Международная команда астрономов, возглавляемая Christopher J. Conselice, профессором астрофизики в университете Ноттингема, обнаружили, что Вселенная содержит не менее 2 триллионов галактик , в десять раз больше, чем считалось ранее. Работа команды, которая началась с гранта Королевского астрономического общества, была опубликована в Astrophysical Journal 14 октября 2016.

Астрономы давно стремились определить, сколько галактик существует в наблюдаемой Вселенной, той части космоса, где свет из отдаленных объектов успел добраться до нас. За последние 20 лет ученые использовали изображения из космического телескопа Хаббла для оценки того, что Вселенная, которую мы видим, содержит около 100 - 200 миллиардов галактик. Современные астрономические технологии позволяют нам изучать только 10% этих галактик, а остальные 90% будут видны только после того, как будут разработаны большие и лучшие телескопы.

Исследование профессора Conselice является кульминацией 15-ти летней работы, которая также частично финансировалась исследовательским грантом Королевского астрономического общества , присужденным студенту старших курсов Аарону Уилкинсону. Аарон, в настоящее время PhD (доктор философии) в университете Ноттингема, начал с анализа всех ранее проведенных исследований по подсчету количества галактик, что послужило фундаментальной базой для установления более масштабного исследования.

Команда профессора Conselice преобразовала узконаправленные снимки глубокого космоса с телескопов по всему миру, и особенно от телескопа Хаббл, в 3D карты. Это позволило им рассчитать плотность галактик, а также объем одной небольшой области пространства за другой. Это кропотливое исследование позволило команде установить, сколько галактик было пропущено в более ранних исследованиях. Можно сказать, что они провели межгалактические археологические раскопки.

Результаты этого исследования основаны на измерениях количества наблюдаемых галактик в разные эпохи – временные срезы в галактическом масштабе - за всю историю Вселенной. Когда профессор Conselice и его команда из Ноттингема в сотрудничестве с учеными из обсерватории Лейдена в Лейденском университете в Нидерландах и Института астрономии Эдинбургского университета, исследовали, сколько галактик было в каждую эпоху, они обнаружили, что на более ранней стадии развития Вселенной количество галактик было значительно больше, чем сейчас.

Похоже, что когда Вселенной было всего несколько миллиардов лет, количество галактик в заданном объеме пространства было в десять раз больше, чем сегодня в аналогичном объеме. Большинство из этих галактик были системами с малой массой, т.е. с массами, аналогичными массам галактик, окружающих сейчас Млечный Путь.

Профессор Конселис сказал: «Это очень удивительно, поскольку мы знаем, что за 13,7 миллиардов лет космической эволюции со времен Большого Взрыва размер галактик увеличивался за счет звездообразования и слияния с другими галактиками. Установление факта наличия большего числа галактик в прошлом подразумевает, что должна была произойти значительная эволюция, направленная на уменьшение их числа за счет обширного слияния систем. Мы упускаем подавляющее большинство галактик, потому что они очень слабые и далекие. Количество галактик во Вселенной является фундаментальным вопросом астрономии, и это поражает воображение, поскольку 90% галактик в космосе до сих пор не изучены. Кто знает, какие интересные свойства мы найдем при изучении этих галактик с помощью телескопов следующего поколения?»

Перевод статьи «Распределение плотности галактик при Z < 8 и ее последствия». Октябрь 2016. Ссылка на arXiv. Права на перевод принадлежат
Авторы:
Christopher J. Conselice, School of Physics and Astronomy, Ноттингемский университет, Ноттингем, Англия.
Aaron Wilkinson, Лейденская обсерватория Лейденский университет, Нидерланды
Kenneth Duncan, Королевская обсерватория, Институт астрономии Эдинбургского университета, Шотландия

Аннотация

Распределение плотности галактик во Вселенной и, следовательно, общее число галактик является фундаментальным вопросом астрофизики влияющим на разрешение множества проблем в области космологии. Однако, до публикации данной статьи, никогда не было аналогичного подробного исследования этого важного показателя, а также определения четкого алгоритма нахождения данного числа. Для решения этой задачи мы использовали наблюдаемые галактические функции звездных масс до $z \sim 8$, чтобы определить, как изменяется плотность числа галактик в зависимости от функции времени и предела массы. Мы показали, что увеличение общей плотности галактик ($\phi_T$), более массивных, чем $M_* = 10^6M_\odot$, уменьшается как $\phi_T \sim t^{-1}$, где t - возраст Вселенной. Далее мы показали, что этот тренд разворачивается и скорее возрастает со временем при более высоких предельных значениях массы $M_* > 10^7M_\odot$. Используя $M_* = 10^6M_\odot$ как нижний предел, мы обосновали, что общее количество галактик во Вселенной до $z = 8$ равно: $2.0 {+0.7\choose -0.6} \times {10^{12}}$ или просто $2.0 \times {10^{12}}$ (два триллиона!) , т.е. почти в десять раз больше, чем было видно во всех исследованиях неба на основе Hubble Ultra-Deep Field . Мы обсудим влияние этих результатов для понимание процесса эволюции галактик, а также сравним наши результаты с новейшими моделями формирования галактик. Эти результаты также показывают, что космический фоновый свет в оптической и ближней инфракрасной области, вероятно, возникает из этих ненаблюдаемых слабых галактик. Мы также покажем, как эти результаты решают вопрос о том, почему ночное небо темное, иначе известный как парадокс Ольберса .

1. Введение

Когда мы открываем Вселенную и ее свойства, мы всегда хотим знать абсолютные значения. Например, астрономический интерес состоит в том, чтобы рассчитать, сколько звезд находится в нашей Галактике, сколько планет окружают эти звезды (Fressin et al., 2013), общую плотность Вселенной (например, Fukugita & Peebles 2004), среди других абсолютов в свойствах Вселенной. Здесь был дан приблизительный ответ на один из этих вопросов, - это общая плотность числа галактик и, следовательно, общее число галактик во Вселенной.

