Число звезд в галактике: Считаем звезды и галактики нашей Вселенной |

Содержание

Галактика Млечный Путь. Движение звёзд в Галактике

Если посмотреть на небо в ясную безлунную ночь, подальше от
городских огней, то можно увидеть звёздное небо во всей его красе. Его
примечательным объектом является широкая светлая полоса, тянущаяся с запада на
восток и являющаяся скоплением огромного числа звёзд и ярких туманностей. Эта
полоса древними греками была названа Галактикой, что переводится как «млечный»
или «молочный». Мы же с вами эту полосу называем Млечным Путём. Он проходит
через оба полушария по большому кругу небесной сферы. Линия, идущая вдоль
середины Млечного Пути, была названа галактическим экватором, а
образующая его плоскость — галактической плоскостью, которая наклонена к
плоскости небесного экватора под углом 63°.

Ещё Галилео Галилей в 1609 году обнаружил, что Млечный Путь
является скоплением огромного числа слабых звёзд (порядка 200—400 миллиардов) и
ярких туманностей. Все они вместе образуют гигантскую гравитационно-связанную
систему тел — Галактику. Из числа этих объектов в состав Галактики не
входит лишь слабо заметное туманное пятно, видимое в созвездии Андромеды и
напоминающее по форме пламя свечи. Это туманность Андромеды.

Первая попытка построить модель нашей Галактики принадлежит
Уильяму Гершелю. В 70-ых годах XVIII
века он решил выборочно посчитать количество звёзд в разных направлениях от
галактического экватора. Его подсчёты показали, что число звёзд резко убывает
по обе стороны от галактической плоскости. Тогда он предположил, что слабые
звёзды Млечного Пути вместе с более яркими образуют единую звёздную систему, по
форме напоминающую диск конечных размеров.

В 1923 году в туманности Андромеды были обнаружены несколько
ярких цефеид. Как мы помним, цефеиды — это обширный класс ярких пульсирующих
переменных звёзд-сверхгигантов и гигантов классов F и G. Они являются своеобразными «маяками» Вселенной», так как по
известному из наблюдений периоду пульсации можно определить их абсолютную
звёздную величину. Сравнив абсолютную звёздную величину цефеида с его видимой
звёздной величиной, можно определить и расстояние до него.

Так вот, оказалось, что туманность Андромеды располагается от
нас на расстоянии немногим более двух миллионов световых лет. Это дало учёным
основание предполагать, что это не просто туманность, а другая звёздная
система, подобная нашей.

Дальнейшее изучение известных туманностей показало, что все
они также являются гигантскими удалёнными системами, в которых находятся
миллионы и миллиарды звёзд. Такие гигантские гравитационно-связанные системы
звёзд и межзвёздного вещества, расположенные вне нашей Галактики, стали
называть галактиками. Их сравнение с нашей звёздной системой позволило
выявить многие черты её строения.

Согласно современным представлениям, наша Галактика имеет
форму плоского линзообразного диска. Его диаметр составляет около 30 кпк, а толщина — около 4 кпк.
Звёздный диск Галактики имеет структуру в виде спиральных ветвей — рукавов.
В середине диска есть заметное утолщение — балдж
(от английского слова «вздутие»). В центральной части Галактики располагается
её ядро, скрытое от нас плотными газопылевыми облаками и звёздами.

Ядро представляет собой высокоплотный объект (вероятнее
всего, сверхмассивную чёрную дыру), окружённый горячим радиоизлучающим газовым
облаком диаметром не более 1,8 пк. По некоторым
оценкам, масса галактического ядра в 4,31 ∙ 10⁶ раз больше
массы Солнца.

Часть звёзд нашей Галактики не входит в состав диска, а
образует его сферическую составляющую — звёздное гало. Оно имеет
сферическую форму и состоит в основном из очень старых звёзд, разреженного
горячего газа и тёмной материи. Гало выходит за пределы Галактики на 5—10 тысяч
световых лет.

Масса всей Галактики оценивается примерно в полтриллиона масс
Солнца.

Исследование звёзд в нашей звёздной системе показало, что в
ней есть как и очень молодые звёзды (возрастом около
100 тысяч лет), так и очень старые звёзды, возраст которых сравним с возрастом
самой Галактики (13,2 млрд лет).

Основными структурными составляющими нашей звёздной системы
являются звёздные скопления. Так принято называть
гравитационно-связанные группы звёзд, которые имеют общее происхождение и
движутся в поле тяготения Галактики как одно целое.

По внешнему виду они делятся на две группы: рассеянные и
шаровые скопления.

Рассеянное звёздное скопление — это не имеющая
правильной формы сравнительно неплотная группа, содержащая от нескольких
десятков до нескольких тысяч звёзд, образованных из одного молекулярного облака
и имеющих примерно одинаковый возраст.

В нашей Галактике обнаружено более 1100 рассеянных скоплений
вблизи галактического центра. Однако считается, что их может быть гораздо
больше. Типичный возраст рассеянных скоплений оценивается в несколько сотен
миллионов лет, и состоят они в основном из бело-голубых звёзд главной
последовательности.

Самыми известными рассеянными скоплениями, видными
невооружённым глазом, являются Плеяды, Гиады и Скопление Альфа Персея.

Шаровым скоплением называется звёздное скопление, в
котором содержится до миллиона звёзд, тесно связанных гравитацией. Они обладают
симметричной сферической формой и характеризуются увеличением концентрации
звёзд к центру скопления.

Шаровые скопления образуют протяжённое гало вокруг центра
Галактики, сильно концентрируясь к нему. На 2017 год открыто 158 шаровых
скоплений. Их звёздное население состоит из давно проэволюционировавших
звёзд — красных гигантов и сверхгигантов. Возраст шаровых скоплений может
достигать 11—13 миллиардов лет.

В июне 2011 года стало известно об открытии нового класса
скоплений в созвездии Лиры (NGC
6791), который сочетает в себе признаки и шаровых, и рассеянных скоплений.

Группы звёзд, которые не связаны силами гравитации, или
слабосвязанных молодых звёзд, объединённых общим происхождением, называют звёздными
ассоциациями.

Таким образом, существование в Галактике звёздных скоплений и
ассоциаций различных возрастов указывает на то, что звёзды формируются не в
одиночку, а группами, а сам процесс звёздообразования продолжается и по сей
день.

