Hvor mange kjente galakser? Hvor mange galakser i universet er kjent for det moderne mennesket?

Alle har noen gang tenkt på hvor stor og ukjent verden rundt oss er. Som en del av et umåtelig stort univers, spør vi ofte oss selv med nysgjerrighet: "Hvor stort er universet?", "Hva består det av?", "Finnes det intelligent liv ved siden av oss?", "Hvor mange galakser er det i universet?" og mange andre.

Denne artikkelen prøver å svare på noen av dem og utvide dem generell kunnskap og ideer om universet og dets bestanddeler og systemer.

Univers

Universet inkluderer alt som eksisterer. Fra kosmisk støv til gigantiske stjerner; fra de minste hydrogenatomene til subjektive ideer og abstrakte konsepter. Alt som befinner seg og fungerer i rommet er en del av universet.

Det studeres av ulike vitenskaper. Fysikk, astronomi og kosmologi er pionerer i studiet av universet i objektiv virkelighet. Det er de som prøver å svare på spørsmålet om hva kosmos er laget av eller hvor mange galakser det er i universet. Fra de aller første dagene har filosofi studert universet i subjektiv virkelighet. Alle vitenskapers mor er ikke bekymret for hvor mange galakser det er i universet, men for hvordan det og dets oppfatning påvirker vårt liv og utvikling.

Gitt den utrolige størrelsen på universet og massen av kropper og stoffer som finnes i det, er det ikke overraskende at vi har samlet en enorm mengde kunnskap; Det er heller ikke overraskende at mange flere spørsmål forblir ubesvarte. Bare en liten del av universet kan studeres fysisk på et bestemt tidspunkt, vi kan bare gjette om resten. Universets fortid og fremtid er bare antakelser og spådommer, og nåtiden blir bare åpenbart for oss for en liten brøkdel.

Hva vet vi sikkert om henne?

Vi er helt sikre på at universet er enormt, og med høy grad av sannsynlighet kan vi si at det er umåtelig. For å måle avstander mellom kosmiske objekter, brukes en helt "universell" enhet - lysåret. Dette er avstanden som en lysstråle kan reise på et år.

Materien som utgjør universet omgir planeten vår i en avstand på minst 93 milliarder lysår. Til sammenligning opptar galaksen vår et sted som kan dekkes på 100 tusen lysår.

Forskere deler kosmisk materie inn i en klynge av atomer - forståelig og studert fysisk materie, som også kalles baryonisk materie. Imidlertid er det meste av universet okkupert av uutforsket mørk energi, hvis egenskaper er ukjente for forskere. Dessuten er en betydelig del av det synlige rommet i universet okkupert av mørk eller skjult masse, som forskerne kaller usynlig materie.

Akkumuleringen av baryonisk materie danner stjerner, planeter og andre kosmiske kropper, som igjen danner galakser. De siste er i bevegelse og beveger seg bort fra hverandre. Det er umulig å svare nøyaktig på spørsmålet om hvor mange galakser det er i universet.

Hva kan vi bare gjette?

Universets fortid og prosessen med dets dannelse er nøyaktig ukjent. Forskere antyder at universet er nesten 14 milliarder år gammelt og dannet etter utvidelsen av konsentrert varm materie, som i kosmologi kalles Big Bang Theory.

Forskere får alt som de viktigste teoretiske modellene for universets utvikling er basert på, ved å observere den delen av det som er synlig for oss. Det er umulig å bevise hvor sann noen av de eksisterende modellene er. De fleste forskere er enige i teorien om utvidelsen av universet - etter "big bang" fortsetter kosmisk materie sin bevegelse fra sentrum.

Det er verdt å huske at alle disse modellene er teoretiske, og det er umulig å teste dem i praksis av mange grunner. Derfor er det verdt å konsentrere seg om tilgjengelig og bevist kunnskap som svarer på spørsmålene om hvor mange stjerner som er i galaksen, og hvor mange galakser som er i universet. Bildet, tatt ved hjelp av moderne teknologi, kalt Hubble (for Hubble Ultra Deep Field), lar deg se plasseringen av mange galakser på en liten synlig del av himmelen.

Hva er en galakse?

En galakse er en samling av stjerner, gass, støv og skjult masse. Gravitasjonssamspillet mellom baryonisk materie og mørk kosmisk masse forener galaksen til en tett sammenkoblet gruppe kosmiske kropper. Galakser beveger seg med en viss hastighet, noe som bekrefter teorien om universets utvidelse, men gravitasjonssenteret til galaksen tillater ikke universets bevegelse å påvirke dannelsen. Alle legemer i galaksen kretser rundt et gravitasjonssenter.

Galakser kan være det forskjellige typer, størrelser og består av mange systemer. Det er ikke noe enkelt svar på spørsmålet om hvor mange galakser det er i universet, siden eksistensen av to identiske galakser er usannsynlig. Etter type er de delt inn i:

• elliptiske;
• spiral;
• linseformet;
• med genser;
• stemmer ikke.

Basert på deres størrelse er galakser klassifisert som dverg, middels, stor og gigantisk. Det er ikke noe klart svar på spørsmålet om hvor mange systemer det er i en galakse, siden antall systemer og stjernehoper avhenger av settet ulike faktorer, som gravitasjonsfeltet til stjerner, størrelsen på galaksen og mange andre.

Skala av galakser

Hver galakse består av stjernesystemer, klynger og interstellare skyer. Flere nabogalakser kan tiltrekkes av hverandre og danne en lokal gruppe. Den kan inneholde fra tre til 30 galakser av forskjellige typer og størrelser.

Klynger av lokale grupper danner på sin side enorme skyer av stjerner kalt superklynger av galakser. Den gravitasjonsmessige gjensidige avhengigheten av galakser i forhold til deres naboer fra den lokale gruppen, så vel som fra superklyngen, er basert på samspillet mellom atomer av baryonisk materie og skjult materie.

Melkeveien

Vår hjemmegalakse - Melkeveien- er en skiveformet spiral med en jumper. Kjernen i galaksen består av gamle stjerner - røde kjemper. Melkeveien deler sin lokale gruppe med to nabogalakser: Andromeda-tåken og Triangulum-galaksen. Superklyngen de tilhører kalles Jomfrusuperklyngen.

I den lokale gruppen av Melkeveien, i tillegg til tre store galakser, er det rundt 40 dvergsatellitgalakser, som tiltrekkes av sterkere gravitasjonsfelt sine store naboer. Det kan være like mange sorte hull og mørk materie i Jomfrusuperhopen som det er galakser. Det nøyaktige antallet stjerner i Melkeveien er ukjent, men ifølge grove anslag er det 200 milliarder. Melkeveiens diameter er hundre tusen lysår, og den gjennomsnittlige tykkelsen på skiven er tusen lysår.

