Quante galassie conosciute? Quante galassie nell'Universo sono conosciute dall'uomo moderno?

Tutti hanno mai pensato a quanto sia grande e sconosciuto il mondo che ci circonda. Facendo parte di un Universo incommensurabilmente vasto, spesso e con curiosità ci poniamo delle domande: “Quanto è grande l’Universo?”, “In cosa consiste?”, “Esiste vita intelligente oltre a noi?”, “Quante galassie ci sono nell'universo?" e molti altri.

Questo articolo cerca di rispondere ad alcuni di essi e di approfondire conoscenza generale e idee sull'Universo e sulle sue parti e sistemi costituenti.

Universo

L'universo comprende tutto ciò che esiste. Dalla polvere cosmica alle stelle giganti; dai più piccoli atomi di idrogeno alle idee soggettive e ai concetti astratti. Tutto ciò che si trova e funziona nello spazio fa parte dell'Universo.

È studiato da varie scienze. La fisica, l'astronomia e la cosmologia sono pionieri nello studio dell'Universo nella realtà oggettiva. Sono loro che cercano di rispondere alla domanda di cosa è fatto il cosmo o quante galassie ci sono nell'Universo. Fin dai suoi primi giorni la filosofia ha studiato l'Universo nella realtà soggettiva. La madre di tutte le scienze non si preoccupa di quante galassie ci siano nell'Universo, ma di come esse e la loro percezione influenzano la nostra vita e il nostro sviluppo.

Considerando l'incredibile dimensione dell'Universo e la massa di corpi e sostanze in esso presenti, non sorprende che abbiamo accumulato un'enorme quantità di conoscenza; Non sorprende inoltre che molte altre domande rimangano senza risposta. Solo una piccola parte dell'Universo può essere studiata fisicamente ad un certo punto nel tempo; per il resto possiamo solo fare supposizioni. Il passato e il futuro dell'Universo sono solo ipotesi e previsioni, e il suo presente ci viene rivelato solo in minima parte.

Cosa sappiamo con certezza di lei?

Siamo assolutamente sicuri che l'Universo sia enorme e con un alto grado di probabilità possiamo dire che è incommensurabile. Per misurare le distanze tra gli oggetti spaziali, viene utilizzata un'unità completamente "universale": l'anno luce. Questa è la distanza che un raggio di luce può percorrere in un anno.

La materia che costituisce l'Universo circonda il nostro pianeta ad una distanza di almeno 93 miliardi di anni luce. Per fare un confronto, la nostra galassia occupa uno spazio che può essere coperto in 100mila anni luce.

Gli scienziati dividono la materia cosmica in un ammasso di atomi: materia fisica comprensibile e studiata, chiamata anche materia barionica. Tuttavia, la maggior parte dell'Universo è occupata da energia oscura inesplorata, le cui proprietà sono sconosciute agli scienziati. Inoltre, una parte considerevole dello spazio visibile dell'Universo è occupata da massa oscura o nascosta, che gli scienziati chiamano materia invisibile.

L'accumulo di materia barionica forma stelle, pianeti e altri corpi cosmici che, a loro volta, formano le galassie. Questi ultimi sono in movimento e si allontanano l'uno dall'altro. È impossibile rispondere con precisione alla domanda quante galassie ci siano nell’Universo.

Cosa possiamo solo immaginare?

Il passato dell'Universo e il processo della sua formazione sono precisamente sconosciuti. Gli scienziati suggeriscono che l'Universo abbia quasi 14 miliardi di anni e si sia formato dopo l'espansione della materia calda concentrata, che in cosmologia è chiamata teoria del Big Bang.

Tutto ciò su cui si basano i principali modelli teorici dell'evoluzione dell'Universo gli scienziati lo ottengono osservando la parte di esso a noi visibile. È impossibile dimostrare quanto sia vero uno qualsiasi dei modelli attualmente esistenti. La maggior parte degli scienziati concorda con la teoria dell'espansione dell'Universo: dopo il "big bang", la materia cosmica continua il suo movimento dal suo centro.

Vale la pena ricordare che tutti questi modelli sono teorici ed è impossibile testarli nella pratica per molte ragioni. Pertanto, vale la pena concentrarsi sulla conoscenza accessibile e comprovata che risponde alle domande su quante stelle ci sono nella galassia e quante galassie ci sono nell'Universo. La foto, scattata con l'aiuto della moderna tecnologia, chiamata Hubble (per Hubble Ultra Deep Field), permette di vedere la posizione di molte galassie in una piccola parte visibile del cielo.

Cos'è una galassia?

Una galassia è un insieme di stelle, gas, polvere e massa nascosta. L'interazione gravitazionale della materia barionica e della massa cosmica oscura unisce la galassia in un gruppo strettamente connesso di corpi cosmici. Le galassie si muovono ad una certa velocità, il che conferma la teoria dell'espansione dell'Universo, ma il centro gravitazionale della galassia non consente al movimento dell'Universo di influenzare la sua formazione. Tutti i corpi della galassia ruotano attorno a un centro gravitazionale.

Le galassie potrebbero esserlo vari tipi, dimensioni e sono costituiti da molti sistemi. Non esiste una risposta univoca alla domanda su quante galassie ci siano nell'Universo, poiché l'esistenza di due galassie identiche è improbabile. Per tipologia si dividono in:

• ellittico;
• spirale;
• lenticolare;
• con ponticello;
• errato.

In base alla loro dimensione, le galassie vengono classificate in nane, medie, grandi e giganti. Non esiste una risposta chiara alla domanda su quanti sistemi ci siano in una galassia, poiché il numero di sistemi e ammassi stellari dipende dall'insieme vari fattori, come il campo gravitazionale delle stelle, la dimensione della galassia e molti altri.

Scala delle galassie

Ogni galassia è composta da sistemi stellari, ammassi e nubi interstellari. Diverse galassie vicine possono essere attratte l'una dall'altra e formare un gruppo locale. Può contenere da tre a 30 galassie di vario tipo e dimensione.

Gli ammassi di gruppi locali, a loro volta, formano enormi nubi di stelle chiamate superammassi di galassie. L'interdipendenza gravitazionale delle galassie rispetto alle galassie vicine del gruppo locale, così come del superammasso, si basa sull'interazione degli atomi di materia barionica con la materia nascosta.

via Lattea

La nostra galassia domestica - via Lattea- è una spirale a forma di disco con un ponticello. Il nucleo della galassia è costituito da vecchie stelle: giganti rosse. La Via Lattea condivide il suo gruppo locale con due galassie vicine: la nebulosa di Andromeda e la galassia del Triangolo. Il superammasso a cui appartengono è chiamato Superammasso della Vergine.

Nel gruppo locale della Via Lattea, oltre a tre grandi galassie, ci sono circa 40 galassie satelliti nane, che sono attratte da galassie più forti campi gravitazionali i loro grandi vicini. Nel Superammasso della Vergine potrebbero esserci tanti buchi neri e spazi di materia oscura quante sono le galassie. Il numero esatto delle stelle della Via Lattea è sconosciuto, ma secondo stime approssimative ce ne sono 200 miliardi. Il diametro della Via Lattea è di centomila anni luce e lo spessore medio del disco è di mille anni luce.

