Содержание
Первые звезды во Вселенной погасли уже через 500 млн лет после Большого взрыва • Марат Мусин • Новости науки на «Элементах» • Астрономия, Космология
Задача поиска следов самых первых звезд, которые зажглись во Вселенной, — одна из основных в современной астрофизике. Проблема в том, что эти звезды существовали очень небольшое время после Большого взрыва, а возможностей современных телескопов едва хватает, чтобы заглядывать в те далекие времена. Недавно появилась статья, авторы которой пишут о своем подходе к работе с данными обзора Hubble Frontier Fields, дополненными наблюдениями космического инфракрасного телескопа «Спитцер» и наземного Очень большого телескопа в Чили. Ученые использовали сложное моделирование и нетривиальные алгоритмы обработки снимков далеких галактик, свет от которых был усилен гравитационными линзами. И хотя следов первых звезд им найти не удалось, эта работа всё равно дала важные результаты. Во-первых, из нее следует, что всего через 500 млн лет после Большого взрыва самых первых звезд уже не осталось.
Во-вторых, применение методов, описанных в этой работе, к данным телескопа им. Джеймса Уэбба, запуск которого намечен на будущий год, наверняка приведет астрономов к долгожданному обнаружению первых звезд.
Во Вселенной много загадок, но один из самых важных нерешенных вопросов относится к первым звездам: когда они сформировались и как сильно условия во Вселенной в то время отличалась от сегодняшних? По данным современной физической космологии, первые звёзды начали формироваться спустя несколько сотен миллионов лет после Большого взрыва, когда Вселенная достаточно остыла для того, чтобы облака водорода смогли нарушить установившееся гидростатическое равновесие и начать сжиматься в протозвёзды. Сформировавшиеся таким образом звёзды стали первыми источниками света во Вселенной, приняли участие в процессе реионизации и обогатили космос первыми тяжелыми элементами. Но это всё в теории. Чтобы проверить эти предположения, первые звёзды необходимо обнаружить.
За последние сто лет астрономы пришли к выводу, что звёзды не образовались в какой-то один момент: и в каждой галактике, и во Вселенной в целом процесс образования звезд идет миллиарды лет, и, например, в Млечном Пути он еще не закончился.
Естественно, из-за изменения химического состава Вселенной (которое в основном происходит благодаря нуклеосинтезу в недрах звезд и при вспышках сверхновых) вновь образованные звёзды отличаются от тех, что появились раньше. Для классификации звезд с точки зрения времени их образования используется понятие звездное население (или звездное поколение).
Как и многие термины в астрономии, поколения звезд называются (точнее, нумеруются) не в хронологическом (относительно возраста Вселенной) порядке, а в порядке, в котором их открывали ученые. Поэтому звёзды, которые образовались позже всего (например, наше Солнце), относят к населению I (см. Population I stars) — они сформировались из остатков более ранних звезд, и в их внешних слоях относительно много тяжелых элементов (то есть элементов тяжелее гелия, которые в астрономии принято называть металлами), которые сами там образоваться не могли. Так, например, на поверхности Солнца более 1% от массы составляют кислород, углерод и неон. Эти более ранние звёзды тоже образовались не только из водорода или гелия — хотя большая часть их прогорела и взорвалась, но самые холодные из них (а значит, маломассивные и потому способные существовать очень долго) были найдены в звездных скоплениях, разбросанных по нашей Галактике.
Их называют звездами населения II (см. Population II stars). В них намного меньше элементов тяжелее гелия, но они всё же там есть. И только в исходных ингредиентах самых первых звезд — звезд населения III (см. Population III stars) — должны быть только водород и гелий, то есть элементы, которые были во Вселенной сразу после Большого взрыва. Звёзды населения III до сих пор не найдены.
Сразу нужно оговориться, что напрямую увидеть отдельные звёзды населения III мы, скорее всего, не сможем никогда. Разрешение лучших телескопов — существующих, проектируемых и даже еще только планируемых — позволит видеть отдельные звёзды разве что в самых близких галактиках (а, например, часть звезд нашего Млечного Пути скрыта от нас облаками газа и пыли, и мы их не увидим никогда). Поэтому астрономы пытаются найти галактики в молодой Вселенной, в которых есть хотя бы косвенные признаки наличия звёзд населения III.
Один из признаков — следы, оставленные взрывами сверхновых. Первые звёзды были крайне массивными и прожигали весь свой водород всего за несколько миллионов лет, взрываясь сверхновыми.
Поэтому в галактиках молодой Вселенной должен быть сильный избыток рентгеновского излучения, возникающего в таких процессах. Поиски этих рентгеновских следов идут в галактиках на больших красных смещениях — то есть эти галактики очень далекие, и мы их видим в то время, когда Вселенная была молода. Недостаток этого метода в том, что он позволяет найти галактики, где звёзды населения III еще «недавно» были, но уже исчезли. Это означает, что можно только примерно предположить время их появления, а получить информацию об их массе, составе и распределении по объему родительской галактики, увы, не получится.
Обнаружить следы присутствия звезд населения III во время их жизни можно по особенностям излучения галактик в ультрафиолетовом диапазоне (о том, почему это так, рассказано ниже). Именно этот УФ-след и ищет группа астрономов во главе с исследователем из Европейского космического агентства Рачаной Бхатавдекар (Rachana Bhatawdekar). Первая статья группы, посвященная этой теме, вышла в прошлом году (R.
Bhatawdekar et al., 2019. Evolution of the galaxy stellar mass functions and UV luminosity functions at z = 6−9 in the Hubble Frontier Fields). Сейчас к печати в журнале MNRAS готовится их вторая статья, доступная пока в виде препринта. О ней и пойдет речь дальше.
Все работы по первым звездам ведутся на пределе технических возможностей современных телескопов, и измерения проводятся, увы, с большими погрешностями. Поэтому важно иметь статистически большую выборку максимально далеких от нас галактик, в которых уже можно будет искать признаки (или следы) первых звезд. А далекие галактики, как ни странно, лучше всего искать там, где, на первый взгляд, ничего нет, — то есть нет близких и ярких объектов, которые бы засвечивали снимок, пока телескоп «всматривается» в космические дали. Одно из таких мест на небосводе называется Hubble Ultra Deep Field (см. картинку дня Hubble Legacy Field). Площадь этого казавшегося темным и ничем не примечательным участка неба в 160 раз меньше лунного диска.
Но в 2003 году, после того как телескоп «Хаббл» пронаблюдал его в течение 11 суток, оказалось, что на нем находятся более 10 тысяч галактик, большинство из которых очень молодые — они находятся красных смещениях z = 6–9. То есть мы их видим в первый миллиард жизни Вселенной.
Долгие попытки использовать эти данные для поиска звезд населения III дали крайне противоречивые результаты. Некоторые научные группы заявляли о том, что наклон спектра в УФ-диапазоне указывает на присутствие первых звезд, но последующие наблюдения показали, что разброс величин слишком большой, а ошибки измерений не позволяют построить точный график (точнее, позволяют построить какой угодно график).
Но удача сопутствует храбрым. Оказалось, что есть еще более удачное поле для поиска первых звезд. Оно называется Hubble Frontier Fields (HFF) и состоит из шести небольших площадок (каждая размером около 1/1000 лунного диска), расположенных в направлении на гигантские скопления галактик, которые находятся от нас примерно в 4 миллиардах световых лет (примеры таких скоплений — Abell 370 в созвездии Кит и Abell 2744 в созвездии Скульптор).
Скопления эти примечательны тем, что своей гравитацией они собирают свет от намного более далеких галактик и направляют его к нам, — то есть они являются гравитационными линзами (рис. 2) и позволяют нам при помощи телескопа «Хаббл» увидеть галактики такими, какими они были всего через 500 миллионов лет после Большого взрыва, когда возраст Вселенной составлял всего 3,6% от нынешнего.
Еще важнее, что увидеть можно далекие галактики средних размеров — вплоть до тех, что в 1000 раз тусклее (то есть менее массивные), чем наш Млечный Путь. Такие тусклые галактики особенно подходят для поиска признаков звезд населения III: обычное звездообразование в них идет не так активно, а значит проще выловить искомый сигнал от первых звезд, ведь он не «размазывается» по многим сотням их новорожденных соседей.
Для наблюдения за этими площадками в 2013–2017 годах решением директора телескопа «Хаббл» из его личного резерва было выделено полторы тысячи часов. Потом данные «Хаббла» были дополнены наблюдениями космического телескопа «Спитцер» в инфракрасной (ИК) области.
Сейчас HFF используется астрономами разных стран для изучения всех аспектов формирования и эволюции галактик в ранней Вселенной. В обсуждаемой работе изучалась одна из площадок HFF, она называется MACSJ0416.1-2403 и содержит около трех тысяч галактик.
Сразу скажем, что признаков первых звезд обнаружить не удалось. Отсутствие результата в научном исследовании — это тоже результат. Но значение этой работы еще и в том, как астрономы подошли к двум вечным проблемам, возникающим при работе с далекими галактиками, — учету засветки от линзирующего скопления и стыковке данных, полученных от принципиально разных телескопов. Давайте это обсудим.
Свет от скопления линзирующего галактик и свет, идущий от более далеких галактик, усиленный этим скоплением, ничем принципиально не отличаются друг от друга: на изображении, полученном телескопом, будут видны разбросанные по полю зрения галактики разных цветов, форм и размеров, но некоторые из них принадлежат линзирующему скоплению, а некоторые являются далекими фоновыми галактиками, в которых ищут первые звёзды.
Световые профили галактик будут накладываться друг на друга, мешая определить их точные границы и полную светимость. В обсуждаемой работе предложен следующий выход из этой ситуации. Сначала по уже имеющимся данным телескопа «Хаббл» для каждой галактики было измерено красное смещение, которое позволило надежно установить, какие из них принадлежат более близкому скоплению, а какие находятся далеко за ним. Затем, используя закон распределения поверхностной яркости галактик, известный также как закон Серсика, ученые построили модельные профили всех массивных галактик линзирующего скопления и затем вычли их из изображений реальных галактик. Таким образом, на снимках остались только те галактики, которые не принадлежат линзирующему скоплению (рис. 3).
Следующим этапом поиска звезд населения III стало изучение УФ-излучения оставшихся на снимке источников (ультрафиолетовым оно является в системе отсчета далекой галактики — до нас оно доходит уже в оптическом диапазоне из-за красного смещения).
{(-\beta)}\) (где \(\lambda\) — длина волны) и измерить коэффициент завала УФ-спектра \(\beta\): в нормальных галактиках с продолжающимся звездообразованием коэффициент \(\beta\) обычно равен −2 (то есть чем дальше мы уходим в УФ-область, тем сильнее поток излучения), но у галактик со звездами населения III УФ-излучение еще сильнее, и \(\beta\) должна достигать −3 (рис. 4).
Физика здесь довольно простая: чем звезда массивнее, тем ярче она горит. Максимум излучения самых больших звезд классов O и B приходится на жесткий ультрафиолет и спадает по мере приближения к оптическому диапазону. Самые первые звёзды формировались в условиях практически неограниченных запасов водорода и скорее всего были еще массивнее (вероятно, они были самыми массивными звездами в истории), а значит, их УФ-излучение должно быть еще сильнее, а \(\beta\) — еще отрицательнее. И если таких звезд много, то в интегральном спектре галактики (напомним, что отдельные звёзды на таком расстоянии не видны) тоже будет избыток УФ-излучения, спадающий по мере увеличения длины волны.
Таким образом, поиск первых звезд сводится к поиску галактик с максимально отрицательными значениями коэффициента \(\beta\), что соответствует самому крутому наклону (или, как говорят, завалу) спектра.
Сам процесс поиска — это тоже сложная задача. Когда в 1994 году знаменитый астроном Даниэла Кальцетти (Daniela Calzetti; кстати, в мае этого года ее выбрали в Национальную академию наук США за большой вклад в изучение молодой Вселенной) впервые предложила изучать свойства галактик путем измерения завала спектра, этот метод предполагалось использовать для учета количества пыли в галактиках (D. Calzetti et al., 1994. Dust Extinction of the Stellar Continua in Starburst Galaxies: The Ultraviolet and Optical Extinction Law). Суть в том, что методом наименьших квадратов можно посчитать наклон графика потока в зависимости от длины волны в пределах от 125 до 260 нм. Сравнивая получившийся наклон с наклоном ближних и хорошо изученных галактик вроде Млечного Пути или Магеллановых облаков, можно оценить количество пыли в различных галактиках.
Со временем астрономы поняли, что на форму завала спектра помимо количества пыли внутри галактики также влияет металличность ее звезд (чем меньше в водородной звезде примесей тяжелых элементов, тем она голубее) и общее количество молодых массивных звезд. Логично, что в ранней Вселенной, где мало элементов тяжелее водорода и гелия, и металличность звезд, и влияние пыли будут минимальными (и потому практически не увеличат значение \(\beta\)), а вот яркие и горячие звёзды населения III, наоборот, будут делать наклон спектра более крутым.
Проблема, однако, в том, что спектр и 25 лет назад, и сейчас можно получать только для ярких галактик: будучи разложен призмой, поток излучения должен быть всё еще достаточно сильным, чтобы его зафиксировала матрица приемника. А что делать, когда галактики сами еле видны даже в мощнейшие телескопы? Стандартным приемом является упрощение метода: галактика снимается в двух УФ-фильтрах, которые дают две точки на границах УФ-диапазона. Через эти точки, как мы знаем еще со времен Евклида, можно провести только одну прямую, которая и даст наклон.
Не нужно объяснять, сколько ошибок может вкрасться в величину наклона, измеренную таким образом…
Новаторский подход авторов обсуждаемой статьи заключается именно в способе измерения параметра \(\beta\). Раз нельзя напрямую получить спектр этих далеких галактик, решили они, его надо смоделировать, используя все имеющиеся данные от разных телескопов, а также существующие модели развития и эволюции галактик.
И снова немного физики. Разные процессы в галактиках проявляются в виде характерных особенностей на разных участках спектра. Как мы уже знаем, текущее звездообразование наиболее ярко проявляется в УФ-диапазоне. Уже сформировавшиеся звёзды главной последовательности ярче всего светят в оптическом диапазоне. Тусклые звёзды, пыль и газ хорошо видны в ИК-диапазоне. Чтобы построить модельный спектр галактики (то есть узнать относительное количество звезд всех масс, количество газа, пыли и других источников излучения, найти их эталонные спектры и сложить их вместе, получив интегральный спектр галактики), надо постараться учесть все эти детали, не забывая, что на красном смещении z = 9 длина всех участков спектра увеличилась ровно в 10 раз, и теперь даже верхняя граница УФ-диапазона будет нам видна на длине волны 1,25 мкм, а это уже ИК.
Как уже говорилось, телескопы «Хаббл» и «Спитцер» получили глубокие изображения скопления MACSJ0416. Проблема в том, что они работают в несмежных участках спектра: камеры «Хаббла» снимают в диапазоне 0,4–1,6 мкм, в то время как самый коротковолновый фильтр «Спитцера» принимает свет на длине волны 3,6 мкм. Чтобы построить более точное распределение энергии по длине волны, было бы неплохо получить хотя бы одну точку в незакрытой области электромагнитного диапазона между зонами чувствительности обоих телескопов. Для этого были использованы данные камеры HAWK-I, установленной на Очень большом телескопе в Чили, — с ее помощью были получен снимок в фильтре K, а это ближний участок ИК-диапазона.
Важным (и самым трудоемким) этапом научной работы было сопоставление снимков, полученных разными телескопами. Дело в том, что качество изображения, угловое разрешение и чувствительность матриц настолько разнятся, что порой совершенно непонятно, где на ИК-снимках находится маленькая галактика, отчетливо видная на снимках «Хаббла»: ее может быть вообще не видно, или она могла слиться с изображением близкой соседки, а то и нескольких галактик разом.
Чем-то это похоже на задачу из детективных фильмов, когда из нескольких размытых пикселей на старой камере слежения нужно получить не только номер автомобиля преступника, но и отпечатки грязи на заднем бампере. Эта же проблема обыграна в одном из эпизодов мультсериала «Футурама».
Оказывается, в астрономии подобные детективные трюки возможны. Прием называется Template Fitting, что можно перевести как «поиск эталонных изображений». Его суть в том, что изображение галактики в более качественном телескопе (в нашем случае это «Хаббл») используется для создания модели изображения этой же галактики в телескопе с менее качественным изображением (VLT и «Спитцер»). Для этого используется математическая операция свертки, которую можно представить как перемножение интегралов, описывающих распределение потока по площади (рис. 6). Получившееся эталонное изображение масштабируется и центрируется, чтобы оно совпало с настоящей галактикой на снимке. Как только это произошло, то поток излучения этой эталонной галактики заносится в каталог.
Получается, что из низкокачественного изображения ИК-телескопа удалось вытащить гораздо больше информации, чем там изначально было, — как и в фантастическом примере с восстановлением мельчайших деталей автомобильного номера из нескольких пикселей. Этот относительно новый, очень времязатратный и требующий больших вычислительных ресурсов метод позволяет получать точную фотометрию галактик в самых трудных участках электромагнитного спектра — ИК и субмиллиметровом. Благодаря применению этого приема обсуждаемая статья даже без финальных выводов о поиске первых звезд заслуживает высокой оценки — в ней опубликованы самые точные на сегодняшний день характеристики наиболее удаленных и тусклых галактик, наблюдаемых на площадках HFF.
В итоге, получив для каждой галактики точные и выверенные данные в десяти различных фильтрах в диапазоне от 0,4 до 4,5 мкм, ученые приступили к последнему этапу работы — моделированию спектра каждой галактики из тех, что расположены в поле HFF на красном смещении z = 6–9 (то есть мы их видим такими, какими они были спустя 500–900 миллионов лет после Большого взрыва).
В этом моделировании перебираются различные варианты возраста звезд, их металличности, концентрации, а также функции масс и количества пыли в галактике и строится модельный спектр, который сравнивается с десятью значениями потока излучения, измеренного телескопами. Спектр, который подошел точнее всего, позволяет не только определить точное значение коэффициента \(\beta\), но и узнать физические характеристики галактики — ее массу, темп звездообразования, звездное население и так далее. Этот метод не лишен недостатков. Например, используемые модели строятся на основе нашего понимания эволюции звезд и галактик, а значит, если первые звёзды имеют необычные спектральные характеристики, они останутся необнаруженными или, наоборот, исказят выводы. Однако этот метод на сегодня является самым надежным, если есть возможность использовать достаточное количество изображений, полученных в разных фильтрах.
По итогам измерений ученые пришли к выводу, что результаты предыдущих работ, указывавшие на обнаружение галактик, где \(\beta\) доходила до −3,0, скорее всего не соответствуют действительности — даже в этих уникальных молодых маломассивных галактиках УФ-спектр спадает не быстрее, чем с \(\beta=-2{,}63\).
А это значит, что следов первых звезд обнаружить не удалось. Из этого следует, что они появились — и скорее всего успели закончить свой жизненный цикл — быстрее, чем за 500 миллионов лет после Большого взрыва. Прежде чем перейти к стандартному окончанию подобных новостей и выразить надежду на скорейший запуск телескопа им. Джеймса Уэбба, нужно добавить, что отрицательный результат поиска звезд населения III — это не единственный результат обсуждаемой статьи.
Например, зная характеристики галактик по построенным модельным спектрам, астрономы установили зависимость скорости звездообразования от массы галактики. Эта зависимость называется «основной последовательностью» и в ближней Вселенной имеет линейный характер: чем массивнее галактика с активным звездообразованием, тем больше звезд она формирует каждый год (см. The SFR main sequence and starburst galaxies и статью P. Popesso et al., 2018. The main sequence of star-forming galaxies — I. The local relation and its bending). Универсальность этой последовательности на больших красных смещениях неоднократно ставилась под сомнение, но всегда не хватало данных для галактик малой и средней массы.
Обсуждаемая статья ставит достаточно жесткие ограничения: спустя 500 миллионов лет после Большого взрыва галактики из широкого диапазона масс хорошо ложатся на основную последовательность, а значит, для их изучения оправданно применять модели, откалиброванные по хорошо изученным ближним галактикам.
В завершение — пара слов про телескоп им. Джеймса Уэбба. Несмотря на очередной перенос запуска, это по-прежнему самый ожидаемый телескоп в научном сообществе. Размеров его зеркала с лихвой хватит, чтобы разложить свет от фоновых галактик скопления MACSJ0416 (и многих других, еще не открытых) в спектр и по характеристикам этого спектра наконец обнаружить признаки самых первых звезд — неуловимых светил населения III. Осталось лишь дождаться запуска и надеяться, что он пройдет успешно.
Источник: Rachana Bhatawdekar, Christopher J. Conselice. UV Spectral-Slopes at z = 6−9 in the Hubble Frontier Fields: Lack of Evidence for Unusual or Pop III Stellar Populations // Препринт arXiv:2006.
00013 [astro-ph.GA]. (Статья принята к публикации в журнале MNRAS.)