Этот вопрос является не просто праздным любопытством, но связан со многими другими вопросами в космологии и астрономии. Распределение плотности галактик связано с такими вопросами, как образование / эволюция галактики по числу сформированных систем, изменение отношений гигантских галактик к карликовым галактикам, отдаленная сверхновая и скорость гамма-всплеска, скорость образования звезд во Вселенной, и как новые галактики создаются / уничтожаются посредством слияний (например, 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). Количество галактик в наблюдаемой Вселенной также раскрывает информацию о плотности материи (вещества и энергии) Вселенной, фоновом свете на разных длинах волн, а также о понимании парадокса Ольберса. Однако до сих пор еще нет хорошего измерения этой фундаментальной величины. Наша способность исследовать распределение плотности галактик с помощью телескопов возникла только с появлением CCD-камер. Сверхдальние исследования по поиску далеких галактик начались в 1990-х годах (например, Koo & Kron 1992; Steidel & Hamilton 1992; Djorgovski et al. 1995), и достигли нынешней глубины после проектов на базе Космического телескопа «Хаббл», особенно таких как Hubble Deep Field (Williams et al. 1996). В дальнейшем исследования были продолжены в рамках Hubble Deep Field South (Williams et al., 2000), the Great Observatories Origins Survey (Giavalisco et al. 2004), обзор в инфракрасном спектре CANDELS (Cosmic Assembly Near-infrared Deep Extragalactic Legacy Survey) (Grogin et al. 2011; Koekemoer et al. 2011), и увенчались Hubble Ultra Deep Field (Beckwith et al. 2006), который на сегодняшний день остается самым глубоким исследованием в оптическом и ближнем инфракрасном диапазоне нашей Вселенной.
Однако, несмотря на все эти исследования, до сих пор неясно, как общая плотность числа галактик эволюционирует с течением времени. Это интересный вопрос, поскольку мы знаем, что скорость звездообразования возрастает, а затем снижается при z < 8 (например, Bouwens et al. 2009; Duncan et al. 2014 ; 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.
Существует несколько причин того, почему нелегко определить общее количество галактик на основе результатов сверхдальних исследований. Однa из них заключается в том, что все сверхдальние наблюдения являются неполными. Это связано с ограничениями времени и глубины экспозиции, из-за этого некоторые галактики обнаруживаются более легко, чем другие. Результатом этого является неполная картина даже в самых сверхдальних обследованиях, которые могут быть исправлены, но которые все еще оставляют некоторую неопределенность. Однако более важная проблема заключается в том, что эти наблюдения не достигают самых слабых галактик, хотя из теории, мы знаем, что должно быть гораздо больше слабых галактик за пределами границ, доступных в настоящее время нам для наблюдений.
Важно также обратить внимание на то, что мы понимаем под общей плотностью галактик во Вселенной. Это не простая величина, которую можно определить как общую плотность, существующую в настоящее время, общая плотность, которая является наблюдаемой в принципе, и общая плотность, которую можно наблюдать с помощью современной технологии, - это разные вопросы с разными ответами. Существует также проблема, что мы ограничены космологическим горизонтом над тем, что мы можем наблюдать, и поэтому есть галактики, которые мы не можем видеть за его пределами. Даже количество галактик, которые существуют во Вселенной сегодня, то есть, если мы могли бы рассматривать всю Вселенную как есть в настоящий момент, а не быть ограниченным временем прохождения света, представляет собой сложный вопрос. Галактики в далекой вселенной эволюционировали за пределы того, что мы можем наблюдать в настоящее время из-за конечной природы скорости света и, по-видимому, будут похожими на те, что есть в видимой Вселенной. Мы рассматриваем все эти проблемы в данной статье, а именно, как плотность числа галактик изменяется в пределах текущей наблюдаемой вселенной до z ~ 8.
В целях сравнения, в Приложении к данной работе, мы также проводим анализ числа галактик, которые видны современным телескопам на всех длинах волн, и которые мы можем наблюдать в настоящее время. Затем мы сравниваем эти данные с измерениями общего числа галактик, которое потенциально может наблюдаться во Вселенной на основе измеренных функций масс (mass function). Мы также обсудим, как эти результаты раскрывают информацию об эволюции галактики и фонового излучения Вселенной . Мы также приводим информацию о будущих исследованиях, и какую долю галактик они будут наблюдать.
Эта статья разделена на несколько разделов. §2 описывает данные, которые мы используем в этом анализе, §3 описывает результаты настоящей работы, в том числе методы анализа функций звездной массы галактики с целью получения общего количества галактик, находящихся во Вселенной, §4 описывает последствия этих результатов, а в §5 представлено краткое изложение статьи. В этой работе мы используем стандартную космологию: H 0 = 70 km s −1 Mpc −1 , и Ω m = 1 − Ω λ = 0.3.

2. Данные

Данные, которые мы используем для этой статьи, получены из многочисленных источников и результатов предыдущих работ. В Приложении мы описываем, сколько галактик мы можем наблюдать в настоящее время во Вселенной, основываясь на самых глубоких наблюдениях, доступных к настоящему времени. Здесь, в основной статье, мы исследуем вопрос о том, сколько галактик потенциально можно обнаружить во Вселенной, если глубокая визуализация по всем длинам волн выполнена во всех частях неба без каких-либо помех от Галактики или других искажений.
Для большей части данного анализа и результатов этой работы мы используем функции масс галактик из обозримой Вселенной вплоть до z ~ 8, чтобы определить, как плотность числа галактик эволюционирует со временем и космологическим красным смещением . Эти функции массы и светимости сейчас только начинают измеряться для больших значений красного смещения, и наши первичные данные исходят из функций масс, рассчитанных с использованием высокоточных инфракрасных и оптических съемок телескопом Хаббла и наземных станций.
Как представлено в следующем разделе, функции масс, которые мы используем, взяты из Perez-Gonzalez et al. (2008) , Kajisawa et al. (2009) , Fontana et al. ( , ), Caputi et al. (2011) , Pozzetti et al. (2007) , Mortlock et al. (2011) , Tomczak et al. (2014), Muzzin et al. (2013) , и Mortlock et al. (2015) для галактик при z < 3. Для самых высоких значений красного смещения мы используем функции масс, опубликованные Duncan et al. 2014 , Grazian et al. (2015) , Caputi et al. (2011) и Song et al. (2015) . Мы упорядочили все эти функции масс из каждого вышеуказанного исследования на основе солпитеровской начальной функции масс 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.

Рисунок 1. Функции масс, которые мы используем в данной статье, представлены на графикахс помощью функции светимости Шехтера. Все эти значения взяты из различных исследований, упомянутых в §2. Функции масс представлены в зависимости от значений космологического красного смещения , на левом графике отображены системы при z < 1, средний график показывает 1 < z < 3 и z > 3 (крайний правый). Эти функции масс показаны так, что сплошные цветные линии являются функциями масс вплоть до предела соответствующих данных, в которых они полны, а пунктирные линии показывают нашу экстраполяцию до $M_* = 10^6 M_\odot$. «Самый плоский» график функции масс для 1 < z < 3 взят из работы Muzzin et al. (2013) и для z > 3 взят из работы Grazian et al. (2015) .

3. Распределение плотности галактик

3.1 Введение и предостережения

Основным методом, который мы используем для определения плотности галактик во Вселенной, является интеграция количества галактик через установленные функции масс для данного космологического красного смещения. Для этого требуется экстраполировать установленные функции звездной массы, чтобы достичь минимального предела массы популяции галактик. Есть много способов, которыми это можно сделать, о чем мы поговорим ниже. Одним из наиболее важных вопросов является нижний предел, от которого мы должны начинать подсчет количества галактик в зависимости от функций масс. Благодаря недавним публикациям, где приводятся функции звездной массы до z ~ 8 (например, Duncan et al. 2014 ; Grazian et al. (2015) , Song et al. (2015) , мы можем теперь сделать этот расчет впервые. Другая проблема заключается в том, может ли функция светимости Шехтера. быть экстраполирована ниже предела данных, для которых она изначально была пригодна. Это вопрос, который мы подробно исследуем.
Это дополняет непосредственно наблюдаемый подход, представленный в Приложении, и является более точным способом измерения количества галактик в наблюдаемой в настоящее время Вселенной, если функции масс правильно измерены и точно параметризованы. Однако этот метод потенциально чреват подводными камнями, которые необходимо тщательно рассмотреть и проанализировать. Не в последнюю очередь это связано с тем, что измерения зависят от гораздо большего количества факторов, чем просто фотометрия и проблемы с идентификацией объекта, которые всегда присутствуют при простом измерении числа галактик. Ситуация здесь связана с другими неопределенностями, связанными с измерением звездных масс и красных смещений. Тем не менее, если мы можем объяснить эти неопределенности, интеграция установленных функций масс может рассказать нам о плотностях галактик в заданном интервале красного смещения с некоторой измеренной неопределенностью.
Мы используем этот метод для вычисления общей плотности галактик, находящихся в пределах наблюдаемой в настоящее время Вселенной, как функции красного смещения. Для этого мы непосредственно не интегрируем наблюдаемые функции масс, а используем параметризованную форму, заданную функцией Шехтера (1976), чтобы определить общую плотность числа галактик как функцию красного смещения. Форма этой функции задается:

