Справочник астронома-любителя: Вселенная

       Планета Земля — одна из девяти планет Солнечной системы. Наша планета расположена достаточно близко к Солнцу, но не является ближайшей планетой. Среднее расстояние от Солнца до самой далекой планеты, Плутона, в 40 раз превышает расстояние до Земли. Условные размеры Солнечной системы составляют примерно 50—100 астрономических единиц (Астрономическая единица — среднее расстояние от солнца до Земли, равное 149600 тыс. км). В масштабах нашей планеты это огромная величина, примерно в миллион раз больше, чем диаметр Земли.

       Наглядно представить относительные масштабы Солнечной системы можно следующим образом. Допустим Солнце изображается бильярдным шаром, диаметр которого 7 см.. Тогда Меркурий, ближайшая к Солнцу планета, находится а этом масштабе на расстоянии 280 см от него. Земля — на расстоянии 760 см, планета-гигант Юпитер расположена на расстоянии около 40 м, а самая удаленная планета — на расстоянии примерно 300 м. В таком масштабе размеры земного шара немногим больше 0,5 мм, диаметр Луны — немногим больше 0,1 мм, а диаметр орбиты Луны составляет около 3 см.


рис. Сравнительные размеры Солнечной системы
       Даже самая близкая к Солнцу звезда — Проксима Центавра удалена от него на такое огромное расстояние, что по сравнению с ним расстояния между планетами в пределах Солнечной системы кажутся ничтожными. Обычно в литературе, для оценки межгалактических и межзвездных расстояний применяют такую единицу измерения, как «световой год». Это расстояние, которое частицы света, двигаясь со скоростью 300 тыс. км/с, проходят за год. Отсюда следует, что световой год составляет 9,46 • 1012 км, или около 10000 миллиардов километров. В научной литературе обычно применяется особая единица измерения межгалактических и межзвездных и расстояний - «парсек»; 1 парсек (пк) – это 3,26 светового года. Парсек можно определить как такое расстояние, с которого радиус орбиты Земли виден под углом в 1 секунду дуги. Это достаточно маленький угол. Можно сказать, что под таким углом монетка в 1 копейку видна с расстояния в 3 километра.

       Ни одна из звезд, близко расположенных к Солнечной системе, не находится к нам ближе, чем на парсек. Например, уже упомянутая Проксима Центавра находится на расстояние около 1,3 пк от нас. В том масштабе, в котором была изображена Солнечная система, это соответствует 2 тыс. км. Все это наглядно иллюстрирует большую изолированность Солнечной системы от окружающих ее звездных систем; которые, возможно, имеют с ней некоторые сходства.

       Но звезды, окружающие Солнце, как и само Солнце составляют всего лишь ничтожную часть гигантского скопления звезд и туманностей под названием «Галактика». Это скопление звезд можно увидеть в ясные безлунные ночи как полосу Млечного Пути, пересекающую небосвод. Галактика имеет достаточно сложную структуру. В грубом приближении можно считать, что составляющие ее звезды и туманности заполняют объем, форма которого напоминает сильно сжатый эллипсоид вращения. Часто в научно-популярной литературе форму нашей Галактики сравнивают с двояковыпуклой линзой. Но на самом деле все значительно сложнее, и такая картина является довольно грубой. На самом деле оказывается, что разные типы звезд абсолютно по-разному концентрируются вокруг центра Галактики и около ее «экваториальной плоскости». Например, газовые туманности, и массивные горячие звезды сильно концентрируются к плоскости экватора Галактики (этой плоскости соответствует большой круг на небе, который проходит через центральные части Млечного Пути). Кроме того, не наблюдается значительной концентрации к галактическому центру. С другой стороны, некоторые виды звезд и звездных скоплений (так называемые «шаровые скопления) не обнаруживают почти никакой концентрации к экваториальной плоскости, но при этом характеризуются значительной концентрацией по направлению к ее центру Галактики. Между двумя такими крайними типами пространственного распределения (которые в астрономии принято называть «плоское» и «сферическое») находятся все промежуточные случаи. Тем не менее оказывается, что

