Hvor mange kendte galakser? Hvor mange galakser i universet kender det moderne menneske?

Alle har nogensinde tænkt over, hvor stor og ukendt verden omkring os er. Da vi er en del af et umådeligt stort univers, stiller vi ofte og nysgerrigt os selv spørgsmål: "Hvor stort er universet?", "Hvad består det af?", "Er der intelligent liv udover os?", "Hvor mange galakser er der i universet?” og mange andre.

Denne artikel søger at besvare nogle af dem og udvide dem generel viden og ideer om universet og dets bestanddele og systemer.

Univers

Universet omfatter alt, hvad der eksisterer. Fra kosmisk støv til kæmpestjerner; fra de mindste brintatomer til subjektive ideer og abstrakte begreber. Alt, hvad der er placeret og fungerer i rummet, er en del af universet.

Det studeres af forskellige videnskaber. Fysik, astronomi og kosmologi er pionerer i studiet af universet i objektiv virkelighed. Det er dem, der forsøger at besvare spørgsmålet om, hvad kosmos er lavet af, eller hvor mange galakser der er i universet. Fra sine allerførste dage har filosofien studeret universet i subjektiv virkelighed. Moderen til alle videnskaber er ikke bekymret over, hvor mange galakser der er i universet, men om hvordan det og dets opfattelse påvirker vores liv og udvikling.

I betragtning af universets utrolige størrelse og massen af ​​kroppe og stoffer, der findes i det, er det ikke overraskende, at vi har akkumuleret en enorm mængde viden; Det er heller ikke overraskende, at mange flere spørgsmål forbliver ubesvarede. Kun en lille del af universet kan studeres fysisk på et bestemt tidspunkt, vi kan kun gætte på resten. Universets fortid og fremtid er kun antagelser og forudsigelser, og dets nutid er kun åbenbaret for os for en lille brøkdel.

Hvad ved vi med sikkerhed om hende?

Vi er helt sikre på, at Universet er enormt, og med en høj grad af sandsynlighed kan vi sige, at det er umådeligt. For at måle afstande mellem kosmiske objekter bruges en fuldstændig "universel" enhed - lysåret. Dette er den afstand, som en lysstråle kan rejse på et år.

Stoffet, der udgør universet, omgiver vores planet i en afstand på mindst 93 milliarder lysår. Til sammenligning indtager vores galakse et sted, der kan dækkes om 100 tusind lysår.

Forskere opdeler kosmisk stof i en klynge af atomer – forståeligt og undersøgt fysisk stof, som også kaldes baryonisk stof. Imidlertid er det meste af universet optaget af uudforsket mørk energi, hvis egenskaber er ukendte for videnskabsmænd. Også en betydelig del af universets synlige rum er optaget af mørk eller skjult masse, som videnskabsmænd kalder usynligt stof.

Ophobningen af ​​baryonisk stof danner stjerner, planeter og andre kosmiske legemer, som igen danner galakser. Sidstnævnte er i bevægelse og bevæger sig væk fra hinanden. Det er umuligt at besvare spørgsmålet om, hvor mange galakser der er i universet med præcision.

Hvad kan vi kun gætte?

Universets fortid og processen med dets dannelse er præcis ukendt. Forskere antyder, at universet er næsten 14 milliarder år gammelt og dannet efter udvidelsen af ​​koncentreret varmt stof, som i kosmologi kaldes Big Bang Theory.

Forskere opnår alt, som de vigtigste teoretiske modeller for universets udvikling er baseret på, ved at observere den del af det, der er synligt for os. Det er umuligt at bevise, hvor sand nogen af ​​de nuværende eksisterende modeller er. De fleste videnskabsmænd er enige i teorien om universets udvidelse - efter "big bang" fortsætter kosmisk stof sin bevægelse fra sit centrum.

Det er værd at huske på, at alle disse modeller er teoretiske, og det er umuligt at teste dem i praksis af mange grunde. Derfor er det værd at koncentrere sig om tilgængelig og dokumenteret viden, der besvarer spørgsmålene om, hvor mange stjerner der er i galaksen, og hvor mange galakser der er i universet. Billedet, der er taget ved hjælp af moderne teknologi, kaldet Hubble (for Hubble Ultra Deep Field), giver dig mulighed for at se placeringen af ​​mange galakser på en lille synlig del af himlen.

Hvad er en galakse?

En galakse er en samling af stjerner, gas, støv og skjult masse. Gravitationsinteraktionen mellem baryonisk stof og mørk kosmisk masse forener galaksen i en tæt forbundet gruppe af kosmiske legemer. Galakser bevæger sig med en vis hastighed, hvilket bekræfter teorien om universets udvidelse, men galaksens gravitationscenter tillader ikke universets bevægelse at påvirke dets dannelse. Alle legemer i galaksen kredser om et gravitationscenter.

Galakser kan være forskellige typer, størrelser og består af mange systemer. Der er ikke noget enkelt svar på spørgsmålet om, hvor mange galakser der er i universet, da eksistensen af ​​to identiske galakser er usandsynlig. Efter type er de opdelt i:

• elliptiske;
• spiralformet;
• linseformet;
• med jumper;
• ukorrekt.

Baseret på deres størrelse er galakser klassificeret som dværg, medium, stor og kæmpe. Der er ikke noget klart svar på spørgsmålet om, hvor mange systemer der er i en galakse, da antallet af systemer og stjernehobe afhænger af mængden forskellige faktorer, såsom stjernernes gravitationsfelt, størrelsen af ​​galaksen og mange andre.

Skala af galakser

Hver galakse består af stjernesystemer, klynger og interstellare skyer. Flere nabogalakser kan tiltrækkes af hinanden og danne en lokal gruppe. Den kan indeholde fra tre til 30 galakser af forskellige typer og størrelser.

Klynger af lokale grupper danner til gengæld enorme skyer af stjerner kaldet superhobe af galakser. Den indbyrdes tyngdeafhængighed mellem galakser i forhold til deres naboer fra den lokale gruppe såvel som fra superhoben er baseret på samspillet mellem atomer af baryonisk stof og skjult stof.

Mælkevejen

Vores hjemmegalakse - Mælkevejen- er en skiveformet spiral med en jumper. Kernen i galaksen består af gamle stjerner - røde kæmper. Mælkevejen deler sin lokale gruppe med to nabogalakser: Andromeda-tågen og Triangulum-galaksen. Superklyngen, som de tilhører, kaldes Jomfru-superklyngen.