Мы уже с вами знаем, что долгое время видимые на небе звёзды
считались неподвижными объектами. Лишь в 1718 году английский астроном Эдмунд
Галлей решил сравнить положения звёзд его времени с теми, которые были описаны
ещё в каталоге Гиппарха во II
в. до н. э. Каково же было удивление учёного, когда он обнаружил, что яркие
звёзды Сириус и Процион сместились примерно на 0,7^о.
А у Арктура это смещение составило более 1^о.

На основании этих данных Галлей выдвинул предположение о том,
что звёзды движутся в пространстве относительно Солнца. Скорость, с которой
движется звезда в пространстве относительно Солнца, называется пространственной
скоростью. В общем случае вектор пространственной скорости направлен под
некоторым углом к лучу зрения наблюдателя.

Разложим пространственную скорость на две составляющих: по
направлению луча зрения (лучевая скорость) и перпендикулярную лучу зрения
(тангенциальная скорость).

Их модули могут быть связаны друг с другом соотношением:

Скорость звезды по лучу зрения определяется по эффекту
Доплера — смещению линий в её спектре:

А тангенциальную составляющую определяют по непосредственному
смещению звезды на фоне далёких звёзд:

В записанном уравнении μ — это собственное движение
звезды, то есть её видимое угловое смещение за год по отношению к слабым
далёким звёздам.

Для примера определим тангенциальную и пространственную
скорости Альтаира, если его годичный параллакс равен 0,198’’. Собственное
движение звезды равно 0,658’’, а лучевая скорость –26,3 км/с. (Знак минус
указывает на то, что звезда приближается к нам).

В настоящее время смещения звёзд определяют по фотографиям
одного и того же участка неба, сделанных с интервалом несколько лет и даже
десятков лет. Но даже в этом случае смещение большинства звёзд очень невелико.
И чтобы его определить, используют специальные микроскопы. Но на протяжении
десятков тысяч лет собственные движения звёзд существенно сказываются на их
положении, вследствие чего меняются привычные нам очертания созвездий.

Анализ собственных движений звёзд привёл к обнаружению
движения и нашего Солнца. Оказалось, что оно движется к точке в созвездии
Геркулеса со скорость около 19,4 км/с. Эта точка называется апексом Солнца. Соответственно,
диаметрально противоположная ей точка называется антиапексом.

Также изучение лучевых скоростей звёзд в различных
направлениях от Солнца позволило профессору Казанского университета Мариану Альбертовичу Ковальскому в 1857 году доказать
вращение нашей звёздной системы и сформулировать законы этого вращения.
Оказалось, что все звёзды диска Галактики обращаются вокруг её ядра по орбитам,
близким к круговым, по ходу часовой стрелки (если смотреть на Галактику со
стороны её северного полюса). При этом угловая скорость вращения убывает по
мере удаления от центра. А вот линейная скорость вращения сначала возрастает с
удалением от центра Галактики, достигая максимума (около 220 км/с) на
расстоянии Солнца, после чего очень медленно начинает убывать. Так, например,
наше Солнце совершает один оборот вокруг ядра Галактики примерно за 220
миллионов лет.

Галактика — «Энциклопедия»

ГАЛАКТИКА, Млечный Путь (от греческого γαλακτικ?ς — молочный, млечный), огромная звёздная система, в которую входит звезда — Солнце. Наша Галактика — одна из триллионов таких систем (галактик) во Вселенной. Общее число звёзд в Галактике не менее 100 миллиардов; большинство звёзд, включая Солнце, находятся в дискообразной системе, видимой на небе как светлая полоса Млечного Пути. В состав Галактики входят также десятки тысяч звёздных скоплений и множество облаков межзвёздного вещества, содержащих в основном водород и гелий. Есть данные, что, кроме обычного вещества, в Галактике в огромном количестве имеется невидимое вещество неизвестной пока природы, проявляющее себя только гравитационным притяжением; оно распределено главным образом на далёкой периферии Галактики. Солнце находится на расстоянии около 8 кпк (26 тысяч световых лет) от центра Галактики и обращается вокруг него с периодом около 230 миллионов лет. Строение, кинематику и динамику Галактики изучает звёздная астрономия.

Открытие Галактики. Первые телескопические наблюдения, проведённые Г. Галилеем (1610), показали, что Млечный Путь представляет собой множество слабых звёзд. Впервые попытку изучить строение системы Млечного Пути предпринял в конце 18 века У. Гершель, который установил, что пространственная плотность звёзд убывает с расстоянием от плоскости Млечного Пути и от Солнца. Согласно Я. Каптейну (1922), звёздная система имеет форму двояковыпуклой линзы диаметром около 20 кпк, на расстоянии всего 650 пк от её центра находится Солнце. Кажущееся увеличение плотности звёзд к Солнцу объясняется неизвестным до 1930-х годов поглощением света в пространстве.

В 1919 году Х. Шепли пришёл к выводу, что находящийся в направлении созвездия Стрельца центр сфероидальной системы шаровых звёздных скоплений является одновременно и центром дискообразной звёздной системы. Определив с помощью звёзд с известной светимостью положение в пространстве около 70 шаровых скоплений, Шепли установил, что расстояние от Солнца до центра, лежащего в созвездии Стрельца, составляет 50 тысяч световых лет, а вся система Млечного Пути простирается на 300 тысяч световых лет.

Таким образом, в начало 1920-х годов существовали две системы мироздания: по Шепли, Солнце находится на окраине звёздной системы, а в мире Каптейна, который был намного меньше, Солнце располагалось вблизи центра. Однако обе эти системы не отвечали на вопрос, что же находится за пределами Млечного Пути, хотя ещё в 18 веке высказывалось предположение, что многочисленные «слабые туманности» являются огромными звёздными системами, сравнимыми с нашей. В начале 20 века было уже практически установлено, что самая яркая туманность — М31 в созвездии Андромеды — состоит из звёзд. Однако до 1925 года большинство астрономов полагало, что звёздная система Млечного Пути есть вся Вселенная.

Проблема была окончательно решена в 1925 году, когда Э. П. Хаббл опубликовал результаты изучения в М31 переменных звёзд — цефеид. Из зависимости «период — светимость» для этих звёзд было определено расстояние до «туманности» — около 1 миллионов световых лет. Стало очевидным, что и М31, и система Млечного Пути, и бесчисленные «слабые туманности» являются огромными звёздными системами — галактиками. Открытие населённой галактиками Вселенной стало и открытием нашей Галактики как одной из множества подобных систем. Появилась возможность сравнивать нашу звёздную систему с другими галактиками и, наоборот, опираться при их изучении на знания о нашей Галактике.