Le stelle più giovani e i loro ammassi si trovano più vicini alla superficie del disco, mentre il centro del nucleo galattico, secondo gli scienziati, è un enorme buco nero, attorno al quale si trova un'altissima concentrazione di stelle. Stella principale Il nostro sistema, il Sole, si trova più vicino alla superficie del disco.

sistema solare

Il sistema solare ha 4,5 miliardi di anni e ha la forma di un disco. L'elemento più pesante del sistema è il suo centro: il Sole; rappresenta quasi tutta la massa, che determina la forte attrazione gravitazionale. Gli otto pianeti che orbitano attorno ad esso costituiscono solo lo 0,14% della massa totale del sistema. La Terra appartiene ai quattro piccoli pianeti terrestri, insieme a Marte, Venere e Mercurio. I restanti pianeti sono chiamati giganti gassosi perché sono costituiti principalmente da gas.

Un team internazionale di astronomi guidato da Christopher J. Conselice, professore di astrofisica all'Università di Nottingham, ha scoperto che L'Universo contiene almeno 2 trilioni di galassie, dieci volte di più di quanto si pensasse in precedenza. Il lavoro del team, iniziato con un finanziamento della Royal Astronomical Society, è stato pubblicato sull'Astrophysical Journal il 14 ottobre 2016.

Gli astronomi cercano da tempo di determinare quante galassie esistono nell’universo osservabile, la parte dello spazio in cui la luce proveniente da oggetti distanti è riuscita a raggiungerci. Negli ultimi 20 anni, gli scienziati hanno utilizzato le immagini del telescopio spaziale Hubble per stimare che l’universo che vediamo contenga dai 100 ai 200 miliardi di galassie. L’attuale tecnologia astronomica ci consente di studiare solo il 10% di queste galassie, e il restante 90% sarà visibile solo una volta sviluppati telescopi più grandi e migliori.

La ricerca del professor Conselice è il culmine di 15 anni di lavoro, che è stato anche parzialmente finanziato da una borsa di ricerca della Royal Astronomical Society assegnata allo studente universitario Aaron Wilkinson. Aaron, attualmente dottorando presso l’Università di Nottingham, ha iniziato esaminando tutti i precedenti studi sul conteggio delle galassie, che hanno fornito la base fondamentale per avviare uno studio più ampio.

Il team del professor Conselice ha convertito immagini ristrette dello spazio profondo provenienti dai telescopi di tutto il mondo, e in particolare dal telescopio Hubble, in mappe 3D. Ciò ha permesso loro di calcolare la densità delle galassie, nonché il volume di una piccola regione dello spazio dopo l'altra. Questa scrupolosa ricerca ha permesso al team di determinare quante galassie erano state perse negli studi precedenti. Possiamo dire che hanno condotto uno scavo archeologico intergalattico.

I risultati di questo studio si basano sulle misurazioni del numero di galassie osservate in epoche diverse – intervalli di tempo su scala galattica – nel corso della storia dell’Universo. Quando il professor Conselice e il suo team di Nottingham, in collaborazione con gli scienziati dell'Osservatorio di Leiden dell'Università di Leiden nei Paesi Bassi e dell'Istituto di Astronomia dell'Università di Edimburgo, hanno esaminato quante galassie esistevano in ciascuna epoca, hanno scoperto che in un periodo precedente Nella fase di sviluppo dell'Universo il numero delle galassie era significativamente più alto di quello attuale.

Sembra che quando l’universo aveva solo pochi miliardi di anni, il numero di galassie in un dato volume di spazio fosse dieci volte maggiore che in un volume simile oggi. La maggior parte di queste galassie erano sistemi di piccola massa, cioè

con masse simili a quelle delle galassie che attualmente circondano la Via Lattea. Il professor Conselis ha dichiarato: “Ciò è molto sorprendente perché sappiamo che nel corso dei 13,7 miliardi di anni di evoluzione cosmica a partire dal Big Bang, la dimensione delle galassie è aumentata attraverso la formazione stellare e le fusioni con altre galassie. Stabilire il fatto dell'esistenza Di più galassie nel passato implica che deve essersi verificata un'evoluzione significativa per ridurne il numero attraverso estese fusioni di sistemi. Ci manca la stragrande maggioranza delle galassie perché sono molto deboli e distanti. Il numero di galassie nell'Universo è una questione fondamentale in astronomia, ed è sorprendente poiché il 90% delle galassie nello spazio sono ancora inesplorate. Chissà cosa

proprietà interessanti< 8 и ее последствия». Октябрь 2016. Ссылка на arXiv. Права на перевод принадлежат
troveremo studiando queste galassie con la prossima generazione di telescopi?”
Traduzione dell'articolo “Distribuzione della densità delle galassie a Z
Autori:
Christopher J. Conselice, Scuola di Fisica e Astronomia, Università di Nottingham, Nottingham, Inghilterra.

Aaron Wilkinson, Osservatorio di Leiden Università di Leiden, Paesi Bassi

La distribuzione della densità delle galassie nell'Universo e, di conseguenza, il numero totale delle galassie è una questione fondamentale in astrofisica che influenza la risoluzione di molti problemi nel campo della cosmologia. Tuttavia, prima della pubblicazione di questo articolo, non è mai stato effettuato uno studio così dettagliato di questo importante indicatore, né la definizione di un chiaro algoritmo per trovare questo numero. Per risolvere questo problema, abbiamo utilizzato le funzioni di massa stellare galattica osservate fino a $z \sim 8$ per determinare come varia la densità del numero di galassie in funzione del tempo e del limite di massa. Abbiamo dimostrato che l'aumento della densità totale delle galassie ($\phi_T$) più massicce di $M_* = 10^6M_\odot$ diminuisce come $\phi_T \sim t^(-1)$, dove t è la età dell'Universo. Abbiamo inoltre dimostrato che questa tendenza si inverte e anzi aumenta con il tempo ai limiti di massa più elevati $M_* > 10^7M_\odot$. Utilizzando $M_* = 10^6M_\odot$ come limite inferiore, lo abbiamo giustificato totale galassie nell'Universo fino a $z = 8$ è uguale a: $2.0 (+0.7\scegli -0.6) \times (10^(12))$ o solo $2.0 \times (10^(12))$ (due trilioni !), t.e. quasi dieci volte più grande di quanto osservato in tutte le rilevazioni del cielo effettuate da Hubble Ultra-Deep Field. Discutiamo le implicazioni di questi risultati per comprendere l'evoluzione delle galassie e confrontiamo i nostri risultati con gli ultimi modelli di formazione delle galassie. Questi risultati indicano anche che la luce di fondo cosmico nelle regioni ottiche e del vicino infrarosso probabilmente proviene da queste deboli galassie non osservate. Mostreremo anche come questi risultati affrontano la questione del perché il cielo notturno è buio, altrimenti noto come paradosso di Olbers.

