Evrenin gözlemlenebilir bölümünde daha önce düşünülenden 10-20 kat daha fazla galaksi var
- Popüler Bilim,
- Astronomi
Hubble Teleskobu tarafından alınan görüntü (Kaynak: NASA / ESA)
Hubble Teleskobu, astronomların astronomik bilimin tüm geleceği üzerinde etkisi olabilecek heyecan verici bir keşif yapmalarına yardımcı oldu. Anlaşıldığı üzere, Evren'in gözlemlenebilir bölümünde bilim adamlarının daha önce düşündüğünden 10-20 kat daha fazla galaksi var. Bu sonuç, Hubble teleskobu tarafından Dünya'ya gönderilen çok sayıda derin uzay fotoğrafı analiz edildikten sonra yapıldı. Çalışma sırasında bilim adamları, Dünya'daki gözlemevlerinde gökbilimciler tarafından çekilen diğer resimleri inceledi.
Evrende daha önce insanların düşündüğünden daha fazla galaksi olduğu sonucu, Christopher Conselice liderliğindeki Nottingham Üniversitesi'nden bilim adamları tarafından yapıldı. Bu galaksilerin çoğu (yaklaşık% 90'ı) nispeten küçük ve sönüktür, bu yüzden tespit edilmesi kolay değildir. Bilim adamlarına göre, bu tür galaksiler Samanyolu'nun uydularına benziyor. Profesör Conselis, "Galaksilerin büyük çoğunluğunu çok soluk ve çok uzak oldukları için kaçırdık" diyor.
“Evrendeki gerçek galaksi sayısı, astronomideki temel sorulardan biridir ve galaksilerin% 90'ından fazlasının henüz çalışılmamış olması korkutucu. Yeni nesil teleskopların yardımıyla galaksileri incelemeye başladığımızda bu nesnelerin hangi ilginç özelliklerini keşfedeceğimizi kim bilebilir? ”Diye soruyor bilim adamı.
Yukarıdaki video, Carl Sagan'ın okuldaki çocuklarına evrenin sınırsızlığını anlattığı konuşması. Burada (Evrenin gözlemlenebilir bölümünde) her biri yaklaşık 100 milyar yıldız içeren yaklaşık 100 milyar başka galaksi var. Bu uçsuz bucaksız ve şaşırtıcı evrende kaç tane yıldız, gezegen ve yaşam formu olabileceğini bir düşünün, ”diyor Sagan.
Hubble Yörüngeli Teleskopu, araştırmacıların görünür evreni incelemelerine yardımcı oluyor. Yaklaşık 20 yıldır faaliyettedir ve tüm bu süre boyunca, Dünya bilim adamları, Evrendeki galaksi sayısı hakkında veriler de dahil olmak üzere en önemli bilgilerin büyük bir kısmını aldılar. Önceden, Evrenin gözlemlenebilir bölümünde 100-200 milyar galaksi olduğuna inanılıyordu. Ancak bu sayı güvenli bir şekilde 10 veya hatta 20 ile çarpılabilir gibi görünüyor.
Evrendeki galaksileri saymak - zor görev... Öncelikle yukarıda da bahsettiğimiz gibi, bu nesnelerin çoğunu, boyutlarından ve boyutlarından dolayı göremiyoruz. Sorun aslında galaksilerde değil, insanların onları gözlemlemek için kullandıkları ekipmanın kusurlu olması gerçeğidir. İkincisi, şimdiye kadar gözlem için mevcut olan alanın sadece küçük bir bölümünü keşfedebildik. Hubble Derin Alan görüntüleri, bir insanın gözlemleyebileceğinin yalnızca milyonda biri. İşte Hubble'ın izlediği uzay alanının ne kadar iğrenç olduğunu gösteren bir animasyon.
Nottingham Üniversitesi'nden bilim adamları, 15 yıl boyunca Hubble görüntülerini analiz ettikten sonra sonuçlarını çıkardılar. Çalışma, galaksileri saymak için bir proje için büyük bir hibe alan yüksek lisans öğrencisi Aaron Wilkinson tarafından başlatıldı. Elde ettiği veriler, Profesör Conselis'in Edinburgh ve Leiden Üniversitelerinden meslektaşları ile yürüttüğü çok daha geniş bir çalışmanın temelini oluşturdu. Wilkinson'dan gelen verileri, Hubble tarafından alınan görüntüleri ve dünyadaki diğer gözlemevlerinden görüntüleri kullandılar. Matematiksel analiz, Evrenin "popülasyonunun" yoğunluğunun sanıldığından daha yüksek olduğunu gösterdi.
Ayrıca bilim adamları, milyarlarca yıl önce antik evrendeki galaksi sayısını saymaya çalıştılar. Onlara göre, geçmişte şu anda olduğundan daha fazla galaksi vardı - en az on kez.
Başlangıcından bu yana galaksilerin evrim geçirdiğini, diğer nesnelerle birleştiğini ve boyutlarının arttığını biliyoruz. Geçmişte daha fazla galaksi olduğu gerçeği, birçok sistemin birleşmesine yol açan çok aktif bir evrim sürecine işaret ediyor ”dedi. Bu evrimsel süreç, küçük galaksilerin daha büyük nesnelere birleştirilmesidir. Yeni veriler, bilim adamlarının evrenin evriminin her zamankinden daha doğru bir model oluşturmasına yardımcı olacak.
Evrendeki çok sayıda galaksiden bahseden bilim adamları, Olbers paradoksunu hatırladılar. Bu, görecelilik öncesi kozmolojinin paradokslarından biridir; yıldızlarla tekdüze olarak doldurulmuş (o zamanlar sanıldığı gibi) durağan bir Evrende, gökyüzünün parlaklığının (gece gökyüzü dahil) yaklaşık olarak güneş diskinin parlaklığı. Teoride, Big Bang'in kozmolojik modelinde bu paradoks, ışık hızının sonluluğu ve Evren çağının sonluluğu dikkate alınarak tamamen çözülür.
Neden gökyüzümüz geceleri karanlık ve parlamıyor? Evren durağan olsaydı yaklaşık olarak aynı resmi gözlemleyebilirdik (
Bizi çevreleyen uzay boşluğu, gece gökyüzünde parıldayan yalnız yıldızlar, gezegenler, asteroitler ve kuyruklu yıldızlar değildir. Uzay, her şeyin birbiriyle yakın etkileşim içinde olduğu devasa bir sistemdir. Gezegenler yıldızların etrafında kümelenir ve bunlar da bir küme veya bulutsu içinde toplanır. Bu oluşumlar tek bir ışıkla temsil edilebilir veya yüzlerce, binlerce yıldızı numaralandırarak zaten daha büyük ölçekli evrensel oluşumlar - galaksiler oluşturabilirler. Yıldız ülkemiz Samanyolu galaksisi, içinde başka galaksilerin de var olduğu uçsuz bucaksız Evrenin yalnızca küçük bir parçasıdır.
Evren sürekli hareket halindedir. Uzaydaki herhangi bir nesne, belirli bir galaksinin parçasıdır. Yıldızları takip eden galaksiler de her biri kendi boyutuna, yoğun evrende belirli bir yere ve kendi yörüngesine sahip olan hareket ediyor.
Evrenin gerçek yapısı nedir?
Uzun bir süre boyunca, insanlığın uzay hakkındaki bilimsel fikirleri, yıldız evimiz Samanyolu galaksisinde yaşayan güneş sistemi gezegenleri, yıldızlar ve kara delikler etrafında inşa edildi. Uzayda teleskoplar kullanılarak tespit edilen diğer herhangi bir galaktik nesne otomatik olarak galaktik uzayımızın yapısına getirildi. Buna göre, Samanyolu'nun tek evrensel oluşum olmadığı konusunda hiçbir fikir yoktu.
Sınırlı teknik yetenekler, yerleşik görüşe göre boşluğun başladığı Samanyolu'nun ötesine bakmaya izin vermedi. Amerikalı astrofizikçi Edwin Hubble, Evren'in çok daha büyük olduğuna ve bu geniş ve sonsuz dünyada galaksimizle birlikte irili ufaklı başka galaksiler olduğuna dair kanıtları ancak 1920'de bulabildi. Evrenin gerçek bir sınırı yok. Bazı nesneler bize yeterince yakın, Dünya'dan sadece birkaç milyon ışıkyılı uzaklıkta. Diğerleri ise, tersine, Evrenin en uzak köşesinde yer alır ve gözden uzak durur.