Подсистемы Галактики. В Галактике можно выделить центральное вздутие (балдж, утолщение), протяжённую дискообразную подсистему и окружающую их галактическую корону (гало) — эллипсоидальную подсистему, объекты которой концентрируются к центру. Эти главные составляющие Галактики хорошо видны на фотографиях спиральных галактик, наблюдаемых почти «с ребра». Диск и балдж Галактики можно непосредственно увидеть на изображениях Млечного Пути в ИК-лучах (рис. 1).

Подсистемы Галактики образованы звёздами разного возраста и химического состава. Как и во всех спиральных галактиках, в ней имеются два основных типа звёздного населения. К населению I относятся Солнце, рассеянные звёздные скопления, звёзды спектральных классов О и В, звёзды-сверхгиганты, в том числе цефеиды, а также облака газа и пыли; все они концентрируются к плоскости Галактики. Атомарный водород прослеживается до расстояний около 17 кпк от центра, на краях Галактики его слой отклоняется до 1 кпк от экваториальной плоскости. Примерно до таких же расстояний простирается и плоская система молодых звёзд, толщина которой, как и газа, около 100 пк. Объекты населения II (шаровые скопления, планетарные туманности, звёзды типа RR Лиры, некоторые типы звёзд-гигантов и др.) концентрируются к центру Галактики, образуя обширное эллипсоидальное гало. Сфероидальная система населения II состоит только из старых звёзд (возраст всех шаровых скоплений Галактики примерно одинаков — 12-13 миллиардов лет). Самые далёкие шаровые скопления находятся на расстояниях около 100 кпк.

В плоской подсистеме концентрируется газ, обогащённый тяжёлыми элементами (к ним в астрофизике относят все химические элементы тяжелее гелия), возникающими в недрах звёзд при ядерных реакциях. На конечных стадиях эволюции звёзд, в основном при взрывах сверхновых, тяжёлые элементы поступают в межзвёздную среду. Образование звёзд из этого обогащённого газа в диске Галактики продолжается и ныне. Химический состав звёзд населения I в среднем близок к солнечному, а у звёзд населения II тяжёлых элементов в 10-100 раз меньше.

Вращение Галактики. В 1926 году Б. Линдблад пришёл к выводу, что большинство звёзд в окрестностях Солнца и оно само, а также рассеянные звёздные скопления входят в плоскую систему, члены которой находятся в быстром, почти круговом вращении вокруг центра Галактики. Шаровые скопления, образующие сфероидальную систему, вращаются вокруг центра Галактики медленно; они двигаются в разных направлениях по вытянутым орбитам.

В 1927 году Я. Х. Оорт рассмотрел влияние вращения Галактики на собственные движения и лучевые скорости звёзд. В случае нетвердотельного (дифференциального) вращения, которое вытекает из Кеплера законов, справедливых при увеличении концентрации массы к центру вращения, зависимость лучевых скоростей от направления (от галактической долготы) должна иметь вид двойной волны — кривой с двумя максимумами и двумя минимумами, которая представляется формулой: V_r=Arsin2l, где r — расстояние от звезды до Солнца, l — галактическая долгота, отсчитываемая от направления на центр Галактики, коэффициент А, называемый постоянной Оорта, характеризует степень отклонения вращения от твердотельного. По лучевым скоростям звёзд классов О и В и цефеид Оорт определил параметры двойной волны и доказал, что звёзды Галактики обращаются вокруг центра, который лежит в направлении на созвездие Стрельца.

Зависимость скорости вращения V различных объектов Галактики от расстояния R до центра Галактики изображена на рисунке 2. По этой так называемой кривой вращения Галактики можно определить массу её отдельных составляющих. В самых внутренних областях вращение близко к твердотельному, затем скорость чуть убывает. На больших расстояниях от центра Галактики, за пределом её плотного диска, где в основном сосредоточены звёзды и газ, скорость вращения на протяжении многих десятков парсек остаётся примерно постоянной. Наблюдательные данные свидетельствуют, что подобная кривая вращения характерна и для большинства других галактик. Общепринятое объяснение этого факта состоит в том, что, кроме видимого гало из объектов населения II, галактики окружены намного более обширным гало из гравитирующей, но ненаблюдаемой материи (так называемое тёмное гало). В Галактике масса тёмного гало оценивается в 10¹¹-10¹² масс Солнца, что на порядок больше, чем масса звёзд (около 5·10¹⁰), и на два порядка больше, чем масса газа (5-10·10⁹). Проблема природы этой «тёмной материи» — одна из важнейших нерешённых проблем астрофизики.

Спиральная структура Галактики. Наличие полосы Млечного Пути свидетельствует о том, что наша система относится к дискообразным; она не может относиться к неправильным галактикам, так как их массы невелики, а объекты населения II в них представлены слабо. Вывод о наличии в Галактике спиральных рукавов неизбежен, но их расположение, длина и даже их число остаются предметом дискуссий. По всей видимости, спиральный узор Галактики относится к типу grand design. Так называют спиральные рукава, тянущиеся на десятки килопарсек от центра галактики и симметричные относительно поворота вокруг него. Это волны повышенной плотности облаков газа и звёзд, распространяющиеся благодаря гравитационному взаимодействию вещества. Причиной возникновения этих волн считают наличие спутника или отклонения центральной области галактики от осевой симметрии — эта область имеет форму либо овала, либо перемычки (бара), соединяющей исходные точки рукавов. Наличие в Галактике короткого (оканчивающегося на расстоянии около 3-4 кпк от центра) бара следует из данных о кинематике газа вблизи центра, а также из особенностей интегрального свечения звёзд в ИК-диапазоне. (К типу grand design относится меньшая часть спиральных галактик; чаще наблюдаются лишь короткие обрывки рукавов.)

Повышенная плотность газа приводит к высокому темпу звездообразования в спиральной волне. Звёздные ассоциации и скопления с возрастом менее 30 миллионов лет концентрируются в трёх отрезках спиральных рукавов; им были даны названия рукавов Персея, Ориона — Лебедя и Стрельца — Киля. Последний выделяется и как область повышенной плотности цефеид, возраст которых, как и светимость, зависит от периода и составляет 30-100 миллионов лет. Согласно теоретическим представлениям, в волновых спиральных рукавах должны присутствовать и такие довольно старые звёзды — их притягивает туда повышенный в рукаве гравитационный потенциал. Лишь у звёзд с возрастом, превышающим сотни миллионов лет, случайные скорости (растущие с возрастом) столь высоки, что они, пересекая рукав, практически не замедляют своего движения вокруг центра.