I Mælkevejens lokale gruppe er der udover tre store galakser omkring 40 dværgsatellitgalakser, som tiltrækkes af stærkere gravitationsfelter deres store naboer. Der kan være lige så mange sorte huller og mørkt stofrum i Jomfrusuperhoben, som der er galakser. Det præcise antal stjerner i Mælkevejen er ukendt, men ifølge groft skøn er der 200 mia. Mælkevejens diameter er hundrede tusinde lysår, og den gennemsnitlige tykkelse af skiven er tusind lysår.

De yngste stjerner og deres hobe er placeret tættere på skivens overflade, mens centrum af den galaktiske kerne ifølge videnskabsmænd er et enormt sort hul, omkring hvilket der er en meget høj koncentration af stjerner. Hovedstjerne Vores system - Solen - er placeret tættere på overfladen af ​​disken.

solsystemet

Solsystemet er 4,5 milliarder år gammelt og er placeret i form af en skive. Det tungeste element i systemet er dets centrum - Solen den står for næsten hele massen, som bestemmer den stærke tyngdekraft. De otte planeter, der kredser om det, udgør kun 0,14 % af systemets samlede masse. Jorden tilhører de fire små jordiske planeter sammen med Mars, Venus og Merkur. De resterende planeter kaldes gasgiganter, fordi de for det meste består af gasser.

Et internationalt hold af astronomer ledet af Christopher J. Conselice, professor i astrofysik ved University of Nottingham, fandt ud af, at Universet indeholder mindst 2 billioner galakser, ti gange mere end hidtil antaget. Holdets arbejde, der begyndte med en bevilling fra Royal Astronomical Society, blev offentliggjort i Astrophysical Journal den 14. oktober 2016.

Astronomer har længe søgt at bestemme, hvor mange galakser der findes i det observerbare univers, den del af rummet, hvor lys fra fjerne objekter har formået at nå os. I løbet af de sidste 20 år har forskere brugt billeder fra Hubble-rumteleskopet til at vurdere, at det univers, vi ser, indeholder omkring 100 til 200 milliarder galakser. Den nuværende astronomiske teknologi giver os mulighed for kun at studere 10% af disse galakser, og de resterende 90% vil først være synlige, når større og bedre teleskoper er udviklet.

Professor Conselices forskning er kulminationen på 15 års arbejde, som også blev delfinansieret af en Royal Astronomical Society-forskningsbevilling tildelt bachelorstuderende Aaron Wilkinson. Aaron, der i øjeblikket er ph.d.-kandidat ved University of Nottingham, begyndte med at gennemgå alle tidligere galaksetællingsstudier, som gav det grundlæggende grundlag for at etablere en større undersøgelse.

Professor Conselices team har konverteret smalle billeder af det dybe rum fra teleskoper rundt om i verden, og især fra Hubble-teleskopet, til 3D-kort. Dette gjorde det muligt for dem at beregne tætheden af ​​galakser, såvel som volumenet af det ene lille område af rummet efter det andet. Denne omhyggelige forskning gjorde det muligt for holdet at bestemme, hvor mange galakser der var blevet savnet i tidligere undersøgelser. Vi kan sige, at de udførte en intergalaktisk arkæologisk udgravning.

Resultaterne af denne undersøgelse er baseret på målinger af antallet af observerede galakser i forskellige epoker - tidsskiver på galaktisk skala - gennem universets historie. Da professor Conselice og hans team fra Nottingham i samarbejde med forskere fra Leiden Observatory ved Leiden University i Holland og Institute of Astronomy ved University of Edinburgh undersøgte, hvor mange galakser der var i hver epoke, fandt de ud af, at på et tidligere tidspunkt trin i universets udvikling var antallet af galakser betydeligt højere end nu.

Det ser ud til, at da universet kun var et par milliarder år gammelt, var antallet af galakser i et givet rumfang ti gange større end i et tilsvarende rumfang i dag. De fleste af disse galakser var lavmassesystemer, dvs.

med masser svarende til dem i de galakser, der i øjeblikket omgiver Mælkevejen. Professor Conselis sagde: "Dette er meget overraskende, fordi vi ved, at i løbet af de 13,7 milliarder år med kosmisk udvikling siden Big Bang er størrelsen af ​​galakser steget gennem stjernedannelse og fusioner med andre galakser. Etablering af eksistensen mere galakser i fortiden indebærer, at betydelig udvikling må have fundet sted for at reducere deres antal gennem omfattende sammenlægninger af systemer. Vi savner langt de fleste galakser, fordi de er meget svage og fjerne. Antallet af galakser i universet er et grundlæggende spørgsmål inden for astronomi, og det er forbløffende, da 90 % af galakserne i rummet stadig er uudforskede. Hvem ved hvad

interessante egenskaber< 8 и ее последствия». Октябрь 2016. Ссылка на arXiv. Права на перевод принадлежат
vil vi finde ud af, når vi studerer disse galakser med den næste generation af teleskoper?"
Oversættelse af artiklen "Density distribution of galaxies at Z
Forfattere:
Christopher J. Conselice, School of Physics and Astronomy, University of Nottingham, Nottingham, England.

Aaron Wilkinson, Leiden Observatory Leiden University, Holland

Fordelingen af ​​tætheden af ​​galakser i universet og dermed det samlede antal galakser er et grundlæggende spørgsmål inden for astrofysik, der påvirker løsningen af ​​mange problemer inden for kosmologi. Men før offentliggørelsen af ​​denne artikel havde der aldrig været en lignende detaljeret undersøgelse af denne vigtige indikator, såvel som definitionen af ​​en klar algoritme til at finde dette tal. For at løse dette problem brugte vi observerede galaktiske stjernemassefunktioner op til $z \sim 8$ til at bestemme, hvordan galaksens taltæthed varierer som funktion af tid og massegrænsen. Vi har vist, at stigningen i den samlede tæthed af galakser ($\phi_T$) mere massive end $M_* = 10^6M_\odot$ falder med $\phi_T \sim t^(-1)$, hvor t er universets alder. Vi viste yderligere, at denne tendens vender og snarere stiger med tiden ved højere massegrænser $M_* > 10^7M_\odot$. Ved at bruge $M_* = 10^6M_\odot$ som en nedre grænse, begrundede vi det samlet mængde galakser i universet op til $z = 8$ er lig med: $2.0 (+0.7\vælg -0.6) \times (10^(12))$ eller kun $2.0 \times (10^(12))$ (to billioner !), t.e. næsten ti gange større end det blev set i alle Hubble Ultra-Deep Field-baserede himmelundersøgelser. Vi diskuterer konsekvenserne af disse resultater for at forstå galaksernes udvikling og sammenligner vores resultater med de nyeste modeller for galaksedannelse. Disse resultater indikerer også, at kosmisk baggrundslys i det optiske og nær-infrarøde område sandsynligvis stammer fra disse uobserverede svage galakser. Vi vil også vise, hvordan disse resultater adresserer spørgsmålet om, hvorfor nattehimlen er mørk, også kendt som Olbers' paradoks.

