Сколько звезд во вселенной википедия: СКОЛЬКО ЗВЕЗД ВО ВСЕЛЕННОЙ? | Наука и жизнь

Вселенная. Строение Вселенной | МЕРКАТОР

Вселенная — это весь материальный мир, разнообразный по формам, которые приобретает материя и энергия.

Вселенная состоит из пустот (войдов) и галактических нитей, которые можно разбить на сверхскопления, скопления, группы галактик, а затем и на галактики. Галактики состоят из звезд, звездных скоплений, межзвездного газа, пыли и темной материи. Звезды или группы звезд образуют звездные системы. В их состав могут входить незвездные объекты (планеты, спутники, астероиды, метеороиды, кометы и космическая пыль), которые образуют планетные системы.

Вселенная в пределах 500 млн световых лет, показывает ближайшие галактические стены и сверхскопления (Авторы: Richard Powell, Antropia; Источник: Wikipedia)

Войды (от англ. void — пустота) — участки космического пространства, в которых концентрация галактик в десятки раз меньше средней. Они окаймлены скоплениями и сверхскоплениями галактик.  Размеры войдов составляют около 10-30 мегапарсек. Большие войды (англ. supervoids) могут достигать в размерах 150 мегапарсек и вероятно охватывают около 50% объема Вселенной.

Галактические нити (англ. galaxy filament) — крупнейшие из известных космических структур Вселенной в форме нитей из галактик со средней длиной 50-80 мегапарсек (163-260 миллионов световых лет), лежащие между большими пустотами (войдами). Нити могут формировать «большие стены» — относительно плоские структуры скоплений и сверхскоплений.

Сверхскопления галактик (англ. supercluster) — физически связанные сплющенные группировки скоплений галактик и групп галактик. Группы и скопления галактик образуют вытянутые волокна (цепочки). Протяженность цепочек 10-100 мегапарсек, толщина около 1 мегапарсек. Богатые скопления (то есть такие, которые состоят из большого количества членов) расположены на концах цепочек или в местах их разветвления. Сверхскопление содержит сеть волокон (или одно волокно) и одно или несколько богатых скоплений.  Соседние сверхскопления соединены цепочками. Между цепочками сверхскоплений расположены войды.

Скопления галактик (англ. galaxy cluster) — гравитационно связанные системы галактик, размеры которых могут достигать 10⁸ световых лет. Массы скоплений варьируются от 10¹³ до 10¹⁵ масс Солнца. Выделяют три вида скоплений: регулярные, иррегулярные, промежуточные. Регулярные (или правильные) скопления имеют округлую форму в проекции на небесную сферу, их характеризует значительный рост концентрации к центру. Иррегулярные (или неправильные) скопления характеризуются неправильными внешними контурами и уменьшением концентрации к центру.

Группы галактик (англ. galaxy group) — пространственно отделены и гравитационно связанные объединения галактик, которые насчитывают до ста членов. Объединения с количеством членов более ста обычно называют скоплениями галактик, хотя четко определенной границы между ними нет.

Галактика (англ. galaxy) — гравитационно связанная система из звезд, звездных скоплений, межзвездного газа, пыли и темной материи. Галактики (за исключением нашей) — чрезвычайно далекие астрономические объекты. В видимой части Вселенной есть около двух триллионов галактик. В пространстве они распределены неравномерно. Галактики отличаются большим разнообразием. Среди них можно выделить: шаровидные эллиптические галактики, дисковые спиральные галактики, галактики с перемычкой (баром), карликовые, неправильные и т.д. Масса галактик варьируется от 10⁷ до 10¹² масс Солнца. Диаметр галактик — от 5 до 250 килопарсек (16-800 тысяч световых лет). Самая большая известная галактика IC 1101 имеет диаметр более 600 килопарсек.

