Скільки відомо галактик на цей. Кроки на шляху вивчення Всесвіту

👁 544

Зовсім недавно, у 1920 роках, знаменитий астроном Едвін Хаббл зумів довести, що наш – це не єдина існуюча. Сьогодні нам вже звично, що космос заповнений тисячами та мільйонами інших галактик, на тлі яких наша виглядає зовсім крихітною. Але скільки саме галактик знаходиться поруч з нами? Сьогодні ми знайдемо відповідь на це запитання.

Від однієї до нескінченності

Звучить неймовірно, але ще наші прадіди, навіть найвченіші, вважали наш Чумацький Шлях метагалактикою - об'єктом, що покриває собою весь доступний для огляду Всесвіт. Їхня помилка цілком логічно пояснювалася недосконалістю того часу - навіть найкращі з них бачили галактики як розпливчасті плями, через що вони поголовно іменувалися туманностями.

Вважалося, що з них з часом формуються і як сформувалася колись наша . Цей здогад підтвердило виявлення першої 1796 року, у центрі якої була зірка. Тому вчені вважали, що всі інші туманні об'єкти на небі є такими ж, зірки в яких ще не встигли утворитися.

Перші кроки

Звичайно, прогрес не стояв на місці. Вже 1845 року Вільям Парсонс побудував велетенський для тих часів телескоп «Левіафан», розмір якого наближався до двох метрів. Бажаючи довести, що «туманності» насправді складаються із зірок, він серйозно наблизив астрономію до сучасного поняття галактики. Йому вдалося вперше помітити спіралеподібну форму окремих галактик, а також виявити в них перепади світності, що відповідають особливо великим та яскравим.

Проте суперечки тривали аж до XX століття. Хоча в прогресивному вченому суспільстві вже було прийнято вважати, що існує безліч інших галактик, крім Чумацького Шляху, офіційній академічній астрономії потрібні були незаперечні докази цього. Тому погляди телескопів з усього світу на найближчу до нас велику галактику, раніше теж прийняту за туманність.

У 1888 році Ісааком Робертсом було зроблено першу фотографію Андромеди, а протягом 1900–1910 років було отримано додаткові знімки. Там видно і яскраве галактичне ядро, і навіть окремі скупчення зірок. Але низька роздільна здатність знімків допускала похибки. Те, що було прийнято за зоряні кластери, могло бути і туманностями, і просто кількома зірками, що «злиплися» в одну під час витримки знімка. Але остаточно вирішення питання було не за горами.

Сучасна картина

У 1924 році, користуючись телескопом-рекордсменом початку століття, Едвіну Хаблу вдалося більш-менш точно оцінити відстань до галактики Андромеди. Воно виявилося настільки величезним, що повністю виключало приналежність об'єкта до Чумацького Шляху (притому, що оцінка Хаббла була втричі меншою за сучасну). Ще астроном виявив у «туманності» безліч зірок, що явно підтверджувало галактичну природу Андромеди. 1925 року, всупереч критиці колег, Хаббл представив результати своєї роботи на конференції Американської астрономічної спільноти.

Цей виступ дав початок новому періоду в історії астрономії – вчені «перевідкривали» туманності, присвоюючи їм звання галактик, і відкривали нові. У цьому їм допомогли напрацювання самого Хаббла – наприклад, відкриття червоного усунення. Число відомих галактик зростало з будівництвом нових телескопів і запуском нових - наприклад, початку широкого застосування радіотелескопів після Другої Світової.

Однак аж до 90-х років XX століття людство залишалося в невіданні про справжню кількість навколишніх галактик. Атмосфера перешкоджає навіть найбільшим телескопам отримати точну картину – газові оболонки спотворюють зображення та поглинають світло зірок, закриваючи від нас горизонти Всесвіту. Але вчені зуміли обійти ці обмеження, запустивши , названий на честь вже знайомого вам астронома.

Завдяки цьому телескопу люди вперше побачили яскраві диски тих галактик, які раніше здавалися дрібними туманностями. А там, де небо раніше здавалося порожнім, виявились мільярди нових – і це не перебільшення. Однак подальші дослідження показали: навіть тисячі мільярдів зірок, видимих ​​«Хабблу» - це щонайменше десята частина від їхньої справжньої кількості.

Фінальний підрахунок

І все ж, скільки саме галактик існує у Всесвіті? Відразу попереджу, що вважати доведеться нам разом – такі питання зазвичай мало цікавлять астрономів, бо позбавлені наукової цінності. Так, вони каталогізують і відслідковують галактики - але лише для глобальніших цілей на кшталт вивчення великомасштабної структури Всесвіту.

Однак знайти точну кількість ніхто не береться. По-перше, наш світ нескінченний, через що ведення повного списку галактик є проблематичним і позбавленим практичного сенсу. По-друге, щоб порахувати навіть ті галактики, що знаходяться в межах видимого Всесвіту, астроному не вистачить усього життя. Навіть якщо він проживе 80 років, рахувати галактики почне з народження, а на виявлення та реєстрацію кожної галактики витрачатиме не більше секунди, астроном знайде всього лише 2 трильйони об'єктів - значно менше, ніж існує галактик насправді.

Для визначення приблизної кількості візьмемо якесь із високоточних вивчень космосу - наприклад, "Ultra Deep Field" телескопа "Хаббл" від 2004 року. На ділянці, що дорівнює 1/13000000 усієї площі неба, телескоп зумів виявити 10 тисяч галактик. Враховуючи те, що інші глибокі дослідження на той час показували схожу картину, ми можемо усереднити результат. Отже, в межах чутливості «Хаббла» ми бачимо 130 мільярдів галактик з усього Всесвіту.

Однак, це ще не все. Після Ultra Deep Field було зроблено безліч інших знімків, які додавали нові деталі. Причому не тільки у видимому спектрі світла, яким оперує «Хаббл», а й в інфрачервоному та рентгенівському. Станом на 2014 рік, у радіусі 14 мільярдів світлових років, нам доступно 7 трильйонів 375 мільярдів галактик.

Але це, знов-таки, мінімальна оцінка. Астрономи вважають, що скупчення пилу в міжгалактичному просторі відбирають у нас 90% об'єктів, що спостерігаються - 7 трильйонів легко перетворюється на 73 трильйони. Але і ця цифра спрямує ще далі до нескінченності, коли на орбіту вийде телескоп Джеймс Вебб. Цей апарат за хвилини досягне туди, куди «Хаббл» пробирався днями, і проникне ще далі в глибину Всесвіту.

За матеріалами

Скільки ж галактик у Всесвіті?

