14. októbra 2016 o 18:28

V pozorovateľnej časti vesmíru je 10 - 20-krát viac galaxií, ako sa doteraz myslelo

• Populárna veda,
• Astronómia

Snímka urobená Hubblovým teleskopom (Zdroj: NASA / ESA)

Hubblov ďalekohľad pomohol astronómom uskutočniť vzrušujúci objav, ktorý by mohol mať vplyv na celú budúcnosť astronomickej vedy. Ako sa ukázalo, v pozorovateľnej časti vesmíru je 10 - 20-krát viac galaxií, ako si vedci doteraz mysleli. Tento záver bol urobený po analýze veľkého množstva fotografií z hlbokého vesmíru zaslaných na Zem Hubblovým teleskopom. V priebehu práce vedci študovali ďalšie snímky, ktoré vytvorili astronómovia na observatóriách na Zemi.

K záveru, že vo vesmíre existuje viac galaxií, ako si ľudia doteraz mysleli, dospeli vedci z University of Nottingham pod vedením Christophera Conselice. Väčšina z týchto galaxií (asi 90%) je relatívne malá a slabá, takže ich nie je ľahké spozorovať. Podľa vedcov sú také galaxie podobné satelitom Mliečnej dráhy. "Minuli sme drvivú väčšinu galaxií, pretože sú príliš tlmené a príliš ďaleko," hovorí profesor Conselis.

„Skutočný počet galaxií vo vesmíre je jednou zo základných otázok v astronómii a skutočnosť, že viac ako 90% galaxií ešte nebolo študovaných, je desivá. Ktovie, aké zaujímavé vlastnosti týchto objektov objavíme, keď začneme študovať galaxie pomocou novej generácie ďalekohľadov? “- pýta sa vedec.

Video vyššie je prejavom Carla Sagana v škole, kde vysvetľuje školákom nesmierny vesmír. "Nachádza sa tu asi 100 miliárd ďalších galaxií (v pozorovateľnej časti vesmíru), z ktorých každá obsahuje asi 100 miliárd hviezd." Predstavte si, koľko hviezd, planét a foriem života môže byť v tomto obrovskom a úžasnom vesmíre, “hovorí Sagan.

Hubblov orbitálny ďalekohľad pomáha výskumníkom študovať viditeľný vesmír. Funguje asi 20 rokov a za celú túto dobu dostali vedci Zeme obrovské množstvo dôležitých informácií vrátane údajov o počte galaxií vo vesmíre. Predtým sa verilo, že v pozorovateľnej časti vesmíru je 100 - 200 miliárd galaxií. Ale zdá sa, že toto číslo sa dá bezpečne vynásobiť 10 alebo dokonca 20.

Počítanie galaxií vo vesmíre - neľahká úloha... Po prvé, ako už bolo spomenuté vyššie, väčšinu z týchto objektov nevidíme kvôli ich šere a malým rozmerom. Problém v skutočnosti nie je v galaxiách, ale v tom, že vybavenie používané ľuďmi na ich pozorovanie je nedokonalé. Po druhé, zatiaľ sme schopní preskúmať iba malý zlomok priestoru, ktorý je k dispozícii na pozorovanie. Snímky Hubbleovho hlbokého poľa sú iba milióntinou toho, čo by človek pozoroval. Tu je animácia, ktorá ukazuje, aká hrubá je oblasť vesmíru, ktorú Hubble sleduje.

Vedci z univerzity v Nottinghame urobili svoje závery po 15-ročnej analýze snímok z HST. Práce zahájil postgraduálny študent Aaron Wilkinson, ktorý získal veľký grant na projekt počítania galaxií. Údaje, ktoré získal, poslúžili ako základ pre oveľa rozsiahlejšiu štúdiu, ktorú uskutočnil profesor Conselis spolu s kolegami z univerzít v Edinburghu a Leidene. Použili údaje z Wilkinsona, snímky urobené Hubblom a obrázky z ďalších observatórií z celého sveta. Matematická analýza ukázala, že hustota „populácie“ vesmíru je vyššia, ako sa predpokladalo.

Vedci sa navyše pokúsili spočítať počet galaxií v starovekom vesmíre pred miliardami rokov. Podľa ich názoru bolo v minulosti ešte viac galaxií ako teraz - minimálne desaťkrát.

"Vieme, že od svojho vzniku sa galaxie vyvíjali, spájali s inými objektmi a zväčšovali sa. Skutočnosť, že v minulosti bolo viac galaxií, naznačuje veľmi aktívny evolučný proces, ktorý viedol k zlúčeniu mnohých systémov, “uviedli vedci vo vyhlásení. Tento evolučný proces je zlúčením menších galaxií do väčších objektov. Nové údaje pomôžu vedcom zostaviť presnejší model vývoja vesmíru ako nikdy predtým.

Vedci, ktorí hovorili o veľkom počte galaxií vo vesmíre, si spomenuli na Olberov paradox. Toto je jeden z paradoxov pre-relativistickej kozmológie, ktorý spočíva v tom, že v stacionárnom vesmíre rovnomerne naplnenom hviezdami (ako sa vtedy verilo) by sa jasnosť oblohy (vrátane nočnej) mala približne rovnať jasu slnečného disku. Teoreticky je tento paradox v kozmologickom modeli Veľkého tresku úplne vyriešený zohľadnením konečnosti rýchlosti svetla a konečnosti veku vesmíru.

Prečo je naša obloha v noci tmavá a nesvieti? Mohli by sme pozorovať približne rovnaký obraz, keby bol vesmír statický (

Vesmír, ktorý nás obklopuje, nie sú len osamelé hviezdy, planéty, asteroidy a kométy šumiace na nočnej oblohe. Vesmír je obrovský systém, v ktorom je všetko navzájom v úzkej interakcii. Planéty sa zhlukujú okolo hviezd, ktoré sa naopak zhromažďujú v zhluku alebo hmlovine. Tieto útvary môžu byť reprezentované jednotlivými svietidlami alebo môžu obsahovať stovky, tisíce hviezd, ktoré vytvárajú už univerzálne útvary väčšieho rozsahu - galaxie. Naša hviezdna krajina, galaxia Mliečna cesta, je iba malou časťou rozsiahleho vesmíru, v ktorom existujú aj ďalšie galaxie.

Vesmír je neustále v pohybe. Akýkoľvek objekt vo vesmíre je súčasťou konkrétnej galaxie. Po hviezdach sa pohybujú aj galaxie, z ktorých každá má svoju vlastnú veľkosť, špecifické miesto v hustom vesmíre a svoju vlastnú trajektóriu.

Aká je skutočná štruktúra vesmíru?

Vedecké predstavy ľudstva o vesmíre sa dlho budovali okolo planét slnečnej sústavy, hviezd a čiernych dier, ktoré obývajú náš hviezdny domov - galaxiu Mliečna cesta. Akýkoľvek iný galaktický objekt detegovaný vo vesmíre pomocou ďalekohľadov bol automaticky privedený do štruktúry nášho galaktického priestoru. Preto neexistovala predstava, že Mliečna cesta nie je jedinou univerzálnou formáciou.

Obmedzené technické možnosti neumožňovali hľadať ďalej, za Mliečnu cestu, kde sa podľa ustáleného názoru začína prázdnota. Iba v roku 1920 sa americkému astrofyzikovi Edwinovi Hubblovi podarilo nájsť dôkazy o tom, že Vesmír je oveľa väčší a spolu s našou galaxiou existujú aj ďalšie, veľké i malé galaxie v tomto obrovskom a nekonečnom svete. Neexistuje skutočná hranica vesmíru. Niektoré objekty sa nachádzajú dosť blízko nás, iba pár miliónov svetelných rokov od Zeme. Iné sa naopak nachádzajú v najvzdialenejšom kúte vesmíru, kde sú mimo dohľadu.

