor a permis erori. Ceea ce a fost acceptat pentru clusterele de stele ar putea fi nebuloase, și pur și simplu câteva stele, "fuzionând" într-una în timpul expunerii imaginii. Dar, în cele din urmă, problema problemei nu a fost departe.
Imagine modernă.
În 1924, folosind un telescop - titularul record al începutului secolului, Edwina Hubble a reușit să evalueze mai mult sau mai puțin cu precizie distanța față de Galaxy Andromeda. Sa dovedit atât de mare încât a exclus complet obiectivitatea obiectului la Calea Lactee (în ciuda faptului că evaluarea lui Hubble a fost de trei ori mai mică decât modernă. Un alt astronom găsit în "nebuloasă", care a confirmat în mod clar natura galactică a lui Andromeda. În 1925, contrar criticilor colegilor Hubble a prezentat rezultatele muncii sale la Conferința comunității astronomice americane.
Această performanță a dat începutul unei noi perioade în istoria astronomiei - oamenii de știință "rebound" nebuloasa, atribuind titlul de galaxii și au descoperit noi. În acest caz, ei au fost ajutați de lucrarea lui Hubble însuși - de exemplu, deschiderea unei părtinitoare roșii. Numărul de galaxii celebre a crescut cu construirea de noi telescoape și lansarea de noi - de exemplu, începutul utilizării largi a telescopului radio după a doua lume.
Cu toate acestea, până în anii '90 ai secolului al XX-lea, omenirea a rămas în ignoranță cu privire la numărul actual de galaxii din jurul nostru. Atmosfera pământului împiedică chiar și cele mai mari telescoape pentru a obține o imagine precisă - cochilii de gaz distorsionează imaginea și absorbi lumina stelelor, închizând orizonturile universului de la noi. Dar oamenii de știință au reușit să eludeze aceste restricții, alergând telescopul spațial "Hubble", numit după un prieten de astronom deja familiar pentru dvs.
Datorită acestui telescop, oamenii au văzut mai întâi discuri luminoase din acele galaxii care păreau anterior nebuloase mici. Și unde cerul obișnuia să părea gol înainte, nu au existat noi miliarde - și aceasta nu este o exagerare. Cu toate acestea, au arătat studii suplimentare: chiar și mii de stele vizibile "Hubble" sunt cel puțin o zecime din cantitatea actuală.
Numărătoarea finală.
Și totuși, cât de mult fac exact galaxiile în univers? Imediat voi fi împiedicat să luăm în considerare împreună - astfel de întrebări sunt, de obicei, un pic interesat de astronomi, deoarece sunt lipsiți de valoare științifică. Da, ei catalog și galaxii de cale - dar numai în scopuri mai globale, cum ar fi studierea structurii la scară largă a universului.
Cu toate acestea, nimeni nu este luat pentru a găsi numărul exact. În primul rând, lumea noastră este infinită, din cauza a ceea ce păstrați lista plina Galaxiile sunt problematice și lipsite de semnificație practică. În al doilea rând, pentru a număra chiar acele galaxii care se află în universul vizibil, astronoma nu are viață suficientă. Chiar dacă trăiește 80 de ani, galaxiile vor începe de la naștere, iar detectarea și înregistrarea fiecărei galaxii vor cheltui mai mult de o secundă, un astronom va găsi doar 2 trilioane de obiecte - mult mai puțin decât galaxiile de fapt.
Pentru a determina numărul aproximativ, luați unele dintre examinările spațiale de înaltă precizie - de exemplu, "Hubble" telescop "ultra profund" din 2004. Pe un complot egal cu 1/130 din întreaga zonă a cerului, telescopul a reușit să detecteze 10 mii de galaxii. Având în vedere faptul că alte studii profunde ale acelui timp au arătat o imagine similară, putem avea o medie de înțelegere. În consecință, în cadrul sensibilității "Hubble", vedem 130 de miliarde de galaxii din întregul univers.
Cu toate acestea, acest lucru nu este totul. După "câmpul ultra profund" au fost făcute multe alte imagini, care au adăugat detalii noi. Mai mult decât atât, nu numai în spectrul vizibil al luminii, care operează "Hubble", dar și în infraroșu și raze X. Pentru 2014, într-o rază de 14 miliarde de ani lumină, 7 trilioane de 375 miliarde galaxii sunt disponibile.
Dar acest lucru, din nou, evaluarea minimă. Astronomii cred că acumulările de praf din spațiul intergalactic sunt selectate dintre noi 90% din obiectele observate - 7 trilioane se transformă cu 73 de trilioane. Dar această cifră se va grăbi chiar mai departe la infinit, când un telescop "James Webb" va fi lansat pe orbita Soarelui. Acest aparat va ajunge acolo, unde "Hubble" și-a făcut drumul prin zi și va pătrunde în continuare în adâncurile universului.