Слова поета вражають: адже на той час знали лише одну зіркову систему. І як не багато зірок у нашій Галактиці, але їх кількість все-таки обмежена - близько 100 млрд. Лише на початку минулого століття астрономи зрозуміли, що є зоряні світи, що існують незалежно від нашої системи-галактики, званої Чумацький Шлях. Туманність Андромеди — типовий приклад сусіднього гігантського зіркового будинку. З відкриттям інших зоряних "остро-вів" думка про нескінченність навколишнього нас світу отримала істотну підтримку. Адже якщо галактика в сузір'ї Андромеди схожа на нашу, в якій розташована Сонячна система, то схожу природу мають і безліч інших галактик, в яких через їх віддаленість від нас вчені не можуть розглянути окремі зірки.

Скільки ж галактик у Всесвіті? Відповідь це питання має величезне значення для доль які у ній цивілізацій. Якщо всі галактики можна "перерахувати", то це означає, що і час життя Всесвіту повинен бути обмежений.

Наш світ існує завдяки тому, що на початку всього лежить перетворення водню на гелій, що відбувається всередині зірок. Цей процес образно описав Харрі Мартінсон в мініатюрі:

У вивороті часу виник

водень у непомітному вигляді

і з атомів спорудив

Богові своєму хитромудрий дім.

І в цьому світі ми з вами зараз живемо! Поступово зірка "... стискається і холоне і пливе у ті світи, де тьмяно гасають у пустелі, як місяці, мертві кулі". Так Семен Кірсанов у віршуванні "Жаль" пише про долю зірки.

Яке ж майбутнє того світу, де зірки, вичерпавши запаси пального, що підтримувало їх свічення протягом десятків мільярдів років, або перетворяться на холодні об'єкти - білі карлики, нейтронні зірки, або стануть чорними дірками?

Звичайно, можна підрахувати, що нашій Галактиці, щоб перетворитися на цвинтар зірок, знадобиться сотня мільярдів років. Астрономи встановили, що вік Галактики становить близько 12 млрд. років. А що станеться з нею наступного десятка мільярдів років? Невже людство опиниться в воістину фантастичному світі, в якому всі зірки погасли? А життя цивілізацій, що збереглися, буде підтримуватися теплом, яке витягує невідомі нам шляхи, наприклад, у космічній жаровні, де згорятимуть зірки, що віджили своє.

Але чи є у Всесвіті такі процеси, які призводили б до відновлення водню? Якщо є, то в Галактиці повинен мати місце "кру-говор водню". І тоді було б дуже важко вказати час "кончини" подібної системи. Така можливість дозволить якійсь розвиненій цивілізації подорожувати від однієї зірки до іншої, ще не згаслої, забезпечуючи собі практично вічне існування. Адже якщо в одній області галактики зірки помирають, то в іншій можуть загорятися нові. Таке міркування знадобилося нам, щоб обгрунтувати перехід вчених до розгляду властивостей об'єктів, розташованих за межами нашого зоряного будинку, причому іноді на настільки величезних відстанях, що промінь світла від них йде до нас мільярди років. Для порівняння згадаємо: необхідно трохи більше 8 хвилин, щоб світловий промінь сповістив нас про те, що сталося на Сонці. Щоб "визначити долю" Всесвіту, в тому числі і нашої Галактики, слід було б дізнатися про властивості величезного світу галактик.

Зараз жоден астроном з точністю не скаже, скільки галактик можна спостерігати на небі сучасними засобами. У 1934 році американський астроном Едвін Хаббл підрахував, що число зіркових островів, які він зміг би "побачити" за допомогою найбільшого тоді телескопа з діаметром дзеркала 2,5 м, становить понад 5 млн. Але з того часу побудовані 6-м, кілька 8-м та два 10-му телескопи. У 6-му телескоп астрономи змогли б спостерігати вже 1,4 млрд. галактик. Звичайно, стільки об'єктів жоден астроном не в змозі побачити. На допомогу прийшли підрахунки, зроблені в невеликій ділянці неба, які потім були збільшені з урахуванням площі всієї небесної сфери.

А ось космічному телескопу, названому на честь Е. Хаббла, доступні для перегляду вже близько 50 000 млрд. галактик! Порівняйте цю цифру з кількістю жителів на Землі — на кожного припадає близько 10 000 галактик! А в кожній галактиці буває до 100 млрд. зірок. Ось і вір після цього астрологам, які стверджують, що зірки на небі визначають долю кожної людини на Землі. Але хоч і великі наведені цифри, але їм все одно далеко нескінченно.

Як розібратися в закономірностях, що визначають вид і суть настільки величезної кількості об'єктів? Звичайно, таке завдання було б неймовірно важким, а може, і нерозв'язним, якщо всі позагалактичні об'єкти були різні. Природа виявилася не настільки підступною, щоб завести астрофізиків у глухий кут. За образним висловом Вільяма Гершеля, " Лабораторія Природи " , саме так він назвав світ зірок і туманностей, є " садок " , у якому різні об'єкти перебувають у різних стадіях развития. На превеликий жаль, астрономи досі не можуть з упевненістю сказати, які об'єкти цього космічного саду є молодими, а які - старими. Але все-таки розділити все безліч галактик на типи вчені змогли більше 70 років тому. І зробив це вже знайомий нам Е. Хаббл. Навесні 1926 року ідея вченого була опублікована у звіті Комісії з туманностей Міжнародного Астрономічного Союзу.

Виявилося, що 95% всіх зіркових островів мають симетричну форму. Лише в трьох зі ста галактик важко помітити якусь структуру, і з цієї причини вони були названі неправильними.

Інший відомий астрофізик Вальтер Бааде писав, що "система Хаббла настільки ефективна, що кількість винятків неправдоподібно мало". Схема Хаббла дуже проста: галактики бувають сферичними, еліптичними, спіральними і неправильними. Ось тільки га-Схема, що показує різноманітність форм галактик, була запропонована Едвін Хаббл. Вона має вигляд "камертону": на "руко-ятці" зображені еліптичні галактики, на двох відгалуженнях - спіральні галактики. У тому місці, де відгалуження з'єднуються з "рукояткою", знаходиться сочевицеподібна галактика, яка володіє деякими особливостями еліптичних і спіральних галактик.

Галактики діляться на два великі класи. В одних спіралі виходять прямо з ядра, а в інших — з перемички, що з'єднує спіралі з ядром.