Uplynulo takmer sto rokov a počet galaxií sa dnes už odhaduje na státisíce. Na tomto pozadí vyzerá naša Mliečna cesta nie tak obrovská, ak nie celkom maličká. Dnes už boli objavené galaxie, ktorých veľkosti je ťažké matematicky ani len analyzovať. Napríklad najväčšia galaxia vo vesmíre, IC 1101, má priemer 6 miliónov svetelných rokov a obsahuje viac ako 100 biliónov hviezd. Toto galaktické monštrum leží viac ako miliardu svetelných rokov od našej planéty.

Štruktúru takého obrovského útvaru, ktorým je Vesmír v globálnom meradle, predstavuje prázdnota a medzihviezdne útvary - vlákna. Posledné menované sú zase rozdelené na nadkupy, medzigalaktické zoskupenia a galaktické skupiny. Najmenším spojivom v tomto obrovskom mechanizme je galaxia, ktorú predstavujú početné hviezdokopy - ramená a plynné hmloviny. Predpokladá sa, že vesmír sa neustále rozpína, čo spôsobuje, že galaxie sa pohybujú obrovskou rýchlosťou v smere od stredu vesmíru k perifériám.

Ak si predstavíme, že pozorujeme priestor z našej galaxie Mliečna cesta, ktorá sa údajne nachádza v strede vesmíru, potom bude vyzerať veľkoplošný model štruktúry vesmíru takto.

Temná hmota - alias prázdnota, nadkupy, zhluky galaxií a hmloviny - sú všetko dôsledky Veľkého tresku, ktorý inicioval vznik vesmíru. Za miliardu rokov dôjde k transformácii jeho štruktúry, tvar galaxií sa zmení, pretože niektoré hviezdy zmiznú pohltené čiernymi dierami, zatiaľ čo iné sa naopak premenia na supernovy, ktoré sa stanú novými galaktickými objektmi. Pred miliardami rokov bolo usporiadanie galaxií veľmi odlišné od toho, čo vidíme teraz. Tak či onak, na pozadí konštantných astrofyzikálnych procesov prebiehajúcich vo vesmíre je možné vyvodiť určité závery, že náš Vesmír má nestálu štruktúru. Všetky vesmírne objekty sú v neustálom pohybe, menia svoju polohu, veľkosť a vek.

Dodnes bolo vďaka Hubblovmu ďalekohľadu možné zistiť polohu galaxií, ktoré sú nám najbližšie, určiť ich veľkosť a určiť polohu nášho relatívneho sveta. Astronómovia, matematici a astrofyzici vytvorili mapu vesmíru. Boli identifikované jednotlivé galaxie. Väčšinou sú však také veľké univerzálne objekty zoskupené do niekoľkých desiatok v skupine. Priemerná veľkosť galaxií v takejto skupine je 1 - 3 milióny svetelných rokov. Skupina, do ktorej patrí naša Mliečna dráha, má 40 galaxií. Okrem skupín v intergalaktickom priestore existuje obrovské množstvo trpasličích galaxií. Spravidla sú takýmito formáciami satelity väčších galaxií, ako je napríklad naša Mliečna dráha, Trojuholník alebo Andromeda.

Až donedávna bola trpasličia galaxia Segue 2, ktorá sa nachádzala 35 kiloparsekov od našej hviezdy, považovaná za najmenšiu galaxiu vo vesmíre. V roku 2018 však japonskí astrofyzici objavili ešte menšiu galaxiu - Pannu I, ktorá je satelitom Mliečnej dráhy a nachádza sa vo vzdialenosti 280 tisíc svetelných rokov od Zeme. Vedci sa však domnievajú, že to nie je limit. Existuje vysoká pravdepodobnosť, že existujú galaxie oveľa skromnejších rozmerov.

Za skupinami galaxií nasledujú zhluky, oblasti vesmíru, v ktorých sa nachádza až sto galaxií rôznych typov, tvarov a veľkostí. Klastre majú obrovskú veľkosť. Priemer takéhoto univerzálneho útvaru je spravidla niekoľko megaparsekov.

Výraznou črtou štruktúry vesmíru je jeho slabá variabilita. Napriek obrovskej rýchlosti, s akou sa galaxie pohybujú vo vesmíre, všetky zostávajú súčasťou jednej hviezdokopy. Funguje tu princíp zachovania polohy častíc v priestore, na ktorý pôsobí tmavá hmota vytvorená v dôsledku veľkého tresku. Predpokladá sa, že pod vplyvom týchto dutín naplnených temnou hmotou sa zhluky a skupiny galaxií pohybujú po miliardy rokov vedľa seba rovnakým smerom.

Najväčšími formáciami vo vesmíre sú galaktické nadkupy, ktoré spájajú skupiny galaxií. Najznámejšou nadkupou je Veľký múr klauna, objekt univerzálnych rozmerov, ktorý sa tiahne v dĺžke 500 miliónov svetelných rokov. Táto nadkupa je silná 15 miliónov svetelných rokov.

Za súčasných podmienok nám kozmické lode a technológie neumožňujú uvažovať o vesmíre v celej jeho hĺbke. Môžeme detekovať iba nadkupy, zhluky a skupiny. Náš vesmír má navyše obrovské prázdne miesta, bubliny tmavej hmoty.

Kroky k objavovaniu vesmíru

Moderná mapa vesmíru nám umožňuje nielen určiť našu polohu v priestore. Dnes sa človeku vďaka prítomnosti výkonných rádiových ďalekohľadov a technickým možnostiam Hubblovho ďalekohľadu podarilo nielen zhruba spočítať počet galaxií vo vesmíre, ale aj určiť ich typy a odrody. V roku 1845 bol britský astronóm William Parsons pomocou ďalekohľadu na štúdium oblakov plynu schopný odhaliť špirálovitý charakter štruktúry galaktických objektov so zameraním na skutočnosť, že v rôznych oblastiach môže byť jasnosť hviezdnych zoskupení vyššia alebo menšia.

Pred sto rokmi bola Mliečna cesta považovaná za jedinú známu galaxiu, aj keď iné intergalaktické objekty boli matematicky dokázané. Náš vesmírny dvor dostal svoje meno v staroveku. Všimli si to starí astronómovia pozerajúci na nespočetné množstvo hviezd na nočnej oblohe charakteristický znak ich umiestnenie. Hlavná hviezdokopa bola zoskupená pozdĺž imaginárnej čiary, ktorá pripomínala cestu vystriekaného mlieka. Mliečna dráha, nebeské telá Ďalšia známa galaxia, Andromeda, je vôbec prvým objektom vesmíru, ktorý zahájil štúdium vesmíru.

Naša Mliečna dráha má kompletnú sadu všetkých galaktických objektov, ktoré by normálna galaxia mala mať. Existujú zhluky a skupiny hviezd, ktorých celkový počet je približne 250 - 400 miliárd. V našej galaxii sú oblaky plynu, ktoré tvoria ramená, sú tu čierne diery a slnečné sústavy podobné našej.

Mliečna cesta je rovnako ako Andromeda a trojuholník súčasne iba malou časťou vesmíru, ktorý je súčasťou miestnej skupiny nadkupy zvanej Panna. Naša galaxia má tvar špirály, kde sa okolo stredu pohybuje väčšina hviezdokôp, oblakov plynu a ďalších vesmírnych objektov. Vonkajšia špirála má priemer 100 000 svetelných rokov. Mliečna dráha nie je podľa vesmírnych štandardov veľká galaxia s hmotnosťou 4,8 x 1011 Mʘ. Naše Slnko sa tiež nachádza v jednom z ramien Oriona Cygnus. Vzdialenosť od našej hviezdy do stredu Mliečnej dráhy je 26 000 ± 1 400 sv. rokov starý.