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

где b = 1 для функции масс, b = 0.4 для функции светимости , которая будет записана в терминах абсолютных величин. Для функции масс, $M^*$ есть типичная масса в логарифмических единицах и определяет, где функция массы изменяет наклон, а $M = \log(\frac{M_*}{M_\bigodot})$ есть масса в логарифмических единицах. Аналогично для функции светимости, $M^*$ соответствует типичной величине. Для обоих функций $\phi^*$ есть нормализация, а $\alpha$ определяет наклон для более тусклых и менее массивных галактик. Наш метод использует опубликованные значения $\phi^*$, $\alpha$ и $M^*$ для вычисления интегрированного количества галактик в различных красных смещениях.
Мы используем функцию светимости Шехтера как инструмент для вычисления общей плотности так как в целом она хорошо описывает распределение масс галактик во всех красных смещениях в диапазонах, которые мы исследуем. Однако мы не знаем, в каком нижнем пределе массы он остается действительным, что является одной неопределенностью в нашем анализе. Далее мы обсудим использование $M_*>10^6 M_\bigodot$ как лимита и обоснование его использования в качестве нашего нижнего предела. Мы также обсудим, как наши результаты изменились бы, если бы мы использовали другое значение ограничения нижнего предела массы.
Поскольку мы интегрируем функции масс через всю историю вселенной, мы должны использовать множество обследований для учета числа галактик при разных красных смещениях. Различные диапазоны красного смещения требуют исследований, выполненных на разных длинах волн, и различные исследования иногда обнаруживают разные значения параметров Шехтера. В этой работе мы пытаемся всесторонне изучить функции масс, которые, особенно при низком красном смещении, могут давать широко расходящиеся значения плотности и формы эволюции. Мы получаем почти одинаковые результаты, как при использовании двойной функции светимости Шехтера, применяемую для расчета функции масс при низких значениях космологического красного смещения, также как и в том случае, если мы используем степенной закон (power-law) для расчета функции масс при высоких значениях космологического красного смещения.

1. cтр. 170-183 Лекций по звездной астрономии. Локтин А.В., Марсаков В.А., 2009 год.
2. Те же самые лекции по звездной астрономии в формате HTML на astronet.ru
3. И.В. Чилингарян, Классификация объектов по распределению энергии в спектре
4. База знаний по внегалактической астрономии и космологии , раздел внегалактической базы данных НАСА (NASA/IPAC Extragalactic Database, NED) - крупнейшее хранилищее изображений, фотометрии и спектров галактик, полученных в ходе обзоров неба в микроволновом, инфракрасном, оптическом и ультрафиолетовом (УФ) диапазонах.
5.
6.
7. Космологическая функция галактических масс
8. Свойства и функции светимости чрезвычайно тусклых галактик. Michael R. Blanton. В этой работе была представлена двойная функция светимости Шехтера (the double Schechter luminosity function). Раздел 4.2 на стр.10.
9. Левая и правая усеченная функция яркости Шехтера для квазаров. Lorenzo Zaninetti. 29 мая 2017. A Left and Right Truncated Schechter Luminosity Function for Quasars

В диапозоне космологического красного смещения z ~ 0 - 3 мы используем установленные значения функций масс и их ошибки из работ, проведенных Perez-Gonzalez et al. (2008) , Kajisawa et al. (2009) , Fontana et al. ( , ), Caputi et al. (2011) , Pozzetti et al. (2007) , Mortlock et al. (2011) , и Mortlock et al. (2015) . Эти функции звездных масс определяются путем измерения звездных масс объектов посредством процедуры SED fitting (spectral energy distributions fitting). Несмотря на большой разброс в различных измерениях параметров функции Шехтера, мы используем всю эту информацию, чтобы принимать во внимание различные методы измерений и используемых моделей, а также космическую дисперсию (cosmic variance). Эти функции масс, параметризованные функцией Шехтера, показаны на Рисунке 1. Мы также конвертируем те исследования, в которых используются начальные функции масс Шабрие (Chabrier IMF) - Pozzetti et al. (2007), Duncan et al. (2014), Mortlock et al. (2015) и Muzzin et al. (2013) который использует начальные функции масс Кроупа (Kroupa IMF) в начальные функции масс Солпитера (Salpeter IMF). Список значений, которые мы используем в нашем анализе, показан в ${!! show2_MathJax ? "Закрыть":"Таблице 1" !!}$Примечание - В этой таблице перечислены параметры приведенных функций Шехтера, которые мы используем для выполнения наших расчетов. Они все нормализованы в целях получения сопостовимых значений начальных функций масс Солпитера (Salpeter IMF), хотя Pozzetti et al. (2007), Duncan et al. (2014) и Mortlock et al. (2015) в своих работах использовали начальные функции масс Шабрие (Chabrier IMF), а Muzzin et al. (2013) использовали начальные функции масс Кроупа (Kroupa IMF).

${!! show2_MathJax ? "Закрыть":"Таблице 1" !!}$ .

Заметим, что мы рассматриваем только те функции масс, где параметр α в применимых моделях Шехтера разрешается изменять. Если результат функции массы получается от фиксированного значения α , то это приводит к искажению числа галактик, поскольку это значение имеет существенное влияние на число тусклых галаких с небольшой массой в заданном объеме (§3.2). Поэтому мы исключаем результаты функции масс из исследований, использующих α CANDELS (Cosmic Assembly Near-infrared Deep Extragalactic Legacy Survey), а также из HUDF (Hubble Ultra Deep Field) .
Для высоких значений космологического красного смещения функции масс являются относительно новым параметром, поэтому в целях получения согласованных и непротиворечивых данных мы также проанализировали полученные функции светимости в ультрафиолетовом диапазоне, в основном при 1500˚A. Для этого мы использовали данные, опубликованные в работах Bouwens et al. (2011), McLure et al. (2009), McLure et al. (2013), Bouwens et al. (2015) и Finkelstein et al. (2015). McLure et al. (2013) и Bouwens et al. (2015) анализируют данные, полученные из самых дальних обзоров Космического телескопа «Хаббл» , включая обзор HUDF12 Hubble Ultra Deep Field 2012 , который исследовал галактики для самых высоких значений космологического красного смещения при $z = 8$ и $z = 9$.
Для преобразования лимта звездных масс к пределу УФ-величины, мы используем отношения между этими двумя величинами, рассчитанные в работе Duncan et al. (2014). Duncan et al. (2014) смоделировали линейное отношение между массой и светом в УФ и как она развивается при различных значениях космологического красного смещения. Мы используем их, чтобы определить, предел УФ-величины, соответствующий нашему стандартному лимиту масс $M_* = 10^6M_\odot$. Таким образом, мы можем связать наш лимит звездной массы с пределом абсолютной величины в УФ. Мы не используем эти значения в наших расчетах, но используем эти функции светимости для проверки соответствия наших результатов, полученных от функций звездных масс. Мы находим высокую согласованность с функциями звездной массы, в том числе при использовании различных вариаций преобразования звездной массы в УФ-светимость (например, Duncan et al. 2014; Song et al. 2015). Более того, все наши функции масс для высоких значений космологического красного смещения более или менее согласованы, за исключением Grazian et al. (2015), результаты которого приводят к несколько более низкому значению $\phi_T$.