Марат Мусин
Какая самая большая звезда во всей вселенной. Размеры звезд
Когда Вы смотрите на ночное небо, Вы можете видеть огромное количество светящихся точек. Это звезды. С земли, без специально оборудования они кажутся совершенно одинаковыми. Звезд на небе настолько много, что ответить на вопрос какая самая большая звезда во вселенной очень сложно. Дело в том, что на данный момент известно около 50 миллиардов звезд. Но каждый день ученые находят все новые и новые светила.
Современное оборудование астрономов способно видеть на расстояние в 9 миллиардов световых лет. Однако мы с Вами начнем изучением самых больших звезд с нашей галактики. На расстоянии в 7500 световых лет от нас находится звезда со странным названием Эта Киля. Ученым удалось выяснить, что самая большая звезда Млечного Пути весит 120 солнечных масс.
Самая большая звезда в нашей Галактике — Эта Киля.
Яркость этой звезды в миллион раз больше, чем у Солнца.
Как и все звезды Эта Киля постепенно сбрасывает свою массу из-за порывов звездного ветра. Однако Эта Киля настолько большая что она теряет до массу равную 500 массам Земли каждый год. По этой причине ученые не могут назвать ее точный радиус. Примерно, Эта Киля в 250 раз больше, чем Солнце.
Какая звезда самая большая во вселенной
Дальнейшие исследования космоса позволили земным ученым увидеть самую большую звезду во вселенной. Открытие сделала группа Пола Кроутера еще в конце 2010 года. Британские ученые проводили исследования Большого Магелланового Облака, когда нашли еще большую звезду. Они дали ей имя R136a1. В этом невероятном открытии поучаствовал телескоп «Хаббл». Это открытие стало очень важным для изучения космоса. Дело в том, что масса R136a1 превосходит массу Солнца в 256 раз. До открытия этого сверхгиганта, ученые полагали, что звезды не могут иметь массу, которая превышает массу Солнца больше чем в 150 раз. Продолжив изучение Большого Магилланового Облака, команда Кроутера обнаружила еще несколько светил, которые также превосходят Солнце в 150 раз по массе.
Одновременно с этим яркость R136a1 превышает яркость Солнца в 10 миллионов раз. Помните, мы говорили, что все звезды теряют часть своей массы? Ученые рассчитали, что в начале своего пути самая большая звезда во вселенной весила 320 солнечных масс. Если бы R136a1 находился в нашей галактике, то Солнце по яркости была бы похожа на Луну, в сравнении с самим Солнцем.
Самая большая звезда во вселенной фото
Самая большая звезда во вселенной — R136a1 (кликабельно 1600×960 пикселей)
Самая большая звезда во вселенной — R136a1. Сравнение с Землей и Солнцем
Самая большая звезда во вселенной — R136a1. Сравнение с другими звездами.
Самая большая звезда во вселенной видео
Мириады звезд усеивают ночное небо. И человеку с Земли они кажутся совершенно одинаковыми. Ну а в некоторых частях неба, к примеру, в районе Млечного пути, звезды сливаются в светящиеся потоки.
Это потому, что во Вселенной невероятно огромное количество звезд.
На самом деле, их настолько много, что даже знаний современных исследователей, которые были получены с помощью новейшего оборудования (к слову, оно позволяет заглянуть на территорию космоса на 9 миллиардов световых лет) недостаточно.
Сейчас в недрах космоса примерно 50 миллиардов звезд. И с каждым днем цифра только растет, ведь ученые не устают осваивать пространство и делать все новые открытия.
Ярче Солнца
Все звезды Вселенной имеют разный диаметр. И даже наше Солнце не самая огромная звезда, впрочем, и не маленькая. У нее 1 391 000 километров в диаметре. Есть во Вселенной и звезды весомее, они получили название гипергиганты. Довольно долго самой большой звездой считалась VY, которая находится в созвездии Большого Пса. Не так давно радиус звезды был уточнён — и приблизительно составляет от 1300 до 1540 радиусов Солнца. Диаметр этого сверхгиганта составляет порядка 2 миллиардов километров. VY расположилась в 5 тысячах световых лет от Солнечной системы.
Ученые подсчитали, чтобы представить насколько это гигантские размеры, один оборот вокруг звезды-гипергиганта займет 1200 лет, и то, если лететь со скоростью 800 километров в час. Или же, если уменьшить Землю до 1 сантиметра и так же пропорционально уменьшить VY, то размер последней будет 2,2 километра.
Масса этой звезды не такая впечатляющая. VY тяжелее Солнца всего лишь в 40 раз. Так вышло потому, что плотность газов внутри нее невероятно низкая. Ну а яркостью звезды можно только восхищаться. Она светит в 500 тысяч раз сильнее нашего небесного светила.
Первые наблюдения VY, которые были записаны, есть в звездном каталоге Жозефа Жерома де Лаланда. Информация датируется 7 марта 1801 года. Ученые указал, что VY звезда седьмой звездной величины.
А вот в 1847 году появилась информация, что VY имеет малиновый оттенок. В девятнадцатом веке исследователи обнаружили, что у звезды, по крайней мере, шесть дискретных компонентов, поэтому вероятно она является кратной звездой.
Но сейчас выяснилось, что дискретные компоненты являются ни чем иным, как яркими участками туманности, которая окружает гипергигант. В 1957 году визуальные наблюдения и качественные изображения 1998 года показали, что у VY отсутствует звезда-компаньон.
Впрочем, к нашему времени самая большая звезда во вселенной уже успела потерять больше половины своей массы. То есть звезда стареет и ее топливо из водорода уже на исходе. Внешняя часть VY стала больше из-за того, что гравитация уже не может предупредить потерю веса. Ученые говорят, что когда топливо звезды иссякнет, то она, скорее всего, взорвется сверхновой и превратится в нейтронную звезду или черную дыру. Согласно наблюдениям, звезда теряет свою яркость, начиная с 1850 года.
Потерянное лидерство
Впрочем, изучение Вселенной ученые не оставляют ни на минуту. Поэтому этот рекорд был побит. Астрономы нашли в просторах космоса еще большую звезду. Открытие сделала группа британских ученых во главе с Полом Кроутером в конце лета 2010 года.
Исследователи изучали Большое Магелланово Облако и нашли звезду R136a1. Невероятное открытие помог сделать космический телескоп НАСА «Хаббл».
Гигант по своей массе больше нашего Солнца в 256 раз. А вот по яркости R136a1 превосходит небесное светило в десять миллионов раз. Такие фантастические цифры стали откровением для ученых, ведь считалось, что звезд, которые превышают массу Солнца больше чем в 150 раз, не существует.
И продолжая исследовать скопления звезд в Большом Магеллановом Облаке, специалисты нашли еще несколько звезд, которые превысили этот рубеж. Ну а R136a1 оказалась настоящей рекордсменкой. Самое интересное, что на протяжении всего своего существования звезды теряют свою массу. По крайней мере, такие заявления делают ученые. И R136a1 сейчас уже лишилась одной пятой своей первоначальной массы. Согласно расчетам, она была равна 320 массам Солнца.
К слову, по подсчетам специалистов, если такую звезду представить в нашей Галактике, она оказалась бы ярче Солнца настолько, насколько Солнце ярче Луны.
Звезды-рекордсмены
А вот самыми яркими на видимом небосклоне являются звезды Ригель и Денеб из созвездий Орион и Лебедь соответственно. Каждая светит ярче Солнца в 55 тысяч раз и 72,5 тысяч раз. Удалены от нас эти светила на 1600 и 820 световых лет.
Еще одна яркая звезда из созвездия Орион – звезда Бетельгейзе. Она третья по величине светимости. Она ярче солнечного света по силе светоизлучения в 22 тысячи раз. К слову, больше всего ярких звезд собранно именно в Орионе, хотя блеск их периодически изменяется.
А вот самая яркая среди самых близких к Земле звезд – это Сириус из созвездия Большого Пса. Она светит ярче нашего Солнца всего в 23,5 раз. И расстояние до этой звездочки 8,6 световых лет. В том же созвездии есть еще одна яркая звезда – Адара. Эта звезда светит так же, как 8700 Солнц вместе взятых на расстоянии 650 световых лет. Ну а Полярная звезда, которую многие неверно считают самой яркой видимой звездой, светит в 6 тысяч раз ярче Солнышка. Полярная звезда находится в оконечности Малой Медведицы и удалена на 780 световых лет от Земли.
Если бы вместо Солнца были другие звезды и планеты
Примечательно, что астрономы выделяют из общей массы и зодиакальное созвездие Тельца. В нем находится необычная звезда, которую отличает сверхгигантская плотность и довольно малая сферическая величина. По данным астрофизиков, в основном она состоит из быстрых нейтронов, которые разлетаются в стороны. Когда-то это была самая яркая звезда во Вселенной.
Звезда R136a1 и Солнце
Большой светимостью, говорят ученые, обладают голубые звезды. Самой яркой из известных является UW СМа. Она в 860 тысяч раз ярче нашего небесного светила. Но этот показатель стремительно падает, поскольку со временем яркость звезд меняется. К примеру, согласно летописи, которая датирована 4 июля 1054 года, в созвездии Тельца была самая яркая звезда, ее можно было увидеть на небосклоне невооруженным глазом даже посреди дня. Но со временем звезда начала тускнеть и через некоторое время вообще пропала. А на том месте, где она сияла, образовалась туманность, которая была похожа на краба.
Так появилось название Крабовидная туманность. Она появилась после вспышки сверхновой звезды. К слову, современные ученые в центре этой туманности нашли мощный источник радиоизлучения, другими словами, пульсар. Это и есть остаток той яркой сверхновой звезды, которую описали в старинной летописи.
Подпишитесь на наш канал в Яндекс.Дзен
В нашей галактике. Это сопряжено с огромными дистанциями в космосе и сложностью наблюдений с последующим анализом полученных данных. На сегодня учёным удалось обнаружить и зарегистрировать примерно 50 миллиардов светил. Более совершенная техника позволяет исследовать отдалённые закоулки космоса и получать новую информацию об объектах.
Оценка и поиск сверхгигантов в космосе
Современная астрофизика в процессе исследования космоса постоянно сталкивается с большим количеством вопросов. Причиной этому служит гигантский размер видимой Вселенной, около четырнадцати миллиардов световых лет. Порой, наблюдая за звездой, достаточно сложно оценить расстояние до неё.
Поэтому, прежде чем отправиться в путь в поисках определения, какая самая большая звезда в нашей галактике, необходимо понимать уровень сложности наблюдения за космическими объектами.
Ранее, до начала двадцатого века, считалось, что наша галактика одна. Видимые другие галактики причислялись к туманностям. Но Эдвин Хаббл нанёс сокрушительный удар по представлениям учёного мира. Он утверждал, что галактик большое множество, и наша не является самой большой.
Космос невероятно огромен
Дистанции до ближайших галактик огромны. Достигают сотен миллионов лет. Для астрофизиков достаточно проблематично определить, какая самая большая звезда в нашей галактике.
Поэтому о других галактиках с триллионами звёзд, на дистанции в сто и более миллионов световых лет, говорить ещё сложнее. В процессе исследования открываются новые объекты. Обнаруженные звезды сравниваются и определяются самые уникальные и большие.
Сверхгигант в созвездии Щита
Название самой большой звезды в нашей галактике — UY Щита, красный сверхгигант.
Это переменная которой изменяется от 1700 до 2000 диаметров Солнца.
Наш мозг не способен представить подобные величины. Поэтому для полного представления, каких размеров самая большая звезда в галактике, необходимо сравнить с понятными для нас величинами. Для сопоставления подойдёт наша Солнечная система. Размер звезды настолько велик, что если её разместить на месте нашего Солнца, то граница сверхгиганта окажется на орбите Сатурна.
А наша планета и Марс окажутся внутри звезды. Расстояние до этого «монстра» космоса составляет около 9600 световых лет.
Самая большая звезда в галактике — UY Щита — может условно лишь считаться «царём». Причины очевидны. Одна из них — это огромные космические дистанции и космическая пыль, усложняющие получение точных данных. Другая проблема связана непосредственно с физическими свойствами сверхгигантов. При диаметре в 1700 раз больше, чем наше небесное светило, самая большая звезда в нашей галактике массивнее всего в 7-10 раз от него.
Получается, что плотность сверхгиганта в миллионы раз меньше, чем окружающий нас воздух. Плотность её сопоставима с атмосферой Земли на высоте примерно ста километров над уровнем моря. Поэтому достаточно проблематично определить точно, где заканчиваются границы звезды и начинается её «ветер».
На данный момент самая большая звезда в нашей галактике пребывает в конце цикла своего развития. Она расширилась (такой же процесс произойдёт с нашим Солнцем в конце эволюции) и начала активное сжигание гелия и ряда других элементов, более тяжёлых, чем водород. Спустя несколько миллионов лет самая большая звезда в галактике — UY Щита — превратится в жёлтого сверхгиганта. А в дальнейшем — в ярко-голубую переменную, а возможно, и в звезду Вольфа — Райе.
Наряду с «царём» — сверхгигантом UY Щита — можно отметить порядка десяти звёзд со схожими размерами. В их число входит VY Большого Пса, Цефея А, NML Лебедя, WOH G64 VV и ряд других.
Известно, что все крупнейшие звёзды являются короткоживущими и очень нестабильными.
Подобные звёзды могут существовать как миллионы лет, так и несколько тысячелетий, заканчивая свой жизненный цикл в виде сверхновой или чёрной дыры.
Самая большая звезда в галактике: поиск продолжается
Наблюдая за серьёзными изменениями за последние двадцать лет, стоит предположить, что со временем наше понимание возможных параметров сверхгигантов будет отличаться от ранее известных. И вполне возможно, в ближайшие годы будет открыт очередной сверхгигант, с большей массой или размером. А новые открытия натолкнут учёных на пересмотр ранее принятых догм и определений.
Вселенная очень большое место, и нет способа, с помощью которого мы сможем узнать, какая звезда самая большая. Но какая самая большая звезда из известных нам?
Прежде чем мы подойдем к ответу, давайте посмотрим на наше собственное Солнце для масштаба. Наша могущественная звезда имеет размер 1,4 млн км в поперечнике. Это такое огромное расстояние, что сложно приставить его в масштабе. Солнце составляет 99,9% от всей материи в нашей Солнечной системе.
На самом деле, внутри Солнца содержится один миллион планет Земля.
Астрономы используют термины «солнечный радиус» и «солнечная масса», чтобы сравнить большие и меньшие звезды, мы сделаем тоже самое. Солнечный радиус составляет 690 000 км., одна солнечная масса составляет 2 x 10 30 килограммов. Это составляет 2 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 кг.
Одна огромная известная звезда в нашей галактике — Эта Киля, расположена на расстоянии 7500 световых лет от Солнца весом 120 солнечных масс. Она в миллион раз ярче Солнца. Большинство звезд теряет свою массу в течение долгого времени, подобно солнечному ветру. Но Эта Киля настолько большая, что ежегодно она отбрасывает массу равную 500 массам Земли. С таким огромным количеством потерянной массы для астрономов очень трудно точно измерить, где заканчивается звезда и начинается ее звездный ветер.
Таким образом, лучший ответ астрономов сейчас, что радиус Эта Киля — 250 размеров Солнца.
И одно интересное замечание: Эта Киля должна вскоре взорваться, это будет одна из самых зрелищных сверхновых, которую когда-либо видели люди.
Но самой массивной звездой во Вселенной считается R136a1, расположенной в Большом Магеллановом Облаке. Есть споры, но его масса может быть больше 265 солнечных масс. И это загадка для астрономов, ведь теоритически крупнейшие звезды считались около 150 солнечных масс, сформировавшиеся в ранней Вселенной, когда звезды образовались из водорода и гелия, оставшихся после Большого Взрыва. Ответ на это противоречие то, что R136a1, возможно была сформирована, когда несколько крупных звезд слились вместе. Излишне говорить, что R136a1 в любой день может взорваться в гиперновую.
С точки зрения больших звезд давайте рассмотрим знакомую звезду, находящуюся в созвездии Ориона — Бетельгейзе. Этот красный сверхгигант имеет радиус 950 — 1200 размеров Солнца, и охватил бы орбиту Юпитера, если бы был размещен в нашей Солнечной системе.
Но это — ничто. Самая большая известная звезда VY Большого Пса. Красный гипергигант в созвездии Большого Пса, расположенный примерно в 5000 световых лет от Земли.
Профессор Роберт Хамфрис из университета Миннесоты недавно вычислил ее верхний размер больше 1 540 размеров Солнца. Если VY Большого Пса поместить в нашу систему, то ее поверхность простиралась бы за орбиту Сатурна.
Это самая большая звезда, которая нам известна, но Млечный Путь, вероятно, имеет десятки звезд, которые еще больше затемняют облака газа и пыли, поэтому мы не можем их видеть.
Но давайте посмотрим, сможем ли мы ответить на исходный вопрос, какая самая большая звезда во Вселенной? Очевидно, для нас фактически невозможно найти ее, Вселенная очень большое место, и нет способа, с помощью которого мы смогли бы всмотреться в каждый уголок.
Пистолет еще одна звезда, которая считается одной из крупнейших.
По словам теоретиков, самые большие звезды будут холодными супергигантами. Например, температура VY Большого Пса всего 3500 К. Действительно большая звезда была бы еще холоднее. Холодный супергигант с температурой в 3000 К, был бы размером 2 600 солнечных.
И в завершение, вот отличный видео ролик, который показывает размер различных объектов в пространстве, начиная с нашей крошечной планеты, заканчивая VV Цефеей. VY Большого Пса не включена в мультипликацию, наверное потому, что у них не было новой информации по этой звезде.
10
10 место — AH Скорпиона
Десятую строчку самых крупных звезд в нашей Вселенной занимает красный супергигант, находящийся в созвездии Скорпиона. Экваториальный радиус этой звезды равен 1287 — 1535
радиусов нашего Солнца. Расположена примерно в 12 000 световых лет от Земли.
9
9 место — KY Лебедя
Девятое место занимает звезда, находящаяся в созвездии Лебедь на расстоянии примерно 5 тысяч световых лет от Земли. Экваториальный радиус этой звезды равен 1420
солнечных радиусов. Однако его масса превышает массу Солнца всего в 25 раз. Светит KY Лебедя примерно в миллион раз ярче Солнца.
8
8 место — VV Цефея А
VV Цефея — затменная двойная звезда типа Алголя в созвездии Цефей, которая находится на расстоянии около 5000 световых лет от Земли.
В Галактике Млечный Путь она вторая самая крупная звезда (после VY Большого пса). Экваториальный радиус этой звезды равен 1050 — 1900
солнечных радиусов.
7
7 место — VY Большого пса
Крупнейшая звезда в нашей Галактике. Радиус звезды лежит в диапазоне 1300 — 1540
радиусов Солнца. Для того, чтобы облететь звезду по кругу, свету потребовалось бы 8 часов. Как показали исследования, звезда является неустойчивой. Астрономы предсказывают, что VY Большого Пса взорвётся как гиперновая в ближайшие 100 тысяч лет. Теоретически, взрыв гиперновой вызовет гамма-всплески, которые могут повредить содержимое локальной части Вселенной, уничтожая любую клеточную жизнь в радиусе нескольких световых лет, однако, гипергигант расположен недостаточно близко к Земле, чтобы представлять угрозу (примерно 4 тысячи световых лет).
6
6 место — VX Стрельца
Гигантская пульсирующая переменная звезда. Её объем, а также температура периодически меняются. По данным астрономов, экваториальный радиус этой звезды равен 1520
радиусов Солнца.
Своё имя звезда получила по названию созвездия, в котором она находится. Проявления звезды из-за её пульсации напоминают биоритмы человеческого сердца.
5
5 место — Вэстерланд 1-26
Пятую строчку занимает красный сверхгигант, радиус этой звезды лежит в диапазоне 1520 — 1540
солнечных радиусов. Находится она в 11 500 световых лет от Земли. Если бы Вэстерланд 1-26 находилась в центре Солнечной системы, её фотосфера охватила бы орбиту Юпитера. Например, типичная протяжённость фотосферы по глубине для Солнца составляет 300 км.
4
4 место — WOH G64
WOH G64 — красный сверхгигант, находящийся в созвездии Золотой Рыбы. Расположена в соседней галактике Большое Магелланово Облако. Расстояние до Солнечной системы составляет примерно 163 000 световых лет. Радиус звезды лежит в диапазоне 1540 — 1730
солнечных радиусов. Звезда завершит своё существование и станет сверхновой через несколько тысяч или десятков тысяч лет.
3
3 место — RW Цефея
Бронза достается звезде RW Цефея.
Красный супергигант находится на расстоянии 2739 световых лет от нас. Экваториальный радиус этой звезды равен 1636
солнечных радиусов.
2
2 место — NML Лебедя
Вторую строчку крупнейших звезд Вселенной занимает красный гипергигант в созвездии Лебедь. Радиус звезды примерно равен 1650
солнечных радиусов. Расстояние до нее оценивается примерно в 5300 световых лет. В составе звезды астрономы обнаружили такие вещества, как вода, монооксид углерода, сульфид водорода, окись серы.