1. Introduktion

Når vi opdager universet og dets egenskaber, ønsker vi altid at kende absolutte værdier. For eksempel er astronomisk interesse at beregne, hvor mange stjerner der er i vores galakse, hvor mange planeter der omgiver disse stjerner (Fressin et al. 2013), universets samlede tæthed (f.eks. Fukugita & Peebles 2004), blandt andre absolutte værdier i egenskaberne af universet. Her er der givet et omtrentligt svar på et af disse spørgsmål - dette er den samlede tæthed af antallet af galakser og derfor det samlede antal galakser i universet.

Dette spørgsmål er ikke bare en tom nysgerrighed, men er relateret til mange andre spørgsmål inden for kosmologi og astronomi. Tæthedsfordelingen af ​​galakser er relateret til spørgsmål som galaksedannelse/udvikling efter antal dannede systemer, skiftende forhold mellem kæmpegalakser og dværggalakser, fjerntliggende supernova- og gammastråleudbrudshastigheder, hastigheden af ​​stjernedannelse i universet, og hvordan nye galakser skabes/ødelægges gennem fusioner (f.eks. Bridge et al. 2008; Conselice et al. 2014; Antallet af galakser i det observerbare univers afslører også information om massefylden af ​​stof (stof og energi) i universet, baggrundslys på forskellige længder bølger, samt om at forstå Olbers paradoks. Der er dog stadig ingen god måling af denne fundamentale størrelse. Vores evne til at studere tæthedsfordelingen af ​​galakser ved hjælp af teleskoper opstod først med fremkomsten af ​​CCD-kameraer. Ultra-langrækkende udforskning af fjerne galakser begyndte i 1990'erne (f.eks. Koo & Kron 1992; Steidel & Hamilton 1992; Djorgovski et al. 1995), og nåede sin nuværende dybde med Hubble Space Telescope-projekter, især Hubble Deep Field (Williams et al. al. 1996). Efterfølgende blev forskningen fortsat inden for rammerne af Hubble Deep Field South (Williams et al., 2000), Great Observatories Origins Survey (Giavalisco et al. 2004) og CANDELS (Cosmic Assembly Near-infrared Deep Extragalactic Legacy Survey) undersøgelse i det infrarøde spektrum (Grogin et al. 2011; Koekemoer et al. 2011), og kulminerede i Hubble Ultra Deep Field (Beckwith et al. 2006), som forbliver den dybeste optiske og nær-infrarøde undersøgelse af vores univers til dato .
Men på trods af alle disse undersøgelser er det stadig uklart, hvordan den samlede taltæthed af galakser udvikler sig over tid. Denne interessant spørgsmål, da vi ved, at stjernedannelseshastigheden stiger og derefter falder med 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.
Der er flere grunde til, at det ikke er let at bestemme det samlede antal galakser baseret på resultaterne af ultra-langrækkende undersøgelser. En af dem er, at alle ultra-langrækkende observationer er ufuldstændige. Dette skyldes begrænsninger i eksponeringstid og dybde, hvilket gør, at nogle galakser lettere kan opdages end andre. Resultatet af dette er et ufuldstændigt billede selv i de mest langsigtede undersøgelser, som kan rettes, men som stadig efterlader en vis usikkerhed. Det vigtigere problem er dog, at disse observationer ikke når de svageste galakser, selvom vi fra teorien ved, at der burde være mange flere svage galakser ud over grænserne for, hvad vi i øjeblikket kan observere.
Det er også vigtigt at være opmærksom på, hvad vi mener med den samlede tæthed af galakser i universet. Det er ikke en simpel størrelse, der kan defineres som den samlede tæthed, der i øjeblikket eksisterer, den samlede densitet, der i princippet er observerbar, og den samlede tæthed, der kan observeres vha. moderne teknologi, er forskellige spørgsmål med forskellige svar. Der er også det problem, at vi er begrænset til den kosmologiske horisont over det, vi kan observere, og derfor er der galakser, som vi ikke kan se ud over den. Selv antallet af galakser, der eksisterer i universet i dag, det vil sige, hvis vi kunne betragte hele universet, som det er i øjeblikket, snarere end at være begrænset af lysets transittid, er et komplekst spørgsmål. Galakser i det fjerne univers har udviklet sig ud over, hvad vi i øjeblikket kan observere på grund af den begrænsede natur af lysets hastighed og vil sandsynligvis ligne dem i det synlige univers. Vi behandler alle disse spørgsmål i dette papir, nemlig hvordan galaksens taltæthed varierer inden for det aktuelle observerbare univers op til z ~ 8.
Til sammenligningsformål analyserer vi i appendiks til dette arbejde også antallet af galakser, der er synlige for moderne teleskoper ved alle bølgelængder, og som vi i øjeblikket kan observere.
Vi sammenligner derefter disse data med målinger af det samlede antal galakser, der potentielt kan observeres i universet baseret på de målte massefunktioner. Vi vil også diskutere, hvordan disse resultater afslører information om galaksens udvikling og universets baggrundsstråling. Vi giver også information om fremtidige undersøgelser og hvilken brøkdel af galakser de vil observere. Denne artikel er opdelt i flere afsnit. §2 beskriver de data, vi bruger i denne analyse, §3 beskriver resultaterne af dette arbejde, herunder metoder til at analysere galaksestjernemassefunktioner for at opnå det samlede antal galakser, der er til stede i universet, §4 beskriver implikationerne af disse resultater og §5 fremlagt oversigt

artikler. I dette arbejde bruger vi standard kosmologi: H 0 = 70 km s −1 Mpc −1 , og Ω m = 1 − Ω λ = 0,3.

2. Data
De data, vi bruger til denne artikel, kommer fra adskillige kilder og tidligere arbejde. I tillægget beskriver vi, hvor mange galakser vi i øjeblikket kan observere i universet, baseret på de dybeste observationer, der er tilgængelige til dato. Her i hovedartiklen udforsker vi spørgsmålet om, hvor mange galakser der potentielt kunne detekteres i universet, hvis dyb billeddannelse ved alle bølgelængder blev udført i alle dele af himlen uden nogen galaktisk interferens eller andre forvrængninger. Til meget af denne analyse og resultaterne af dette arbejde bruger vi massefunktioner af galakser fra det observerbare univers ned til z ~ 8 for at bestemme, hvordan galaksens taltæthed udvikler sig med tiden og kosmologisk rødforskydning. Disse masse- og lysstyrkefunktioner er nu lige begyndt at blive målt for
store værdier< 3. Для самых rødforskydning, og vores primære data kommer fra massefunktioner beregnet ved hjælp af højpræcisions infrarøde og optiske undersøgelser fra Hubble og jordstationer. rødforskydning bruger vi massefunktionerne udgivet af Duncan et al. 2014, Grazian et al. (2015), Caputi et al. (2011) og Song et al. (2015) Vi har bestilt alle disse massefunktioner fra hver undersøgelse ovenfor baseret på Salpeters initiale massefunktion for stjerner fra $0,1M_\odot$ til $100M_\odot$. Vi brugte galaksetætheder fra disse massefunktioner svarende til deres volumener, i modsætning til fysiske mængder. Dette fortæller os, hvordan antallet af galakser varierer inden for det samme effektive volumen, samtidig med at virkningerne af Hubble-udvidelsen elimineres. Disse massefunktioner er vist i $(!! show1_MathJax ? "Close":"Figur 1" !$ до предела масс, взятых из ранее упомянутых исследований, которые также перечислены в Таблице 1.!}

