Сколько существует галактик: Астрономы узнали реальное число галактик во Вселенной |

Содержание

Сколько галактик во Вселенной | В науке

Совсем недавно, в 1920 годах, знаменитый астроном Эдвин Хаббл сумел доказать, что наш Млечный путь — это не единственная существующая галактика. Сегодня нам уже привычно, что космос заполнен тысячами и миллионами других галактик, на фоне которых наша выглядит совсем крохотной. Но сколько именно галактик во Вселенной находится рядом с нами Сегодня мы найдем ответ на этот вопрос.
От одной до бесконечности
Звучит невероятно, но еще наши прадеды, даже самые ученые, считали наш Млечный Путь метагалактикой — объектом, покрывающим собой всю обозримую Вселенную. Их заблуждение вполне логично объяснялось несовершенством телескопов того времени — даже лучшие из них видели галактики как расплывчатые пятна, из-за чего они поголовно именовались туманностями. Считалось, что из них со временем формируются звезды и планеты, как сформировалась когда-то наша Солнечная система. Эту догадку подтвердило обнаружение первой планетарной туманности в 1796 году, в центре которой находилась звезда. Поэтому ученые считали, что все остальные туманные объекты на небе являются такими же облаками пыли и газа, звезды в которых еще не успели образоваться.
Первые шаги
Естественно, прогресс не стоял на месте. Уже в 1845 году Уильям Парсонс построил исполинский для тех времен телескоп «Левиафан», размер которого приближался к двум метрам. Желая доказать, что «туманности» на самом деле состоят из звезд, он серьезно приблизил астрономию к современному понятию галактики. Ему удалось впервые заметить спиралевидную форму отдельных галактик, а также обнаружить в них перепады светимости, соответствующие особенно крупным и ярким звездным скоплениям.
Однако споры продлились аж до XX века. Хотя в прогрессивном ученом обществе уже было принято считать, что существует множество других галактик кроме Млечного Пути, официальной академической астрономии нужны были неопровержимые доказательства этого. Поэтому взоры телескопов со всего мира на ближайшую к нам большую галактику, раньше тоже принятой за туманность — галактику Андромеды.
В 1888 году Исааком Робертсом была сделана первая фотография Андромеды, а на протяжении 1900–1910 годов были получены дополнительные снимки. На них видны и яркое галактическое ядро, и даже отдельные скопления звезд. Но низкое разрешение снимков допускало погрешности. То, что было принято за звездные кластеры, могло быть и туманностями, и попросту несколькими звездами, «слипшимися» в одну во время выдержки снимка. Но окончательно решения вопроса было не за горами.
Современная картина
В 1924 году, пользуясь телескопом-рекордсменом начала столетия, Эдвину Хабблу удалось более-менее точно оценить расстояние к галактике Андромеды. Оно оказалось настолько огромным, что полностью исключало принадлежность объекта к Млечному Пути (притом, что оценка Хаббла была в три раза меньше современной). Еще астроном обнаружил в «туманности» множество звезд, что явно подтверждало галактическую природу Андромеды. В 1925 году, вопреки критике коллег, Хаббл представил результаты своей работы на конференции Американского астрономического сообщества.
Это выступление дало начало новому периоду в истории астрономии — ученые «переоткрывали» туманности, присваивая им звания галактик, и открывали новые. В этом им помогли наработки самого Хаббла — например, открытие красного смещения. Число известных галактик росло с постройкой новых телескопов и запуском новых — например, начала широкого применения радиотелескопов после Второй Мировой.
Однако вплоть до 90-х годов XX века человечество оставалось в неведении о настоящем количестве окружающих нас галактик. Атмосфера Земли препятствует даже самым большим телескопам получить точную картину — газовые оболочки искажают изображение и поглощают свет звезд, закрывая от нас горизонты Вселенной. Но ученые сумели обойти эти ограничения, запустив космический телескоп «Хаббл», названный в честь уже знакомого вам астронома.
Благодаря этому телескопу люди впервые увидели яркие диски тех галактик, которые раньше казались мелкими туманностями. А там, где небо раньше казалось пустым, обнаружились миллиарды новых — и это не преувеличение. Однако дальнейшие исследования показали: даже тысячи миллиардов звезд, видимых «Хабблу» — это минимум десятая часть от их настоящего количества.
Финальный подсчет
И все же, сколько именно галактик существует во Вселенной Сразу предупрежу, что считать придется нам вместе — такие вопросы обычно мало интересуют астрономов, так как лишены научной ценности. Да, они каталогизируют и отслеживают галактики — но лишь для более глобальных целей вроде изучения крупномасштабной структуры Вселенной.
Однако найти точное число никто не берется. Во-первых, наш мир бесконечен, из-за чего ведение полного списка галактик проблематично и лишено практического смысла. Во-вторых, чтобы сосчитать даже те галактики, что находятся в пределах видимой Вселенной, астроному не хватит всей жизни. Даже если он проживет 80 лет, считать галактики начнет с рождения, а на обнаружение и регистрацию каждой галактики будет тратить не больше секунды, астроном найдет всего лишь 2 триллиона объектов — куда меньше, чем существует галактик на самом деле.
Для определения примерного числа возьмем какое-то из высокоточных изучений космоса — например, «Ultra Deep Field» телескопа «Хаббл» от 2004 года. На участке, равному 1/13000000 всей площади неба, телескоп сумел обнаружить 10 тысяч галактик. Учитывая то, что другие глубокие исследования того времени показывали схожую картину, мы можем усреднить результат. Следовательно, в пределах чувствительности «Хаббла» мы видим 130 миллиардов галактик со всей Вселенной.
Однако это еще не все. После «Ultra Deep Field» было сделано множество других снимков, которые добавляли новые детали. Причем не только в видимом спектре света, которым оперирует «Хаббл», но и в инфракрасном и рентгеновском. Состоянием на 2014 год, в радиусе 14 миллиардов световых лет нам доступно 7 триллионов 375 миллиардов галактик.
Но это, опять-таки, минимальная оценка. Астрономы считают, что скопления пыли в межгалактическом пространстве отбирают у нас 90% наблюдаемых объектов — 7 триллионов легко превращается в 73 триллиона. Но и эта цифра устремится еще дальше к бесконечности, когда на орбиту Солнца выйдет телескоп «Джеймс Уэбб». Этот аппарат за минуты достигнет туда, куда «Хаббл» пробирался днями, и проникнет еще дальше в глубины Вселенной.

Источник

местная группа галактик, молекулярные облака, нейтрино / Хабр

Местная группа галактик

Местная группа галактик – несколько гравитационно связанных между собою галактик, в числе которых есть наш Млечный Путь. Группа имеет диаметр около 10 млн световых лет и массу порядка 2*10¹² солнечных. Она состоит из двух наборов галактик, расположенных в форме гантели. С одного её конца Млечный Путь со своими галактиками-спутниками, с другого – галактика Андромеда со своими. Две этих коллекции находятся на расстоянии около 3*10⁶ световых лет друг от друга, и сближаются со скоростью 123 км/с.

В свою очередь, местная группа галактик входит в сверхскопление Девы, являющееся частью сверхскопления Ланиакея.

Сколько точно галактик входит в местную группу – сказать сложно, поскольку нам закрывает обзор центральная часть Млечного Пути. Ясно, однако, что их не менее 80. Две самых крупных галактики местной группы – Млечный Путь и Андромеда. Обе спиральные, обе имеют массу порядка 10¹² солнечных. Третья по величине галактика — галактика Треугольника, тоже спиральная, с массой около 10¹⁰ солнечных.

Есть вероятность, что галактика Треугольника является компаньоном галактики Андромеда. Их разделяет 750 000 световых лет, и от 2 до 4 млрд лет назад галактика Треугольника прошла вблизи галактики Андромеда, запустив по всему диску последней процесс звёздообразования. Карликовая галактика Рыбы равноудалена от обеих упомянутых галактик, поэтому может быть спутником как одной, так и другой.

Термин «местная группа галактик» ввёл Эдвин Хаббл в своей книге 1936 года «Царство туманностей» (хотя он доказал, что наблюдаемые астрономами того времени «туманности» являются такими же галактиками, как наш Млечный Путь, ещё в 1925 году, термин исчез не сразу). Он описал его как «типичную небольшую группу туманностей, изолированную от остальных».

Кроме галактик, пыли и газа в местную группу входят ещё два интересных объекта. Это Магелланов Поток и Кольцо Единорога.