Neredeyse yüz yıl geçti ve bugün galaksi sayısının yüzbinlerce olduğu tahmin ediliyor. Bu arka plana karşı, Samanyolu'muz çok küçük olmasa da o kadar büyük görünmüyor. Bugün, boyutları matematiksel olarak analiz edilmesi bile zor olan galaksiler keşfedildi. Örneğin, evrendeki en büyük gökada olan IC 1101, 6 milyon ışık yılı genişliğindedir ve 100 trilyondan fazla yıldız içerir. Bu galaktik canavar, gezegenimizden bir milyar ışık yılı uzakta.
Küresel ölçekte Evren olan bu kadar büyük bir oluşumun yapısı, boşluk ve yıldızlararası oluşumlar - iplikçikler ile temsil edilir. İkincisi ise üstkümelere, galaksiler arası kümelere ve galaktik gruplara ayrılır. Bu devasa mekanizmadaki en küçük halka, çok sayıda yıldız kümesiyle temsil edilen gökadadır - kollar ve gaz bulutsuları. Evrenin sürekli genişlediği ve dolayısıyla galaksilerin evrenin merkezinden çevreye doğru muazzam bir hızla hareket etmesine neden olduğu varsayılmaktadır.
Evrenin merkezinde olduğu varsayılan Samanyolu galaksimizden uzayı gözlemlediğimizi hayal edersek, Evren yapısının büyük ölçekli bir modeli böyle görünecektir.
Karanlık madde - yani boşluk, üstkümeler, gökada kümeleri ve bulutsu kümeleri - Evrenin oluşumunu başlatan Büyük Patlama'nın sonuçlarıdır. Bir milyar yıl içinde, yapısında bir dönüşüm meydana gelir, galaksilerin şekli değişir, çünkü bazı yıldızlar kaybolur, kara delikler tarafından emilir, diğerleri ise tam tersine süpernovalara dönüşerek yeni galaktik nesneler olur. Milyarlarca yıl önce, galaksilerin düzeni şimdi gördüğümüzden çok farklıydı. Öyle ya da böyle, uzayda gerçekleşen sürekli astrofiziksel süreçlerin arka planına karşı, Evrenimizin kalıcı olmayan bir yapıya sahip olduğuna dair bazı sonuçlar çıkarmak mümkündür. Tüm uzay nesneleri, konumlarını, boyutlarını ve yaşlarını değiştirerek sürekli hareket halindedir.
Bugüne kadar Hubble teleskopu sayesinde bize en yakın galaksilerin yerlerini bulmak, boyutlarını belirlemek ve göreceli dünyamızın yerini belirlemek mümkün olmuştur. Gökbilimciler, matematikçiler ve astrofizikçiler evrenin bir haritasını çıkardılar. Tek galaksiler tanımlanmıştır, ancak çoğu zaman, bu tür büyük evrensel nesneler bir grupta birkaç düzine tarafından gruplandırılmıştır. Böyle bir gruptaki gökadaların ortalama boyutu 1-3 milyon ışıkyılıdır. Samanyolu'muzun ait olduğu grubun 40 galaksi var. Galaksiler arası uzaydaki gruplara ek olarak, çok sayıda cüce galaksi vardır. Kural olarak, bu tür oluşumlar Samanyolu, Üçgen veya Andromeda gibi daha büyük galaksilerin uydularıdır.
Yakın zamana kadar, yıldızımızdan 35 kiloparsek uzaklıkta bulunan cüce gökada Segue 2, Evrendeki en küçük gökada olarak kabul ediliyordu. Bununla birlikte, 2018'de Japon astrofizikçiler, Samanyolu'nun bir uydusu olan ve Dünya'dan 280 bin ışıkyılı uzaklıkta bulunan daha da küçük bir galaksi olan Başak I'i belirlediler. Ancak bilim adamları bunun sınır olmadığına inanıyor. Çok daha mütevazı boyutta galaksilerin var olma olasılığı yüksek.
Gökada gruplarını, içinde çeşitli tür, şekil ve büyüklükte yüz galaksinin bulunduğu kümeler, dış uzay bölgeleri izler. Kümeler muazzam boyuttadır. Kural olarak, böyle bir evrensel oluşumun çapı birkaç megaparsektir.
Evrenin yapısının ayırt edici bir özelliği, zayıf değişkenliğidir. Evrendeki galaksilerin muazzam hızlarına rağmen, hepsi tek bir kümenin parçası olarak kalıyor. Burada büyük patlama sonucunda oluşan karanlık maddenin etkisiyle parçacıkların uzaydaki konumunun korunması ilkesi işliyor. Karanlık maddeyle dolu bu boşlukların etkisiyle gökada kümelerinin ve galaksi gruplarının milyarlarca yıldır yan yana, aynı yönde hareket etmeye devam ettiği varsayılmaktadır.
Evrendeki en büyük oluşumlar, galaksi gruplarını birleştiren galaktik üstkümelerdir. En ünlü üstküme, evrensel boyutlarda bir nesne olan ve uzunluğu 500 milyon ışıkyılı boyunca uzanan Palyaço Seddi'dir. Bu üstküme, 15 milyon ışıkyılı kalınlığındadır.
Mevcut koşullarda, uzay aracı ve teknoloji, Evreni tüm derinliği ile düşünmemize izin vermiyor. Yalnızca üstkümeleri, kümeleri ve grupları tespit edebiliriz. Ek olarak, uzayımızda dev boşluklar, karanlık madde baloncukları var.
Evreni keşfetmeye doğru adımlar
Evrenin modern haritası, sadece uzaydaki konumumuzu belirlememize izin vermiyor. Bugün, güçlü radyo teleskoplarının varlığı ve Hubble teleskopunun teknik yetenekleri sayesinde, insan sadece Evrendeki galaksi sayısını kabaca saymayı değil, aynı zamanda türlerini ve çeşitlerini de belirlemeyi başardı. 1845'te, İngiliz gökbilimci William Parsons, gaz bulutlarını incelemek için bir teleskop kullanarak, farklı bölgelerde yıldız kümelerinin parlaklığının daha büyük olabileceği gerçeğine odaklanarak galaktik nesnelerin yapısının spiral doğasını ortaya çıkarabildi. daha az.
Yüz yıl önce, diğer galaksiler arası nesneler matematiksel olarak kanıtlanmış olmasına rağmen, Samanyolu bilinen tek galaksi olarak kabul edildi. Uzay bahçemiz adını eski zamanlarda almıştır. Gece gökyüzünde sayısız yıldıza bakan antik astronomlar fark ettiler karakteristik özellik onların konumu. Ana yıldız kümesi, sıçrayan süt yolunu andıran hayali bir çizgi boyunca kümelenmişti. Samanyolu Galaksisi, gök cisimleri Bir başka iyi bilinen galaksi, Andromeda, dış uzayı incelemeye başlayan ilk evren nesnesidir.
Samanyolu, normal bir galaksinin sahip olması gereken tüm galaktik nesnelerin eksiksiz bir setine sahiptir. Toplam sayıları yaklaşık 250-400 milyar olan yıldız kümeleri ve grupları var Galaksimizde kolları oluşturan gaz bulutları var, bizimkine benzer kara delikler ve güneş sistemleri var.
Aynı zamanda Samanyolu, Andromeda ve Üçgen gibi, Başak adlı yerel üstküme grubunun bir parçası olan Evrenin yalnızca küçük bir parçasıdır. Galaksimiz, yıldız kümelerinin, gaz bulutlarının ve diğer uzay nesnelerinin büyük bir kısmının merkez etrafında hareket ettiği bir sarmal şeklindedir. Dış spiral 100.000 ışıkyılı çapındadır. Samanyolu, 4,8x1011 Mʘ kütleye sahip, kozmik standartlara göre büyük bir galaksi değildir. Güneşimiz ayrıca Kuğu Orion'un kollarından birinde yer almaktadır. Yıldızımızdan Samanyolu'nun merkezine olan uzaklık 26.000 ± 1.400 sv'dir. yaşında.
Uzun zamandır gökbilimciler arasında en popüler olanlardan biri olan Andromeda Bulutsusu'nun galaksimizin bir parçası olduğuna inanılıyordu. Kozmosun bu kısmının sonraki araştırmaları, Andromeda'nın bağımsız bir galaksi olduğuna ve Samanyolu'ndan çok daha büyük olduğuna dair reddedilemez kanıtlar sağladı. Teleskopik görüntüler Andromeda'nın kendi çekirdeğine sahip olduğunu göstermiştir. Bir sarmal içinde hareket eden yıldız ve bulutsu kümeleri de vardır. Her seferinde gökbilimciler, uzay boşluğunun geniş alanlarını keşfederek evrenin derinliklerine bakmaya çalıştılar. Bu kozmik devdeki yıldız sayısının 1 trilyon olduğu tahmin ediliyor.