основная часть звезд в Галактике находится в огромном диске, диаметр которого примерно 100 тыс. световых лет, а толщина составляет около 1500 световых лет. В этом диске находится немногим более 150 млрд. различных типов звезд. Наше Солнце — одна из таких звезд, находящаяся на периферии Галактики около ее экваториальной плоскости (вернее, «всего лишь» на расстоянии примерно 30 световых лет — величина небольшая по сравнению с толщиной звездного диска).

рис. Положение Солнца в Галактике


       Расстояние от Солнца до центра Галактики составляет около 30 тыс. световых лет. Звездная плотность в Галактике достаточно неравномерна. Самая высокая - в районе галактического ядра, где достигает 2 тыс. звезд на кубический парсек, это почти в 20 тыс. раз больше средней звездной плотности в окрестностях Солнца. В самом центре ядра Галактики в области с поперечным сечением 1 пк находится, по-видимому, около нескольких миллионов звезд. Также, звезды имеют тенденцию к образованию отдельных скоплений. Неплохим примером такого скопления являются Плеяды, которые можно наблюдать на нашем зимнем небе.

       В Галактике имеются и структуры гораздо больших масштабов. Исследованиями последних лет доказано, что туманности, а также горячие массивные звезды распределяются вдоль ветвей спирали. Особенно хорошо спиральная структура различима у других звездных систем — галактик (с маленькой буквы). Установить спиральную структуру Галактики, в которой мы сами находимся, оказалось крайне трудно.

       Звезды и туманности в пределах Галактики двигаются по довольно сложным траекториям. Прежде всего, они участвуют во вращении Галактики вокруг своей оси, которая перпендикулярна к плоскости ее экватора. Это вращение отлично от вращения твердого тела: различным участкам Галактики соответствуют различные периоды вращения. Так, Солнце и окружающие его звезды совершают полный оборот примерно за 200 млн. лет. Так как Солнце вместе с планетами существует около 5 млрд. лет, то за время своей эволюции оно совершило около 25 оборотов вокруг оси Галактики, то есть, возраст Солнца — всего лишь 25 «галактических лет».

       Скорость движения Солнца и окружающих звезд по их галактическим орбитам достигает около 250 км/с. На это регулярное движение вокруг галактического ядра накладываются хаотические, беспорядочные движения звезд. Их скорости гораздо меньше — порядка 10—50 км/с, причем у разных типов объектов они различны. Самые маленькие скорости у горячих массивных звезд (6—8 км/с), у звезд солнечного типа они примерно 20 км/с. Чем эти скорости меньше, тем более «плоским» является распределение этого типа звезд.


       В том масштабе, которым мы пользовались для наглядного представления Солнечной системы, размеры Галактики составляют 60 млн. км — величина, уже достаточно близкая к расстоянию от Солнца до Земли. Можно сделать вывод, что по мере проникновения во все более отдаленные области Вселенной этот масштаб уже не подходит, так как теряется его наглядность. Поэтому мы изменим масштаб. Мысленно уменьшаем орбиту Земли до размеров самой внутренней орбиты атома водород. Радиус этой орбиты равен 0,53 • 10
-8
см. Тогда ближайшая звезда будет располагаться на расстоянии около 0,014 мм, галактический центр — на расстоянии около 10 см, а размеры нашей звездной системы будут примерно 35 см. Диаметр Солнца в таком ракурсе будет иметь микроскопические размеры: 0,0046 Å (ангстрем — единица длины, равная 10 -8см).