De yngste stjernene og deres klynger befinner seg nærmere overflaten av skiven, mens sentrum av den galaktiske kjernen, ifølge forskere, er et enormt svart hull, rundt som det er en veldig høy konsentrasjon av stjerner. Hovedstjerne Vårt system - Solen - er plassert nærmere overflaten av disken.

solsystemet

Solsystemet er 4,5 milliarder år gammelt og ligger i form av en skive. Det tyngste elementet i systemet er dets sentrum - Solen den står for nesten all massen, som bestemmer den sterke gravitasjonsattraksjonen. De åtte planetene som går i bane rundt den utgjør bare 0,14 % av systemets totale masse. Jorden tilhører de fire små jordiske planetene, sammen med Mars, Venus og Merkur. De resterende planetene kalles gassgiganter fordi de for det meste består av gasser.

Et internasjonalt team av astronomer ledet av Christopher J. Conselice, professor i astrofysikk ved University of Nottingham, fant at Universet inneholder minst 2 billioner galakser, ti ganger mer enn tidligere antatt. Teamets arbeid, som begynte med et stipend fra Royal Astronomical Society, ble publisert i Astrophysical Journal 14. oktober 2016.

Astronomer har lenge forsøkt å finne ut hvor mange galakser som finnes i det observerbare universet, den delen av verdensrommet hvor lys fra fjerne objekter har klart å nå oss. I løpet av de siste 20 årene har forskere brukt bilder fra Hubble-romteleskopet for å anslå at universet vi ser inneholder rundt 100 til 200 milliarder galakser. Nåværende astronomisk teknologi lar oss studere bare 10 % av disse galaksene, og de resterende 90 % vil først være synlige når større og bedre teleskoper er utviklet.

Professor Conselices forskning er kulminasjonen av 15 års arbeid, som også ble delfinansiert av et forskningsstipend fra Royal Astronomical Society tildelt grunnstudent Aaron Wilkinson. Aaron, for tiden doktorgradskandidat ved University of Nottingham, begynte med å gjennomgå alle tidligere galaksetellestudier, som ga det grunnleggende grunnlaget for å etablere en større studie.

Professor Conselices team har konvertert smale bilder av verdensrommet fra teleskoper rundt om i verden, og spesielt fra Hubble-teleskopet, til 3D-kart. Dette tillot dem å beregne tettheten til galakser, så vel som volumet til det ene lille området i rommet etter det andre. Denne møysommelige forskningen tillot teamet å finne ut hvor mange galakser som hadde blitt savnet i tidligere studier. Vi kan si at de gjennomførte en intergalaktisk arkeologisk utgravning.

Resultatene av denne studien er basert på målinger av antall observerte galakser ved forskjellige epoker - tidsskiver på galaktisk skala - gjennom hele universets historie. Da professor Conselice og teamet hans fra Nottingham, i samarbeid med forskere fra Leiden Observatory ved Leiden University i Nederland og Institute of Astronomy ved University of Edinburgh, undersøkte hvor mange galakser det fantes i hver epoke, fant de ut at på et tidligere tidspunkt. trinn i utviklingen av universet antallet galakser var betydelig høyere enn nå.

Det ser ut til at da universet bare var noen få milliarder år gammelt, var antallet galakser i et gitt romvolum ti ganger større enn i et tilsvarende volum i dag. De fleste av disse galaksene var lavmassesystemer, dvs.

med masser som ligner galaksene rundt Melkeveien. Professor Conselis sa: "Dette er veldig overraskende fordi vi vet at i løpet av de 13,7 milliarder årene med kosmisk utvikling siden Big Bang, har størrelsen på galakser økt gjennom stjernedannelse og fusjoner med andre galakser. Etablering av eksistens mer galakser i fortiden innebærer at betydelig utvikling må ha skjedd for å redusere antallet deres gjennom omfattende sammenslåinger av systemer. Vi savner de aller fleste galakser fordi de er veldig svake og fjerne. Antall galakser i universet er et grunnleggende spørsmål innen astronomi, og det er utrolig siden 90 % av galaksene i verdensrommet fortsatt er uutforsket. Hvem vet hva

interessante egenskaper< 8 и ее последствия». Октябрь 2016. Ссылка на arXiv. Права на перевод принадлежат
vil vi finne når vi studerer disse galaksene med neste generasjon teleskoper?»
Oversettelse av artikkelen "Tetthetsfordeling av galakser ved Z
Forfattere:
Christopher J. Conselice, School of Physics and Astronomy, University of Nottingham, Nottingham, England.

Aaron Wilkinson, Leiden Observatory Leiden University, Nederland

Fordelingen av tettheten av galakser i universet og derfor det totale antallet galakser er et grunnleggende spørsmål innen astrofysikk som påvirker løsningen av mange problemer innen kosmologi. Men før publiseringen av denne artikkelen hadde det aldri vært en lignende detaljert studie av denne viktige indikatoren, samt definisjonen av en klar algoritme for å finne dette tallet. For å løse dette problemet brukte vi observerte galaktiske stjernemassefunksjoner opp til $z \sim 8$ for å bestemme hvordan galaksens talltetthet varierer som funksjon av tid og massegrensen. Vi har vist at økningen i den totale tettheten til galakser ($\phi_T$) som er mer massive enn $M_* = 10^6M_\odot$ avtar når $\phi_T \sim t^(-1)$, der t er universets alder. Vi viste videre at denne trenden reverserer og heller øker med tiden ved høyere massegrenser $M_* > 10^7M_\odot$. Ved å bruke $M_* = 10^6M_\odot$ som en nedre grense, rettferdiggjorde vi det Total galakser i universet opp til $z = 8$ er lik: $2.0 (+0.7\velg -0.6) \times (10^(12))$ eller bare $2.0 \times (10^(12))$ (to billioner !), t.e. nesten ti ganger større enn det som ble sett i alle Hubble Ultra-Deep Field-baserte himmelundersøkelser. Vi vil diskutere implikasjonene av disse resultatene for å forstå prosessen med galakseevolusjon, og også sammenligne resultatene våre med de nyeste modellene for galaksedannelse. Disse resultatene indikerer også at kosmisk bakgrunnslys i det optiske og nær-infrarøde området sannsynligvis stammer fra disse uobserverte svake galaksene. Vi vil også vise hvordan disse resultatene adresserer spørsmålet om hvorfor nattehimmelen er mørk, ellers kjent som Olbers' paradoks.