Edwin Hubble'ın çabaları sayesinde, hiçbir şekilde galaksimizin parçası olamayacak olan Andromeda'ya yaklaşık mesafeyi belirlemek mümkün oldu. Bu kadar yakından incelenen ilk galaksiydi. Sonraki yıllar, galaksiler arası uzay araştırmaları alanında yeni keşifler getirdi. Samanyolu galaksisinin güneş sistemimizi içeren bölümünü daha derinlemesine inceledik. 20. yüzyılın ortalarından bu yana, Samanyolu ve ünlü Andromeda'ya ek olarak, uzayda evrensel ölçekte çok sayıda başka oluşumların da olduğu ortaya çıktı. Ancak düzen, uzay boşluğunun düzenini gerektiriyordu. Yıldızlar, gezegenler ve diğer uzay nesneleri sınıflandırmaya uygunken, galaksilerle ilgili durum daha karmaşıktı. Sadece görsel olarak çalışmakla kalmayıp aynı zamanda insan doğası düzeyinde değerlendirmek de zor olan uzayda keşfedilen alanların devasa boyutlarından etkilenir.
Kabul edilen sınıflandırmaya göre galaksi türleri
Hubble, 1962'de o zaman bilinen galaksileri mantıksal olarak sınıflandırmak için böyle bir adım atan ilk kişiydi. Sınıflandırma, incelenen nesnelerin şekline göre yapılmıştır. Sonuç olarak Hubble, tüm galaksileri dört gruba ayırmayı başardı:
- en yaygın tür sarmal galaksilerdir;
- bunu eliptik sarmal galaksiler izler;
- bir çubuk (çubuk) galaksi ile;
- yanlış galaksiler.
Samanyolu'nun tipik sarmal galaksilere ait olduğu unutulmamalıdır, ancak bir "ama" vardır. Son zamanlarda, oluşumun orta kısmında bulunan bir atlama teli - bir çubuk varlığı ortaya çıktı. Başka bir deyişle, galaksimiz galaktik çekirdekten değil, çubuktan kaynaklanır.
Geleneksel olarak, sarmal gökada, içinde her zaman parlak bir merkez olan galaktik çekirdeğin bulunduğu düz sarmal bir diske benzer. Evrende bu tür gökadaların çoğu vardır ve bunlar Latince S harfi ile gösterilirler. Ayrıca, sarmal gökadaların dört alt gruba bölünmesi vardır: So, Sa, Sb ve Akrep. Küçük harfler, parlak bir çekirdeğin varlığını, kolların yokluğunu veya tam tersi, galaksinin merkez kısmını kaplayan yoğun kolların varlığını gösterir. Bu tür kollarda yıldız kümeleri, güneş sistemimizi içeren yıldız grupları ve diğer uzay nesneleri vardır.
Bu tipin ana özelliği, merkez etrafında yavaş dönmesidir. Samanyolu, 250 milyon yılda merkezi etrafında tam bir devrim yapıyor. Merkeze daha yakın olan spiraller, öncelikle eski yıldız kümelerinden oluşur. Galaksimizin merkezi, etrafında tüm ana hareketin gerçekleştiği bir kara deliktir. Yolun uzunluğu modern tahminlere göre merkeze doğru 1.5-25 bin ışıkyılıdır. Varoluşları sırasında, sarmal galaksiler diğer küçük evren oluşumlarıyla birleşebilirler. Daha önceki dönemlerdeki bu tür çarpışmaların kanıtı, yıldız halelerinin ve küme halelerinin varlığıdır. Benzer bir teori, civarda bulunan iki galaksinin çarpışmasının sonucu olan sarmal galaksilerin oluşumu teorisinin temelini oluşturur. Çarpışma iz bırakmadan geçemezdi ve yeni oluşuma genel bir dönüş dürtüsü verdi. Sarmal gökadanın yakınında, aynı anda bir, iki veya birkaç tane olan ve daha büyük bir oluşumun uyduları olan bir cüce gökada vardır.
Eliptik sarmal gökadaların yapısı ve bileşimi sarmal gökadalara benzer. Bunlar, çok sayıda üstküme, küme ve yıldız grupları dahil olmak üzere en büyük, en büyük evren nesneleridir. En büyük galaksilerde, yıldız sayısı onlarca trilyonu aşıyor. Bu tür oluşumlar arasındaki temel fark, uzayda güçlü bir şekilde gerilen şekildir. Spiraller eliptik bir şekilde düzenlenmiştir. Eliptik sarmal gökada M87, evrenin en büyüklerinden biridir.
Galaksiler çubukla çok daha az yaygındır. Tüm sarmal galaksilerin yaklaşık yarısını oluştururlar. Sarmal oluşumların aksine, bu tür galaksilerde başlangıç, merkezde bulunan en parlak iki yıldızdan akan çubuk adı verilen bir çubuktan gelir. En iyi örnek bu oluşum Samanyolu ve Büyük Macellan Bulutu galaksimizdir. Daha önce, bu oluşum düzensiz galaksilere atfediliyordu. Bir köprünün ortaya çıkışı şu anda modern astrofizikteki ana araştırma alanlarından biridir. Bir versiyona göre, yakındaki bir kara delik, komşu yıldızlardan gazı emer ve emer.
Evrendeki en güzel galaksiler sarmal ve düzensiz galaksiler olarak sınıflandırılır. En güzellerinden biri, göksel takımyıldız Hounds Dogs'da bulunan Whirlpool Gökadası'dır. İÇİNDE bu durumda galaksinin merkezi ve aynı yönde dönen spiraller açıkça görülüyor. Düzensiz galaksiler, net bir yapıya sahip olmayan, rastgele yerleştirilmiş yıldız üst kümeleridir. Böyle bir oluşumun çarpıcı bir örneği, Raven takımyıldızında bulunan galaksi NGC 4038'dir. Burada, devasa gaz bulutları ve bulutsuların yanı sıra, uzay nesnelerinin düzenlenmesinde tam bir düzensizlik görülebilir.
bulgular
Evreni sonsuza kadar inceleyebilirsiniz. Her seferinde, yeni teknik araçların ortaya çıkmasıyla, bir kişi mekanın perdesini açar. Galaksiler, hem psikolojik açıdan hem de bilime dönüp bakıldığında, insan zihni için uzaydaki en anlaşılmaz nesnelerdir.
Herhangi bir sorunuz varsa - makalenin altındaki yorumlara bırakın. Biz veya ziyaretçilerimiz onlara cevap vermekten mutluluk duyarız
Nottingham Üniversitesi'nde astrofizik profesörü olan Christopher J.Conselice liderliğindeki uluslararası bir gökbilimciler ekibi şunu buldu: Evren en az 2 trilyon galaksi içeriyor, önceden düşünüldüğünden on kat daha fazla. Royal Astronomical Society tarafından verilen hibe ile başlayan ekibin çalışması, 14 Ekim 2016 tarihinde Astrophysical Journal'da yayınlandı.
Gökbilimciler uzun zamandır, uzak nesnelerden gelen ışığın bize ulaşmayı başardığı kozmosun parçası olan gözlemlenebilir Evrende kaç tane galaksi bulunduğunu belirlemeye çalıştılar. Geçtiğimiz 20 yıl içinde bilim adamları, gördüğümüz evrenin 100 ila 200 milyar galaksi içerdiğini tahmin etmek için Hubble Uzay Teleskobu'ndan gelen görüntüleri kullandılar. Modern astronomik teknoloji, bu galaksilerin yalnızca% 10'unu incelememize izin veriyor ve kalan% 90, ancak daha büyük ve daha iyi teleskoplar geliştirildikten sonra görülebilecek.
Profesör Conselice'nin araştırması 15'in sonucudur. yaz işi, aynı zamanda, kıdemli öğrenci Aaron Wilkinson'a verilen bir araştırma bursuyla kısmen finanse edildi. Şu anda Nottingham Üniversitesi'nde PhD (Felsefe Doktoru) olan Aaron, daha büyük bir çalışma oluşturmak için temel bir temel teşkil eden önceki tüm galaksi sayım çalışmalarını gözden geçirerek başladı.