Така теорія пояснювала існування всіх типів галактик. За цією схемою наша Галактика і туманність Андромеди, які є найбільш масивними з усіх видимих ​​у спостерігається Всесвіту (Мета-галактиці), повинні бути найбільш старими. Процес стиснення прискорюється із збільшенням маси протогалактичної хмари. Але такий висновок навряд чи вірний, оскільки майже всі галактики мають один і той самий вік. Є й інші аргументи проти викладеного припущення. Наприклад, чому у "дуже старих" неправильних галактик астрономи виявили найбільшу кількість газу, іноді до третини від маси самого об'єкта. Як же так, чому у старого об'єкта є ще речовина, з якого можуть утворюватися зірки?

А можливо, кожна з галактик проходить свій власний шлях розвитку? І що ж тоді з часом може вийти з туманності Андромеди чи нашої власної Галактики? Однак у природі завжди безліч подібних об'єктів розвивається певними подібними шляхами. Якими ж?

Більшість з нас знає астрономічні об'єкти, укладені всередині дуже обмеженого обсягу простору - зірки, планети та їх супутники, комети, астероїди ... Але Абдулла Аріпов у вірші "Безбрежність" вірно зазначив:

Доведено, що немає меж у Всесвіті:

Над небом наших зірок

Світи інших небес.

Ні думкою, ні мрією,

Нехай самої сміливої,

Не в змозі ми осягнути

Велич всіх чудес.

Про зіркову природу галактик дізналися після того, як К. Лундмарк спостерігав зірки на околицях туманності М33 у сузір'ї Трикутника. Через п'ять років Е. Хаббл зробив те ж і для туманності в Андромеді М 31. В даний час найбільший телескоп здатний зафіксувати сотні мільярдів галаклактики діляться на два великі класи. В одних спіралі виходять прямо з ядра, а в інших — з перемички, що з'єднує спіралі з ядром.

Вчені люблять все виражати в відсотках, і в багатьох випадках це буває виправдано, адже за цифрами завжди криється якась особливість. Половина галактик мають спіралі, а чверть з них видно на фотографіях у вигляді світлих плям еліптичної форми. Безформних галактик лише 5 %. П'ята частина відноситься до лінзоподібних, оскільки це - і не еліптичні, і не спіральні галактики.

Цифри завжди нудні власними силами, а то й беруть участь у описі якогось сюжету, який виявляється іноді дуже цікавим. Справді, чому галактики відрізняються один від одного? Чи не стають сферичні галактики з часом спіральними, які потім втрачають свій візерунок і перетворюються на неправильні? Красу схеми Хаббла визнали усі. Користуватися нею стали на всіх про-серваторіях, оскільки, як здавалося спочатку, вона начебто описувала просту схему виникнення і життя галактик.

Уявіть гігантську хмару газу, з якої згодом утворюється галактика з сотнею мільярдів зірок. Гравітація стискатиме хмару, а обертання призведе до сплющування. Ось і виходить, що якщо галактика спочатку мала сферичну форму, то згодом вона ставала дедалі стислішою. А як з'явилися спіралі? Згадайте катання на каруселі - колі, що обертається навколо осі, що проходить через його центр. Утриматися на ньому стає все важче в міру збільшення швидкості його обертання. Так і речовина галактики - воно буде відриватися від екваторіальної площини, і віддаляючись від осі обертання, закручуватися у вигляді спіралей.

Така теорія пояснювала існування всіх типів галактик ...

…Відстань до галактик неможливо визначити методом паралаксів, оскільки вони надто далекі. Для цього використовують спостереження цефеїд, Нових і Наднових зірок, кульових скупчень, хмар іонізованого водню та ін. У 1912 році В. Слайфер відкрив червоне зміщення в спектрах галактик, яке в порівнянні з відстанню до них і дозволило е.. Хабблу встановити зв'язок між ними.

Вигляд галактики пов'язаний з її характеристиками: яскравіші галактики є і більш масивними. Маса га-лактики визначається по кривій швидкостей, тобто, залежності швидкості обертання від відстані до центру га-лактики.

Криві обертання показують також, що в галактиках, можливо, є значна кількість речовини, яка не проявляє себе в випромінюванні - так звана "прихована маса".

Маси ж галактик можуть бути дуже великі - до декількох сотень мільярдів мас Сонця, причому, найбільш потужними виявляються еліптичні галактики.

Багато галактики входять у скупчення. Наша галактика входить у Місцеву групу, що налічує понад три десятки галактик, до числа яких входить М 31, одна з наймасивніших в Метагалактиці, а також близько двох десятків карликових галактик і знамениті Магелланові хмари - Велике і Мале - Супутники Галактики. Центр найближчого надскоплення галактик знаходиться у сузір'ї Діви на відстані близько 65 млн. світлових років. Воно містить близько 200 галактик високої та середньої світності, у тому числі і найяскравішу з них - "Сомбре-ро". Вчені вважають, що наша Місцева система галактик входить у це надскупчення.

Багато галактики є джерелами радіовипромінювання. Серед них виділяються галактики помірної потужності (N-галактики та сейфертівські галактики). Багато галактики активно випромінюють надмірну кількість короткохвильового випромінювання. Вважається, що джерелами є електрони, що рухаються в магнітних полях галактик.

Найбільш чудовими і найбільш віддаленими від нас галактиками є квазари - джерела надзвичайно високого випромінювання, природа якого досі не розгадана. Астрономи впевнені, що в центрі квазарів розташована надмасивна чорна діра, взаємодія якої з речовиною Галактики і є причиною потужного випромінювання.

Ми ще не раз повернемося до теми вивчення галактик, оскільки вона дійсно невичерпна, і питань тут набагато більше, ніж відповідей.

Космічний танець царства Галактик

Детальне дослідження Всесвіту показало, у якому фантастичному космічному балеті бере участь Земля. Спочатку вона зі швидкістю 30 км/с захоплює нас за собою в щорічну подорож орбітою навколо Сонця діаметром 17 світлових хвилин (рис. А). Сонячна система здійснює "навколосвітнє подорож" навколо центру Чумацького Шляху зі швидкістю 230 км / с (рис. В).

Чумацький Шлях діаметром 100 тисяч світлових років летить зі швидкістю 90 км/с до своєї сусідки Андромеди, при цьому вони є частиною Місцевої групи, яка простягається на мільйони світлових років (рис. С). У свою чергу, Місцева група галактик рухається зі швидкістю, приблизно, 600 км/с, що притягується надскупченнями в сузір'ях Діви, Гідри і Центавра, найближче з яких знаходиться від нас на відстані більше 65 млн. світлових років (рис .D). Згадані найближчі надскоплення знаходяться в гравітаційній взаємодії з іншими галактичними агломераціями.