5. Краткие итоги исследования

Мы исследовали фундаментальный вопрос о распределение плотности галактик во Вселенной. Мы анализируем эту задачу несколькоми способами и обсуждаем последствия для эволюции галактики и космологии. Мы используем недавно полученные массовые функции для галактик до z ∼ 8 для определения распределения плотности галактик во Вселенной. Наш основной вывод заключается в том, что плотность числа галактик уменьшается с течением времени как $\phi_T(z) \sim t^{-1}$, где t – возраст Вселенной.
Далее мы обсуждаем последствия этого увеличения плотности числа галактик с ретроспективного взгляда назад для множества ключевых астрофизических вопросов. Интегрируя плотность числа галактик мы рассчитали количество галактик во Вселенной , значение которого составило $2.0 {+0.7\choose -0.6} \times {10^{12}}$ для $z = 8$, которое в принципе можно наблюдать. Это примерно в десять раз больше, чем при прямом подсчете. Это означает, что нам еще предстоит обнаружить большую популяцию слабых далеких галактик.

В терминах астрофизической эволюции галактик мы показываем, что увеличение интегрируемых функций масс всех галактик с красным смещением объясняется моделью слияния. Мы показываем, что простая модель слияния способна воспроизводить снижение числа галактик с временным масштабом слияния $\tau=1.29 ± 0.35 Gyr$. Полученная скорость слияния при z = 1.5 составляет R ∼ 0.05 слияний $Gyr^{−1} Mpc^{−3}$, близко к значению, полученному при структурном и парном анализе. Большинство из этих сходящихся галактик представляют собой системы с более низкой массой, увеличивающие со временем плотность числа галактик с нижнего предела до более высоких масс при вычислении общей плотности.

Наконец, мы обсуждаем последствия наших результатов для будущих исследований.

В будущем, поскольку функции масс становятся более известными благодаря лучшему моделированию SED и более глубоким и более широким данным с JWST и Euclid / LSST, мы сможем более точно измерить общую плотность числа галактик и, таким образом, получить лучшую меру этой фундаментальной величины.

Этот простой вопрос тянет за собой понимание того, что человечество еще бесконечно далеко от реального представления о том, как устроен хотя бы обозримый с помощью современных телескопов, включая размещенные на орбитальных аппаратах, межпланетных автоматических станциях, . Сколько галактик во Вселенной? Сегодня на этот вопрос лучшим ответом можно считать такой – бесконечно много.

Как это, так и почему якобы всесильная наука и ее передовые адепты на этом фронте: практические астрономы, теоретические астрофизики, заумные специалисты, создавшие исследовательское направление с много говорящим названием «космогония», нацеленное на изучение или хотя бы внятное объяснение происхождения как Вселенной в целом, так и планет, звезд, галактик и их скоплений в частности, так мало еще ведают о бескрайнем космическом пространстве.

Интересно, одновременно смешно и грустно, но еще на рубеже XX века познания человечества об устройстве Большой Вселенной не сильно отличались не только от представлений средневековых астрономов, таких как Коперник или Кеплер, открывших законы, по которым вокруг Солнца движутся планеты его системы, но и от наблюдательных, более далеких предков, в том числе жрецов, шаманов, тоже знавших, что на ночном небе видны звезды, страшно далекие от Земли.

Это подтверждают следующие факты:

Все три галактики видны с Земли даже без бинокля / телескопа, потому что они ближайшие соседи нашего Млечного Пути, на окраине которого нашлось место для Солнечной системы. Последнее объясняет, то почему «молочная дорога» кажется нам огромным удаленным скоплением множества звезд.

Собственно, слово «галактика» и произошло от греческого названия Млечного пути. Теперь так называют все гигантские скопления космического вещества и различной энергии, например, темной, сущность которой ученым, не говоря об обычных гражданах, пока понятна больше на уровне догадок, теоретических построений.

Многие века Млечный Путь и был для землян всей Вселенной. Лишь в 1918 году ученым удалось измерить расстояние до туманности Андромеды, и, сравнив его с расстоянием до дальних звезд нашей галактики, понять, что она вовсе не является центром мироздания.

Следует учесть, что инструментальные методы исследования Вселенной были очень долго крайне несовершенными. Этот факт подтверждается тем, что к началу 90-х годов ушедшего века астрономическому сообществу было известно не более 30 галактик, в которых можно было различить отдельные звезды, входившие в так называемую Местную группу.

Это не удивительно, ведь галактики являются очень далекими астрономическими объектами:

• Галактика Андромеды, содержащая примерно один триллион звезд, находится на расстоянии 2,52 млн световых лет от Земли.
• Магеллановы Облака, являющиеся ближайшими галактиками-спутниками Млечного Пути – 160 тыс. св. лет.
• Расстояние до далеких галактик, наблюдение за которыми стало возможным только на рубеже XXI века с вводом в строй гигантских стационарных оптических и радиотелескопов на поверхности , и запуска их космических собратьев «Хаббла», «Гершеля», измеряется даже не в световых годах или тем более астрономических единицах, а в показателях красного смещения, понятных только «продвинутым» ученым, потому что объяснить это на нормальном, человеческом языке, оперируя хоть сколько-то привычными понятиями, – просто невозможно.

Сколько галактик во Вселенной– по современным оценкам, около двух триллионов. Причем, следует учесть, что речь идет только о наблюдаемой части дальнего Космоса, в то время как «содержимое», а также законы, действующие дальше хоть как-то изученного пространства на самом деле непонятны, не представимы пока никому.

Наши предки думали, что Земля - это и есть весь Мир, а Солнце и Луна крутятся вокруг планеты. С развитием науки эти границы расширялись, сначала до пределов Солнечной системы, затем до Галактики Млечный Путь. Сегодня перед учеными стоят более сложные вопросы: где проходит граница Вселенной и сколько существует Галактик?

То, что “туманности”, которые видели астрономы в ночном небе – это другие галактики, не имеющие никакого отношения к нашей родной, ученые поняли лишь в 20-е годы прошлого века.

Важнейшую роль в этом открытии сыграл один из основоположников современной астрономии американец Эдвин Хаббл, в честь которого и был назван главный космический телескоп NASA Hubble.