Profesör Conselice'nin ekibi, dünyanın dört bir yanındaki teleskoplardan ve özellikle Hubble Teleskobundan alınan yüksek düzeyde yönlü derin gökyüzü görüntülerini 3D haritalara dönüştürdü. Bu, galaksilerin yoğunluğunu ve küçük bir uzay bölgesinin hacmini birbiri ardına hesaplamalarını sağladı. Bu özenli çalışma, ekibin önceki keşifte kaç galaksinin gözden kaçırıldığını belirlemesini sağladı. Galaksiler arası arkeolojik kazılar yaptıklarını söyleyebiliriz.
Bu çalışmanın sonuçları, içinde gözlemlenen galaksi sayısının ölçümlerine dayanmaktadır. farklı dönemler - Galaktik ölçekte zaman dilimleri - Evrenin tüm tarihi için. Profesör Conselice ve Nottingham'dan ekibi, Hollanda'daki Leiden Üniversitesi ve Edinburgh Üniversitesi Astronomi Enstitüsü'ndeki Leiden Gözlemevi'nden bilim adamları ile işbirliği içinde, her çağda kaç tane galaksi olduğunu araştırdıklarında, bunu daha fazlasını buldular. erken aşama Evrenin gelişimi, galaksi sayısı şimdi olduğundan çok daha fazlaydı.
Öyle görünüyor ki, evren yalnızca birkaç milyar yaşındayken, belirli bir uzay hacmindeki galaksi sayısı, benzer bir hacimde bugünkünden on kat daha fazlaydı. Bu galaksilerin çoğu, düşük ağırlıkyani Samanyolu'nu çevreleyen galaksilerinkine benzer kütlelerle.
Profesör Conselis şunları söyledi: “Bu çok şaşırtıcı çünkü Büyük Patlama'dan bu yana geçen 13,7 milyar yıllık kozmik evrimde, galaksilerin yıldız oluşumu ve diğer galaksilerle birleşerek büyüdüklerini biliyoruz. Varlığı kurmak daha Geçmişteki galaksiler, sistemlerin kapsamlı bir şekilde birleştirilmesi yoluyla sayılarını azaltmayı amaçlayan önemli bir evrimin gerçekleşmiş olması gerektiği anlamına gelir. Çok soluk ve uzak oldukları için galaksilerin büyük çoğunluğunu kaçırıyoruz. Evrendeki galaksi sayısı, astronominin temel sorunlarından biridir ve şaşırtıcıdır, çünkü uzaydaki galaksilerin% 90'ı henüz incelenmemiştir. Yeni nesil teleskoplarla bu galaksileri incelerken bulacağımız ilginç özellikleri kim bilebilir? "
"Z noktasındaki gökadaların yoğunluk dağılımı" makalesinin çevirisi< 8 и ее последствия».
Октябрь 2016.
Права на перевод принадлежат
Yazarlar:
Christopher J. Conselice, Fizik ve Astronomi Okulu, Nottingham Üniversitesi, Nottingham, İngiltere.
Aaron Wilkinson, Leiden Gözlemevi Leiden Üniversitesi, Hollanda
Kenneth Duncan, Kraliyet Gözlemevi, Astronomi Enstitüsü, Edinburgh Üniversitesi, İskoçya
açıklama
Evrendeki galaksi yoğunluğunun dağılımı ve dolayısıyla toplam galaksi sayısı, kozmoloji alanındaki birçok sorunun çözümünü etkileyen temel bir astrofizik sorusudur. Bununla birlikte, bu makalenin yayınlanmasından önce, bu önemli göstergeye ilişkin benzer ayrıntılı bir çalışma ve bu sayıyı bulmak için net bir algoritmanın tanımlanması hiç olmamıştır. Bu sorunu çözmek için, galaksi sayısının yoğunluğunun zamana ve kütle sınırına bağlı olarak nasıl değiştiğini belirlemek için $ z \\ sim 8 $ 'a kadar gözlenen galaktik yıldız kütlesi fonksiyonlarını kullandık. Gökadaların toplam yoğunluğundaki ($ \\ phi_T $) $ M_ * \u003d 10 ^ 6M_ \\ odot $ 'dan daha büyük bir artışın, $ \\ phi_T \\ sim t ^ (- 1) $ olarak azaldığını gösterdik, burada t Evrenin yaşı ... Ayrıca, bu eğilimin $ M_ *\u003e 10 ^ 7M_ \\ odot $ kütlesinin daha yüksek sınır değerlerinde zamanla tersine döndüğünü ve daha çok arttığını gösterdik. Alt sınır olarak $ M_ * \u003d 10 ^ 6M_ \\ odot $ kullanarak, Evrendeki toplam gökada sayısının $ z \u003d 8 $ 'a kadar eşit olduğunu kanıtladık: $ 2.0 (+0.7 \\ select -0.6) \\ times (10 ^ (12)) $ veya sadece 2,0 $ \\ times (10 ^ (12)) $ (iki trilyon!), yani Tüm gökyüzü temelli çalışmalarda görülenden yaklaşık on kat daha fazla. Bu sonuçların süreci anlamak üzerindeki etkisini tartışacağız. galaksilerin evrimive ayrıca sonuçlarımızı en son galaksi oluşum modelleriyle karşılaştırın. Bu sonuçlar ayrıca, optik ve kızıl ötesine yakın bölgelerdeki kozmik arka plan ışığının muhtemelen bu gözlemlenmemiş sönük galaksilerden kaynaklandığını gösteriyor. Ayrıca bu sonuçların, diğer adıyla gece gökyüzünün neden karanlık olduğu sorusunu nasıl ele aldığını da göstereceğiz.
1. Giriş
Evreni ve özelliklerini keşfettiğimizde, her zaman mutlak değerleri bilmek isteriz. Örneğin, astronomik ilgi, Galaksimizde kaç yıldız olduğunu, bu yıldızları çevreleyen kaç gezegen olduğunu (Fressin ve diğerleri, 2013), Evrenin toplam yoğunluğunu (örneğin Fukugita & Peebles 2004) ve diğer mutlak değerleri hesaplamaktır. Evrenin özellikleri ... Burada bu sorulardan birine kabaca bir cevap verildi - bu, galaksi sayısının toplam yoğunluğu ve dolayısıyla Evrendeki toplam galaksi sayısıdır.
Bu soru sadece boş bir merak değil, aynı zamanda kozmoloji ve astronomideki diğer birçok soruyla da ilgilidir. Galaksilerin yoğunluk dağılımı, bir galaksinin oluşan sistem sayısı ile oluşumu / evrimi, dev galaksilerin cüce galaksilere oranının değiştirilmesi, uzak süpernova ve gama ışını patlama hızları, yıldız oluşum hızı gibi konularla ilgilidir. Evren ve yeni galaksilerin birleşmeler yoluyla nasıl yaratıldığı / yok edildiği (ör. Bridge ve diğerleri 2007; Lin ve diğerleri 2008; Jogee ve diğerleri 2009; Conselice ve diğerleri 2011; Bluck ve diğerleri 2012; Conselice 2014; Ownsworth et al. 2014). Gözlemlenebilir Evrendeki galaksi sayısı aynı zamanda Evrendeki maddenin yoğunluğu (madde ve enerji), farklı dalga boylarında arka plan ışığı ve Olbers paradoksunun anlaşılması hakkında bilgi verir. Bununla birlikte, bu temel miktarın hala iyi bir ölçümü yoktur. Galaksilerin yoğunluk dağılımını teleskoplarla inceleme yeteneğimiz ancak CCD kameraların ortaya çıkmasıyla ortaya çıktı. Uzak galaksileri bulmak için ultra uzun menzilli araştırmalar 1990'larda başladı (örneğin, Koo & Kron 1992; Steidel & Hamilton 1992; Djorgovski ve diğerleri 1995) ve şu anki derinliğine Hubble Uzay Teleskobu ile yapılan projelerin ardından ulaşmıştır, Williams ve diğerleri 1996). Kızılötesi spektrumda bir araştırma olan (Williams ve diğerleri, 2000), (Giavalisco ve diğerleri 2004) (Cosmic Assembly Near-infrared Deep Extragalactic Legacy Survey) (Grogin ve ark.2011; Koekemoer et al. 2011) ve şimdiye kadar evrenimizdeki en derin optik ve yakın kızılötesi araştırma olmaya devam eden Hubble Ultra Deep Field (Beckwith ve diğerleri 2006) ile sonuçlandı.
Bununla birlikte, tüm bu araştırmalara rağmen, galaksi sayısının toplam yoğunluğunun zaman içinde nasıl geliştiği hala belirsizdir. Bu ilginç bir sorudur, çünkü yıldız oluşum hızının z olarak arttığını ve sonra azaldığını biliyoruz.< 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.