Сукупності надскоплень утворюють гігантські ланцюжки, протяжністю в сотні мільйонів і мільярди світлових років. Найцікавіше те, що видима нашим оком матерія (зірки і галактики) відіграє дуже незначну роль у цьому "Вселенському спектаклі". Значно більшою мірою ці гігантські просторові структури формує: а) - гравітаційне поле невидимої "прихованої маси" або "темної матерії", випромінювання якої не фіксується нашими приладами, а також б) - антигравітаційний вплив "темної енергії", спо -що сприяє розширенню Метагалактики.

У глибинах Малої Магеланової хмари

Безперечною прикрасою південного зоряного неба нашої планети є Мала Магелланова хмара (ММО) - супутник Чумацького Шляху. Воно знаходиться від нас на відстані 210 000 світлових років у напрямку сузір'я Тукана. Об'єктом досліджень космічного телескопа ім. Хаббла стала область зіркоутворення в ММО, що отримала назву NGC 346. Ця область, відображена на знімку, наведеному на наступній сторінці, має в поперечнику близько 200 світлових років. При детальному дослідженні вчені виявили тут безліч зіркових ембріонів, що зароджуються в колапсуючих газово-пилових хмарах. У цих зародках ще почалися ядерні реакції. Найменші з них мають масу, рівну половині маси нашого Сонця. Їх загальна кількість дорівнює приблизно 2500. За оцінками астрономів, загальна кількість зірок в NGC 346 становить 70 000. Там виявлено кілька вікових груп зірок. Найбільш старі мають вік 4500 млрд. років (однолітки нашого Сонця), а наймолодші утворилися всього 5 млн. років тому, коли людина на Землі освоювала прямоходіння.

Галактики, що не мають вираженої структури, подібні до ММО, вважаються будівельними блоками, з яких на ранніх стадіях розвитку Всесвіту формувалися великі галактики. Цей супутник Чумацького Шляху є "лабораторією" для дослідження процесів народження зірок. ММО утворилося значно пізніше нашої Галактики, про що говорить менший вміст важких елементів у його зірках.

P. S. Протяжність часового потоку

Міжнародна команда астрономів, яку очолює Christopher J. Conselice, професор астрофізики в університеті Ноттінгема, виявили, що Всесвіт містить не менше 2 трильйонів галактик, у десять разів більше, ніж вважалося раніше. Робота команди, яка розпочалася з гранту Королівського астрономічного товариства, була опублікована в Astrophysical Journal 14 жовтня 2016 року.

Астрономи давно прагнули визначити, скільки галактик існує у Всесвіті, що спостерігається, тієї частини космосу, де світло з віддалених об'єктів встигло дістатися до нас. За останні 20 років вчені використовували зображення з космічного телескопа Хаббла для оцінки того, що Всесвіт, який ми бачимо, містить близько 100 - 200 мільярдів галактик. Сучасні астрономічні технології дозволяють нам вивчати лише 10% цих галактик, а решту 90% буде видно тільки після того, як будуть розроблені великі та кращі телескопи.

Дослідження професора Conselice є кульмінацією 15-річної роботи, яка також частково фінансувалася дослідницьким грантом, присудженим студенту старших курсів Аарону Вілкінсону. Аарон, в даний час PhD (доктор філософії) в університеті Ноттінгема, розпочав аналіз всіх раніше проведених досліджень з підрахунку кількості галактик, що послужило фундаментальною базою для встановлення більш масштабного дослідження.

Команда професора Conselice перетворила вузьконаправлені знімки глибокого космосу з телескопів у всьому світі, і особливо від телескопа Хаббл, на 3D карти. Це дозволило їм розрахувати щільність галактик, а також об'єм однієї невеликої області простору за іншою. Це ретельне дослідження дозволило команді встановити, скільки галактик було пропущено в ранніх дослідженнях. Можна сміливо сказати, що вони провели міжгалактичні археологічні розкопки.

Результати цього дослідження засновані на вимірах кількості галактик, що спостерігаються, в різні епохи - тимчасові зрізи в галактичному масштабі - за всю історію Всесвіту. Коли професор Conselice та його команда з Ноттінгема у співпраці з вченими з обсерваторії Лейдена в Лейденському університеті в Нідерландах та Інституту астрономії Единбурзького університету, дослідили, скільки галактик було в кожну епоху, вони виявили, що на більш ранній стадії розвитку Всесвіту кількість галак , чим зараз.

Схоже, що коли Всесвіту було лише кілька мільярдів років, кількість галактик у заданому обсязі простору була вдесятеро більшою, ніж сьогодні в аналогічному обсязі. Більшість цих галактик були системами з малою масою, тобто. з масами, аналогічними масам галактик, що оточують зараз Чумацький Шлях.

Професор Конселіс сказав: Це дуже дивно, оскільки ми знаємо, що за 13,7 мільярдів років космічної еволюції з часів Великого Вибуху розмір галактик збільшувався за рахунок зіркоутворення і злиття з іншими галактиками. Встановлення факту наявності більшої кількості галактик у минулому передбачає, що мала статися значна еволюція, спрямовану зменшення їх числа з допомогою великого злиття систем. Ми втрачаємо переважну більшість галактик, тому що вони дуже слабкі та далекі. Кількість галактик у Всесвіті є фундаментальним питанням астрономії, і це вражає уяву, оскільки 90% галактик у космосі досі не вивчені. Хто знає, які цікаві властивості ми знайдемо щодо цих галактик з допомогою телескопів наступного покоління?»

Переклад статті «Розподіл щільності галактик при Z< 8 и ее последствия». Октябрь 2016. Права на перевод принадлежат
Автори:
Christopher J. Conselice, School of Physics and Astronomy, Ноттінгемський університет, Ноттінгем, Англія.
Aaron Wilkinson, Лейденська обсерваторія Лейденський університет, Нідерланди
Kenneth Duncan, Королівська обсерваторія, Інститут астрономії Единбурзького університету, Шотландія

Анотація

Розподіл щільності галактик у Всесвіті і, отже, загальна кількість галактик є фундаментальним питанням астрофізики, що впливає на вирішення багатьох проблем у галузі космології. Однак, до публікації цієї статті, ніколи не було аналогічного детального дослідження цього важливого показника, а також визначення чіткого алгоритму знаходження цього числа. Для вирішення цього завдання ми використовували галактичні функції зіркових мас, що спостерігаються, до $z \sim 8$, щоб визначити, як змінюється щільність числа галактик залежно від функції часу і межі маси. Ми показали, що збільшення загальної щільності галактик ($\phi_T$), більш масивних, ніж $M_* = 10^6M_\odot$, зменшується як $\phi_T \sim t^(-1)$, де t - вік Всесвіту . Далі ми показали, що цей тренд розгортається і швидше збільшується з часом при більш високих граничних значеннях маси $M_* > 10^7M_\odot$. Використовуючи $M_* = 10^6M_\odot$ як нижню межу, ми довели, що загальна кількість галактик у Всесвіті до $z = 8$ дорівнює: $2.0 (+0.7\choose -0.6) \times (10^(12)) $ або просто $2.0 \times (10^(12))$ (два трильйони!), тобто. майже вдесятеро більше, ніж було видно у всіх дослідженнях неба на основі. Ми обговоримо вплив цих результатів на розуміння процесу еволюції галактик, а також порівняємо наші результати з новітніми моделями формування галактик. Ці результати також показують, що космічний фонове світло в оптичній та ближній інфрачервоній області, ймовірно, виникає з цих слабких галактик, що не спостерігаються. Ми також покажемо, як ці результати вирішують питання про те, чому нічне небо темне, інакше відоме як .