Figur 1. Massefunktionerne, vi bruger i dette papir, er plottet ved hjælp af Schechter-lysstyrkefunktionen. Alle disse værdier er taget fra forskellige undersøgelser nævnt i §2. Massefunktioner præsenteres afhængigt af værdierne for kosmologisk rødforskydning, den venstre graf viser systemer ved z< 1, средний график показывает 1 < z < 3 и z >3 (yderst til højre). Disse massefunktioner vises således, at de heltrukne linjer er massefunktioner op til grænsen af ​​de tilsvarende data, hvori de er fuldstændige, og de stiplede linjer viser vores ekstrapolation til $M_* = 10^6 M_\odot$. Den "fladeste" graf for massefunktionen for 1< z < 3 взят из работы Muzzin et al. (2013) и для z >3 taget fra Grazian et al. (2015)

3. Galaksetæthedsfordeling

3.1 Introduktion og forsigtighedsregler

Den vigtigste metode, vi bruger til at bestemme tætheden af ​​galakser i universet, er at integrere antallet af galakser gennem etablerede massefunktioner for en given kosmologisk rødforskydning. Dette kræver ekstrapolering af etablerede stjernemassefunktioner for at nå en minimumsgrænse for massen af ​​galaksepopulationen. Der er mange måder dette kan gøres på, som vi vil diskutere nedenfor. Et af de vigtigste spørgsmål er den nedre grænse, hvorfra vi skal begynde at tælle antallet af galakser som funktion af massefunktioner. Takket være nyere publikationer, der giver stjernemassefunktioner op til z ~ 8 (f.eks. Duncan et al. 2014, Grazian et al. (2015), Song et al. (2015), kan vi nu foretage denne beregning for første gang. En anden udfordringen er, om Schechter-lysstyrkefunktionen kan ekstrapoleres under grænsen for de data, som den oprindeligt var egnet til, er et spørgsmål, vi undersøger i detaljer.
Dette supplerer den direkte observerede tilgang præsenteret i appendiks og er en mere nøjagtig måde at måle antallet af galakser i det aktuelt observerbare univers, hvis massefunktionerne er korrekt målt og nøjagtigt parametriseret. Denne metode har dog potentielle faldgruber, som skal overvejes nøje og analyseres. Det skyldes ikke mindst, at målene afhænger af meget mere faktorer end blot fotometri og objektidentifikationsproblemer, der altid er til stede, når man blot måler antallet af galakser. Situationen her er relateret til andre usikkerheder forbundet med måling af stjernemasser og rødforskydninger.
Men hvis vi kan redegøre for disse usikkerheder, kan integration af de etablerede massefunktioner fortælle os om tæthederne af galakser ved et givet rødforskydningsinterval med en vis målt usikkerhed.

Vi bruger denne metode til at beregne den samlede tæthed af galakser i det aktuelt observerbare univers som en funktion af rødforskydning. For at gøre dette integrerer vi ikke direkte de observerede massefunktioner, men bruger den parametriserede form givet af Schechters (1976) funktion til at bestemme den samlede galaksetæthed som funktion af rødforskydning. Formen for denne funktion er givet:

$\phi(M) = b\times\phi^\ast\ln(10)^(1+\alpha)$ $\times\exp[-10^(b(M-M^\ast))] . . . .
Vi bruger Schechters lysstyrkefunktion som et værktøj til at beregne den samlede tæthed, da den generelt godt beskriver fordelingen af ​​galaksemasser ved alle rødforskydninger i de områder, vi studerer. Vi ved dog ikke, ved hvilken nedre massegrænse den forbliver gyldig, hvilket er en usikkerhed i vores analyse. Dernæst diskuterer vi brugen af ​​$M_*>10^6 M_\bigodot$ som en grænse og begrundelsen for at bruge den som vores nedre grænse. Vi diskuterer også, hvordan vores resultater ville have ændret sig, hvis vi havde brugt en anden værdi for den nedre massegrænse.
Da vi integrerer massefunktioner på tværs af hele universets historie, skal vi bruge mange undersøgelser til at redegøre for antallet af galakser ved forskellige rødforskydninger. Forskellige rødforskydningsområder kræver undersøgelser udført ved forskellige bølgelængder, og forskellige undersøgelser finder nogle gange forskellige betydninger Schechter parametre. I dette arbejde forsøger vi at studere massefunktioner, der, især ved lav rødforskydning, kan producere vidt divergerende tæthedsværdier og evolutionære former. Vi får næsten de samme resultater, når vi bruger Schechters dobbelte lysstyrkefunktion til at beregne massefunktionen ved lave værdier af kosmologisk rødforskydning, som når vi bruger magtloven til at beregne massefunktionen ved høje værdier kosmologisk rødforskydning.

1. side 170-183 Forelæsninger om stjernernes astronomi. Loktin A.V., Marsakov V.A., 2009.
2. De samme foredrag om stjernernes astronomi i HTML-format på astronet.ru
3. I.V. Chilingaryan, Klassificering af objekter efter energifordeling i spektret
4. Vidensbase for Extragalactic Astronomy and Cosmology, sektion af NASAs ekstragalaktiske database (NASA/IPAC Extragalactic Database, NED) - det største lager af billeder, fotometri og spektre af galakser opnået fra himmelundersøgelser i mikrobølge, infrarød, optisk og ultraviolet (UV) områder.
5.
6.
7. Kosmologisk funktion af galaktiske masser
8. Egenskaber og lysstyrkefunktioner for ekstremt svage galakser. Michael R. Blanton. I dette arbejde blev den dobbelte Schechter-lysstyrkefunktion præsenteret. Afsnit 4.2 på side 10.
9. Venstre og højre trunkeret Schechter-lysstyrkefunktion for kvasarer. Lorenzo Zaninetti. 29. maj 2017. En venstre og højre trunkeret Schechter-lysstyrkefunktion for kvasarer