1
1 место — UY Щита
Самая крупная звезда в нашей Вселенной на данный момент — гипергигант в созвездии Щита. Находится на расстоянии 9500 световых лет от Солнца. Экваториальный радиус звезды равен 1708
радиусов нашего Солнца. Светимость звезды приблизительно в 120 000 раз больше светимости Солнца в видимой части спектра, яркость была бы гораздо выше, если бы не было большого скопления газа и пыли вокруг звезды.
Варенье из бузины: польза и вред
Узнать встретимся ли мы.
Сонник дома солнца. Как правильно сформулировать вопрос в процессе гадания
|
|
Самая большая известная звезда на небе Какая звезда самая большая во Вселенной? Правильнее говорить о самой большой известной звезде в видимой части Вселенной на расстояниях, на которых мы ещё можем различать отдельные звёзды. Если же под словами «самая большая звезда» вы имеете ввиду не её диаметр, а яркость на небе, то посмотрите статью Самая большая известная звезда на небе Самая большая известная звезда на небе на сегодняшний день — это UY Щита. Это снимок UY Щита и её окрестностей при большом увеличении. Эта звезда пульсирует и её размер непостоянен, радиус составляет 1708 ± 192 радиусов Солнца. Чтобы наглядно представить себе чудовищные размеры самой большой звезды во Вселенной, посмотрите на сравнительный ряд Обратите внимание, что на первых картинках разница в размерах первой и последней звезды — большая. Видимая звёздная величина UY Щита — меняется от 11,2m до 12,3m. Эта самая большая из известных звёзд находится вблизи небесного экватора и её можно наблюдать в телескоп из всех уголков России. Расположена она в двух градусах севернее звезды γ Щита. Список самых больших звёзд с названиями Ниже приведены названия 20-ти самых ярких звёзд, которые мы можем увидеть на небе невооружённым взглядом.
В кчестве единицы измерения радиусов самых больших из известных звёзд Вселенной, принят радиус Солнца, который равен 695500 км. Обратите внимание, что VY Большого Пса или VY Cannis Majoris, которая долгое время считалась самой большой звездой во Вселенной, Нетрудно заметить, что поскольку размеры UY Щита пульсируют, то эта звезда временами уступает пальму первенства звезде RW Цефея. Также надо учитывать ошибки в измерениях, то есть порядок в этом списке может со временем уточняться. Николай Курдяпин, kosmoved.ru
|
|
Сколько галактик есть во вселенной.
Сколько галактик во вселенной
Международная команда астрономов, возглавляемая Christopher J. Conselice, профессором астрофизики в университете Ноттингема, обнаружили, что Вселенная содержит не менее 2 триллионов галактик
, в десять раз больше, чем
считалось
ранее. Работа команды, которая началась с гранта Королевского астрономического общества, была опубликована в Astrophysical Journal 14 октября 2016.
Астрономы давно стремились определить, сколько галактик существует в наблюдаемой Вселенной, той части космоса, где свет из отдаленных объектов успел добраться до нас. За последние 20 лет ученые использовали изображения из космического
телескопа
Хаббла для оценки того, что Вселенная, которую мы видим, содержит около 100 — 200 миллиардов галактик. Современные астрономические технологии позволяют нам изучать только 10% этих галактик, а остальные 90% будут видны только после того, как
будут разработаны большие и лучшие телескопы.
Исследование профессора Conselice является кульминацией 15-ти летней работы, которая также частично финансировалась исследовательским грантом
, присужденным студенту старших курсов
Аарону Уилкинсону.
Аарон, в настоящее время PhD (доктор философии) в университете Ноттингема, начал с анализа всех ранее проведенных исследований по подсчету количества
галактик, что послужило фундаментальной базой для установления более масштабного исследования.
Команда профессора Conselice преобразовала узконаправленные снимки глубокого космоса с телескопов по всему миру, и особенно от телескопа Хаббл, в 3D карты. Это позволило им рассчитать плотность галактик, а также объем одной небольшой
области пространства
за другой. Это кропотливое исследование позволило команде установить, сколько галактик было пропущено в более ранних исследованиях. Можно сказать, что они провели межгалактические археологические раскопки.
Результаты этого исследования основаны на измерениях количества наблюдаемых галактик в разные эпохи – временные срезы в галактическом масштабе — за всю историю Вселенной. Когда профессор Conselice и его команда из Ноттингема в
сотрудничестве с
учеными из обсерватории Лейдена в Лейденском университете в Нидерландах и Института астрономии Эдинбургского университета, исследовали, сколько галактик было в каждую эпоху, они обнаружили, что на более ранней стадии развития Вселенной
количество
галактик было значительно больше, чем сейчас.
Похоже, что когда Вселенной было всего несколько миллиардов лет, количество галактик в заданном объеме пространства было в десять раз больше, чем сегодня в аналогичном объеме. Большинство из этих галактик были системами с малой массой, т.е.
с
массами, аналогичными массам галактик, окружающих сейчас Млечный Путь.
Профессор Конселис сказал: «Это очень удивительно, поскольку мы знаем, что за 13,7 миллиардов лет космической эволюции со времен Большого Взрыва размер галактик увеличивался за счет звездообразования и слияния с другими галактиками.
Установление
факта наличия большего числа галактик в прошлом подразумевает, что должна была произойти значительная эволюция, направленная на уменьшение их числа за счет обширного слияния систем. Мы упускаем подавляющее большинство галактик, потому что
они
очень слабые и далекие. Количество галактик во Вселенной является фундаментальным вопросом астрономии, и это поражает воображение, поскольку 90% галактик в космосе до сих пор не изучены.
Кто знает, какие интересные свойства мы найдем при
изучении
этих галактик с помощью телескопов следующего поколения?»
Перевод статьи «Распределение плотности галактик при Z Авторы:
Christopher J. Conselice, School of Physics and Astronomy, Ноттингемский университет, Ноттингем, Англия.
Aaron Wilkinson, Лейденская обсерватория Лейденский университет, Нидерланды
Kenneth Duncan, Королевская обсерватория, Институт астрономии Эдинбургского университета, Шотландия
Аннотация
Распределение плотности галактик во Вселенной и, следовательно, общее число галактик является фундаментальным вопросом астрофизики влияющим на разрешение множества проблем в области космологии. Однако, до публикации данной статьи, никогда
не было
аналогичного подробного исследования этого важного показателя, а также определения четкого алгоритма нахождения данного числа. Для решения этой задачи мы использовали наблюдаемые галактические функции звездных масс до $z \sim 8$, чтобы
определить,
как изменяется плотность числа галактик в зависимости от функции времени и предела массы.
{12}}$ (два триллиона!)
, т.е. почти в десять раз больше, чем было видно во всех исследованиях неба на
основе
. Мы обсудим влияние этих результатов для понимание процесса эволюции галактик,
а также сравним наши результаты с новейшими моделями формирования галактик. Эти результаты также показывают, что космический фоновый свет
в оптической и ближней инфракрасной области, вероятно, возникает из этих ненаблюдаемых слабых галактик. Мы также покажем, как эти результаты решают вопрос о том, почему ночное небо темное, иначе известный как
.
1. Введение
Когда мы открываем Вселенную и ее свойства, мы всегда хотим знать абсолютные значения. Например, астрономический интерес состоит в том, чтобы рассчитать, сколько звезд находится в нашей Галактике, сколько планет окружают эти звезды (Fressin
et
al., 2013), общую плотность Вселенной (например, Fukugita & Peebles 2004), среди других абсолютов в свойствах Вселенной. Здесь был дан приблизительный ответ на один из этих вопросов, — это общая плотность числа галактик и, следовательно,
общее
число галактик во Вселенной.
Этот вопрос является не просто праздным любопытством, но связан со многими другими вопросами в космологии и астрономии. Распределение плотности галактик связано с такими вопросами, как образование / эволюция галактики по числу
сформированных систем,
изменение отношений гигантских галактик к карликовым галактикам, отдаленная сверхновая и скорость гамма-всплеска, скорость образования звезд во Вселенной, и как новые галактики создаются / уничтожаются посредством слияний (например, Bridge
et
al. 2007; Lin et al. 2008; Jogee et al. 2009; Conselice et al. 2011; Bluck et al. 2012; Conselice 2014; Ownsworth et al. 2014). Количество галактик в наблюдаемой Вселенной также раскрывает информацию о плотности материи (вещества и энергии)
Вселенной, фоновом свете на разных длинах волн, а также о понимании парадокса Ольберса. Однако до сих пор еще нет хорошего измерения этой фундаментальной величины. Наша способность исследовать распределение плотности галактик с помощью
телескопов
возникла только с появлением CCD-камер.
Сверхдальние исследования по поиску далеких галактик начались в 1990-х годах (например, Koo & Kron 1992; Steidel & Hamilton 1992; Djorgovski et al. 1995), и достигли нынешней глубины после проектов на
базе Космического телескопа «Хаббл», особенно таких как
(Williams et al. 1996). В дальнейшем исследования были продолжены в рамках
(Williams et al., 2000),
(Giavalisco et al. 2004), обзор в инфракрасном спектре
(Cosmic Assembly Near-infrared Deep Extragalactic Legacy Survey) (Grogin et al. 2011; Koekemoer et al. 2011),
и увенчались Hubble Ultra Deep Field (Beckwith et al. 2006), который на сегодняшний день остается самым глубоким исследованием
в оптическом и ближнем инфракрасном диапазоне нашей Вселенной.
Однако, несмотря на все эти исследования, до сих пор неясно, как общая плотность числа галактик эволюционирует с течением времени. Это интересный вопрос, поскольку мы знаем, что скорость звездообразования
возрастает, а
затем снижается при z общим образованием популяции галактик в целом.
Существует несколько причин того, почему нелегко определить общее количество галактик на основе результатов сверхдальних исследований. Однa из них заключается в том, что все сверхдальние наблюдения являются
неполными. Это
связано с ограничениями времени и глубины экспозиции, из-за этого некоторые галактики обнаруживаются более легко, чем другие. Результатом этого является неполная картина даже в самых сверхдальних обследованиях, которые могут быть исправлены,
но которые все еще оставляют некоторую неопределенность. Однако более важная проблема заключается в том, что эти наблюдения не достигают самых слабых галактик, хотя из теории, мы знаем, что должно быть гораздо больше слабых галактик за
пределами
границ, доступных в настоящее время нам для наблюдений.
Важно также обратить внимание на то, что мы понимаем под общей плотностью галактик во Вселенной. Это не простая величина, которую можно определить как общую плотность, существующую в настоящее время, общая
плотность, которая
является наблюдаемой в принципе, и общая плотность, которую можно наблюдать с помощью современной технологии, — это разные вопросы с разными ответами.
Существует также проблема, что мы ограничены космологическим горизонтом над тем, что мы
можем
наблюдать, и поэтому есть галактики, которые мы не можем видеть за его пределами. Даже количество галактик, которые существуют во Вселенной сегодня, то есть, если мы могли бы рассматривать всю Вселенную как есть в настоящий момент, а не быть
ограниченным временем прохождения света, представляет собой сложный вопрос. Галактики в далекой вселенной эволюционировали за пределы того, что мы можем наблюдать в настоящее время из-за конечной природы скорости света и, по-видимому, будут
похожими на те, что есть в видимой Вселенной. Мы рассматриваем все эти проблемы в данной статье, а именно, как плотность числа галактик изменяется в пределах текущей наблюдаемой вселенной до z ~ 8.
В целях сравнения, в Приложении к данной работе, мы также проводим анализ числа галактик, которые видны современным телескопам на всех длинах волн, и которые мы можем наблюдать в настоящее время. Затем мы
сравниваем эти
данные с измерениями общего числа галактик, которое потенциально может наблюдаться во Вселенной на основе измеренных функций масс (mass function).
Мы также обсудим, как эти результаты раскрывают информацию об эволюции галактики и
. Мы также приводим информацию о будущих исследованиях, и какую долю галактик они будут
наблюдать.
Эта статья разделена на несколько разделов. §2 описывает данные, которые мы используем в этом анализе, §3 описывает результаты настоящей работы, в том числе методы анализа функций звездной массы галактики с целью
получения
общего количества галактик, находящихся во Вселенной, §4 описывает последствия этих результатов, а в §5 представлено краткое изложение статьи. В этой работе мы используем стандартную космологию: H 0 = 70 km s −1 Mpc −1
, и Ω m = 1 − Ω λ = 0.3.
2. Данные
Данные, которые мы используем для этой статьи, получены из многочисленных источников и результатов предыдущих работ. В Приложении мы описываем, сколько галактик мы можем наблюдать в настоящее время во Вселенной, основываясь на самых
глубоких
наблюдениях, доступных к настоящему времени. Здесь, в основной статье, мы исследуем вопрос о том, сколько галактик потенциально можно обнаружить во Вселенной, если глубокая визуализация по всем длинам волн выполнена во всех частях неба без
каких-либо помех от Галактики или других искажений.
Для большей части данного анализа и результатов этой работы мы используем функции масс галактик из обозримой Вселенной вплоть до z ~ 8, чтобы определить, как плотность числа галактик эволюционирует со временем и
. Эти функции массы и светимости сейчас только начинают измеряться для
больших значений красного смещения, и наши первичные данные исходят из функций масс, рассчитанных с использованием высокоточных инфракрасных
и оптических съемок телескопом Хаббла и наземных станций.
Как представлено в следующем разделе, функции масс, которые мы используем, взяты из
, Fontana et al. ( ,
), Tomczak et al. (2014), и
для галактик при z
Рисунок 1.
Функции масс, которые мы используем в данной статье, представлены на графикахс помощью Все эти значения взяты из различных исследований, упомянутых в §2. Функции масс представлены в зависимости от значений , на левом графике отображены системы при z 3 (крайний правый). Эти функции масс показаны так, что сплошные цветные
линии являются функциями масс вплоть до предела соответствующих данных, в которых они полны, а пунктирные линии показывают нашу экстраполяцию до $M_* = 10^6 M_\odot$.
«Самый плоский» график функции масс для 1 3 взят из работы .
3. Распределение плотности галактик
3.1 Введение и предостережения
Основным методом, который мы используем для определения плотности галактик во Вселенной, является интеграция количества галактик через установленные функции масс для данного космологического красного смещения. Для этого требуется
экстраполировать
установленные функции звездной массы, чтобы достичь минимального предела массы популяции галактик. Есть много способов, которыми это можно сделать, о чем мы поговорим ниже. Одним из наиболее важных вопросов является нижний предел, от
которого
мы должны начинать подсчет количества галактик в зависимости от функций масс. Благодаря недавним публикациям, где приводятся функции звездной массы до z ~ 8 (например,
;
, мы можем теперь сделать этот расчет впервые. Другая проблема заключается в том, может ли
быть экстраполирована ниже предела
данных, для которых она изначально была пригодна. Это вопрос, который мы подробно исследуем.
Это дополняет непосредственно наблюдаемый подход, представленный в Приложении, и является более точным способом измерения количества галактик в наблюдаемой в настоящее время Вселенной, если функции масс
правильно измерены
и точно параметризованы. Однако этот метод потенциально чреват подводными камнями, которые необходимо тщательно рассмотреть и проанализировать. Не в последнюю очередь это связано с тем, что измерения зависят от гораздо большего количества
факторов, чем просто фотометрия и проблемы с идентификацией объекта, которые всегда присутствуют при простом измерении числа галактик. Ситуация здесь связана с другими неопределенностями, связанными с измерением звездных масс и красных
смещений.
Тем не менее, если мы можем объяснить эти неопределенности, интеграция установленных функций масс может рассказать нам о плотностях галактик в заданном интервале красного смещения с некоторой измеренной неопределенностью.
Мы используем этот метод для вычисления общей плотности галактик, находящихся в пределах наблюдаемой в настоящее время Вселенной, как функции красного смещения.
6 M_\bigodot$ как лимита и обоснование его использования в качестве нашего
нижнего предела. Мы также обсудим, как наши результаты изменились бы, если бы мы использовали другое значение ограничения нижнего предела массы.
Поскольку мы интегрируем функции масс через всю историю вселенной, мы должны использовать множество обследований для учета числа галактик при разных красных смещениях. Различные диапазоны красного смещения
требуют исследований,
выполненных на разных длинах волн, и различные исследования иногда обнаруживают разные значения параметров Шехтера. В этой работе мы пытаемся всесторонне изучить функции масс, которые, особенно при низком красном смещении, могут давать
широко
расходящиеся значения плотности и формы эволюции. Мы получаем почти одинаковые результаты, как при использовании двойной функции светимости Шехтера, применяемую для расчета функции масс при низких значениях космологического красного
смещения,
также как и в том случае, если мы используем степенной закон () для расчета функции масс при высоких значениях космологического красного смещения.
1.
cтр. 170-183 Лекций по звездной астрономии. Локтин А.В., Марсаков В.А., 2009 год.
2.
3.
4.
, раздел внегалактической базы данных НАСА (NASA/IPAC
Extragalactic Database, NED) — крупнейшее хранилищее изображений, фотометрии и спектров галактик, полученных в ходе обзоров неба
в микроволновом, инфракрасном, оптическом и ультрафиолетовом (УФ) диапазонах.
5.
6.
7.
8.
В этой работе была представлена
двойная функция светимости Шехтера (the double Schechter luminosity function). Раздел 4.2 на стр.10.
9.
Lorenzo Zaninetti. 29 мая 2017. A Left and Right
Truncated Schechter Luminosity Function for Quasars
В диапозоне космологического красного смещения z ~ 0 — 3 мы используем установленные значения функций масс и их ошибки из работ, проведенных
, Fontana et al. ( ,
), и
. Эти функции звездных масс определяются путем измерения звездных масс объектов посредством
процедуры SED fitting (). Несмотря на большой разброс в различных измерениях
параметров функции Шехтера, мы используем всю эту информацию, чтобы принимать во внимание различные методы измерений и используемых моделей, а также
космическую дисперсию ().
Эти функции масс,
параметризованные функцией Шехтера, показаны на Рисунке 1. Мы также конвертируем те исследования, в которых используются начальные функции масс Шабрие () — Pozzetti et al. (2007), Duncan et al. (2014), Mortlock et al. (2015) и Muzzin et al.
(2013) который использует начальные функции масс Кроупа (Kroupa IMF) в начальные функции масс Солпитера (Salpeter IMF). Список значений,
которые мы используем в нашем анализе, показан в
{{ show2_MathJax ? «Закрыть»:»Таблице 1″ }}Примечание
— В этой таблице перечислены параметры приведенных функций Шехтера, которые мы используем для выполнения наших расчетов. Они все нормализованы в целях получения сопостовимых значений начальных функций масс
Солпитера (Salpeter IMF), хотя Pozzetti et al. (2007), Duncan et al. (2014) и Mortlock et al. (2015) в своих работах использовали
начальные функции масс Шабрие
(), а Muzzin et al. (2013) использовали начальные функции масс Кроупа (Kroupa IMF).
{{ show2_MathJax ? «Закрыть»:»Таблице 1″ }} .
Заметим, что мы рассматриваем только те функции масс, где параметр α
в применимых моделях Шехтера разрешается изменять. Если результат функции массы получается от фиксированного значения α
, то это приводит к
искажению
числа галактик, поскольку это значение имеет существенное влияние на число тусклых галаких с небольшой массой в заданном объеме (§3.2). Поэтому мы исключаем результаты функции масс из исследований, использующих α
GOODS (Great Observatories Origins Deep Survey project) в рамках глубокого космического внегалактического обзора в
ближнем инфракрасном диапазоне
(Cosmic Assembly Near-infrared Deep Extragalactic Legacy Survey), а также из
.
Для высоких значений космологического красного смещения функции масс являются относительно новым параметром, поэтому в целях получения согласованных и непротиворечивых данных мы также проанализировали полученные
функции светимости
в ультрафиолетовом диапазоне, в основном при 1500˚A. Для этого мы использовали данные, опубликованные в работах Bouwens et al.
6M_\odot$. Таким
образом,
мы можем связать наш лимит звездной массы с пределом абсолютной величины в УФ. Мы не используем эти значения в наших расчетах, но используем эти функции светимости для проверки соответствия наших результатов, полученных от функций звездных
масс.
Мы находим высокую согласованность с функциями звездной массы, в том числе при использовании различных вариаций преобразования звездной массы в УФ-светимость (например, Duncan et al. 2014; Song et al. 2015). Более того, все наши функции масс
для высоких значений космологического красного смещения более или менее согласованы, за исключением Grazian et al. (2015), результаты которого приводят к несколько более низкому значению $\phi_T$.
5. Краткие итоги исследования
Мы исследовали фундаментальный вопрос о распределение плотности галактик во Вселенной. Мы анализируем эту задачу несколькоми способами и обсуждаем последствия для эволюции галактики и космологии. Мы используем недавно полученные массовые
функции
для галактик до z ∼ 8 для определения распределения плотности галактик во Вселенной.
{−3}$, близко к значению, полученному при структурном и парном анализе. Большинство из этих сходящихся галактик представляют собой системы с более низкой массой, увеличивающие со временем плотность числа галактик с нижнего предела до
более высоких масс при вычислении общей плотности.