1. Introduzione

Quando scopriamo l'Universo e le sue proprietà, vogliamo sempre conoscere i valori assoluti. Ad esempio, l'interesse astronomico è calcolare quante stelle ci sono nella nostra Galassia, quanti pianeti circondano queste stelle (Fressin et al. 2013), la densità complessiva dell'Universo (ad esempio Fukugita & Peebles 2004), tra gli altri valori assoluti nelle proprietà dell'Universo. Qui è stata data una risposta approssimativa a una di queste domande: questa è la densità totale del numero di galassie e, quindi, il numero totale di galassie nell'Universo.

Questa domanda non è solo una curiosità oziosa, ma è legata a molte altre domande di cosmologia e astronomia. La distribuzione della densità delle galassie è correlata a questioni come la formazione/evoluzione delle galassie in base al numero di sistemi formati, il cambiamento del rapporto tra galassie giganti e galassie nane, la velocità di supernova distanti e di burst di raggi gamma, la velocità di formazione stellare nell'Universo e come nuove galassie vengono create/distrutte attraverso fusioni (ad esempio, Bridge et al. 2008; Conselice et al. 2014; Il numero di galassie nell'Universo osservabile rivela anche informazioni sulla densità della materia (materia ed energia) dell'Universo, luce di fondo su lunghezze diverse onde, nonché sulla comprensione del paradosso di Olbers. Tuttavia, non esiste ancora una buona misurazione di questa quantità fondamentale. La nostra capacità di studiare la distribuzione della densità delle galassie utilizzando i telescopi è nata solo con l'avvento delle telecamere CCD. L'esplorazione a lunghissimo raggio di galassie distanti è iniziata negli anni '90 (ad esempio Koo & Kron 1992; Steidel & Hamilton 1992; Djorgovski et al. 1995), e ha raggiunto la sua attuale profondità con i progetti del telescopio spaziale Hubble, in particolare Hubble Deep Field (Williams et al. al.1996). Successivamente le ricerche sono proseguite nell’ambito dell’Hubble Deep Field South (Williams et al., 2000), del Great Observatories Origins Survey (Giavalisco et al. 2004), e del CANDELS (Cosmic Assembly Near-infrared Deep Extragalactic Legacy Survey). indagine nello spettro infrarosso (Grogin et al. 2011; Koekemoer et al. 2011), ed è culminata nell'Hubble Ultra Deep Field (Beckwith et al. 2006), che rimane ad oggi la più profonda indagine ottica e nel vicino infrarosso del nostro Universo .
Tuttavia, nonostante tutti questi studi, non è ancora chiaro come si evolva nel tempo la densità complessiva delle galassie. Questo interesse Chiedi, poiché sappiamo che il tasso di formazione stellare aumenta e poi diminuisce con 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.
Ci sono diversi motivi per cui non è facile determinare il numero totale di galassie sulla base dei risultati delle indagini a lunghissimo raggio. Uno di questi è che tutte le osservazioni a lunghissimo raggio sono incomplete. Ciò è dovuto alle limitazioni nel tempo di esposizione e nella profondità, che fanno sì che alcune galassie vengano rilevate più facilmente di altre. Il risultato di ciò è un quadro incompleto anche nelle rilevazioni più a lungo termine, che può essere corretto ma che lascia ancora qualche incertezza. Tuttavia, il problema più importante è che queste osservazioni non raggiungono le galassie più deboli, anche se sappiamo dalla teoria che dovrebbero esserci molte più galassie deboli oltre i limiti di ciò che possiamo osservare attualmente.
È anche importante prestare attenzione a cosa intendiamo per densità totale delle galassie nell'Universo. Non è una quantità semplice che può essere definita come la densità totale attualmente esistente, la densità totale osservabile in linea di principio e la densità totale che può essere osservata utilizzando tecnologia moderna, sono domande diverse con risposte diverse. C'è anche il problema che siamo limitati all'orizzonte cosmologico al di sopra di ciò che possiamo osservare, e quindi ci sono galassie che non possiamo vedere oltre esso. Anche il numero di galassie che esistono oggi nell'Universo, cioè se potessimo considerare l'intero Universo così com'è in questo momento, anziché essere limitato dal tempo di transito della luce, è una questione complessa. Le galassie nell’universo lontano si sono evolute oltre ciò che possiamo attualmente osservare a causa della natura finita della velocità della luce e probabilmente saranno simili a quelle dell’universo visibile. Affronteremo tutte queste questioni in questo articolo, vale a dire come varia la densità numerica delle galassie nell’attuale universo osservabile fino a z ~ 8.
A scopo comparativo, nell'appendice a questo lavoro, analizziamo anche il numero di galassie visibili ai moderni telescopi a tutte le lunghezze d'onda e che attualmente possiamo osservare.
Confrontiamo quindi questi dati con le misurazioni del numero totale di galassie che potrebbero essere potenzialmente osservate nell’Universo in base alle funzioni di massa misurate. Discuteremo anche di come questi risultati rivelino informazioni sull'evoluzione della galassia e sulla radiazione di fondo dell'Universo. Forniamo anche informazioni sugli studi futuri e sulla frazione di galassie che osserveranno. Questo articolo è diviso in diverse sezioni. §2 descrive i dati che utilizziamo in questa analisi, §3 descrive i risultati di questo lavoro, compresi i metodi per analizzare le funzioni di massa stellare delle galassie per ottenere il numero totale di galassie nell'Universo, §4 descrive le implicazioni di questi risultati e § 5 presentati riepilogo

articoli. In questo lavoro utilizziamo la cosmologia standard: H 0 = 70 km s −1 Mpc −1 e Ω m = 1 − Ω λ = 0,3.

2. Dati
I dati che utilizziamo per questo articolo provengono da numerose fonti e lavori precedenti. Nell'Appendice descriviamo quante galassie possiamo attualmente osservare nell'Universo, sulla base delle osservazioni più profonde finora disponibili. Qui nell’articolo principale, esploriamo la questione di quante galassie potrebbero essere potenzialmente rilevate nell’Universo se l’imaging profondo a tutte le lunghezze d’onda fosse eseguito in tutte le parti del cielo senza alcuna interferenza galattica o altra distorsione. Per gran parte di questa analisi e dei risultati di questo lavoro, utilizziamo le funzioni di massa delle galassie dall'Universo osservabile fino a z ~ 8 per determinare come si evolve la densità numerica delle galassie con il tempo e lo spostamento verso il rosso cosmologico. Queste funzioni di massa e luminosità stanno appena iniziando a essere misurate
grandi valori< 3. Для самых spostamento verso il rosso, e i nostri dati primari provengono da funzioni di massa calcolate utilizzando rilevamenti ottici e infrarossi ad alta precisione provenienti da Hubble e dalle stazioni di terra. redshift utilizziamo le funzioni di massa pubblicate da Duncan et al. 2014, Grazian et al. (2015), Caputi et al. (2011) e Song et al. (2015) Abbiamo ordinato tutte queste funzioni di massa da ciascuno studio sopra in base alla funzione di massa iniziale di Salpeter per le stelle da $ 0,1 milioni_\odot$ a $ 100 milioni_\odot$. Abbiamo utilizzato le densità delle galassie da queste funzioni di massa corrispondenti ai loro volumi, invece di volumi fisici. Questo ci dice come varia il numero di galassie all’interno dello stesso volume effettivo, eliminando gli effetti dell’espansione di Hubble. Queste funzioni di massa sono mostrate in $(!! show1_MathJax ? "Close":"Figura 1" !$ до предела масс, взятых из ранее упомянутых исследований, которые также перечислены в Таблице 1.!}