       Мы уже знаем, что звезды удалены на огромные расстояния друг от друга, и поэтому практически изолированы. В определенной мере, это означает, что звезды практически никогда не сталкиваются друг с другом, хотя движение каждой из них определяется полем силы тяготения, создаваемым всеми звездами в Галактике. Если мы будем рассматривать Галактику как некоторую область, наполненную газом, причем роль газовых молекул и атомов играют звезды, то мы должны считать этот газ крайне разреженным. В окрестностях Солнца среднее расстояние между звездами примерно в 10 млн. раз больше, чем средний диаметр звезд. Между тем при нормальных условиях в обычном воздухе среднее расстояние между молекулами всего лишь в несколько десятков раз больше размеров последних. Заметим, однако, что в центральной области Галактики, где звездная плотность относительно высока, столкновения между звездами время от времени будут происходить. Здесь следует ожидать приблизительно одно столкновение каждый миллион лет, в то время как в «нормальных» областях Галактики за всю историю эволюции нашей звездной системы, насчитывающую, по крайней мере, 10 млрд. лет, столкновений между звездами практически не было.

       Уже несколько десятилетий астрономы настойчиво изучают другие звездные системы, в той или иной степени сходные с нашей. Эта область исследований получила название «внегалактической астрономии». Она сейчас играет едва ли не ведущую роль в астрономии. В течение последних трех десятилетий внегалактическая астрономия добилась поразительных успехов. Понемногу стали вырисовываться грандиозные контуры Метагалактики, в состав которой наша звездная система входит как малая частица.

       Мы можем определить Метагалактику как совокупность звездных систем — галактик, движущихся в огромных пространствах наблюдаемой нами части Вселенной

. Ближайшие к нашей звездной системе галактики — знаменитые Магеллановы Облака, хорошо видные на небе южного полушария как два больших пятна примерно такой же поверхностной яркости, как и Млечный Путь. Расстояние до Магеллановых Облаков «всего лишь» около 200 тыс. световых лет, что вполне сравнимо с общей протяженностью нашей Галактики. Другая «близкая» к нам галактика — это туманность в созвездии Андромеды. Она видна невооруженным глазом как слабое световое пятнышко 5-й звездной величины. (Поток излучения от звезд измеряется так называемыми «звездными величинами». По определению, поток от звезды (m+1)-й величины в 2,512 раза меньше, чем от звезды m-й величины. Звезды слабее 6-й величины невооруженным глазом не видны. Самые яркие звезды имеют отрицательную звездную величину (например, у Сириуса она равна -1,5.) На самом деле это огромный звездный мир, по количеству звезд и полной массе раза в три превышающей нашу Галактику, которая в свою очередь является гигантом среди галактик. Расстояние до туманности Андромеды, или, как ее называют астрономы, М31 (это означает, что в известном каталоге туманностей Мессье она занесена под № 31), около 1800 тыс. световых лет, что примерно в 20 раз превышает размеры Галактики. Туманность М31 имеет явно выраженную спиральную структуру и по многим своим характеристикам весьма напоминает нашу Галактику. Рядом с ней находятся ее небольшие спутники эллипсоидальной формы. Наряду со спиральными системами встречаются сфероидальные и эллипсоидальные, лишенные всяких следов спиральной структуры, а также «неправильные» галактики, хорошим примером которых могут служить Магеллановы Облака.


рис. Объект M31 - туманность Андромеды
       В большие телескопы наблюдается огромное количество галактик. Если галактик ярче видимой 12-й величины насчитывается около 250, то ярче 16-й — уже около 50 тыс. Самые слабые объекты, которые на пределе может сфотографировать телескоп-рефлектор с диаметром зеркала 5 м, имеют 24, 5-ю величину. Оказывается, что среди миллиардов таких слабейших объектов большинство составляют галактики. Многие из них удалены от нас на расстояния, которые свет проходит за миллиарды лет. Это означает, что свет, вызвавший почернение пластинки, был излучен такой удаленной галактикой еще задолго до архейского периода геологической истории Земли!