1. Introduksjon

Når vi oppdager universet og dets egenskaper, ønsker vi alltid å vite absolutte verdier. For eksempel er astronomisk interesse å beregne hvor mange stjerner det er i vår galakse, hvor mange planeter som omgir disse stjernene (Fressin et al. 2013), den totale tettheten til universet (f.eks. Fukugita & Peebles 2004), blant andre absolutter i egenskapene av universet. Her er det gitt et omtrentlig svar på ett av disse spørsmålene - dette er den totale tettheten av antall galakser og derfor det totale antallet galakser i universet.

Dette spørsmålet er ikke bare en tom nysgjerrighet, men er knyttet til mange andre spørsmål innen kosmologi og astronomi. Tetthetsfordelingen til galakser er relatert til spørsmål som galaksedannelse/evolusjon etter antall dannede systemer, endrede forhold mellom gigantiske galakser og dverggalakser, fjerntliggende supernova- og gammastråleutbruddshastigheter, hastigheten på stjernedannelse i universet, og hvordan nye galakser skapes/ødelegges gjennom fusjoner (for eksempel Bridge et al. 2008; Conselice et al. 2014; Antallet galakser i det observerbare universet avslører også informasjon om tettheten av materie (materie og energi) i universet, bakgrunnslys på forskjellige lengder bølger, samt om å forstå Olbers sitt paradoks. Imidlertid er det fortsatt ingen god måling av denne fundamentale størrelsen. Vår evne til å studere tetthetsfordelingen til galakser ved hjelp av teleskoper oppsto først med bruken av CCD-kameraer. Ultra-langdistanseutforskning av fjerne galakser begynte på 1990-tallet (f.eks. Koo & Kron 1992; Steidel & Hamilton 1992; Djorgovski et al. 1995), og nådde sin nåværende dybde med Hubble Space Telescope-prosjekter, spesielt Hubble Deep Field (Williams et al. al. 1996). Deretter ble forskningen videreført innenfor rammen av 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) undersøkelse i det infrarøde spekteret (Grogin et al. 2011; Koekemoer et al. 2011), og kulminerte i Hubble Ultra Deep Field (Beckwith et al. 2006), som fortsatt er den dypeste optiske og nær-infrarøde undersøkelsen av vårt univers til dags dato .
Men til tross for alle disse studiene, er det fortsatt uklart hvordan den totale tettheten av galakser utvikler seg over tid. Dette interesse Spør, siden vi vet at stjernedannelseshastigheten øker og deretter avtar 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.
Det er flere grunner til at det ikke er lett å bestemme det totale antallet galakser basert på resultatene fra ultra-langdistanseundersøkelser. En av dem er at alle ultra-langdistanseobservasjoner er ufullstendige. Dette skyldes begrensninger i eksponeringstid og dybde, noe som gjør at noen galakser blir oppdaget lettere enn andre. Resultatet av dette er et ufullstendig bilde selv i de mest langsiktige undersøkelsene, som kan korrigeres, men som likevel etterlater en viss usikkerhet. Det viktigere problemet er imidlertid at disse observasjonene ikke når de svakeste galaksene, selv om vi fra teorien vet at det burde være mange flere svake galakser utover grensene for det vi nå kan observere.
Det er også viktig å være oppmerksom på hva vi mener med den totale tettheten av galakser i universet. Det er ikke en enkel størrelse som kan defineres som den totale tettheten som eksisterer i dag, den totale tettheten som er observerbar i prinsippet, og den totale tettheten som kan observeres vha. moderne teknologi, er forskjellige spørsmål med forskjellige svar. Det er også problemet at vi er begrenset til den kosmologiske horisonten over det vi kan observere, og derfor er det galakser vi ikke kan se utover den. Selv antallet galakser som eksisterer i universet i dag, det vil si om vi kunne betrakte hele universet slik det er i øyeblikket, i stedet for å være begrenset av lysets transittid, er et komplekst spørsmål. Galakser i det fjerne universet har utviklet seg utover det vi for øyeblikket kan observere på grunn av lyshastighetens begrensede natur og vil sannsynligvis ligne dem i det synlige universet. Vi tar opp alle disse problemene i denne artikkelen, nemlig hvordan galaksetettheten varierer i det nåværende observerbare universet opp til z ~ 8.
For sammenligningsformål, i vedlegget til dette arbeidet, analyserer vi også antallet galakser som er synlige for moderne teleskoper på alle bølgelengder og som vi for øyeblikket kan observere.
Vi sammenligner deretter disse dataene med målinger av det totale antallet galakser som potensielt kan observeres i universet basert på de målte massefunksjonene. Vi vil også diskutere hvordan disse resultatene avslører informasjon om utviklingen av galaksen og bakgrunnsstrålingen til universet. Vi gir også informasjon om fremtidige studier og hvilken brøkdel av galakser de vil observere. Denne artikkelen er delt inn i flere seksjoner. §2 beskriver dataene vi bruker i denne analysen, §3 beskriver resultatene av dette arbeidet, inkludert metoder for å analysere galaksestjernemassefunksjoner for å få det totale antallet galakser i universet, §4 beskriver implikasjonene av disse resultatene, og §2 beskriver dataene vi bruker i denne analysen. 5 presentert sammendrag

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

2. Data
Dataene vi bruker for denne artikkelen kommer fra en rekke kilder og tidligere arbeid. I vedlegget beskriver vi hvor mange galakser vi for øyeblikket kan observere i universet, basert på de dypeste observasjonene som er tilgjengelige til dags dato. Her i hovedartikkelen utforsker vi spørsmålet om hvor mange galakser som potensielt kan oppdages i universet hvis dyp avbildning på alle bølgelengder ble utført i alle deler av himmelen uten noen galaktisk interferens eller annen forvrengning. For mye av denne analysen og resultatene av dette arbeidet bruker vi massefunksjoner til galakser fra det observerbare universet ned til z ~ 8 for å bestemme hvordan galaksens talltetthet utvikler seg med tiden og kosmologisk rødforskyvning. Disse masse- og lysstyrkefunksjonene begynner nå bare å bli målt for
store verdier< 3. Для самых rødforskyvning, og primærdataene våre kommer fra massefunksjoner beregnet ved hjelp av høypresisjons infrarøde og optiske undersøkelser fra Hubble og bakkestasjoner. rødforskyvning vi bruker massefunksjonene publisert av Duncan et al. 2014, Grazian et al. (2015), Caputi et al. (2011) og Song et al. (2015) Vi har bestilt alle disse massefunksjonene fra hver studie ovenfor basert på Salpeters initiale massefunksjon for stjerner fra $0,1M_\odot$ til $100M_\odot$. Vi brukte galaksetettheter fra disse massefunksjonene som tilsvarer volumene deres, i motsetning til fysiske volumer. Dette forteller oss hvordan antallet galakser varierer innenfor samme effektive volum, samtidig som effektene av Hubble-utvidelsen elimineres. Disse massefunksjonene vises i $(!! show1_MathJax ? "Close":"Figur 1" !$ до предела масс, взятых из ранее упомянутых исследований, которые также перечислены в Таблице 1.!}