Immagine 1. Le funzioni di massa che utilizziamo in questo articolo sono tracciate utilizzando la funzione di luminosità di Schechter. Tutti questi valori sono presi da vari studi menzionati nel §2. Le funzioni di massa sono presentate in base ai valori del redshift cosmologico, il grafico di sinistra mostra i sistemi a z< 1, средний график показывает 1 < z < 3 и z >3 (estrema destra). Queste funzioni di massa sono mostrate in modo che le linee colorate continue siano funzioni di massa fino al limite dei dati corrispondenti in cui sono complete, e le linee tratteggiate mostrano la nostra estrapolazione a $M_* = 10^6 M_\odot$. Il grafico “più piatto” della funzione di massa per 1< z < 3 взят из работы Muzzin et al. (2013) и для z >3 tratto da Grazian et al. (2015)

3. Distribuzione della densità delle galassie

3.1 Introduzione e avvertenze

Il metodo principale che utilizziamo per determinare la densità delle galassie nell'Universo è integrare il numero di galassie attraverso funzioni di massa stabilite per un dato spostamento verso il rosso cosmologico. Ciò richiede l’estrapolazione di funzioni di massa stellare stabilite per raggiungere un limite minimo sulla massa della popolazione della galassia. Esistono molti modi per farlo, di cui parleremo di seguito. Una delle domande più importanti è il limite inferiore da cui dovremmo iniziare a contare il numero di galassie in funzione delle funzioni di massa. Grazie a recenti pubblicazioni che forniscono funzioni di massa stellare fino a z ~ 8 (ad esempio Duncan et al. 2014, Grazian et al. (2015), Song et al. (2015), ora possiamo effettuare questo calcolo per la prima volta. La sfida è se la funzione di luminosità di Schechter possa essere estrapolata al di sotto del limite dei dati per i quali era originariamente adatta, è una questione che esploriamo in dettaglio.
Ciò integra l’approccio osservato direttamente presentato nell’Appendice ed è un modo più accurato per misurare il numero di galassie nell’Universo attualmente osservabile se le funzioni di massa sono misurate correttamente e parametrizzate accuratamente. Tuttavia, questo metodo presenta potenziali insidie ​​che devono essere attentamente considerate e analizzate. Ciò è dovuto anche al fatto che le misurazioni dipendono da molto Di più fattori diversi dalla semplice fotometria e dai problemi di identificazione degli oggetti che sono sempre presenti quando si misura semplicemente il numero di galassie. La situazione qui è legata ad altre incertezze associate alla misurazione delle masse stellari e degli spostamenti verso il rosso.
Tuttavia, se riusciamo a tenere conto di queste incertezze, l’integrazione delle funzioni di massa stabilite può dirci circa la densità delle galassie a un dato intervallo di spostamento verso il rosso con una certa incertezza misurata.

Usiamo questo metodo per calcolare la densità totale delle galassie nell'Universo attualmente osservabile in funzione dello spostamento verso il rosso. Per fare ciò, non integriamo direttamente le funzioni di massa osservate, ma utilizziamo la forma parametrizzata data dalla funzione di Schechter (1976) per determinare la densità del numero totale di galassie in funzione del redshift. La forma di questa funzione è data:

$\phi(M) = b\times\phi^\ast\ln(10)^(1+\alpha)$ $\times\exp[-10^(b(M-M^\ast))] . . . .
Usiamo la funzione di luminosità di Schechter come strumento per calcolare la densità complessiva poiché generalmente descrive bene la distribuzione delle masse delle galassie a tutti gli spostamenti verso il rosso negli intervalli che studiamo. Tuttavia, non sappiamo a quale limite di massa inferiore rimanga valido, il che rappresenta un’incertezza nella nostra analisi. Successivamente discuteremo l'uso di $M_*>10^6 M_\bigodot$ come limite e la logica per utilizzarlo come limite inferiore. Discuteremo anche di come i nostri risultati sarebbero cambiati se avessimo utilizzato un valore diverso per il limite di massa inferiore.
Poiché stiamo integrando le funzioni di massa attraverso l’intera storia dell’universo, dobbiamo utilizzare molte indagini per tenere conto del numero di galassie a diversi spostamenti verso il rosso. Diversi intervalli di spostamento verso il rosso richiedono studi eseguiti a diverse lunghezze d'onda e talvolta studi diversi lo trovano significati diversi Parametri Schecher. In questo lavoro, tentiamo di studiare in modo completo le funzioni di massa che, soprattutto a bassi redshift, possono produrre valori di densità e forme evolutive ampiamente divergenti. Otteniamo quasi gli stessi risultati quando usiamo la funzione di doppia luminosità di Schechter per calcolare la funzione di massa a bassi valori di redshift cosmologico, come quando usiamo la legge di potenza per calcolare la funzione di massa a valori elevati di redshift cosmologico.

1. pagina 170-183 Lezioni di astronomia stellare. Loktin A.V., Marsakov V.A., 2009.
2. Le stesse lezioni sull'astronomia stellare in formato HTML su astronet.ru
3. IV. Chilingaryan, Classificazione degli oggetti secondo la distribuzione dell'energia nello spettro
4. Knowledge Base for Extragalactic Astronomy and Cosmology, sezione del database extragalattico della NASA (NASA/IPAC Extragalactic Database, NED) - il più grande archivio di immagini, fotometria e spettri di galassie ottenuti da rilevamenti del cielo nelle microonde, infrarossi, ottici e ultravioletti intervalli (UV).
5.
6.
7. Funzione cosmologica delle masse galattiche
8. Proprietà e funzioni di luminosità delle galassie estremamente deboli. Michael R. Blanton. In questo lavoro è stata presentata la doppia funzione di luminosità di Schechter. Sezione 4.2 a pagina 10.
9. Funzione di luminosità Schechter troncata sinistra e destra per quasar. Lorenzo Zaninetti. 29 maggio 2017. Una funzione di luminosità Schechter troncata a sinistra e a destra per i quasar

Nell'intervallo cosmologico di redshift z ~ 0 - 3 utilizziamo i valori stabiliti delle funzioni di massa e i loro errori dal lavoro svolto da Perez-Gonzalez et al. (2008), Kajisawa et al. (2009), Fontana et al. (,), Caputi et al. (2011), Pozzetti et al. (2007), Mortlock et al. (2011) e Mortlock et al. (2015) Queste funzioni di massa stellare vengono determinate misurando le masse stellari degli oggetti utilizzando la procedura di adattamento SED (adattamento delle distribuzioni di energia spettrale). Nonostante la grande dispersione nelle varie misurazioni dei parametri della funzione di Schechter, utilizziamo tutte queste informazioni per tenere conto vari metodi$!} misurazioni e modelli utilizzati, nonché varianza cosmica. Queste funzioni di massa, parametrizzate dalla funzione di Schechter, sono mostrate nella Figura 1. Convertiamo anche quegli studi che utilizzano le funzioni di massa di Chabrier iniziali (Chabrier IMF) - Pozzetti et al.(2007), Duncan et al. (2014), Mortlock et al. (2015) e Muzzin et al.