       Иногда среди галактик попадаются удивительные объекты, например «радиогалактики». Это такие звездные системы, которые излучают огромное количество энергии в радиодиапазоне. У некоторых радиогалактик поток радиоизлучения в несколько раз превышает поток оптического излучения, хотя в оптическом диапазоне их светимость очень велика — в несколько раз превосходит полную светимость нашей Галактики. Классический пример такой радиогалактики — знаменитый объект Лебедь А. В оптическом диапазоне это два ничтожных световых пятнышка 17-й звездной величины. На самом деле их светимость очень велика, примерно в 10 раз больше, чем у нашей Галактики. Слабой эта система кажется потому, что она удалена от нас на огромное расстояние — 600 млн. световых лет. Однако поток радиоизлучения от Лебедя А на метровых волнах настолько велик, что превышает даже поток радиоизлучения от Солнца (в периоды, когда на Солнце нет пятен). Но ведь Солнце очень близко — расстояние до него «всего лишь» 8 световых минут; 600 млн. лет — и 8 мин! А ведь потоки излучения, как известно, обратно пропорциональны квадратам расстояний!

       Внимательное изучение спектров галактик много лет назад позволило сделать одно открытие фундаментальной важности. Дело в том, что по характеру смещения длины волны какой-либо спектральной линии по отношению к лабораторному стандарту можно определить скорость движения излучающего источника по лучу зрения. Иными словами, можно установить, с какой скоростью источник приближается или удаляется.

       Если источник света приближается, спектральные линии смещаются в сторону более коротких волн, если удаляется — в сторону более длинных. Это явление называется «эффектом Доплера». Оказалось, что у галактик спектральные линии всегда смещены в длинноволновую часть спектра («красное смещение» линий), причем величина этого смещения тем больше, чем более удалена от нас галактика.

       Это означает, что все галактики удаляются от нас, причем скорость «разлета» по мере удаления галактик растет. Она достигает огромных значений. Так, например, найденная по красному смещению скорость удаления радиогалактики Лебедь А близка к 17 тыс. км/с. Рекорд принадлежит очень слабой (в оптических лучах 20-й величины) радиогалактике 3С 295. Оказалось, что известная ультрафиолетовая спектральная линия, принадлежащая ионизованному кислороду, смещена в оранжевую область спектра! Отсюда легко найти, что скорость удаления этой удивительной звездной системы составляет 138 тыс. км/с, или почти половину скорости света! Радиогалактика 3С 295 удалена от нас на расстояние, которое свет проходит за 5 млрд. лет. Таким образом, астрономы исследовали свет, который был излучен тогда, когда образовывались Солнце и планеты, а может быть, даже «немного» раньше... С тех пор открыты еще более удаленные объекты.


рис. Объект Радиогалактика Лебедь А
       Как же выглядит Метагалактика в нашей модели, где земная орбита уменьшена до размеров первой орбиты атома Бора? В этом масштабе расстояние до туманности Андромеды будет несколько больше 6 м, расстояние до центральной части скопления галактик в Деве, куда входит и наша местная система галактик, будет порядка 120 м, причем такого же порядка будет размер самого скопления. Радиогалактика Лебедь А будет теперь удалена уже на вполне «приличное» расстояние — 2,5 км, а расстояние до радиогалактики 3С 295 достигнет 25 км...

       Мы познакомились в самом общем виде с основными структурными особенностями и с масштабами Вселенной. Это как бы застывший кадр ее развития. Не всегда она была такой, какой мы теперь ее наблюдаем. Все во Вселенной меняется: появляются, развиваются и «умирают» звезды и туманности, развивается закономерным образом Галактика, меняются сама структура и масштабы Метагалактики (хотя бы по причине красного смещения). Поэтому нарисованную статическую картину Вселенной необходимо дополнить динамической картиной эволюции отдельных космических объектов, из которых она образована, и всей Вселенной как целого.