I det kosmologiske rødforskydningsområde z ~ 0 - 3 bruger vi de etablerede værdier af massefunktionerne og deres fejl fra arbejdet udført af Perez-Gonzalez et al. (2008), Kajisawa et al. (2009), Fontana et al. ( , ), Caputi et al. (2011), Pozzetti et al. (2007), Mortlock et al. (2011), og Mortlock et al. (2015) Disse stjernemassefunktioner bestemmes ved at måle stjernemasserne af objekter ved hjælp af SED-tilpasning (spectral energy distributions fitting) proceduren. På trods af den store spredning i de forskellige målinger af parametrene for Schechter-funktionen bruger vi al denne information til at tage hensyn til forskellige metoder$!} anvendte målinger og modeller, samt kosmisk varians. Disse massefunktioner, parametriseret af Schechter-funktionen, er vist i figur 1. Vi konverterer også de undersøgelser, der bruger de indledende Chabrier-massefunktioner (Chabrier IMF) - Pozzetti et al.(2007), Duncan et al. (2014), Mortlock et al. (2015) og Muzzin et al.

(2013), som bruger de indledende Kroupa-massefunktioner (Kroupa IMF) til de indledende Salpeter-massefunktioner (Salpeter IMF). Listen over værdier, vi bruger i vores analyse, er vist i $(!! show2_MathJax ? "Close": "Tabel 1" !$ .!}

Note α - Denne tabel viser parametrene for de givne Schechter-funktioner, som vi bruger til at udføre vores beregninger. De er alle normaliseret til at producere sammenlignelige værdier af de indledende Salpeter-massefunktioner (Salpeter IMF), selvom Pozzetti et al. (2007), Duncan et al. (2014) og Mortlock et al. (2015) brugte indledende Chabrier-massefunktioner (Chabrier IMF) i deres værker, og Muzzin et al. (2013) brugte Kroupa initiale massefunktioner (Kroupa IMF). α $(!! show2_MathJax ? "Close": "Tabel 1" ! Bemærk, at vi kun betragter de massefunktioner, hvor parameterenændringer er tilladt i gældende Schechter-modeller. Hvis resultatet af massefunktionen er opnået ud fra en fast værdi , så fører dette til en forvrængning i antallet af galakser, da denne værdi har
For høje værdier af kosmologisk rødforskydning er massefunktioner en relativt ny parameter, så for at opnå konsistente og konsistente data analyserede vi også de opnåede lysstyrkefunktioner i det ultraviolette område, hovedsageligt ved 1500˚A. For at gøre dette brugte vi data offentliggjort i Bouwens et al. (2011), McLure et al. (2009), McLure et al. (2013), Bouwens et al. (2015) og Finkelstein et al.
(2015). McLure et al. (2013) og Bouwens et al. (2015) analyserer data fra de fjerneste Hubble Space Telescope-undersøgelser, herunder Hubble Ultra Deep Field HUDF12-undersøgelsen fra 2012, som undersøgte galakser ved de højeste kosmologiske rødforskydninger ved $z = 8$ og $z = 9$. For at konvertere stjernemassegrænsen til UV-størrelsesgrænsen bruger vi forholdet mellem disse to størrelser beregnet i Duncan et al. (2014). Duncan et al. (2014) modellerede det lineære forhold mellem masse og lys i UV, og hvordan det udvikler sig under

forskellige betydninger

kosmologisk rødforskydning. Vi bruger disse til at bestemme UV-størrelsesgrænsen svarende til vores standardmassegrænse $M_* = 10^6M_\odot$. Således kan vi relatere vores stjernemassegrænse til den absolutte størrelsesgrænse i UV. Vi bruger ikke disse værdier i vores beregninger, men bruger disse lysstyrkefunktioner til at kontrollere konsistensen af ​​vores resultater opnået fra stjernemassefunktionerne.
Vi diskuterer derefter implikationerne af denne stigning i galaksetæthed med bagklogskab for en række vigtige astrofysiske spørgsmål. Ved at integrere tætheden af ​​antallet af galakser beregnede vi antallet af galakser i universet, hvis værdi var $2,0 (+0,7\vælg -0,6) \times (10^(12))$ for $z = 8$, hvilket i princippet kan observeres. Det er cirka ti gange mere end ved direkte beregning. Det betyder, at vi endnu ikke har opdaget en stor bestand af svage, fjerne galakser.

Med hensyn til den astrofysiske udvikling af galakser viser vi, at stigningen i de integrerbare massefunktioner for alle galakser med rødforskydning forklares af fusionsmodellen. Det viser vi simpel model fusion er i stand til at reproducere et fald i antallet af galakser med en fusionstidsskala på $\tau=1,29 ± 0,35 Gyr$. Den resulterende fusionshastighed ved z = 1,5 er R ~ 0,05 fusioner $Gyr^(−1) Mpc^(−3)$, tæt på værdien opnået fra strukturel og parvis analyse. De fleste af disse konvergente galakser er systemer med lavere masse, der stiger i galaksetæthed over tid fra den nedre grænse til højere masser, når man beregner den samlede tæthed.

Til sidst diskuterer vi konsekvenserne af vores resultater for fremtidig forskning.

I fremtiden, efterhånden som massefunktioner bliver bedre kendt gennem bedre SED-modellering og dybere og bredere data fra JWST og Euclid/LSST, vil vi være i stand til mere præcist at måle den overordnede galakses taltæthed og dermed opnå et bedre mål for denne fundamentale størrelse.

De, der har en lille idé om universet, er godt klar over, at kosmos konstant er i bevægelse. Universet udvider sig hvert sekund, bliver større og større. En anden ting er, at på skalaen af ​​menneskelig opfattelse af verden er det ret svært at forstå størrelsen af, hvad der sker, og forestille sig universets struktur. Ud over vores galakse, hvor Solen er placeret og vi er placeret, er der snesevis, hundredvis af andre galakser. Ingen kender det nøjagtige antal af fjerne verdener. Hvor mange galakser der er i universet kan kun vides omtrentligt ved at skabe en matematisk model af kosmos.

Derfor, givet universets størrelse, kan vi nemt antage, at der er verdener, der ligner vores, ti, hundreder af milliarder af lysår fra Jorden.

Rum og verdener, der omgiver os

Vores galakse, som fik det smukke navn "Mælkevejen", var ifølge mange videnskabsmænd universets centrum for blot et par århundreder siden. Faktisk viste det sig, at dette kun var del af universet, og der er andre galakser forskellige typer og størrelser, store og små, nogle længere, andre tættere på.