(2013) che utilizza le funzioni di massa iniziali di Kroupa (Kroupa IMF) nelle funzioni di massa iniziali di Salpeter (Salpeter IMF). L'elenco dei valori che utilizziamo nella nostra analisi è mostrato in $(!! show2_MathJax ? "Close": "Table 1" !$ .!}

Nota α - Questa tabella elenca i parametri delle funzioni Schechter indicate che utilizziamo per eseguire i nostri calcoli. Sono tutti normalizzati per produrre valori comparabili delle funzioni di massa iniziali di Salpeter (Salpeter IMF), sebbene Pozzetti et al. (2007), Duncan et al. (2014) e Mortlock et al. (2015) hanno utilizzato le funzioni di massa di Chabrier iniziali (Chabrier IMF) nei loro lavori, e Muzzin et al. (2013) hanno utilizzato le funzioni di massa iniziale di Kroupa (Kroupa FMI). α $(!! show2_MathJax ? "Chiudi": "Tabella 1" ! Si noti che consideriamo solo quelle funzioni di massa in cui il parametro sono consentite modifiche nei modelli Schechter applicabili. Se il risultato della funzione di massa è ottenuto da un valore fisso , allora questo porta ad una distorsione nel numero di galassie, poiché questo valore ha
Per valori elevati di redshift cosmologico, le funzioni di massa sono un parametro relativamente nuovo, quindi per ottenere dati coerenti e coerenti, abbiamo analizzato anche le funzioni di luminosità ottenute nella gamma degli ultravioletti, principalmente a 1500˚A. Per fare ciò, abbiamo utilizzato i dati pubblicati in Bouwens et al. (2011), McLure et al. (2009), McLure et al. (2013), Bouwens et al. (2015) e Finkelstein et al.
(2015). McLure et al. (2013) e Bouwens et al. (2015) analizzano i dati delle indagini più distanti del telescopio spaziale Hubble, inclusa l'indagine Hubble Ultra Deep Field HUDF12 del 2012, che ha esaminato le galassie con i massimi spostamenti verso il rosso cosmologici a $z = 8$ e $z = 9$. Per convertire il limite di massa stellare nel limite di magnitudo UV, utilizziamo i rapporti tra queste due quantità calcolati in Duncan et al. (2014). Duncan et al. (2014) hanno modellato la relazione lineare tra massa e luce nell'UV e il modo in cui si sviluppa

significati diversi

spostamento verso il rosso cosmologico. Li usiamo per determinare il limite di magnitudo UV corrispondente al nostro limite di massa standard $M_* = 10^6M_\odot$. Pertanto, possiamo mettere in relazione il nostro limite di massa stellare con il limite di magnitudine assoluta nell'UV. Non utilizziamo questi valori nei nostri calcoli, ma utilizziamo queste funzioni di luminosità per verificare la coerenza dei nostri risultati ottenuti dalle funzioni di massa stellare.
Discuteremo poi le implicazioni di questo aumento della densità delle galassie con il senno di poi per una serie di questioni astrofisiche chiave. Integrando la densità del numero di galassie, abbiamo calcolato numero di galassie nell'Universo, il cui valore era $2,0 (+0,7\scegli -0,6) \times (10^(12))$ per $z = 8$, cosa che in linea di principio può essere osservata. Si tratta di circa dieci volte di più rispetto al calcolo diretto. Ciò significa che dobbiamo ancora scoprire una vasta popolazione di galassie deboli e distanti.

In termini di evoluzione astrofisica delle galassie, mostriamo che l’aumento delle funzioni di massa integrabili di tutte le galassie con spostamento verso il rosso è spiegato dal modello di fusione. Lo dimostriamo modello semplice la fusione è in grado di riprodurre una diminuzione del numero di galassie con una scala temporale di fusione di $\tau=1,29 ± 0,35 Gyr$. Il tasso di fusione risultante a z = 1,5 è R ∼ 0,05 fusioni $Gyr^(−1) Mpc^(−3)$, vicino al valore ottenuto dall'analisi strutturale e a coppie. La maggior parte di queste galassie convergenti sono sistemi di massa inferiore, la cui densità numerica di galassie aumenta nel tempo dal limite inferiore a masse più elevate quando si calcola la densità totale.

Infine, discutiamo le implicazioni dei nostri risultati per la ricerca futura.

In futuro, man mano che le funzioni di massa diventeranno più conosciute attraverso una migliore modellazione SED e dati più profondi e più ampi provenienti da JWST ed Euclid/LSST, saremo in grado di misurare con maggiore precisione la densità numerica complessiva delle galassie e quindi ottenere una misura migliore di questa quantità fondamentale.

Chi ha una piccola idea dell'Universo sa bene che il cosmo è costantemente in movimento. L'universo si espande ogni secondo, diventando sempre più grande. Un'altra cosa è che sulla scala della percezione umana del mondo, è abbastanza difficile comprendere la dimensione di ciò che sta accadendo e immaginare la struttura dell'Universo. Oltre alla nostra galassia, in cui si trova il Sole e ci troviamo noi, ci sono dozzine, centinaia di altre galassie. Nessuno conosce il numero esatto di mondi distanti. Quante galassie ci sono nell'Universo possono essere conosciute solo approssimativamente creando un modello matematico del cosmo.

Pertanto, date le dimensioni dell'Universo, possiamo facilmente supporre che a decine o cento miliardi di anni luce dalla Terra esistano mondi simili al nostro.

Spazio e mondi che ci circondano

La nostra galassia, che ha ricevuto il bellissimo nome "Via Lattea", era, secondo molti scienziati, il centro dell'universo solo pochi secoli fa. In effetti, si è scoperto che questo era solo parte dell'universo, e ci sono altre galassie vari tipi e dimensioni, grandi e piccole, alcune più lontane, altre più vicine.