Данные о молодых звёздах и скоплениях являются неполными уже для расстояний, превышающих 3-4 кпк. Для изучения спиральной структуры всей Галактики используются наблюдения нейтрального водорода HI (на длине волны 21 см). Сверхгигантские (массой до 10⁷ масс Солнца) облака атомарного водорода HI и молекулярного водорода Н₂ обрисовывают ветвь Киля, простирающуюся на 40 кпк с углом закручивания в 10-12°. В рукаве Киля наблюдаются регулярные промежутки между газово-звёздными комплексами, что характерно для галактик, обладающих правильным симметричным спиральным узором; о наличии его в Галактике говорит и само существование столь длинного рукава. Всё это подтверждает классификацию Галактики как системы типа grand design, что согласуется с наличием у неё бара (перемычки) и близких спутников (ближайшие из крупных спутников — Большое и Малое Магеллановы Облака).

Согласно сводным данным канадского астронома Ж. Валле (2005), Галактика обладает четырьмя спиральными рукавами с углом закручивания около 12° (рис. 3). Однако идеально правильная спиральная структура, подобная изображённой на рисунке, наблюдается редко, обычно одна пара рукавов или один рукав гораздо мощнее и длиннее, чем остальные, поэтому рисунок отражает лишь основные черты спиральной структуры Галактики.

Судя по параметрам спиральной структуры, наличию бара и по кривой вращения, наша Галактика похожа на галактику NGC 3992 (М109), вид которой представлен на рисунке 4. Она классифицирована как SBb(rs)I, что означает наличие бара, балджа небольшого размера, сложной системы спиральных рукавов, а также высокой светимости. В первом приближении рисунок 4 можно считать и планом Галактики.

Ядро Галактики. Направление на центр вращения Галактики определяется с высокой точностью, но в оптическом диапазоне в этом направлении ничего особенного не наблюдается, поскольку в видимых лучах поглощение света между Солнцем и центром Галактики очень велико. Однако с центром Галактики совпадает западный компонент радиоисточника Стрелец А (Sgr А West), являющийся также компактным источником нетеплового радиоизлучения и ИК-излучения. В пределах 100 пк от галактического центра (эту область часто выделяют как ядро Галактики) обнаружено множество признаков продолжающегося образования массивных звёзд: остатки сверхновых, источники ИК-излучения, которые могут быть звёздами высокой светимости, окружёнными пылевыми оболочками, гигантские молекулярные облака, а также несколько очень молодых и богатых звёздных скоплений, видимых только в ИК-лучах.

В самом центре Галактики находится сверхмассивная чёрная дыра. Измерения собственных движений восьми звёзд высокой светимости, расположенных вблизи Sgr А West, показали, что их траектории являются частями эллипсов, в фокусе которых находится центральный объект, что и позволяет определить его массу по третьему закону Кеплера — она составляет около 3 миллионов масс Солнца. Для одной из этих звёзд удалось измерить период её обращения, он составляет всего лишь 15 лет.

Измерение собственных движений и лучевых скоростей звёзд, обращающихся вокруг центральной чёрной дыры, позволит определить расстояние от Солнца до центра Галактики намного точнее, чем классические методы. Предварительные данные дают значение около 7,5 кпк, что с точностью до половины килопарсека совпадает с определённой ранее величиной.

Лит.: Зонн В., Рудницкий К. Звездная астрономия. М., 1959; Уитни Ч. Открытие нашей Галактики. М., 1975; Марочник Л. С., Сучков А. А. Галактика. М., 1984; Куликовский П. Г. Звездная астрономия. 2-е изд. М., 1985; Ефремов Ю. Н. Очаги звездообразования в галактиках: звездные комплексы и спиральные рукава. М., 1989; он же. Звездные острова: Галактика звезд и Вселенная галактик. Фрязино, 2005; Vallee J. The spiral arms and interarm separation of the Milky way // Astronomical Journal. 2005. Vol. 130. № 2.

Ю. Н. Ефремов.

Распределение звёзд в Галактике. Скопления. Общее строение Галактики — Студопедия

Поделись

конецформыначалоформыЗнание расстояний до звезд позволяет подойти к изучению их распределения в пространстве, а следовательно, и структуры Галактики. Для того чтобы охарактеризовать количество звезд в различных частях Галактики, вводят понятие звездной плотности, аналогичное понятию концентрации молекул. Звездной плотностью называется количество звезд, находящихся в единице объема пространства. За единицу объема обычно принимают 1 кубический парсек. В окрестностях Солнца звездная плотность составляет около 0,12 звезды на кубический парсек, иными словами, на каждую звезду в среднем приходится объем свыше 8 пс³; среднее же расстояние между звездами — около 2 пс.Чтобы узнать, как меняется звездная плотность в различных направлениях, подсчитывают число звезд на единице площади (например, на 1 квадратном градусе) в различных участках неба.

Первое, что бросается в глаза при таких подсчетах, необычайно сильное увеличение концентрации звезд по мере приближения к полосе Млечного Пути, средняя линия которого образует на небе большой круг. Наоборот, по мере приближения к полюсу этого круга концентрация звезд быстро уменьшается. Этот факт уже в конце XVIII в. позволил В.Гершелю сделать правильный вывод о том, что наша звездная система имеет сплющенную форму, причем Солнце должно находиться недалеко от плоскости симметрии этого образования.конецформыначалоформы Все звезды с видимой звездной величиной, меньшей или равной т, проектирующиеся на некоторую область неба, находятся внутри шарового сектора, радиус которого определяется по формуле

lg r_m =1 + 0,2 (m ѕ M)

конецформыначалоформыЧтобы охарактеризовать, сколько в данной области пространства содержится звезд различных светимостей, вводят функцию светимости j (М), которая показывает, какая доля от общего числа звезд имеет данное значение абсолютной звездной величины, скажем, от M до М + 1.

конецформыначалоформыСкопления галактик — гравитационно-связанные системы галактик, одни из самых больших структур во вселенной. Размеры скоплений галактик могут достигать 10⁸ световых лет.

Скопления условно разделяются на два вида:

регулярные — скопления правильной сферической формы, в которых преобладают эллиптические и линзовидные галактики, с чётко выраженной центральной частью. В центрах таких скоплений расположены гигантские эллиптические галактики. Пример регулярного скопления — скопление Волос Вероники.