1. Введення

Коли ми відкриваємо Всесвіт та його властивості, ми завжди хочемо знати абсолютні значення. Наприклад, астрономічний інтерес полягає в тому, щоб розрахувати, скільки зірок знаходиться в нашій Галактиці, скільки планет оточують ці зірки (Fressin et al., 2013), загальну щільність Всесвіту (наприклад, Fukugita & Peebles 2004), серед інших абсолютів у властивостях Всесвіту . Тут була дана приблизна відповідь на одне з цих питань, - це загальна щільність числа галактик і, отже, загальна кількість галактик у Всесвіті.

Це питання є не просто марною цікавістю, але пов'язане з багатьма іншими питаннями в космології та астрономії. Розподіл щільності галактик пов'язаний з такими питаннями, як освіта / еволюція галактики за кількістю сформованих систем, зміна відносин гігантських галактик до карликових галактик, віддалена наднова і швидкість гамма-сплеску, швидкість утворення зірок у Всесвіті, і як нові галактики створюються / знищуються за допомогою злиття ( наприклад, 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). Кількість галактик у Всесвіті також розкриває інформацію про щільність матерії (речовини та енергії) Всесвіту, фоновому світлі на різних довжинах хвиль, а також про розуміння парадоксу Ольберса. Однак досі ще немає хорошого виміру цієї фундаментальної величини. Наша здатність досліджувати розподіл густини галактик за допомогою телескопів виникла лише з появою CCD-камер. Наддалекі дослідження з пошуку далеких галактик почалися в 1990-х роках (наприклад, Koo & Kron 1992; Steidel & Hamilton 1992; Djorgovski et al. 1995), і досягли нинішньої глибини після проектів на базі Космічного телескопа «Хаббл», особливо Williams та ін., 1996). Надалі дослідження були продовжені в рамках (Williams et al., 2000), (Giavalisco et al. 2004), огляд в інфрачервоному спектрі (Cosmic Assembly Near-infrared Deep Extragalactic Legacy Survey) (Grogin et al. 2011; Koe. 2011), і увінчалися Hubble Ultra Deep Field (Beckwith et al. 2006), який на сьогоднішній день залишається найглибшим дослідженням в оптичному та ближньому інфрачервоному діапазоні нашого Всесвіту.
Однак, незважаючи на всі ці дослідження, досі неясно, як загальна щільність числа галактик еволюціонує з часом. Це цікаве питання, оскільки ми знаємо, що швидкість зіркоутворення зростає, а потім знижується при z< 8 (например, Bouwens et al. 2009; ; 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.
Існує кілька причин того, чому нелегко визначити загальну кількість галактик на основі результатів наддальних досліджень. Одна з них полягає в тому, що всі наддалекі спостереження є неповними. Це пов'язано з обмеженнями часу та глибини експозиції, тому деякі галактики виявляються легше, ніж інші. Результатом цього є неповна картина навіть у найвищих дальних обстеженнях, які можуть бути виправлені, але які все ще залишають деяку невизначеність. Однак більш важлива проблема полягає в тому, що ці спостереження не досягають найслабших галактик, хоча з теорії, ми знаємо, що має бути набагато більше слабких галактик за межами кордонів, доступних нині нам для спостережень.
Важливо також звернути увагу, що ми розуміємо під загальною щільністю галактик у Всесвіті. Це не проста величина, яку можна визначити як загальну густину, що існує в даний час, загальна густина, яка є спостерігається в принципі, і загальна густина, яку можна спостерігати за допомогою сучасної технології, - це різні питання з різними відповідями. Існує також проблема, що ми обмежені космологічним обрієм над тим, що ми можемо спостерігати, і тому є галактики, які ми не можемо бачити за його межами. Навіть кількість галактик, які існують у Всесвіті сьогодні, тобто, якщо ми могли б розглядати весь Всесвіт як є зараз, а не бути обмеженим часом проходження світла, є складним питанням. Галактики в далекому всесвіті еволюціонували за межі того, що ми можемо спостерігати в даний час через кінцеву природу швидкості світла і, мабуть, будуть схожими на ті, що є у видимому Всесвіті. Ми розглядаємо всі ці проблеми в даній статті, а саме, як щільність числа галактик змінюється в межах поточного всесвіту, що спостерігається до z ~ 8.
З метою порівняння, у Додатку до цієї роботи, ми також проводимо аналіз числа галактик, які видно сучасним телескопам усім довжинах хвиль, і які ми можемо спостерігати нині. Потім ми порівнюємо ці дані з вимірами загальної кількості галактик, що потенційно може спостерігатися у Всесвіті на основі виміряних функцій мас (mass function). Ми також обговоримо, як ці результати розкривають інформацію про еволюцію галактики. Ми також наводимо інформацію про майбутні дослідження, і яку частку галактик вони спостерігатимуть.
Ця стаття поділена на кілька розділів. §2 описує дані, які ми використовуємо в цьому аналізі, §3 описує результати цієї роботи, у тому числі методи аналізу функцій зіркової маси галактики з метою отримання загальної кількості галактик, що знаходяться у Всесвіті, §4 описує наслідки цих результатів, а §5 подано короткий виклад статті. У цій роботі ми використовуємо стандартну космологію: H 0 = 70 km s −1 Mpc −1 , і m = 1 − Ω λ = 0.3.