       Открытие в 1965 г. «реликтового» излучения со всей наглядностью показало, что на самых ранних этапах эволюции Вселенная качественно отличалась от своего современного состояния. Главное — это то, что тогда не было ни звезд, ни галактик, ни тяжелых элементов. И, конечно, не было жизни. Мы наблюдаем грандиозный процесс эволюции Вселенной от простого к сложному.

astroinformer.com

Количество 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 Королевского астрономического общества, присужденным студенту старших курсов Аарону Уилкинсону. Аарон, в настоящее время PhD (доктор философии) в университете Ноттингема, начал с анализа всех ранее проведенных исследований по подсчету количества галактик, что послужило фундаментальной базой для установления более масштабного исследования.

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

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

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

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

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

Аннотация

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

1. Введение

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

Этот вопрос является не просто праздным любопытством, но связан со многими другими вопросами в космологии и астрономии. Распределение плотности галактик связано с такими вопросами, как образование / эволюция галактики по числу сформированных систем, изменение отношений гигантских галактик к карликовым галактикам, отдаленная сверхновая и скорость гамма-всплеска, скорость образования звезд во Вселенной, и как новые галактики создаются / уничтожаются посредством слияний (например, Bridge et al. 2007; Lin et al. 2008; Jogee et al. 2009; Conselice et al. 2011; Bluck et al. 2012; Conselice 2014; Ownsworth et al. 2014). Количество галактик в наблюдаемой Вселенной также раскрывает информацию о плотности материи (вещества и энергии) Вселенной, фоновом свете на разных длинах волн, а также о понимании парадокса Ольберса. Однако до сих пор еще нет хорошего измерения этой фундаментальной величины. Наша способность исследовать распределение плотности галактик с помощью телескопов возникла только с появлением CCD-камер. Сверхдальние исследования по поиску далеких галактик начались в 1990-х годах (например, Koo & Kron 1992; Steidel & Hamilton 1992; Djorgovski et al. 1995), и достигли нынешней глубины после проектов на базе Космического телескопа «Хаббл», особенно таких как Hubble Deep Field (Williams et al. 1996). В дальнейшем исследования были продолжены в рамках Hubble Deep Field South (Williams et al., 2000), the Great Observatories Origins Survey (Giavalisco et al. 2004), обзор в инфракрасном спектре CANDELS (Cosmic Assembly Near-infrared Deep Extragalactic Legacy Survey) (Grogin et al. 2011; Koekemoer et al. 2011), и увенчались Hubble Ultra Deep Field (Beckwith et al. 2006), который на сегодняшний день остается самым глубоким исследованием в оптическом и ближнем инфракрасном диапазоне нашей Вселенной.
      Однако, несмотря на все эти исследования, до сих пор неясно, как общая плотность числа галактик эволюционирует с течением времени. Это интересный вопрос, поскольку мы знаем, что скорость звездообразования возрастает, а затем снижается при z < 8 (например, Bouwens et al. 2009; Duncan et al. 2014; Madau & Dickinson 2014), в то же время галактики становятся более крупными и менее своеобразными (например, Conselice et al. 2004; Papovich et al. 2005; Buitrago et al. 2013; Mortlock et al. 2013; Lee et al. 2013; Conselice 2014; Boada et al. 2015). Однако мы не знаем, как изменяется общее количество галактик во времени и как это связано с общим образованием популяции галактик в целом.
      Существует несколько причин того, почему нелегко определить общее количество галактик на основе результатов сверхдальних исследований. Однa из них заключается в том, что все сверхдальние наблюдения являются неполными. Это связано с ограничениями времени и глубины экспозиции, из-за этого некоторые галактики обнаруживаются более легко, чем другие. Результатом этого является неполная картина даже в самых сверхдальних обследованиях, которые могут быть исправлены, но которые все еще оставляют некоторую неопределенность. Однако более важная проблема заключается в том, что эти наблюдения не достигают самых слабых галактик, хотя из теории, мы знаем, что должно быть гораздо больше слабых галактик за пределами границ, доступных в настоящее время нам для наблюдений.
      Важно также обратить внимание на то, что мы понимаем под общей плотностью галактик во Вселенной. Это не простая величина, которую можно определить как общую плотность, существующую в настоящее время, общая плотность, которая является наблюдаемой в принципе, и общая плотность, которую можно наблюдать с помощью современной технологии, - это разные вопросы с разными ответами. Существует также проблема, что мы ограничены космологическим горизонтом над тем, что мы можем наблюдать, и поэтому есть галактики, которые мы не можем видеть за его пределами. Даже количество галактик, которые существуют во Вселенной сегодня, то есть, если мы могли бы рассматривать всю Вселенную как есть в настоящий момент, а не быть ограниченным временем прохождения света, представляет собой сложный вопрос. Галактики в далекой вселенной эволюционировали за пределы того, что мы можем наблюдать в настоящее время из-за конечной природы скорости света и, по-видимому, будут похожими на те, что есть в видимой Вселенной. Мы рассматриваем все эти проблемы в данной статье, а именно, как плотность числа галактик изменяется в пределах текущей наблюдаемой вселенной до z ~ 8.
      В целях сравнения, в Приложении к данной работе, мы также проводим анализ числа галактик, которые видны современным телескопам на всех длинах волн, и которые мы можем наблюдать в настоящее время. Затем мы сравниваем эти данные с измерениями общего числа галактик, которое потенциально может наблюдаться во Вселенной на основе измеренных функций масс (mass function). Мы также обсудим, как эти результаты раскрывают информацию об эволюции галактики и фонового излучения Вселенной. Мы также приводим информацию о будущих исследованиях, и какую долю галактик они будут наблюдать.
      Эта статья разделена на несколько разделов. §2 описывает данные, которые мы используем в этом анализе, §3 описывает результаты настоящей работы, в том числе методы анализа функций звездной массы галактики с целью получения общего количества галактик, находящихся во Вселенной, §4 описывает последствия этих результатов, а в §5 представлено краткое изложение статьи. В этой работе мы используем стандартную космологию: H0 = 70 km s−1 Mpc−1 , и Ωm = 1 − Ωλ = 0.3.