иррегулярные — скопления без определённой формы, по количеству галактик уступающие регулярным. В скоплениях этого вида преобладают спиральные галактики. Пример — скопление Девы.

Массы скоплений варьируются от 10¹³ до 10¹⁵ масс Солнца.

Строение галактики

Распределение звезд в Галактике имеет две ярко выраженные особенности: во-первых, очень высокая концентрация звезд в галактической плоскости, и во-вторых, большая концентрация в центре Галактики. Так, если в окрестностях Солнца, в диске, одна звезда приходится на 16 кубических парсеков, то в центре Галактики в одном кубическом парсеке находится 10 000 звезд. В плоскости Галактики помимо повышенной концентрации звезд наблюдается также повышенная концентрация пыли и газа.

Размеры Галактики:
– диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет),
– толщина – около 1000 световых лет.

Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8 кпк (около 26 000 световых лет).

Центр Галактики находится в созвездии Стрельца в направлении на ? = 17h56,1m, ? = –28°51′.

Галактика состоит из диска, гало и короны. Центральная, наиболее компактная область Галактики называется ядром. В ядре высокая концентрация звезд: в каждом кубическом парсеке находятся тысячи звезд. Если бы мы жили на планете около звезды, находящейся вблизи ядра Галактики, то на небе были бы видны десятки звезд, по яркости сопоставимых с Луной. В центре Галактики предполагается существование массивной черной дыры. В кольцевой области галактического диска (3–7 кпк) сосредоточено почти все молекулярное вещество межзвездной среды; там находится наибольшее количество пульсаров, остатков сверхновых и источников инфракрасного излучения. Видимое излучение центральных областей Галактики полностью скрыто от нас мощными слоями поглощающей материи.

Галактика содержит две основных подсистемы (два компонента), вложенные одна в другую и гравитационно-связанные друг с другом. Первая называется сферической – гало, ее звезды концентрируются к центру галактики, а плотность вещества, высокая в центре галактики, довольно быстро падает с удалением от него. Центральная, наиболее плотная часть гало в пределах нескольких тысяч световых лет от центра Галактики называется балдж. Вторая подсистема – это массивный звездный диск. Он представляет собой как бы две сложенные краями тарелки. В диске концентрация звезд значительно больше, чем в гало. Звезды внутри диска движутся по круговым траекториям вокруг центра Галактики. В звездном диске между спиральными рукавами расположено Солнце.

Звезды галактического диска были названы населением I типа, звезды гало – населением II типа. К диску, плоской составляющей Галактики, относятся звезды ранних спектральных классов О и В, звезды рассеянных скоплений, темные пылевые туманности. Гало, наоборот, составляют объекты, возникшие на ранних стадиях эволюции Галактики: звезды шаровых скоплений, звезды типа RR Лиры. Звезды плоской составляющей по сравнению со звездами сферической составляющей отличаются большим содержанием тяжелых элементов. Возраст населения сферической составляющей превышает 12 миллиардов лет. Его обычно принимают за возраст самой Галактики.

По сравнению с гало диск вращается заметно быстрее. Скорость вращения диска не одинакова на различных расстояниях от центра. Масса диска оценивается в 150 миллиардов М. В диске находятся спиральные ветви (рукава). Молодые звезды и очаги звездообразования расположены, в основном, вдоль рукавов.

Диск и окружающее его гало погружены в корону. В настоящее время считают, что размеры короны Галактики в 10 раз больше, чем размеры диска.

84 миллиона звезд и счет

eso1242 — Фотовыпуск

VISTA создает крупнейший в истории каталог центра нашей галактики

24 октября 2012 г.

Используя колоссальное девятигигапиксельное изображение, полученное инфракрасным обзорным телескопом VISTA в обсерватории ESO Параналь, международная группа астрономов создала каталог из более чем 84 миллионов звезд в центральных частях Млечного Пути. Этот гигантский набор данных содержит более чем в десять раз больше звезд, чем предыдущие исследования, и является важным шагом вперед в понимании нашей родной галактики. Изображение дает зрителям невероятный масштабируемый вид центральной части нашей галактики. Он настолько велик, что если бы он был напечатан с разрешением типичной книги, то получился бы 9метров в длину и 7 метров в высоту.

» Детально наблюдая мириады звезд, окружающих центр Млечного Пути, мы можем узнать гораздо больше о формировании и эволюции не только нашей галактики, но и спиральных галактик в целом, «, — объясняет Роберто Сайто (Pontificia Universidad Católica de Chile, Universidad de Valparaíso и The Milky Way Millennium Nucleus, Чили), ведущий автор исследования.

Большинство спиральных галактик, включая нашу родную галактику Млечный Путь, имеют большую концентрацию древних звезд, окружающих центр, который астрономы называют выпуклостью. Понимание формирования и эволюции выпуклости Млечного Пути жизненно важно для понимания галактики в целом. Однако получение подробных наблюдений за этой областью — непростая задача.

« Наблюдения за выпуклостью Млечного Пути очень сложны, потому что она закрыта пылью », — говорит Данте Миннити (Католический университет Чили, Чили), соавтор исследования. « Чтобы заглянуть в сердце галактики, нам нужно вести наблюдения в инфракрасном свете, на который меньше влияет пыль. ”

Большое зеркало, широкое поле зрения и очень чувствительные инфракрасные датчики 4,1-метрового обзорного астрономического телескопа ESO видимого и инфракрасного диапазона (VISTA) делают его лучшим инструментом для этой работы. Группа астрономов использует данные VISTA Variables в программе Via Lactea (VVV) [1], одном из шести общедоступных исследований, проведенных с помощью VISTA. Эти данные были использованы для создания монументального цветного изображения размером 108 200 на 81 500 пикселей, содержащего почти девять миллиардов пикселей. Это одно из самых больших астрономических изображений, когда-либо созданных. Теперь команда использовала эти данные для составления крупнейшего из когда-либо созданных каталогов центральной концентрации звезд Млечного Пути [2].

Чтобы облегчить анализ этого огромного каталога, яркость каждой звезды сопоставлена с ее цветом примерно для 84 миллионов звезд, чтобы создать диаграмму цвет-величина. Этот график содержит более чем в десять раз больше звезд, чем любое предыдущее исследование, и это впервые было сделано для всей выпуклости. Диаграммы цвет-величина — очень ценный инструмент, который часто используется астрономами для изучения различных физических свойств звезд, таких как их температура, масса и возраст [3].