Магелланов Поток – поток движущихся с высокой скоростью облаков нейтрального водорода, исходящих из Большого и Малого Магеллановых облаков и стремящихся к Южному полюсу Галактики. Хотя это разреженный газ, поток имеет внушительные размеры и массу порядка 2*10⁸ солнечных. Гипотез возникновения Потока несколько. Это может быть материал, оставшийся после формирования Магеллановых Облаков, или же результат турбулентности при их прохождении через галактическое гало.

Кольцо Единорога – тройное кольцо из звёзд, обёрнутое вокруг Млечного Пути. Возможно, это звёздный поток, который приливные силы нашей Галактики оторвали от гипотетической карликовой галактики в Большом Псе в процессе её поглощения. Кольцо обнаружили в 2002 году во время Слоановского цифрового небесного обзора.

Молекулярные облака

Широко разошедшееся в своё время фото молекулярного облака Барнард 68

Молекулярные облака, или как их ещё называют, «тёмные туманности», а также «колыбельные звёзд» — это скопления нейтральных молекул газа, по большей части – молекулярного водорода H₂. Их отличают от других областей межзвёздной материи, в которых обычно содержится ионизированная плазма. Молекулярный водород практически не взаимодействует со светом, и для обнаружения таких облаков обычно полагаются на оксид углерода СО.

Благодаря высокой плотности и малой температуре молекулярных облаков именно в них происходит звездообразование. Когда материя начинает скапливаться в больших объёмах под действием силы тяготения, гравитации необходимо преодолевать идущее наружу излучение разогревающейся материи. Если материя изначально разогрета, баланс сил наступит слишком быстро. В процессе активного звездообразования и периодических взрывов сверхновых их излучение постепенно ионизирует материю облаков.

В нашей Галактике молекулярные облака занимают меньше 1% от всего объёма межзвёздной среды, но при этом являются самыми плотными скоплениями межзвёздной материи. Внутри галактической орбиты Солнца молекулярные облака составляют половину всей массы этой материи.

Молекулярные облака, масса которых составляет 10 000 солнечных и более, называют гигантскими молекулярными облаками. Их диаметр составляет от 15 до 600 световых лет, масса – от 10 тысяч до 10 миллионов солнечных. Если средняя плотность межзвёздной среды вблизи Солнца составляет 1 частицу на кубический сантиметр, то плотность гигантских молекулярных облаков 100-1000 раз больше. Небольшие газопылевые облака с массой менее чем в несколько сотен солнечных, называют глобулами.

Нейтрино

Байкальский подводный нейтринный телескоп

В конце ХIХ века Анри Беккерель обнаружил неизвестное излучение урана − самого тяжелого по тем временам элемента. Несколько позже стало ясно, что оно состоит из трех видов, разительно не похожих друг на друга и названных альфа-, бета- и гамма-лучами.

Затем, в начале ХХ века при изучении β-распада радиоактивных ядер появилась проблема — нарушение законов сохранения энергии, импульса и момента импульса.

В 1914 году английский физик Джеймс Чедвик обнаружил, что энергии электронов, испускаемых при β-распаде атомных ядер (в отличие от α-частиц и γ-квантов, испускаемых при других видах радиоактивных превращений), не строго определенные, а лежат в широком диапазоне значений. В большинстве случаев энергия была меньше той, какую они должны были теоретически иметь. Создавалось впечатление, что энергия куда-то исчезает, т.е. происходит нарушение закона сохранения энергии. В то время даже Нильс Бор готов был признать, что законы сохранения в микромире могут не выполняться. Он утверждал, что не существует «ни экспериментальных, ни теоретических» доказательств, которые бы подтверждали справедливость закона сохранения энергии при β-распаде.

Получалось, что при β-распаде электроны имеют непрерывный энергетический спектр. А такое возможно только в случае образования 3-х частиц в процессе распада. Именно непрерывность спектра электронов, образующихся при распаде, и натолкнула Вольфганга Паули в 1930 году на предположение, что при β-распаде одновременно с электроном рождается какая-то частица с полуцелым спином и очень малой массой, которая и уносит недостающую часть энергии. В своем знаменитом письме к Тюбингемскому научному конгрессу он написал: «Я допускаю, что мой прием может на первый взгляд показаться довольно невероятным, потому что, если бы нейтрино существовало, оно было бы давно открыто. Тем не менее, кто не рискует, тот не выигрывает. Поэтому мы должны серьезным образом обсуждать любой путь к спасению».

Незамеченной эта частица оставалась потому, что у нее очень малая масса покоя и нет электрического заряда и поэтому не участвует в кулоновских и сильных взаимодействиях, иными словами, не может производить те эффекты, по которым обычно регистрируют частицы. Именно эта частица могла уносить недостающую энергию, импульс и момент количества движения. Для того чтобы проверить гипотезу Паули, необходимо было обнаружить эту частицу экспериментально. Однако ее свойства, предсказанные Паули, делали обнаружение этой частицы чрезвычайно трудной задачей из-за ее слабого взаимодействия с веществом.

Сразу после открытия нейтрона в 1932 г. Дж. Чедвик, Д. Иваненко и В. Гейзенберг независимо друг от друга выдвинули гипотезу, что атомное ядро состоит из нейтронов и протонов. Протоны и нейтроны в атомном ядре связаны особыми силами, для которых характерна большая величина и малый радиус действия. Ядерные силы существенно превосходят силы электростатического кулоновского отталкивания протонов и обуславливают большую плотность вещества ядра. Новый тип взаимодействия, связывающий нейтроны и протоны, назвали «сильным взаимодействием». Однако данная модель не давала ответ на следующий вопрос: «Если в составе атомного ядра нет электронов, то откуда же берутся электроны, которые наблюдаются при радиоактивном распаде ядер?»

Ответ на этот вопрос был дан в 1934 г. итальянским физиком Энрико Ферми в разработанной им теории β-распада. Ферми использовал гипотезу Паули в своей теории. Он предложил называть частицу, охарактеризованную Паули, «нейтрино», что буквально по-итальянски означает «нейтрончик», по аналогии с тяжелой нейтральной частицей – нейтроном. Паули предположил, что β-распад в определенном смысле аналогичен испусканию фотонов возбужденными атомами. Ни электронов в ядре, ни фотонов в атоме нет до момента излучения, и фотон, и электрон образуются в процессе распада. Изучение процесса β-распада показало, что испускание электронов вызвано не электромагнитным и не ядерным взаимодействием, а новым типом взаимодействия, которое было названо слабым. В своей теории Паули сформулировал основные свойства нейтрино в их современном виде. Он представил процесс ядерного β-распада как распад одного из нейтронов ядра (если, конечно, выполняются соответствующие законы сохранения) на три частицы – протон, электрон и нейтрино:

n → p + e− + νe

Как выяснилось позже, гипотеза Паули «спасла» не только закон сохранения энергии, но и законы сохранения импульса и момента количества движения, а также основные принципы статистики частиц в квантовой механике.

В эксперименте нейтрино были обнаружены в 1956 году, за что авторы эксперимента получили в 1995-м нобелевскую премию. Тогда в качестве источника нейтрино учёные использовали находившийся неподалёку ядерный реактор.

Однако Вселенная полна естественных источников нейтрино – в первую очередь, это звёзды, испускающие космические нейтрино благодаря происходящим в их ядрах реакциям. В поисках солнечных нейтрино в 1960-х годах учёные оборудовали детектор этих частиц в золотом руднике Хоумстейк – крупнейшем и самом глубоком в Северной Америке. Учёные подсчитали, сколько нейтрино должен зафиксировать их детектор, построили и запустили его – и обнаружили, что экспериментальный результат примерно в три раза меньше, чем расчётный. Так возникла «проблема солнечных нейтрино», решение которой состоит в том, что нейтрино бывают трёх типов, и благодаря «нейтринным осцилляциям» могут переходить из одного типа в другой.

Нейтрино крайне редко взаимодействуют с материей. Так, нейтрино с энергией порядка 3—10 МэВ имеют в воде длину свободного пробега порядка ста световых лет. Практически все типы звёзд прозрачны для нейтрино. Каждую секунду через площадку на Земле площадью в 1 см² проходит около 6*10¹⁰ нейтрино, испущенных Солнцем., однако их влияние на вещество практически никак не ощущается. В то же время нейтрино высоких энергий успешно обнаруживаются по их взаимодействию с мишенями, однако для их обнаружения всё равно приходится строить очень большие и объёмные детекторы, фиксирующие взаимодействие нейтрино с водой или льдом.