I rummet er alle objekter tæt forbundet og bevæger sig ind i en bestemt rækkefølge og optager den tildelte plads. Planeter kendt af os, velkendte stjerner, sorte huller og vores egne solsystemet beliggende i Mælkevejen galaksen. Navnet er ikke tilfældigt. Selv gamle astronomer, der observerede nattehimlen, sammenlignede rummet omkring os med et mælkespor, hvor tusindvis af stjerner ligner mælkedråber. Mælkevejsgalaksen, de himmelske galaktiske objekter i vores synsfelt, udgør det nærliggende kosmos. Hvad der kan være uden for teleskopers synlighed, blev først kendt i det 20. århundrede.

Efterfølgende opdagelser, som udvidede vores kosmos til størrelsen af ​​Metagalaxy, førte videnskabsmænd til teorien om Big Bang. En storslået katastrofe indtraf for næsten 15 milliarder år siden og tjente som en drivkraft for begyndelsen af ​​universets dannelsesprocesser. Et trin af stoffet blev erstattet af et andet. Fra tætte skyer af brint og helium begyndte den første begyndelse af universet at dannes - protogalakser bestående af stjerner. Alt dette skete i en fjern fortid. Lyset fra mange himmellegemer, som vi kan observere i de stærkeste teleskoper, er kun en afskedshilsen. Millioner af stjerner, hvis ikke milliarder, der spredte sig over vores himmel, er placeret en milliard lysår fra Jorden og er for længst holdt op med at eksistere.

Kort over universet: nærmeste og fjerneste naboer

Vores solsystem og andre kosmiske kroppe observeret fra Jorden er relativt unge strukturelle formationer og vores nærmeste naboer i det enorme univers. I lang tid troede forskerne, at den dværggalakse, der er tættest på Mælkevejen, var den store magellanske sky, der kun ligger 50 kiloparsecs. Først for ganske nylig er de rigtige naboer til vores galakse blevet kendt. I stjernebilledet Skytten og i stjernebilledet Canis Major der findes små dværggalakser, hvis masse er 200-300 gange mindre end Mælkevejens masse, og afstanden til dem er lidt over 30-40 tusinde lysår.

Disse er en af ​​de mindste universelle genstande. I sådanne galakser er antallet af stjerner relativt lille (i størrelsesordenen adskillige milliarder). Som regel smelter dværggalakser gradvist sammen eller absorberes over store formationer. Hastigheden af ​​det ekspanderende univers, som er 20-25 km/s, vil uforvarende føre nabogalakser til en kollision. Hvornår dette vil ske, og hvordan det vil vise sig, kan vi kun gætte på. Kollisionen af ​​galakser sker hele tiden, og på grund af vores eksistens forgængelighed er det ikke muligt at observere, hvad der sker.

Andromeda, der er to til tre gange så stor som vores galakse, er en af ​​de galakser, der er tættest på os. Den er fortsat en af ​​de mest populære blandt astronomer og astrofysikere og ligger kun 2,52 millioner lysår fra Jorden. Ligesom vores galakse er Andromeda medlem af den lokale gruppe af galakser. Størrelsen af ​​dette gigantiske kosmiske stadion er tre millioner lysår på tværs, og antallet af galakser til stede i det er omkring 500. Men selv sådan en kæmpe som Andromeda ser kort ud i sammenligning med galaksen IC 1101.

Denne største spiralgalakse i universet er placeret mere end hundrede millioner lysår væk og har en diameter på mere end 6 millioner lysår. På trods af at den indeholder 100 billioner stjerner, består galaksen primært af mørkt stof.

Astrofysiske parametre og typer af galakser

De første rumudforskninger udført i begyndelsen af ​​det 20. århundrede gav masser af stof til eftertanke. De kosmiske tåger opdaget gennem linsen af ​​et teleskop, hvoraf mere end tusind blev talt til sidst, var de mest interessante objekter i universet. Lang tid disse lyse pletter på nattehimlen blev anset for at være gasophobninger, der var en del af strukturen i vores galakse. Edwin Hubble i 1924 formåede at måle afstanden til en klynge af stjerner og tåger og gjorde en sensationel opdagelse: disse tåger er intet andet end fjerne spiralgalakser, der uafhængigt vandrer hen over universets skala.

En amerikansk astronom var den første til at foreslå, at vores univers består af mange galakser. Rumudforskning i den sidste fjerdedel af det 20. århundrede, observationer foretaget ved hjælp af rumfartøjer og teknologi, herunder det berømte Hubble-teleskop, bekræftede disse antagelser. Rummet er ubegrænset, og vores Mælkevej er langt fra den største galakse i universet og er desuden ikke dens centrum.

Først med fremkomsten af ​​kraftfulde tekniske observationsmidler begyndte universet at antage klare konturer. Forskere står over for det faktum, at selv så store formationer som galakser kan variere i deres struktur og struktur, form og størrelse.

Gennem indsatsen fra Edwin Hubble modtog verden en systematisk klassificering af galakser, der opdelte dem i tre typer:

• spiralformet;
• elliptiske;
• ukorrekt.

Elliptiske og spiralgalakser er de mest almindelige typer. Disse omfatter vores Mælkevejsgalakse såvel som vores nabo Andromeda-galakse og mange andre galakser i universet.

Elliptiske galakser har form som en ellipse og er aflange i én retning. Disse genstande mangler ærmer og ændrer ofte deres form. Disse genstande adskiller sig også fra hinanden i størrelse. I modsætning til spiralgalakser har disse kosmiske monstre ikke et klart defineret center. Der er ingen kerne i sådanne strukturer.

Ifølge klassifikationen er sådanne galakser betegnet med det latinske bogstav E. Alle i øjeblikket kendte elliptiske galakser er opdelt i undergrupper E0-E7. Fordelingen i undergrupper udføres afhængigt af konfigurationen: fra næsten cirkulære galakser (E0, E1 og E2) til meget aflange objekter med indeks E6 og E7. Blandt de elliptiske galakser er der dværge og ægte kæmper med diametre på millioner af lysår.

Der er to undertyper af spiralgalakser:

• galakser præsenteret i form af en krydset spiral;
• normale spiraler.

Den første undertype skiller sig ud følgende funktioner. I form ligner sådanne galakser en almindelig spiral, men i midten af ​​en sådan spiralgalakse er der en bro (stang), der giver anledning til arme. Sådanne broer i en galakse er normalt resultatet af fysiske centrifugalprocesser, der deler den galaktiske kerne i to dele. Der er galakser med to kerner, hvis tandem udgør den centrale disk. Når kernerne mødes, forsvinder broen, og galaksen bliver normal, med ét center. Der er også en bro i vores Mælkevejsgalakse, i en af ​​armene, som vores solsystem er placeret på. Fra Solen til centrum af galaksen er stien ifølge moderne skøn 27 tusind lysår. Tykkelsen af ​​Orion Cygnus-armen, hvor vores sol og vores planet befinder sig, er 700 tusind lysår.