Наконец, мы обсуждаем последствия наших результатов для будущих исследований.
В будущем, поскольку функции масс становятся более известными благодаря лучшему моделированию SED и более глубоким и более широким данным с JWST и Euclid / LSST, мы сможем более точно измерить общую плотность числа галактик и, таким
образом, получить лучшую меру этой фундаментальной величины.
> Сколько галактик во Вселенной
Сколько галактик существует в наблюдаемой Вселенной
: исследование, вычисление по размеру, массе и объему Вселенной, обзор Хаббла, будущая роль Джеймса Уэбба.
Наука интересна тем, что она не зацикливается на фактах, а постоянно пересматривает их, создает новые теории и ищет лучшие пути для решения задач.
Иногда в этом процессе ей удается отыскать аспекты, которые были неведомы раньше. Поэтому так интересно узнать, сколько галактик во Вселенной
?
Далекие галактики, запечатленные телескопом Хаббл
Сколько же галактик во Вселенной?
Итак, цифры постоянно меняются, как и различные факты, вроде общего количества галактик в космосе. Сколько же существует галактик всего? Наблюдаемая Вселенная охватывает 13.8 миллиардов световых лет во всех направлениях. То есть, наиболее удаленный свет покинул свою точку 13.8 миллиардов лет назад. Но не будем забывать о расширении, которое увеличивает эту дистанцию до 46 миллиардов световых лет. То есть то, что было видимым или ультрафиолетовым излучением в прошлом, сдвинулось в инфракрасное и микроволновое излучение на самой черте доступной Вселенной.
Мы знаем вселенский объем и массу (3.3 х 10 54 кг, включая обычную материю и темную). Кроме того, перед нами открыто соотношение между регулярной материей и темной, поэтому можно подсчитать общее количество регулярной массы.
Когда-то астрономы разделили общую массу на число наблюдаемых галактик в Хаббле и насчитали 200 миллиардов.
Сейчас ученые применили новую технику для пересчета. Они использовали фото телескопа Хаббл и заглянули в пустую часть неба, чтобы подсчитать количество галактик. Речь идет об Hubble Deep Fiel, благодаря которому удалось получить невероятно поразительную картину. Можете изучить это изображение Хаббла ниже.
Из этой фотографии создали трехмерную карту с отображением размеров и галактического расположения. Для этого использовали знания о ближайших галактиках (например, у 50 соседей). Узнав, какие из крупных галактик больше, они внесли более мелкие и тусклые, не отобразившиеся на снимке.
То есть, если далекая Вселенная напоминает известную, то галактические структуры также повторяются. Это не говорит о том, что Вселенная намного больше предполагаемой или что в ней больше звезд. Просто она вмещает больше галактик с меньшим количеством звезд. Есть крупные главные галактики, за которыми идут меньшие и так до карликовых.
Но видимые галактики – это лишь верхушка айсберга. Для каждой запечатленной есть еще 9 более слабых и незаметных. Конечно, пройдет еще совсем немного времени, и мы сможем запечатлеть и их. В 2018 году все ожидают появления мощного телескопа Джеймс Уэбб, чья площадь составляет 25 м 2 (у Хаббла – 4.5 м 2). Те слабые пятна, которые сейчас нам кажутся звездами, для Джемса Уэбба станут четкими и понятными объектами.
Если галактики повсюду, то почему мы не видим их невооруженным глазом? Все дело в парадоксе Ольберса, описанный в 1700 году. Суть в том, что куда бы вы не посмотрели, всегда попадете на звезду. Значит, пространство должно быть ярким, но оно темное. Как так? Этот же парадокс применяется и к галактикам, которые почему-то вы не видите.
Итак, галактики есть везде. Но они смещены красным цветом от видимого спектра в инфракрасный, поэтому сетчатка их просто не воспринимает. Если же взглянуть на все в микроволнах, то пространство будет светиться.
Согласно подсчетам, во Вселенной в 10 раз больше галактик, чем предполагалась ранее – 2 триллиона.
Но не стоит умножать количество звезд или массу, так как эти цифры остались прежними.
Теперь вы знаете, сколько галактик. Но что будет с появлением Джеймса Уэбба? Станет ли галактик больше? Или откроется какая-нибудь новая интересная информация? Вселенная скрывает множество тайн, так что ожидать можно всего.
Триллионы звезд неравномерно находятся в космическом пространстве. Со временем происходит их формирование в галактики, будто жители селятся в городах, при этом пространства между ними остаются свободными. Отдельные звезды, видимые на небе, относятся к спиралевидной галактике Млечный Путь, насчитывающей приблизительно 200 миллиардов звезд. Это огромный газопылевой вращающийся диск с вихрем звезд, расходящихся от центральной части нашей Вселенной.
Солнечная система вместе с планетой Земля находится на ее периферии. Светилу необходимо больше 200 миллионов лет для того чтобы совершить полный оборот, а движение его происходит со скоростью 940000 км/час. Расстояние между звездами в галактике исчисляется триллионами километров пустого пространства.
А за ее пределами чернеет пустота космоса, на самом деле населенная сотнями миллиардов галактик с миллионами звезд, которые очень похожи на видимое нами Солнце. Запредельные расстояния не дают их рассмотреть так же четко, как Луну. Они кажутся всего лишь крошечными пятнами на ночном небе.
Отдельно расположенные галактики и даже единичные звезды отчетливо видны при ясной погоде. Например, туманность Андромеды является ближайшей к нам галактикой, имеющей такую же спиралевидную форму, как и у Млечного Пути. Некоторые галактики имеют форму похожую на эллипс, где звезды напоминают на рой пчел, который кружит вокруг своего улья. В подобных галактиках звезды настолько древние, что по прошествии миллиардов лет переродились в красных гигантов, придавая своим Вселенным красно-оранжевые оттенки. Существуют и другие формы галактик: напоминающие двояко выпуклую линзу, спиралеобразную фигуру или бесформенные (иррегулярные) галактики.
Существуя миллиарды лет, галактики напоминают живые существа: они рождаются, в них происходят выбросы газа с высвобождением невероятного количества энергии, они постепенно сталкиваются друг с другом, рождая новые галактики.
Такие столкновения длятся миллионы лет. Гравитационные поля двух разных галактик смещают звезды со своих орбит и меняют форму.
Так, ученые предполагают, что известные галактики именно так и образовались. Например, две спиральные рождают одну эллиптическую. Так, для возникновения Млечного Пути, возможно, потребовалось слияние десятков или сотен более мелких галактик. Современные телескопы настолько мощны, что в них можно рассмотреть Вселенные, удаленные от Земли на 2 миллиона световых лет. Астрофизики видят сейчас галактики именно такими, какими они были множество миллионов лет назад.
Солнце увлекается общим орбитальным движением рукава Ориона нашей Галактики со скоростью 220 км/с в полную неизвестность, куда-то в сторону созвездия Геркулеса. Звездное окружение Солнца тоже не статично, все вокруг находится в постоянном движении, и, конечно, это приводит к наличию на небе Земли некоторого количества звезд с большим собственным смещением на нашем небе — порядка нескольких угловых секунд в год.
Тут мы должны вспомнить про . Многие из них — это близкие к нам звезды, которые находятся на расстояниях в десятки световых лет, и это выглядит довольно логично — чем ближе звезда, тем больше должна проявляться ее собственная скорость относительно Солнца и тем больше она должна перемещаться на нашем небе.
Второй комплект данных космической обсерватории GAIA , которая занимается определением трехмерных координат, скоростей, блеска и прочих важных характеристик звезд нашей Галактики, — неисчерпаемая сокровищница знаний для любого ученого, который посвятил свою жизнь астрофизике, звездной астрономии, астрометрии или даже эволюции галактик. GAIA DR2 содержит данные десятков миллионов звезд, которые все еще ждут своих исследователей, в то время пока профессионалы применяют к этой гигантской базе данных технологии data science, снимая самые сливки. Именно здесь немецкий астроном Ральф — Дитер Шольц недавно обнаружил странную тесную систему из красного и коричневого карликов на расстоянии всего в 22 световых года от нас.
С точки зрения астрофизика система сама по себе довольно примечательна и требует дальнейшего тщательного изучения, но тут пришли специалисты по астрометрии и потащили одеяло на себя.
Два астронома — Эрик Мамаек (Eric Mamajek) из программы по исследованию экзопланет NASA и его коллега Валентин Иванов — удивились тому, что звезда Шольца совсем не никак не перемещается на небе, хотя, по идее, должна была бы. То есть, получается, что она движется строго по лучу нашего зрения — или к нам или от нас. Вычисления допплеровского смещения показали, что система Шольца удаляется от нас со скоростью 80 км/с, и это, в свою очередь, означает, что какое-то время назад она пролетела совсем близко к Солнечной системе! Дальнейшие вычисления показали, что такой момент был 70 тысяч лет назад и точка встречи находилась в 55 тысячах а.е. от Солнца, далеко вне пределов Облака Оорта, но в 5 раз ближе Проксимы Центавра!
Можете представить такое?
Более того, покопавшись в той же базе GAIA , они увидели, что есть еще одна звезда GJ710, которая направляется к нам с твердым намерением через 1.
3 млн лет просвистеть мимо Солнечной Системы на каком-то неуказанном в статье расстоянии.
Эти вещи, в отличие от танцев вокруг мифической Нибиру, — реальны. Их можно пощупать, и, при наличии навыка, вывести какие-то обоснованные версии о том, что может быть дальше. Близкие к Солнечной Системе проходы других звездных систем могут привести к разным последствиям. Во-первых, конечно, объекты облака Оорта — в основном, ледяные кометы, начнут активно вбрасываться внутрь системы, перемещаясь ближе к Солнцу, чтобы или, обогнув его, уйти навсегда в пространство, или, может быть, претерпев многочисленные гравитационные взаимодействия с планетами-гигантами — прежде всего, Юпитером, быть захваченными ими или же начать изменять свои траектории самым причудливым образом. Не исключено, что некоторые из этих траекторий могут впоследствии пересечься с орбитой Марса или Земли и устроить нам похохотать. Вполне возможно, что именно такой механизм и был в основе появления воды на указанных планетах когда очень, очень давно.
Во-вторых действительно близкое прохождение звезды может сместить с мест карликовые планеты пояса Койпера — наподобие Плутона, добавить им спутников, или наоборот, отнять. Сами планеты могут при этом также выбрасываться внутрь системы или же наружу и пропадать в темноте космоса навсегда.
Ну и, конечно, нельзя исключать возможности, что в самом худшем случае и Земля может быть вырвана из ласковых объятий Солнца и отправиться куда подальше, или найти себе любую другую смерть на свой выбор. Впрочем, вероятность подобного исчезающе мала, и серьезно беспокоиться на этот счет я бы не стал.
То есть мы видим, что подобные сближения могут существенно влиять на эволюцию и структуру Солнечной Системы.
Итак, система Шольца, состоящая из красного и коричневого карликов, просвистела с относительной скоростью 80 км/с на расстоянии 55 тыс а.е. от Солнца 70 тысяч лет назад. Наши предки с каменными топорами и копьями даже не подозревали о таком грозном соседе, ибо его видимый блеск на небе был в 100 раз меньше 6й звездной величины, доступной глазу.
Но мне так хочется верить, что, если б звезда Шольца была видима, обязательно нашелся бы какой-нибудь питекантроп, который задал себе вопрос «почему то? почему так?» и написал бы об этом в каменном блоге, подписанном как-то вроде «Неба хватит на всех»…
Сейчас ни один астроном с точностью не скажет, сколько галактик можно наблюдать на небе современными средствами. В 1934 году американский астроном Эдвин Хаббл подсчитал, что число звездных островов, которые он смог бы «увидеть» с помощью крупнейшего тогда телескопа с диаметром зеркала 2,5 м, составляет свыше 5 млн. Но с тех пор построены 6-м, несколько 8-м и два 10-м телескопа. В 6-м телескоп астрономы смогли бы наблюдать уже 1,4 млрд. галактик.
Конечно, столько объектов ни один астроном не в состоянии увидеть. На помощь пришли подсчеты, сделанные в небольшом участке неба, которые затем были увеличены с учетом площади всей небесной сферы.
А вот космическому телескопу, названному в честь Э. Хаббла, доступны для просмотра уже около 50 000 млрд.
галактик! Сравните эту цифру с количеством жителей на Земле — на каждого приходится около 10 000 галактик! А в каждой галактике бывает до 100 млрд. звезд.
Вот и верь после этого астрологам, утверждающим, что звезды на небе определяют судьбу каждого человека на Земле. Но хоть и велики приведенные цифры, но им все равно далеко до бесконечности.
Вид галактики связан с ее характеристиками: более яркие галактики являются и более массивными. Масса галактики определяется по кривой скоростей, то есть, зависимости скорости вращения от расстояния до центра галактики.
Млечный Путь диаметром 100 тысяч световых лет летит со скоростью 90 км/с к своей соседке Андромеде, при этом они являются частью Местной группы, которая простирается на миллионы световых лет. В свою очередь, Местная группа галактик движется со скоростью, примерно, 600 км/с, притягиваемая сверхскоплениями в созвездиях Девы, Гидры и Центавра, ближайшее из которых отстоит от нас на расстоянии более 65 млн. световых лет.
Совокупности сверхскоплений образуют гигантские цепочки, протяженностью в сотни миллионов и миллиарды световых лет.
В значительно большей степени эти гигантские пространственные структуры формирует: а) — гравитационное поле невидимой «скрытой массы» или «темной материи», излучение которой не фиксируется нашими приборами, а также б) — антигравитационное воздействие «темной энергии», способствующее расширению Метагалактики.
Реальность Космоса многомерная, многоплановая и многовременная, т.е. трехмерное пространство — это лишь малая часть того, что существует на самом деле. Ученые, изучающие законы физики трехмерного пространства, экстраполируют их на все миры Космоса, т.е. считают законы универсальными, незыблемыми, что является огромной ошибкой. Например, всем известная постоянная — скорость света С — это не предельная скорость для природы, существуют энергии, перемещающиеся быстрее скорости света. Время t — также не-постоянно. Оно может иметь нулевую величину и даже обратную величину (с отрицательным знаком). Поэтому формулы, в которых фигурируют С и t, верны только для земных процессов.
Парадокс скрытой массы Вселенной, обнаруженный учеными, так и не нашел до сих пор объяснения (наблюдается только 1/40 массы Вселенной).
Он лишь подтверждает идею о параллельных вселенных, косвенно влияющих на процессы, проходящие в видимой массе Вселенной. Где же скрыты эти 39/40 массы материи? Ответ на вопрос вы найдете ниже.
Космос в упрощенном рассмотрении напоминает мыльную пену, где пространства, соприкасаясь друг с другом, образуют энергетические структуры различного масштаба. К открытию ячеистого строения Вселенной пришли уже многие выдающиеся астрономы.
Реальная структура Космоса еще сложнее — сферы миров многократно накладываются друг на друга, образуя сложные сплетения сфер (миры в мирах).
Исследователи считают, что в видимой области нашей Вселенной обитает несколько миллиардов различных галактик. А в ее области, которую невозможно наблюдать с помощью телескопов, обитает еще большее количество галактик. По мнению ученых, в этой невидимой области Вселенной может существовать около 7 триллионов карликовых галактик.
По предположению ученых, в видимой части нашей Вселенной находится: 10 миллионов суперструктур, 25 миллиардов галактических групп, 350 миллиардов больших галактик, 7 триллионов карликовых галактик, 30 миллиардов триллионов звезд.
Сколько звезд ежегодно рождается в нашей Галактике, а сколько “умирает”?
Ученые достаточно много знают о том, как рождаются звезды. Чтобы светила появились, нужны космическая пыль и газ, гравитация, время.
Гравитация собирает космическую пыль и газ в гигантский вихрь. Появляется одно большое облако, которое сжимается под действием уже собственной гравитации и нагревается. Со временем это облако становится все плотнее и плотнее, и через несколько тысяч лет оно образует громадный вращающийся диск, который по своим размерам больше всей Солнечной системы. В центре диска гравитация сминает газ в плотный и очень горячий шар; давление нарастает. Гравитация продолжает стягивать к центру газопылевые частицы, которые затем врезаются друг в друга и выделяется все больше и больше тепла.
На протяжении сотен тысяч лет звезда уменьшается в размерах, становится ярче и горячее. Температура в центре светила достигает нескольких миллионов градусов Цельсия. При такой температуре атомы газа начинают объединяться и выделять колоссальное количество энергии, запускается процесс термоядерного синтеза.
Так и появляется звезда. Постепенно пыль и газ улетучиваются из диска и превращаются в тысячи маленьких протопланет.
Фото: Brunthaler et al., Sophia Dagnello / Диск Млечного пути со следами звездообразования. Снимок Эффельсбергского радиотелескопа, сделанный в 2021 году
Дальнейший эволюционный путь звезды зависит от того, какой была масса протозвезды. Чем больше — тем горячее будет светило, и тем интенсивнее оно будет излучать. Если масса протозвезды была меньше 0,8 массы Солнца, получится коричневый карлик — «недозвезда», тело, которое больше, чем Юпитер, но имеет недостаточную массу, чтобы в его недрах запустился постоянный процесс термоядерных реакций.
Фото: spacegid.com / Эволюция звезды
Ученые хорошо знают и как «умирают» звезды. Если кратко — когда заканчивается ядерное топливо, водород и гелий. Каким будет «конец», зависит от типа звезды. Например, голубые сверхгиганты, чья масса превышает солнечную в 10-50 раз, обычно заканчивают свой путь взрывом сверхновой.
Разберемся.
Когда в массивных светилах завершаются реакции термоядерного синтеза, в их центрах начинают формироваться ядра группы железа. Ядерный разогрев сердцевины звезды останавливается — заканчивается ядерное топливо, так как железо не может служить топливом для реакций ядерного синтеза. В ядре начинают происходить процессы совершенно иной природы — электроны вступают во взаимодействие с протонами, в результате образуются нейтроны. Ядро светила превращается в «сгусток» нейтронов и становится очень плотным, стремительно сжимается под действием гравитации. Оболочка звезды «падает» на нейтронное ядро, и при столкновении выделяется колоссальное количество энергии, происходит мощнейший взрыв сверхновой. В пространство выбрасывается материал из внешней оболочки звезды, а из ядра образуется либо нейтронная звезда (если масса звезды была больше 8 масс Солнца), либо черная дыра (если масса звезды была больше 40 масс Солнца).
Фото: NASA / Компьютерная модель Млечного Пути. В центре предположительно находится сверхмассивная чёрная дыра — Стрелец А*
Знают ли ученые, как часто рождаются и «умирают» звезды в нашей Галактике? Только предполагают.
Последние исследования показывают, что масса газа, которая ежегодно «превращается» в новые звезды Галактики, составляет порядка 4 масс Солнца. Астрономы говорят, что если взять за основу предположение, что большинство светил Млечного Пути имеют массу меньше массы нашего Солнца, то в Галактике каждый год рождается примерно 7 звезд. Всего же, по словам ученых, Млечный Путь “превратил в звезды” около 90% своего газа.
[Статья по теме: Опубликован новый снимок центра нашей Галактики, сделанный радиотелескопом MeerKAT]
Что же касается “смерти” светил, по мнению специалистов, каждые сто лет две сверхмассивные звезды заканчивают свой путь взрывом сверхновой, и одна звезда массой от 0,8 до 8 солнечных каждый год образует планетарную туманность.
Получается, что в Галактике звезд рождается больше, чем «умирает». Однако это приблизительные, грубые, оценки. Количество новых звезд и «умирающих» трудно измерить, поскольку облака космической пыли, где идет процесс звездообразования, настолько плотные, что большинству наземных телескопов в них не заглянуть, а орбитальных радиотелескопов слишком мало, чтобы можно было провести полноценное исследование.
Читайте нас в соцсетях: Twitter, Facebook, Telegram
Смотрите нас на youtube. Следите за всем новым и интересным из мира науки на нашей страничке в Google Новости, читайте в Яндекс Дзен наши материалы, не опубликованные на сайте
Нашли ошибку? Пожалуйста, выделите фрагмент текста и нажмите Ctrl+Enter.
«Хаббл» нашел самую удаленную из всех обнаруженных галактик
Подпишитесь на нашу рассылку ”Контекст”: она поможет вам разобраться в событиях.
Автор фото, NASAESAP.OESCH YALE UNIVERSITY
Подпись к фото,
Ученые видят галактику GN-z11 такой, какой она была всего лишь через 400 млн лет после Большого взрыва
Космический телескоп «Хаббл» нашел самую отдаленную галактику из всех обнаруженных на данный момент, получившую номер GN-z11.
Она находится на таком расстоянии от Земли, что тусклый свет ее звезд достигает нас через 13,4 млрд световых лет.
Иными словами, «Хаббл» видит эту галактику такой, какой она была через 400 млн лет после Большого врыва.
Астрономы уверены в точности своих измерений, поскольку они сделали спектральный анализ световых волн, излучаемых этой галактикой.