Nello spazio, tutti gli oggetti sono strettamente interconnessi e si muovono in un certo ordine e occupare lo spazio assegnato. Pianeti a noi noti, stelle famose, buchi neri e i nostri sistema solare situato nella galassia della Via Lattea. Il nome non è casuale. Anche gli antichi astronomi che osservavano il cielo notturno paragonavano lo spazio intorno a noi a una pista di latte, dove migliaia di stelle sembrano gocce di latte. La Via Lattea, gli oggetti galattici celesti nel nostro campo visivo, costituiscono il cosmo vicino. Ciò che potrebbe esserci oltre la visibilità dei telescopi è diventato noto solo nel XX secolo.

Le scoperte successive, che hanno ampliato il nostro cosmo fino alle dimensioni della Metagalassia, hanno portato gli scienziati alla teoria del Big Bang. Un grandioso cataclisma si verificò quasi 15 miliardi di anni fa e servì da impulso per l'inizio dei processi di formazione dell'Universo. Uno stadio della sostanza è stato sostituito da un altro. Da dense nubi di idrogeno ed elio iniziarono a formarsi i primi inizi dell'Universo: protogalassie costituite da stelle. Tutto questo è accaduto in un lontano passato. La luce di molti corpi celesti, che possiamo osservare nei telescopi più potenti, è solo un saluto d'addio. Milioni di stelle, se non miliardi, che punteggiano il nostro cielo si trovano a un miliardo di anni luce dalla Terra, e hanno cessato di esistere da tempo.

Mappa dell'Universo: vicini più vicini e più lontani

Il nostro Sistema Solare e altri corpi cosmici osservati dalla Terra sono formazioni strutturali relativamente giovani e i nostri vicini più vicini nel vasto Universo. Per molto tempo, gli scienziati hanno creduto che la galassia nana più vicina alla Via Lattea fosse la Grande Nube di Magellano, situata a soli 50 kiloparsec. Solo di recente sono diventati noti i veri vicini della nostra galassia. Nella costellazione del Sagittario e nella costellazione Cane Maggiore si trovano piccole galassie nane, la cui massa è 200-300 volte inferiore alla massa della Via Lattea, e la loro distanza è di poco più di 30-40 mila anni luce.

Questi sono uno degli oggetti universali più piccoli. In tali galassie il numero di stelle è relativamente piccolo (nell'ordine di diversi miliardi). Di norma, le galassie nane si fondono gradualmente o vengono assorbite grandi formazioni. La velocità dell'Universo in espansione, che è di 20-25 km/s, porterà involontariamente le galassie vicine ad una collisione. Quando ciò accadrà e come andrà a finire, possiamo solo indovinarlo. La collisione delle galassie avviene tutto questo tempo e, a causa della transitorietà della nostra esistenza, non è possibile osservare cosa sta succedendo.

Andromeda, due o tre volte più grande della nostra galassia, è una delle galassie più vicine a noi. Continua ad essere uno dei più popolari tra astronomi e astrofisici e si trova a soli 2,52 milioni di anni luce dalla Terra. Come la nostra galassia, Andromeda è un membro del Gruppo Locale delle galassie. La dimensione di questo gigantesco stadio cosmico è di tre milioni di anni luce e il numero di galassie presenti in esso è di circa 500. Tuttavia, anche un gigante come Andromeda sembra piccolo rispetto alla galassia IC 1101.

Questa galassia a spirale più grande dell'Universo si trova a più di cento milioni di anni luce di distanza e ha un diametro di oltre 6 milioni di anni luce. Nonostante contenga 100 trilioni di stelle, la galassia è composta principalmente da materia oscura.

Parametri astrofisici e tipi di galassie

Le prime esplorazioni spaziali effettuate all’inizio del XX secolo hanno fornito molti spunti di riflessione. Le nebulose cosmiche scoperte attraverso l'obiettivo del telescopio, che nel tempo si contarono più di mille, erano gli oggetti più interessanti dell'Universo. A lungo questi punti luminosi nel cielo notturno erano considerati accumuli di gas che facevano parte della struttura della nostra galassia. Edwin Hubble nel 1924 riuscì a misurare la distanza di un ammasso di stelle e nebulose e fece una scoperta sensazionale: queste nebulose non sono altro che galassie a spirale distanti, che vagano indipendentemente attraverso la scala dell'Universo.

Un astronomo americano fu il primo a suggerire che il nostro Universo fosse composto da molte galassie. L'esplorazione spaziale nell'ultimo quarto del XX secolo, le osservazioni effettuate utilizzando veicoli spaziali e tecnologie, incluso il famoso telescopio Hubble, hanno confermato queste ipotesi. Lo spazio è illimitato e la nostra Via Lattea è lontana dalla più grande galassia dell'Universo e, inoltre, non ne è il centro.

Solo con l'avvento di potenti mezzi tecnici di osservazione, l'Universo cominciò ad assumere contorni chiari. Gli scienziati si trovano di fronte al fatto che anche formazioni così enormi come le galassie possono differire nella loro struttura e struttura, forma e dimensione.

Grazie agli sforzi di Edwin Hubble, il mondo ha ricevuto una classificazione sistematica delle galassie, dividendole in tre tipi:

• spirale;
• ellittico;
• errato.

Le galassie ellittiche e a spirale sono i tipi più comuni. Questi includono la nostra galassia della Via Lattea, così come la nostra vicina galassia di Andromeda e molte altre galassie nell'Universo.

Le galassie ellittiche hanno la forma di un'ellisse e sono allungate in una direzione. Questi oggetti sono privi di maniche e spesso cambiano forma. Questi oggetti differiscono tra loro anche per dimensioni. A differenza delle galassie a spirale, questi mostri cosmici non hanno un centro chiaramente definito. Non esiste un nucleo in tali strutture.

Secondo la classificazione, tali galassie sono designate con la lettera latina E. Tutte le galassie ellittiche attualmente conosciute sono divise nei sottogruppi E0-E7. La distribuzione in sottogruppi viene effettuata a seconda della configurazione: dalle galassie quasi circolari (E0, E1 ed E2) agli oggetti altamente allungati con indici E6 ed E7. Tra le galassie ellittiche ci sono le nane e le vere e proprie giganti con diametri di milioni di anni luce.

Esistono due sottotipi di galassie a spirale:

• galassie presentate sotto forma di spirale incrociata;
• spirali normali.

Spicca il primo sottotipo le seguenti caratteristiche. In forma, tali galassie assomigliano a una spirale regolare, ma al centro di una tale galassia a spirale c'è un ponte (barra), che dà origine alle braccia. Tali ponti in una galassia sono solitamente il risultato di processi centrifughi fisici che dividono il nucleo galattico in due parti. Esistono galassie con due nuclei, il cui tandem costituisce il disco centrale. Quando i nuclei si incontrano, il ponte scompare e la galassia diventa normale, con un solo centro. C'è anche un ponte nella nostra galassia, la Via Lattea, in uno dei bracci del quale si trova il nostro sistema solare. Dal Sole al centro della galassia, il percorso, secondo le stime moderne, è di 27mila anni luce. Lo spessore del braccio del Cigno di Orione, nel quale risiedono il nostro Sole e il nostro pianeta, è di 700mila anni luce.