Po dlhú dobu sa verilo, že jedna z najpopulárnejších medzi astronómami, hmlovina Andromeda, je súčasťou našej galaxie. Následné výskumy tejto časti vesmíru poskytli nevyvrátiteľné dôkazy o tom, že Andromeda je nezávislá galaxia a oveľa väčšia ako Mliečna dráha. Fotografie zhotovené pomocou ďalekohľadov ukázali, že Andromeda má svoje vlastné jadro. Existujú tiež zhluky hviezd a hmlovín pohybujúcich sa v špirále. Astronómovia sa zakaždým pokúšali pozerať hlbšie a hlbšie do vesmíru a skúmať rozsiahle oblasti vesmíru. Počet hviezd v tomto vesmírnom gigantovi sa odhaduje na 1 bilión.

Vďaka úsiliu Edwina Hubbla bolo možné určiť približnú vzdialenosť od Andromedy, ktorá v žiadnom prípade nemohla byť súčasťou našej galaxie. Bola to prvá galaxia, ktorá podstúpila také dôkladné preskúmanie. Nasledujúce roky priniesli nové objavy v oblasti medzigalaktického prieskumu vesmíru. Dôkladnejšie sme študovali tú časť galaxie Mliečna cesta, ktorá obsahuje našu slnečnú sústavu. Od polovice 20. storočia sa ukázalo, že okrem našej Mliečnej dráhy a známej Andromedy existuje vo vesmíre aj obrovské množstvo ďalších formácií univerzálneho rozsahu. Objednávka si však vyžadovala usporiadanie kozmického priestoru. Zatiaľ čo hviezdy, planéty a ďalšie vesmírne objekty sa dali klasifikovať, situácia s galaxiami bola komplikovanejšia. Ovplyvnená obrovskou veľkosťou preskúmaných oblastí kozmického priestoru, ktorú bolo nielen ťažké vizuálne študovať, ale aj zhodnotiť na úrovni ľudskej povahy.

Typy galaxií v súlade s prijatou klasifikáciou

Hubble bol prvým, kto urobil tento krok, a v roku 1962 sa pokúsil logicky klasifikovať vtedajšie známe galaxie. Klasifikácia sa uskutočňovala na základe tvaru skúmaných objektov. Vďaka tomu sa Hubblovi podarilo usporiadať všetky galaxie do štyroch skupín:

• najbežnejším typom sú špirálové galaxie;
• nasledujú eliptické špirálové galaxie;
• s barovou (barovou) galaxiou;
• nesprávne galaxie.

Je potrebné poznamenať, že naša Mliečna cesta patrí k typickým špirálovým galaxiám, ale existuje jedno „ale“. Nedávno sa odhalila prítomnosť prepojky - lišty, ktorá je prítomná v centrálnej časti formácie. Inými slovami, naša galaxia nepochádza z galaktického jadra, ale vyplýva z pruhu.

Špirálová galaxia tradične vyzerá ako plochý špirálový disk, v ktorom je vždy jasný stred - galaktické jadro. Vo vesmíre je väčšina takýchto galaxií a sú označené latinským písmenom S. Okrem toho existuje rozdelenie špirálových galaxií na štyri podskupiny - So, Sa, Sb a Sc. Malé písmená označujú prítomnosť jasného jadra, absenciu ramien alebo naopak prítomnosť hustých ramien pokrývajúcich centrálnu časť galaxie. V takýchto ramenách sú zhluky hviezd, skupiny hviezd, ktoré zahŕňajú našu slnečnú sústavu, a ďalšie vesmírne objekty.

Hlavnou črtou tohto typu je pomalé otáčanie okolo stredu. Mliečna cesta urobí okolo svojho centra úplnú revolúciu za 250 miliónov rokov. Špirály bližšie k stredu sú zložené predovšetkým zo zhlukov starých hviezd. Stredom našej galaxie je čierna diera, okolo ktorej sa odohráva všetok hlavný pohyb. Dĺžka cesty je podľa moderných odhadov smerom do centra 1,5 - 25 tisíc svetelných rokov. Počas svojej existencie môžu špirálové galaxie splývať s inými formáciami menšieho vesmíru. Dôkazom takýchto zrážok v skorších obdobiach je prítomnosť svätožiary hviezd a hviezdokôp. Podobná teória je základom teórie formovania špirálových galaxií, ktoré boli výsledkom zrážky dvoch galaxií nachádzajúcich sa v okolí. Zrážka nemohla prejsť bez zanechania stopy, ktorá dala nový rotáciu všeobecný rotačný impulz. V blízkosti špirálovej galaxie sa nachádza trpasličia galaxia, jedna, dve alebo niekoľko naraz, čo sú satelity väčšej formácie.

Eliptické špirálové galaxie majú podobnú štruktúru a zloženie ako špirálové galaxie. Jedná sa o najväčšie a najväčšie objekty vesmíru vrátane veľkého množstva superklastrov, zoskupení a skupín hviezd. V najväčších galaxiách počet hviezd presahuje desiatky biliónov. Hlavným rozdielom medzi takými formáciami je tvar, ktorý je v priestore silne natiahnutý. Špirály sú usporiadané do elipsovitého tvaru. Eliptická špirálová galaxia M87 je jednou z najväčších vo vesmíre.

Galaxie sú oveľa menej bežné s barom. Tvoria asi polovicu všetkých špirálových galaxií. Na rozdiel od špirálových útvarov, v takýchto galaxiách, začiatok vychádza z tyče, ktorá sa nazýva tyč, ktorá prúdi z dvoch najjasnejších hviezd umiestnených v strede. Vynikajúci príklad takýmto útvarom je naša Mliečna cesta a galaxia Veľkého Magellanovho mračna. Predtým sa táto formácia pripisovala nepravidelným galaxiám. Vznik mosta je v súčasnosti jednou z hlavných oblastí výskumu v modernej astrofyzike. Podľa jednej verzie neďaleká čierna diera saje a absorbuje plyn zo susedných hviezd.

Najkrajšie galaxie vo vesmíre sú klasifikované ako špirálové a nepravidelné galaxie. Jednou z najkrajších je Whirlpool Galaxy umiestnená v nebeskom súhvezdí Psy. IN v tomto prípade stred galaxie a špirály rotujúce v rovnakom smere sú zreteľne viditeľné. Nepravidelné galaxie sú náhodne umiestnené nadkupy hviezd bez jasnej štruktúry. Pozoruhodným príkladom takejto formácie je galaxia NGC 4038 nachádzajúca sa v súhvezdí Havran. Tu je vidieť, spolu s obrovskými oblakmi plynu a hmlovinami, úplný nedostatok poriadku v usporiadaní vesmírnych objektov.

závery

Vesmír môžete študovať donekonečna. Zakaždým, s príchodom nových technických prostriedkov, človek zdvihne oponu vesmíru. Galaxie sú pre ľudskú myseľ najnepochopiteľnejšími objektmi vo vesmíre, a to z psychologického hľadiska aj z pohľadu späť na vedu.

Ak máte nejaké otázky - nechajte ich v komentároch pod článkom. My alebo naši návštevníci im radi odpovieme

Medzinárodný tím astronómov pod vedením Christophera J. Conselice, profesora astrofyziky na univerzite v Nottinghame, zistil, že Vesmír obsahuje najmenej 2 bilióny galaxií, desaťkrát viac, ako sa doteraz myslelo. Práce tímu, ktoré sa začali grantom od Royal Astronomical Society, boli zverejnené v Astrophysical Journal 14. októbra 2016.

Astronómovia sa dlho usilovali určiť, koľko galaxií existuje v pozorovateľnom vesmíre, v tej časti vesmíru, kam sa k nám podarilo dostať svetlo zo vzdialených objektov. Za posledných 20 rokov vedci použili obrázky z Hubblovho vesmírneho teleskopu na odhad, že vesmír, ktorý vidíme, obsahuje 100 až 200 miliárd galaxií. Moderná astronomická technológia nám umožňuje študovať iba 10% týchto galaxií a zvyšných 90% bude viditeľných až po vývoji väčších a lepších ďalekohľadov.