I overensstemmelse med klassificeringen er spiralgalakser betegnet med de latinske bogstaver Sb. Afhængigt af undergruppen er der andre betegnelser for spiralgalakser: Dba, Sba og Sbc. Forskellen mellem undergrupperne bestemmes af længden af ​​stangen, dens form og konfigurationen af ​​ærmerne.

Spiralgalakser kan variere i størrelse fra 20.000 lysår til 100.000 lysår i diameter. Vores Mælkevejsgalakse befinder sig i den "gyldne middelvej", dens størrelse trækker mod mellemstore galakser.

Den sjældneste type er uregelmæssige galakser. Disse universelle objekter er store klynger af stjerner og stjernetåger, der ikke har en klar form eller struktur. I overensstemmelse med klassifikationen modtog de indeksene Im og IO. Som regel har strukturer af den første type ikke en disk, eller den er svagt udtrykt. Ofte kan sådanne galakser ses at have lignende arme. Galakser med IO-indeks er en kaotisk samling af stjerner, skyer af gas og mørkt stof. Fremtrædende repræsentanter for denne gruppe af galakser er de store og små magellanske skyer.

Alle galakser: regelmæssige og uregelmæssige, elliptiske og spiralformede, består af billioner af stjerner. Rummet mellem stjerner og deres planetsystemer er fyldt med mørkt stof eller skyer af kosmiske gas- og støvpartikler. I mellemrummene mellem disse tomrum er der sorte huller, store som små, som forstyrrer den kosmiske ros idyl.

Baseret på den eksisterende klassificering og forskningsresultater kan vi med en vis selvsikkerhed svare på spørgsmålet om, hvor mange galakser der er i universet, og hvilken type de er. Der er flere spiralgalakser i universet. De udgør mere end 55% af det samlede antal af alle universelle objekter. Der er halvt så mange elliptiske galakser - kun 22% af det samlede antal. Der er kun 5 % af uregelmæssige galakser, der ligner de store og små magellanske skyer i universet. Nogle galakser er nabo til os og er i synsfeltet af de kraftigste teleskoper. Andre er i det fjerneste rum, hvor mørkt stof dominerer, og det endeløse rums sorthed er mere synligt i linsen.

Galakser tæt på

Alle galakser tilhører visse grupper, der er moderne videnskab kaldes normalt klynger. Mælkevejen er en del af en af ​​disse hobe, som indeholder op til 40 mere eller mindre kendte galakser. Selve hoben er en del af en superhob, en større gruppe af galakser. Jorden sammen med Solen og Mælkevejen del af Jomfruens superklynge. Dette er vores faktiske kosmiske adresse. Sammen med vores galakse er der mere end to tusinde andre galakser i Jomfruhoben, elliptiske, spiralformede og uregelmæssige.

Kortet over universet, som astronomer stoler på i dag, giver en idé om, hvordan universet ser ud, hvad dets form og struktur er. Alle klynger samles omkring hulrum eller bobler af mørkt stof. Det er muligt, at mørkt stof og bobler også er fyldt med nogle genstande. Måske er dette antistof, som i modsætning til fysikkens love danner lignende strukturer i et andet koordinatsystem.

Nuværende og fremtidige tilstand af galakser

Forskere mener, at det er umuligt at skabe et generelt portræt af universet. Vi har visuelle og matematiske data om kosmos, som er inden for vores forståelse. Universets virkelige skala er umulig at forestille sig. Det, vi ser gennem et teleskop, er stjernelys, der er kommet til os i milliarder af år. Måske er det virkelige billede i dag et helt andet. Som et resultat af kosmiske katastrofer kunne de smukkeste galakser i universet allerede blive til tomme og grimme skyer af kosmisk støv og mørkt stof.

Det kan ikke udelukkes, at vores galakse i en fjern fremtid vil kollidere med en større nabo i universet eller sluge en dværggalakse, der eksisterer ved siden af. Hvad konsekvenserne af sådanne universelle ændringer vil være, er endnu uvist. På trods af det faktum, at konvergensen af ​​galakser sker med lysets hastighed, er det usandsynligt, at jordboerne vil være vidne til en universel katastrofe. Matematikere har beregnet, at der er lidt over tre milliarder jordår tilbage, før den fatale kollision. Om der vil eksistere liv på vores planet på det tidspunkt er et spørgsmål.

Andre kræfter kan også forstyrre eksistensen af ​​stjerner, hobe og galakser. Sorte huller, som stadig er kendt af mennesket, er i stand til at sluge en stjerne. Hvor er garantien for, at sådanne monstre af enorm størrelse, der gemmer sig i mørkt stof og i rummets tomrum, ikke vil være i stand til at sluge galaksen helt?

Vores Galaxy er bare en af ​​mange, og ingen ved, hvor mange der er i alt. Der er allerede åbnet mere end en milliard. Hver af dem indeholder mange millioner stjerner. De fjerneste, der allerede er kendt, er placeret hundreder af millioner af lysår fra jordboere, så ved at studere dem kigger vi ind i den fjerneste fortid. Alle galakser bevæger sig væk fra os og fra hinanden, det ser ud til, at universet stadig udvider sig, og at forskerne ikke forgæves er kommet til konklusionen om big bang ligesom dens originale.

I videnskaben har ordet "univers" en særlig betydning. Det refererer til det største rumfang, sammen med alt det stof og stråling, der er indeholdt i det, som kan påvirke os på nogen måde. Jordforskere kan kun observere ét univers, men ingen benægter eksistensen af ​​andre, bare fordi vores (langt fra perfekte) instrumenter ikke kan opdage dem.

Solen er en af ​​milliarder af stjerner. Der er stjerner, der er meget større end Solen (giganter), og der er også mindre (dværge) Solen er i sine egenskaber tættere på dværgstjerner end på jætter. Der er varme stjerner (de har en hvid-blålig farve og en temperatur på over 10.000 grader på overfladen, og nogle op til hundrede tusinde grader), der er kolde stjerner (de er røde, overfladetemperaturen er omkring 3 tusinde grader ). Stjernerne er meget langt fra os det tager 4 år at flyve til den nærmeste stjerne med lysets hastighed (300.000 km/s), mens du kan flyve til Solen med den hastighed på 8 minutter.

Nogle stjerner danner par, trillinger (dobbelte, tredobbelte stjerner) og grupper (åbne stjernehobe). Der er også kugleformede stjernehobe, de indeholder titusinder og hundredvis af stjerner og er kugleformede med en koncentration af stjerner mod midten. Åbne hobe indeholder unge stjerner, mens kuglehobe er meget gamle og indeholder gamle stjerner. Der er planeter i nærheden af ​​nogle stjerner. Om der er liv på dem, meget mindre civilisation, er endnu ikke fastslået. Men de kan godt eksistere.