Bilde 1. Massefunksjonene vi bruker i denne artikkelen er plottet ved hjelp av Schechter-lysstyrkefunksjonen. Alle disse verdiene er hentet fra ulike studier nevnt i §2. Massefunksjoner presenteres avhengig av verdiene for kosmologisk rødforskyvning, den venstre grafen viser systemer ved z< 1, средний график показывает 1 < z < 3 и z >3 (helt til høyre). Disse massefunksjonene vises slik at de helfargede linjene er massefunksjoner opp til grensen for de tilsvarende dataene de er komplette i, og de stiplede linjene viser vår ekstrapolering til $M_* = 10^6 M_\odot$. Den "flateste" grafen til massefunksjonen for 1< z < 3 взят из работы Muzzin et al. (2013) и для z >3 hentet fra Grazian et al. (2015)

3. Galaksetetthetsfordeling

3.1 Introduksjon og forsiktighetsregler

Hovedmetoden vi bruker for å bestemme tettheten til galakser i universet er å integrere antall galakser gjennom etablerte massefunksjoner for en gitt kosmologisk rødforskyvning. Dette krever ekstrapolering av etablerte stjernemassefunksjoner for å nå en minimumsgrense på massen til galaksepopulasjonen. Det er mange måter dette kan gjøres på, som vi vil diskutere nedenfor. Et av de viktigste spørsmålene er den nedre grensen som vi bør begynne å telle antall galakser fra som funksjon av massefunksjoner. Takket være nyere publikasjoner som gir stjernemassefunksjoner opp til z ~ 8 (f.eks. Duncan et al. 2014, Grazian et al. (2015), Song et al. (2015), kan vi nå gjøre denne beregningen for første gang. En annen utfordringen er om Schechters lysstyrkefunksjon kan ekstrapoleres under grensen for dataene den opprinnelig var egnet for, er et spørsmål vi utforsker i detalj.
Dette utfyller den direkte observerte tilnærmingen presentert i vedlegget og er en mer nøyaktig måte å måle antall galakser i det nå observerbare universet hvis massefunksjonene er riktig målt og nøyaktig parameterisert. Imidlertid har denne metoden potensielle fallgruver som må vurderes nøye og analyseres. Dette skyldes ikke minst at målinger avhenger av mye mer faktorer enn bare fotometri og objektidentifikasjonsproblemer som alltid er tilstede når man bare måler antall galakser. Situasjonen her er knyttet til andre usikkerheter knyttet til måling av stjernemasser og rødforskyvninger.
Men hvis vi kan gjøre rede for disse usikkerhetene, kan integrasjon av de etablerte massefunksjonene fortelle oss om tetthetene til galakser ved et gitt rødforskyvningsintervall med en viss målt usikkerhet.

Vi bruker denne metoden til å beregne den totale tettheten av galakser i det nå observerbare universet som en funksjon av rødforskyvning. For å gjøre dette, integrerer vi ikke direkte de observerte massefunksjonene, men bruker den parameteriserte formen gitt av Schechters (1976) funksjon for å bestemme den totale galaksetettheten som en funksjon av rødforskyvning. Formen til denne funksjonen er gitt:

$\phi(M) = b\times\phi^\ast\ln(10)^(1+\alpha)$ $\times\exp[-10^(b(M-M^\ast))] . . . .
Vi bruker Schechters lysstyrkefunksjon som et verktøy for å beregne den totale tettheten siden den generelt beskriver godt fordelingen av galaksemasser ved alle rødforskyvninger i områdene vi studerer. Vi vet imidlertid ikke ved hvilken nedre massegrense den forblir gyldig, noe som er en usikkerhet i vår analyse. Deretter diskuterer vi bruken av $M_*>10^6 M_\bigodot$ som en grense og begrunnelsen for å bruke den som vår nedre grense. Vi diskuterer også hvordan resultatene våre ville ha endret seg hvis vi hadde brukt en annen verdi for den nedre massegrensen.
Siden vi integrerer massefunksjoner over hele universets historie, må vi bruke mange undersøkelser for å gjøre rede for antall galakser ved forskjellige rødforskyvninger. Ulike rødforskyvningsområder krever studier utført ved forskjellige bølgelengder, og forskjellige studier finner noen ganger forskjellige betydninger Schechter parametere. I dette arbeidet forsøker vi å studere massefunksjoner omfattende som, spesielt ved lav rødforskyvning, kan produsere vidt divergerende tetthetsverdier og evolusjonære former. Vi får nesten de samme resultatene når vi bruker Schechters doble lysstyrkefunksjon for å beregne massefunksjonen ved lave verdier av kosmologisk rødforskyvning, som når vi bruker maktloven til å beregne massefunksjonen ved høye verdier kosmologisk rødforskyvning.

1. side 170-183 Forelesninger om stjerneastronomi. Loktin A.V., Marsakov V.A., 2009.
2. De samme forelesningene om stjerneastronomi i HTML-format på astronet.ru
3. I.V. Chilingaryan, Klassifisering av objekter etter energifordeling i spekteret
4. Kunnskapsbase for Extragalactic Astronomy and Cosmology, delen av NASAs ekstragalaktiske database (NASA/IPAC Extragalactic Database, NED) - det største depotet av bilder, fotometri og spektre av galakser hentet fra himmelundersøkelser i mikrobølge, infrarød, optisk og ultrafiolett (UV) områder.
5.
6.
7. Kosmologisk funksjon av galaktiske masser
8. Egenskaper og lysstyrkefunksjoner til ekstremt svake galakser. Michael R. Blanton. I dette arbeidet ble den doble Schechter-lysstyrkefunksjonen presentert. Avsnitt 4.2 på side 10.
9. Venstre og høyre avkortet Schechter-lysstyrkefunksjon for kvasarer. Lorenzo Zaninetti. 29. mai 2017. En venstre og høyre trunkert Schechter-lysstyrkefunksjon for kvasarer

I det kosmologiske rødforskyvningsområdet z ~ 0 - 3 bruker vi de etablerte verdiene for massefunksjonene og deres feil fra arbeidet utført av 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 stjernemassefunksjonene bestemmes ved å måle stjernemassene til objekter ved å bruke SED-tilpasning (spectral energy distributions fitting)-prosedyren. Til tross for den store spredningen i de forskjellige målingene av parametrene til Schechter-funksjonen, bruker vi all denne informasjonen for å ta hensyn til ulike metoder$!} målinger og modeller brukt, samt kosmisk varians. Disse massefunksjonene, parametrisert av Schechter-funksjonen, er vist i figur 1. Vi konverterer også de studiene som bruker de innledende Chabrier-massefunksjonene (Chabrier IMF) - Pozzetti et al.(2007), Duncan et al. (2014), Mortlock et al. (2015) og Muzzin et al.