Спиральная галактика NGC 4414 (Автор: The Hubble Heritage Team; Источник: Wikipedia)

Звезда (англ. star) — огромное раскаленное, самосветящееся небесное тело, в недрах которого эффективно происходят (или происходили) термоядерные реакции. Форма звезд близка к сферической.  Есть как одиночные, так и кратные звезды (двойные, тройные и т.д.). В зависимости от температуры поверхности звезды бывают голубыми, белыми, желтыми и красными. Массы звезд изменяются от 0,05 до 80 масс Солнца.

Звездное скопление (англ. star clusters) — гравитационно связанная группа звёзд, которая имеет общее происхождение и подвижная в гравитационном поле галактики как единое целое.

Звездная система (англ. star system) — это система, состоящая из звезды или группы звезд, и, возможно, планетных систем из меньших тел, объединенных гравитацией.

Планетная система (англ. planetary system) — незвездные объекты, вращающиеся вокруг материнской звезды. Это могут быть планеты, спутники, астероиды, метеороиды, кометы и космическая пыль.

Планета (англ. planet) — это небесное тело, вращающееся по орбите вокруг звезды или ее остатков, достаточно массивное, чтобы стать округлым под действием собственной гравитации, но недостаточно массивное для начала термоядерной реакции, и которое сумело очистить окрестности своей орбиты.

Спутник (англ. satellite) — небесное тело, вращающееся по определенной траектории (орбите) вокруг другого объекта в космическом пространстве под действием гравитации.

Астероид (англ. asteroid) — твердое небесное тело диаметром от 1 до 1000 км, которое движется по орбите в звездной системе.

Метеороид (англ. meteoroid) — небольшое твердое небесное тело, движущееся в межпланетном пространстве.

Комета (англ. comet) — небольшое тело звездных систем, которое вращается вокруг звезды и имеет так называемую кому (атмосферу) и/или хвост. Кома и хвост кометы — это последствия испарения поверхности ядра кометы под действием солнечного излучения. Ядро состоит из льда и мелких пористых каменистых частиц. Ядра имеют диаметры от нескольких сотен метров до десятков километров.

Космическая пыль (англ. cosmic dust) — частицы в космосе размером от нескольких молекул до 0,1 мм.

Межзвездный газ (англ. interstellar gas) — газ, заполняющий пространство между звездами. Он прозрачен в видимом свете. Средняя концентрация атомов межзвездного газа составляет менее 1 атома в 1 см³.

Темная материя (англ. dark matter) — один из компонентов Вселенной, существование которого обнаружено недавно только по гравитационным воздействиям на видимую материю и на фоновое излучение, поскольку она не излучает и не рассеивает электромагнитное излучение, а также не участвует в сильном (ядерном) взаимодействии.

Источники:

• Structure of the Universe – https://www.universetoday.com/37360/structure-of-the-universe/
• Галактика — https://uk.wikipedia.org/wiki/%D0%93%D0%B0%D0%BB%D0%B0%D0%BA%D1%82%D0%B8%D0%BA%D0%B
• Войд — https://uk.wikipedia.org/wiki/%D0%92%D0%BE%D0%B9%D0%B4
• Всесвіт — https://uk.wikipedia.org/wiki/%D0%92%D1%81%D0%B5%D1%81%D0%B2%D1%96%D1%82
• Галактична нитка — https://uk.wikipedia.org/wiki/%D0%93%D0%B0%D0%BB%D0%B0%D0%BA%D1%82%D0%B8%D1%87%D0%BD%D0%B0_%D0%BD%D0%B8%D1%82%D0%BA%D0%B0
• Надскупчення галактик — https://uk. wikipedia.org/wiki/%D0%9D%D0%B0%D0%B4%D1%81%D0%BA%D1%83%D0%BF%D1%87%D0%B5%D0%BD%D0%BD%D1%8F_%D0%B3%D0%B0%D0%BB%D0%B0%D0%BA%D1%82%D0%B8%D0%BA
• Скупчення галактик — https://uk.wikipedia.org/wiki/%D0%A1%D0%BA%D1%83%D0%BF%D1%87%D0%B5%D0%BD%D0%BD%D1%8F_%D0%B3%D0%B0%D0%BB%D0%B0%D0%BA%D1%82%D0%B8%D0%BA
• Група галактик — https://uk.wikipedia.org/wiki/%D0%93%D1%80%D1%83%D0%BF%D0%B0_%D0%B3%D0%B0%D0%BB%D0%B0%D0%BA%D1%82%D0%B8%D0%BA
• Темна матерія — https://uk.wikipedia.org/wiki/%D0%A2%D0%B5%D0%BC%D0%BD%D0%B0_%D0%BC%D0%B0%D1%82%D0%B5%D1%80%D1%96%D1%8F
• Зоря — https://uk.wikipedia.org/wiki/%D0%97%D0%BE%D1%80%D1%8F
• Зоряне скупчення — https://uk.wikipedia.org/wiki/%D0%97%D0%BE%D1%80%D1%8F%D0%BD%D0%B5_%D1%81%D0%BA%D1%83%D0%BF%D1%87%D0%B5%D0%BD%D0%BD%D1%8F
• Зоряна система — https://uk.wikipedia.org/wiki/%D0%97%D0%BE%D1%80%D1%8F%D0%BD%D0%B0_%D1%81%D0%B8%D1%81%D1%82%D0%B5%D0%BC%D0%B0
• Планетна система — https://uk.wikipedia.org/wiki/%D0%9F%D0%BB%D0%B0%D0%BD%D0%B5%D1%82%D0%BD%D0%B0_%D1%81%D0%B8%D1%81%D1%82%D0%B5%D0%BC%D0%B0
• Планета — https://uk. wikipedia.org/wiki/%D0%9F%D0%BB%D0%B0%D0%BD%D0%B5%D1%82%D0%B0
• Супутник — https://uk.wikipedia.org/wiki/%D0%A1%D1%83%D0%BF%D1%83%D1%82%D0%BD%D0%B8%D0%BA
• Астероїд — https://uk.wikipedia.org/wiki/%D0%90%D1%81%D1%82%D0%B5%D1%80%D0%BE%D1%97%D0%B4
• Метеороїд — https://uk.wikipedia.org/wiki/%D0%9C%D0%B5%D1%82%D0%B5%D0%BE%D1%80%D0%BE%D1%97%D0%B4
• Комета — https://uk.wikipedia.org/wiki/%D0%9A%D0%BE%D0%BC%D0%B5%D1%82%D0%B0
• Космічний пил — https://uk.wikipedia.org/wiki/%D0%9A%D0%BE%D1%81%D0%BC%D1%96%D1%87%D0%BD%D0%B8%D0%B9_%D0%BF%D0%B8%D0%BB
• Міжзоряний газ — https://uk.wikipedia.org/wiki/%D0%9C%D1%96%D0%B6%D0%B7%D0%BE%D1%80%D1%8F%D0%BD%D0%B8%D0%B9_%D0%B3%D0%B0%D0%B7

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

Простая английская Википедия, бесплатная энциклопедия

Область звездообразования в Большом Магеллановом Облаке. Изображение NASA/ESA

Рассеянное звездное скопление Писмис 24 находится в туманности NGC 6357. В нем находятся одни из самых больших известных звезд. Масса Писмиса 24-1 почти в 300 раз превышает массу Солнца. Это кратная система не менее трех звезд.
Странные формы облаков являются результатом мощного излучения этих огромных горячих звезд.
На этом изображении объединены данные изображения с тремя различными фильтрами в видимом свете, полученные с 1,5-метрового датского телескопа в обсерватории ESO Ла Силья в Чили.

Крабовидная туманность, остатки сверхновой звезды, впервые замеченной около 1050 г. н.э.

Звезда представляет собой очень большой шар из ярко светящегося горячего вещества в космосе. Это вещество называется плазмой. Звезды удерживаются вместе гравитацией. Они излучают тепло и свет, потому что очень горячие.