Secondo la classificazione, le galassie a spirale sono designate con le lettere latine Sb. A seconda del sottogruppo, esistono altre denominazioni per le galassie a spirale: Dba, Sba e Sbc. La differenza tra i sottogruppi è determinata dalla lunghezza della barra, dalla sua forma e dalla configurazione delle maniche.

Le galassie a spirale possono variare in dimensioni da 20.000 anni luce a 100.000 anni luce di diametro. La nostra galassia, la Via Lattea, si trova nella “zona aurea”, poiché le sue dimensioni gravitano verso galassie di medie dimensioni.

Il tipo più raro sono le galassie irregolari. Questi oggetti universali sono grandi ammassi di stelle e nebulose che non hanno una forma o una struttura chiara. Secondo la classificazione, hanno ricevuto gli indici Im e IO. Di regola, le strutture del primo tipo non hanno un disco o sono debolmente espresse. Spesso si può vedere che tali galassie hanno bracci simili. Le galassie con indici IO sono un insieme caotico di stelle, nubi di gas e materia oscura. Rappresentanti di spicco di questo gruppo di galassie sono le Grandi e Piccole Nubi di Magellano.

Tutte le galassie: regolari e irregolari, ellittiche e a spirale, sono costituite da trilioni di stelle. Lo spazio tra le stelle e i loro sistemi planetari è pieno di materia oscura o nubi di gas cosmico e particelle di polvere. Negli spazi tra questi vuoti ci sono buchi neri, grandi e piccoli, che disturbano l'idillio della tranquillità cosmica.

Sulla base della classificazione esistente e dei risultati della ricerca, possiamo rispondere con una certa sicurezza alla domanda su quante galassie ci sono nell'Universo e di che tipo sono. Ci sono più galassie a spirale nell'Universo. Costituiscono più del 55% del numero totale di tutti gli oggetti universali. Ci sono la metà delle galassie ellittiche, solo il 22% del numero totale. Nell'Universo esiste solo il 5% delle galassie irregolari simili alla Grande e alla Piccola Nube di Magellano. Alcune galassie sono vicine a noi e si trovano nel campo visivo dei telescopi più potenti. Altri si trovano nello spazio più lontano, dove predomina la materia oscura e l'oscurità dello spazio infinito è più visibile nell'obiettivo.

Galassie da vicino

Tutte le galassie appartengono a determinati gruppi che lo sono scienza moderna sono solitamente chiamati cluster. La Via Lattea fa parte di uno di questi ammassi, che contiene fino a 40 galassie più o meno conosciute. L'ammasso stesso fa parte di un superammasso, un gruppo più ampio di galassie. Terra, insieme al Sole e via Lattea parte del superammasso della Vergine. Questo è il nostro vero indirizzo cosmico. Insieme alla nostra galassia, ci sono più di duemila altre galassie nell'ammasso della Vergine, ellittiche, a spirale e irregolari.

La mappa dell'Universo, su cui fanno affidamento oggi gli astronomi, dà un'idea di come appare l'Universo, quale sia la sua forma e struttura. Tutti gli ammassi si riuniscono attorno a vuoti o bolle di materia oscura. È possibile pensare che anche la materia oscura e le bolle siano piene di alcuni oggetti. Forse si tratta di antimateria che, contrariamente alle leggi della fisica, forma strutture simili in un diverso sistema di coordinate.

Stato attuale e futuro delle galassie

Gli scienziati ritengono che sia impossibile creare un ritratto generale dell'Universo. Disponiamo di dati visivi e matematici sul cosmo che rientrano nella nostra comprensione. La reale scala dell’Universo è impossibile da immaginare. Ciò che vediamo attraverso un telescopio è la luce stellare che ci arriva da miliardi di anni. Forse il quadro reale oggi è completamente diverso. A seguito dei cataclismi cosmici, le galassie più belle dell'Universo potrebbero già trasformarsi in nuvole vuote e brutte di polvere cosmica e materia oscura.

Non si può escludere che in un lontano futuro la nostra galassia si scontrerà con una vicina più grande dell’Universo o inghiottirà una galassia nana esistente accanto. Resta da vedere quali saranno le conseguenze di tali cambiamenti universali. Nonostante il fatto che la convergenza delle galassie avvenga alla velocità della luce, è improbabile che i terrestri siano testimoni di una catastrofe universale. I matematici hanno calcolato che mancano poco più di tre miliardi di anni terrestri prima della collisione fatale. Se la vita esisterà sul nostro pianeta in quel momento è una domanda.

Anche altre forze possono interferire con l’esistenza di stelle, ammassi e galassie. I buchi neri, ancora conosciuti dall'uomo, sono in grado di inghiottire una stella. Dov'è la garanzia che tali mostri di enormi dimensioni, nascosti nella materia oscura e nei vuoti dello spazio, non saranno in grado di inghiottire completamente la galassia?

La nostra Galassia è solo una delle tante e nessuno sa quante ce ne siano in totale. Ne sono già stati aperti più di un miliardo. Ciascuno di essi contiene molti milioni di stelle. Quelli più distanti già conosciuti si trovano a centinaia di milioni di anni luce dai terrestri, quindi, studiandoli, stiamo scrutando il passato più lontano. Tutte le galassie si stanno allontanando da noi e le une dalle altre, sembra che l'Universo sia ancora in espansione e che gli scienziati non siano invano giunti alla conclusione su Big Bang come se fosse originale.

Nella scienza, la parola “Universo” ha un significato speciale. Si riferisce al più grande volume di spazio, insieme a tutta la materia e la radiazione in esso contenuta, che può influenzarci in qualsiasi modo. Gli scienziati della Terra possono osservare un solo Universo, ma nessuno nega l’esistenza degli altri, proprio perché i nostri strumenti (tutt’altro che perfetti) non sono in grado di rilevarli.

Il Sole è una tra miliardi di stelle. Ci sono stelle molto più grandi del Sole (giganti), e ce ne sono anche di più piccole (nane, il Sole è più vicino nelle sue proprietà alle stelle nane che ai giganti); Ci sono stelle calde (hanno un colore bianco-bluastro e una temperatura superficiale di oltre 10.000 gradi, e alcune fino a centomila gradi), ci sono stelle fredde (sono rosse, la temperatura superficiale è di circa 3mila gradi ). Le stelle sono molto lontane da noi; ci vogliono 4 anni per raggiungere la stella più vicina alla velocità della luce (300.000 km/s), mentre per raggiungere il Sole a quella velocità ci vogliono 8 minuti.

Alcune stelle formano coppie, triplette (stelle doppie, triple) e gruppi (ammassi stellari aperti). Esistono anche ammassi stellari globulari; contengono decine e centinaia di stelle e sono di forma sferica, con una concentrazione di stelle verso il centro. Gli ammassi aperti contengono stelle giovani, mentre gli ammassi globulari sono molto antichi e contengono stelle vecchie. Ci sono pianeti vicino ad alcune stelle. Non è stato ancora stabilito se ci sia vita su di loro, e tanto meno civiltà. Ma potrebbero benissimo esistere.