Такой анализ весьма трудно проводить в случае со столь отдаленными источниками, однако если это получается, то расстояние до этого источника можно определить с большой степенью точности.
Подробности этого исследования вскоре будут опубликованы в журнале Astrophysical Journal.
Холодные гиганты
Автор фото, nasa
Подпись к фото,
Телескоп «Хаббл» был доставлен на орбиту шаттлом «Дискавери» 24 апреля 1990 года
«Это вершина достижений «Хаббла» в области изучения галактик за всю историю космоса», — утверждает глава научной группы, астроном Йельского университета Паскаль Ош.
Пропустить Подкаст и продолжить чтение.
Подкаст
Что это было?
Мы быстро, просто и понятно объясняем, что случилось, почему это важно и что будет дальше.
эпизоды
Конец истории Подкаст
«Хаббл», уже 26 лет находящийся в космосе, вновь доказал, что он особенный телескоп. Когда он только был запущен, мы изучали галактики, возраст которых лишь перевалил за половину всей космической истории, а сейчас мы вернулись на 97% времени назад. Это величайшее достижение», — заявил астроном в интервью Би-би-си.
Тем не менее специалисты полагают, что ветеран космических исследований уже приблизился к грани своих технических возможностей, и заглянуть в самые дальние уголки космоса предстоит уже преемнику «Хаббла».
Такой телескоп, «Джеймс Уэбб», уже находится в процессе постройки и должен быть готов к 2018 году.
Он будет настроен на инфракрасное электромагнитное излучение — именно в этом спектре теоретически еще можно различить свет самых первых звезд во Вселенной.
А они, скорее всего, находятся на 200 млн световых лет дальше, чем GN-z11.
Ученым очень интересно исследовать эти первые звезды и условия, при которых они были рождены.
Скорее всего, это были холодные гиганты, образовавшиеся из холодных инертных газов, преобладавших тогда в космосе.
Эти исполины жили яркой, но сравнительно короткой жизнью, и дали первые тяжелые элементы.
Они также должны были «поджарить» инертные газы вокруг себя, забирая электроны у атомов, что привело к образованию рассеянной плазмы, которая и по сей день встречается в ближайшем межзвездном пространстве.
После Большого взрыва
Автор фото, NASA
Подпись к фото,
Заглянуть в самые дальние уголки космоса предстоит преемнику «Хаббла», телескопу «Джеймс Уэбб», который находится в процессе постройки
Доктор Ош и его коллеги утверждают, что размер GN-z11 составляет всего 1/25 от Млечного Пути, а масса звезд этой галактики — лишь 1% массы от нашей собственной галактики.
«Удивительно, что при этом она такая яркая и так быстро расширяется, создавая новые звезды, — говорит Паскаль Ош. – Это ставит под сомнение некоторые из созданных нами моделей, но при этом доказывает, что еще в начале возникновения Вселенной процесс образования галактик шел полным ходом, и это хорошая предпосылка для «Джеймса Уэбба», который заглянет еще глубже в космос в поисках прародителей этой галактики».
Галактика GN-z11 была обнаружена с помощью широкоугольной камеры номер 3, которая была установлена в ходе последнего обслуживания телескопа в 2009 году.
Когда астрономы говорят о дальнем космосе, они используют термин «красное смещение». Это показатель сдвига спектральных волн, излучаемых отдаленными галактиками, в результате расширения Вселенной.
Чем выше показатель красного смещения объекта, тем дальше он находится от нас, и в тем более ранней точке космической истории мы его наблюдаем.
До открытия, сделанного «Хабблом», показатель красного смещения самой отдаленной от Земли галактики составлял 8,68 (это отдаляет ее на 13,2 млрд лет в прошлое).
Красное смещение GN-z11 составляет 11,1 — это на 200 миллионов лет ближе к моменту Большого взрыва.
Ожидается, что космический телескоп «Джеймс Уэбб» заглянет в такое прошлое, когда возраст Вселенной составлял всего один или два процента от ее нынешнего, то есть во времена, когда после Большого взрыва прошло от 100 до 250 млн лет. В этом случае показатель красного смещения составит от 15 до 30.
Сколько солнц во Вселенной?
Категории Астрономия
Ной Зелвис
Время чтения: 5 мин.
Объект, который мы называем Солнцем, ярко горит в центре нашей Солнечной системы. Это наш единственный источник тепла и света, и без него Земля быстро замерзла бы и превратилась в темное, негостеприимное место. В этой статье мы рассмотрим, сколько солнц во Вселенной.
Миссия НАСА «Кеплер» обнаружила мир, в котором два солнца заходят за горизонт вместо одного.
(Изображение предоставлено НАСА)
Объяснение Солнца
Наше Солнце представляет собой звезду, состоящую в основном из водорода, который сливается с атомами гелия. Этот процесс, известный как ядерный синтез, излучает как тепло, так и свет, которые попадают на Землю (и за ее пределы). Солнце массивно по сравнению с нашей планетой, но на самом деле оно довольно среднее по сравнению с другими звездами.
Первое трехмерное изображение Солнца. (Изображение предоставлено НАСА)
В Солнце нет ничего, что действительно выделяло бы его. Это желтый карлик со средней температурой на поверхности 5700 Кельвинов. Это ничто по сравнению со звездами, температура которых может превышать 50 000 К9.0003
Он также не отличается особой яркостью, большим диаметром или массой. Самая большая звезда в известной Вселенной, UY Scuti, имеет диаметр примерно в 1500 раз больше нашей звезды. UY Scuti также в десять раз массивнее и светится в 340 000 раз ярче. Вы можете себе представить, если бы вместо нашего Солнца мы получили UY Scuti?
Хотя Солнце не такое уж особенное в общем плане вещей, это наша звезда.
Он идеального размера и имеет достаточно тепла и света, чтобы поддерживать нашу жизнь.
Есть только одно солнце
Слово «солнце» часто используется для описания множества звезд в нашей галактике и за ее пределами, но это неправильно. Солнце — это название нашей звезды, так же как Сириус — самая яркая звезда в Большом Псе. Говоря об этих газовых шарах за пределами нашей Солнечной системы, мы всегда должны использовать термин «звезда».
На этой диаграмме показано расположение ближайших к Солнцу звездных систем. (Изображение предоставлено НАСА)
Классификация других «солнц»
Некоторые ученые стали называть другие звезды с планетарными телами, вращающимися вокруг них, как солнца, чтобы отличить их от звезд, не имеющих спутников. Земля — единственный дом, который мы когда-либо знали, но знание того, что еще там есть, может сэкономить нам время в будущем.
Мы по-прежнему очень ограничены в своих возможностях наблюдать за другими солнечными системами Млечного Пути, не говоря уже о галактиках за пределами нашей.
Недостатком охоты за другими планетами является то, что они не излучают собственного света и на самом деле их можно обнаружить только тогда, когда они блокируют свет от своей звезды.
Сколько «Солнц» в Млечном Пути?
Из исследований, проведенных в нашей галактике Млечный Путь, ученые обнаружили чуть более 3500 звезд с вращающимися вокруг них планетами. Каждое из этих вращающихся тел называется «экзопланетами», что просто означает, что они представляют планету, которая вращается вокруг звезды за пределами нашей Солнечной системы.
Проксима d, недавно открытая планета-кандидат, вращающаяся вокруг красного карлика Проксима Центавра, изображена на этом оттиске художника. (Изображение предоставлено ESO/L. Calçada на Wikimedia Commons CC BY 4.0)
Интересно, что Проксима Центавра является ближайшей к нашему Солнцу звездой и имеет две подтвержденные экзопланеты. Один из этих двух миров может существовать в пределах гостеприимной зоны звезды и даже иметь океан жидкой воды.
Будучи красным карликом, Проксима Центавра имеет некоторую вспышечную активность, которая могла повредить атмосферу экзопланеты или количество воды в ней.
Даже если этот мир с водой и пригодным для дыхания воздухом считается пригодным для жизни человека, все равно возникает вопрос, как туда попасть. Путешествуя со скоростью света, путешествие все равно заняло бы 4,2 года.
Кеплер-47 — двойная звездная система с тремя подтвержденными экзопланетами, вращающимися вокруг двух звезд. На одну звезду приходится 85% излучения нашего Солнца, а на другую — только 1% солнечного света. В этой системе есть по крайней мере одна звезда в ее гостеприимной зоне, но она находится на расстоянии более 3000 световых лет от нас.
Несмотря на то, что мы только коснулись поверхности того, что там находится, по оценкам, в Млечном Пути может быть более 6 миллиардов планет, похожих на Землю. Добавьте к этому газовые планеты и миры других размеров, и в одной только нашей галактике легко может быть 100 миллиардов экзопланет.
Сколько «Солнц» во Вселенной?
Messier 51, первый объект из трех галактик, видимый из обсерватории Милл-Хилл Калифорнийского университета. (Изображение предоставлено UCL Mathematical and Physical Sciences из Лондона, Великобритания, на Wikimedia Commons CC BY 2.0)
Только недавно астрономы считают, что нашли первую экзопланету в галактике Водоворот примерно в 23 миллионах световых лет от нашей. Такое открытие не стало неожиданностью и, вероятно, стало первым из очень многих. При предполагаемом существовании 200 миллиардов галактик наша Земля может быть лишь одной из более чем 20 секстиллионов планет.
Что, если бы у Земли было 2 Солнца?
Жизнь на Земле выглядела бы совсем иначе, если бы мы были частью звездной системы с двумя отдельными солнцами. У нас определенно было бы другое понимание дня и ночи, и небо, вероятно, было бы намного ярче (и, возможно, жарче) в эти долгие дни.
В зависимости от того, в какой части обитаемой зоны бинарной системы мы будем находиться, мы все еще можем наслаждаться умеренным климатом с погодными изменениями и временами года.
Заключительные мысли
Удивительно, какую крошечную роль наша Солнечная система играет в этой космической игре. Если наши предки думали, что мы являемся центром Вселенной, то теперь мы обнаружили, что Земля является одной из миллиардов планет в Млечном Пути.
Если технологии продолжат совершенствоваться, у нас может появиться шанс добраться до другого гостеприимного мира до того, как наше Солнце начнет умирать через несколько миллиардов лет. Где бы мы ни оказались, наша звезда всегда будет единственной, которую мы действительно можем назвать Солнцем.
О Ное Зелвисе
Ной — писатель, который всегда, сколько себя помнит, любил астрономию.
Если вы не тянетесь к звездам, вы, скорее всего, обнаружите, что Ной путешествует или бежит.
…
Сколько существует галактик? Астрономы раскрывают масштабы Вселенной
Эта история появилась в июньском номере 2020 года под названием «Вселенная галактик». Подпишитесь на журнал Discover, чтобы получать больше таких историй.
Вечером 4 октября 1923 года недалеко от Лос-Анджелеса молодой астроном сел в свою машину и отправился на моторизованном пути к горе Вильсон. Там он прибыл в обсерваторию, в которой находился 100-дюймовый телескоп Хукера, в то время самый большой телескоп в мире.
Эдвин Хаббл был астрономом четвертого курса на горе Вильсон; ему нравилось пользоваться телескопом Хукера, потому что он интересовался, среди прочего, изучением спиральных «туманностей». Эти таинственные газовые облака были разбросаны по небу, и никто не понял их природу. В начале 1920-х годов Хаббл поставил перед собой задачу выяснить их.
Он направил большой телескоп на свой любимый объект: туманность Андромеды, M31.
Это спиралевидное облако слабо видно невооруженным глазом под ясным безлунным небом. Затем он зафиксировал его изображение на фотопластинке. Хаббл был взволнован результатом. На нем он нашел предполагаемую новую, взорвавшуюся звезду. Следующей ночью он снова сфотографировал M31, надеясь поймать новую и записать ее при лучшей стабильности атмосферы. Вторая пластинка действительно записала новую, но он мало что знал, он также зафиксировал пластину, которая станет легендарной в истории науки.
Астроном Эдвин Хаббл сделал снимок «Туманности Андромеды» с помощью телескопа Хукера в обсерватории Маунт-Вилсон недалеко от Лос-Анджелеса 5 октября 1923 года. Сначала он был взволнован, полагая, что зафиксировал новую, взорвавшуюся звезду. Он пометил звезду, которая находится между двумя делениями, которые он нарисовал вверху справа на пластине, буквой N. Звезда оказалась переменной цефеидой, и Хаббл использовал ее, чтобы доказать, что расстояние до галактики Андромеды равно намного больше, чем предполагали астрономы.
(Фото: любезно предоставлено Обсерваториями Карнеги/Синди Хант)
Время наблюдения подошло к концу, он вернулся в свой кабинет, чтобы проанализировать улов. Внезапно Хаббл сделал поразительное открытие: новая звезда вовсе не была новой, а
особый тип звезды, которая изменила свой блеск, переменная цефеида. Проверив более ранние фотопластинки, он смог это подтвердить и понял, что слабость звезды имела невероятные последствия.
Звезда и окружавшая ее туманность должны находиться на расстоянии в миллион световых лет — в три раза больше, чем кто-либо в то время считал размером всей Вселенной. Сегодня, благодаря улучшенным измерениям, астрономы знают, что объект находится на расстоянии 2,5 миллиона световых лет.
Частично с помощью более ранней работы, проделанной Весто М. Слайфером и его собственным коллегой Милтоном Хьюмасоном, Хаббл сразу же обнаружил, что Вселенная намного больше, чем кто-либо считал, и что спиральные туманности, такие как Андромеда, на самом деле являются далекими галактиками.
Это были целые системы звезд и газа, отделенные от нашего Млечного Пути длинным переходом.
В обсерватории Лоуэлла в Аризоне еще в 1912 году Слайфер зафиксировал кажущиеся скорости спиральных туманностей, и благодаря работе, проделанной Хабблом, стало ясно, что Вселенная расширяется — галактики со временем разлетаются друг от друга. Вселенная была не только намного больше, чем кто-либо считал ранее, но и росла с течением времени.
NGC 4565 в Волосах Вероники — самая яркая и самая заметная галактика на нашем небе, ориентированная точно по направлению к нашему лучу зрения. Мы видим его диск в виде тонкой серебристой иглы. На расстоянии около 57 миллионов световых лет она находится в скоплении Девы и имеет заметную центральную выпуклость, что позволяет предположить, что это может быть спираль с перемычкой. (Фото: Адам Блок)
К 1929 году астрономы составили космическую картину прошлого. Если вы проследите историю многих галактик назад во времени, это будет означать, что космос начался с маленькой, бесконечно плотной точки в его начале.
Это исследование было продолжением работы, первоначально проделанной бельгийским астрономом Жоржем Леметром. Астрономы поняли эту космическую точку происхождения, позже названную Большим взрывом, как начало Вселенной, и, по их расчетам, это должно было произойти миллиарды лет назад. Большой взрыв положил начало расширению, которое с течением времени отталкивало все галактики друг от друга. Казалось, вся вселенная разлетелась на части.
В 1930-х годах Хаббл начал изучать и классифицировать галактики по их различным так называемым морфологическим типам, множеству структур, которые астрономы видели на фотографиях. В конце концов он собрал типы галактик, которые он наблюдал, в диаграмму в форме камертона. Он содержал спиральные галактики, спиральные галактики с перемычкой — спирали, содержащие линейную «полосу» вещества, проходящую через их центры, — линзовидные (линзообразные) галактики и эллиптические галактики. Он также идентифицировал неправильные галактики, облака звезд и газа, которым не хватало организованной формы.
Позже астрономы идентифицировали своеобразные галактики, системы, которые, казалось, были разрушены взрывными или разрушительными событиями. Они также идентифицировали класс галактик, называемых карликовыми сфероидами, которые, по-видимому, многочисленны в локальной вселенной.
К 1950-м годам французский астроном Жерар де Вокулёр из Техасского университета расширил схему классификации Хаббла до более сложной системы, учитывающей многие наблюдаемые свойства галактик. Де Вокулёр создал псевдотрехмерный график, показывающий взаимосвязь галактик, прозванный «Космическим лимоном» из-за его формы. Де Вокулер включил подробности о перемычках в галактиках, описание видимых в них колец материи и оценку того, насколько слабо или туго закручены спиральные рукава галактики. Он также включил оценочные данные о природе неправильных и пекулярных галактик.
Последнее поколение внегалактической астрономии перешло к гораздо более сложному анализу, чем каталогизация. Используя космический телескоп Хаббл, астрономы подсчитали, что в космосе должно существовать около 100 миллиардов галактик.
И число может быть намного больше, чем это. Вероятно, в ранней Вселенной существовало около 2 триллионов галактик, но кажется очевидным, что галактики, находящиеся рядом друг с другом, притягиваются друг к другу под действием гравитации и объединяются в течение космического времени. Таким образом, несмотря на универсальное расширение, нормальные галактики, подобные Млечному Пути, вероятно, состоят из десятков или более протогалактик, слившихся в более крупные системы. Вы можете увидеть эти примитивные сгустки материи, голубоватые протогалактики, в ранней Вселенной на изображениях сверхглубокого поля Хаббла.
Наша собственная галактика
Персей A, также называемый NGC 1275, представляет собой извергающуюся галактику в центре скопления Персея, которое состоит из примерно 1000 галактик, находящихся на расстоянии около 240 миллионов световых лет. Доминирующий член скопления Персея, Персей А, представляет собой сейфертовскую галактику с активным ядром, питаемым черной дырой массой 340 миллионов солнечных в ее ядре.
(Источник: Архив наследия Хаббла, ЕКА и НАСА)
Поскольку за последние несколько десятилетий астрономы изучили большое количество галактик, они открыли много вещей, но невозможно игнорировать то, что Вселенная невероятно велика. Если вы сегодня вечером посмотрите на галактику в окуляр своего телескопа, фотоны, попадающие в ваш глаз, движутся с самой высокой скоростью — 186 000 миль в секунду (300 000 километров в секунду). Тем не менее, им потребовалось 2,5 миллиона лет с такой скоростью, чтобы добраться до нас из Галактики Андромеды. И этот объект почти на пороге нашего космического пространства.
Конечно, знания о нашей галактике в примитивном смысле восходят к древности. Название Млечный Путь происходит от латинского via lactea, которое происходит от первоначальной идеи, греческого термина galaxías kýklos, «млечный круг». Полоса Млечного Пути, видимая на нашем небе, особенно в летние и зимние вечера, представляет собой неразрешенный свет от миллиардов звезд, лежащих вдоль плоскости нашей галактики.
Но только в последние несколько десятилетий мы пришли к пониманию того, что Млечный Путь является одной из 100 миллиардов галактик во Вселенной и что его диск простирается примерно на 100 000 световых лет в поперечнике. Он содержит около 400 миллиардов звезд, хотя мы точно не знаем, сколько их, потому что карликовые звезды тусклые и их трудно увидеть на больших расстояниях. На протяжении десятилетий астрономы считали Млечный Путь простой спиральной галактикой. Но исследования, проведенные в этом столетии, показали, что Млечный Путь представляет собой спираль с перемычкой, и что наше Солнце и Солнечная система находятся примерно в 26 000 световых годах от центра, в одном из рукавов галактики.
Млечный Путь состоит из яркого диска, медленно вращающейся пластины из звезд и газа, содержащего большинство видимых нами звезд. Наше Солнце обращается вокруг центра галактики каждые 220 миллионов лет, а это означает, что с момента образования Солнечной системы мы вращались вокруг галактического центра примерно 20 раз.
Далеко, в центре галактики, находится сверхмассивная черная дыра, масса которой примерно в 4,3 миллиона раз превышает массу Солнца. В последнее время астрономы обнаружили, что сверхмассивные черные дыры в центрах галактик являются нормой. Они есть почти у всех галактик, кроме карликовых.
Диск галактики окружен ореолом из небольшого числа звезд, а также огромными сферами древних звезд, называемыми шаровидными звездными скоплениями, и большой оболочкой из темной материи. Астрономы еще не знают, из чего состоит темная материя, но они знают, что она существует из-за гравитационного влияния, которое она оказывает на видимую материю, которую они могут наблюдать.
Местная группа
Причудливо искаженная эллиптическая галактика NGC 474 в Рыбах находится на расстоянии 100 миллионов световых лет. Прямо над ней находится соседняя спиральная галактика NGC 470. Многочисленные оболочки и приливные хвосты окружают NGC 474, вызванные взаимодействиями с соседями и волнами плотности, распространяющимися в среде.
Этот гигантский объект простирается на 250 000 световых лет в диаметре — в два с половиной раза больше диаметра Млечного Пути. (Источник: P-A. DUC (CEA, CFHT), ATLAS 3D Collaboration)
Млечный Путь далеко не одинок в космосе. Он принадлежит к группе из по крайней мере 54 объектов, называемой Местной группой галактик, имя, которое Хаббл дал этому локальному облаку объектов, когда он наносил на карту близлежащий космос. Основными членами Местной группы являются Млечный Путь, Галактика Андромеды и Галактика Вертушка (M33). Но у каждой из этих трех больших спиралей также есть облако сопутствующих галактик. Спутниками Млечного Пути являются Большое и Малое Магеллановы Облака, видимые невооруженным глазом в Южном полушарии, и множество карликовых галактик. Диаметр Местной группы составляет около 10 миллионов световых лет, что примерно в 100 раз превышает диаметр Млечного Пути.