Стоит также отметить, что вплоть до начала XXI века галактиками было принято считать скопления с числом звёзд в диапазоне от нескольких миллионов до десятков и даже сотен триллионов. Последних относят к категории “галактик-супергигантов”, но, помимо них, в космосе имеются и куда более крупные структуры! В частности, учёными выявлены многочисленные “галактические скопления” – группы гравитационно связанных друг с другом сотен галактик, “сверхскопления” – галактические суперкластеры, объединяющие “обычные” скопления, и, наконец, “мега-монстры” – галактические нити (другое их название – “великие стены”), простирающиеся в космическом пространстве на сотни миллионов и даже несколько миллиардов световых лет комплексные структуры, в состав которых входят сотни галактических кластеров и суперкластеров, а также разделяющих их пустот.

Более того, относительно недавно астрономы стали находить и куда более мелкие галактические сообщества, например, в 2003 году были обнаружены микрогруппы (так называемые "ультракомпактные карликовые галактики"), объединяющие всего лишь несколько сотен звёзд. Таким образом, в настоящее время наблюдается сильная разноголосица мнений как в вопросе определения чётких физических границ между галактиками и "галактическими скоплениями", так и относительно того, можно ли количественно ограничить минимально допустимое число звёздных систем, входящих в состав отдельно взятой галактики.

Не так всё просто и с научной классификацией основных типов и видов галактик, точнее, их форм и пространственных очертаний.

Первую серьёзную попытку рассортировать галактики предпринял всё тот же Эдвин Хаббл, составивший в 20-30-е годы прошлого века специальную диаграмму, получившую затем название "камертон Хаббла". Все галактики он поделил на четыре основных типа – эллиптические (с вытянутой сферической формой), спиральные (дисковидные галактики, похожие на плоские блины и обладающие несколькими отростками-завихрениями – наш Млечный Путь относится именно к этой категории), линзовидные (схожие по форме со спиральными, но без рукавов-отростков) и "неправильные" , то есть, не поддающиеся чёткой визуальной классификации. Сам Хаббл полагал, что все эти типы плавно перетекают друг в друга со временем, причём, самыми древними являются эллиптические, а прочие образовались позднее вследствие пространственных мутаций. Соответственно, его схема выглядела как вилка-камертон с двумя зубцами: на его ножке-основании были эллиптические галактики, а на зубцах-продолжениях – линзовидные и спиральные, тогда как "неправильные" были вообще обозначены отдельно.

Эта его исходная версия впоследствии подверглась серьёзной коррекции и была дополнена множеством промежуточных и переходных типов. Более того, учёные в настоящее время полагают, что никакой эволюционной логики в развитии различных форм галактик, по всей видимости, вообще не было. Так, на ранних этапах расширения Вселенной могли образовываться как эллиптические, так и спиральные/линзовидные галактики, а, согласно одной из популярных гипотез, большинство самых древних галактик и вовсе обладали неправильными очертаниями.

Стоит отметить, что много новой информации о разных формах и возрастах разбросанных по Вселенной галактик было получено совсем недавно – в 90-е годы прошлого и в начале нынешнего века, и большая заслуга в этом принадлежит космическому телескопу Hubble, запущенному на околоземную орбиту в 1990 году. За 20 с лишним лет Hubble сделал огромное количество снимков отдалённых звёздных скоплений и выявил в ряде регионов Вселенной тысячи неизвестных ранее галактик.

В последней по времени исследовательской программе Frontier Fields с помощью телескопа Hubble изучаются наиболее древние участки звёздного неба. И в конце 2015 год после анализа очередной серии снимков Hubble и другого космического телескопа Spitzer, американскими астрономами была идентифицирована самая древняя на сегодня галактика, которая, по-видимому, образовалась спустя всего 400 миллионов лет после Большого Взрыва.

Как рождаются галактики?

Несмотря на огромный прогресс, достигнутый галактической астрономией во второй половине ХХ и в начале XXI веков, пока остаётся нерешённым целый ряд фундаментальных проблем, относящихся прежде всего к физическим механизмам образования и последующего развития этих крупномасштабных космических структур.

Согласно современным расчётам, предполагаемый возраст Вселенной, то есть, время, прошедшее с момента Большого Взрыва, составляет порядка 13 млрд 800 млн лет. В настоящее время учёные полагают, что первые галактики во Вселенной стали формироваться через несколько сотен миллионов лет после Большого Взрыва. Причём ещё совсем недавно считалось, что этот процесс был запущен позднее, – примерно спустя миллиард лет с момента "начала времён".

Благодаря быстрому совершенствованию научной аппаратуры в эпоху ИКТ-революции астрономам удалось отмотать ленту истории Вселенной далеко назад, однако даже самые мощные на сегодня телескопы пока не в состоянии разглядеть свет от очень тусклых космических объектов, образовавшихся на самых ранних этапах её эволюции.

Поэтому учёным-теоретикам приходится по большей части заниматься построением различных гипотез и математических моделей, объясняющих специфику галактогенеза. В принципе, современные компьютерные технологии уже позволяют детально просчитывать различные физические сценарии этого процесса, но для того, чтобы получить правильную картинку, сначала необходимо, как минимум, разобраться с тем, что из себя представляет пресловутая тёмная материя. Тёмная материя, по-видимому, является ключевой участницей галактогенеза, и без чёткого понимания её роли в этом процессе учёным едва ли удастся разработать по-настоящему эффективные и работающие компьютерные модели. Ещё один непонятный элемент этой головоломки – чёрные дыры, а точнее степень их участия в рождении и дальнейшем росте галактик. По предположениям учёных, эти колоссальные сгустки материи скрываются в центральных зонах большинства галактик.

Пока же наиболее популярной среди теоретиков считается гипотеза, согласно которой в результате сверхбыстрого расширения молодой Вселенной в ней в большом количестве накапливались разнородные сгустки (комки) материи, которые постепенно под действием взаимной гравитации объединялись друг с другом во всё более массивные структуры (сначала – в отдельные звёзды, а затем – в звёздные скопления-зародыши будущих галактик). Особое внимание в схеме галактогенеза уделяется и возможным сценариям участия в этом процессе тёмной материи, которая, скорее всего, выступала в качестве основного цементрирующего материала, гравитационно удерживающего новообразования, возникавшие в различных регионах Вселенной.

Съемки в прямом эфире

Одним из важнейших научных направлений является исследование процессов слияния и объединения друг с другом зрелых галактик, наблюдаемых нашими приборами "в реальном времени" (разумеется, с поправкой на тот очевидный факт, что приборы наблюдения, фиксируя сигналы, приходящие к нам на Землю, видят эти объекты такими, какими они были в очень далёком прошлом).

На протяжении нескольких миллиардов лет после Большого Взрыва сформировавшиеся галактики различных форм и видов регулярно наращивали свою массу и объём, по большей части засасывая из окружающего космического пространства газ и пылевые частицы. Однако постепенно этот "ничейный материал" во Вселенной стал дефицитным и средние темпы увеличения массы звёздного вещества в зрелых галактиках резко упали. Поэтому главным ресурсом пополнения запасов вещества галактик на поздних этапах эволюции оказались ближайшие к ним звёздные скопления меньшего размера.