Výskum profesora Conseliceho je zavŕšením 15. ročníka letná práca, ktorý bol čiastočne financovaný aj z grantu na výskum udeleného staršiemu študentovi Aaronovi Wilkinsovi. Aaron, ktorý je v súčasnosti PhD (doktor filozofie) na univerzite v Nottinghame, začal preskúmaním všetkých predchádzajúcich štúdií počítania galaxií, ktoré slúžili ako základ pre založenie rozsiahlejšej štúdie.

Tím profesora Conselice transformoval vysoko smerné snímky hlbokého neba z ďalekohľadov z celého sveta, najmä z Hubblovho ďalekohľadu, do 3D máp. To im umožnilo vypočítať hustotu galaxií, ako aj objem jednej malej oblasti vesmíru za druhou. Táto starostlivá štúdia umožnila tímu zistiť, koľko galaxií sa minulo pri predchádzajúcom výskume. Môžeme povedať, že uskutočnili intergalaktické archeologické vykopávky.

Výsledky tejto štúdie sú založené na meraniach počtu pozorovaných galaxií v roku rôzne epochy - časové úseky v galaktickom meradle - pre celú históriu vesmíru. Keď profesor Conselice a jeho tím z Nottinghamu v spolupráci s vedcami z Leidenského observatória na holandskej univerzite v Leidene a z Astronomického ústavu v Edinburghu skúmali, koľko galaxií sa v jednotlivých epochách nachádza, zistili, že viac skoré štádium vývoja vesmíru bol počet galaxií oveľa väčší ako teraz.

Zdá sa, že keď bol vesmír starý iba niekoľko miliárd rokov, počet galaxií v danom objeme vesmíru bol desaťkrát väčší ako dnes v podobnom objeme. Väčšina z týchto galaxií boli systémy s nízka váha, t.j. s hmotami podobnými hmotám galaxií, ktoré teraz obklopujú Mliečnu cestu.

Profesor Conselis uviedol: „Je to veľmi prekvapujúce, pretože vieme, že za 13,7 miliárd rokov kozmického vývoja od Veľkého tresku sa veľkosť galaxií zväčšila formovaním hviezd a zlúčením s inými galaxiami. Zistenie prítomnosti viac Galaxie v minulosti znamenajú, že muselo dôjsť k významnému vývoju zameranému na zníženie ich počtu rozsiahlym zlúčením systémov. Prichádzame o veľkú väčšinu galaxií, pretože sú veľmi slabé a vzdialené. Počet galaxií vo vesmíre je základnou otázkou astronómie a je to úžasné, pretože 90% galaxií vo vesmíre ešte nebolo študovaných. Ktovie, aké zaujímavé vlastnosti nájdeme pri štúdiu týchto galaxií pomocou ďalekohľadov novej generácie? “

Preklad článku „Distribúcia hustoty galaxií pri Z< 8 и ее последствия». Октябрь 2016. Права на перевод принадлежат
Autori:
Christopher J. Conselice, škola fyziky a astronómie, University of Nottingham, Nottingham, Anglicko.
Aaron Wilkinson, Leidenské observatórium na Leiden University, Holandsko
Kenneth Duncan, Kráľovské observatórium, Astronomický ústav, Edinburská univerzita v Škótsku

anotácia

Distribúcia hustoty galaxií vo vesmíre, a teda celkový počet galaxií, je základnou otázkou astrofyziky, ktorá ovplyvňuje riešenie mnohých problémov v oblasti kozmológie. Pred uverejnením tohto článku však nikdy nedošlo k podobnej podrobnej štúdii o tomto dôležitom ukazovateli, ako aj k definícii jasného algoritmu na zistenie tohto čísla. Na vyriešenie tohto problému sme pomocou pozorovaných funkcií galaktickej hviezdnej hmoty až do výšky $ z \\ sim 8 $ určili, ako sa mení hustota počtu galaxií v závislosti od časovej funkcie a hmotnostného limitu. Ukázali sme, že nárast celkovej hustoty galaxií ($ \\ phi_T $) masívnejší ako $ M_ * \u003d 10 ^ 6M_ \\ odot $ klesá ako $ \\ phi_T \\ sim t ^ (- 1) $, kde t je vek vesmíru ... Ďalej sme ukázali, že tento trend sa obracia a skôr rastie s časom pri vyšších limitných hodnotách hmotnosti $ M_ *\u003e 10 ^ 7M_ \\ odot $. Použitím $ M_ * \u003d 10 ^ 6M_ \\ odot $ ako dolnej hranice sme dokázali, že celkový počet galaxií vo vesmíre až do $ z \u003d 8 $ sa rovná: $ 2,0 (+0,7 \\ vyberte -0,6) \\ krát (10 ^ (12)) $ alebo len 2,0 $ \\ krát (10 ^ (12)) $ (dva bilióny!), t.j. takmer desaťkrát viac, ako sa pozorovalo vo všetkých štúdiách na oblohe. Budeme diskutovať o dopade týchto výsledkov na pochopenie procesu. vývoj galaxiía tiež porovnať naše výsledky s najnovšími modelmi formovania galaxií. Tieto výsledky tiež naznačujú, že svetlo kozmického pozadia v optických a blízkych infračervených oblastiach pravdepodobne pochádza z týchto nepozorovateľných slabých galaxií. Ukážeme tiež, ako tieto výsledky riešia otázku, prečo je nočná obloha tmavá, inak známa ako.

1. Úvod

Keď objavíme Vesmír a jeho vlastnosti, vždy chceme poznať absolútne hodnoty. Napríklad astronomickým záujmom je vypočítať, koľko hviezd je v našej Galaxii, koľko planét tieto hviezdy obklopuje (Fressin et al., 2013), celkovú hustotu vesmíru (napr. Fukugita & Peebles 2004), okrem iných absolútnych hodnôt vo vlastnostiach vesmíru ... Tu bola poskytnutá hrubá odpoveď na jednu z týchto otázok - je to celková hustota počtu galaxií, a teda celkový počet galaxií vo vesmíre.