Двигаясь дальше, вглубь Вселенной, мы сталкиваемся с новыми примерами этих 100 миллиардов галактик.
Эти величественные острова звезд и газа существуют группами, как наша Местная группа, но также и в виде более крупных скоплений, называемых скоплениями, и очень больших скоплений, называемых сверхскоплениями. Несмотря на общее расширение Вселенной, а это означает, что большинство галактик удаляются друг от друга по мере роста космоса, гравитация удерживает меньшее количество галактик связанными друг с другом в их путешествиях. Наша Местная группа, например, является членом так называемого скопления галактик Девы, названного так потому, что его густонаселенный центр находится в созвездии Девы на нашем небе.
Скопление Девы содержит не менее 1500 галактик и находится на расстоянии около 54 миллионов световых лет от Земли. Вы можете увидеть некоторые из самых ярких галактик вблизи ядра скопления Девы в любительские телескопы, в массиве, называемом цепью Маркаряна. Эта линия галактик содержит сверхмассивные эллиптические галактики, такие как M84 и M86, а также множество спиральных галактик.
Для домашних астрономов эта игровая площадка для различных типов галактик является одним из действительно очаровательных участков неба, и лучше всего она видна весенними вечерами в ясные безлунные условия.
Большинство галактик скопления Девы содержат в своих центрах сверхмассивные черные дыры. М87 вполне себе пример. В то время как центральная черная дыра Млечного Пути весит 4,3 миллиона солнечных масс, колоссальная черная дыра внутри M87 содержит оценочную массу от 5 до 7 миллиардов солнц, что примерно в 1000 раз больше, чем у нас. M87 — одна из крупнейших галактик в нашей части Вселенной — это так называемая cD-галактика, сокращенно от «центрально доминирующая», — и она «съела» множество меньших галактик, которые когда-то ее окружали. Вот что делают массивные галактики — они поглощают соседей.
Сверхскопления
Одна из величайших галактик в небе, которую можно увидеть с ребра и которая, по мнению большинства людей, похожа на летающую тарелку, — это галактика Сомбреро (M104) в созвездии Девы.
Он состоит из огромного вращающегося диска с заметной пылевой полосой по его краям, поглощенного светящимся ореолом из газа и звезд. Он находится на расстоянии 43 миллионов световых лет и примерно вдвое меньше Млечного Пути, а его диаметр составляет 49 000 световых лет. (Фото: НАСА и группа наследия Хаббла (AURA/STScI))
Скопление, содержащее 1500 галактик, — это одно, но существуют и гораздо более крупные скопления галактик. Скопление Девы само по себе является членом так называемого сверхскопления Девы, которое содержит тысячи галактик в масштабе на порядок больше. Сверхскопление Девы содержит наш Млечный Путь, Местную группу, скопление Девы и всего около 100 групп и скоплений галактик. Этот удивительно большой каркас простирается примерно на 110 миллионов световых лет в поперечнике и является одним из примерно 10 миллионов сверхскоплений, составляющих весь космос.
Несмотря на огромное количество галактик, существующих в сверхскоплении Девы, астрономы теперь знают, что большая часть пространства в этом объеме практически пуста.
Диаметр этих огромных пустот колеблется от десятков до сотен миллионов световых лет. Нитевидные цепочки галактик вьются вокруг темных пустых пространств. В больших масштабах галактики в скоплениях и сверхскоплениях подобны мыльным пузырям: галактики покрывают поверхности, а между ними лежат пустоты.
Галактика Водоворот в Canes Venatici, другой галактике вблизи Большой Медведицы, также известной как M51, является главной целью телескопа. Взаимодействующая пара галактик, Водоворот, проходит мимо маленького нарушителя, NGC 519.5, который вытягивает материал из одного из спиральных рукавов более крупной галактики. Пара находится на расстоянии 23 миллионов световых лет, а диск M51 простирается на 60 000 световых лет. (Фото: Тони Халлас)
К концу 1980-х астрономы определили Великую стену, скопление галактик диаметром 500 миллионов световых лет. Совсем недавно Слоановское цифровое исследование неба обнаружило Слоанскую Великую стену, совокупность галактик, по крайней мере в два раза превышающую размер Великой китайской стены, которая охватывает длинное измерение около 1,4 миллиарда световых лет.
По мере того, как астрономы открывали все более и более далекие галактики, они обнаружили, что какая-то большая масса, казалось, тянула локальную вселенную, притягивая нас в направлении южных созвездий Южного Треугольника и Норма. Названная Великим Аттрактором, эта аномалия, находящаяся на расстоянии около 200 миллионов световых лет, озадачила астрономов. В конце концов они обнаружили, что нас тянет в этом направлении еще большая масса. Эта гигантская структура, называемая сверхскоплением Шепли, находится на расстоянии 650 миллионов световых лет от нас и содержит наибольшую концентрацию галактик в нашей локальной части космоса.
Общая картина
Эллиптические галактики, такие как M49 в созвездии Девы, представляют собой огромные сферы из звезд, которые плавают в эллипсоидальном облаке. Несмотря на то что
их диаметр часто подобен большим спиральным галактикам, они могут содержать гораздо большую массу, потому что имеют форму футбольного мяча, а не диска. Эта галактика находится примерно в 56 миллионах световых лет от нас и является одной из самых массивных галактик в скоплении Девы.
(Фото: NASA/ESA/STScI)
Были сделаны и другие удивительные открытия. В 2014 году астрономы идентифицировали новое сверхскопление на основе относительных движений галактик, проанализированных более сложным способом, чем когда-либо прежде. Астрономы Гавайского университета пришли к выводу, что сверхскопление Ланиакея существует, и назвали его в честь гавайского слова, означающего «необъятное небо».
Ланиакея, которую также иногда называют Местным сверхскоплением, содержит около 100 000 галактик, включая Местную группу и Млечный Путь. Это массивное скопление и все его члены вместе путешествуют в космосе, но не все галактики внутри него связаны гравитацией. Некоторые из них отколотся от остальной части кластера с течением времени.
Сверхскопление Ланиакея состоит из четырех основных компонентов — сверхскопления Девы, сверхскопления Гидра-Центавр, сверхскопления Паво-Инд и Южного сверхскопления.
В целом Ланиакея содержит около 500 галактических скоплений и групп.
А в локальной вселенной Ланиакею окружают другие сверхскопления галактик — сверхскопление Шепли, сверхскопление Геркулеса, сверхскопление Кома и сверхскопление Персей-Рыбы. Каждая из этих структур содержит сотни галактических скоплений и связана похожей на ткань паутиной космической структуры.
Начиная с 1980-х годов, астрономы обнаружили свидетельства существования структур, даже больших, чем сверхскопления. Поначалу объекты, называемые сейчас большими группами квазаров (LQG), сбивали астрономов с толку.
В 1982 году шотландский астроном Адриан Вебстер обнаружил то, что впоследствии стало известно как Большая группа квазаров Вебстера, состоящую из пяти квазаров или активно питающихся черных дыр, протяженностью более 330 миллионов световых лет. Сейчас известно почти два десятка LQG. Структура, известная как Огромный LQG, содержит 73 квазара диаметром около 4 миллиардов световых лет. Эта массивная структура, отвергнутая некоторыми астрономами, может претендовать на звание крупнейшего скопления связанной материи в космосе.
Действительно, Вселенная настолько велика, что ее трудно понять. С одной стороны, огромность Вселенной заставляет нас чувствовать себя маленькими. Наша короткая жизнь проходит так быстро, что мы умираем, по большей части не подозревая о невероятно большом космосе вокруг нас. Но тот факт, что мы разумны, что мы можем размышлять о далеких от нас звездах и галактиках, делает жизнь во Вселенной поистине удивительной. И мы только начинаем знакомиться с необъятным миром галактик.
Дэвид Дж. Эйхер — редактор журнала Astronomy. Его книга 2020 года «Галактики: внутри звездных городов Вселенной» доступна в My Science Shop.
Сколько галактик во Вселенной? Новый ответ с самого темного неба из когда-либо наблюдаемых
Обычно мы наводим телескопы на какой-то объект, который хотим рассмотреть более подробно. В 1990-х астрономы поступили наоборот. Они направили самый мощный телескоп в истории, космический телескоп Хаббла, на темный участок неба, лишенный известных звезд, газа или галактик.
Но в этой полоске небытия Хаббл открыл захватывающее дух зрелище: пустота была полна галактик.
Астрономы давно задавались вопросом, сколько галактик во Вселенной, но до Хаббла галактик, которые мы могли наблюдать, было намного меньше, чем более слабых галактик, скрытых расстоянием и временем. Серия снимков Хаббла Deep Field (ученые сделали еще два таких наблюдения) предложила своего рода образец ядра Вселенной, восходящий почти к Большому Взрыву. Это позволило астрономам окончательно оценить население галактики в 9 человек.0164 хотя бы около 200 миллиардов.
Почему «по крайней мере»? Потому что даже у Хаббла есть свои пределы.
Чем дальше (и назад во времени) вы уходите, тем сложнее становится увидеть галактики. Одной из причин этого является чистое расстояние, которое должен пройти свет. Вторая причина связана с расширением Вселенной. Длина волны света очень удаленных объектов растягивается (красное смещение), поэтому эти объекты больше нельзя увидеть в преимущественно ультрафиолетовой и видимой частях спектра, для обнаружения которых был разработан Хаббл.
Наконец, теория предполагает, что ранние галактики были меньше и тусклее с самого начала и только позже объединились, чтобы сформировать колоссальные структуры, которые мы видим сегодня. Ученые уверены, что эти галактики существуют. Мы просто не знаем, сколько их.
В 2016 году в исследовании, опубликованном в The Astrophysical Journal группой под руководством Кристофера Конселиса из Ноттингемского университета, использовалась математическая модель ранней Вселенной, чтобы оценить, сколько из этих еще невидимых галактик скрываются за пределами телескопа Хаббла. зрение. В дополнение к существующим наблюдениям Хаббла их результаты показали, что такие галактики составляют 90 процентов от общего числа, что привело к новой оценке, согласно которой во Вселенной может быть до двух 90 164 триллионов 90 165 галактик.
Такие оценки, однако, являются движущейся мишенью. По мере поступления большего количества наблюдений ученые могут получить более полное представление о задействованных переменных и повысить точность своих оценок.
Итак, мы подошли к самому последнему дополнению к истории.
После пролета мимо Плутона и странного объекта пояса Койпера, Аррокота, космический корабль НАСА «Новые горизонты» находится на краю Солнечной системы, направляясь к межзвездному пространству, и недавно он притянул Хаббла. В исследовании, представленном на этой неделе в Американском астрономическом обществе и вскоре опубликованном в The Astrophysical Journal группа под руководством астрономов Марка Постмана и Тода Лауэра описала то, что они обнаружили после тренировки телескопа «Новые горизонты» на семи осколках пустого пространства, чтобы попытаться измерить уровень окружающего света во Вселенной.
Их открытия, говорят они, позволили им установить верхний предел числа существующих галактик и указать, что космос может быть немного менее переполненным, чем считалось ранее. Согласно их данным, общее число галактик скорее исчисляется сотнями миллиардов, а не триллионами. «Мы просто не видим свет от двух триллионов галактик», — сказал Постман в релизе, опубликованном ранее на этой неделе.
Как они пришли к такому выводу?
В поисках идеальной тьмы
Есть еще одно ограничение на наблюдения Хаббла. Он не только не может напрямую разрешить ранние галактики, он даже не может обнаружить их свет из-за диффузного свечения «зодиакального света». Зодиакальный свет, вызванный ореолом пыли, рассеивающей свет в пределах Солнечной системы, чрезвычайно слаб, но, как и световое загрязнение на Земле, он может скрывать даже более тусклые объекты в ранней Вселенной.
Космический корабль «Новые горизонты» вышел из области зодиакального света и смотрит на самое темное небо, которое когда-либо было изображено. Это дает возможность измерить фоновый свет из-за пределов нашей галактики и сравнить его с известными и ожидаемыми источниками.
Почтальон сказал The New York Times , что дальнейшее продвижение на порядок не дало бы более мрачного обзора.
«Когда у вас есть телескоп на New Horizons далеко на краю Солнечной системы, вы можете спросить, насколько темным становится космос в любом случае», — написал Лауэр.
«Используйте камеру, чтобы измерить свечение неба».
Тем не менее, измерение было непростым. В статье астрофизик и писатель Итан Сигел, не участвовавший в исследовании, объясняет, как команда тщательно идентифицировала, смоделировала и удалила влияние «шумов камеры, рассеянного солнечного света, избыточного внеосевого звездного света, кристаллов от тяги космического корабля, и другие инструментальные эффекты». Они также удалили все изображения, расположенные слишком близко к Млечному Пути. После всего этого они остались со слабым сиянием вселенной, и это захватывающая часть.
Исследование 2016 года предсказало, что Вселенная с двумя триллионами галактик будет производить примерно в десять раз больше света, чем показывают галактики, которые мы до сих пор наблюдали. Но команда New Horizons обнаружила только вдвое больше света. Это привело их к выводу, что там, вероятно, скрывается меньше галактик, чем считалось ранее, — число ближе к первоначальной оценке Хаббла.
«Возьмите все галактики, которые может видеть Хаббл, удвойте это число, и вот что мы видим — но не более того», — сказал Лауэр.
Наблюдение за звездами: новое поколение
Эти наблюдения с New Horizons — не конец истории. Наша способность видеть самую раннюю вселенную должна получить поддержку в этом году, когда (скрестим пальцы) преемник Хаббла, космический телескоп Джеймса Уэбба, запустится и начнет работу.
JWST предназначен для наблюдения на более длинных волнах, чем Хаббл, и намного больше. Эти атрибуты должны позволить ему заглянуть еще дальше и получить изображения этих меньших и более тусклых первых галактик. Как и в случае с Hubble Deep Field, если все в порядке, добавление этих галактик к переписи должно дать нам еще более четкое представление о целом.
Какое бы число в конце концов ни выбрали ученые, вряд ли оно будет ошеломляюще огромным. Даже несколько сотен миллиардов галактик означают, что на каждую звезду Млечного Пути приходится 90 164 целых 90 165 галактик. Такое исследование, несомненно, прольет еще больше света на космологические вопросы о том, как образовалась Вселенная.
Но также возникает вопрос: среди огромного моря галактик, звезд и планет мы действительно единственный вид, который когда-либо смотрит и задается вопросом, одиноки ли мы?
Изображение предоставлено: eXtreme Deep Field / NASA
Вселенная уже создала почти все звезды, которые когда-либо создаст
Наш человеческий мир пропитан светом. Во-первых, 100 000 триллионов фотонов прибывают каждую секунду на каждый квадратный сантиметр дневной поверхности Земли после того, как мчатся сюда из внешней оболочки природного гигантского термоядерного реактора, который мы называем Солнцем. Есть также фотоны, которые проносятся в разные стороны через любой кубический сантиметр открытого пространства. Некоторые из них — микроволновые остатки горячего Большого взрыва, произошедшего более 13 миллиардов лет назад, другие — фотоны, произведенные далекими звездами и бесчисленными астрофизическими событиями, разбросанными по всему космосу.
Мы также купаемся в локальном искусственном электромагнитном излучении.
Мы теплые, мягкие люди — мощные инфракрасные маяки. Наш причудливый химический метаболизм выделяет энергию в виде тепла, излучая фотоны в окружающую среду. Если бы вы могли надеть очки, чувствительные к инфракрасным длинам волн электромагнитного спектра, вы бы увидели мир, ярко сияющий: от вашего собственного света до света, исходящего от ваших собак, кошек, домашних попугаев и даже крошечных мускулов лихорадочно хлопающих насекомых. . 1
Однако, когда мы смотрим дальше, в космос, становится все более и более очевидным, что наше насыщенное светом существование, возможно, немного необычно. Один из самых больших ключей к этому факту бросается нам в глаза каждый раз, когда солнце садится и небо темнеет. Если бы мы жили в действительно бесконечной и неизменной Вселенной, то могли бы ожидать, что в каждом направлении, куда бы мы ни посмотрели, были бы галактики звезд, и все они выстроились бы в бесконечной последовательности, так что не было бы места без видимого света.
Каким-то образом галактика, простирающаяся на десятки тысяч световых лет, тесно связана с тем, что, по сути, является микроскопической точкой в ее центре.
В космологии это известно как парадокс Ольберса после работы немецкого астронома Генриха Ольберса в 1823 году. был в основном темным, оставляя место не кому иному, как Эдгару Аллену По, чтобы направить все в правильное русло в 1848 году. Качественное понимание По заключалось в том, что, возможно, космос просто недостаточно стар, чтобы наполнить небо светом.
Современное решение парадокса содержит некоторые тонкости, но в основном оно сводится к тому факту, что мы не живем в бесконечной и неизменной Вселенной. Мало того, что Вселенная имеет конечный возраст, она имеет сложную историю создания звезд (с конечной продолжительностью жизни), и она подвергается расширению, которое ослабляет интенсивность света, доходящего до нас из далеких мест. Следовательно, наше небо неравномерно яркое для наших глаз, и большая часть космоса испытывает недостаток фотонов по сравнению с нашими повседневными обстоятельствами.
Однако на этом история не заканчивается, потому что в звездной истории есть несколько любопытных перегибов, связанных, в первую очередь, с фактическим формированием звезд. В то время как у нас есть довольно надежное (хотя все еще неполное) понимание основных физических движущих сил и процессов, которые приводят к существованию отдельных звезд или групп звезд — начиная с гравитационной агломерации и коллапса межзвездного вещества — когда дело доходит до целых популяций со звездами в галактиках дело обстоит гораздо сложнее.
Исследования, проведенные за последние 30 или около того лет, показали, что формирование звезд по всей Вселенной достигло пика активности примерно от 10 до 11 миллиардов лет назад. 2 С той эпохи, хотя новые звезды, безусловно, продолжают рождаться, скорость их образования резко снизилась. Настолько, что кажется, что подавляющее большинство звезд, которые вселенная когда-либо создаст, — возможно, 95 процентов из них — уже образовались. 3 Будущее — это одно из постоянно сокращающихся звездных новорожденных, перемежающихся случайными шквалами по мере слияния галактик или других триггерных событий.
Но здесь есть большая загадка. Что именно ограничивает количество звезд, которые создала и когда-либо создаст Вселенная? Этот вопрос долгое время был предметом интенсивных астрофизических дебатов, особенно в отношении звездного состава отдельных галактик. Например, наша нынешняя космологическая парадигма (или, по крайней мере, та, которой придерживается большинство ученых) состоит в том, что мы живем во Вселенной, где преобладает темная материя, а во вселенной темной материи самые большие галактики должны были образоваться совсем недавно, 4 собирается в результате иерархического гравитационного слияния более мелких систем. Тем не менее, если вы исследуете очень большие, массивные галактики, вы обнаружите, что они, как правило, состоят из более старых звезд, предполагая, что они уже очень долгое время пребывали в своем старческом состоянии.
Чтобы объяснить это, астрономы обращаются к идее «гашения», когда что-то подавляет или прекращает образование новых звезд в галактиках.
Неудивительно, что вам нужен довольно мощный механизм, чтобы погасить что-либо в таких масштабах, и среди наиболее вероятных виновников — сверхмассивные черные дыры, которые существуют в ядрах большинства галактик и которые могут наполнять пространство вокруг себя фотонами и частицами, испускаемыми материей. когда он с визгом приближается к их горизонтам событий. Эта внешняя передача энергии может в буквальном смысле сдуть межзвездный газ, который в противном случае остыл бы и образовал новые звезды.
Точные детали того, как это может работать, конечно, еще не полностью поняты. Но есть новые дразнящие подсказки в том факте, что массы сверхмассивных черных дыр, по-видимому, коррелируют с массой звезд, содержащихся в их родительских галактиках. 5 Это довольно шокирует, потому что даже сверхмассивная черная дыра, масса которой в миллиард раз превышает массу нашего Солнца, занимает лишь объем, аналогичный объему нашей Солнечной системы. Таким образом, галактика, простирающаяся на десятки тысяч световых лет, каким-то образом тесно связана с тем, что, по сути, является микроскопической точкой в ее центре.
Одно из предложенных объяснений состоит в том, что существует своего рода пульсирующая система обратной связи. Если черные дыры растут, поглощая тот же приток межзвездной материи, который создает новые звезды, это может вызвать эти потоки исходящей энергии, одновременно отталкивая пищу черных дыр и подавляя звездообразование во всей галактике, сохраняя массы дыр. и общее количество звезд в ступенчатом росте на протяжении всей их истории.
И в этом заключается одна из самых странных особенностей черных дыр. Несмотря на то, что они представляют собой «улицы с односторонним движением» в космосе — вросшие искривления пространства и времени, покрытые горизонтами событий, которые не позволяют ничему вернуться, — черные дыры также могут приводить в действие некоторые из самых ярких и далеко идущих явлений в наблюдаемой Вселенной. Явления, которые, в свою очередь, вероятно, существенно ограничили количество звезд, которые может иметь Вселенная; играть роль в гашении накопленного света космоса.