Солнце — звезда в центре Солнечной системы.

Количество вещества в звезде (ее масса) настолько велико, что в ней начинается ядерная реакция. Реакция превращает водород в гелий и выделяет тепло.

Звезды, подобные Солнцу, горячие, потому что внутри них происходит ядерная реакция. Реакция называется ядерным синтезом. Ядерный синтез производит свет и тепло и создает более крупные химические элементы. На Солнце (но не во всех звездах) происходит образование гелия с ничтожными (очень небольшими) количествами более тяжелых элементов.

В звездах много водорода. Ядерный синтез превращает водород в гелий. Слияние дает много энергии. Энергия делает звезду очень горячей. Энергия, производимая звездами, движется (излучается) от них. Большая часть энергии уходит в виде света. Остальное уходит в виде других видов электромагнитного излучения.

Когда такая звезда, как Солнце, стареет, она увеличивается в размерах и становится красным гигантом. Это произойдет примерно через миллиард лет (10 ⁹ лет).

Ближайшая к Земле звезда — Солнце. Энергия Солнца поддерживает почти всю жизнь на Земле, обеспечивая свет для растений. Растения превращают свет в энергию в процессе, называемом фотосинтезом. ^[1] Энергия Солнца также вызывает погоду и влажность на Земле.

Мы можем видеть другие звезды в ночном небе, когда Солнце садится. Как и Солнце, они состоят в основном из водорода и небольшого количества гелия плюс другие элементы. Астрономы часто сравнивают эти другие звезды с Солнцем. Например, их масса дана в солнечных массах. Маленькая звезда может иметь массу 0,2 массы Солнца, большая — 4,0 массы Солнца.

Земля и другие планеты движутся вокруг ( орбита ) Солнца. Солнце и все, что вращается вокруг Солнца, называется Солнечной системой. Вокруг многих других звезд есть планеты: такие планеты называются экзопланетами. Если бы вы были на экзопланете, наше Солнце выглядело бы звездой в небе, но вы не могли бы видеть Землю, потому что она была бы слишком далеко.

Проксима Центавра — ближайшая к нашему Солнцу звезда. Это 39,9 триллиона километров. Это 4,2 световых года от нас. Это означает, что свет от Проксимы Центавра достигает Земли за 4,2 года.

Астрономы считают, что во Вселенной очень много звезд. Наблюдаемая Вселенная содержит более 2 триллионов (10 ¹² ) галактик ^[2] и, в целом, не менее 1×10 ²⁴ звезд ^{[3] [4]} (больше звезд, чем все песчинки на планете Земля). ^[5] То есть 1 000 000 000 000 000 000 000 000 звезд, что во много раз больше, чем несколько сотен миллиардов звезд в Млечном Пути (наша галактика).

Большинство звезд очень старые. Обычно считается, что им от 1 до 10 миллиардов лет. Возраст самых старых звезд составляет 13,7 миллиарда лет. Это так же старо, как Вселенная. Некоторым молодым звездам всего несколько миллионов лет. Молодые звезды в основном ярче старых.

Звезды разного размера. Самые маленькие звезды — это нейтронные звезды, которые на самом деле являются мертвыми звездами. Они не больше города. Нейтронная звезда имеет большое количество массы в очень маленьком пространстве.

Звезды-гипергиганты — самые большие звезды во Вселенной. Их диаметр более чем в 1500 раз больше, чем у Солнца. Если бы Солнце было звездой-гигантом, оно простиралось бы до Юпитера.

Звезда Бетельгейзе — красный сверхгигант. Хотя эти звезды очень большие, они также имеют низкую плотность.

Звезды бывают разных размеров. Размер звезды, вокруг которой вращается планета PSR B1257+12 B, составляет всего 20 километров, а размер VY Большого Пса — 2,8 миллиарда километров.