2. Данные

Данные, которые мы используем для этой статьи, получены из многочисленных источников и результатов предыдущих работ. В Приложении мы описываем, сколько галактик мы можем наблюдать в настоящее время во Вселенной, основываясь на самых глубоких наблюдениях, доступных к настоящему времени. Здесь, в основной статье, мы исследуем вопрос о том, сколько галактик потенциально можно обнаружить во Вселенной, если глубокая визуализация по всем длинам волн выполнена во всех частях неба без каких-либо помех от Галактики или других искажений.
      Для большей части данного анализа и результатов этой работы мы используем функции масс галактик из обозримой Вселенной вплоть до z ~ 8, чтобы определить, как плотность числа галактик эволюционирует со временем и космологическим красным смещением . Эти функции массы и светимости сейчас только начинают измеряться для больших значений красного смещения, и наши первичные данные исходят из функций масс, рассчитанных с использованием высокоточных инфракрасных и оптических съемок телескопом Хаббла и наземных станций.
      Как представлено в следующем разделе, функции масс, которые мы используем, взяты из Perez-Gonzalez et al. (2008), Kajisawa et al. (2009), Fontana et al. ( 2004, 2006), Caputi et al. (2011), Pozzetti et al. (2007), Mortlock et al. (2011), Tomczak et al. (2014), Muzzin et al. (2013), и Mortlock et al. (2015) для галактик при z < 3. Для самых высоких значений красного смещения мы используем функции масс, опубликованные Duncan et al. 2014, Grazian et al. (2015), Caputi et al. (2011) и Song et al. (2015). Мы упорядочили все эти функции масс из каждого вышеуказанного исследования на основе солпитеровской начальной функции масс для звезд от $0.1M_\odot$ до $100M_\odot$. Мы использовали плотности галактик из этих функций масс, соответствующие их объемам, в отличие от физических объемов. Это говорит о том, как количество галактик изменяется в одном и том же эффективном объеме, при этом эффекты расширения Хаббла исключаются. Эти функции масс показаны на ${!! show1_MathJax ? "Закрыть":"Рисунке 1" !!}$ до предела масс, взятых из ранее упомянутых исследований, которые также перечислены в Таблице 1.