(2013) som bruker de innledende Kroupa-massefunksjonene (Kroupa IMF) inn i de innledende Salpeter-massefunksjonene (Salpeter IMF). Listen over verdier vi bruker i vår analyse er vist i $(!! show2_MathJax ? "Close": "Tabell 1" !$ .!}

Merk α - Denne tabellen viser parameterne til de gitte Schechter-funksjonene som vi bruker for å utføre beregningene våre. De er alle normalisert for å produsere sammenlignbare verdier av de innledende Salpeter-massefunksjonene (Salpeter IMF), selv om Pozzetti et al. (2007), Duncan et al. (2014) og Mortlock et al. (2015) brukte innledende Chabrier-massefunksjoner (Chabrier IMF) i sine arbeider, og Muzzin et al. (2013) brukte Kroupa initiale massefunksjoner (Kroupa IMF). α $(!! show2_MathJax ? "Close": "Tabell 1" ! Merk at vi kun vurderer de massefunksjonene der parameteren endringer er tillatt i gjeldende Schechter-modeller. Hvis resultatet av massefunksjonen er hentet fra en fast verdi , så fører dette til en forvrengning i antall galakser, siden denne verdien har
For høye verdier av kosmologisk rødforskyvning er massefunksjoner en relativt ny parameter, så for å oppnå konsistente og konsistente data, analyserte vi også de oppnådde lysstyrkefunksjonene i det ultrafiolette området, hovedsakelig ved 1500˚A. For å gjøre dette brukte vi data publisert 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-romteleskopundersøkelsene, inkludert Hubble Ultra Deep Field HUDF12-undersøkelsen fra 2012, som undersøkte galakser ved de høyeste kosmologiske rødforskyvningene ved $z = 8$ og $z = 9$. For å konvertere stjernemassegrensen til UV-størrelsesgrensen bruker vi forholdet mellom disse to størrelsene beregnet i Duncan et al. (2014). Duncan et al. (2014) modellerte det lineære forholdet mellom masse og lys i UV og hvordan det utvikler seg under

forskjellige betydninger

kosmologisk rødforskyvning. Vi bruker disse for å bestemme UV-størrelsesgrensen som tilsvarer vår standard massegrense $M_* = 10^6M_\odot$. Dermed kan vi relatere vår stjernemassegrense til den absolutte størrelsesgrensen i UV. Vi bruker ikke disse verdiene i våre beregninger, men bruker disse lysstyrkefunksjonene for å sjekke konsistensen av resultatene våre oppnådd fra stjernemassefunksjonene.
Vi diskuterer deretter implikasjonene av denne økningen i galaksetettheten i ettertid for en rekke viktige astrofysiske spørsmål. Ved å integrere tettheten til antall galakser, beregnet vi antall galakser i universet, hvis verdi var $2.0 (+0.7\velg -0.6) \times (10^(12))$ for $z = 8$, som i prinsippet kan observeres. Dette er omtrent ti ganger mer enn ved direkte beregning. Dette betyr at vi ennå ikke har oppdaget en stor bestand av svake, fjerne galakser.

Når det gjelder den astrofysiske utviklingen av galakser, viser vi at økningen i de integrerbare massefunksjonene til alle galakser med rødforskyvning er forklart av fusjonsmodellen. Det viser vi enkel modell fusjon er i stand til å reprodusere en nedgang i antall galakser med en sammenslåingstidsskala på $\tau=1,29 ± 0,35 Gyr$. Den resulterende fusjonshastigheten ved z = 1,5 er R ~ 0,05 fusjoner $Gyr^(−1) Mpc^(−3)$, nær verdien oppnådd fra strukturell og parvis analyse. De fleste av disse konvergerende galaksene er systemer med lavere masse, og øker i galaksetetthet over tid fra den nedre grensen til høyere masse når man beregner den totale tettheten.

Til slutt diskuterer vi implikasjonene av funnene våre for fremtidig forskning.

I fremtiden, ettersom massefunksjoner blir bedre kjent gjennom bedre SED-modellering og dypere og bredere data fra JWST og Euclid/LSST, vil vi kunne måle den totale galaksetalltettheten mer nøyaktig og dermed få et bedre mål på denne fundamentale størrelsen.

De som har en liten anelse om universet vet godt at kosmos hele tiden er i bevegelse. Universet utvider seg hvert sekund, blir større og større. En annen ting er at på skalaen til menneskelig oppfatning av verden er det ganske vanskelig å forstå størrelsen på det som skjer og forestille seg universets struktur. I tillegg til vår galakse, der Solen befinner seg og vi befinner oss, er det dusinvis, hundrevis av andre galakser. Ingen vet det nøyaktige antallet fjerne verdener. Hvor mange galakser som er i universet kan bare vites omtrentlig ved å lage en matematisk modell av kosmos.

Derfor, gitt universets størrelse, kan vi lett anta at titalls, hundrevis av milliarder lysår fra Jorden, er det verdener som ligner på vår.

Rom og verdener som omgir oss

Galaksen vår, som fikk det vakre navnet "Melkeveien", var, ifølge mange forskere, universets sentrum for bare noen få århundrer siden. Faktisk viste det seg at dette bare var en del av universet, og det finnes andre galakser forskjellige typer og størrelser, store og små, noen lenger, andre nærmere.

I verdensrommet er alle objekter tett sammenkoblet og beveger seg inn i en bestemt rekkefølge og okkupere den tildelte plassen. Planeter kjent for oss, kjente stjerner, sorte hull og våre egne solsystemet ligger i Melkeveien. Navnet er ikke tilfeldig. Selv gamle astronomer som observerte nattehimmelen sammenlignet rommet rundt oss med et melkespor, der tusenvis av stjerner ser ut som melkedråper. Melkeveisgalaksen, de himmelske galaktiske objektene i vårt synsfelt, utgjør det nærliggende kosmos. Hva som kan være utenfor synligheten til teleskoper ble kjent først på 1900-tallet.