2. Дані

Дані, які ми використовуємо для цієї статті, одержані з численних джерел та результатів попередніх робіт. У Додатку ми описуємо, скільки галактик ми можемо спостерігати в даний час у Всесвіті, ґрунтуючись на найглибших спостереженнях, доступних до теперішнього часу. Тут, в основній статті, ми досліджуємо питання про те, скільки галактик потенційно можна виявити у Всесвіті, якщо глибока візуалізація по всіх довжинах хвиль виконана у всіх частинах неба без будь-яких перешкод від Галактики чи інших спотворень.
Для більшої частини даного аналізу та результатів цієї роботи ми використовуємо функції мас галактик з огляду на Всесвіт аж до z ~ 8, щоб визначити, як щільність числа галактик еволюціонує з часом і . Ці функції маси та світності зараз тільки починають вимірюватися для великих значень червоного зміщення, і наші первинні дані виходять із функцій мас, розрахованих з використанням високоточних інфрачервоних та оптичних зйомок телескопом Хаббла та наземних станцій.
Як представлено в наступному розділі, функції мас, які ми використовуємо, взяті з Fontana et al. ( , ), Tomczak та ін. (2014), і для галактик при z< 3. Для самых высоких значений красного смещения мы используем функции масс, опубликованные , и . Мы упорядочили все эти функции масс из каждого вышеуказанного исследования на основе 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.

Малюнок 1.Функції мас, які ми використовуємо в цій статті, представлені на графіках за допомогою Всі ці значення взяті з різних досліджень, згаданих у §2. Функції мас представлені в залежності від значень, на лівому графіку відображені системи при z< 1, средний график показывает 1 < z < 3 и z >3 (крайній правий). Ці функції мас показані так, що суцільні кольорові лінії є функціями мас аж до межі відповідних даних, в яких вони повні, а пунктирні лінії показують нашу екстраполяцію $M_* = 10^6 M_odot$. «Найбільш плоский» графік функції мас для 1< z < 3 взят из работы и для z >3 взято з роботи.

3. Розподіл густини галактик

3.1 Вступ та застереження

Основним методом, який ми використовуємо визначення щільності галактик у Всесвіті, є інтеграція кількості галактик через встановлені функції мас для даного космологічного червоного усунення. Для цього потрібно екстраполювати встановлені функції зоряної маси, щоб досягти мінімальної межі маси популяції галактик. Є багато способів, якими це можна зробити, про що ми поговоримо нижче. Одним із найважливіших питань є нижня межа, від якої ми повинні починати підрахунок кількості галактик залежно від функцій мас. Завдяки недавнім публікаціям, де наводяться функції зоряної маси до z ~ 8 (наприклад, ; , ми можемо тепер зробити цей розрахунок вперше. Інша проблема полягає в тому, чи може бути екстраполована нижче за межу даних, для яких вона спочатку була придатна. Це питання, який ми докладно досліджуємо.
Це доповнює безпосередньо спостерігається підхід, представлений у Додатку, і є більш точним способом вимірювання кількості галактик у Всесвіті, що спостерігається в даний час, якщо функції мас правильно виміряні і точно параметризовані. Однак цей метод потенційно загрожує підводним камінням, яке необхідно ретельно розглянути і проаналізувати. Не в останню чергу це пов'язано з тим, що виміри залежать від значно більшої кількості факторів, ніж просто фотометрія та проблеми з ідентифікацією об'єкта, які завжди присутні при простому вимірі галактик. Ситуація тут пов'язана з іншими невизначеностями, пов'язаними з виміром зіркових мас та червоних зміщень. Проте, якщо ми можемо пояснити ці невизначеності, інтеграція встановлених функцій мас може розповісти нам про щільність галактик у заданому інтервалі червоного усунення з деякою виміряною невизначеністю.
Ми використовуємо цей метод для обчислення загальної щільності галактик, що знаходяться в межах Всесвіту, що спостерігається в даний час, як функції червоного зміщення. Для цього ми безпосередньо не інтегруємо функції мас, що спостерігаються, а використовуємо параметризовану форму, задану функцією Шехтера (1976), щоб визначити загальну щільність числа галактик як функцію червоного зміщення. Форма цієї функції визначається:

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

1. стор. 170-183 Лекцій з зоряної астрономії. Локтін А.В., Марсаков В.А., 2009 рік.
2.
3.
4. , розділ позагалактичної бази даних НАСА (NASA/IPAC Extragalactic Database, NED) - найбільше сховище зображень, фотометрії та спектрів галактик, отриманих під час оглядів неба в мікрохвильовому, інфрачервоному, оптичному та ультрафіолетовому (УФ) діапазонах.
5.
6.
7.
8. У цій роботі було представлено подвійну функцію світності Шехтера (the double Schechter luminosity function). Розділ 4.2 на стор.10.
9. Lorenzo Zaninetti. 29 травня 2017. A Left and Right Truncated Schechter

У діапазоні космологічного червоного усунення z ~ 0 - 3 ми використовуємо встановлені значення функцій мас та його помилки з робіт, проведених , Fontana et al. ( , ), і . Ці функції зоряних мас визначаються шляхом виміру зіркових мас об'єктів за допомогою процедури SED fitting (). Незважаючи на великий розкид у різних вимірах параметрів функції Шехтера, ми використовуємо всю цю інформацію, щоб брати до уваги різні методи вимірювань та моделей, що використовуються, а також космічну дисперсію (). Ці функції мас, параметризовані функцією Шехтера, показано на Рисунку 1. Ми також конвертуємо ті дослідження, в яких використовуються початкові функції мас Шабріє () - Pozzetti et al. (2007), Duncan та ін. (2014), Mortlock та ін. (2015) та Muzzin et al. (2013) який використовує початкові функції мас Кроупа (Kroupa IMF) у початкові функції мас Солпітера (Salpeter IMF). Список значень, які ми використовуємо в нашому аналізі, показаний (( show2_MathJax ? "Закрити":"Таблиці 1" )) Примітка- У цій таблиці наведено параметри наведених функцій Шехтера, які ми використовуємо для виконання наших розрахунків. Всі вони нормалізовані з метою отримання сопостових значень початкових функцій мас Солпітера (Salpeter IMF), хоча Pozzetti et al. (2007), Duncan та ін. (2014) та Mortlock et al. (2015) у своїх роботах використовували початкові функції мас Шабріє (), а Muzzin et al. (2013) використовували початкові функції мас Кроупа (Kroupa IMF).

(( show2_MathJax ? "Закрити":"Таблиці 1")) .