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

3. Распределение плотности галактик

3.1 Введение и предостережения

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

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

где b = 1 для функции масс, b = 0.4 для функции светимости, которая будет записана в терминах абсолютных величин. Для функции масс, $M^*$ есть типичная масса в логарифмических единицах и определяет, где функция массы изменяет наклон, а $M = \log(\frac{M_*}{M_\bigodot})$ есть масса в логарифмических единицах. Аналогично для функции светимости, $M^*$ соответствует типичной величине. Для обоих функций $\phi^*$ есть нормализация, а $\alpha$ определяет наклон для более тусклых и менее массивных галактик. Наш метод использует опубликованные значения $\phi^*$, $\alpha$ и $M^*$ для вычисления интегрированного количества галактик в различных красных смещениях.
      Мы используем функцию светимости Шехтера как инструмент для вычисления общей плотности так как в целом она хорошо описывает распределение масс галактик во всех красных смещениях в диапазонах, которые мы исследуем. Однако мы не знаем, в каком нижнем пределе массы он остается действительным, что является одной неопределенностью в нашем анализе. Далее мы обсудим использование $M_*&gt10^6 M_\bigodot$ как лимита и обоснование его использования в качестве нашего нижнего предела. Мы также обсудим, как наши результаты изменились бы, если бы мы использовали другое значение ограничения нижнего предела массы.
      Поскольку мы интегрируем функции масс через всю историю вселенной, мы должны использовать множество обследований для учета числа галактик при разных красных смещениях. Различные диапазоны красного смещения требуют исследований, выполненных на разных длинах волн, и различные исследования иногда обнаруживают разные значения параметров Шехтера. В этой работе мы пытаемся всесторонне изучить функции масс, которые, особенно при низком красном смещении, могут давать широко расходящиеся значения плотности и формы эволюции. Мы получаем почти одинаковые результаты, как при использовании двойной функции светимости Шехтера, применяемую для расчета функции масс при низких значениях космологического красного смещения, также как и в том случае, если мы используем степенной закон ( power-law) для расчета функции масс при высоких значениях космологического красного смещения.

В диапозоне космологического красного смещения z ~ 0 - 3 мы используем установленные значения функций масс и их ошибки из работ, проведенных Perez-Gonzalez et al. (2008), Kajisawa et al. (2009), Fontana et al. ( 2004, 2006), Caputi et al. (2011), Pozzetti et al. (2007), Mortlock et al. (2011), и Mortlock et al. (2015). Эти функции звездных масс определяются путем измерения звездных масс объектов посредством процедуры SED fitting ( spectral energy distributions fitting). Несмотря на большой разброс в различных измерениях параметров функции Шехтера, мы используем всю эту информацию, чтобы принимать во внимание различные методы измерений и используемых моделей, а также космическую дисперсию ( cosmic variance). Эти функции масс, параметризованные функцией Шехтера, показаны на Рисунке 1. Мы также конвертируем те исследования, в которых используются начальные функции масс Шабрие ( Chabrier IMF) - Pozzetti et al. (2007), Duncan et al. (2014), Mortlock et al. (2015) и Muzzin et al. (2013) который использует начальные функции масс Кроупа (Kroupa IMF) в начальные функции масс Солпитера (Salpeter IMF). Список значений, которые мы используем в нашем анализе, показан в ${!! show2_MathJax ? "Закрыть":"Таблице 1" !!}$