Påfølgende oppdagelser, som utvidet vårt kosmos til størrelsen på Metagalaxy, førte forskere til teorien om Big Bang. En storslått katastrofe skjedde for nesten 15 milliarder år siden og fungerte som en drivkraft for begynnelsen av prosessene for dannelsen av universet. Ett stadium av stoffet ble erstattet av et annet. Fra tette skyer av hydrogen og helium begynte universets første begynnelse å dannes - protogalakser bestående av stjerner. Alt dette skjedde i en fjern fortid. Lyset fra mange himmellegemer, som vi kan observere i de sterkeste teleskopene, er bare en avskjedshilsen. Millioner av stjerner, om ikke milliarder, som prikket himmelen vår befinner seg en milliard lysår fra Jorden, og har for lengst sluttet å eksistere.

Kart over universet: nærmeste og fjerneste naboer

Vårt solsystem og andre kosmiske kropper observert fra jorden er relativt unge strukturelle formasjoner og våre nærmeste naboer i det enorme universet. I lang tid trodde forskerne at dverggalaksen nærmest Melkeveien var den store magellanske skyen, som ligger bare 50 kiloparsecs. Først ganske nylig har de virkelige naboene til galaksen vår blitt kjent. I stjernebildet Skytten og i stjernebildet Canis Major små dverggalakser er lokalisert, hvis masse er 200-300 ganger mindre enn massen til Melkeveien, og avstanden til dem er litt over 30-40 tusen lysår.

Dette er en av de minste universelle gjenstandene. I slike galakser er antallet stjerner relativt lite (i størrelsesorden flere milliarder). Som regel smelter dverggalakser gradvis sammen eller absorberes over store formasjoner. Hastigheten til det ekspanderende universet, som er 20-25 km/s, vil ubevisst føre til en kollisjon av nabogalakser. Når dette vil skje og hvordan det vil slå ut kan vi bare gjette. Kollisjonen av galakser skjer hele denne tiden, og på grunn av vår eksistens forgjengelighet er det ikke mulig å observere hva som skjer.

Andromeda, to til tre ganger så stor som galaksen vår, er en av de nærmeste galaksene til oss. Det fortsetter å være en av de mest populære blant astronomer og astrofysikere og ligger bare 2,52 millioner lysår fra jorden. I likhet med vår galakse er Andromeda medlem av den lokale gruppen av galakser. Størrelsen på dette gigantiske kosmiske stadionet er tre millioner lysår på tvers, og antallet galakser som er tilstede i det er omtrent 500. Men selv en slik gigant som Andromeda ser kort ut sammenlignet med galaksen IC 1101.

Denne største spiralgalaksen i universet ligger mer enn hundre millioner lysår unna og har en diameter på mer enn 6 millioner lysår. Til tross for at den inneholder 100 billioner stjerner, består galaksen hovedsakelig av mørk materie.

Astrofysiske parametere og typer galakser

De første romutforskningene som ble utført på begynnelsen av 1900-tallet ga mye til ettertanke. De kosmiske tåkene som ble oppdaget gjennom linsen til et teleskop, hvorav mer enn tusen ble talt til slutt, var de mest interessante objektene i universet. Lang tid disse lyspunktene på nattehimmelen ble ansett for å være gassansamlinger som var en del av strukturen til galaksen vår. Edwin Hubble i 1924 klarte å måle avstanden til en klynge av stjerner og tåker og gjorde en oppsiktsvekkende oppdagelse: disse tåkene er ikke annet enn fjerne spiralgalakser, uavhengig av hverandre vandrer over universets skala.

En amerikansk astronom var den første som antydet at universet vårt består av mange galakser. Romutforskning i siste kvartal av det 20. århundre, observasjoner gjort ved hjelp av romfartøy og teknologi, inkludert det berømte Hubble-teleskopet, bekreftet disse antakelsene. Rommet er ubegrenset, og Melkeveien vår er langt fra den største galaksen i universet og er dessuten ikke dens sentrum.

Først med bruken av kraftige tekniske observasjonsmidler begynte universet å få klare konturer. Forskere står overfor det faktum at selv så enorme formasjoner som galakser kan variere i struktur og struktur, form og størrelse.

Gjennom innsatsen til Edwin Hubble mottok verden en systematisk klassifisering av galakser, og delte dem inn i tre typer:

• spiral;
• elliptiske;
• stemmer ikke.

Elliptiske galakser og spiralgalakser er de vanligste typene. Disse inkluderer Melkeveien vår, så vel som vår nabo Andromeda-galaksen og mange andre galakser i universet.

Elliptiske galakser har form som en ellipse og er forlenget i én retning. Disse gjenstandene mangler ermer og endrer ofte form. Disse gjenstandene skiller seg også fra hverandre i størrelse. I motsetning til spiralgalakser, har ikke disse kosmiske monstrene et klart definert senter. Det er ingen kjerne i slike strukturer.

I følge klassifiseringen er slike galakser betegnet med den latinske bokstaven E. Alle for tiden kjente elliptiske galakser er delt inn i undergrupper E0-E7. Fordelingen i undergrupper utføres avhengig av konfigurasjonen: fra nesten sirkulære galakser (E0, E1 og E2) til svært langstrakte objekter med indeksene E6 og E7. Blant de elliptiske galaksene er det dverger og ekte kjemper med diametere på millioner av lysår.

Det er to undertyper av spiralgalakser:

• galakser presentert i form av en krysset spiral;
• normale spiraler.

Den første undertypen skiller seg ut følgende funksjoner. I form ligner slike galakser en vanlig spiral, men i midten av en slik spiralgalakse er det en bro (stang), som gir opphav til armer. Slike broer i en galakse er vanligvis et resultat av fysiske sentrifugalprosesser som deler den galaktiske kjernen i to deler. Det er galakser med to kjerner, hvis tandem utgjør den sentrale disken. Når kjernene møtes, forsvinner broen og galaksen blir normal, med ett senter. Det er også en bro i Melkeveien vår, i en av armene som vårt solsystem ligger. Fra Solen til sentrum av galaksen er banen, ifølge moderne estimater, 27 tusen lysår. Tykkelsen på Orion Cygnus-armen, der vår sol og vår planet befinner seg, er 700 tusen lysår.