Çok uzun menzilli çalışmaların sonuçlarına dayanarak toplam galaksi sayısını belirlemenin kolay olmamasının birkaç nedeni vardır. Bunlardan biri, tüm ultra uzun menzilli gözlemlerin eksik olmasıdır. Bu, bazı galaksileri diğerlerinden daha kolay tespit edilebilir kılan, maruz kalmanın zaman ve derinlik sınırlamalarından kaynaklanmaktadır. Sonuç, en ultra uzun menzilli anketlerde bile düzeltilebilen, ancak yine de bazı belirsizlikler bırakan eksik bir resimdir. Bununla birlikte, daha önemli olan sorun, bu gözlemlerin en zayıf galaksilere ulaşmamasıdır, ancak teoriden, gözlem için şu anda elimizde bulunan sınırların dışında daha çok sönük galaksi olması gerektiğini biliyoruz.
Evrendeki galaksilerin toplam yoğunluğu ile ne demek istediğimize de dikkat etmek önemlidir. Şu anda var olan toplam yoğunluk, prensipte gözlemlenebilir toplam yoğunluk ve kullanılarak gözlemlenebilen toplam yoğunluk olarak tanımlanabilecek basit bir miktar değildir. modern teknoloji, farklı cevapları olan farklı sorulardır. Gözlemleyebildiğimizin üzerinde kozmolojik ufukla sınırlı olmamız sorunu da var ve bu nedenle ötesini göremediğimiz galaksiler var. Bugün evrende var olan galaksi sayısı bile, yani tüm evreni şu anda olduğu gibi düşünebilirsek ve ışığın geçiş süresi ile sınırlandırılamazsa, zor bir sorudur. Uzak bir evrendeki galaksiler, şu anda gözlemleyebildiğimizin ötesinde gelişti. nihai doğa ışığın hızı ve görünüşe göre, görünür Evrendekilere benzer olacaktır. Bu makalede tüm bu konuları ele alıyoruz, yani mevcut gözlemlenebilir evrende galaksi sayısının yoğunluğunun z ~ 8'e kadar nasıl değiştiği.
Karşılaştırma amacıyla, bu makalenin Ekinde, tüm dalga boylarında modern teleskoplar tarafından görülebilen ve şu anda gözlemleyebildiğimiz galaksi sayısını da analiz ediyoruz. Daha sonra bu verileri, ölçülen kütle fonksiyonlarına dayalı olarak Evrende potansiyel olarak gözlemlenebilecek toplam galaksi sayısının ölçümleriyle karşılaştırıyoruz. Ayrıca, bu sonuçların galaksinin evrimi ve. Ayrıca gelecekteki araştırmalar ve bunların hangi oranda galaksi gözlemleyeceği hakkında bilgi sağlıyoruz.
Bu makale birkaç bölüme ayrılmıştır. §2, bu analizde kullandığımız verileri açıklar, §3, Evrendeki toplam galaksi sayısını elde etmek için bir galaksinin yıldız kütle işlevlerini analiz etme yöntemleri de dahil olmak üzere bu çalışmanın sonuçlarını açıklar, §4 sonuçları açıklar bu sonuçlardan ve §5'te sunulan özet nesne. Bu yazıda standart kozmoloji kullanıyoruz: H 0 \u003d 70 km s −1 Mpc −1 ve Ω m \u003d 1 - Ω λ \u003d 0.3.
2. Veriler
Bu makale için kullandığımız veriler birden çok kaynaktan ve sonuçtan geliyor önceki işler... Ek'te, şimdiye kadar mevcut olan en derin gözlemlere dayanarak şu anda evrende kaç galaksi gözlemleyebileceğimizi açıklıyoruz. Burada, ana makalede, herhangi bir Galaksi müdahalesi veya başka bir bozulma olmaksızın gökyüzünün her yerinde tüm dalga boylarında derin görüntüleme yapılırsa, evrende potansiyel olarak kaç galaksinin tespit edilebileceğini keşfedeceğiz.
Bu analizin çoğu ve bu çalışmanın sonuçları için, galaksi sayısının yoğunluğunun zaman içinde nasıl geliştiğini belirlemek için gözlemlenebilir Evrenden z ~ 8'e kadar galaksilerin kütle işlevlerini kullanıyoruz ve. Bu kütle ve parlaklık fonksiyonları, büyük kırmızıya kaymalar için henüz ölçülmeye başlanıyor ve birincil verilerimiz, Hubble teleskopu ve yer istasyonları tarafından yüksek hassasiyetli kızılötesi ve optik görüntüleme kullanılarak hesaplanan kütle fonksiyonlarına dayanıyor.
Bir sonraki bölümde sunulduğu gibi, kullandığımız kütle fonksiyonları Fontana ve ark. (,), Tomczak vd. (2014) ve z noktasındaki galaksiler için< 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.
Resim 1.Bu makalede kullandığımız kütle fonksiyonları kullanılarak grafiğe dökülmüştür. Tüm bu değerler §2'de bahsedilen çeşitli çalışmalardan alınmıştır. Kütle fonksiyonları değerlere bağlı olarak sunulmuştur, soldaki grafikte sistemleri z< 1, средний график показывает 1 < z < 3 и z > 3 (en sağda). Bu kütle fonksiyonları, düz renkli çizgiler, tamamlandıkları karşılık gelen verilerin sınırına kadar kütle fonksiyonları olacak şekilde çizilmiştir ve noktalı çizgiler bizim ekstrapolasyonumuzu $ M_ * \u003d 10 ^ 6 M_ \\ odot $ olarak gösterir. 1 için kütle işlevinin "en düz" grafiği< z < 3 взят из работы и для z > 3 işten alınır.
3. Galaksi yoğunluğunun dağılımı
3.1 Giriş ve uyarılar
Evrendeki galaksilerin yoğunluğunu belirlemek için kullandığımız ana yöntem, belirli bir kozmolojik kırmızıya kayma için galaksi sayısını sabit kütle fonksiyonları aracılığıyla entegre etmektir. Bu, galaksi popülasyonu için minimum kütle sınırına ulaşmak için yerleşik yıldız kütlesi işlevlerini tahmin etmeyi gerektirir. Bunun yapılmasının aşağıda tartışacağımız birçok yolu vardır. En önemli sorulardan biri, kütle işlevlerine bağlı olarak galaksi sayısını saymaya başlamamız gereken alt sınırdır. Son zamanlarda z ~ 8'e kadar yıldız kütle fonksiyonları veren yayınlar sayesinde (örneğin; artık bu hesaplamayı ilk kez yapabiliyoruz. Diğer bir konu da, başlangıçta uygun olduğu veri sınırının altında tahmin edilip edilemeyeceğidir. Ayrıntılı olarak araştıracağımız soru budur.
Bu, Ek'te sunulan doğrudan gözlemlenebilir yaklaşımı tamamlar ve kütle fonksiyonları doğru ölçülür ve doğru bir şekilde parametrelendirilirse, şu anda gözlemlenen Evrendeki galaksi sayısını ölçmenin daha doğru bir yoludur. Ancak bu yöntem, dikkatlice düşünülmesi ve analiz edilmesi gereken potansiyel tuzaklarla doludur. Bu, en azından ölçümlerin çok fazla şeye bağlı olmasından kaynaklanmamaktadır. daha Sadece galaksi sayısını ölçerken her zaman mevcut olan fotometri ve nesne tanımlama problemlerinden başka faktörler. Buradaki durum, yıldız kütlelerinin ve kırmızıya kaymaların ölçümüyle ilişkili diğer belirsizliklerle ilişkilidir. Bununla birlikte, bu belirsizlikleri açıklayabilirsek, yerleşik kütle işlevlerinin entegrasyonu bize belirli bir kırmızıya kayma aralığındaki bazı ölçülü belirsizliklerle birlikte galaksilerin yoğunlukları hakkında bilgi verebilir.