Карликовая эллиптическая галактика в созвездии Стрельца – одна из двух неудачливых соседок Млечного Пути, которую наша галактика постепенно вбирает в себя, кормясь поставляемым извне новым сырьём. Вторая известная науке её жертва – ещё одна мини-галактика в созвездии Большого Пса, которую Млечный Путь уже почти полностью переварил: согласно данным астрономических наблюдений, от неё к настоящему времени остались лишь "рожки да ножки" (звёзды, сохранившиеся в её бывшей центральной зоне-ядре). В более же древние времена, по оценкам учёных, Млечный Путь успел успешно полакомиться как минимум восемью другими мелкими галактиками. Однако, в отдалённом будущем, примерно через 4 миллиарда лет, нашей галактике предстоит весьма нелицеприятная встреча с ещё более крупным, чем она, соседом, – галактикой Андромеды. По расчётам теоретиков, по прошествии ещё двух миллиардов лет после этого сближения Млечный путь и Андромеда должны слиться в одну большую эллиптичесую галактику.

Сколько же галактик во Вселенной?

Слова поэта поражают: ведь в те времена знали только одну звездную систему. И как ни много звезд в нашей Галактике, но их количество все-таки ограничено — около 100 млрд. Лишь в начале прош-лого века астрономы поняли, что есть звездные миры, существующие неза-висимо от нашей системы-галактики, называемой Млечный Путь. Туман-ность Андромеды — типичный пример соседнего гигантского звездного дома. С открытием других звездных "остро-вов" мысль о бесконечности окружаю-щего нас мира получила существенную поддержку. Ведь если галактика в созвездии Андромеды похожа на на-шу, в которой расположена Солнечная система, то схожую природу имеют и множество других галактик, в кото-рых из-за их удаленности от нас уче-ные не могут рассмотреть отдельные звезды.

Сколько же галактик во Вселенной? Ответ на этот вопрос имеет громадное значение для судеб находящихся в ней цивилизаций. Если все галактики мож-но "пересчитать", то это означает, что и время жизни Вселенной должно быть ограничено.

Наш мир существует благодаря то-му, что в начале всего лежит превраще-ние водорода в гелий, происходящее внутри звезд. Этот процесс образно опи-сал Харри Мартинсон в миниатюре:

В изнанке времени возник

водород в неброском виде

и из атомов воздвиг

богу своему хитроумный дом.

И в этом мире мы с вами сейчас жи-вем! Постепенно звезда "...сжимается и стынет и плывет в те миры, где тускло носятся в пустыне, как луны, мертвые шары". Так Семен Кирсанов в стихот-ворении "Сожаление" пишет о судьбе звезды.

Каково же будущее того мира, где звезды, исчерпав запасы горючего, под-держивавшего их свечение на протяже-нии десятков миллиардов лет, либо превратятся в холодные объекты — бе-лые карлики, нейтронные звезды, либо станут черными дырами?

Конечно, можно подсчитать, что нашей Галактике, чтобы превратить-ся в кладбище звезд, понадобится сот-ня миллиардов лет. Астрономы уста-новили, что возраст Галактики состав-ляет около 12 млрд. лет. А что прои-зойдет с ней в следующий десяток миллиардов лет? Неужели человечес-тво окажется в поистине фантастичес-ком мире, в котором все звезды погас-ли? А жизнь сохранившихся цивили-заций будет поддерживаться теплом, извлекаемым неведомыми нам путя-ми, например, в космической жаров-не, где будут сгорать отжившие свое звезды.

Но есть ли во Вселенной такие про-цессы, которые приводили бы к возоб-новлению водорода? Если есть, то в Галактике должен иметь место "кру-говорот водорода". И тогда было бы весьма затруднительно указать время "кончины" подобной системы. Такая возможность позволит какой-нибудь развитой цивилизации путешество-вать от одной звезды к другой, еще не погасшей, обеспечивая себе практи-чески вечное существование. Ведь ес-ли в одной области галактики звезды умирают, то в другой — могут заго-раться новые. Такое рассуждение по-надобилось нам, чтобы обосновать переход ученых к рассмотрению свойств объектов, расположенных за предела-ми нашего звездного дома, причем иногда на столь огромных расстояни-ях, что луч света от них идет к нам миллиарды лет. Для сравнения вспом-ним: необходимо чуть больше 8 ми-нут, чтобы световой луч известил нас о том, что произошло на Солнце. Что-бы "определить судьбу" Вселенной, в том числе и нашей Галактики, следо-вало бы узнать о свойствах громадного мира галактик.

Сейчас ни один астроном с точнос-тью не скажет, сколько галактик мож-но наблюдать на небе современными средствами. В 1934 году американ-ский астроном Эдвин Хаббл подсчи-тал, что число звездных островов, ко-торые он смог бы "увидеть" с помощью крупнейшего тогда телескопа с диа-метром зеркала 2,5 м, составляет свы-ше 5 млн. Но с тех пор построены 6-м, несколько 8-м и два 10-м телескопа. В 6-м телескоп астрономы смогли бы наблюдать уже 1,4 млрд. галактик. Конечно, столько объектов ни один астроном не в состоянии увидеть. На помощь пришли подсчеты, сделанные в небольшом участке неба, которые за-тем были увеличены с учетом площади всей небесной сферы.

А вот космическому телескопу, названному в честь Э. Хаббла, до-ступны для просмотра уже около 50 000 млрд. галактик! Сравните эту цифру с количеством жителей на Земле — на каждого приходится око-ло 10 000 галактик! А в каждой га-лактике бывает до 100 млрд. звезд. Вот и верь после этого астрологам, ут-верждающим, что звезды на небе оп-ределяют судьбу каждого человека на Земле. Но хоть и велики приведенные цифры, но им все равно далеко до бесконечности.

Как разобраться в закономерностях, определяющих вид и суть столь огром-ного количества объектов? Конечно, такая задача была бы невообразимо трудной, а может, и неразрешимой, ес-ли бы все внегалактические объекты были различны. Природа оказалась не настолько коварной, чтобы завести астрофизиков в тупик. По образному выражению Вильяма Гершеля, "Лабо-ратория Природы", а именно так он назвал мир звезд и туманностей, есть "сад", в котором различные объекты находятся на разных стадиях разви-тия. К великому сожалению, астроно-мы до сих пор не могут с уверенностью сказать, какие объекты этого косми-ческого сада являются молодыми, а ка-кие — старыми. Но все-таки разделить все множество галактик на типы уче-ные смогли более 70 лет назад. И сде-лал это уже знакомый нам Э. Хаббл. Весной 1926 года идея ученого была опубликована в отчете Комиссии по ту-манностям Международного Астроно-мического Союза.

Оказалось, что 95 % всех звездных островов имеют симметричную форму. Лишь у трех из ста галактик трудно за-метить какую-либо структуру, и по этой причине они были названы непра-вильными.