Некоторые звезды выглядят ярче других. Эта разница измеряется кажущейся величиной. Есть две причины, по которым звезды имеют разную видимую величину. Если звезда находится очень близко к нам, она будет казаться намного ярче. Это как свеча. Близкая к нам свеча кажется ярче. Другая причина, по которой звезда может казаться ярче, заключается в том, что она горячее, чем другая, более холодная звезда.

Звезды излучают свет, но также испускают солнечный ветер и нейтрино. Это очень мелкие частицы вещества.

Звезды состоят из массы, а масса создает гравитацию. Гравитация заставляет планеты вращаться вокруг звезд. Вот почему Земля вращается вокруг Солнца. Гравитация двух звезд может заставить их двигаться вокруг друг друга. Звезды, вращающиеся вокруг друг друга, называются двойными звездами. Ученые считают, что существует много двойных звезд. Есть даже группы из трех и более звезд, которые вращаются вокруг друг друга. Проксима Центавра — маленькая звезда, вращающаяся вокруг других звезд.

Звезды не распределены равномерно по всему пространству. Они сгруппированы в галактики. Галактика содержит сотни миллиардов звезд.

Люди уже давно видят закономерности в звездах. ^[6] Это созвездие льва Льва 1690 года в представлении Иоганна Гевелия. ^[7]

Звезды были важны для людей во всем мире на протяжении всей истории. Звезды были частью религиозных обрядов. Давным-давно люди верили, что звезды никогда не могут умереть.

Астрономы организовали звезды в группы, называемые созвездиями. Они использовали созвездия, чтобы увидеть движение планет и угадать положение Солнца. ^[6] Движение Солнца и звезд использовалось для создания календарей. Календари использовались фермерами, чтобы решить, когда сажать урожай и когда его собирать. ^[8]

Основная статья: Звездная эволюция

Звезды образуются в туманностях. Это области, в которых больше газа, чем в обычном пространстве. Газ в туманности стягивается под действием силы тяжести. Туманность Ориона является примером места, где газ собирается вместе, образуя звезды.

Звезды проводят большую часть своей жизни, соединяя (сплавляя) водород с водородом для получения энергии. Когда водород синтезируется, получается гелий, который производит много энергии. Чтобы превратить водород в гелий, он должен быть очень горячим, а давление — очень высоким. Слияние происходит в центре звезд, называемом «ядром».

Самые маленькие звезды (красные карлики) медленно синтезируют свой водород и живут 100 миллиардов лет. Красные карлики живут дольше, чем звезды любого другого типа. В конце жизни они становятся все тусклее и тусклее. Красные карлики не взрываются.

Когда умирают очень тяжелые звезды, они взрываются. Этот взрыв называется сверхновой. Когда в туманности происходит вспышка сверхновой, взрыв сталкивает газ в туманности вместе. Это делает газ в туманности очень плотным (густым). Гравитация и взрывающиеся звезды помогают объединить газ, чтобы образовались новые звезды в туманностях.

Большинство звезд расходуют водород в своем ядре. Когда они это делают, их ядро ​​становится меньше и становится горячее. Он становится настолько горячим, что отталкивает внешнюю часть звезды. Внешняя часть расширяется и превращается в красную гигантскую звезду. Астрофизики считают, что примерно через 5 миллиардов лет Солнце станет красным гигантом. Наше Солнце будет таким большим, что поглотит Землю. После того, как наше Солнце перестанет использовать водород для производства энергии, оно будет использовать гелий в своем очень горячем ядре. Это будет горячее, чем когда он плавил водород. Тяжелые звезды также будут делать элементы тяжелее гелия. По мере того, как звезда производит все более и более тяжелые элементы, она производит все меньше и меньше энергии. Железо — тяжелый элемент, образующийся в тяжелых звездах.

Наша звезда — средняя звезда. Обычные звезды будут отталкивать свои внешние газы. Газ, который он отталкивает, образует облако, называемое планетарной туманностью. Основная часть звезды останется. Это будет шар размером с Землю, называемый белым карликом. Он превратится в черного карлика в течение очень долгого времени.