Táto otázka nie je len nečinnou kuriozitou, ale súvisí s mnohými ďalšími otázkami v kozmológii a astronómii. Distribúcia hustoty galaxií súvisí s problémami, ako je vznik / vývoj galaxie podľa počtu formovaných systémov, zmena pomerov obrovských galaxií k trpasličím galaxiám, vzdialená rýchlosť supernovy a výbuchu gama žiarenia, rýchlosť tvorby hviezd vo vesmíre a to, ako sa vytvárajú / ničia nové galaxie fúziami ( napr. 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). Počet galaxií v pozorovateľnom vesmíre tiež odhaľuje informácie o hustote hmoty (hmoty a energie) vo vesmíre, svetle pozadia pri rôznych vlnových dĺžkach a porozumení Olbersovmu paradoxu. Stále však neexistuje dobré meranie tejto základnej veličiny. Naša schopnosť študovať distribúciu hustoty galaxií pomocou ďalekohľadov vznikla až s príchodom CCD kamier. Výskum s veľmi dlhým dosahom na nájdenie vzdialených galaxií sa začal v 90. rokoch (napr. Koo & Kron 1992; Steidel & Hamilton 1992; Djorgovski et al. 1995) a svoju súčasnú hĺbku dosiahol po projektoch Hubbleovho vesmírneho ďalekohľadu, najmä ( Williams a kol., 1996). Ďalšie štúdie pokračovali v rámci (Williams et al., 2000), (Giavalisco et al. 2004), prieskumu v infračervenom spektre (Cosmic Assembly Near-infrared Deep Extragalactic Legacy Survey) (Grogin et al. 2011; Koekemoer et al. 2011) a vyvrcholili Hubbleovým ultra hlbokým poľom (Beckwith et al. 2006), ktoré zostáva doteraz najhlbším optickým a infračerveným výskumom v našom vesmíre.
Napriek všetkým týmto výskumom však stále nie je jasné, ako sa celková hustota počtu galaxií v priebehu času vyvíja. Toto je zaujímavá otázka, pretože vieme, že rýchlosť tvorby hviezd sa zvyšuje a potom klesá ako 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.
Existuje niekoľko dôvodov, prečo je ťažké určiť celkový počet galaxií na základe výsledkov štúdií veľmi dlhého dosahu. Jedným z nich je, že všetky pozorovania ultra dlhej vzdialenosti sú neúplné. Je to kvôli časovým a hĺbkovým obmedzeniam expozície, vďaka ktorým sú niektoré galaxie ľahšie detekovateľné ako iné. Výsledkom je neúplný obraz, dokonca aj v prieskumoch s najväčšou pravdepodobnosťou, ktoré je možné opraviť, ale stále v nich panuje určitá neistota. Dôležitejším problémom však je, že tieto pozorovania nedosahujú najslabšie galaxie, aj keď z teórie vieme, že za hranicami, ktoré máme v súčasnosti k dispozícii na pozorovanie, musí byť oveľa viac slabých galaxií.
Je tiež dôležité venovať pozornosť tomu, čo máme na mysli pod celkovou hustotou galaxií vo vesmíre. Nie je to jednoduché množstvo, ktoré možno definovať ako celkovú hustotu, ktorá existuje v súčasnosti, celkovú hustotu, ktorá je v zásade pozorovateľná, a celkovú hustotu, ktorú je možné pozorovať pomocou moderná technológia, sú rôzne otázky s rôznymi odpoveďami. Existuje tiež problém, že sme limitovaní kozmologickým horizontom nad tým, čo môžeme pozorovať, a preto existujú galaxie, ktoré nevidíme ďalej. Aj počet galaxií, ktoré dnes vo vesmíre existujú, teda ak by sme mohli považovať celý vesmír taký, aký je v súčasnosti, a nebyť obmedzený časom prechodu svetla, je ťažká otázka. Galaxie vo vzdialenom vesmíre sa vyvinuli za hranice toho, čo vďaka nim môžeme v súčasnosti pozorovať konečná povaha rýchlosť svetla a zjavne bude podobná ako vo viditeľnom vesmíre. Všetkým týmto problémom sa venujeme v tomto článku, konkrétne ako sa mení hustota počtu galaxií v súčasnom pozorovateľnom vesmíre až do z ~ 8.
Pre porovnanie v prílohe k tomuto článku analyzujeme počet galaxií, ktoré sú viditeľné modernými ďalekohľadmi na všetkých vlnových dĺžkach a ktoré môžeme v súčasnosti pozorovať. Tieto údaje potom porovnáme s meraniami celkového počtu galaxií, ktoré možno potenciálne pozorovať vo vesmíre, na základe nameraných hmotnostných funkcií. Budeme tiež diskutovať o tom, ako tieto výsledky odhaľujú informácie o vývoji galaxie a. Poskytujeme tiež informácie o budúcom výskume a o tom, aký podiel galaxií budú pozorovať.
Tento článok je rozdelený do niekoľkých častí. § 2 popisuje údaje, ktoré používame pri tejto analýze, § 3 popisuje výsledky tejto práce vrátane metód na analýzu funkcií hviezdnej hmoty galaxie s cieľom získať celkový počet galaxií vo vesmíre, § 4 popisuje dôsledky týchto výsledkov a v §5 predložené zhrnutie článkov. V tomto článku používame štandardnú kozmológiu: H 0 \u003d 70 km s −1 Mpc −1 a Ω m \u003d 1 - Ω λ \u003d 0,3.

2. Údaje

Údaje, ktoré v tomto článku používame, pochádzajú z viacerých zdrojov a výsledkov predchádzajúce práce... V prílohe popisujeme, koľko galaxií môžeme momentálne vo vesmíre pozorovať, na základe najhlbších pozorovaní, aké sú doposiaľ k dispozícii. Tu v hlavnom článku skúmame, koľko galaxií by sa dalo potenciálne detegovať vo vesmíre, ak by sa na všetkých častiach oblohy vykonávalo hĺbkové snímanie cez všetky vlnové dĺžky bez akejkoľvek interferencie alebo iného skreslenia Galaxie.
Pre väčšinu z tejto analýzy a výsledkov tejto práce používame hmotnostné funkcie galaxií od pozorovateľného vesmíru až do z ~ 8, aby sme určili, ako sa v priebehu času vyvíja hustota počtu galaxií a. Tieto funkcie hmotnosti a svietivosti sa práve začínajú merať pre veľké červené posuny a naše primárne údaje sú založené na hmotnostných funkciách vypočítaných pomocou vysoko presného infračerveného a optického zobrazovania Hubblovým teleskopom a pozemnými stanicami.
Ako je uvedené v nasledujúcej časti, hromadné funkcie, ktoré používame, pochádzajú od Fontany a kol. (,), Tomczak a kol. (2014), a pre galaxie v 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.

Obrázok 1.Hromadné funkcie, ktoré používame v tomto článku, sú vykreslené pomocou Všetky tieto hodnoty sú prevzaté z rôznych štúdií uvedených v §2. Masové funkcie sú prezentované v závislosti od hodnôt, ľavý graf zobrazuje sústavy pri z< 1, средний график показывает 1 < z < 3 и z > 3 (úplne vpravo). Tieto hromadné funkcie sú vykreslené tak, aby jednofarebné čiary boli hromadnými funkciami až po limit zodpovedajúcich údajov, v ktorých sú úplné, a prerušované čiary ukazujú našu extrapoláciu na $ M_ * \u003d 10 ^ 6 M_ \\ odot $. Najplošší graf hromadnej funkcie pre 1< z < 3 взят из работы и для z > 3 je prevzatý z práce.

3. Rozloženie hustoty galaxií

3.1 Úvod a varovania

Hlavnou metódou, ktorú používame na stanovenie hustoty galaxií vo vesmíre, je integrácia počtu galaxií prostredníctvom funkcií pevnej hmotnosti pre daný kozmologický červený posun. To si vyžaduje extrapoláciu zavedených funkcií hviezdnej hmoty, aby sa dosiahol minimálny hmotnostný limit pre populáciu galaxií. Existuje mnoho spôsobov, ako to možno urobiť, o ktorých budeme diskutovať nižšie. Jednou z najdôležitejších otázok je dolná hranica, od ktorej by sme mali začať počítať počet galaxií v závislosti od masových funkcií. Vďaka nedávnym publikáciám, ktoré poskytujú funkcie hviezdnej masy až do z ~ 8 (napr.;, Teraz môžeme tento výpočet vykonať prvýkrát. Ďalšou otázkou je, či je možné ho extrapolovať pod hranicu údajov, pre ktoré bol pôvodne vhodný. To je otázka, ktoré podrobne preskúmame.
Toto dopĺňa priamo pozorovateľný prístup uvedený v prílohe a predstavuje presnejší spôsob merania počtu galaxií v aktuálne pozorovanom vesmíre, ak sú hmotnostné funkcie správne merané a presne parametrizované. Táto metóda je však plná možných úskalí, ktoré je potrebné starostlivo zvážiť a analyzovať. To nie je v neposlednom rade spôsobené skutočnosťou, že merania veľa závisia viac faktory nielen fotometria a problémy s identifikáciou objektu, ktoré sú vždy prítomné pri jednoduchom meraní počtu galaxií. Situácia je tu spojená s ďalšími neistotami spojenými s meraním hviezdnych hmôt a červených posunov. Ak však môžeme vysvetliť tieto neistoty, integrácia zavedených masových funkcií nám môže povedať o hustotách galaxií v danom intervale červeného posuvu s určitou nameranou neistotou.
Túto metódu používame na výpočet celkovej hustoty galaxií v aktuálne pozorovanom vesmíre ako funkciu červeného posuvu. Z tohto dôvodu neintegrujeme priamo pozorovateľné hromadné funkcie, ale používame parametrizovanú formu, dané funkciou Schechter (1976) určiť celkovú hustotu počtu galaxií ako funkciu červeného posuvu. Forma tejto funkcie je daná:

$ \\ phi (M) \u003d b \\ times \\ phi ^ \\ ast \\ ln (10) ^ (1+ \\ alpha) $ $ \\ times \\ exp [-10 ^ (b (M-M ^ \\ ast))]. ... ... ... . (1) $

kde b \u003d 1 pre hromadnú funkciu, b \u003d 0,4 pre, čo sa napíše ako absolútna hodnota. Pre hromadnú funkciu je $ M ^ * $ typickou hmotou v logaritmických jednotkách a definuje, kde hromadná funkcia mení sklon, a $ M \u003d \\ log (\\ frac (M _ *) (M_ \\ bigodot)) $ je hmotnosť v logaritmických jednotkách. Rovnako pre funkciu svietivosti zodpovedá $ M ^ * $ typickej hodnote. Pre obe funkcie existuje normalizácia, $ \\ phi ^ * $ a $ \\ alpha $ definuje sklon pre slabšie a menej hmotné galaxie. Naša metóda využíva zverejnené hodnoty $ \\ phi ^ * $, $ \\ alpha $ a $ M ^ * $ na výpočet integrovaného počtu galaxií pri rôznych červených posunoch.
Funkciu Schechterovej svietivosti používame ako nástroj na výpočet celkovej hustoty, pretože všeobecne dobre popisuje distribúciu hmoty galaxií pri všetkých červených posunoch v rozsahu, ktorý študujeme. Nevieme však, pri akej spodnej hranici hmotnosti zostáva v platnosti, čo je v našej analýze jedna neistota. Ďalej si povieme niečo o použití $ M _ * & gt10 ^ 6 M_ \\ bigodot $ ako limitu a o dôvodoch jeho použitia ako našej dolnej hranice. Budeme tiež diskutovať o tom, ako by sa naše výsledky zmenili, keby sme pre dolnú hranicu hmotnosti použili inú hodnotu.
Pretože integrujeme hromadné funkcie do celej histórie vesmíru, musíme na zohľadnenie počtu galaxií pri rôznych červených posunoch použiť viacnásobné prieskumy. Rôzne rozsahy červeného posuvu vyžadujú štúdie uskutočnené na rôznych vlnových dĺžkach a rôzne štúdie ich niekedy ukazujú rôzne významy Schechterove parametre. V tejto práci sa snažíme komplexne študovať hromadné funkcie, ktoré, najmä pri nízkych červených posunoch, môžu poskytnúť veľmi odlišné hodnoty hustoty a evolučnej formy. Získame takmer rovnaké výsledky, ako keď použijeme Schechterovu funkciu dvojitej svietivosti použitú na výpočet hmotnostnej funkcie pri nízkych hodnotách kozmologického červeného posuvu, ako aj ak použijeme silový zákon () na výpočet hromadnej funkcie pri vysokých hodnotách kozmologického červeného posuvu ...

1.strana 170-183 Prednášky o Stellar Astronomy. Loktin A.V., Marsakov V.A., 2009.
2.
3.
4., časť extragalaktickej databázy NASA (NASA / IPAC Extragalactic Database, NED) - najväčšie úložisko obrazov, fotometrie a spektier galaxií získaných pri prieskumoch oblohy v mikrovlnnom, infračervenom, optickom a ultrafialovom (UV) rozsahu.
5.
6.
7.
8. V tomto príspevku bola predstavená funkcia dvojitej Schechterovej svietivosti. Oddiel 4.2 na strane 10.
9. Lorenzo Zaninetti. 29. mája 2017. Ľavá a pravá skrátená funkcia Schechterovej svietivosti pre kvasary

V rozsahu kozmologického červeného posunu z ~ 0 - 3 používame stanovené hodnoty hmotnostných funkcií a ich chýb z prác vykonaných Fontanou a kol. (,) a. Tieto funkcie hviezdnej hmotnosti sa určujú meraním hviezdnych hmotností objektov pomocou postupu SED fiting (). Napriek veľkému rozptylu pri rôznych meraniach parametrov Schechterovej funkcie všetky tieto informácie používame na zohľadnenie rôznych použitých metód a modelov merania, ako aj kozmickej odchýlky (). Tieto hromadné funkcie, parametrizované Schechterovou funkciou, sú znázornené na obrázku 1. Konvertujeme tiež tie štúdie, ktoré využívajú počiatočné hmotnostné funkcie Chabriera () - Pozzetti a kol. (2007), Duncan a kol. (2014), Mortlock a kol. (2015) a Muzzin a kol. (2013), ktorý využíva počiatočné hmotnostné funkcie MMF skupiny Kroupa do počiatočných hmotnostných funkcií MMF Salpetera. Zoznam hodnôt, ktoré používame pri našej analýze, je uvedený v ((show2_MathJax? "Zavrieť": "Tabuľka 1")) Poznámka - Táto tabuľka obsahuje zoznam parametrov daných funkcií Schechter, ktoré používame na vykonávanie našich výpočtov. Všetky sú normalizované, aby poskytli porovnateľné hodnoty pre počiatočné hmotnostné funkcie Salpetera IMF, aj keď Pozzetti a kol. (2007), Duncan a kol. (2014) a Mortlock a kol. (2015) vo svojich prácach použili počiatočné Chabrierove hromadné funkcie () a Muzzin et al. (2013) použili počiatočné hromadné funkcie spoločnosti Kroupa (Kroupa IMF).

((show2_MathJax? "Zavrieť": "Tabuľka 1")).

Upozorňujeme, že uvažujeme iba tie hromadné funkcie, kde je parameter α v platných modeloch sa môže spoločnosť Schechter meniť. Ak sa výsledok hromadnej funkcie získa z pevnej hodnoty α , potom to vedie k skresleniu počtu galaxií, pretože táto hodnota má významný vplyv na počet slabých galaxií s malou hmotnosťou v danom objeme (§3.2). Preto vylučujeme výsledky hromadnej funkcie zo štúdií, ktoré používajú α TOVAR (projekt Great Observatories Origins Deep Survey) v rámci Cosmic Assembly Near-infrared Deep Extragalactic Legacy Survey, ako aj z.
Pre vysoké hodnoty kozmologického červeného posuvu sú hromadné funkcie relatívne novým parametrom, preto sme za účelom získania konzistentných a konzistentných údajov analyzovali aj získané funkcie svietivosti v ultrafialovom rozmedzí, hlavne pri 1500˚A. Na tento účel sme použili údaje publikované Bouwensom a kol. (2011), McLure a kol. (2009), McLure a kol. (2013), Bouwens a kol. (2015) a Finkelstein a kol. (2015). McLure a kol. (2013) a Bouwens a kol. (2015) analyzujú údaje z najvzdialenejších prieskumov vrátane prieskumu HUDF12, ktorý skúmal galaxie s ohľadom na najvyššie kozmologické červené posuny pri $ z \u003d 8 $ a $ z \u003d 9 $.
Na prepočet limitu hviezdnej hmotnosti na limit UV použijeme vzťah medzi týmito dvoma, ktorý vypočítali Duncan et al. (2014). Duncan a kol. (2014) modelovali lineárny vzťah medzi hmotou a svetlom v UV a ako sa vyvíja pri rôzne významy kozmologický červený posun. Pomocou nich určujeme, či je limit UV v súlade s naším štandardným limitom hmotnosti $ M_ * \u003d 10 ^ 6M_ \\ odot $. Môžeme teda dať náš limit hviezdnej hmotnosti do vzťahu s limitom absolútnej veľkosti v UV. Tieto hodnoty vo svojich výpočtoch nepoužívame, ale pomocou týchto funkcií svietivosti kontrolujeme konzistenciu našich výsledkov získaných z funkcií hviezdnej hmoty. Nájdeme vysoký súhlas s funkciami hviezdnej hmoty, a to aj pri použití rôznych variácií pri premene hviezdnej hmoty na UV svietivosť (napr. Duncan et al. 2014; Song et al. 2015). Okrem toho sú všetky naše hromadné funkcie pre vysoké kozmologické červené posuny viac-menej konzistentné, s výnimkou Graziana a spol. (2015), ktorého výsledky vedú k mierne nižšej hodnote $ \\ phi_T $.