Это старая поговорка, что у вас не может быть света без тьмы, и для Вселенной также очень верно то, что у вас не может быть тьмы без света.
Калеб Шарф — астрофизик, директор астробиологии Колумбийского университета в Нью-Йорке и основатель yhousenyc.org, института, изучающего человеческое и машинное сознание. Его последняя книга — « Масштабируемая Вселенная: эпическое путешествие по космическим масштабам, от почти всего до почти ничего».
Литература
1. Генрих Б. Терморегуляция у эндотермических насекомых. Science 185 , 747-756 (1974).
2. Мадау П. и Дикинсон М. История звездообразования в космосе. Ежегодный обзор астрономии и астрофизики 52 , 415-486 (2014).
3. Собрал Д., и др. Большой обзор Hα на z = 2,23, 1,47, 0,84 и 0,40: эволюция звездообразующих галактик за 11 млрд лет от HiZELS. Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества 428 , 1128-1146 (2013 г.
).
4. Мэн А. и Белли С. Тушение звездообразования в массивных галактиках. Природа Астрономия 2 , 6950697 (2018).
5. Стивенс, Т. Как умирают галактики: новый взгляд на гашение звездообразования. новости.ucsc.edu (2020).
Главное изображение: Вадим Садовский / Shutterstock ваш почтовый ящик!
В 10 раз больше количества чашек воды в каждом океане на Земле. Это количество звезд во Вселенной наук
Благодаря таким миссиям, как Gaya, мы можем на один шаг приблизиться к более надежному ответу на этот часто задаваемый вопрос: «Сколько звезд во Вселенной?»
Вы один из мечтателей, пока не устанете смотреть в небо и не начнете считать звезды или кто-то или что-то их не прерывает? Вы когда-нибудь задумывались, сколько на небе настоящих звезд?
По словам астрономов, если вы посмотрите на небо в ясную ночь, вы увидите тысячи звезд, 6000 и более. Но это только малая часть всех звезд; Остальное далеко от вашей точки зрения.
Легко спросить о количестве звезд во Вселенной, но трудно ответить на этот вопрос (НАСА)
Вопрос, который озадачил ученых
Следовательно; Сколько звезд во Вселенной? Разговорно, этот вопрос легко задать, но ученым трудно дать разумный ответ. Этот вопрос веками ставил в тупик ученых, философов, музыкантов и мечтателей.
«Если мы хотим узнать количество звезд во Вселенной, мы должны сначала определить значение Вселенной», — говорит Дэвид Корнрейх, доцент колледжа Итака в Нью-Йорке. Видимая Вселенная насчитывает около 13,8 миллиардов лет, и наша Вселенная может выйти за пределы этого времени, но мы не можем ее видеть, а также некоторые астрономы считают, что мы могли жить во «вселенной», где будут другие вселенные наше собственное содержится в самой большой сущности любого вида.
Хотя определение Вселенной ограничено «видимой» Вселенной, которую мы можем видеть, Конреч говорит, что для расчета количества звезд в ней нам нужно знать размер Вселенной и что первая сложность, с которой мы столкнемся здесь, Вселенная.
Развиваясь, вторая сложность заключается в том, что «пространство-время» может искривляться.
Несмотря на сложности, «Сколько звезд в нашей Вселенной?» Это может быть самый простой ответ на вопрос. Он подсчитывает количество звезд в обычной галактике, а затем умножает его на количество галактик во Вселенной, но это сложно, и препятствий достаточно для преодоления.
Чтобы оценить количество звезд во Вселенной, астрономы должны сначала оценить количество галактик (НАСА).
Количество галактик
Звезды не разбросаны в пространстве случайным образом, а собираются в большие группы, известные как галактики, и тогда, прежде чем подсчитывать количество звезд во Вселенной, астрономы должны сначала подсчитать количество галактик.
Для этого они делают очень подробные снимки небольших участков неба, подсчитывают все галактики, видимые на этих изображениях, а затем умножают это число на количество изображений, необходимых для захвата всего неба.
В октябре 2016 года в научной статье предполагалось, что в видимой Вселенной насчитывается около двух триллионов галактик, основываясь на изображениях глубокого поля, полученных с космического телескопа Хаббла.
Количество звезд невероятное число
Астрономы не знают точно, сколько звезд есть в этих двух триллионах галактик, потому что большинство из них так далеко, что нет никакого способа узнать точно, но астрономы в целом оценить количество звезд. Стоит сделать.
По некоторым оценкам, галактика Млечный Путь содержит около 100 миллиардов «солнечных масс», или в 100 миллиардов раз больше массы Солнца. В среднем в нашей галактике возникает около 100 миллиардов звезд, в зависимости от количества звезд больше и меньше нашего Солнца.
Используя Млечный Путь в качестве модели, число звезд в типичной галактике (100 миллиардов) можно умножить на число галактик во Вселенной (2 триллиона), и тогда мы сможем найти ответ на вопрос о Количество звезд во Вселенной — поразительное число, потому что во Вселенной так или иначе насчитывается около 200 миллиардов триллионов.
Говорит 200 секстилион.
Согласно веб-сайту разговора, число настолько велико, что его трудно представить; Это в 10 раз больше воды, чем в каждом океане на Земле.
Во Вселенной около 200 миллиардов триллионов звезд (НАСА)
Специальные миссии для подсчета звезд
Такие миссии, как космический корабль Gaya, запущенный Европейским космическим агентством в 2013 г. и ожидаемый к 2022 г., могут дать больше ответов на количество звезд во Вселенной, поскольку миссия Gaya направлена на получение точных трехмерных форм. Карта галактики Млечный Путь, около 1% галактики Млечный Путь.
По данным Европейского космического агентства, Gaya будет наблюдать за каждой из 1 миллиарда целевых звезд в среднем 70 раз за 5 лет и точно планировать их положения, расстояния, движения и изменения яркости.
Когда эти измерения объединены, они создают беспрецедентную картину структуры и эволюции нашей галактики. С помощью подобных миссий мы можем стать на шаг ближе к более надежному ответу на этот часто задаваемый вопрос: «Сколько звезд во Вселенной?»
Вселенная страннее, чем мы думали
На встрече, организованной Американской академией, Королевским обществом и Научным институтом Карнеги, Венди Фридман (председатель Кроуфорд Х.
Гринуолт и директор обсерваторий Карнеги в Научном институте Карнеги) и Мартин Риз (научный сотрудник из Тринити-колледжа, заслуженный профессор космологии и астрофизики Кембриджского университета, королевский астроном и приглашенный профессор Имперского колледжа Лондона и Лестерского университета) обсуждали, что мы знаем и чего не знаем о Вселенной. Ричард А. Месерв (президент Научного института Карнеги) модерировал обсуждение. Встреча состоялась 29 апреля 2014 года в Институте науки Карнеги. Далее следует отредактированная версия презентаций.
Ричард А. Месерв
Ричард А. Месерв — президент Научного института Карнеги. Он был избран членом Американской академии искусств и наук в 1994 году и входит в состав Совета и фонда Академии. Он также является членом консультативного комитета Глобальной инициативы Академии в области ядерного будущего и исследовательской группы Академии в области науки и технологий.
Одной из определяющих характеристик науки является тот факт, что чем больше вы знаете, тем больше вы понимаете, что не знаете.
И, пожалуй, сегодня нет области, в которой это было бы более очевидно, чем в астрономии. За последние два десятилетия мы узнали, что принципиально не понимаем то, что составляет 95 процентов Вселенной: темную энергию и темную материю. В каком-то смысле в наше время научных достижений наше невежество немного смущает. Но с другой стороны, это время огромного волнения. Предстоит разгадать глубокие загадки, представляющие серьезную проблему для исследователей нашего времени.
Впервые мы узнали о темной энергии около пятнадцати лет назад. Космологи давно ожидали, что сила гравитации, создаваемая материей во Вселенной, заставит расширение Вселенной замедлиться и, возможно, в конечном итоге повернуть вспять. Но, вопреки всем ожиданиям, наблюдения сверхновых типа Ia группой по поиску сверхновых с высоким Z в 1998 году и годом позже в рамках проекта Supernova Cosmology Project показали, что расширение Вселенной на самом деле ускоряется. Таким образом, перед нами предстала великая загадка: почему расширение Вселенной ускоряется и что может его подпитывать? Чтобы ответить на эти вопросы, космологи переосмыслили известное содержимое Вселенной, определив, что около 70 процентов запасов ее материи/энергии заключено в темной энергии, субстанции, которую мы еще не начали понимать.
Но еще до открытия доказательств существования темной энергии мы уже находили доказательства существования темной материи. На самом деле Вера Рубин, астроном Карнеги, отвечала за проверку существования темной материи. Рубин помогла доказать существование темной материи, измерив ее влияние на движение звезд в галактиках. Траектории, которые она наблюдала, просто не соответствовали законам тяготения Ньютона; должна быть материя, которую мы не можем наблюдать. Как только мы примем это во внимание, мы обнаружим, что темная материя составляет около 25 процентов запасов материи/энергии во Вселенной.
Итак, звезды, галактики и обычная материя, которую мы наблюдаем вокруг себя, на самом деле составляют лишь 5 процентов того, что составляет нашу вселенную. Наше исследование раскрыло нам глубокие тайны об оставшихся 95 процентах, что вдохновило название сегодняшнего обсуждения: «Вселенная страннее, чем мы думали».
Венди Фридман
Венди Фридман — председатель Кроуфорд Х.
Гринуолт и директор обсерваторий Карнеги в Институте науки Карнеги. В 2000 году она была избрана членом Американской академии искусств и наук.0003
Столетие назад мы, астрономы, понимали, что во Вселенной господствуют звезды, и она не меняется со временем. Мы наблюдали суточные движения звезд, но для нас они были фиксированными; Вселенная не расширялась и не сжималась. Столетие спустя мы узнали, что наша Вселенная — динамичная: она развивается, меняется со временем, наполнена не только звездами, но и галактиками, состоящими из звезд и экзотических объектов, таких как черные дыры, и в подавляющем большинстве заполнена темной энергией и с материей, мало похожей на материю, о которой мы знаем. Эти находки стали частью далеко идущих космологических открытий столетия. Сегодня я сосредоточусь, в частности, на трех открытиях: открытии расширяющейся Вселенной, обнаружении свидетельств, подтверждающих присутствие темной материи во Вселенной, и открытии ускорения расширения Вселенной.
Я начну с открытия расширения Вселенной, которым мы обязаны Эдвину Хабблу, в честь которого назван космический телескоп Хаббла.
История открытия Хаббла — и космологии в целом двадцатого века — неразрывно связана с историей самого Института науки Карнеги. У Эндрю Карнеги было видение: если вы наймете исключительных ученых и предоставите им ресурсы, лабораторию и оборудование для научных исследований, то последуют интересные открытия. Точно так же у Джорджа Эллери Хейла, первого директора обсерваторий Института Карнеги, было собственное видение: если построить большие телескопы с отражающими зеркалами, то можно совершить открытия в астрономии. Хейл любил говорить: «Не строй мелких планов. У них нет магии, чтобы будоражить человеческую кровь», — цитата американского архитектора Дэниела Бёрнема. И Хейл определенно не строил никаких планов, прибыв в Пасадену в 1903, где он определил Маунт Уилсон как место для своей обсерватории с большими телескопами-рефлекторами.
На горе Уилсон Хейл сначала построил солнечный телескоп (он был солнечным астрономом и, по сути, был астрономом, открывшим существование магнитных полей на Солнце), а затем начал строительство 60-дюймового зеркального телескопа.
Этот 60-дюймовый телескоп использовался тогдашним астрономом Карнеги Харлоу Шепли, чтобы обнаружить, что наше Солнце не является центром Вселенной, где оно, как предполагалось, находится с тех пор, как Коперник в 1543 году показал, что Земля не является центром Вселенной. . Шепли показал, что Солнце на самом деле расположено примерно на двух третях пути в диске, плоскости того, что мы теперь знаем как нашу галактику Млечный Путь. Это было необычайно раннее открытие, сделанное первыми телескопами в обсерватории Хейла. Но именно 100-дюймовый телескоп на горе Вильсон, строительство которого началось еще до того, как был завершен 60-дюймовый телескоп, позволил Хабблу сделать свои открытия о расширяющейся Вселенной.
Эдвин Хаббл использовал 100-дюймовый телескоп для изучения класса объектов, известных как «туманности». В начале двадцатого века туманность была классификацией любого количества диффузных объектов, включая межзвездные облака пыли и газа, которые, как мы теперь знаем, действуют как звездные ясли, звездные скопления и галактики за пределами Млечного Пути.
На рис. 1 представлена фотография Хаббла, изучающего стеклянную фотопластинку, а также изображение ближайшей туманности Андромеды, показанное на фотопластинке, сделанной Хабблом. Стеклянные фотопластинки использовались в качестве детекторов, когда заработал 100-дюймовый телескоп Маунт-Вилсон. Черная нечеткая масса в центре стеклянной пластины — это то, что Хаббл идентифицировал как туманность. Эти объекты были каталогизированы астрономами в течение пары сотен лет. Вопрос заключался в том, вращались ли эти объекты-туманности вокруг областей газа и пыли, собираясь под действием гравитации, чтобы сформировать новые звезды в Млечном Пути? Или, возможно, это были галактики, подобные Млечному Пути, но на гораздо больших расстояниях? В рамке в правом верхнем углу фотопластинки на рис. 1, представляющей собой негатив, вы можете увидеть, где Хаббл отметил «VAR!» «VAR» означает «переменная», а новая переменная, которую обнаружил Хаббл, относится к классу звезд, называемых цефеидами: звезда, светимость и период пульсации которой позволяют астрономам измерять расстояния до внегалактических объектов.
| Рис. 1. Слева: астроном Эдвин Хаббл изучает пластину, c. 1952 Справа: цефеида в Андромеде, обнаруженная телескопом Хаббла |
Используя цефеиды, Хаббл смог показать, что Андромеда находится далеко за пределами нашей собственной галактики — теперь мы знаем, что она находится на расстоянии около двух миллионов световых лет от нас. Хаббл продолжал делать эти измерения для многих различных галактик, и, как показано на рис. 2, он смог показать, что, когда он нанес скорость (км/с; на графике Хаббла ошибочно обозначен как «км») галактики на одном оси и расстоянием (миллионы парсеков или мегапарсеков, где 1 парсек = 3,26 светового года), с другой, существовала корреляция между скоростью движения галактики и измеренными им расстояниями. То есть чем дальше галактика, тем быстрее она удаляется от нас.
Это были два захватывающих открытия: 1) за этим последовало то, что теперь мы знаем, что в нашей наблюдаемой Вселенной существует около ста миллиардов таких галактик в дополнение к нашей собственной, и что в галактиках, таких как наш Млечный Путь, насчитывается около сотни миллиард звезд; и 2) что Вселенная расширяется и что галактики участвуют в этом общем расширении Вселенной.
| Рис. 2. Диаграмма Хаббла (1929 г.) |
Мы думаем, что Хаббл на самом деле не верил, что Вселенная расширяется, несмотря на предоставленные им эмпирические данные. Это была интеграция общей теории относительности Эйнштейна, которая описывала, основываясь на результатах наблюдений Хаббла о линейной зависимости между скоростью и расстоянием, что Вселенная должна была иметь начало. Если Вселенная расширяется сейчас, должно быть, было время, когда она была сжатой, горячей и плотной. Теория Эйнштейна и наблюдения Хаббла привели к нашей картине Вселенной, возникшей в результате Большого взрыва: невероятно горячего и плотного взрыва около 14 миллиардов лет назад. Эта экстраполяция наблюдений Хаббла с тех пор была подтверждена более точными измерениями переменных цефеид, недавно проведенными с помощью космического телескопа Хаббл и его родственного спутника, космического телескопа Спитцер (который работает в среднем инфракрасном, очень длинных волнах), которые нанесли на карту шкала расстояний Вселенной, основанная на множестве галактик.
Кроме того, с помощью космического телескопа Хаббла мы оценили возраст Вселенной примерно в 13,7 миллиарда лет, что подтверждается многочисленными независимыми открытиями.
Второе открытие, о котором я хочу рассказать, это существование темной материи во Вселенной. Эта история начинается с наблюдений Фрица Цвикки в Калифорнийском технологическом институте в 1930-х годах и наблюдений астронома Карнеги Горация Бэбкока, который в 1939 году сделал первые измерения скорости звезд в галактике Андромеды (той же галактике, в которой Хаббл обнаружил цефеиды). . Цвикки обнаружил, что скорости галактик в ближайшем скоплении Кома были настолько высоки, что галактики не могли быть связаны со скоплением; они должны были давно сбежать. Бэбкок узнал, что скорость звезд и газа в галактике Андромеды увеличивается, а затем остается постоянной по мере удаления от центра галактики к внешним областям. Ожидалось, что так же, как мы наблюдаем, что орбитальные скорости планет в нашей Солнечной системе уменьшаются пропорционально расстоянию от Солнца, скорости звезд и газов в галактиках должны падать во внешних областях.
В течение десятилетий эти данные в значительной степени игнорировались, потому что они были неожиданными и просто не могли быть объяснены. Затем в 1970-х годов Вера Рубин из отдела земного магнетизма Карнеги в Вашингтоне, округ Колумбия, сделала свои собственные наблюдения. И снова скорости внешних звезд и газов в каждой галактике, которые Рубин и ее сотрудник Кент Форд измерили, либо увеличились, либо остались неизменными. Другие астрономы измеряли скорости водородных облаков внутри галактик. Ни одна из этих скоростей не уменьшалась с расстоянием так, как в Солнечной системе.
Открытия Рубина показали, что во внешних областях этих галактик имеется дополнительная материя, чье гравитационное влияние связывает эти высокоскоростные звезды со структурой. Без дополнительной материи просто не хватило бы массы, чтобы помешать звездам, движущимся с такими огромными скоростями, покинуть галактику. Были альтернативные объяснения, но количество свидетельств того, что впоследствии стало известно как темная материя, продолжало расти.
Измерения скоростей других галактик в скоплениях подтвердили измерения Фрица Цвикки в скоплении Кома. Кроме того, благодаря новым достижениям в рентгеновской астрономии астрономы смогли обнаружить газ с температурой до 100 миллионов градусов по Цельсию, находящийся в этих скоплениях галактик. Но без дополнительной массы, связывающей этот газ с скоплением, при таких температурах он должен был бы испариться. Наконец, общая теория относительности Эйнштейна предсказывала, что пространство будет искривляться вблизи массивного объекта, а свет будет искривляться вокруг него. Это явление, известное как гравитационное линзирование, раскрывает нам силу гравитационного влияния объекта, изменяющего ход света. Но дуги, которые мы наблюдаем, предполагают, что на свет действует гораздо большая масса, чем это объясняется только светящимся веществом в галактиках.
В конечном счете, только около 4 процентов от общего состава массы и энергии во Вселенной составляет обычная видимая материя. Подавляющее большинство материи во Вселенной темное.
Мы не можем его видеть, и он не излучает видимый свет или какое-либо электромагнитное излучение. Так что же это за темная материя? Могли ли это быть камни, планеты, остатки старых звезд, которые больше не светят? Может быть, это газ, массивные компактные объекты, космическая пыль или черные дыры? В 1980-х годах многие группы приступили к поискам темной материи в уже понятных нам формах, и все потерпели неудачу. Единственным оставшимся вариантом была неоткрытая частица, образовавшаяся вскоре после Большого взрыва.
Лучшая на данный момент гипотеза состоит в том, что темная материя — это реликт ранней Вселенной, который взаимодействует с обычной материей только посредством гравитации. То есть темная материя не взаимодействует через электромагнитные или другие известные силы. В настоящее время исследователи ищут темную материю в подземных лабораториях, защищенных свинцом от других источников шума, используя детекторы, сделанные из таких элементов, как германий и кремний, чтобы найти этот очень слабый сигнал от того, что может быть этими слабо взаимодействующими массивными частицами.
Гамма-спутник Ферми, а также Большой адронный коллайдер — ускоритель частиц между Францией и Швейцарией, который разгоняет частицы до очень высоких скоростей и разбивает их — также ищут доказательства кандидатов на темную материю. Физики и астрономы надеются, что эти неуловимые частицы будут обнаружены в следующем десятилетии — за это открытие ждет Нобелевская премия.
Третье открытие, которое я хотел бы обсудить, — это ускорение расширения Вселенной, открытие, сделанное в 1998 и 1999 годах двумя независимыми группами, изучающими сверхновые типа Ia. Считается, что сверхновые типа Ia возникают в двойной звездной системе, в которой одна из звезд является белым карликом (звезда, завершившая свой нормальный жизненный цикл и прекратившая ядерный синтез). Если белый карлик аккрецирует достаточную массу от своей звезды-компаньона и превышает определенную массу, этот белый карлик взорвется настолько ярко, что вы сможете увидеть его на большей части наблюдаемой Вселенной. Другая возможность состоит в том, что взрыв происходит при слиянии двух белых карликов.