I samsvar med klassifiseringen er spiralgalakser betegnet med de latinske bokstavene Sb. Avhengig av undergruppen er det andre betegnelser for spiralgalakser: Dba, Sba og Sbc. Forskjellen mellom undergruppene bestemmes av lengden på stangen, dens form og konfigurasjonen av ermene.

Spiralgalakser kan variere i størrelse fra 20 000 lysår til 100 000 lysår i diameter. Melkeveisgalaksen vår befinner seg i den "gyldne middelvei", dens størrelse graviterer mot mellomstore galakser.

Den sjeldneste typen er uregelmessige galakser. Disse universelle objektene er store klynger av stjerner og tåker som ikke har en klar form eller struktur. I henhold til klassifiseringen fikk de indeksene Im og IO. Som regel har strukturer av den første typen ikke en disk eller den er svakt uttrykt. Ofte har slike galakser noe som armer. Galakser med IO-indekser er en kaotisk samling av stjerner, skyer av gass og mørk materie. Fremtredende representanter for denne gruppen av galakser er de store og små magellanske skyene.

Alle galakser: vanlige og uregelmessige, elliptiske og spiralformede, består av billioner av stjerner. Rommet mellom stjerner og deres planetsystemer er fylt med mørk materie eller skyer av kosmisk gass og støvpartikler. I mellomrommene mellom disse tomrommene er det sorte hull, store og små, som forstyrrer idyllen til kosmisk ro.

Basert på den eksisterende klassifiseringen og forskningsresultatene kan vi med en viss sikkerhet svare på spørsmålet om hvor mange galakser det er i universet og hvilken type de er. Det er flere spiralgalakser i universet. De utgjør mer enn 55 % av det totale antallet av alle universelle objekter. Det er halvparten så mange elliptiske galakser – bare 22 % av det totale antallet. Det er bare 5 % av uregelmessige galakser som ligner på de store og små magellanske skyene i universet. Noen galakser er ved siden av oss og er i synsfeltet til de kraftigste teleskopene. Andre befinner seg i det fjerneste rommet, der mørk materie dominerer og det endeløse rommets svarthet er mer synlig i linsen.

Galakser på nært hold

Alle galakser tilhører visse grupper som er det moderne vitenskap kalles vanligvis klynger. Melkeveien er en del av en av disse klyngene, som inneholder opptil 40 mer eller mindre kjente galakser. Selve klyngen er en del av en superhop, en større gruppe galakser. Jorden, sammen med solen og Melkeveien en del av Jomfrusuperklyngen. Dette er vår faktiske kosmiske adresse. Sammen med vår galakse er det mer enn to tusen andre galakser i Jomfruhopen, elliptiske, spiralformede og uregelmessige.

Kartet over universet, som astronomer stoler på i dag, gir en ide om hvordan universet ser ut, hvordan dets form og struktur er. Alle klynger samles rundt tomrom eller bobler av mørk materie. Det er mulig å tenke at mørk materie og bobler også er fylt med noen gjenstander. Kanskje er dette antimaterie, som i motsetning til fysikkens lover danner lignende strukturer i et annet koordinatsystem.

Nåværende og fremtidig tilstand for galakser

Forskere mener at det er umulig å lage et generelt portrett av universet. Vi har visuelle og matematiske data om kosmos som er innenfor vår forståelse. Den virkelige skalaen til universet er umulig å forestille seg. Det vi ser gjennom et teleskop er stjernelys som har kommet til oss i milliarder av år. Kanskje det virkelige bildet i dag er et helt annet. Som et resultat av kosmiske katastrofer kan de vakreste galaksene i universet allerede bli til tomme og stygge skyer av kosmisk støv og mørk materie.

Det kan ikke utelukkes at vår galakse i en fjern fremtid vil kollidere med en større nabo i universet eller svelge en dverggalakse som eksisterer ved siden av. Hva som blir konsekvensene av slike universelle endringer gjenstår å se. Til tross for at konvergensen av galakser skjer med lysets hastighet, er det usannsynlig at jordboere vil være vitne til en universell katastrofe. Matematikere har regnet ut at det er drøyt tre milliarder jordår igjen før den fatale kollisjonen. Om det vil eksistere liv på planeten vår på den tiden er et spørsmål.

Andre krefter kan også forstyrre eksistensen av stjerner, klynger og galakser. Svarte hull, som fortsatt er kjent for mennesket, er i stand til å svelge en stjerne. Hvor er garantien for at slike monstre av enorm størrelse, som gjemmer seg i mørk materie og i rommets tomrom, ikke vil være i stand til å svelge galaksen helt?

Galaksen vår er bare en av mange, og ingen vet hvor mange det er totalt. Mer enn en milliard er allerede åpnet. Hver av dem inneholder mange millioner stjerner. De fjerneste som allerede er kjent, ligger hundrevis av millioner lysår fra jordboere, og ved å studere dem ser vi derfor inn i den fjerneste fortiden. Alle galakser beveger seg bort fra oss og fra hverandre, det ser ut til at universet fortsatt utvider seg og at forskere ikke forgjeves har kommet til konklusjonen om det store smellet som dens originale.

I vitenskapen har ordet "univers" en spesiell betydning. Det refererer til det største volumet av rom, sammen med all materie og stråling som finnes i det, som kan påvirke oss på noen måte. Jordforskere kan bare observere ett univers, men ingen benekter eksistensen av andre, bare fordi våre (langt fra perfekte) instrumenter ikke kan oppdage dem.

Solen er en av milliarder av stjerner. Det er stjerner som er mye større enn Solen (kjemper), og det er også mindre (dverger) Solen er i sine egenskaper nærmere dvergstjerner enn giganter. Det er varme stjerner (de har en hvit-blåaktig farge og en temperatur på over 10 000 grader på overflaten, og noen opptil hundre tusen grader), det er kalde stjerner (de er røde, overflatetemperaturen er ca. 3 tusen grader ). Stjernene er veldig langt fra oss det tar 4 år å fly til nærmeste stjerne med lysets hastighet (300 000 km/s), mens du kan fly til Solen med den hastigheten på 8 minutter.

Noen stjerner danner par, trillinger (doble, trippelstjerner) og grupper (åpne stjernehoper). Det er også kuleformede stjernehoper de inneholder titalls og hundrevis av stjerner og er sfæriske i form, med en konsentrasjon av stjerner mot midten. Åpne klynger inneholder unge stjerner, mens kulehoper er svært eldgamle og inneholder gamle stjerner. Det er planeter i nærheten av noen stjerner. Hvorvidt det er liv på dem, langt mindre sivilisasjon, er ennå ikke fastslått. Men de kan godt eksistere.