5. Stručné zhrnutie výskumu

Skúmali sme základnú otázku distribúcie hustoty galaxií vo vesmíre. Tento problém analyzujeme niekoľkými spôsobmi a diskutujeme o dôsledkoch pre vývoj galaxií a kozmológiu. Na zistenie distribúcie hustoty galaxií vo vesmíre používame nedávno získané hmotnostné funkcie pre galaxie do z 8. Náš hlavný záver je, že hustota počtu galaxií časom klesá ako $ \\ phi_T (z) \\ sim t ^ (- 1) $, kde t je vek vesmíru.
Ďalej budeme diskutovať o dôsledkoch tohto zvýšenia hustoty galaxií pri spätnom pohľade na rôzne kľúčové astrofyzikálne otázky. Integráciou hustoty počtu galaxií sme vypočítali počet galaxií vo vesmíre, ktorého hodnota bola 2,0 $ (+0,7 \\ zvoľte -0,6) \\ krát (10 ^ (12)) $ pre $ z \u003d 8 $, čo v zásade možno pozorovať. To je asi desaťkrát viac ako pri priamom výpočte. To znamená, že ešte musíme objaviť veľkú populáciu slabých vzdialených galaxií.

Z hľadiska astrofyzikálneho vývoja galaxií ukazujeme, že nárast integračných hmotnostných funkcií všetkých galaxií s červeným posunom je vysvetlený modelom fúzií. Ukázali sme, že jednoduchý model zlúčenia je schopný simulovať pokles počtu galaxií s časovou škálou zlúčenia $ \\ tau \u003d 1,29 ± 0,35 Gyr $. Rýchlosť fúzie získaná pri z \u003d 1,5 je fúzia R ° 0,05 $ Gyr ^ (- 1) Mpc ^ (- 3) $, blízka hodnote získanej štrukturálnou a párovou analýzou. Väčšina z týchto konvergujúcich galaxií sú systémy s nižšou hmotnosťou, ktoré pri výpočte celkovej hustoty časom zvyšujú hustotu počtu galaxií z dolnej hranice na vyššiu hmotnosť.

Nakoniec diskutujeme o dôsledkoch našich zistení pre budúci výskum.

V budúcnosti, keď budú hromadné funkcie známejšie vďaka lepším simuláciám SED a hlbším a širším údajom z JWST a Euclid / LSST, budeme môcť presnejšie merať celkovú hustotu počtu galaxií a získať tak lepšiu mieru tejto základnej veličiny.

(Astronomy @ Science_Newworld).

Nedávno, v 20. rokoch 20. storočia, bol slávny astronóm Edwin Hubble schopný dokázať, že naša Mliečna dráha nie je jedinou existujúcou galaxiou. Dnes sme zvyknutí na to, že priestor je vyplnený tisíckami a miliónmi ďalších galaxií, na pozadí ktorých naša vyzerá veľmi nepatrne. Ale presne koľko galaxií vo vesmíre je blízko nás? Dnes nájdeme odpoveď na túto otázku.

Od jedného do nekonečna.

Znie to neuveriteľne, ale aj naši pradedovia, dokonca aj tí naj vedci, považovali našu Mliečnu cestu za metagalaxiu - objekt pokrývajúci celý pozorovateľný vesmír. Ich klam sa celkom logicky vysvetľoval nedokonalosťou vtedajších ďalekohľadov - dokonca aj tí najlepší z nich videli galaxie ako rozmazané škvrny, a preto sa súhrnne nazývali hmloviny. Verilo sa, že z nich časom vznikli hviezdy a planéty, tak ako sa kedysi formovala naša slnečná sústava. Tento odhad potvrdil nález prvej planetárnej hmloviny v roku 1796, v ktorej strede bola hviezda. Vedci sa preto domnievali, že všetky ostatné hmlisté objekty na oblohe sú rovnaké oblaky prachu a plynu, v ktorých ešte hviezdy nestihli vzniknúť.

Prvé kroky.

Pokrok samozrejme nezostal stáť. Už v roku 1845 postavil William Parsons gigantický ďalekohľad pre tie časy „Leviathan“, ktorého veľkosť sa blížila k dvom metrom. Chcel dokázať, že „hmlovina“ je v skutočnosti tvorená hviezdami, a tak vážne priblížil astronómiu k modernému konceptu galaxie. Prvýkrát si mohol všimnúť špirálovitý tvar jednotlivých galaxií a tiež zistiť rozdiely v svietivosti v nich, zodpovedajúce obzvlášť veľkým a jasným hviezdokopám.

Polemiky však pokračovali až do 20. storočia. Aj keď sa už v pokrokovej vedeckej komunite akceptovalo, že okrem Mliečnej dráhy existuje aj veľa ďalších galaxií, oficiálna akademická astronómia o tom potrebovala nevyvrátiteľný dôkaz. Preto pohľady ďalekohľadov z celého sveta na najbližšiu veľkú galaxiu, ktorá sa predtým nachádzala k nám, predtým slúžili aj na hmlovinu - galaxiu Andromeda.

V roku 1888 urobil Isaac Roberts prvú fotografiu Andromedy a ďalšie fotografie boli získané v rokoch 1900-1910. Ukazujú tiež jasné galaktické jadro a dokonca aj jednotlivé zhluky hviezd. Ale nízke rozlíšenie obrázkov umožňovalo chyby. To, čo sa bralo pre hviezdokopy, by mohli byť hmloviny alebo jednoducho niekoľko hviezd „prilepených k sebe“ do jednej počas expozície snímky. K finálnemu riešeniu problému však nebolo ďaleko.

Súčasná maľba.

V roku 1924 sa Edwinovi Hubblovi pomocou ďalekohľadu - rekordmana začiatku storočia, podarilo viac-menej presne odhadnúť vzdialenosť k galaxii Andromeda. Ukázalo sa, že je taký obrovský, že úplne vylúčil príslušnosť objektu k Mliečnej ceste (napriek tomu, že odhad HST bol trikrát menší ako v prípade moderného). Astronóm objavil v hmlovine aj veľa hviezd, čo jasne potvrdilo galaktickú povahu Andromedy. V roku 1925, na rozdiel od kritiky kolegov , Hubble predstavil výsledky svojej práce na konferencii americkej astronomickej komunity.

Toto vystúpenie dalo vzniknúť novému obdobiu v histórii astronómie - vedci „znovuobjavili“ hmloviny, ktoré im priradili názvy galaxií, a objavili nové. V tomto im pomohol vývoj samotného Hubbla - napríklad objav červeného posuvu. Počet známych galaxií rástol s výstavbou nových ďalekohľadov a vypustením nových - napríklad rozsiahleho využívania rádiových ďalekohľadov po druhej svetovej vojne.

Až do 90. rokov 20. storočia však ľudstvo zostávalo v tme o skutočnom počte galaxií okolo nás. Atmosféra Zeme bráni aj tým najväčším ďalekohľadom získať presný obraz - plynné obálky skresľujú obraz a absorbujú svetlo hviezd, čím nám blokujú horizonty vesmíru. Vedcom sa ale podarilo tieto obmedzenia obísť zavedením Hubblovho vesmírneho teleskopu, ktorý dostal meno podľa známeho astronóma.

Vďaka tomuto ďalekohľadu ľudia prvýkrát videli jasné disky tých galaxií, ktoré sa predtým javili ako malé hmloviny. A tam, kde sa predtým obloha zdala prázdna, boli objavené miliardy nových - a to nie je prehnané. Ďalšie štúdie však ukázali, že dokonca tisíce miliárd hviezd viditeľných Hubblom sú minimálne desatinou ich skutočného počtu.