Например, на дне озера Байкал находится один из крупнейших детекторов, «Байкальский подводный нейтринный телескоп». А на антарктической станции Амундсен-Скотт построена нейтринная обсерватория IceCube.

Нейтринная астрономия даёт нам уникальную возможность заглядывать внутрь звёзд и изучать процессы, идущие в их ядрах, поскольку место происхождения света звёзд, доходящего из нас, ограничивается поверхностью светила. Нейтрино же, рождающиеся в ядрах звёзд, свободно проходят через их толщу и остальные препятствия на пути к Земле.

Нейтрино могут предупредить о взрыве сверхновой раньше, чем это делают фотоны, поскольку последние могут застрять в плотной материи звезды на много часов, тогда как нейтрино, родившиеся во время взрыва, мгновенно покидают небесное тело. При этом они уносят порядка 99% испускаемой звездой энергии. Зафиксировав неожиданный всплеск потока нейтрино в разных обсерваториях Земли, астрономы могут определить, в каком месте неба появится сверхновая, и рассмотреть её свет.

Таким образом, изучение нейтрино помогает нам разбираться в процессах, происходящих внутри звёзд, исследовать высокоэнергетические события Вселенной, и заглядывать внутрь нашей планеты, изучая её состав и структуру.

Подтверждено существование галактики почти без темного вещества

В созвездии Кита на расстоянии 20 МПк от нас находится необычная очень тусклая галактика NGC 1052-DF2: по размерам она сравнима с Млечным Путем, но звезд в ней на два порядка меньше. Такие галактики называют сверхрассеянными. Проведенный в 2018 году анализ кривой вращения этой галактики показал, что скорости, с которыми звезды обращаются вокруг ее центра, вполне хорошо объясняются массой видимого (в основном звездного) вещества. А из этого следует, что для темного вещества «места» почти не остается. Правда, эти выводы сильно зависят от расстояния до NGC 1052-DF2, а у других научных групп получались другие оценки расстояния. Недавно была опубликована статья, в которой расстояние до NGC 1052-DF2 определено очень точным и изящным методом — при помощи анализа вершины ветви красных гигантов. Для того, чтобы получить данные по отдельным красным гигантам в этой галактике, пришлось даже на сутки задействовать телескоп «Хаббл». Но оно того стоило: новая оценка расстояния до нее даже больше первоначальной: 22,1 МПк. А значит, темного вещества в ней еще меньше, чем считалось ранее. Практически полное отсутствие темного вещества в одной галактике является, как ни странно, важным свидетельством в пользу существования самого темного вещества. А окончательное подтверждение его отсутствия может привести и к пересмотру наших представлений о природе гравитации.

В 2000 году группа астрономов под руководством специалиста по внегалактической астрономии из Специальной астрофизической обсерватории (САО РАН) Игоря Караченцева, используя расположенный в горах Кавказа 6-метровый телескоп БТА, открыла весьма необычную галактику (I. D. Karachentsev et al., 2000. Dwarf galaxy candidates found on the SERC EJ sky survey). Размерами она примерно с наш Млечный Путь, но при этом в ней в 200 раз меньше звезд, а также у нее отсутствуют спиральные рукава, яркое ядро и сверхмассивная черная дыра в центре. Плотность звезд в этой галактике настолько мала, что сквозь нее просвечивают более далекие галактики (рис. 1). Эти свойства позволили отнести данную галактику к классу сверхрассеянных (или ультрадиффузных — это синонимичное название).

Первая галактика этого класса была открыта только в 1984 году Алланом Сэндиджем с коллегами. По мере развития наблюдательной техники и методов обработки астрономических данных количество открытых сверхрассеянных галактик стало расти, и сейчас они активно изучаются. Важны они по двум причинам. Во-первых, в сверхрассеянных галактиках мало межзвездного газа, из-за чего в них почти не образуются новые звезды. Это значит, что они почти не изменялись в последние несколько миллиардов лет (и состоят практически только из старых тусклых звезд), сохранив на себе отпечаток условий в ранней Вселенной. При этом все найденные сверхрассеянные галактики расположены сравнительно недалеко от нас и их довольно удобно наблюдать. Во-вторых, на примере сверхрассеянных галактик удобно изучать свойства темного вещества (оно же — темная материя). Но об этом — ниже.

Стоит отметить, что в нынешнем изобилии различных классов и подклассов галактик неспециалисту довольно легко запутаться. Так вот, сверхрассеянные галактики, которым в основном посвящена эта новость, — это тусклые галактики, более-менее сравнимые с Млечным Путем по размерам и массе, в которых нет ярко выраженного ядра. Их не следует путать с гигантскими галактиками низкой поверхностной яркости (giant low surface brightness galaxies, gLSBGs), которые намного более массивны и имеют яркое ядро, само по себе похожее на обыкновенные галактики. А вот исчезающе тусклые внешние области gLSBGs до недавнего времени были не обнаружимы в телескопы. Подробнее о gLSBGs читайте в новости Гигантские галактики низкой яркости формируются за счет вещества своих компаньонов? («Элементы», 21.04.2021).

В 2013 году был введен в строй «фасеточный» телескоп Dragonfly Telephoto Array. Главная особенность его конструкции (которая и дала название этому инструменту: по-английски dragonfly значит «стрекоза») в том, что он составлен из нескольких телеобъективов — примерно таких, какие используют фотографы-профессионалы. Изначально их было всего три, в 2016 году объективов стало 48 (их смонтировали в виде двух кластеров, отчего сравнение со стрекозой стало еще точнее, см. рис. 2), после чего по своей собирающей способности этот телескоп примерно сравнялся с метровым рефрактором. В дальнейшем число объктивов планируется довести до 120. Такая конструкция телескопа идеально подходит для наблюдений за объектами с низкой поверхностной яркостью, поскольку массив из многих телеобъективов хорошо борется с засветкой от рассеянного света.

Открытая группой Караченцева тусклая галактика была тщательно изучена учеными из группы работающего в Йельском университете нидерландского астронома Питера ван Доккума (Pieter van Dokkum) при помощи телескопа Dragonfly в ходе обзора окрестностей расположенной в созвездии Кита эллиптической галактики NGC 1052 (рис. 3). После этого ей присвоили название NGC 1052-DF2. Также на нее на несколько минут был наведен телескоп «Хаббл». И не зря — выяснилось, что в этой галактике, удаленной от нас примерно на 20 мегапарсек, почти нет темного вещества (P. van Dokkum et al., 2018. A galaxy lacking dark matter).

Недостаток темного вещества в NGC 1052-DF2 был обнаружен все тем же классическим методом, при помощи которого в середине XX века было показано, что в галактиках должна быть некая скрытая масса, — по кривым вращения галактик. Напомним, что поскольку звезды в основном сконцентрированы в центре галактики, то в предположении, что именно звезды дают основной вклад в общую массу галактики, по законам, сформулированным еще Иоганном Кеплером в XVII веке, получается, что чем дальше звезда находится от центра, тем медленнее она должна вокруг него обращаться. Этот же эффект проявляется и в нашей Солнечной системе: например, Земля вращается вокруг Солнца медленнее Меркурия, но намного быстрее Юпитера или Нептуна. Однако работы астрономов-наблюдателей (в том числе американки Веры Рубин) показали, что скорость звезд в большинстве галактик и не думает падать при удалении от центра (рис. 4), — как будто там присутствует еще что-то, добавляющее галактике массы. (Скорость индивидуальных звезд можно узнать благодаря эффекту Доплера, а скорость звезд в галактике в целом — по дисперсии скоростей, то есть по разбросу скоростей всех звезд, измеряемому по уширению спектральных линий в галактике.)

Многократный пересчет звезд в разных галактиках подтвердил — всех видимых светил хватает лишь на то, чтобы объяснить около 18% их массы, а остальное приходится на долю чего-то, что астрономы и назвали темным веществом. Оно, в отличие от звезд, газа и пыли, не испытывает трения, не высвечивает энергию в виде фотонов при соударениях, не теряет энергии при неупругих соударениях, и вообще проявляет себя лишь посредством гравитации, а значит в целом сохраняет свой угловой момент и не концентрируется в центре, а заполняет собой галактику более равномерно, чем звезды.