Зауважимо, що ми розглядаємо лише ті функції мас, де параметр α у застосовних моделях Шехтера дозволяється змінювати. Якщо результат функції маси виходить від фіксованого значення α , Це призводить до спотворення числа галактик, оскільки це значення має істотний вплив на кількість тьмяних галаких з невеликою масою в заданому обсязі (§3.2). Тому ми виключаємо результати функції мас із досліджень, які використовують α GOODS (Great Observatories Origins Deep Survey project) у рамках глибокого космічного позагалактичного огляду в ближньому інфрачервоному діапазоні (Cosmic Assembly Near-infrared Deep Extragalactic Legacy Survey), а також .
Для високих значень космологічного червоного зміщення функції мас є відносно новим параметром, тому з метою отримання узгоджених та несуперечливих даних ми також проаналізували отримані функції світності в ультрафіолетовому діапазоні, переважно при 1500A. Для цього ми використали дані, опубліковані у роботах Bouwens et al. (2011), McLure та ін. (2009), McLure та ін. (2013), Bouwens та ін. (2015) та Finkelstein et al. (2015). McLure та ін. (2013) та Bouwens et al. (2015) аналізують дані, отримані з найдальших оглядів, включаючи огляд HUDF12, який досліджував галактики для найвищих значень космологічного червоного зміщення за $z = 8$ і $z = 9$.
Для перетворення лімту зоряних мас до межі УФ-величини ми використовуємо відносини між цими двома величинами, розраховані в роботі Duncan et al. (2014). Duncan та ін. (2014) змоделювали лінійне відношення між масою та світлом в УФ та як вона розвивається при різних значеннях космологічного червоного зміщення. Ми використовуємо їх, щоб визначити межу УФ-величини, що відповідає нашому стандартному ліміту мас $M_* = 10^6M_\odot$. Таким чином, ми можемо пов'язати наш ліміт зоряної маси з межею абсолютної величини в УФ. Ми не використовуємо ці значення в наших розрахунках, але використовуємо ці функції світності для перевірки відповідності результатів, отриманих від функцій зоряних мас. Ми знаходимо високу узгодженість із функціями зоряної маси, у тому числі при використанні різних варіацій перетворення зоряної маси в УФ-світність (наприклад, Duncan et al. 2014; Song et al. 2015). Більше того, всі наші функції мас для високих значень космологічного червоного зміщення більш-менш узгоджені, крім Grazian et al. (2015), результати якого призводять до дещо нижчого значення $\phi_T$.

5. Короткі підсумки дослідження

Ми досліджували фундаментальне питання щодо розподілу щільності галактик у Всесвіті. Ми аналізуємо це завдання кількома способами та обговорюємо наслідки для еволюції галактики та космології. Ми використовуємо нещодавно отримані масові функції для галактик до z ∼ 8 для визначення розподілу густини галактик у Всесвіті. Наш основний висновок полягає в тому, що густина числа галактик зменшується з часом як $\phi_T(z) \sim t^(-1)$, де t - вік Всесвіту.
Далі ми обговорюємо наслідки цього збільшення щільності числа галактик з ретроспективного погляду назад для багатьох ключових астрофізичних питань. Інтегруючи щільність числа галактик, ми розрахували кількість галактик у Всесвітізначення якого склало $2.0 (+0.7\choose -0.6) \times (10^(12))$ для $z = 8$, яке в принципі можна спостерігати. Це приблизно вдесятеро більше, ніж за прямого підрахунку. Це означає, що ми ще маємо виявити велику популяцію слабких далеких галактик.

У термінах астрофізичної еволюції галактик показуємо, що збільшення інтегрованих функцій мас всіх галактик з червоним усуненням пояснюється моделлю злиття. Ми показуємо, що проста модель злиття здатна відтворювати зниження числа галактик з тимчасовим масштабом злиття $tau = 1.29 ± 0.35 Gyr $. Отримана швидкість злиття при z = 1.5 становить R ~ 0.05 злиття $Gyr^(−1) Mpc^(−3)$, близько до значення, отриманого при структурному та парному аналізі. Більшість з цих галактик, що сходяться, являють собою системи з більш низькою масою, що з часом збільшують щільність числа галактик з нижньої межі до більш високих мас при обчисленні загальної щільності.

Зрештою, ми обговорюємо наслідки наших результатів для майбутніх досліджень.

У майбутньому, оскільки функції мас стають відомішими завдяки кращому моделюванню SED і глибшим і ширшим даними з JWST і Euclid / LSST, ми зможемо більш точно виміряти загальну щільність числа галактик і, таким чином, отримати кращу міру цієї фундаментальної величини.

Наші пращури думали, що Земля - ​​це і є весь Світ, а Сонце і Місяць крутяться навколо планети. З розвитком науки ці межі розширювалися, спочатку меж Сонячної системи, потім до Галактики Чумацький Шлях. Сьогодні перед вченими стоять складніші питання: де проходить кордон Всесвіту і скільки існує Галактик?

Те, що “туманності”, які бачили астрономи в нічному небі – це інші галактики, які не мають жодного відношення до нашої рідної, вчені зрозуміли лише у 20-ті роки минулого століття.

Найважливішу роль у цьому відкритті відіграв один із основоположників сучасної астрономії американець Едвін Хаббл, на честь якого названо головного космічного телескопа NASA Hubble.

Варто також відзначити, що до початку XXI століття галактиками було прийнято вважати скупчення з числом зірок у діапазоні від кількох мільйонів до десятків і навіть сотень трильйонів. Останніх відносять до категорії "галактик-супергігантів", але, крім них, в космосі є і куди більші структури! Зокрема, вченими виявлено численні "галактичні скупчення" - групи гравітаційно пов'язаних один з одним сотень галактик, "сверхскупчення" - галактичні суперкластери, що поєднують "звичайні" скупчення, і, нарешті, "мега-монстри" - галактичні нитки (інша їх назва - "великі стіни"), що простягаються в космічному просторі на сотні мільйонів і навіть кілька мільярдів світлових років комплексні структури, до складу яких входять сотні галактичних кластерів і суперкластерів, а також порожнеч.

Більше того, відносно нещодавно астрономи стали знаходити і куди дрібніші галактичні спільноти, наприклад, у 2003 році були виявлені мікрогрупи (так звані "ультракомпактні карликові галактики"), що об'єднують лише кілька сотень зірок. Таким чином, в даний час спостерігається сильна різноголосиця думок як у питанні визначення точних фізичних кордонів між галактиками та "галактичними скупченнями", так і щодо того, чи можна кількісно обмежити мінімально допустиму кількість зоряних систем, що входять до складу окремо взятої галактики.

Не так просто і з науковою класифікацією основних типів і видів галактик, точніше, їх форм і просторових обрисів.