Kırmızıya kaymanın bir fonksiyonu olarak şu anda gözlemlenen Evrendeki galaksilerin toplam yoğunluğunu hesaplamak için bu yöntemi kullanıyoruz. Bunun için, gözlemlenen kütle fonksiyonlarını doğrudan entegre etmiyoruz, ancak parametreleştirilmiş formu kullanıyoruz, fonksiyon tarafından verilen Schechter (1976), kırmızıya kaymanın bir fonksiyonu olarak galaksi sayısının toplam yoğunluğunu belirlemiştir. Bu işlevin biçimi şu şekilde verilir:
$ \\ phi (M) \u003d b \\ times \\ phi ^ \\ ast \\ ln (10) ^ (1+ \\ alpha) $ $ \\ times \\ exp [-10 ^ (b (M-M ^ \\ ast))]. ... ... ... . (1) $
burada kütle fonksiyonu için b \u003d 1, b \u003d 0.4 için mutlak değerler cinsinden yazılacaktır. Bir kütle işlevi için, $ M ^ * $, logaritmik birimlerdeki tipik kütledir ve kütle işlevinin eğimi değiştirdiği yeri tanımlar ve $ M \u003d \\ log (\\ frac (M _ *) (M_ \\ bigodot)) $, logaritmik birimlerde kütle. Benzer şekilde parlaklık işlevi için de $ M ^ * $ tipik bir değere karşılık gelir. Her iki işlev için de $ \\ phi ^ * $ normalleştirilir ve $ \\ alpha $ daha sönük ve daha az kütleli galaksiler için eğimi tanımlar. Yöntemimiz, farklı kırmızıya kaymalarındaki entegre galaksi sayısını hesaplamak için yayınlanmış $ \\ phi ^ * $, $ \\ alpha $ ve $ M ^ * $ değerlerini kullanır.Schechter parlaklık fonksiyonunu, toplam yoğunluğu hesaplamak için bir araç olarak kullanıyoruz, çünkü genel olarak, üzerinde çalıştığımız aralıklardaki tüm kırmızıya kaymalarında galaksilerin kütle dağılımını iyi tanımlıyor. Bununla birlikte, hangi alt kütle sınırında geçerli kaldığını bilmiyoruz ki bu, analizimizdeki bir belirsizliktir. Daha sonra, $ M _ * & gt10 ^ 6 M_ \\ bigodot $ 'ın limit olarak kullanımını ve alt limitimiz olarak bunu kullanmanın mantığını tartışacağız. Alt kütle sınırı için farklı bir değer kullanırsak sonuçlarımızın nasıl değişeceğini de tartışacağız.
Evrenin tüm tarihi boyunca kütle işlevlerini bütünleştirdiğimiz için, farklı kırmızıya kaymalarındaki galaksi sayısını hesaplamak için birden fazla anket kullanmalıyız. Farklı kırmızıya kayma aralıkları, farklı dalga boylarında yapılan çalışmaları gerektirir ve farklı çalışmalar bazen farklı anlamlar Schechter parametreleri. Bu yazıda, özellikle düşük kırmızıya kaymalarda çok farklı yoğunluk ve evrimsel form değerleri verebilen kütle fonksiyonlarını kapsamlı bir şekilde incelemeye çalışıyoruz. Kozmolojik kırmızıya kaymanın düşük değerlerinde kütle fonksiyonunu hesaplamak için kullanılan Schechter çift parlaklık fonksiyonunu kullanırken ve ayrıca yüksek değerlerde kütle fonksiyonunu hesaplamak için güç yasasını () kullanırsak, neredeyse aynı sonuçları elde ederiz. Kozmolojik kırmızıya kaymanın ...
1. sayfa 170-183 Yıldız Astronomi Üzerine Dersler. Loktin A.V., Marsakov V.A., 2009.
2.
3.
4., NASA'nın ekstragalaktik veri tabanının (NASA / IPAC Ekstragalaktik Veritabanı, NED) bölümü - mikrodalga, kızılötesi, optik ve ultraviyole (UV) aralıklarında gökyüzü araştırmaları sırasında elde edilen en büyük görüntü, fotometri ve galaksi tayfı deposu.
5.
6.
7.
8. Bu yazıda, çift Schechter parlaklık fonksiyonu sunulmuştur. Bölüm 4.2, sayfa 10.
9. Lorenzo Zaninetti. 29 Mayıs 2017. Kuasarlar için Sola ve Sağa Kesik Schechter Parlaklık İşlevi
Kozmolojik kırmızıya kayma z ~ 0 - 3 aralığında, Fontana ve diğerleri tarafından yürütülen çalışmalardan kütle fonksiyonlarının yerleşik değerlerini ve hatalarını kullanıyoruz. (,), ve. Bu yıldız kütle fonksiyonları, SED uydurma () prosedürü kullanılarak nesnelerin yıldız kütlelerinin ölçülmesiyle belirlenir. Schechter fonksiyonunun parametrelerinin farklı ölçümlerindeki büyük yayılmaya rağmen, tüm bu bilgileri, kullanılan farklı ölçüm yöntemlerini ve modellerini ve ayrıca kozmik varyansı () hesaba katmak için kullanırız. Schechter fonksiyonu tarafından parametrelendirilen bu kütle fonksiyonları Şekil 1'de gösterilmektedir. Ayrıca ilk Chabrier kütle fonksiyonlarını () kullanan çalışmaları da dönüştürüyoruz - Pozzetti et al. (2007), Duncan ve diğerleri. (2014), Mortlock ve ark. (2015) ve Muzzin vd. (2013) Kroupa IMF'nin başlangıç \u200b\u200bkütle fonksiyonlarını Salpeter'in IMF'sinin başlangıç \u200b\u200bkütle fonksiyonlarında kullanır. Analizimizde kullandığımız değerlerin listesi ((show2_MathJax? "Kapat": "Tablo 1")) Not - Bu tablo, hesaplamalarımızı gerçekleştirmek için kullandığımız belirli Schechter fonksiyonlarının parametrelerini listeler. Salpeter IMF'nin başlangıç \u200b\u200bkütle fonksiyonları için karşılaştırılabilir değerler sağlamak üzere normalize edilmişlerdir, ancak Pozzetti ve ark. (2007), Duncan ve diğerleri. (2014) ve Mortlock ve ark. (2015) çalışmalarında ilk Chabrier kütle fonksiyonlarını () kullandı ve Muzzin ve ark. (2013) Kroupa'nın başlangıç \u200b\u200bkütle fonksiyonlarını (Kroupa IMF) kullandı.
((show2_MathJax? "Kapat": "Tablo 1")).
Yalnızca parametrenin bulunduğu kütle fonksiyonlarını dikkate aldığımızı unutmayın. α
uygulanabilir modellerde Schechter'in değiştirmesine izin verilir. Kütle fonksiyonunun sonucu sabit bir değerden elde edilirse α
, bu da galaksi sayısının bozulmasına yol açar, çünkü bu değer, belirli bir hacimde küçük bir kütleye sahip sönük galaksilerin sayısı üzerinde önemli bir etkiye sahiptir (§3.2). Bu nedenle, kütle fonksiyonunun sonuçlarını kullanan çalışmalardan hariç tutuyoruz. α GOODS (Great Observatories Origins Deep Survey projesi) Cosmic Assembly Near-infrared Deep Extragalactic Legacy Survey'in bir parçası olarak ve.
Kozmolojik kırmızıya kaymanın yüksek değerleri için, kütle fonksiyonları nispeten yeni bir parametredir, bu nedenle, tutarlı ve tutarlı veriler elde etmek için, ultraviyole aralığında, özellikle 1500˚A'da elde edilen parlaklık fonksiyonlarını da analiz ettik. Bunun için Bouwens ve diğerleri tarafından yayınlanan verileri kullandık. (2011), McLure vd. (2009), McLure ve ark. (2013), Bouwens vd. (2015) ve Finkelstein vd. (2015). McLure vd. (2013) ve Bouwens ve ark. (2015) z \u003d 8 $ ve $ z \u003d 9 $ 'da en yüksek kozmolojik kırmızı kaymalar için galaksileri inceleyen HUDF12 araştırması da dahil olmak üzere en uzak anketlerden verileri analiz ediyor.
Yıldız kütle sınırını UV sınırına dönüştürmek için, Duncan ve diğerleri tarafından hesaplandığı gibi ikisi arasındaki ilişkiyi kullanırız. (2014). Duncan vd. (2014) UV'de kütle ve ışık arasındaki doğrusal ilişkiyi ve ne zaman geliştiğini modelledi. farklı anlamlar kozmolojik kırmızıya kayma. Bunları UV sınırının standart kütle sınırımız $ M_ * \u003d 10 ^ 6M_ \\ odot $ ile tutarlı olup olmadığını belirlemek için kullanırız. Böylece, yıldızsal kütle sınırımızı UV'deki mutlak büyüklük sınırıyla ilişkilendirebiliriz. Bu değerleri hesaplamalarımızda kullanmıyoruz, ancak bu parlaklık fonksiyonlarını yıldız kütlesi fonksiyonlarından elde ettiğimiz sonuçların tutarlılığını kontrol etmek için kullanıyoruz. Yıldız kütlesinin UV parlaklığına dönüştürülmesinde farklı varyasyonlar kullanıldığında da dahil olmak üzere yıldız kütle fonksiyonları ile yüksek uyum buluyoruz (örneğin Duncan ve diğerleri 2014; Song ve diğerleri 2015). Üstelik, yüksek kozmolojik kırmızıya kaymalar için tüm kütle işlevlerimiz, Grazian ve diğerleri hariç, aşağı yukarı tutarlıdır. (2015), sonuçları biraz daha düşük bir $ \\ phi_T $ değerine yol açar.