Galaxia noastră este doar una din mulți și mulți nimeni nu știe. Mai mult de un miliard sunt deja deschise. Fiecare dintre ele este de milioane de stele. Cel mai îndepărtat dintre cei deja cunoscuți sunt în sute de milioane de ani lumină de la pământ, de aceea, studiindu-le, ne uităm la cele mai îndepărtate trecute. Toate galaxiile sunt îndepărtate de la noi și unul de celălalt, se pare că universul se extinde și că oamenii de știință nu au ajuns la concluzia cu privire la explozia mare ca origine.
În știință, cuvântul "Universul" are un înțeles special. Sub este înțeles ca cel mai mare volum de spațiu împreună cu toată materia și radiația încheiată în el, care ne poate afecta în orice fel. Oamenii de știință al pământului pot observa doar un universul, dar nimeni nu neagă existența și ceilalți, doar pentru că dispozitivele noastre (încă totuși perfecte) nu pot fi instalate.
Soarele este unul dintre miliarde de stele. Există stele mult mai mult decât soarele (giganții), există mai puțin decât el (pitici), soarele mai aproape de proprietățile sale la stelele pitice decât de giganți. Există stele fierbinți (au o culoare albă-albăstrui și o temperatură de peste 10.000 de grade pe suprafață, iar aproximativ o sută de mii de grade), există stele reci (ele sunt roșii, temperatura suprafeței este de aproximativ 3 mii de grade) . Stelele sunt foarte departe de noi, la cea mai apropiată stea pentru a zbura la viteza luminii (300.000 km / s) pentru un întreg 4 ani, în timp ce la soare puteți zbura la o viteză în 8 minute.
Unele stele formează perechi, trei (două stele triple) și grupuri (clustere de stea împrăștiate). Există ambele grupuri de stea de minge, conțin zeci și sute de stele și au o formă de minge, cu concentrația de stele în centru. Stelele tinere sunt colectate în clustere împrăștiate, iar clusterele minge sunt foarte vechi, stelele sunt vechi. În apropierea unor stele sunt planete. Există o viață pe ele și chiar mai mult civilizație, care nu este încă instalată. Dar ar putea exista.
Stelele formează sisteme gigantice - galaxii. Galaxia are un centru (core), mâneci spirale plate, în care cele mai multe stele și periferice, un nor în vrac de stele rare sunt concentrate. Stelele se mișcă în spațiu, sunt născuți, trăiesc și mor. Astfel de stele ca soarele trăiesc aproximativ 10-15 miliarde de ani, iar soarele este steaua epocii de mijloc. Deci el strălucește de foarte mult timp. Stele masive și fierbinți "ard" mai repede și pot exploda ca stele "supernovae", lăsând în urmă foarte mici și super-densități - pitici albe, stele neutronice sau "găuri negre", în care densitatea materiei este atât de mare încât nu există particule pot depăși forțele gravitației și pot scăpa de acolo. În plus față de stele, galaxia conține nori de praf cosmic și gaze care formează gaze. Planul galaxiei, unde numărul maxim de stele, gaze și praf este vizibil în cer ca un mod lăptos.
Există încă multe milioane de galaxii constând dintr-un număr mare de stele. De exemplu, Nori Magellanovy, Nebuloasa Andromeda - acestea sunt alte galaxii. Ele sunt pe distanțe lungi de neimaginat de noi.
În cerul nostru, stelele par a fi nemișcate, deoarece sunt foarte departe de noi, iar mișcarea lor devine vizibilă numai după zeci și sute de mii de ani.
Informații utile
Galaxie - sistem legat de gravitațional de stele, gaze inter-stocare, praf și materie întunecată. Toate obiectele din compoziția galaxiilor participă în funcție de centrul total al masei. Cuvântul "galaxie" provine din numele grecesc al galaxiei noastre. Miez - zonă extrem de mică în centrul galaxiei. Când vine vorba de Galaxiile nuclee, atunci cel mai adesea vorbesc despre nuclee galactice activeunde procesele nu pot fi explicate prin proprietățile stelelor concentrate în ele. În imagini, galaxiile pot fi văzute că există puține galaxii singuratice. Aproximativ 95% din galaxii formează grupuri de galaxii. Dacă distanța medie dintre galaxie nu este mai mare decât o ordine de mărime mai mare decât diametrul lor, efectele de maree ale galaxiilor devin esențiale. Pe aceste efecte, fiecare componentă a galaxiei în diferite condiții răspunde diferit. Calea Lactee, numită și doar Galaxieeste o mare galaxie spirală cu un jumper, un diametru de aproximativ 30 kiloparsk și 1000 de grosime a luminii