Уникальность NGC 1052-DF2 как раз в том, что сравнение наблюдаемых скоростей звезд на ее окраинах, а также скоростей шаровых скоплений (конгломератов звезд, которые очень удобны для построения кривых скоростей из-за своей яркости и удаленности от центра родительской галактики) с массой, получаемой из полной светимости галактики (которая дает оценку общего количества звезд), не дает какого-либо значительного дефицита: видимой звездной массы почти хватает на то, чтобы шаровые скопления вращались именно с наблюдаемой скоростью (рис. 5). Даже по самым щедрым оценкам, темного вещества в этой галактике в 400 раз меньше, чем должно быть, учитывая ее размеры!

Казалось бы — ну в чем тут уникальность? Почему бы одним галактикам не иметь больше темного вещества, а другим меньше? Дело тут вот в чем. Представление о том, что в галактиках содержится темное вещество, вообще говоря, не совсем корректное. Правильнее сказать, что, наоборот, в гигантских областях с повышенной плотностью темного вещества в основном находятся скопления звезд, газа и пыли, которые мы называем галактиками и которые именно благодаря этому темному веществу и сформировались.

Как мы сейчас понимаем, в ранней Вселенной барионное вещество (то есть обычные протоны и нейтроны) притягивались областями с повышенной гравитацией (большую часть которой создавало как раз темное вещество). Но это еще не все: барионное вещество участвует в четырех фундаментальных взаимодействиях (гравитационном, сильном, слабом и электромагнитном), поэтому, собираясь в протогалактики, оно разогревалось от трения и порождало направленное наружу излучение (то есть вылетающие фотоны). Также при увеличении плотности центральной части протогалактики повышалось ее давление, что уравновешивало силы гравитации и не позволяло новым барионам притянуться и стать частью протогалактики. Можно сказать, что падающее к центру протогалактики вещество увеличивало ее массу, но при этом оно же тормозило ее дальнейший рост.

И именно темное вещество, которое взаимодействует с барионами только посредством тяготения, а значит, не нагревается, не увеличивает плотности вещества, не высвечивает отталкивающее излучение фотонов, стало тем критически важным дополнительным вкладом гравитации, который позволил все-таки сконденсировать в зародышах галактик достаточно массы, чтобы они стали гравитационно устойчивыми системами, в которых происходит обычная галактическая жизнь (рождение и смерть звезд, выброс тяжелых элементов в межзвездное пространство и их стекание в протозвездные облака, аккреция вещества на сверхмассивную черную дыру в центре галактики, выброс вещества из ее окрестностей в виде джетов и т. д.).

Таким образом, подавляющее большинство галактик должно находиться внутри гало темного вещества с соотношением масс барионного и небарионного вещества 1:5 и любое значительное отклонение от этого правила всегда вызывает пристальный интерес астрофизиков.

Не следует, как известно, плодить сущности сверх необходимости: найдя галактику с уникальными характеристиками, прежде чем заявлять об открытии, нужно перепроверить результаты и в 99 случаях из 100 обнаружится, что уникальность появилась вследствие вкравшихся в измерения ошибок. После первых заявлений группы ван Доккума о необычных свойствах NGC 1052-DF2 (P. van Dokkum et al., 2018. A galaxy lacking dark matter) их результаты стали проверять другие ученые.

В одной из таких «проверочных» работ была сделана попытка заново измерить распределение скоростей звезд в галактике NGC 1052-DF2 с помощью спектрографа MUSE, установленного на VLT (N. F. Martin et al., 2018. Current Velocity Data on Dwarf Galaxy NGC 1052-DF2 do not Constrain it to Lack Dark Matter). Ее авторы пришли к выводу, что погрешности измерений были занижены и скорее всего никакого дефицита темного вещества в этой галактие нет. Однако последовавшие измерения на еще более мощном спектрографе KCWI, установленном на телескопе в обсерватории Кека, показали, что ошибки нет: шаровые скопления действительно двигаются намного медленнее обычного, указывая на отсутствие темного вещества (S. Danieli et al., 2019. Still Missing Dark Matter: KCWI High-resolution Stellar Kinematics of NGC1052-DF2).

Если дело не в скоростях, то, может, в расстоянии? Астрофизик Игнасио Трухильо (Ignacio Trujillo Cabrera) с коллегами, используя доступные на тот момент снимки телескопа «Хаббл», пересчитали расстояние до галактики и получил не 20, а всего 13 мегапарсек, что мгновенно снимало с нее всякие признаки уникальности (I. Trujillo et al., 2019. A distance of 13 Mpc resolves the claimed anomalies of the galaxy lacking dark matter). Посудите сами — если галактика ближе к нам, значит нужно намного меньше звезд, чтобы иметь такую же наблюдаемую с Земли яркость. А поскольку наблюдаемые скорости звезд и шаровых скоплений (определяющие, как мы помним, общую массу галактики) от расстояния не зависят, то и выходит, что в ней начинает недоставать массы, которую как раз можно отнести на счет темного вещества. Если эти расчеты верны, то баланс 5:1 восстановлен и дело закрыто.

Чтобы поставить точку в споре, нужно провести точные измерения расстояния до NGC 1052-DF2. Для этого группа ван Доккума применила изящный метод, использующий так называемую вершину ветви красных гигантов.

Кратко опишем суть этого метода. Маломассивная звезда вроде нашего Солнца в конце своей жизни значительно увеличивается в размерах и яркости. В таком случае говорят, что звезда перешла с главной последовательности на ветвь красных гигантов, которая располагается в правом верхнем углу диаграммы Герцшпрунга — Рассела. При этом в ядре звезды еще продолжаются термоядерные реакции, температура и давление растут и в какой-то момент достигают значений, при которых начинает гореть не только водород, но и следующий за ним в таблице Менделеева гелий. Это взрывообразное горение гелия резко увеличивает температуру ядра звезды, что приводит к расширению и охлаждению внешних слоев звезды (звучит парадоксально, но по законам термодинамики любое тело охлаждается, расширяясь). Кстати, где-то через 5 миллиардов лет наше Солнце, имея к тому моменту густой красный цвет, станет красным гигантом и раздуется до максимально возможных для себя размеров — ее внешние слои достигнут орбиты Венеры (а, может, и орбиты Земли). Гелиевая вспышка длится несколько десятков тысяч лет, и в этот промежуток времени звезда, достигнув самого угла диаграммы Герцшпрунга — Рассела (той самой вершины ветви красных гигантов), начинает резко смещаться по диаграмме влево и вниз: светимость снижается, а цвет «синеет». Примечательно, что ни возраст, ни химический состав, ни даже масса звезды (в известных пределах) не влияют на ее светимость в тот момент, когда в ней начинается гелиевая вспышка.

Важно, что таких маломассивных звезд в любой галактике очень много (распределение звезд по массе сродни добываемым алмазам — на один крупный приходится 100–200 мелких), а значит часть из них постоянно будет либо медленно приближаться к вершине ветви красных гигантов, либо стремительно с нее уходить. Следовательно, на диаграмме Герцшпрунга — Рассела должен быть разрыв: ниже вершины ветви будет намного больше звезд, чем над ней (рис. 6). Сравнивая теоретически рассчитанную абсолютную звездную величину этого обрыва (то есть каким он будет виден с расстояния 10 парсек) с видимой в телескоп звездной величиной, можно определить расстояние до галактики. Это красивый и точный метод, но он имеет, однако, недостаток: требуются измерения яркости отдельных звезд в исследуемой галактике, а это требует больших ресурсов.

Питер ван Доккум получил в свое распоряжение телескоп «Хаббл» на 30 с лишним часов, из которых за вычетом времени на ориентацию, настройку фокуса и смену фильтров осталось 11 часов на непрерывное наблюдение за NGC 1052-DF2. Этого времени оказалось достаточно, чтобы «Хаббл» в двух фильтрах (красном и инфракрасном) смог разглядеть в ней отдельные звезды, в том числе около 5400 красных гигантов. Два фильтра необходимы, потому что диаграмму Герцшпрунга — Рассела можно построить, если вы знаете цветовой показатель звезды (то есть разницу ее звездных величин, полученных в двух разных фильтрах) и светимость (звездная величина, измеренная одним из доступных фильтров). Участок ветви красных гигантов имеет явную вершину на уровне 27,5 звездной величины, а выше этого значения плотность звездного населения резко падает (рис. 7). Вычисленное расстояние до NGC 1052-DF2 равно 22,1 МПк, — то есть она еще несколько дальше, чем астрономы считали раньше. Следовательно, звезд в ней еще больше (ведь светимость не изменилось, а расстояние выросло), а вот для темного вещества осталось совсем немного «места».