Позднее в крупных звездах в результате синтеза образуются более тяжелые элементы. Наконец звезда делает взрыв сверхновой. Большинство вещей во Вселенной происходит так медленно, что мы этого не замечаем. Но взрывы сверхновых происходят всего за 100 секунд. Когда взрывается сверхновая, ее вспышка ярче, чем 100 миллиардов звезд. Умирающая звезда настолько яркая, что ее можно увидеть днем. Supernova означает «новая звезда», потому что люди думали, что это начало новой звезды. Сегодня мы знаем, что сверхновая — это смерть старой звезды. Газ звезды отталкивается взрывом. Он образует гигантское газовое облако, называемое планетарной туманностью. Крабовидная туманность — хороший пример. Остается только нейтронная звезда. Если бы звезда была очень тяжелой, звезда превратилась бы в черную дыру. Гравитация в черной дыре чрезвычайно сильна. Он настолько силен, что даже свет не может вырваться из черной дыры.

Самые тяжелые элементы образуются при взрыве сверхновой. После миллиардов лет плавания в космосе газ и пыль объединяются, образуя новые звезды и новые планеты. Большая часть газа и пыли в космосе исходит от сверхновых. Наше Солнце, Земля и все живое созданы из звездной пыли.

Астрономы на протяжении веков знали, что звезды имеют разные цвета. При рассмотрении электромагнитного спектра ультрафиолетовые волны самые короткие, а инфракрасные — самые длинные. ^[9] Длина волны видимого спектра находится между этими двумя крайними значениями.

Современные приборы могут очень точно измерить цвет звезды. Это позволяет астрономам определить температуру этой звезды, потому что излучение черного тела более горячей звезды имеет более короткие длины волн. Самые горячие звезды — синие и фиолетовые, затем белые, потом желтые, а самые холодные — красные. ^[10] Зная цвет и абсолютную звездную величину, астрономы могут разместить звезду на диаграмме Герцшпрунга-Рассела, оценить ее обитаемую зону и другие сведения о ней.

Например, наше Солнце белое, а Земля находится на идеальном расстоянии для жизни. Однако, если бы наше Солнце было более горячей голубой звездой, Земля должна была бы быть намного дальше, иначе она была бы слишком горячей, чтобы иметь воду и поддерживать жизнь.

1. ↑
   Саймон А. 2001 г. (9 октября 2001 г.). Настоящая наука за «Секретными материалами»: микробы, метеориты и мутанты . Саймон и Шустер. стр. 25–27. ISBN 0684856182 .
2. ↑ Фонтан, Генри (17 октября 2016 г.). «Минимум два триллиона галактик». Нью-Йорк Таймс . Проверено 17 октября 2016 г. .
3. ↑ Посох (2019). «Сколько звезд во Вселенной?». Европейское космическое агентство . Проверено 21 сентября 2019 г.
4. ↑ Маров Михаил Я. (2015). «Структура Вселенной». Основы современной астрофизики . стр. 279–294. дои: 10.1007/978-1-4614-8730-2_10. ISBN 978-1-4614-8729-6 .
5. ↑ Маки, Глен (1 февраля 2002 г.). «Увидеть Вселенную в песчинке Таранаки». Центр астрофизики и суперкомпьютеров . Проверено 28 января 2017 г.
6. ↑ ^{6,0 6,1} Форбс, Джордж (1909). История астрономии (Бесплатная электронная книга от Project Gutenberg). Лондон: ISBN Watts & Co. 1153627744 .
7. ↑ Гевелий, Иоганнис (1690 г.). Firmamentum Sobiescianum, sive Uranographia . Гданьск.
8. ↑ Тондеринг, Клаус. «Другие древние календари». Веб-выставки. Проверено 10 декабря 2006 г. .
9. ↑ «Электромагнитный спектр». Научная площадка Энди Дарвилла . Проверено 6 июня 2016 г. .
10. ↑ «Объяснение цвета звезд». Одноминутный астроном . 23 декабря 2008 г. Архивировано из оригинала 27 марта 2016 г. Проверено 6 июня 2016 г. .