Першу серйозну спробу розсортувати галактики зробив все той же Едвін Хаббл, який склав у 20-30-і роки минулого століття спеціальну діаграму, яка отримала назву "камертон Хаббла". Всі галактики він поділив на чотири основні типи – еліптичні(З витягнутою сферичною формою), спіральні(дископодібні галактики, схожі на плоскі млинці і які володіють кількома відростками-завихреннями – наш Чумацький Шлях відноситься саме до цієї категорії), лінзовідні(схожі формою зі спіральними, але без рукавів-відростків) і "неправильні"тобто не піддаються чіткій візуальній класифікації. Сам Хаббл вважав, що ці типи плавно перетікають друг в друга з часом, причому, найдавнішими є еліптичні, інші утворилися пізніше внаслідок просторових мутацій. Відповідно, його схема виглядала як вилка-камертон із двома зубцями: на його ніжці-основі були еліптичні галактики, а на зубцях-продовженнях – лінзовидні та спіральні, тоді як "неправильні" були взагалі позначені окремо.

Ця його вихідна версія згодом зазнала серйозної корекції і була доповнена безліччю проміжних та перехідних типів. Понад те, вчені нині вважають, що жодної еволюційної логіки у розвитку різних форм галактик, очевидно, взагалі був. Так, на ранніх етапах розширення Всесвіту могли утворюватися як еліптичні, так і спіральні/лінзовидні галактики, а, згідно з однією з популярних гіпотез, більшість найдавніших галактик і зовсім мали неправильні контури.

Варто зазначити, що багато нової інформації про різні форми та віки розкиданих по Всесвіту галактик було отримано зовсім недавно – у 90-ті роки минулого та на початку нинішнього століття, і велика заслуга в цьому належить космічному телескопу Hubble, запущеному на навколоземну орбіту у 1990 році. . За 20 з лишком років Hubble зробив величезну кількість знімків віддалених зоряних скупчень і виявив у низці регіонів Всесвіту тисячі невідомих раніше галактик.

В останній дослідницькій програмі Frontier Fields за допомогою телескопа Hubble вивчаються найдавніші ділянки зоряного неба. І наприкінці 2015 року після аналізу чергової серії знімків Hubble та іншого космічного телескопа Spitzer, американськими астрономами була ідентифікована найдавніша на сьогодні галактика, яка, мабуть, утворилася лише через 400 мільйонів років після Великого Вибуху.

Як народжуються галактики?

Незважаючи на величезний прогрес, досягнутий галактичною астрономією в другій половині ХХ і на початку XXI століть, поки що залишається невирішеною ціла низка фундаментальних проблем, що належать передусім до фізичних механізмів освіти та подальшого розвитку цих великомасштабних космічних структур.

Згідно з сучасними розрахунками, передбачуваний вік Всесвіту, тобто час, що минув з моменту Великого Вибуху, становить близько 13 млрд 800 млн років. В даний час вчені вважають, що перші галактики у Всесвіті стали формуватися через кілька сотень мільйонів років після Великого Вибуху. Причому ще зовсім недавно вважалося, що цей процес був запущений пізніше - приблизно через мільярд років з моменту "початку часів".

Завдяки швидкому вдосконаленню наукової апаратури в епоху ІКТ-революції астрономам вдалося відмотати стрічку історії Всесвіту далеко назад, проте навіть найпотужніші на сьогодні телескопи поки що не в змозі розглянути світло від дуже тьмяних космічних об'єктів, що утворилися на ранніх етапах її еволюції.

Тому вченим-теоретикам доводиться переважно займатися побудовою різних гіпотез і математичних моделей, що пояснюють специфіку галактогенезу. У принципі, сучасні комп'ютерні технології вже дозволяють детально прораховувати різні фізичні сценарії цього процесу, але для того, щоб отримати правильну картинку, спочатку необхідно, як мінімум, розібратися з тим, що являє собою горезвісна темна матерія. Темна матерія, мабуть, є ключовою учасницею галактогенезу, і без чіткого розуміння її ролі в цьому процесі вченим навряд чи вдасться розробити по-справжньому ефективні та працюючі комп'ютерні моделі. Ще один незрозумілий елемент цієї головоломки – чорні дірки, а точніше ступінь їхньої участі у народженні та подальшому зростанні галактик. За припущеннями вчених ці колосальні згустки матерії ховаються в центральних зонах більшості галактик.

Поки ж найпопулярнішою серед теоретиків вважається гіпотеза, згідно з якою в результаті надшвидкого розширення молодого Всесвіту в ній у великій кількості накопичувалися різнорідні згустки матерії, які поступово під дією взаємної гравітації об'єднувалися один з одним у все більш масивні структури (спочатку – в окремі зірки, а потім – у зоряні скупчення-зародки майбутніх галактик). Особливу увагу в схемі галактогенезу приділяється і можливим сценаріям участі в цьому процесі темної матерії, яка, швидше за все, виступала як основний цементуючий матеріал, що гравітаційно утримує новоутворення, що виникали в різних регіонах Всесвіту.

Зйомки у прямому ефірі

Одним із найважливіших наукових напрямів є дослідження процесів злиття та об'єднання один з одним зрілих галактик, що спостерігаються нашими приладами "в реальному часі" (зрозуміло, з поправкою на той очевидний факт, що прилади спостереження, фіксуючи сигнали, що приходять до нас на Землю, бачать ці об'єкти такими, якими вони були дуже далекому минулому).

Протягом декількох мільярдів років після Великого Вибуху галактики різних форм і видів, що сформувалися, регулярно нарощували свою масу і обсяг, здебільшого засмоктуючи з навколишнього космічного простору газ і пилові частки. Однак поступово цей "нічийний матеріал" у Всесвіті став дефіцитним і середні темпи збільшення маси зоряної речовини у зрілих галактиках різко впали. Тому головним ресурсом поповнення запасів речовини галактик на пізніх етапах еволюції виявилися найближчі до них зоряні скупчення меншого розміру.

Карликова еліптична галактика в сузір'ї Стрільця - одна з двох невдалих сусідок Чумацького Шляху, яку наша галактика поступово вбирає в себе, годуючись новим сировиною, що поставляється ззовні. Друга відома науці її жертва - ще одна міні-галактика в сузір'ї Великого Пса, яку Чумацький Шлях вже майже повністю переварив: згідно з даними астрономічних спостережень, від неї до теперішнього часу залишилися лише "ріжки та ніжки" (зірки, що збереглися в її колишній центральній зоні). -ядрі). У більш давні часи, за оцінками вчених, Чумацький Шлях встиг успішно поласувати як мінімум вісьмома іншими дрібними галактиками. Однак, у віддаленому майбутньому, приблизно через 4 мільярди років, наша галактика має досить неприємну зустріч із ще більшим, ніж вона, сусідом, – галактикою Андромеди. За розрахунками теоретиків, ще через два мільярди років після цього зближення Чумацький шлях і Андромеда повинні злитися в одну велику еліптичну галактику.