Значит ли это результат, что сама идея темного вещества теперь под вопросом? Отнюдь нет и Питер ван Доккум сам говорит: «… если у нас есть галактика без темного вещества, и также есть схожие с ней галактики, где эта вещество присутствует, то, похоже на то, что оно на самом деле существует, это не мираж». Действительно, если бы все — абсолютно все — галактики содержали одинаковое количество темного вещества, то это, как ни странно, скорее указывало бы на какие-то неучтенные ошибки измерения расстояний или скоростей, ведь все измеряемые физические величины подчиняются какому-то распределению. Например, если стрелка весов показывает одно и то же значение для 10 разных человек, то вы скорее поверите, что весы неисправны, чем в то, что к вам правда пришли люди одинаковой массы. То же самое и с галактиками — в среднем, во Вселенной темного вещества в 5 раз больше, чем барионного, и в среднем в галактике масса всех звезд, газа, пыли, планет и черных дыр тоже в 5 раз меньше массы темного вещества. Но иногда процессы, происходящие внутри галактик, или взаимодействие соседних галактик может нарушить это соотношение, и на сегодняшний день разработано несколько возможных сценариев такого нарушения:
    1) Две сталкивающиеся или пролетающие друг мимо друга галактики могут начать взаимное «приливное обдирание». Дело в том, что сила гравитации со стороны, ближней к пролетающей галактике, больше силы с дальней стороны. Эта разница вытягивает галактику (как «вытягивают» Землю две приливные волны, вызываемые притяжением Луны, — отсюда и название эффекта) и даже может привести к тому, что часть звезд оторвется от нее и окажется уже свободно летящими в межгалактическом пространстве (см. Звездный поток).
    2) Бурное звездообразование в галактике всегда приводит к появлению огромных короткоживущих звезд, которые в конце жизни взрываются сверхновыми, разгоняя и увлекая за собой вещество, которое в небольшой галактике может быть выброшено далеко за ее пределы и стать зародышем уже новой, сверхрассеянной галактики.
    3) Наконец, активные ядра галактик выметают вещество из окрестностей сверхмассивной черной дыры, расположенной в центре галактики, в виде узконаправленных лучей (джетов), в которых вещество движется с околосветовой скоростью. Это вещество не только само улетает иногда на расстояния, превышающие размеры родительской галактики, но и утягивает за собой встречающееся на пути вещество, и разогревает окружающий газ, который тоже может покинуть галактику. Именно такой сценарий группа ван Доккума считает предпочтительным для NGC 1052-DF2: сверхмассивная черная дыра в центре NGC 1052 на ранней стадии эволюции этой галактики была очень активна и выбросила достаточно газа, чтобы из него смогла сформироваться целая новая галактика.

Важно напомнить, что ни давление, ни температура, ни летящее из ядра галактики раскаленное облако плазмы и света никак не взаимодействуют с темным веществом — оно совершенно невозмутимо остается более-менее сферически симметрично распределенным относительно центра галактики. А вот вылетающее из галактики по разным причинам вещество, с одной стороны, увеличивает относительное содержание темного вещества в ней (астрономы говорят, что в галактике выросло соотношение «масса — светимость») вплоть до соотношения 600:1. С другой стороны, если этого вещества вылетело достаточно много, то оно может образовать новую небольшую галактику, в которой темного вещества будет изначально совсем мало.

Галактики на обоих концах распределения по соотношению масс барионного и темного вещества в среднем должны быть меньше и легче обычных галактик, ведь они либо выбросили из себя часть звезд, либо образованы из этих «остатков». Поэтому поиск подобных, в большинстве своем являющихся сверхрассеянными, галактик, как важного источника информации о темном веществе, ведется очень активно. Большую роль здесь играет уже упоминавшаяся российская группа под руководством Игоря Дмитриевича Караченцева, которая использует самую сильную сторону телескопа БТА — огромное шестиметровое зеркало, способное собрать достаточно фотонов даже от очень тусклой и рассеянной галактики. Главный результат работы группы Караченцева — каталог открытых ими тусклых галактик Местной группы с очень высоким соотношением «масса — светимость» (И. Д. Караченцев, Е. И. Кайсина, 2019. Карликовые галактики в Местном объеме). Эти галактики имеют обычные размеры и количество темного вещества в своем составе, но из них, похоже, была выброшена весьма значительная часть звезд. Сейчас таких галактик набралось уже около тысячи и можно утверждать, что они не уникальны, а значит за один конец распределения астрономы надежно ухватились. Но до недавнего времени не было известно ни одной галактики с обратного конца распределения. И вот поэтому галактика NGC 1052-DF2 важна именно как еще один аргумент в пользу существования темного вещества.

Сам Игорь Дмитриевич как курьез отмечает, что «…десятки карликовых галактик <…> впоследствии переоткрывались и переименовывались другими авторами. Наиболее свежий пример — диффузная карликовая система KKSG4, заново найденная ван Доккумом и др. и названная ими NGC 1052-DF2». Впрочем, принципы академической честности не были нарушены — Игорь Караченцев назван первооткрывателем этой галактики в первом же предложении обсуждаемой нами статьи ван Доккума.

А что, если никакого темного вещества нет? Если стандартная космологическая модель (ΛCDM, где CDM — это cold dark matter) постулирует присутствие темного вещества особого сорта, которое никто не может обнаружить уже полвека, то обязательно будут разрабатываться альтернативные модели, пытающиеся от него избавиться. Одна из них предлагает слегка модифицировать второй закон Ньютона — так, чтобы тела, испытывающие очень малые ускорения, могли двигаться чуть быстрее, нарушая линейную зависимость от вызывающей ускорение силы. Собственно, поэтому гипотеза называется Модифицированной Ньютоновской динамикой (MOND).

На Земле не получается достигнуть настолько малых ускорений, чтобы эффект был сколько-нибудь заметен, поэтому второй закон Ньютона имеет именно такой вид, в котором он был сформулирован сэром Исааком. А вот центростремительное ускорение звезд, которым требуются миллионы лет, чтобы обернуться вокруг центра галактики, как раз достаточно мало, чтобы в рамках MOND на смену знаменитому \(F=ma\) пришло более сложное уравнение, заставляющее тела двигаться чуть быстрее, кривые вращения не заваливаться, а темное вещество — не существовать. Важно уточнить, что MOND изначально создавалась в 1983 году как раз для объяснения аномального поведения кривых вращения галактик без привлечения темного вещества и, несмотря на то, что эта гипотеза со временем дополнялась новыми уравнениями, совершенствовалась, обзавелась в том числе версией для релятивистских случаев, пережила много проверок (например свойства обнаруженных в 2016 году гравитационных волн вполне объясняются MOND), она все же большинством ученых рассматривается именно как альтернативная (то есть запасная и маловероятно, что она когда-нибудь пригодится) к повсеместно используемой Общей теории относительности Эйнштейна. Тем не менее, изучение галактики NGC 1052-DF2 с точки зрения MOND совершенно необходимо, и именно этому отведена значительная часть обсуждаемой статьи. Если MOND сможет объяснить, почему в этой галактике звезды вращаются в полном соответствии с общепринятым законом Ньютона — это однозначно упрочит ее позиции. Если же, наоборот, MOND не даст внятной трактовки наблюдаемым кривым вращения, для объяснения которых она и создавалась, это, вероятно, «закроет» MOND окончательно.

В обсуждаемой статье указывается, что кривые вращения не противоречат MOND, если учесть так называемый эффект внешнего поля. То есть считать, что если тела, испытывающие слабое ускорение (как звезды в NGC 1052-DF2), находятся вблизи массивного тела, то дополнительное ускорение пропадает и все тела в галактике продолжают подчиняться законам Кеплера (что и наблюдается в NGC 1052-DF2). Проблема в том, что NGC 1052-DF2 находится в достаточно изолированном месте. Однако, если вспомнить, что все измерения неизменно сопровождаются погрешностями, и начать «двигать» галактику внутри некоторой области этих погрешностей, то можно найти такое ее положение, в котором она окажется рядом с центральной частью скопления (галактикой NGC 1052), — и эффект внешнего поля (если он существует) как раз должен сыграть свою роль.