5. Araştırmanın kısa özeti
Evrendeki galaksilerin yoğunluk dağılımıyla ilgili temel soruyu araştırdık. Bu sorunu çeşitli şekillerde analiz ediyor ve galaksi evrimi ve kozmoloji üzerindeki etkilerini tartışıyoruz. Evrendeki galaksilerin yoğunluk dağılımını belirlemek için z ∼ 8'e kadar olan galaksiler için yakın zamanda elde edilen kütle fonksiyonlarını kullanıyoruz. Ana sonucumuz, galaksi sayısının yoğunluğunun zamanla $ \\ phi_T (z) \\ sim t ^ (- 1) $ şeklinde azalmasıdır, burada t, Evrenin yaşıdır.
Bundan sonra, galaksi yoğunluğundaki bu artışın sonuçlarını, çeşitli önemli astrofiziksel sorular üzerinde geriye dönüp bakacağız. Galaksi sayısının yoğunluğunu entegre ederek hesapladık evrendeki galaksi sayısı, değeri $ 2.0 (+0.7 \\ select -0.6) \\ times (10 ^ (12)) $ for $ z \u003d 8 $ olan, prensipte gözlemlenebilir. Bu, doğrudan bir hesaplamadan yaklaşık on kat daha fazladır. Bu, büyük bir soluk, uzak gökada popülasyonunu henüz keşfetmediğimiz anlamına gelir.
Galaksilerin astrofiziksel evrimi açısından, kırmızıya kaymalı tüm galaksilerin integrallenebilir kütle fonksiyonlarındaki artışın birleşme modeli ile açıklandığını gösteriyoruz. Basit bir birleşme modelinin, birleşme zamanı ölçeği $ \\ tau \u003d 1.29 ± 0.35 Gyr $ olan galaksi sayısındaki düşüşü simüle edebildiğini gösteriyoruz. Z \u003d 1.5'te elde edilen füzyon hızı, yapısal ve ikili analiz ile elde edilen değere yakın R ∼ 0.05 $ Gyr ^ (- 1) Mpc ^ (- 3) $ füzyonudur. Bu yakınsak galaksilerin çoğu, toplam yoğunluğu hesaplarken zamanla galaksi sayısının yoğunluğunu daha düşük bir sınırdan daha yüksek kütlelere yükselten daha düşük kütleli sistemlerdir.
Son olarak, bulgularımızın gelecekteki araştırmalar için etkilerini tartışıyoruz.
Gelecekte, daha iyi SED simülasyonları ve JWST ile Öklid / LSST'den gelen daha derin ve daha geniş veriler sayesinde kütle fonksiyonları daha iyi bilinir hale geldikçe, galaksi sayısının toplam yoğunluğunu daha doğru bir şekilde ölçebileceğiz ve böylece daha iyi bir ölçüm elde edebileceğiz. bu temel miktar.
(Astronomi @ Science_Newworld).
Daha yakın zamanlarda, 1920'lerde ünlü gökbilimci Edwin Hubble, Samanyolu'nun var olan tek galaksi olmadığını kanıtlamayı başardı. Bugün uzayın, arka planımızın çok küçük göründüğü binlerce ve milyonlarca başka galaksiyle dolu olduğu gerçeğine alıştık. Ama evrende tam olarak kaç galaksi bize yakın? Bugün bu sorunun cevabını bulacağız.
Birden sonsuza.
Kulağa inanılmaz geliyor, ancak büyük büyükbabalarımız, hatta çoğu bilim insanı bile Samanyolu'nu bir metagalaksi olarak görüyordu - tüm gözlemlenebilir evreni kaplayan bir nesne. Onların yanılgıları oldukça mantıklı bir şekilde o zamanın teleskoplarının kusurlu olmasıyla açıklanıyordu - en iyileri bile galaksileri bulanık noktalar olarak görüyordu, bu yüzden topluca bulutsu olarak adlandırılıyorlardı. Güneş sistemimiz bir zamanlar oluştuğu için, yıldızların ve gezegenlerin zamanla onlardan oluştuğuna inanılıyordu. Bu tahmin, ortasında bir yıldız olan ilk gezegenimsi bulutsunun 1796'da keşfedilmesiyle doğrulandı. Bu nedenle, bilim adamları, gökyüzündeki diğer tüm sisli nesnelerin, yıldızların henüz oluşma zamanına sahip olmadığı aynı toz ve gaz bulutları olduğuna inanıyorlardı.
İlk adım.
Doğal olarak ilerleme durmadı. Zaten 1845'te William Parsons, o zamanlar için iki metreye yakın boyutu olan "Leviathan" için devasa bir teleskop yaptı. "Nebula" nın aslında yıldızlardan oluştuğunu kanıtlamak isteyen astronomiyi modern galaksiye yaklaştırdı. İlk kez, tek tek galaksilerin sarmal şeklini fark edebildi ve ayrıca özellikle büyük ve parlak yıldız kümelerine karşılık gelen parlaklık farklılıklarını tespit edebildi.
Ancak tartışma 20. yüzyıla kadar devam etti. Samanyolu dışında birçok galaksi olduğu ilerici bilim camiasında zaten kabul edilmiş olsa da, resmi akademik astronominin bunun reddedilemez kanıtına ihtiyacı vardı. Bu nedenle, daha önce bir bulutsu - Andromeda galaksisi için çekilmiş, bize en yakın büyük galaksideki dünyanın her yerinden teleskopların görüntüleri.
1888'de Isaac Roberts, Andromeda'nın ilk fotoğrafını çekti ve 1900-1910 yılları arasında ek fotoğraflar da elde edildi. Ayrıca parlak galaktik çekirdeği ve hatta tek tek yıldız kümelerini gösterirler. Ancak görüntülerin düşük çözünürlüğü hatalara izin verdi. Yıldız kümeleri için alınan şey, bulutsular veya basitçe görüntünün pozlanması sırasında "birbirine yapışan" birkaç yıldız olabilir. Ancak sorunun nihai çözümü çok uzak değildi.
Çağdaş resim.
1924'te, yüzyılın başında rekor sahibi olan bir teleskop kullanarak Edwin Hubble, Andromeda galaksisine olan mesafeyi aşağı yukarı doğru bir şekilde tahmin etmeyi başardı. O kadar büyük olduğu ortaya çıktı ki nesnenin Samanyolu'na ait olduğunu tamamen dışladı (Hubble tahmininin modern tahmininden üç kat daha az olmasına rağmen. Gökbilimci ayrıca Nebula'da galaktik durumu açıkça doğrulayan birçok yıldız keşfetti) 1925'te, meslektaşlarının eleştirilerinin aksine, Hubble, çalışmalarının sonuçlarını Amerikan astronomik topluluğu konferansında sundu.
Bu performans astronomi tarihinde yeni bir döneme yol açtı - bilim adamları bulutsuları "yeniden keşfettiler", onlara galaksilerin adlarını atadılar ve yenilerini keşfettiler. Bu konuda, Hubble'ın kendisinin geliştirmelerinden - örneğin kırmızıya kaymanın keşfinden - yardımcı oldular. Bilinen galaksilerin sayısı, yeni teleskopların inşası ve yenilerinin piyasaya sürülmesiyle arttı - örneğin, İkinci Dünya Savaşı'ndan sonra radyo teleskoplarının yaygın kullanımı.
Bununla birlikte, XX yüzyılın 90'larına kadar, insanlık çevremizdeki gerçek galaksi sayısı konusunda karanlıkta kaldı. Dünyanın atmosferi, en büyük teleskopların bile doğru bir resim almasını engelliyor - gazlı zarflar görüntüyü bozuyor ve yıldızların ışığını emerek evrenin ufuklarını bizden engelliyor. Ancak bilim adamları, tanıdığınız bir astronomun adını taşıyan Hubble Uzay Teleskobu'nu fırlatarak bu sınırlamaları aşmayı başardılar.