• СМИ, связанные со звездами на Викискладе?
• Грин, Пол Дж. (2005). «Звезда». Справочный центр World Book Online . World Book, Inc. Архивировано из оригинала 08 мая 2005 г. Проверено 20 августа 2010 г. .
• Калер, Джеймс. «Портреты звезд и их созвездий». Университет штата Иллинойс. Архивировано из оригинала 17 декабря 2008 г. Проверено 20 августа 2010 г. .
• «Запрос звезды по идентификатору, координатам или коду ссылки». СИМБАД . Астрономический центр Données в Страсбурге. Проверено 20 августа 2010 г. .
• «Как расшифровать классификационные коды». Астрономическое общество Южной Австралии. Проверено 20 августа 2010 г. .
• «Живая звездная карта». Сообщество Добсоновского телескопа. Архивировано из оригинала 04.12.2012. Проверено 20 августа 2010 г. . Посмотреть звезды над вашим местоположением
• Приальник Дина; Вуд, Кеннет; Бьоркман, Джон; Уитни, Барбара; Вольф, Майкл; Грей, Дэвид; Михалас, Дмитрий (2001). «Звезды: звездные атмосферы, структура и эволюция». Университет Сент-Эндрюс. Проверено 20 августа 2010 г. . {{цитировать в Интернете}} : CS1 maint: несколько имен: список авторов (ссылка)

Вселенная — Википедия

В первой половине 20-го века слово Вселенная использовалось для обозначения всего пространственно-временного континуума, в котором мы находимся, вместе со всей материей и энергией внутри него. Попытки понять Вселенную в этом смысле, в максимально больших масштабах, предпринимаются в космологии — науке, выросшей из астрономии и физики. Во второй половине 20-го века развитие наблюдательной космологии[?], также называемой физической космологией[?], привело к расколу в значении слова Вселенная между космологами-наблюдателями[?] и космологами-теоретиками[?], где первые (обычно) отказываются от надежды наблюдать весь пространственно-временной континуум, а вторые сохраняют эту надежду, пытаясь найти наиболее разумные предположения для моделирования всего пространства-времени, несмотря на крайнюю трудность вообразить какие-либо эмпирические ограничения для этих спекуляций и риск скатиться к метафизике.

Самый важный результат космологии, заключающийся в том, что Вселенная расширяется, получен из наблюдений за красным смещением и количественно определен законом Хаббла. Экстраполируя это расширение в прошлое, мы приближаемся к гравитационной сингулярности, довольно абстрактному математическому понятию, которое может соответствовать реальности, а может и не соответствовать. Это привело к теории Большого Взрыва, доминирующей сегодня модели в космологии. время = ноль Большого Взрыва, по оценкам, произошло около 13,7 миллиардов (13,7 × 10 ⁹ ) лет назад с погрешностью всего 200 миллионов лет, по данным НАСА Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP).

Фундаментальный аспект Большого взрыва можно увидеть сегодня в том факте, что чем дальше от нас находятся галактики, тем быстрее они удаляются от нас. Его также можно увидеть в микроволновом фоновом излучении, которое представляет собой сильно ослабленное излучение, возникшее вскоре после Большого взрыва. Это фоновое излучение удивительно однородно во всех направлениях, что космологи пытались объяснить начальным периодом быстрой инфляции после Большого взрыва.

Размер Вселенной и наблюдаемой Вселенной

Неизвестно, является ли Вселенная конечной или бесконечной по пространственной протяженности и объему, хотя большинство теоретиков в настоящее время выступают за бесконечную Вселенную.