Но и это еще не конец. Через некоторое время после галактики NGC 1052-DF2 в том же скоплении была открыта похожая на нее галактика NGC 1052-DF4 с такой же аномальной кривой вращения. В парадигме ΛCDM объяснить ее появление можно (хотя вероятность открытия сразу двух подобных галактик в одном скоплении все же довольно мала), а вот c MOND могут быть проблемы. Эти две галактики слишком похожи друг на друга, чтобы предположить, что на их формирование оказывали воздействие совершенно разные эффекты.

Расстояние до NGC 1052-DF4 измерено тем же методом вершины ветви красных гигантов, хотя и не так точно, как до NGC 1052-DF2 — астрофизик Шани Даниэли (Shany Danieli), работающая в одной группе с ван Доккумом, получила в два раза меньше времени на телескопе «Хаббл» и погрешности измерения у нее, соответственно, больше. Но это все равно дало возможность установить расстояние между этими галактиками. Оно составило чуть больше 2 мегапарсек, а значит только одна галактика может быть достаточно близко от NGC 1052, чтобы сработал эффект внешнего поля (тут можно привести такую аналогию: как бы вы ни крутили хулахуп, между противоположными точками которого расстояние всегда одно и то же (и равно диаметру обруча), вы никогда не сможете коснуться обеих противоположных точек сразу).

Но и тут было придумано возможное объяснение в рамках MOND: если продолжать менять положение галактик внутри областей погрешностей, то можно найти такое взаимное расположение, при котором галактика NGC 1052-DF2 находится рядом с галактикой NGC 1052 (и, соответственно, попадает под ее внешнее поле), а галактика NGC 1052-DF4 оказывается рядом с еще одной галактикой скопления, NGC 1035 (рис. 8). В этом случае MOND таки способна объяснить наблюдаемые кривые вращения и status quo восстановлен: обе теории описывают наблюдаемые эффекты одинаково достоверно.

В заключение можно сказать, что галактика NGC 1052-DF2 действительно уникальна и по праву привлекает к себе внимание астрономов. Редко бывает, чтобы изучение одного объекта было настолько важным и для определения физических свойств еще неоткрытого темного вещества (неоткрытого в том смысле, что мы до сих пор не знаем, какие частицы его образуют), и даже для возможной смены научной парадигмы (в том случае, если MOND окажется более предпочтительной теорией). По мнению авторов обсуждаемой статьи, продолжение работ должно иди по пути более точного измерения расстояний до всех этих галактик. Звучит странно, но мы намного лучше знаем, как далеко от нас находятся NGC 1052-DF2 и NGC 1052-DF4, чем более яркие и массивные галактики NGC 1052 и NGC 1035: определение расстояния с нужной точностью требует очень длительных наблюдений на самых мощных существующих телескопах, и пока ни одна группа не получила достаточно времени. Определение расстояний до всех этих удивительных галактик, а, следовательно, и взаимного их расположения, будет следующим важным для понимания сути темного вещества шагом.

Источник: Zili Shen, Shany Danieli, Pieter van Dokkum, Roberto Abraham, Jean P. Brodie, Charlie Conroy, Andrew E. Dolphin, Aaron J. Romanowsky, J. M. Diederik Kruijssen, and Dhruba Dutta Chowdhury. A Tip of the Red Giant Branch Distance of 22.1 ± 1.2 Mpc to the Dark Matter Deficient Galaxy NGC 1052–DF2 from 40 Orbits of Hubble Space Telescope Imaging // The Astrophysical Journal Letters. 2021. DOI: 10.3847/2041-8213/ac0335.

Марат Мусин

Сколько существует галактик?

Всего Хаббл открыл около 100 миллиардов галактик во Вселенной.

Посмотреть
полный ответ
на forbes.com

Сколько галактик на Земле?

Если бы мы сделали самую простую оценку, используя лучшую на сегодняшний день технологию, мы бы заявили, что в нашей Вселенной насчитывается 170 миллиардов галактик. Но мы знаем больше, и наша современная оценка еще больше: два триллиона галактик.

Просмотр
полный ответ
на forbes.com

Сколько галактик в Млечном Пути?

Галактика Млечный Путь имеет галактики-спутники, такие как Большое и Малое Магеллановы Облака. В Млечном Пути насчитывается около пятидесяти галактик, крупнейшей из которых является Большое Магелланово Облако.

Посмотреть
полный ответ
на nineplanets.org

Сколько галактик во Вселенной 2022?

Наши самые подробные наблюдения за далекой Вселенной, проведенные с помощью телескопа Hubble eXtreme Deep Field, дали нам оценку в 170 миллиардов галактик. Теоретический расчет, сделанный несколько лет назад — первый, который учитывал галактики, слишком маленькие, слабые и далекие, чтобы их можно было увидеть, — дал оценку намного выше: в 2 триллиона.

Просмотр
полный ответ
на bigthink.com

Какая самая большая галактика во Вселенной?

Самая большая известная галактика, впервые описанная в исследовании 1990 года, опубликованном в журнале Science , — это IC 1101, ширина которой, по данным НАСА, достигает 4 миллионов световых лет . Галактики часто гравитационно связаны друг с другом в группы, которые называются скоплениями галактик.

Посмотреть
полный ответ
на space.com

Сколько существует галактик?

Что больше Вселенной?

Нет, Вселенная содержит все солнечные системы и галактики.

Посмотреть
полный ответ на alexaanswers.amazon.com

Что самое большое в космосе?

Крупнейшая известная структура во Вселенной называется «Великая стена Геркулеса-Короны Бореалис», открытая в ноябре 2013 года. Этот объект представляет собой галактическую нить, обширную группу галактик, связанных гравитацией, на расстоянии около 10 миллиардов световых лет от нас.

Просмотр
полный ответ на sciencefocus.com

Что находится за пределами Вселенной?

Банальный ответ заключается в том, что и пространство, и время были созданы в результате Большого взрыва около 14 миллиардов лет назад, поэтому за пределами Вселенной нет ничего. Тем не менее, большая часть Вселенной существует за пределами наблюдаемой Вселенной, которая может иметь размер около 90 миллиардов световых лет.

Посмотреть
полный ответ на newscientist.com

Бесконечен ли космос?

Наблюдаемая Вселенная конечна в том смысле, что она не существовала вечно. Она простирается на 46 миллиардов световых лет во всех направлениях от нас. (В то время как нашей Вселенной 13,8 миллиарда лет, наблюдаемая Вселенная простирается дальше, поскольку Вселенная расширяется).
916.

Посмотреть
полный ответ на phys.org

Как далеко простирается космос?

Тем не менее граница космоса — или точка, где, как мы считаем, космические корабли и астронавты вышли в космос, известная как линия фон Кармана, — находится всего в 62 милях (100 км) над уровнем моря.

Посмотреть
полный ответ на jpl.nasa.gov

Как называется наша Вселенная?

У нашей Вселенной нет настоящего названия, кроме простого «Вселенная», хотя у нас есть имена для нашего собственного дома в космосе.

Просмотр
полный ответ на сайте Study.com

Сколько планет во Вселенной?

По нашим оценкам, с 400 миллиардами звезд Млечного Пути они содержат от 1 до 10 триллионов вращающихся вокруг планет.

Посмотреть
полный ответ на bigthink.com

Есть ли жизнь в других галактиках?

Как правило, заключают они, жизнь возможна только во внешних областях больших галактик. (Наша собственная Солнечная система находится примерно в 27 000 световых лет от центра.) Исследователи сообщают, что в других галактиках все еще мрачнее. По сравнению с Млечным Путем большинство галактик маленькие и имеют низкую металличность.

Просмотр
полный ответ на science.org

Насколько велика Вселенная?

Надлежащее расстояние — расстояние, которое можно было бы измерить в определенное время, включая настоящее — между Землей и краем наблюдаемой Вселенной составляет 46 миллиардов световых лет (14 миллиардов парсеков), что делает диаметр наблюдаемой Вселенной около 93 миллиардов. световых лет (28 миллиардов парсеков).

Посмотреть
полный ответ на en.wikipedia.org

Насколько холодно в космосе?

В космосе очень-очень холодно. Базовая температура космического пространства составляет 2,7 кельвина (открывается в новой вкладке) — минус 454,81 градуса по Фаренгейту или минус 270,45 градуса по Цельсию — это означает, что она чуть выше абсолютного нуля, точки, в которой останавливается молекулярное движение. Но эта температура не постоянна во всей Солнечной системе.

Посмотреть
полный ответ на livecience.com

Как закончится Вселенная?