Таблица 1.
αFontana et al. (2006) устанавливали изменение параметров Шехтера по значениям красного смещения, а не в пределеах отдельных блоков красного смещения. Эти значения, таким образом, получены с использованием их формулы для параметров и связанных с ними ошибок.
βMortlock et al. (2011) использовали постоянную M* от log M* = 11.43 по всему диапозону космологического красного смещения, который они исследовали от z = 1 до 3.
Примечание - В этой таблице перечислены параметры приведенных функций Шехтера, которые мы используем для выполнения наших расчетов. Они все нормализованы в целях получения сопостовимых значений начальных функций масс Солпитера (Salpeter IMF), хотя Pozzetti et al. (2007), Duncan et al. (2014) и Mortlock et al. (2015) в своих работах использовали начальные функции масс Шабрие (Chabrier IMF), а Muzzin et al. (2013) использовали начальные функции масс Кроупа (Kroupa IMF).

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

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

5. Краткие итоги исследования

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

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

Наконец, мы обсуждаем последствия наших результатов для будущих исследований.

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

timofey.pro

Как называется наша галактика? А вселенная?

Галактика наша называется Milky Way (Милки Вей ) или Млечный Путь. кому, как нравится. Вселенная наша так и называется Вселенная, впрочем желающие могут добавлять слово " наша", хотя это будет уже не совсем верно. потому что Вселенная, по определению весь окружающий мир. То есть все что есть и какую "вселенную" ни возьми, "нашу". не "нашу". они все часть Вселенной. То есть понятие высшего уровня объединяющее в себя все существующее. Под словом вселенная часто подразумевают не совсем это понятие высшего уровня, а некоторую часть Вселенной, например видимую вселенную, метагалактику итп в том числе и так называемую "нашу вселенную". То есть что то типа некой самостоятельной области пространства времени с определенными ( нашими) физическими законами, константами итд. Видимо не связанной в настоящем с какими либо еще подобными областями (если таковые имеются) . В которой мы и живем. По сути это и есть Вселенная. Слово "наша" предполагает только. что помимо нашей есть еще какие то. Но тогда к тому что называем обычно Вселенной. применять это название неверно. Вселенной в полном смысле слова становится то в рамках чего существуют вселенные меньшего ранга. Такая Вселенная получила название мультивселенной или метавселенной. Хотя из определения ее было бы вернее называть просто Вселенная, в "младшим" придумать какое то иное название например субвселенные итп. Но так уж вышло исторически. Предположение о возможности иных вселенных возникло значительно позже чем сформировалось само представление о вселенной. как таковой. Есть мультивселенная или нет ( не совпадает ли полностью с нашей) , неизвестно. В смысле неизвестно. есть ли иные вселенные. Хотя теории в которых вселенных множество существуют и достаточно научны. Например в М теории. нашу вселенную можно было бы назвать 3+1 браной. Впрочем она для нас все равно называется Вселенная, ну или наша Вселенная. О существовании каких либо еще пока точно неизвестно, потому нет и нужду в

А Вселенная-в единственном экземпляре.

Млечный путь. У вселенной вроде нет имени, просто вселенная

То, что люди издавна видели у себя над головой, и чему дали наименование “Млечный путь”, относительно недавно было распознано, как скопление материи, вращающейся вокруг некого центра и объединенной некой общей историей происхождения. Множество подобных скоплений было обнаружено в глубинах пространства. Их стали именовать вселенными. Позже выяснилось, что и множества вселенных, в свою очередь принадлежат более крупным скоплениям материи, имеющим свои центры вращения, которые стали именовать мирами. Однако и миры, наверное, не одиноки в бесконечном космосе… А вот имен на все эти вертушки у нас наверное не хватит.

НАША ВСЕЛЕННАЯ называется - "СВЕТ" .

Наша галактика называется "Млечный Путь" никакой Милки Вей

Галактика Млечный путь, Вселенная пока не имеет названия. Когда другие вселенные увидим, тогда и подумай над названием.

touch.otvet.mail.ru

Добавить комментарий

Ваш адрес email не будет опубликован. Обязательные поля помечены *