Stjerner danner gigantiske systemer - Galakser. Galaksen har et centrum (kerne), flade spiralarme, hvori de fleste stjerner er koncentreret, og en periferi, en voluminøs sky af sjældne stjerner. Stjerner bevæger sig i rummet, de fødes, lever og dør. Stjerner som Solen lever i omkring 10-15 milliarder år, og Solen er en midaldrende stjerne. Så han har stadig lang vej igen. Massive og varme stjerner "brænder ud" hurtigere og kan eksplodere som "supernovaer"-stjerner og efterlade meget små og supertætte formationer - hvide dværge, neutronstjerner eller "sorte huller", hvor tætheden af ​​stof er så høj, at ingen partikler kan overvinde tyngdekraften og undslippe derfra. Ud over stjerner indeholder galaksen skyer af kosmisk støv og gas, der danner tåger. Galaksens plan, hvor det maksimale antal stjerner, gas og støv er synligt på himlen som Mælkevejen.

Der er mange flere millioner galakser, der består af et stort antal stjerner. For eksempel er de magellanske skyer, Andromedatågen andre galakser. De er placeret i ufattelig stor afstand fra os.

På vores himmel virker stjernerne ubevægelige, da de er meget langt fra os, og deres bevægelse bliver først mærkbar, når der er gået titusinder og hundredtusinder af år.

Nyttig information

Galaxy– et gravitationsbundet system af stjerner, interstellar gas, støv og mørkt stof. Alle objekter i galakser deltager i bevægelse i forhold til et fælles massecenter. Ordet "galakse" kommer fra det græske navn for vores galakse. Kerne- et ekstremt lille område i centrum af galaksen. Når det kommer til galaktiske kerner, taler vi oftest om aktive galaktiske kerner, hvor processerne ikke kan forklares med egenskaberne af stjernerne koncentreret i dem. Fotografierne af galakser viser, at der er få virkelig ensomme galakser. Omkring 95 % af galakserne danner galaksegrupper. Hvis den gennemsnitlige afstand mellem galakser ikke er mere end en størrelsesorden større end deres diameter, så bliver galaksernes tidevandspåvirkninger betydelige. Disse påvirker hver komponent af galaksen i forskellige forhold reagerer forskelligt. Mælkevejen, også kaldet simpelthen Galaxy, er en stor spiralgalakse med en diameter på omkring 30 kiloparsec og en tykkelse på 1000 lys

> Hvor mange galakser er der i universet

Hvor mange galakser findes der i det observerbare univers: forskning, beregning af universets størrelse, masse og volumen, Hubble-gennemgang, James Webbs fremtidige rolle.

Videnskaben er interessant, fordi den ikke hænger sig op i fakta, men hele tiden reviderer dem, skaber nye teorier og leder efter bedre måder at løse problemer på. Nogle gange formår hun i denne proces at finde aspekter, der var ukendte før. Derfor er det så interessant at vide hvor mange galakser er der i universet?

Fjerne galakser fanget af Hubble-teleskopet

Hvor mange galakser er der i universet?

Så tallene ændrer sig konstant, ligesom forskellige fakta, såsom det samlede antal galakser i rummet. Hvor mange galakser er der i alt? Det observerbare univers spænder over 13,8 milliarder lysår i alle retninger. Det vil sige, at det fjerneste lys forlod sit punkt for 13,8 milliarder år siden. Men lad os ikke glemme udvidelsen, som øger denne afstand til 46 milliarder lysår. Det vil sige, at det, der tidligere var synlig eller ultraviolet stråling, er skiftet til infrarød og mikrobølgestråling i selve kanten af ​​det tilgængelige univers.

Vi kender det universelle rumfang og masse (3,3 x 10 54 kg, inklusive almindeligt stof og mørkt stof). Derudover er forholdet mellem regulært stof og mørkt stof åbent for os, så vi kan beregne den samlede mængde regulær masse.

Engang delte astronomerne sig totalvægt til antallet af observerede galakser i Hubble og talte 200 mia.

Nu har forskere brugt en ny teknik til genberegning. De brugte fotos fra Hubble-teleskopet og kiggede ind i en tom del af himlen for at tælle antallet af galakser. Det handler om om Hubble Deep Fiel, takket være hvilket det var muligt at opnå et utroligt fantastisk billede. Du kan udforske dette Hubble-billede nedenfor.

Ud fra dette fotografi lavede de et tredimensionelt kort, der viser størrelsen og placeringen af ​​galaksen. For at gøre dette brugte vi viden om de nærmeste galakser (for eksempel 50 naboer). Efter at have lært, hvilke af de store galakser der var større, bragte de mindre og svagere galakser ind, som ikke blev vist på billedet.

Det vil sige, at hvis det fjerne univers ligner det kendte, så gentages de galaktiske strukturer også. Det betyder ikke, at universet er meget større end forventet, eller at der er flere stjerner i det. Den rummer bare flere galakser med færre stjerner. Der er store hovedgalakser, efterfulgt af mindre og så videre til dværggalakser.

Men synlige galakser er kun toppen af ​​isbjerget. For hver påtrykt en er der 9 mere svagere og umærkelige. Det varer selvfølgelig ikke længe, ​​før vi også kan fange dem. I 2018 forventer alle udseendet af det kraftige James Webb-teleskop, hvis areal er 25 m2 (Hubbles er 4,5 m2). De svage pletter, der nu virker som stjerner for os, bliver klare og forståelige objekter for James Webb.

Hvis galakser er overalt, hvorfor kan vi så ikke se dem med det blotte øje? Det hele handler om Olbers' paradoks, beskrevet i 1700. Pointen er, at uanset hvor du kigger hen, vil du altid ramme en stjerne. Det betyder, at rummet skal være lyst, men det er mørkt. Hvordan så? Det samme paradoks gælder for galakser, som man af en eller anden grund ikke kan se.

Så galakser er overalt. Men de er rødforskudt fra det synlige spektrum til det infrarøde, så nethinden opfatter dem simpelthen ikke. Hvis du ser på alt i mikrobølger, så vil rummet lyse.

Ifølge beregninger er der 10 gange flere galakser i universet end tidligere antaget - 2 billioner. Men der er ingen grund til at gange antallet af stjerner eller masse, da disse tal forbliver de samme.

Nu ved du, hvor mange galakser der er. Men hvad vil der ske med James Webbs udseende? Kommer der flere galakser? Eller en ny åbner interessant information? Universet gemmer på mange hemmeligheder, så du kan forvente alt.