“ Каждая звезда занимает определенное место на этой диаграмме в любой момент своей жизни. Куда она падает, зависит от того, насколько она яркая и насколько горячая. Поскольку новые данные дают нам снимок всех звезд за один раз, теперь мы можем провести перепись всех звезд в этой части Млечного Пути », — объясняет Данте Миннити.

Новая диаграмма «цвет-величина» выпуклости содержит кладезь информации о структуре и содержании Млечного Пути. Одним интересным результатом, обнаруженным в новых данных, является большое количество слабых красных карликов. Это первые кандидаты для поиска малых экзопланет транзитным методом [4].

» Еще одна замечательная особенность опроса VVV заключается в том, что это один из общедоступных опросов ESO VISTA. Это означает, что мы делаем все данные общедоступными через архив данных ESO, поэтому мы ожидаем много других интересных результатов от этого замечательного ресурса », — заключает Роберто Сайто.

Примечания

[1] в обзоре Via Lactea (VVV) — публичном опросе ESO, посвященном сканированию южной плоскости и выпуклости Млечного Пути через пять фильтров ближнего инфракрасного диапазона.Он начался в 2010 г. и получил в общей сложности 1929 часов наблюдений за пятилетний период. Via Lactea — латинское название Млечного Пути.

[2] Изображение, используемое в этой работе, покрывает около 315 квадратных градусов неба (чуть меньше 1% всего неба), а наблюдения проводились с использованием трех разных инфракрасных фильтров. В каталоге перечислены положения звезд вместе с их яркостью, измеренной с помощью различных фильтров. Он содержит около 173 миллионов объектов, из которых около 84 миллионов подтверждены как звезды. Другие объекты были либо слишком тусклыми, либо смешивались со своими соседями, либо подвергались влиянию других артефактов, так что точные измерения были невозможны. Другие были протяженными объектами, такими как далекие галактики.

Изображение, использованное здесь, потребовало огромного объема обработки данных, которую выполнил Игнасио Толедо из ALMA OSF. Это соответствует шкале пикселей 0,6 угловых секунд на пиксель, дискретизированной по сравнению с исходной шкалой пикселей 0,34 угловых секунд на пиксель.

[3] Диаграмма «цвет–величина» — это график, отображающий кажущуюся яркость набора объектов в зависимости от их цвета. Цвет измеряется путем сравнения того, как яркие объекты выглядят через разные фильтры. Она похожа на диаграмму Герцшпрунга-Рассела (HR), но последняя отображает светимость (или абсолютную величину), а не только видимую яркость, и также необходимо знать расстояния до нанесенных звезд.

[4] Метод транзита для поиска планет ищет небольшое падение яркости звезды, которое происходит, когда планета проходит перед ней и блокирует часть своего света. Небольшой размер красных карликов, обычно со спектральными классами K и M, дает большее относительное падение яркости, когда перед ними проходят маломассивные планеты, что облегчает поиск планет вокруг них.

Дополнительная информация

Это исследование было представлено в статье Р. К. Сайто и др. «Демография Млечного Пути с обзором VVV I. Диаграмма цвета–величины 84 миллионов звезд галактической выпуклости», которая была опубликована в журнале 9.0011 Астрономия и астрофизика (A&A, 544, A147) .

В состав группы входят Р. К. Сайто (Папский католический университет Чили, Сантьяго, Чили; Университет Вальпараисо, Чили; Ядро тысячелетия Млечного Пути, Чили), Д. Миннити (Папский католический университет Чили; Ватиканская обсерватория), B Диас (Университет Сан-Паулу, Бразилия), М. Хемпель (Папский католический университет Чили), М. Рейкуба (ESO, Гархинг, Германия), Х. Алонсо-Гарсия (Папский католический университет Чили), Б. Барбуй ( Университет Сан-Паулу), М. Кателан (Католический университет Чили), Дж. П. Эмерсон (Лондонский университет королевы Марии, Соединенное Королевство), О. А. Гонсалес (ESO, Гархинг, Германия), П. В. Лукас (Университет Хартфордшира, Хатфилд, США). Королевство) и М. Зоккали (Католический университет Чили).

В 2012 году исполняется 50 лет со дня основания Европейской южной обсерватории (ESO). ESO — ведущая межправительственная астрономическая организация в Европе и самая производительная наземная астрономическая обсерватория в мире. Его поддерживают 15 стран: Австрия, Бельгия, Бразилия, Чехия, Дания, Франция, Финляндия, Германия, Италия, Нидерланды, Португалия, Испания, Швеция, Швейцария и Великобритания. ESO реализует амбициозную программу, направленную на проектирование, строительство и эксплуатацию мощных наземных средств наблюдения, позволяющих астрономам совершать важные научные открытия. ESO также играет ведущую роль в продвижении и организации сотрудничества в области астрономических исследований. ESO управляет тремя уникальными наблюдательными площадками мирового класса в Чили: Ла Силья, Параналь и Чайнантор. На Паранале ESO управляет Очень Большим Телескопом, самой передовой в мире астрономической обсерваторией видимого света, и двумя обзорными телескопами. VISTA работает в инфракрасном диапазоне и является крупнейшим в мире обзорным телескопом, а обзорный телескоп VLT — самым большим телескопом, предназначенным исключительно для наблюдения за небом в видимом свете. ESO является европейским партнером революционного астрономического телескопа ALMA, крупнейшего из существующих астрономических проектов. В настоящее время ESO планирует 39-метровый европейский сверхбольшой оптический/ближний инфракрасный телескоп E-ELT, который станет «самым большим в мире глазом неба».

Ссылки

Исследовательская работа (A&A, 544, A147)
Изображение 9 гигапикселей на Gigapan
Фотографии телескопа VISTA
Снимки, сделанные телескопом VISTA

Контакты

Roberto Saito
Pontificia Universidad Católica de Chile
Сантьяго, Чили
Тел. : +56 2 354 5767
Электронная почта: [email protected]

Данте Миннити
Папский католический университет Чили
Сантьяго, Чили
Тел.: +56 2 463 3267
Электронная почта: [email protected]

Richard Hook
ESO, La Silla, Paranal, E-ELT and Survey Telescopes Public Information Officer
Garching bei München, Germany
Тел.: +49 89 3200 6655
Мобильный: +49 151 1537 3591
Электронная почта: [email protected]

Связь с ESO в социальных сетях

Использование изображений, видео, веб-текстов и музыки ESO
Вы журналист? Подпишитесь на информационный бюллетень ESO Media на вашем языке.