Bu teleskop sayesinde, insanlar daha önce küçük bulutsular gibi görünen galaksilerin parlak disklerini ilk kez gördüler. Ve daha önce gökyüzünün boş göründüğü yerde, milyarlarca yenisi keşfedildi - ve bu bir abartı değil. Bununla birlikte, daha ileri çalışmalar, Hubble tarafından görülebilen binlerce milyarlarca yıldızın bile gerçek sayılarının en az onda biri olduğunu göstermiştir.
Son sayım.
Ve yine de, evrende tam olarak kaç tane galaksi var? Hemen birlikte saymamız gerekeceği konusunda sizi hemen uyaracağım - bu tür sorular, bilimsel değerden yoksun oldukları için genellikle astronomların ilgisini çekmez. Evet, galaksileri kataloglar ve izlerler - ancak yalnızca evrenin büyük ölçekli yapısını incelemek gibi daha küresel amaçlar için.
Ancak, hiç kimse tam sayıyı bulmayı taahhüt etmez. Birincisi, dünyamız sonsuzdur, bu yüzden kurşun tam liste galaksiler sorunludur ve pratik anlamlardan yoksundur. İkincisi, gökbilimci, görünür evrende bulunan galaksileri bile saymak için yeterli yaşama sahip olmayacak. 80 yıl yaşasa bile, doğumdan itibaren galaksileri saymaya başlayacak ve her galaksiyi tespit edip kaydetmesi bir saniyeden fazla sürmeyecek, astronom yalnızca 2 trilyon nesne bulacak - gerçekte galaksilerden çok daha az.
Yaklaşık sayıyı belirlemek için, yüksek hassasiyetli uzay çalışmalarından bazılarını ele alalım - örneğin, 2004'teki Hubble teleskopunun "Ultra Derin Alanı". Teleskop, gökyüzünün tüm alanının 1 / 130'una eşit bir alanda 10 bin galaksi tespit edebildi. Zamanın diğer derinlemesine çalışmalarının da benzer bir resim gösterdiği göz önüne alındığında, sonucun ortalamasını alabiliriz. Bu nedenle, Hubble hassasiyet aralığında, tüm evrenden 130 milyar galaksi görüyoruz.
Ancak hepsi bu kadar değil. "Ultra Derin Alan" dan sonra yeni ayrıntılar ekleyen birçok çekim oldu. Dahası, sadece "Hubble" ı çalıştıran görünür ışık spektrumunda değil, aynı zamanda kızılötesi ve X-ray'de de. 2014 itibariyle, 14 milyar ışıkyılı yarıçapında 7 trilyon 375 milyar galaksimiz var.
Ancak bu yine asgari tahmindir. Gökbilimciler, galaksiler arası uzaydaki toz birikiminin, gözlemlenen nesnelerin% 90'ını bizden aldığına inanıyor - 7 trilyon kolayca 73 trilyona dönüşüyor. Ancak James Webb teleskopu güneşin yörüngesine girdiğinde bu rakam sonsuzluğa daha da uzanacak. Dakikalar içinde, bu cihaz Hubble'ın günlerce yol açtığı yere ulaşacak ve evrenin derinliklerine daha da nüfuz edecek.
Galaksimiz pek çoğundan sadece biri ve kimse kaç tane olduğunu bilmiyor. Bir milyardan fazlası şimdiden açıldı. Her biri milyonlarca yıldız içerir. Zaten bilinenlerin en uzağı, dünyalılardan yüz milyonlarca ışık yılı uzaklığıdır, bu nedenle onları inceleyerek en uzak geçmişe bakarız. Tüm galaksiler bizden ve birbirimizden uzaklaşıyor, öyle görünüyor ki evren hala genişliyor ve bilim adamlarının bilerek büyük patlamanın kaynağı olduğu sonucuna vardılar.
Bilimde "Evren" kelimesinin özel bir anlamı vardır. Bizi herhangi bir şekilde etkileyebilecek, içerdiği tüm madde ve radyasyonla birlikte en büyük uzay hacmi olarak anlaşılır. Dünyanın bilim adamları yalnızca bir Evreni gözlemleyebilirler, ancak hiç kimse diğerlerinin varlığını inkar etmez, çünkü sadece (mükemmel olmaktan uzak) araçlarımız onları kuramaz.
Güneş, milyarlarca yıldızdan biridir. Güneş'ten (devlerden) çok daha büyük yıldızlar var, daha küçük olanlar da (cüceler) var, Güneş, özelliklerinde cüce yıldızlara devlerden daha yakındır. Sıcak yıldızlar var (mavimsi beyaz renkte ve yüzeyde 10.000 derecenin üzerinde bir sıcaklıkta ve bazıları yüz bin dereceye kadar), soğuk yıldızlar var (kırmızı, yüzey sıcaklığı yaklaşık 3 bin derece ). Yıldızlar bizden çok uzakta, 4 yıl boyunca ışık hızıyla (300.000 km / s) uçacak en yakın yıldıza, Güneş'e ise 8 dakikada o hızla ulaşılabiliyor.
Bazı yıldızlar çiftler, üçüzler (ikili, üçlü yıldızlar) ve gruplar (açık yıldız kümeleri) oluşturur. Ayrıca küresel yıldız kümeleri de vardır, onlarca ve yüzlerce yıldız içerirler ve merkeze doğru yıldızların yoğunlaştığı bir top şeklindedirler. Açık kümelerde genç yıldızlar toplanır ve küresel kümeler çok eskidir, içlerinde yıldızlar yaşlıdır. Bazı yıldızların yakınında gezegenler var. Onlarda yaşam olup olmadığı ve hatta daha fazlası medeniyet henüz kurulmadı. Ama var olabilirler.
Yıldızlar dev sistemler oluşturur - Galaksiler. Gökadanın bir merkezi (çekirdek), çoğu yıldızın yoğunlaştığı düz sarmal kollar ve hacimli bir nadir yıldız bulutu olan bir çevresi vardır. Yıldızlar uzayda hareket eder, doğarlar, yaşarlar ve ölürler. Güneş gibi yıldızlar yaklaşık 10-15 milyar yıl yaşarlar ve Güneş orta yaşlı bir yıldızdır. Bu yüzden çok uzun süre parlayacak. Büyük ve sıcak yıldızlar daha hızlı "yanarlar" ve "süpernova" yıldızları olarak patlayabilir, geride çok küçük ve süper yoğun oluşumlar bırakabilirler - beyaz cüceler, nötron yıldızları veya "kara delikler", ki burada madde yoğunluğu o kadar yüksektir ki parçacık yok yerçekimi kuvvetlerinin üstesinden gelebilir ve oradan kaçabilir. Galaksi, yıldızlara ek olarak bulutsuları oluşturan kozmik toz ve gaz bulutları içerir. Maksimum sayıda yıldızın, gazın ve tozun bulunduğu galaktik düzlem, gökyüzünde Samanyolu olarak görülüyor.
Hala çok sayıda yıldızdan oluşan milyonlarca Galaksi var. Örneğin Macellan Bulutları, Andromeda Bulutsusu diğer Galaksilerdir. Bizden hayal edilemeyecek kadar büyük mesafelerde bulunurlar.
Gökyüzümüzde yıldızlar bizden çok uzak oldukları için hareketsiz görünüyorlar ve hareketleri ancak on binlerce ve yüzbinlerce yıl sonra farkedilir hale geliyor.
Kullanışlı bilgi
Gökada - kütleçekimsel olarak bağlı yıldızlar, yıldızlararası gaz, toz ve karanlık madde sistemi. Galaksilerdeki tüm nesneler, ortak kütle merkezine göre harekete katılır. "Galaksi" kelimesi Galaksimizin Yunanca isminden gelir. Çekirdek - galaksinin merkezinde son derece küçük bir alan. Galaksi çekirdeği söz konusu olduğunda, genellikle aktif galaktik çekirdeklersüreçlerin, içinde yoğunlaşan yıldızların özellikleriyle açıklanamadığı yer. Galaksi görüntüleri, gerçekten çok fazla yalnız galaksi olmadığını gösteriyor. Galaksilerin yaklaşık% 95'i galaksi grupları oluşturur. Galaksiler arasındaki ortalama mesafe, çaplarından daha büyük bir mertebeden fazla değilse, galaksilerin gelgit etkileri önemli hale gelir. Galaksinin farklı koşullarda her bileşeni, bu etkilere farklı şekillerde yanıt verir. Samanyolu, aynı zamanda basitçe Galaksi, yaklaşık 30 kiloparsec çapında ve 1000 ışık uzunluğunda büyük bir çubuklu sarmal gökadadır.