В невообразимо далеком будущем холодные звездные остатки, известные как черные карлики, начнут взрываться серией захватывающих сверхновых, обеспечив последний фейерверк всех времен. Таков вывод нового исследования, в котором утверждается, что вселенная испытает последнее ура, прежде чем все погрузится во тьму навсегда.

Просмотр
полный ответ на science.org

Кончается ли когда-нибудь космос?

Нет, они не верят, что есть конец космоса. Однако мы можем видеть только определенный объем всего, что там есть. Поскольку Вселенной 13,8 миллиарда лет, свет от галактики, находящейся на расстоянии более 13,8 миллиарда световых лет, еще не успел дойти до нас, поэтому у нас нет возможности узнать, что такая галактика существует.

Посмотреть
полный ответ на smithsonianmag.com

Что создало Вселенную?

Наша Вселенная началась со взрыва самого пространства — Большого Взрыва. Начиная с чрезвычайно высокой плотности и температуры, пространство расширялось, Вселенная охлаждалась и образовывались простейшие элементы. Гравитация постепенно сблизила материю, чтобы сформировать первые звезды и первые галактики.

Посмотреть
полный ответ на amnh.org

Возможны ли путешествия во времени?

Да, путешествия во времени действительно реальны. Но это не совсем то, что вы наверняка видели в кино. При определенных условиях время может течь со скоростью, отличной от 1 секунды в секунду. И есть важные причины, по которым нам необходимо понять эту реальную форму путешествия во времени.

Просмотр
полный ответ на spaceplace.nasa.gov

Как был создан космос?

Во время Большого взрыва было создано все пространство, время, материя и энергия во Вселенной. Этот гигантский взрыв разбросал материю во всех направлениях и заставил расшириться само пространство. Когда Вселенная остыла, материал в ней объединился, образовав галактики, звезды и планеты.

Посмотреть
полный ответ на coolcosmos.ipac.caltech.edu

Какая самая старая вещь во Вселенной?

Астрономы подтвердили открытие одного из старейших и самых далеких объектов, когда-либо известных во Вселенной, — звездообразующей галактики на расстоянии 12,8 миллиардов световых лет, которая начала формироваться в течение миллиарда лет после Большого взрыва, с которого все началось.

Посмотреть
полный ответ на space.com

Что самое горячее во Вселенной?

Самая горячая вещь во Вселенной: Supernova

Температура в ядре во время взрыва достигает 100 миллиардов градусов Цельсия, что в 6000 раз превышает температуру ядра Солнца.

Просмотр
полный ответ на scienceabc.com

Что самое быстрое во Вселенной?

Свет быстрый. На самом деле, это самое быстрое из существующих существ, а закон Вселенной гласит, что ничто не может двигаться быстрее света. Свет движется со скоростью 186 000 миль в секунду (300 000 километров в секунду) и может добраться от Земли до Луны чуть более чем за секунду.

Посмотреть
полный ответ на theconversation.com

← Предыдущий вопрос
Почему вас трясет во время кесарева сечения?

Следующий вопрос →
Имеют ли значение дорогие клюшки для гольфа?

Сколько существует галактик и откуда мы вообще это знаем?

До тридцатых годов прошлого века на вопрос, сколько галактик в космосе, ученые люди отвечали: «Ну, это все знают — есть одна». На самом деле никто не задавал такой вопрос, потому что он был столь же бессмысленен, как и вопрос: сколько в Европе Италий или сколько Венер существует в космосе? Ну конечно один.

То же самое было и с галактиками в то время. Была только одна галактика, та, в которой мы живем, которую мы называем Млечный Путь. И все, что существует, находится в Млечном Пути. Все звезды, планеты, туманности и т. д. Например, далекий бледный, туманный хохолок в созвездии Андромеды, который также можно увидеть невооруженным глазом, тоже находился в этой галактике и назывался Туманностью Андромеды. Таким образом, в то время Млечный Путь был таким же по содержанию и размерам, как и весь космос.

1 Галактика Андромеды
2 Магическое число
3 Откуда астрономы знают, сколько существует галактик?
4 Давайте переведем это

Галактика Андромеды

Все немного изменилось, когда в 1930-х годах американский астроном Эдвин Хаббл обнаружил, что Туманность Андромеды находится слишком далеко, чтобы находиться в Млечном Пути. Просто его расстояние превышало размер Млечного Пути. Много. Кроме того, Хаббл обнаружил, что в этой туманности есть звезды! Это были великие открытия. Итак, Туманность Андромеды сменила название на Галактику Андромеды.

После этого открытия выстроились в длинную очередь и, наконец, наше представление о Вселенной полностью изменилось. Оказалось, что Вселенная ненамного, но невообразимо больше нашего Млечного Пути и что наша галактика — всего лишь одна бесконечно крошечная точка в этой вселенной и что число галактик…

После открытия Хаббла вопрос о том, как много галактик стало вполне логичным вопросом. Однако ответа на него не знал никто. И это было проблемой, потому что мы хотели бы знать. Особенно это касается астрономов!

Волшебное число

А как посчитать то, что не видел? В то время, полвека назад, это было действительно проблемой, потому что в самые большие и мощные телескопы можно было увидеть только окрестности. Кроме того, галактики динамичны и постоянно меняются, сталкиваются, сливаются. Некоторые спрятаны за густыми облаками пыли, поэтому мы даже не видим их, даже когда они находятся близко и так далее. Как видите, проблем было несколько.

Чтобы не держать вас в напряжении, сегодня астрономы знают, сколько существует галактик. Приготовьтесь прочитать это открытие в праздничной обстановке: 200 миллиардов! И снова 200 миллиардов.

Только вы должны знать следующее: когда астрономы говорят 200 миллиардов, на самом деле может быть 100 миллиардов. Или 300 млрд. Пятнадцать лет назад в энциклопедиях можно было прочитать, что в Млечном Пути 100 миллиардов звезд. Несколько позже появились данные о 400 млрд, а затем и о 300 млрд. Вы меньше всего ошибетесь, если скажете, что в нашей галактике от 100 до 400 миллиардов звезд.

Итак, в космосе 200 миллиардов различных галактик. Или 150, если не более 200 миллиардов. Во всяком случае, где-то посередине.

Откуда астрономы знают, сколько существует галактик?

Многие из них даже не видны никакими приборами, ну и как? Что ж, фокус прост, и Хаббл очень помог, но не астроному Эдвину, а названному его именем Космическому Телескопу.

Итак, с сентября 2003 г. до середины января следующего года этот телескоп снимал узкую область в созвездии Печь. Когда я говорю узкий, то он действительно узкий: всего лишь 13-миллионная часть всей поверхности неба! Сколько это стоит? Так что положите фасолину на палец протянутой руки — ну меньше того.

Преднамеренно сфотографирована пустынная местность, без каких-либо близких звезд и других объектов, которые только мешали бы обзору. В итоге получилась одна из самых ценных фотографий, когда-либо сделанных.

Он называется Ultra Deep Field и является самым глубоким проникновением человека в космос на сегодняшний день. А на фото ниже мельчайшие точки — это галактики, образовавшиеся всего через несколько сотен миллионов лет после Большого взрыва. Усердные астрономы подсчитали, что на этой фотографии 10 000 галактик! Итак, 10 тысяч в одной 13-миллионной части неба.

В этот момент астрономы обычно добавляют: «Поскольку Вселенная изотропна и однородна, то, выполнив простую экстраполяцию из сверхглубокого поля Хаббла…».

Давайте переведем это

Изотропия — это «свойство некоторых тел проявлять одинаковые физические свойства во всех направлениях. В этих телах свет, тепло и электричество распространяются во всех направлениях одинаково.

А однородный означает равный, уникальный. Другими словами, куда бы вы ни посмотрели в небе, вы увидите одно и то же: галактики. Итак, если в одном направлении находится миллион галактик, то их примерно столько же в любом другом направлении, куда вы смотрите. Простая экстраполяция является последним шагом.

Экстраполяция — это распространение законности или выводов, установленных для одной области, на более широкую, еще неизведанную область.

Как видите, все просто. 200 миллиардов (более или менее).

Сколько галактик во Вселенной?

Если бы мы сделали самую простую оценку, используя лучшую на сегодняшний день технологию, мы бы заявили, что во Вселенной 170 миллиардов галактик. Но мы знаем больше, и наша современная оценка еще больше: два триллиона галактик.