Другой известный астрофизик Вальтер Бааде писал, что "система Хаббла настолько эффективна, что число исключений неправдоподобно мало". Схема Хаббла очень проста: га-лактики бывают сферическими, эл-липтическими, спиральными и непра-вильными. Вот только га-Схема, показывающая разнообразие форм галактик, была предложена Эдвином Хабблом. Она имеет вид "камертона": на "руко-ятке " изображены эллиптические галактики, на двух ответвлениях — спиральные галак-тики. В том месте, где ответвления соединя-ются с "рукояткой", находится чечевицеобразная галактика, которая обладает некото-рыми особенностями эллиптических и спи-ральных галактик.

Галактики делятся на два больших клас-са. У одних спирали выходят прямо из ядра, а у других — из перемычки, сое-диняющей спирали с ядром.

Такая теория объясняла существо-вание всех типов галактик. По этой схеме наша Галактика и туманность Андромеды, которые являются наибо-лее массивными из всех видимых в наблюдаемой части Вселенной (Мета-галактике), должны быть наиболее старыми. Процесс сжатия ускоряется с увеличением массы протогалактического облака. Но такой вывод вряд ли верен, поскольку почти все галактики имеют один и тот же возраст. Есть и другие аргументы против изложенного допущения. Например, почему у "очень старых" неправильных галак-тик астрономы обнаружили наиболь-шее количество газа, иногда до трети от массы самого объекта. Как же так, почему у старого объекта есть еще ве-щество, из которого могут образовы-ваться звезды?

А может быть, каждая из галактик проходит свой собственный путь разви-тия? И что же тогда со временем может получиться из туманности Андромеды или из нашей собственной Галактики? Но в природе всегда множество схожих объектов развивается определенными схожими путями. Какими же?

Большинство из нас знает астроно-мические объекты, заключенные внут-ри весьма ограниченного объема про-странства — звезды, планеты и их спут-ники, кометы, астероиды... Но Абдулла Арипов в стихотворении "Безбреж-ность" верно отметил:

Доказано, что нет пределов у Вселенной:

Над небом наших звезд —

Миры других небес.

Ни мыслью, ни мечтой,

Пусть самой дерзновенной,

Не в силах мы объять

Величье всех чудес.

О звездной природе галактик узнали после того, как К. Лундмарк наблюдал звезды на окраинах туманности М 33 в созвездии Треугольника. Через пять лет Э. Хаббл сделал то же и для туманности в Андромеде М 31. В настоящее время самый крупный телескоп способен за-фиксировать сотни миллиардов галаклактики делятся на два больших клас-са. У одних спирали выходят прямо из ядра, а у других — из перемычки, сое-диняющей спирали с ядром.

Ученые любят все выражать в про-центах, и во многих случаях это бывает оправдано, ведь за цифрами всегда кро-ется какая-нибудь особенность. Поло-вина галактик имеют спирали, а чет-верть из них видна на фотографиях в виде светлых пятен эллиптической формы. Бесформенных галактик всего 5 %. Пятая часть относится к линзо-образным, поскольку это — и не эл-липтические, и не спиральные галак-тики.

Цифры всегда скучны сами по себе, если не участвуют в описании какого-нибудь сюжета, который оказывается иногда весьма занимательным. Дейст-вительно, почему галактики отличают-ся друг от друга? Не становятся ли сферические галактики со временем спиральными, которые затем теряют свой узор и превращаются в неправиль-ные? Красоту схемы Хаббла признали все. Пользоваться ею стали на всех об-серваториях, поскольку, как казалось вначале, она вроде бы описывала прос-тую схему возникновения и жизни га-лактик.

Вообразите гигантское облако газа, из которого со временем образуется га-лактика с сотней миллиардов звезд. Гравитация будет сжимать облако, а вращение приведет к сплющиванию. Вот и получается, что если галактика вначале имела сферическую форму, то со временем она становилась все более сжатой. А как же появились спирали? Вспомните катание на карусели — кру-ге, вращающемся вокруг оси, проходя-щей через его центр. Удержаться на нем становится все труднее по мере уве-личения скорости его вращения. Так и вещество галактики — оно будет отры-ваться от экваториальной плоскости, и удаляясь от оси вращения, закручи-ваться в виде спиралей.

Такая теория объясняла существо-вание всех типов галактик…

…Расстояния до галактик невозможно определить методом параллаксов, так как они слишком далеки. Для этого ис-пользуют наблюдения цефеид, Новых и Сверхновых звезд, шаровых скопле-ний, облаков ионизированного водоро-да и др. В 1912 году В. Слайфер открыл красное смещение в спектрах галак-тик, которое в сравнении с расстоянием до них и позволило Э. Хабблу установить связь между ними.

Вид галактики связан с ее характе-ристиками: более яркие галактики яв-ляются и более массивными. Масса га-лактики определяется по кривой ско-ростей, то есть, зависимости скорости вращения от расстояния до центра га-лактики.

Кривые вращения показывают так-же, что в галактиках, возможно, есть значительное количество вещества, ко-торое не проявляет себя в излучении — так называемая "скрытая масса".

Массы же галактик могут быть весь-ма велики — до нескольких сотен мил-лиардов масс Солнца, причем, наиболее массивными оказываются эллиптичес-кие галактики.

Многие галактики входят в скопле-ния. Наша галактика входит в Мест-ную группу, насчитывающую свыше трех десятков галактик, в число кото-рых входит М 31, одна из самых мас-сивных в Метагалактике, а также око-ло двух десятков карликовых галактик и знаменитые Магеллановы облака — Большое и Малое — спутники Галакти-ки. Центр ближайшего сверхскопления галактик находится в созвездии Девы на расстоянии около 65 млн. световых лет. Оно содержит около 200 галактик высокой и средней светимости, в том числе и ярчайшую из них — "Сомбре-ро". Ученые считают, что наша Мес-тная система галактик входит в это сверхскопление.

Многие галактики являются источ-никами радиоизлучения. Среди них выделяются галактики умеренной мощности (N-галактики и сейфертовские галактики). Многие галактики ак-тивно излучают избыточное количество коротковолнового излучения. Считает-ся,чтоегоисточникамиявляются электроны, движущиеся в магнитных полях галактик.

Наиболее замечательными и наибо-лее удаленными от нас галактиками яв-ляются квазары — источники необы-чайно высокого излучения, природа ко-торого до сих пор не разгадана. Астро-номы уверены, что в центре квазаров расположена сверхмассивная черная дыра, взаимодействие которой с вещес-твом Галактики и является причиной мощного излучения.

Мы еще не раз вернемся к теме изу-чения галактик, поскольку она дейс-твительно неисчерпаема, и вопросов здесь гораздо больше, чем ответов.

Космический танец царства Галактик

Детальное исследование Вселенной показало, в каком фантастическом космическом балете участвует Зем-ля. Сначала она со скоростью 30 км/с увлекает нас за собой в ежегодное путешествие по орбите вокруг Солнца диамет-ром 17 световых минут (рис. А). Солнечная система совер-шает "кругосветное путешествие" вокруг центра Млечного Пути со скоростью 230 км/с (рис. В).