Le stelle formano sistemi giganti: le galassie. La galassia ha un centro (nucleo), bracci a spirale piatti in cui è concentrata la maggior parte delle stelle, e una periferia, una voluminosa nuvola di stelle rare. Le stelle si muovono nello spazio, nascono, vivono e muoiono. Stelle come il Sole vivono circa 10-15 miliardi di anni e il Sole è una stella di mezza età. Quindi ha ancora molta strada da fare. Le stelle massicce e calde si “bruciano” più velocemente e possono esplodere come stelle “supernovae”, lasciando dietro di sé formazioni molto piccole e superdense: nane bianche, stelle di neutroni o “buchi neri”, in cui la densità della materia è così alta che nessuna particella può superare le forze di gravità e fuggire da lì. Oltre alle stelle, la Galassia contiene nubi di polvere e gas cosmici che formano nebulose. Il piano della Galassia, dove il numero massimo di stelle, gas e polvere è visibile nel cielo come la Via Lattea.

Esistono molti altri milioni di galassie, costituite da un numero enorme di stelle. Ad esempio, le Nubi di Magellano, la Nebulosa di Andromeda sono altre galassie. Si trovano a distanze inimmaginabilmente grandi da noi.

Nel nostro cielo le stelle sembrano immobili, poiché sono molto lontane da noi, e il loro movimento diventa evidente solo dopo che sono trascorse decine e centinaia di migliaia di anni.

Informazioni utili

Galassia– un sistema legato gravitazionalmente di stelle, gas interstellare, polvere e materia oscura. Tutti gli oggetti all'interno delle galassie partecipano al movimento rispetto a un centro di massa comune. La parola "galassia" deriva dal nome greco della nostra galassia. Nucleo- una regione estremamente piccola al centro della galassia. Quando si parla di nuclei galattici, si parla molto spesso di nuclei galattici attivi, dove i processi non possono essere spiegati dalle proprietà delle stelle in essi concentrate. Le fotografie delle galassie mostrano che sono poche le galassie veramente solitarie. Circa il 95% delle galassie forma gruppi di galassie. Se la distanza media tra le galassie non è più grande di un ordine di grandezza maggiore del loro diametro, allora le influenze delle maree delle galassie diventano significative. Questi influenzano ogni componente della galassia condizioni diverse risponde diversamente. Via Lattea, chiamata anche semplicemente Galassia, è una grande galassia spirale barrata con un diametro di circa 30 kiloparsec e uno spessore di 1000 luce

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Quante galassie esistono nell'universo osservabile: ricerca, calcolo sulle dimensioni, massa e volume dell'Universo, revisione di Hubble, ruolo futuro di James Webb.

La scienza è interessante perché non si fissa sui fatti, ma li rivede costantemente, crea nuove teorie e cerca modi migliori per risolvere i problemi. A volte in questo processo riesce a scoprire aspetti prima sconosciuti. Ecco perché è così interessante saperlo quante galassie ci sono nell'universo?

Galassie lontane catturate dal telescopio Hubble

Quante galassie ci sono nell'Universo?

Pertanto, i numeri cambiano costantemente, così come vari fatti, come il numero totale di galassie nello spazio. Quante galassie ci sono in totale? L'Universo osservabile si estende per 13,8 miliardi di anni luce in tutte le direzioni. Cioè, la luce più distante ha lasciato il suo punto 13,8 miliardi di anni fa. Ma non dimentichiamoci dell'espansione, che aumenta questa distanza a 46 miliardi di anni luce. Cioè, ciò che in passato era la radiazione visibile o ultravioletta, ai margini estremi dell'Universo accessibile si è trasformata in radiazione infrarossa e a microonde.

Conosciamo il volume e la massa universali (3,3 x 10 54 kg, comprese la materia ordinaria e la materia oscura). Inoltre, il rapporto tra materia regolare e materia oscura è a nostra disposizione, quindi possiamo calcolare la quantità totale di massa regolare.

Una volta gli astronomi si dividevano peso totale al numero di galassie osservate in Hubble e ne contava 200 miliardi.

Ora gli scienziati hanno utilizzato una nuova tecnica per il ricalcolo. Hanno usato le foto del telescopio Hubble e hanno guardato una parte vuota del cielo per contare il numero di galassie. Riguarda sull'Hubble Deep Fiel, grazie al quale è stato possibile ottenere un'immagine incredibilmente sorprendente. Puoi esplorare questa immagine di Hubble qui sotto.

Da questa fotografia hanno creato una mappa tridimensionale che mostra le dimensioni e la posizione della galassia. Per fare ciò, abbiamo utilizzato la conoscenza delle galassie più vicine (ad esempio, 50 vicine). Dopo aver appreso quale delle grandi galassie era più grande, ne hanno inserite altre più piccole e più deboli che non erano mostrate nell'immagine.

Cioè, se l'Universo lontano assomiglia a quello conosciuto, anche le strutture galattiche si ripetono. Ciò non significa che l'Universo sia molto più grande del previsto o che ci siano più stelle al suo interno. Ospita semplicemente più galassie con meno stelle. Esistono le grandi galassie principali, seguite da quelle più piccole e così via fino a quelle nane.

Ma le galassie visibili sono solo la punta dell’iceberg. Per ognuno di essi impresso ce ne sono altri 9 più deboli e impercettibili. Naturalmente non passerà molto tempo prima che riusciremo a catturare anche loro. Nel 2018 tutti si aspettano l'apparizione del potente telescopio James Webb, la cui superficie è di 25 m2 (quello di Hubble è di 4,5 m2). Quei punti deboli che ora ci sembrano stelle diventeranno oggetti chiari e comprensibili per James Webb.

Se le galassie sono ovunque, perché non possiamo vederle ad occhio nudo? Riguarda il paradosso di Olbers, descritto nel 1700. Il punto è che, non importa dove guardi, colpirai sempre una stella. Ciò significa che lo spazio dovrebbe essere luminoso, ma è buio. Come mai? Lo stesso paradosso si applica alle galassie che per qualche motivo non puoi vedere.

Quindi, le galassie sono ovunque. Ma sono spostati verso il rosso dallo spettro visibile all'infrarosso, quindi la retina semplicemente non li percepisce. Se guardi tutto nelle microonde, lo spazio si illuminerà.

Secondo i calcoli, nell'Universo ci sono 10 volte più galassie di quanto precedentemente ipotizzato: 2 trilioni. Ma non moltiplicare il numero delle stelle o della massa, poiché questi numeri rimangono gli stessi.

Ora sai quante galassie ci sono. Ma cosa accadrà con l'apparizione di James Webb? Ci saranno più galassie? Oppure ne aprirà uno nuovo informazione interessante? L'universo nasconde molti segreti, quindi puoi aspettarti qualsiasi cosa.