Плохая астрономия | Огромный обзор Млечного Пути выявил десять миллионов звезд

То, что трудно понять, даже если вы всю жизнь были астрономом, это то, насколько нелепо полны звезд галактики.

Конечно, когда вы смотрите на изображения почти любой галактики, они выглядят как непрерывное свечение, расстояние между звездами не соответствует сокрушительному расстоянию до рассматриваемой галактики. Они все размыты вместе.

И хотя мы живем внутри галактики Млечный Путь, подсчитать общее количество ее звездных жителей почти невозможно. В конце концов, когда вы выходите на улицу ночью, даже в самом темном месте, которое вы можете найти, видно всего несколько тысяч звезд. Просмотр в бинокль помогает, но вы не видите большого поля зрения, так что опять же количество ограничено.

Но иногда появляется изображение, которое помогает. Вот вид на наш галактический центр:

Небольшой фрагмент огромного обзора звезд вблизи центра Млечного Пути, изображение в полном разрешении, тем не менее, содержит 10 миллионов звезд. Авторы и права: CTIO/NOIRLab/DOE/NSF/AURA Благодарности: обработка изображений: В. Кларксон (UM-Дирборн), К. Джонсон (STScI) и М. Рич (UCLA), Трэвис Ректор (Университет Аляски, Анкоридж), Махди Замани и Давиде де Мартин.

Е. ГАДС.

Это звезд. Примерно 10 миллионов, плюс-минус.

Наша галактика представляет собой плоский диск шириной около 120 000 световых лет с выпуклостью посередине, охватывающей примерно 15 000 световых лет. Солнце и Земля находятся в диске примерно в 26 000 световых лет от центра, поэтому мы видим эту выпуклость издалека. Вы можете увидеть его на небе, расположенном в созвездии Стрельца; нечеткое круглое свечение от объединенных звезд.

Структура Млечного Пути: сплющенный диск со спиральными рукавами (вид спереди слева и ребро справа), с центральной выпуклостью, гало и более чем 150 шаровыми скоплениями. Местоположение Солнца примерно на полпути указано. Авторы и права: Слева: NASA/JPL-Caltech; справа: ЕКА; макет: ESA/ATG medialab

Фото:
Слева: NASA/JPL-Caltech; справа: ЕКА; макет: ESA/ATG medialab

Изображение показывает выпуклость немного южнее галактического центра — между нами и ней меньше газа и пыли, что дает более четкое представление. Астрономы использовали феноменальную камеру темной энергии — массивную мозаику из более чем 650 детекторов с общим разрешением 520 мегапикселей — на 4-метровом телескопе CTIO, чтобы наблюдать за этой частью неба и исследовать там звезды.

Здесь много звезд, а изображение, которое я здесь использовал, сильно сжато. Полноразмерный файл TIFF имеет размер 50 000 x 25 000 пикселей и весит более 3 ГБ, если вы хотите попробовать это. Если нет, в Интернете есть масштабируемая/панорамируемая версия, которая даст вам лучшее представление о том, на что вы смотрите.

Часть обзорного изображения (в центре вверху) показывает звезды в скоплении возле плотного кармана непрозрачной межзвездной пыли. Авторы и права: CTIO/NOIRLab/DOE/NSF/AURA Благодарности: обработка изображений: В. Кларксон (UM-Дирборн), К. Джонсон (STScI) и М. Рич (UCLA), Трэвис Ректор (Университет Аляски, Анкоридж), Махди Замани и Давиде де Мартин.

Научные данные такого исследования феноменальны. Например, считалось, что звезды в выпуклости родились как минимум двумя отдельными волнами в начале истории галактики. Однако, взглянув на цвета около 70 000 звезд в выпуклости, они смогли определить, что подавляющее большинство образовалось в одно и то же время, более 10 миллиардов лет назад. Это многое говорит нам об очень ранней истории звездообразования в галактике.

Они также рассмотрели несколько шаровых скоплений, очень старых коллекций до миллиона звезд, удерживаемых вместе собственной гравитацией, и смогли показать, что некоторые из них могут легко исследовать звезды в них. Например, M22 — особенно массивное скопление, которое проходит через галактический диск, и гравитация Млечного Пути уносит от него звезды. Они могли видеть эти звезды далеко от самого скопления, что дает представление об эволюции шаровых скоплений на протяжении тысячелетий.

Наблюдение с помощью космического телескопа Хаббла шарового скопления M22 в Стрельце, одного из ближайших таких объектов на расстоянии около 10 000 световых лет. Авторы и права: ESA/Hubble & NASA

В двух опубликованных исследовательских работах (здесь и здесь) содержится гораздо больше научных данных, хотя главная цель состоит в том, чтобы показать виды научных исследований, которые могут быть выполнены с помощью обзоров с большим количеством звезд в них. . Это исследование является своего рода испытательным стендом для будущих, которые будут проводиться с помощью огромной обсерватории Веры Рубин, и ясно, что они будут ошеломляющими.

Что возвращает меня к самому опросу. Это изображение выше? Его размер на небе составляет около 4° x 2°, достаточно маленький, чтобы его можно было почти заблокировать одним вытянутым большим пальцем. Но это лишь малая часть всего созданного обзора, размером примерно 10° x 20° и содержащего 250 миллионов звезд .

Двести пятьдесят миллионов .

И даже тогда это часть звезд в балдже, число которых исчисляется миллиардами… и это часть от общего числа звезд в Млечном Пути, которое может достигать 400 миллиардов . Это более чем в тысячу раз превышает количество звезд в опросе и в 40 тысяч раз больше, чем вы видите на изображении вверху этого поста.

Ранее я говорил, что это изображение может помочь вам понять шкалу количества звезд в Млечном Пути. И, возможно, так и есть, показывая вам огромное количество звезд на одном изображении.

Но даже , что мизерно меньше общего количества звезд в галактике. 400 миллиардов — огромное, огромное число.

Я смотрю на звезды очень давно, и 400 миллиардов из них находятся за пределами моего понимания. Я имею в виду, что я могу видеть число и понимать его, рассчитывать на его основе и даже использовать его как единицу для галактического населения.

Но действительно понять это? Неа. Мой хилый обезьяний мозг сопротивляется этому. Это слишком большое.

… и это одна из двух триллионов галактик в наблюдаемой Вселенной, некоторые больше, некоторые меньше, и даже тогда мы можем видеть только крошечную, крошечную часть всей Вселенной, подавляющее большинство которой находится за нашим горизонтом наблюдения, как Вселенная расширяется вокруг нас.