Млечный Путь диаметром 100 тысяч световых лет летит со скоростью 90 км/с к своей соседке Андромеде, при этом они являются частью Местной группы, которая простира-ется на миллионы световых лет (рис. С). В свою очередь, Местная группа галактик движется со скоростью, пример-но, 600 км/с, притягиваемая сверхскоплениями в созвез-диях Девы, Гидры и Центавра, ближайшее из которых от-стоит от нас на расстоянии более 65 млн. световых лет (рис. D). Упомянутые ближайшие сверхскопления находятся в гра-витационном взаимодействии с другими галактическими агломерациями.

Совокупности сверхскоплений образуют гигантские це-почки, протяженностью в сотни миллионов и миллиарды световых лет. Самое интересное то, что видимая нашим глазом материя (звезды и галактики) играет весьма незна-чительную роль в этом "Вселенском спектакле". В значи-тельно большей степени эти гигантские пространственные структуры формирует: а) — гравитационное поле невиди-мой "скрытой массы" или "темной материи", излучение которой не фиксируется нашими приборами, а также б) — антигравитационное воздействие "темной энергии", спо-собствующее расширению Метагалактики.

В глубинах Малого Магеланового облака

Несомненным украшением южного звездного неба на-шей планеты является Малое Магелланово облако (ММО) — спутник Млечного Пути. Оно находится от нас на расстоянии 210 000 световых лет в направлении созвездия Тукана. Объектом исследований космического телескопа им. Хаббла стала область звездообразования в ММО, получив-шая название NGC 346. Эта область, запечатленная на сним-ке, приведенном на следующей странице, имеет в поперечни-ке около 200 световых лет. При детальном исследовании уче-ные обнаружили здесь множество звездных эмбрионов, за-рождающихся в коллапсирующих газово-пылевых облаках. В этих зародышах еще не начались ядерные реакции. Наи-меньшие из них имеют массу, равную половине массы наше-го Солнца. Их общее количество равно, примерно, 2500. По оценкам астрономов, общее количество звезд в NGC 346 со-ставляет 70 000. Там обнаружено несколько возрастных групп звезд. Наиболее старые имеют возраст 4500 млрд. лет (ровесники нашего Солнца), а самые молодые образовались всего 5 млн. лет назад, когда человек на Земле осваивал прямохождение.

Галактики, не имеющие выраженной структуры, подоб-ные ММО, считаются строительными блоками, из которых на ранних стадиях развития Вселенной формировались большие галактики. Этот спутник Млечного Пути является "лаборато-рией" для исследования процессов рождения звезд. ММО об-разовалось значительно позже нашей Галактики, о чем гово-рит меньшее содержание тяжелых элементов в его звездах.

P . S . Протяжность временного потока

14 октября 2016 в 18:28

В обозримой части Вселенной в 10-20 раз больше галактик, чем считалось ранее

• Научно-популярное ,
• Астрономия

Снимок, сделанный телескопом Хаббл (Источник: NASA/ESA)

Телескоп Хаббл помог астрономам сделать интереснейшее открытие, которое может оказать влияние на все будущее астрономической науки. Как оказалось, в обозримой части Вселенной в 10-20 раз больше галактик, чем считали раньше ученые. Такой вывод был сделан после анализа большого количества фотографий глубокого космоса, отправленных на Землю телескопом Хаббл. В ходе работы ученые изучали и другие снимки, сделанные астрономами в обсерваториях на Земле.

Вывод о том, что во Вселенной больше галактик, чем люди считали до сих пор, сделали ученые из Ноттингемского Университета во главе с Кристофером Конселисом (Christopher Conselice). Большинство таких галактик (примерно 90%) относительно небольшие и тусклые, так что заметить их не так и просто. По словам ученых, такие галактики похожи на спутники Млечного Пути. «Мы пропустили подавляющее большинство галактик, поскольку они слишком тусклы и находятся очень далеко», - говорит профессор Конселис.

«Реальное число галактик во Вселенной - один из фундаментальных вопросов в астрономии, и то, что более 90% галактик еще не изучены - пугает. Кто знает, какие интересные свойства этих объектов мы обнаружим, когда начнем изучать галактики при помощи телескопов нового поколения?», - спрашивает ученый.

Видео, размещенное выше - это выступление Карла Сагана в школе, где он объясняет школьникам необъятность Вселенной. «Всего здесь (в обозримой части Вселенной) около 100 миллиардов других галактик, в каждой из которых около 100 миллиардов звезд. Представьте, как много звезд, планет и форм жизни может быть в этой огромной и удивительной Вселенной», - говорит Саган.

Орбитальный телескоп Хаббл помогает специалистам изучить видимую часть Вселенной. Он работает уже около 20 лет, и за все это время ученые Земли получили огромное количество важнейшей информации, включая данные о числе галактик во Вселенной. Ранее считалось, что в обозримой части Вселенной насчитывается 100-200 миллиардов галактик. Но, похоже, это число можно смело умножать на 10 или даже 20.

Считать галактики во Вселенной - непростая задача. Во-первых, как уже указывалось выше, мы не видим большую часть таких объектов из-за их тусклости и небольшого размера. Проблема, собственно, не в галактиках, а в том, что оборудование, используемое человеком для наблюдения за ними, несовершенно. Во-вторых, пока что мы в состоянии изучить лишь малую толику пространства, которое доступно для наблюдения. Изображения Hubble Deep Field - это всего лишь миллионная часть того, что человек мог бы наблюдать. Вот анимация , которая показывает, насколько кршечна область пространства, за которой наблюдает Хаббл.

Свои выводы ученые из Ноттингемского университета сделали после работы по анализу снимков Хаббла продолжительностью в 15 лет. Начало работы было положено аспирантом Аароном Вилкинсоном, который получил крупный грант на проект по подсчету галактик. Данные, которое он получил, послужили основой для гораздо более масштабного исследования, проведенного профессором Конселисом вместе с коллегами из Эдинбургского и Лейденского университетов. Они использовали данные Вилкинсона, снимки, сделанные Хабблом, а также изображения из других обсерваторий со всего мира. Математический анализ показал, что плотность «населения» Вселенной выше, чем считалось.

Кроме того, ученые попытались подсчитать число галактик в древней Вселенной, миллиарды лет назад. По их мнению, в прошлом галактик было еще больше, чем сейчас - по крайней мере, в десять раз.

«Мы знаем, что с момента своего появления галактики развивались, сливались с другими объектами, увеличивались в размере. То, что в прошлом галактик было больше, указывает на очень активный эволюционный процесс, который привел к слиянию многих систем», - говорится в заявлении ученых. Этим эволюционным процессом является слияние галактик меньшего размера в более крупные объекты. Новые данные помогут ученым сформировать более точную чем когда-либо модель эволюции Вселенной.

Ученые, рассказывая о большом количестве галактик во Вселенной, вспомнили о парадоксе Ольберса . Это один из парадоксов дорелятивистской космологии, заключающийся в том, что в стационарной Вселенной, равномерно заполненной звёздами (как тогда считалось), яркость неба (в том числе ночного) должна быть примерно равна яркости солнечного диска. В теории в космологической модели Большого Взрыва этот парадокс полностью разрешается посредством учёта конечности скорости света и конечности возраста Вселенной.

Почему наше небо ночью темное, а не светится? Примерно такую картину мы бы могли наблюдать, если бы Вселенная была статичной (