Konečný počet.

A napriek tomu, koľko galaxií je vo vesmíre? Hneď vás varujem, že budeme musieť počítať spolu - také otázky astronómov zvyčajne nezaujímajú, pretože nemajú vedeckú hodnotu. Áno, katalogizujú a sledujú galaxie - ale iba na globálnejšie účely, ako je štúdium rozsiahlej štruktúry vesmíru.

Nikto sa však nezaväzuje zistiť presný počet. Po prvé, náš svet je nekonečný, a preto vedie kompletný zoznam galaxií je problematický a nemá praktický význam. Po druhé, astronóm nebude mať toľko života, aby mohol počítať aj tie galaxie, ktoré sú vo viditeľnom vesmíre. Aj keď sa dožije 80 rokov, začne počítať galaxie od narodenia a detekcia a registrácia každej galaxie nebude trvať dlhšie ako sekundu, astronóm nájde iba 2 bilióny objektov - oveľa menej, než v skutočnosti sú.

Na určenie približného počtu si vezmime niektoré vysoko presné vesmírne štúdie - napríklad „Ultra Deep Field“ Hubblovho ďalekohľadu z roku 2004. V oblasti rovnajúcej sa 1/130 celej oblasti oblohy bol ďalekohľad schopný detekovať 10 tisíc galaxií. Vzhľadom na to, že ďalšie hĺbkové štúdie tej doby ukázali podobný obraz, môžeme výsledok spriemerovať. Preto v rozsahu citlivosti Hubbla vidíme 130 miliárd galaxií z celého vesmíru.

To však nie je všetko. Po „Ultra Deep Field“ bolo ešte veľa ďalších záberov, ktoré pridali nové detaily. Navyše nielen vo viditeľnom spektre svetla, ktoré operuje „Hubble“, ale aj v infračervenom a röntgenovom žiarení. Od roku 2014 máme 7 biliónov 375 miliárd galaxií v okruhu 14 miliárd svetelných rokov.

Ale toto je opäť minimálny odhad. Astronómovia sa domnievajú, že hromadenie prachu v medzigalaktickom priestore nám odoberá 90% pozorovaných objektov - 7 biliónov sa ľahko zmení na 73 biliónov. Tento údaj sa ale bude rútiť ešte ďalej do nekonečna, keď sa na obežnú dráhu slnka dostane ďalekohľad Jamesa Webba. Za pár minút sa toto zariadenie dostane na miesto, kde si Hubble prešiel cestu po celé dni, a prenikne ešte ďalej do hlbín vesmíru.

Naša Galaxia je len jednou z mnohých a nikto nevie, koľko ich je. Otvorených je už viac ako miliarda. Každá z nich obsahuje mnoho miliónov hviezd. Najzdialenejšie z tých, ktoré sú už známe, sú stovky miliónov svetelných rokov od pozemšťanov, a preto sa ich štúdiom pozrieme do najvzdialenejšej minulosti. Všetky galaxie sa vzďaľujú od nás a od seba navzájom, zdá sa, že vesmír sa stále rozširuje a že vedci vedome prišli k záveru o veľkom tresku ako o jeho pôvode.

Vo vede má slovo „vesmír“ zvláštny význam. Chápe sa ako najväčší objem vesmíru spolu so všetkou hmotou a žiarením v ňom obsiahnutým, ktoré nás môžu akýmkoľvek spôsobom ovplyvňovať. Vedci Zeme môžu pozorovať iba jeden Vesmír, ale nikto nepopiera existenciu ostatných iba preto, že ich naše (ďaleko od dokonalých) prístrojov nemôžu ustanoviť.

Slnko je jednou z miliárd hviezd. Existujú hviezdy oveľa väčšie ako Slnko (obri), existujú aj menšie (trpaslíci), Slnko je svojimi vlastnosťami bližšie k trpasličím hviezdam ako k obrom. Sú tam horúce hviezdy (majú modrobielu farbu a na povrchu majú teplotu cez 10 000 stupňov a niektoré až stotisíc stupňov), sú tu studené hviezdy (sú červené, povrchová teplota je okolo 3 tisíc stupňov). Hviezdy sú veľmi ďaleko od nás, k najbližšej hviezde, aby lietali rýchlosťou svetla (300 000 km / s) po dobu 4 rokov, zatiaľ čo Slnko je možné dosiahnuť touto rýchlosťou za 8 minút.

Niektoré hviezdy tvoria páry, trojice (dvojhviezdy, trojité hviezdy) a skupiny (otvorené hviezdokopy). Existujú aj guľové hviezdokopy, ktoré obsahujú desiatky a stovky hviezd a majú tvar gule s koncentráciou hviezd smerom do stredu. V otvorených zhlukoch sa zhromažďujú mladé hviezdy a guľové zhluky sú veľmi staré, v nich sú hviezdy staré. V blízkosti niektorých hviezd sú planéty. Či na nich žije život, a ešte viac civilizácia, sa zatiaľ nezistilo. Ale môžu dobre existovať.

Hviezdy tvoria obrovské sústavy - galaxie. Galaxia má stred (jadro), ploché špirálové ramená, v ktorých je sústredená väčšina hviezd, a perifériu, objemný oblak vzácnych hviezd. Hviezdy sa pohybujú vo vesmíre, rodia sa, žijú a zomierajú. Hviezdy ako Slnko žijú asi 10 - 15 miliárd rokov a Slnko je hviezdou stredného veku. Bude teda svietiť veľmi dlho. Masívne a horúce hviezdy „horia“ rýchlejšie a môžu explodovať ako hviezdy „supernovy“ a zanechávať za sebou veľmi malé a superhusté útvary - bielych trpaslíkov, neutrónové hviezdy alebo „čierne diery“, v ktorých je hustota hmoty taká vysoká, že žiadne častice nemôžu prekonať gravitačné sily a odtiaľ uniknúť. Okrem hviezd obsahuje Galaxia mraky vesmírneho prachu a plynu, ktoré tvoria hmloviny. Galaktická rovina, kde je maximálny počet hviezd, plynu a prachu, je na oblohe viditeľná ako Mliečna dráha.

Stále existuje veľa miliónov galaxií pozostávajúcich z obrovského počtu hviezd. Napríklad Magellanovo oblaky, hmlovina Andromeda sú ďalšie galaxie. Nachádzajú sa v nepredstaviteľne veľkých vzdialenostiach od nás.

Na našej oblohe sa hviezdy zdajú byť nehybné, pretože sú veľmi ďaleko od nás a ich pohyb je viditeľný až po desiatkach a státisícoch rokov.

Užitočné informácie

Galaxy - gravitačne viazaná sústava hviezd, medzihviezdneho plynu, prachu a tmavej hmoty. Všetky objekty v galaxiách sa zúčastňujú pohybu v pomere k spoločnému ťažisku. Slovo „galaxia“ pochádza z gréckeho názvu našej Galaxie. Jadro - extrémne malá oblasť v strede galaxie. Pokiaľ ide o jadrá galaxií, často sa o nich hovorí aktívne galaktické jadrá, kde procesy nemožno vysvetliť vlastnosťami hviezd v nich koncentrovaných. Galaxie ukazujú, že skutočne veľa osamelých galaxií nie je veľa. Asi 95% galaxií tvorí skupiny galaxií. Ak priemerná vzdialenosť medzi galaxiami nie je o viac ako rádovo väčšia ako ich priemer, potom sa prílivové a odlivové účinky galaxií stávajú významnými. Každá zložka galaxie reaguje na tieto vplyvy odlišne v rôznych podmienkach. Mliečna dráha, nazývaná tiež jednoducho Galaxia, je veľká špirálová galaxia s priečkou s priemerom asi 30 kiloparsekov a hrúbkou 1 000 svetla