Каким бы ни был механизм, сами сверхновые могут быть такими же яркими, как целая галактика. Используя эти сверхновые, мы обнаружили, что по мере того, как мы оглядываемся назад во времени (дальше в пространстве), скорость расширения со временем увеличивается — расширение Вселенной ускоряется.
Причина такого ускорения в настоящее время не совсем ясна. Мы не знаем природу темной энергии, вызывающей ускорение расширения, но она составляет большую часть состава Вселенной. Чтобы дать вам некоторое представление о том, что мы думаем, что знаем о темной энергии, отметим, что плотность темной энергии ничтожно мала — примерно 10 -30 грамм на кубический сантиметр (для относительного сравнения плотность воды составляет около 1 грамма на кубический сантиметр). ). Похоже, что в космическом вакууме есть энергия, и хотя плотность очень мала, сам объем пространства устанавливает господство энергии в нашей Вселенной. Хотя к настоящему времени астрономы измерили эффекты темной энергии и темной материи несколькими независимыми способами, мы еще не понимаем фундаментальную природу того, что заставляет вселенную растягиваться; и мы не знаем в настоящее время, что составляет 95 процентов Вселенной.
В заключение я хочу быстро сказать несколько слов о том, что нас ждет на горизонте, потому что это очень волнующее время в астрономии. Преемник космического телескопа Хаббла, космический телескоп Джеймса Уэбба с зеркалом диаметром 6,5 метра (250 дюймов) должен быть запущен в 2018 году. В отличие от Хаббла, который вращается вокруг Земли примерно в 350 милях над нашими головами ( для сравнения, расстояние от Земли до Луны составляет около 250 000 миль), космический телескоп Джеймса Уэбба будет располагаться примерно в миллионе миль от Земли и позволит нам изучать некоторые из самых ранних моментов во Вселенной, включая так называемые Темные века. примерно через 400 000 лет после Большого взрыва, о котором мы практически ничего не знаем.
Вернувшись на землю, я имел удовольствие возглавить международный консорциум, занимающийся проектированием Гигантского Магелланова Телескопа (GMT), который сейчас находится на стадии строительства. GMT является совместным проектом Института Карнеги, Смитсоновского института, Гарвардского университета, университетов Аризоны, Чикаго, Техаса в Остине и Техасского университета A&M, а также Австралии и Южной Кореи.
GMT — это 25-метровый (1000-дюймовый) телескоп, который будет использовать семь зеркал, каждое диаметром более 27 футов, для захвата изображений, в десять раз превышающих разрешение космического телескопа Хаббла. Эти зеркала изготавливаются под футбольным стадионом Аризонского университета — не то, для чего футбольный стадион был разработан, но это действительно хорошее использование пустого пространства на объекте! Мы отправим эти зеркала и соберем этот телескоп в обсерватории Карнеги Лас Кампанас в Андах в Чили, где находятся наши нынешние 6,5-метровые телескопы Magellan. Мы надеемся начать сбор данных по Гринвичу в 2021 г.
Итак, наша Вселенная оказалась довольно необычной. Оно более странное, чем мы думаем, оно огромно, оно расширяется, и это расширение ускоряется, оно наполнено экзотическими объектами и новыми видами материи и энергии. И я рискну предположить, что вряд ли это произойдет из-за того, что мы удивимся.
Мартин Рис
Мартин Рис — член Тринити-колледжа и заслуженный профессор космологии и астрофизики Кембриджского университета.
Он имеет титул Королевского астронома и является приглашенным профессором Имперского колледжа Лондона и Лестерского университета. В 1919 году он был избран иностранным почетным членом Американской академии искусств и наук.75.
Книга Чарльза Дарвина «О происхождении видов » завершается такими знаменитыми словами: «В то время как эта планета продолжала вращаться в соответствии с фиксированным законом тяготения, из такого простого начала возникло бесконечное множество прекраснейших и изумительнейших форм, и развиваются».
Но молодая Земля — дарвиновское «простое начало» — на самом деле уже была очень сложной в химическом и геологическом отношении. Астрономы стремятся исследовать дальше этого начала; чтобы поместить нашу Землю в ее обширный космический контекст и ответить на такие основные вопросы, как: как образовались такие планеты, как наша? Как возникли звезды? Откуда взялись атомы, из которых состоят планеты и звезды? За последние несколько десятилетий произошло крещендо прогресса и открытий, в первую очередь благодаря совершенствованию приборов: более мощных телескопов, компьютеров и космических технологий.
Беспилотные зонды к другим планетам передали изображения разнообразных и своеобразных миров: Венера, ставшая жаркой и непригодной для жизни из-за парникового эффекта, отравившего ее атмосферу; и Марс с его сложной геологией, который сейчас исследует марсоход Curiosity. Дальше у нас есть захватывающие крупные планы спутников Юпитера: ледяной Европы и сернистой Ио. Европейский зонд «Гюйгенс» приземлился на гигантском спутнике Сатурна Титане, обнаружив текущие реки жидкого этана при температуре -170 градусов по Цельсию.
Астрономы стремятся не только понять Солнечную систему, в которой мы живем, но и проследить нашу историю дальше — понять, как формируются звезды и планеты и откуда взялись составляющие их атомы. Мы добились огромного прогресса в описании процесса возникновения космоса, который мы можем проследить до таинственного, горячего и плотного начала 13,8 миллиардов лет назад.
Но давайте начнем наше космическое исследование ближе к дому. И это приводит к одному из великих неизвестных, который, несомненно, очаровал бы Дарвина: какие существа уже могут быть там, в космосе?
Перспективы жизни в нашей Солнечной системе выглядят мрачно — даже на Марсе или подо льдом спутника Сатурна Энцелада.
Но перспективы станут ярче, если мы расширим наши горизонты до других звезд — далеко за пределы досягаемости любого зонда, который мы можем себе представить. Действительно, актуальной темой в астрономии является осознание того, что многие другие звезды — возможно, даже большинство из них — вращаются вокруг свит планет, как и Солнце.
Эти планеты не обнаруживаются напрямую, а выводятся путем точного измерения их родительской звезды. Одна техника очень проста. С нашей точки зрения, звезда слегка тускнеет, когда перед ней «проходит» планета. Земноподобная планета, проходящая транзитом через солнцеподобную звезду, вызывает частичное затемнение, повторяющееся один раз за орбиту, на одну десятитысячную часть.
Космический корабль НАСА «Кеплер» провел три года, контролируя яркость более ста пятидесяти тысяч звезд, по крайней мере дважды в час, с такой точностью. Он определил орбиты более двух тысяч планет и позволил нам сделать вывод об их размерах по глубине падения во время прохождения.
Нас особенно интересуют возможные «близнецы» нашей Земли: планеты такого же размера, как наша, на орбитах с такой температурой, что вода не кипит и не остается замерзшей. Лучшим таким кандидатом на данный момент является одна из пяти планет, вращающихся вокруг звезды, масса которой составляет половину массы Солнца (и намного слабее). Самая дальняя планета имеет радиус в 1,2 раза больше земного и вращается на таком расстоянии от родительской звезды, что жидкая вода может просто существовать. Возможно, из данных Кеплера еще предстоит найти лучших кандидатов. Более того, Кеплер рассмотрел только тысячную часть площади неба; поэтому мы ожидаем, что после сканирования всего этого мы найдем планету-кандидата, которая в десять раз ближе и в сто раз менее тусклая, чем эта.
Настоящая цель, конечно же, состоит в том, чтобы непосредственно увидеть планеты, похожие на Землю, а не только их тени. Но это тяжело. Чтобы понять, насколько это сложно, предположим, что инопланетный астроном в мощный телескоп наблюдает за Землей с расстояния в тридцать световых лет — расстояние до ближайшей звезды.
Наша планета кажется, по выражению Карла Сагана, «бледно-голубой точкой», очень близкой к звезде (нашему Солнцу), которая затмевает ее: как светлячок рядом с прожектором. Но если бы инопланетяне смогли обнаружить эту точку, они могли бы многое сделать. Оттенок синего будет немного отличаться в зависимости от того, обращен ли к ним Тихий океан или евразийский массив суши (конечно, также в зависимости от глобальной модели облачного покрова). Таким образом, инопланетные астрономы могли определить продолжительность нашего «дня», продолжительность наших сезонов, общую топографию и климат. Анализируя слабый свет, они могли сделать вывод, что на Земле есть биосфера. В 2020-х годах такие телескопы, как Гигантский Магелланов Телескоп и его европейский аналог Чрезвычайно Большой Телескоп (с зеркалом 39метров в поперечнике) будут делать такие выводы о планетах размером с нашу Землю, которые вращаются вокруг других звезд, подобных Солнцу.
Может ли быть жизнь на этих планетах? Здесь мы все еще находимся в области предположений.
Даже если простая жизнь является обычным явлением, это отдельный вопрос, может ли она развиться во что-то, что мы можем признать разумным или сложным, — проходит ли писание Дарвина через более широкий космос. Возможно, космос кишит жизнью; с другой стороны, наша Земля может быть уникальной среди миллиардов планет, которые наверняка существуют.
Что удивило людей в этих планетарных системах, так это их большое разнообразие: планеты с массой Юпитера очень близко к своим звездам; планеты на чрезвычайно эксцентричных орбитах; и планеты, вращающиеся вокруг двойных звездных систем, взаимосвязь, которая создает два «солнца» на небе планеты. Но существование этих планет неудивительно, учитывая то, что мы узнали о том, как звезды формируются в результате сжатия облаков пылевого газа. Если у протозвездного облака есть какой-либо угловой момент, оно будет вращаться быстрее по мере того, как сжимается, и образует пыльный диск вокруг протозвезды, в котором газ конденсируется, а пыль слипается в камни и планеты.
Мы считаем, что это общий процесс для всех протозвезд.
Воспоминание о Ньютоне, который классно объяснил, почему планеты движутся по эллипсам, но не понял, почему они вращаются примерно в одной плоскости: эклиптике. Ньютон считал, что это провидение, но теперь мы понимаем это как естественный результат формирования из пыльного протозвездного диска. Мы отодвинули причинно-следственную цепь дальше, чем это смог сделать Ньютон. На самом деле, как обрисовала Венди Фридман, мы отодвинули его обратно к горячему, плотному началу космоса. Мы можем проследить космическую историю до одной секунды после Большого взрыва, когда температура составляла 1 МэВ, а гелий и дейтерий образовались в результате ядерного синтеза. Действительно, мы, вероятно, можем с уверенностью вернуться к наносекунде после Большого взрыва, когда каждая частица имела около 50 ГэВ энергии — столько, сколько можно получить на ускорителе Большого адронного коллайдера в Женеве.
Наш сложный космос сегодня демонстрирует огромный диапазон температур и плотностей — от ослепительно горячих звезд до темного ночного неба.
Люди иногда беспокоятся о том, как эта запутанная сложность возникла из аморфного огненного шара. Может показаться, что это нарушает священный физический принцип — второй закон термодинамики, — который описывает неумолимую тенденцию паттернов и структур к распаду или рассеиванию. Ответ на этот кажущийся парадокс лежит в силе гравитации. Гравитационные структуры имеют отрицательную удельную теплоемкость. Когда они теряют энергию, они становятся горячее. Если бы ядерные реакции, которые генерируют его энергию, были отключены, Солнце постепенно сжалось бы, но при этом его центр стал бы более горячим: потребовалось бы более высокое давление, чтобы уравновесить гравитацию по мере того, как Солнце сжималось.
В расширяющейся Вселенной гравитация усиливается, а плотность контрастирует. Любой участок Вселенной, который вначале немного более плотный, чем в среднем, будет замедляться сильнее, потому что ощущает дополнительную гравитацию; его расширение отстает все дальше и дальше, пока в конце концов оно не перестает расширяться и обособляется.
Компьютерное моделирование части «виртуальной вселенной» ясно показывает развертывание и развитие зарождающихся структур. В образовавшихся скоплениях галактического масштаба гравитация еще больше усиливает контрасты: газ втягивается внутрь и сжимается в звезды. Симуляции такого рода, показанные в виде фильмов, изображают, как галактики возникали в шестнадцать раз быстрее, чем это произошло на самом деле! Каждая галактика — это арена, на которой могут появиться звезды, планеты и, возможно, жизнь.
И есть один важный момент: исходные неровности, подаваемые в компьютерные модели, не произвольны; они выводятся из наблюдаемых флуктуаций температуры космического микроволнового фона. Амплитуда составляет всего одну стотысячную часть, но при расчете вперед флуктуации усиливаются под действием силы тяжести в бросающихся в глаза структурах — галактиках, скоплениях галактик — в нынешней Вселенной. Это подтверждает утверждение о том, что структура возникает в результате скопления преобладающей гравитации темной материи во время космического расширения.
Как я уже сказал, мы можем проследить космическую историю до наносекунды после Большого Взрыва, когда вся видимая Вселенная была сжата до размеров нашей Солнечной системы. Но вопросы вроде «откуда взялись колебания?» и «почему ранняя Вселенная содержала реальную смесь протонов, фотонов и темной материи, которую мы наблюдаем?» вернуть нас в еще более молодую вселенную, где материя была еще более сжатой.
Физика того времени, конечно, все еще остается предположительной. Но поразительно смелая теория под названием «инфляция» предполагает, что флуктуации могли быть порождены микроскопическими квантовыми флуктуациями, которые растягиваются последующим расширением вплоть до масштабов галактик и даже дальше. Общая идея инфляции позволила успешно предсказать две особенности флуктуаций: то, что они являются гауссовыми, и что их амплитуда особым образом зависит от масштаба. Помимо флуктуаций плотности, которые эволюционируют в галактики, квантовые эффекты могут генерировать второй вид флуктуаций: гравитационные волны, которые генерируют поперечные движения без изменения плотности.
Недавние заявления об обнаружении последних, если они подтвердятся, обеспечат дополнительную поддержку «инфляции»; их сила является важным отличительным признаком различных моделей.
Теперь еще один основной вопрос: сколько всего места? Насколько велика физическая реальность? Мы можем видеть только конечный объем, конечное число галактик. По сути, это потому, что вокруг нас есть горизонт, оболочка, очерчивающая расстояние, которое свет мог пройти после Большого Взрыва. Но эта оболочка имеет не большее физическое значение, чем круг, очерчивающий ваш горизонт, если вы находитесь посреди океана. В видимой Вселенной нет заметного градиента, что предполагает, что, если она конечна и ограничена, она простирается в тысячи раз дальше. Но это только минимум. Если бы он растянулся достаточно далеко, то повторились бы все комбинаторные возможности. Далеко за горизонтом у всех нас могут быть аватары. Даже консервативные астрономы уверены, что объем пространства-времени в пределах досягаемости наших телескопов — то, что астрономы традиционно называют «вселенной», — это лишь крошечная часть последствий нашего Большого взрыва.
Но это еще не все. Правдоподобные модели физики с энергией 1016 ГэВ ведут к так называемой вечной инфляции. «Наш» Большой Взрыв может быть всего лишь одним островком пространства-времени в огромном космическом архипелаге. Это спекулятивная физика — сегодня она вызывает недоумение, точно так же, как форма Солнечной системы представлялась Ньютону и «Большой взрыв» пятьдесят лет назад. Но это физика, а не метафизика; мы можем надеяться отодвинуть цепочку казуальных игр еще дальше.
Таким образом, перед физиками двадцать первого века стоит задача ответить на два фундаментальных вопроса. Во-первых, много ли больших взрывов, а не один? Во-вторых, если их много, все они подчиняются одной и той же физике или нет? Многие теоретики струн так не думают. Они думают, что может быть огромное количество различных вакуумных состояний — арен для разной микрофизики. Если они верны, то, что мы называем «законами природы», может быть в этой более широкой перспективе местными законами, управляющими нашим космическим участком.
Многие пятна могли быть мертворожденными или бесплодными: действующие в них законы могли не допускать никаких сложностей. Поэтому мы не ожидали бы оказаться в типичной вселенной; скорее, мы были бы типичным членом подмножества, в котором мог бы развиваться наблюдатель. Иногда это называют антропным отбором.
Такие предположения побуждают нас исследовать, какой диапазон параметров позволит возникнуть сложности. Те, у кого аллергия на мультивселенную, могут рассматривать это просто как упражнение в контрфактической истории (вместо того, как историки размышляют о том, что могло бы случиться с Америкой, если бы британцы сражались более умело в 1776 году, а биологи предполагают, как могла бы развиваться наша биосфера, если бы динозавры не был уничтожен).
Антропные аргументы не имеют значения, если константы уникальны. В противном случае, это лучшее объяснение, которое у нас когда-либо будет. Это напоминает планетарную науку четыреста лет назад, еще до Ньютона. В то время Кеплер думал, что Земля уникальна, ее орбита связана с другими планетами красивыми математическими соотношениями.
Теперь мы понимаем, что даже в нашей собственной галактике есть миллиарды звезд, каждая из которых имеет планетную систему. Орбита Земли особенная лишь постольку, поскольку она находится в диапазоне радиусов и эксцентриситетов, совместимых с жизнью. Возможно, нам предстоит аналогичный концептуальный сдвиг в гораздо большем масштабе. Наш Большой Взрыв может быть не более уникальным, чем планетарные системы. Его параметры могут быть «экологическими авариями», как детали орбиты Земли. Надежда на четкие объяснения в космологии может быть столь же тщетной, как нумерологические поиски Кеплера.
Упоминание мультивселенной часто вызывает реакцию, что ненаблюдаемые области не являются частью науки. Я хочу оспорить это с помощью терапии отвращения, психологического процесса повышенного воздействия, при котором вы, например, сначала видите паука издалека, но в конечном итоге чувствуете себя непринужденно, даже когда по вам ползают тарантулы. Я упомянул, что за нашим горизонтом есть галактики: в замедляющейся Вселенной их существование не вызывает беспокойства, поскольку по мере замедления расширения Вселенной их в конце концов можно будет наблюдать.
Однако, как объяснила Венди Фридман, теперь мы понимаем, что эти галактики удаляются от нас с ускорением, а это означает, что они в принципе никогда не будут наблюдаемы. Но делает ли это их менее «настоящими»? Это последствия «нашего» Большого Взрыва. Но поскольку они никогда не будут наблюдаемы, почему их реальность более приемлема, чем реальность галактик после других больших взрывов (если есть другие большие взрывы, о которых мы, конечно, не знаем)? Мы будем серьезно относиться к другим большим взрывам только в том случае, если они являются предсказанием единой теории, которая завоевывает доверие, будучи «боевой проверкой» другими способами.
Если мультивселенная существует, это продвинет наше коперниканское понижение еще на один уровень: наш Большой Взрыв может быть одним из миллиардов. Некоторых физиков может разочаровать, если некоторые из ключевых чисел, которые они пытаются объяснить, окажутся простыми случайностями окружающей среды. Но взамен мы осознали бы, что пространство и время имеют богатую текстуру, но в таком масштабе, что астрономы не осознают этого напрямую — не больше, чем планктон, чья «вселенная» была ложкой воды, осознал бы мировую структуру.
топография и биосфера.
Основополагающая природа пространства и времени, а также объединение космоса и квантов, несомненно, входят в число великих «открытых границ» науки. Но называть это поиском «теории всего» — высокомерно и ошибочно. Это не имеет значения для 99 процентов ученых. Проблемы в биологии, в науках об окружающей среде и о человеке остаются нерешенными, потому что трудно объяснить сложность дарвиновских «прекраснейших форм», а не потому, что мы недостаточно хорошо понимаем субатомную физику.
Теперь вернемся к Земле. Я прожил свою жизнь среди астрономов и могу уверить вас, что их знание бескрайних просторов пространства и времени не делает их более безмятежными в повседневной жизни. Но есть одна особая перспектива, которую могут предложить астрономы: осознание огромного будущего. Огромные временные промежутки эволюционного прошлого теперь являются частью общей культуры. Но большинство людей все еще почему-то думают, что люди являются кульминацией эволюционного древа.
Это вряд ли кажется астрономам правдоподобным.
Наше Солнце образовалось 4,5 миллиарда лет назад, и у него есть еще 6 миллиардов лет, прежде чем закончится его топливо. Затем он вспыхнет, охватив внутренние планеты. Расширяющаяся Вселенная будет продолжаться — возможно, вечно — ей суждено становиться все холоднее и пустее. Любые существа, которые станут свидетелями гибели Солнца через 6 миллиардов лет, не будут людьми — они будут отличаться от нас так же, как мы от жука. Постчеловеческая эволюция — здесь, на Земле и далеко за ее пределами — может быть такой же продолжительной, как дарвиновская эволюция, которая привела к нам, и может быть еще более чудесной. И, конечно же, эволюция сейчас идет еще быстрее: машины могут взять верх.
Однако, даже в этой согласованной временной шкале, простирающейся на миллиарды лет как в будущее, так и в прошлое, этот век может стать решающим моментом, к добру или к злу. Это первое столетие, когда сложные существа — люди с технологическими возможностями — нанесли на карту космос и начали понимать, как они возникли.