Stjerner danner gigantiske systemer - Galakser. Galaksen har et senter (kjerne), flate spiralarmer der de fleste stjerner er konsentrert, og en periferi, en voluminøs sky av sjeldne stjerner. Stjerner beveger seg i verdensrommet, de blir født, lever og dør. Stjerner som solen lever i omtrent 10-15 milliarder år, og solen er en middelaldrende stjerne. Så han har fortsatt en lang vei å gå. Massive og varme stjerner "brenner ut" raskere, og kan eksplodere som "supernovaer"-stjerner, og etterlater seg veldig små og supertette formasjoner - hvite dverger, nøytronstjerner eller "svarte hull", der materietettheten er så høy at ingen partikler kan overvinne tyngdekreftene og unnslippe derfra. I tillegg til stjerner inneholder galaksen skyer av kosmisk støv og gass som danner tåker. Galaksens plan, der det maksimale antallet stjerner, gass og støv er synlig på himmelen som Melkeveien.

Det er mange flere millioner galakser, bestående av et stort antall stjerner. For eksempel er de magellanske skyene, Andromedatåken andre galakser. De befinner seg i ufattelig store avstander fra oss.

På himmelen vår virker stjernene ubevegelige, siden de er veldig langt fra oss, og bevegelsen deres blir merkbar først etter at titalls og hundretusener av år har gått.

Nyttig informasjon

Galaxy– et gravitasjonsbundet system av stjerner, interstellar gass, støv og mørk materie. Alle objekter i galakser deltar i bevegelse i forhold til et felles massesenter. Ordet "galakse" kommer fra det greske navnet på vår galakse. Kjerne- et ekstremt lite område i sentrum av galaksen. Når det gjelder galaktiske kjerner snakker vi oftest om aktive galaktiske kjerner, hvor prosessene ikke kan forklares med egenskapene til stjernene konsentrert i dem. Fotografiene av galakser viser at det er få virkelig ensomme galakser. Omtrent 95 % av galaksene danner galaksegrupper. Hvis den gjennomsnittlige avstanden mellom galaksene ikke er mer enn en størrelsesorden større enn deres diameter, blir tidevannspåvirkningene til galaksene betydelige. Disse påvirker hver komponent i galaksen i ulike forhold reagerer annerledes. Melkeveien, også kalt ganske enkelt Galaxy, er en stor spiralgalakse med en diameter på rundt 30 kiloparsek og en tykkelse på 1000 lys

> Hvor mange galakser er det i universet

Hvor mange galakser finnes i det observerbare universet: forskning, beregning av universets størrelse, masse og volum, Hubble-gjennomgang, fremtidig rolle til James Webb.

Vitenskap er interessant fordi den ikke henger seg opp i fakta, men hele tiden reviderer dem, skaper nye teorier og ser etter bedre måter å løse problemer på. Noen ganger klarer hun i denne prosessen å finne sider som var ukjente før. Det er derfor det er så interessant å vite hvor mange galakser er det i universet?

Fjerne galakser fanget av Hubble-teleskopet

Hvor mange galakser er det i universet?

Så tallene endrer seg hele tiden, det samme er forskjellige fakta, for eksempel det totale antallet galakser i verdensrommet. Hvor mange galakser er det totalt? Det observerbare universet spenner over 13,8 milliarder lysår i alle retninger. Det vil si at det fjerneste lyset forlot punktet for 13,8 milliarder år siden. Men la oss ikke glemme utvidelsen, som øker denne avstanden til 46 milliarder lysår. Det vil si at det som var synlig eller ultrafiolett stråling tidligere har gått over til infrarød og mikrobølgestråling helt i utkanten av det tilgjengelige universet.

Vi kjenner det universelle volumet og massen (3,3 x 10 54 kg, inkludert vanlig materie og mørk materie). I tillegg er forholdet mellom regulær materie og mørk materie åpen for oss, slik at vi kan beregne den totale mengden regulær masse.

En gang i tiden delte astronomene seg Total vekt på antall observerte galakser i Hubble og telte 200 milliarder.

Nå har forskere brukt en ny teknikk for omberegning. De brukte bilder fra Hubble-teleskopet og så inn i en tom del av himmelen for å telle antall galakser. Det handler om om Hubble Deep Fiel, takket være at det var mulig å få et utrolig fantastisk bilde. Du kan utforske dette Hubble-bildet nedenfor.

Fra dette fotografiet laget de et tredimensjonalt kart som viser størrelsen og plasseringen av galaksen. For å gjøre dette brukte vi kunnskap om de nærmeste galaksene (for eksempel 50 naboer). Etter å ha lært hvilke av de store galaksene som var større, hentet de inn mindre og svakere galakser som ikke ble vist på bildet.

Det vil si at hvis det fjerne universet ligner det kjente, så gjentas også de galaktiske strukturene. Dette betyr ikke at universet er mye større enn forventet eller at det er flere stjerner i det. Den har bare plass til flere galakser med færre stjerner. Det er store hovedgalakser, etterfulgt av mindre og så videre til dverggalakser.

Men synlige galakser er bare toppen av isfjellet. For hver påtrykt en er det 9 svakere og umerkelige. Det tar selvfølgelig ikke lang tid før vi kan fange dem også. I 2018 forventer alle utseendet til det kraftige James Webb-teleskopet, hvis areal er 25 m2 (Hubbles er 4,5 m2). De svake flekkene som nå virker som stjerner for oss, vil bli klare og forståelige objekter for James Webb.

Hvis galakser er overalt, hvorfor kan vi da ikke se dem med det blotte øye? Alt handler om Olbers' paradoks, beskrevet i 1700. Poenget er at uansett hvor du ser, vil du alltid treffe en stjerne. Det betyr at rommet skal være lyst, men det er mørkt. Hvordan det? Det samme paradokset gjelder galakser som du av en eller annen grunn ikke kan se.

Så galakser er overalt. Men de er rødforskjøvet fra det synlige spekteret til det infrarøde, så netthinnen oppfatter dem rett og slett ikke. Hvis du ser på alt i mikrobølger, vil plassen gløde.

Ifølge beregninger er det 10 ganger flere galakser i universet enn tidligere antatt - 2 billioner. Men det er ikke nødvendig å multiplisere antall stjerner eller masse, siden disse tallene forblir de samme.

Nå vet du hvor mange galakser det er. Men hva vil skje med utseendet til James Webb? Kommer det flere galakser? Eller en ny åpnes interessant informasjon? Universet skjuler mange hemmeligheter, så du kan forvente hva som helst.