Галактики — это огромные скопления звезд, населяющие нашу Вселенную. Но сколько галактик? Сосчитать их кажется невыполнимой задачей. Проблема заключается в одних только числах: как только счет достигает миллиардов, требуется время, чтобы выполнить сложение.

Еще одна проблема — ограничения наших инструментов. Чтобы получить наилучший обзор, телескоп должен иметь большую апертуру (диаметр главного зеркала или линзы) и находиться над атмосферой, чтобы избежать искажений из-за земного воздуха.

Возможно, самым ярким примером этого факта является экстремальное глубокое поле Хаббла (XDF), изображение, созданное путем объединения фотографий космического телескопа Хаббла за 10 лет. По данным НАСА, телескоп наблюдал маленькое пятнышко на небе в общей сложности 50 дней во время повторных посещений.

Если вы держите большой палец на расстоянии вытянутой руки, чтобы закрыть луну, область XDF будет размером с булавочную головку. Собрав слабый свет в течение многих часов наблюдения, XDF выявил тысячи галактик, как близких, так и очень далеких, что сделало его самым глубоким изображением Вселенной, когда-либо сделанным в то время. Так что, если это единственное маленькое пятнышко содержит тысячи, представьте, сколько еще галактик можно найти в других местах.

Хотя оценки различных экспертов различаются, приемлемый диапазон составляет от 100 до 200 миллиардов галактик, сказал Марио Ливио, астрофизик из Научного института космического телескопа в Балтиморе, штат Мэриленд. Космический телескоп Джеймса Уэбба собирается раскрыть еще больше информации о ранних галактиках во Вселенной.

Что такое Галактика?

Галактика представляет собой огромное скопление газа, пыли и миллиардов звезд и их солнечных систем. Галактика удерживается вместе гравитацией. В нашей галактике Млечный Путь также есть сверхмассивная черная дыра посередине.

Галактика представляет собой гравитационно связанную систему звезд, звездных остатков, межзвездного газа, пыли и темной материи. Слово происходит от греческого galaxias (γαλαξίας), что буквально означает «молочный», отсылка к галактике Млечный Путь, в которой находится Солнечная система.

Галактики, насчитывающие в среднем примерно 100 миллионов звезд, варьируются по размеру от карликов с количеством звезд менее ста миллионов (10 ⁸ ) до крупнейших известных галактик — сверхгигантов со ста триллионами (10 ¹⁴) звезды, каждая из которых вращается вокруг центра масс своей галактики.

Галактики классифицируются в соответствии с их визуальной морфологией как эллиптические, спиральные или неправильные. Считается, что в центре многих из них находятся сверхмассивные черные дыры. Центральная черная дыра Млечного Пути, известная как Стрелец A*, имеет массу, в четыре миллиона раз превышающую массу Солнца.

По состоянию на март 2016 года GN-z11 является самой старой и самой далекой наблюдаемой галактикой. Он находится на сопутствующем расстоянии в 32 миллиарда световых лет от Земли и выглядит так, как будто он существовал всего через 400 миллионов лет после Большого взрыва.

Самая большая галактика из когда-либо обнаруженных

Самая большая галактика из когда-либо обнаруженных в нашей Вселенной — это сверхгигантская эллиптическая галактика, известная как IC 1101. Эта галактика содержит более 100 триллионов звезд и занимает более 5,5 миллионов световых лет в поперечнике.

IC 1101 примерно в 50 раз больше нашего Млечного Пути и находится на расстоянии около 1 миллиарда световых лет / 320 мегапарсеков от нас.

Сколько галактик в Млечном Пути?

Наш собственный Млечный Путь имеет несколько галактик-спутников, очень маленьких галактик, гравитационно связанных с более крупными. Эти маленькие галактики были или будут объединены/поглощены своими более крупными собратьями.

У Млечного Пути есть галактики-спутники, такие как Большое и Малое Магеллановы Облака. В Млечном Пути около пятидесяти галактик, крупнейшая из которых — Большое Магелланово Облако. Размер этой спутниковой галактики составляет всего 14 000 световых лет.

Большое Магелланово Облако может содержать до 10 миллиардов звезд. Эта маленькая галактика столкнется с нашим Млечным Путем примерно через 2,4 миллиарда лет.

Сколько галактик во Вселенной 2020?

В настоящее время, по оценкам, в 2020 году в наблюдаемой Вселенной насчитывается около 2 триллионов галактик. Каждая галактика уникальна, ее размеры варьируются от 10 000 световых лет до сотен световых лет.

Галактики делятся на пять категорий: спиральные галактики, спиральные галактики с перемычкой, линзообразные, эллиптические и неправильные галактики. Наш Млечный Путь представляет собой спиральную галактику с перемычкой.

Является ли Млечный Путь большой галактикой?

Млечный Путь считается галактикой средних размеров. Он охватывает 105 700 световых лет в диаметре и может содержать не менее 100 миллиардов планет и около 400 миллиардов звезд.

Ну, если Млечный Путь — это средняя галактика, то как выглядит гигантская галактика? Ну, он хотел бы IC 1101, которая в настоящее время является самой большой из когда-либо обнаруженных галактик.

IC 1101 более чем в 50 раз больше Млечного Пути. Она простирается более чем на 5,5 миллионов световых лет в поперечнике. В этой галактике могут быть триллионы звезд и планет.

Изменится ли количество галактик?

Измерения расширения Вселенной — путем наблюдения за удаляющимися от нас галактиками — показывают, что ей около 13,82 миллиарда лет. Однако по мере того, как Вселенная становится старше и больше, галактики будут удаляться все дальше и дальше от Земли. Это затрудняет их наблюдение в телескопы.

Вселенная расширяется быстрее скорости света (что не нарушает ограничение скорости Эйнштейна, поскольку расширение исходит от самой Вселенной, а не от объектов, путешествующих по ней). Кроме того, Вселенная ускоряется в своем расширении.

Здесь в игру вступает концепция «наблюдаемой вселенной» — вселенной, которую мы можем видеть. Это означает, что через 1–2 триллиона лет появятся галактики, которые мы не сможем увидеть с Земли.

«Мы можем видеть только свет от галактик, у которых было достаточно времени, чтобы достичь нас». Это не значит, что это все во вселенной. Отсюда и определение наблюдаемой Вселенной».

Галактики также меняются со временем. Млечный Путь находится на пути к столкновению с соседней галактикой Андромеды, и они сольются примерно через 4 миллиарда лет. Позже другие галактики в нашей Местной группе — ближайшие к нам галактики — в конечном итоге сольются. Жителям этой будущей галактики предстоит наблюдать гораздо более темную вселенную.

«Цивилизации зародились тогда, у них не было доказательств того, что существует Вселенная со 100 миллиардами галактик». «Вы не увидите расширения. Вы, вероятно, не смогли бы сказать, что был Большой Взрыв».

Сколько существует вселенных?

Поскольку вселенная такая обширная и сложная, можно предположить, что существуют и другие вселенные. В настоящее время нам известна только одна вселенная, и это та вселенная, в которой мы уже живем.

Существование других вселенных, безусловно, кажется возможным; Тем не менее, мы все еще находимся в процессе изучения своих собственных, прежде чем искать другие.

Мы слишком мало знаем о нашей собственной вселенной, и ее расшифровка является ключом к выяснению того, существуют ли другие вселенные.

Знаете ли вы?

Нашему Солнцу требуется около 250 миллионов лет, чтобы совершить оборот вокруг Млечного Пути. Это означает, что Солнце с момента своего рождения уже совершило около 20 оборотов вокруг галактики.
Все мы вращаемся вокруг черной дыры, расположенной в галактическом центре Млечного Пути и называемой Стрельцом А*.
Считается, что в Млечном Пути на каждую звезду приходится около двух планет-изгоев. Это планеты, выброшенные из своей солнечной системы. Это может произойти в результате столкновений или если их солнце прошло звездную эволюцию, и они потеряли контроль.
Самые отдаленные области Млечного Пути указывают на то, что за последние 10 миллиардов лет не было слияний с крупными галактиками.
Галактика Сомбреро — один из самых массивных объектов в скоплении галактик Девы. Он насчитывает около 100 миллиардов звезд и находится на расстоянии около 31,1 миллиона световых лет / 9,55 мегапарсека от нашей Солнечной системы. Размер этой галактики составляет около 49 000 световых лет, что составляет 30% размера нашего Млечного Пути.
Галактики, такие как галактика Сомбреро, демонстрируют, что размер галактики не обязательно определяет большее или меньшее количество звезд.