Это большое место. Удивительно думать, что изображения, подобные этому, помогут нам понять это! Но нужно с чего-то начинать.

Это дело фанатов

Присоединяйтесь к SYFY Insider, чтобы получить доступ к эксклюзивным видео и интервью, последним новостям, лотереям и многому другому!

Зарегистрируйтесь бесплатно

Сколько планет в галактике?

Мэтт Уильямс, Universe Today

Представление художника о галактике Млечный Путь. Основываясь на текущих оценках и данных об экзопланетах, считается, что там могут быть десятки миллиардов обитаемых планет. Кредит: НАСА

В ясную ночь, когда световое загрязнение не является серьезным фактором, глядя на небо, захватывает дух. В таких случаях легко быть пораженным огромным количеством звезд. Но, конечно же, то, что мы можем видеть в любую ночь, — это лишь часть того количества звезд, которое на самом деле существует в нашей Галактике.

Еще более поразительно то, что у большинства этих звезд есть собственная система планет. В течение некоторого времени астрономы считали, что это так, и текущие исследования подтверждают это. И это, естественно, поднимает вопрос, сколько же там планет? В одной только нашей галактике их наверняка должно быть миллиарды!

Количество планет на одну звезду:

Чтобы правильно ответить на этот вопрос, нам нужно обработать некоторые цифры и учесть некоторые предположения. Во-первых, несмотря на открытие тысяч внесолнечных планет, Солнечная система до сих пор остается единственной, которую мы глубоко изучили. Так что может случиться так, что у нас больше звездных систем, чем у других, или что у нашего Солнца есть часть планет, чем у других звезд.

Итак, давайте предположим, что восемь планет, которые существуют в нашей Солнечной системе (не принимая во внимание карликовые планеты, кентавры, КВО и другие более крупные тела), представляют собой среднее значение. Следующим шагом будет умножение этого числа на количество звезд, существующих в Млечном Пути.

Предоставлено: Universe Today

Количество звезд:

Чтобы было ясно, фактическое количество звезд в Млечном Пути является предметом споров. По сути, астрономы вынуждены делать оценки из-за того, что мы не можем видеть Млечный Путь снаружи. А учитывая, что Млечный Путь имеет форму спирального диска с перемычками, нам трудно увидеть его с одной стороны на другую из-за интерференции света от его многочисленных звезд.

В результате оценки количества звезд сводятся к расчетам массы нашей галактики и оценке того, какая часть этой массы состоит из звезд. Основываясь на этих расчетах, ученые подсчитали, что Млечный Путь содержит от 100 до 400 миллиардов звезд (хотя некоторые считают, что их может быть до триллиона).

Подсчитав, мы можем сказать, что в галактике Млечный Путь в среднем находится от 800 миллиардов до 3,2 триллиона планет, а по некоторым оценкам это число достигает 8 триллионов! Однако, чтобы определить, сколько из них пригодны для жизни, нам нужно рассмотреть количество экзопланет, открытых до сих пор, для анализа выборки.

Обитаемые экзопланеты:

По состоянию на 13 октября 2016 года астрономы подтвердили наличие 3397 экзопланет из списка 4696 потенциальных кандидатов (которые были обнаружены в период с 2009 по 2015 год). Некоторые из этих планет наблюдались напрямую в процессе, известном как прямое отображение. Однако подавляющее большинство из них было обнаружено косвенно с использованием метода измерения лучевой скорости или транзита.

Предоставлено: Universe Today

. В первом случае существование планет предполагается на основе гравитационного влияния, которое они оказывают на свою родительскую звезду. По сути, астрономы измеряют, насколько звезда движется вперед и назад, чтобы определить, есть ли у нее система планет и насколько они массивны. В случае транзитного метода планеты обнаруживаются, когда они проходят прямо перед своей звездой, вызывая ее затемнение. Здесь размер и масса оцениваются на основе уровня затемнения.

В ходе своей миссии «Кеплер» наблюдал около 150 000 звезд, которые в течение первых четырех лет миссии состояли в основном из звезд М-класса. Эти звезды с малой массой и меньшей светимостью, также известные как красные карлики, труднее наблюдать, чем наше собственное Солнце.

С этого времени Кеплер вступил в новую фазу, также известную как миссия К2. На этом этапе, который начался в ноябре 2013 года, Кеплер переключил свое внимание на наблюдения за звездами классов K и G, которые почти такие же яркие и горячие, как наше Солнце.

Согласно недавнему исследованию Исследовательского центра Эймса НАСА, Кеплер обнаружил, что около 24 процентов звезд М-класса могут содержать потенциально пригодные для жизни планеты размером с Землю (то есть те, которые меньше радиуса Земли более чем в 1,6 раза). Судя по количеству звезд М-класса в галактике, это само по себе представляет около 10 миллиардов потенциально обитаемых миров, похожих на Землю.

Между тем, анализ фазы К2 предполагает, что примерно у четверти исследованных крупных звезд также могут быть планеты размером с Землю, вращающиеся вокруг своих обитаемых зон. В совокупности звезды, наблюдаемые Кеплером, составляют около 70 процентов звезд, обнаруженных в Млечном Пути. Таким образом, можно оценить, что только в нашей галактике существуют буквально десятки миллиардов потенциально обитаемых планет.

Гистограмма, показывающая количество открытых экзопланет по годам. Предоставлено: НАСА Эймс/В. Стензел, Принстон/Т. Мортон

В ближайшие годы будут запущены новые миссии, такие как космический телескоп Джеймса Уэбба (JWST) и спутник для исследования транзитных экзопланет (TESS). Эти миссии смогут обнаружить меньшие планеты, вращающиеся вокруг более тусклых звезд, и, возможно, даже определить, есть ли жизнь на какой-либо из них.

Как только эти новые миссии начнутся, у нас будут более точные оценки размера и количества планет, вращающихся вокруг типичной звезды, и мы сможем получить более точные оценки количества планет, находящихся в галактике. Но до тех пор цифры все еще обнадеживают, поскольку они указывают на то, что шансы на появление внеземного разума высоки!

Узнать больше

Шесть лет Кеплера в науке (и их число продолжает расти)

Источник:
Universe Today

Цитата :
Сколько планет в галактике? (2016, 25 октября)
получено 15 октября 2022 г.
с https://phys.org/news/2016-10-planets-galaxy.html

Этот документ защищен авторским правом. Помимо любой добросовестной сделки с целью частного изучения или исследования, никакие
часть может быть воспроизведена без письменного разрешения. Контент предоставляется только в ознакомительных целях.