Однако наблюдаемая вселенная (или видимая вселенная ), состоящая из всех местоположений, которые могли повлиять на нас со времени Большого взрыва, учитывая конечную скорость света, безусловно, конечна. Расстояние ретроспективного анализа до «края» наблюдаемой Вселенной составляет около 15 миллиардов световых лет (1,4E ²⁶ м), а это означает, что свет от самых далеких объектов, которые мы можем видеть сегодня, путешествовал 15 миллиардов лет. Нынешнее расстояние (сопутствующее расстояние) до края наблюдаемой Вселенной больше, поскольку Вселенная расширяется; она оценивается примерно в 50 миллиардов световых лет (4,6E ²⁶ м). Наблюдаемая Вселенная содержит около 10 ²¹ [?] звезд, организованных примерно в 10 ¹⁰ [?] галактик, которые сами образуют скопления и сверхскопления. Число галактик может быть даже больше, основываясь на глубоком поле Хаббла, наблюдаемом с помощью космического телескопа Хаббла.

Читатель должен быть предупрежден, что как популярные, так и профессиональные исследовательские статьи по космологии часто используют термин «Вселенная», когда они на самом деле имеют в виду «наблюдаемую вселенную».

Мы живем в центре наблюдаемой Вселенной, что явно противоречит принципу Коперника, согласно которому Вселенная более или менее однородна и не имеет четко выраженного центра. Это просто потому, что свет не распространяется бесконечно быстро, и мы наблюдаем за прошлым. Когда мы смотрим все дальше и дальше, мы видим вещи из эпох (времен) все ближе и ближе к пределу времени = нулю модели Большого взрыва. А поскольку свет распространяется на
с одинаковой скоростью в любом направлении к нам, мы живем в центре наблюдаемой Вселенной.

Важным открытым вопросом космологии является форма Вселенной.

Во-первых, является ли Вселенная плоской , т. е. справедлива ли теорема Пифагора для прямоугольных треугольников в самых больших масштабах. В настоящее время большинство космологов считают, что наблюдаемая Вселенная (почти) плоская, как и Земля (почти) плоская.

Во-вторых, является ли Вселенная многосвязной [?]. Вселенная не имеет пространственной границы (согласно стандартной модели Большого взрыва), но тем не менее может быть пространственно конечной. Это можно понять по двухмерной аналогии: поверхность Земли не имеет края, но тем не менее имеет конечную площадь. Вы также можете подумать о цилиндре, а затем дать волю своему воображению и представить, что два конца цилиндра склеены вместе, но цилиндр не сгибается. Это тоже двумерное пространство с конечной площадью, но, в отличие от поверхности Земли, оно плоское, поэтому может служить лучшей моделью.

Поэтому, строго говоря, упомянутые выше звезды и галактики следует называть «образами» звезд и галактик, так как возможно, что Вселенная конечна и настолько мала, что мы можем один или несколько раз оглядеться вокруг нее, а реальное число физически различные звезды и галактики могут быть немного меньше. Ведутся наблюдения, чтобы определить, так ли это.

В зависимости от средней плотности материи и энергии во Вселенной, она либо будет продолжать расширяться вечно, либо будет гравитационно замедлена и, в конце концов, снова схлопнется в «большом сжатии». В настоящее время данные свидетельствуют не только о том, что массы/энергии недостаточно для повторного коллапса, но и о том, что расширение Вселенной, по-видимому, ускоряется и будет ускоряться всю вечность, см. Ускоряющаяся Вселенная. Для более подробного обсуждения других теорий см. окончательную судьбу Вселенной.

Есть предположение, что несколько вселенных существуют в мультивселенной более высокого уровня. Например, материя, которая падает в черную дыру в этой вселенной, может возникнуть как большой взрыв, положивший начало другой вселенной. Однако все такие идеи в настоящее время не поддаются проверке и поэтому не могут рассматриваться как нечто большее, чем предположения.

Другие термины

На протяжении всей истории использовались разные слова для обозначения «всего космоса», включая эквиваленты на разных языках «небес», «космоса» и «мира».