Ноттингемийн их сургуулийн астрофизикийн профессор Кристофер Ж.Конселисээр ахлуулсан олон улсын одон орон судлаачдын баг олж тогтоожээ. Орчлон ертөнц дор хаяж 2 триллион галактик агуулдаг, өмнө нь бодож байснаас арав дахин их. Хааны одон орон судлалын нийгэмлэгийн буцалтгүй тусламжаар эхэлсэн багийн ажил 2016 оны 10-р сарын 14-ний өдөр Astrophysical Journal сэтгүүлд нийтлэгдсэн байна.
Одон орон судлаачид алс холын биетүүдийн гэрэл бидэнд хүрч чадсан сансар огторгуйн хэсэг болох ажиглагдаж болох сансар огторгуйд хэчнээн галактик байдгийг тодорхойлохыг эртнээс эрэлхийлсээр ирсэн. Сүүлийн 20 жилийн хугацаанд эрдэмтэд Хаббл сансрын дурангаас авсан зургуудыг ашиглан бидний харж буй орчлон ертөнц 100-200 тэрбум орчим галактик агуулдаг гэж тооцоолсон. Өнөөгийн одон орон судлалын технологи нь эдгээр галактикуудын ердөө 10%-ийг судлах боломжийг бидэнд олгож байгаа бөгөөд үлдсэн 90% нь илүү том, илүү сайн дуран авсны дараа л харагдах болно.
Профессор Конселисын судалгаа нь 15 жилийн ажлын үр дүн бөгөөд Хааны Одон орон судлалын нийгэмлэгээс бакалаврын оюутан Аарон Вилкинсонд олгосон судалгааны тэтгэлгийн нэг хэсгийг санхүүжүүлсэн юм. Одоо Ноттингемийн Их Сургуульд докторын зэрэг хамгаалсан Аарон галактикийн тооллогын өмнөх бүх судалгааг хянаж эхэлсэн нь илүү том судалгааг бий болгох үндэс суурь болсон юм.
Профессор Конселисийн баг дэлхийн өнцөг булан бүрээс, ялангуяа Хаббл телескопоос авсан сансар огторгуйн нарийхан зургийг 3D газрын зураг болгон хувиргасан. Энэ нь тэдэнд галактикуудын нягтрал, мөн сансар огторгуйн нэг жижиг бүс нутгийн эзэлхүүнийг тооцоолох боломжийг олгосон. Энэхүү шаргуу судалгаа нь багийнханд өмнөх судалгаагаар хичнээн галактик алгассныг тодорхойлох боломжийг олгосон. Тэд галактик хоорондын археологийн малтлага хийсэн гэж бид хэлж чадна.
Энэхүү судалгааны үр дүн нь орчлон ертөнцийн түүхийн туршид янз бүрийн эрин үед ажиглагдсан галактикуудын тоо буюу галактикийн масштабын цагийн зүсмэлүүдийн хэмжилт дээр үндэслэсэн болно. Профессор Конселис болон түүний Ноттингемийн баг Нидерландын Лейден их сургуулийн Лейден ажиглалтын төв болон Эдинбургийн их сургуулийн Одон орон судлалын хүрээлэнгийн эрдэмтэдтэй хамтран эрин үе бүрт хэдэн галактик байдгийг судалж үзэхэд өмнөх үед Орчлон ертөнцийн хөгжлийн үе шатанд галактикийн тоо одоогийнхоос хамаагүй их байв.
Орчлон ертөнц хэдхэн тэрбум жилийн настай байх үед сансар огторгуйн өгөгдсөн эзэлхүүн дэх галактикуудын тоо одоогийнхтой харьцуулахад арав дахин их байсан бололтой. Эдгээр галактикуудын ихэнх нь бага масстай системүүд байсан, i.e.
Сүүн замыг тойрсон галактикуудын масстай төстэй.
Профессор Конселис хэлэхдээ: "Их тэсрэлтээс хойшхи 13.7 тэрбум жилийн сансар огторгуйн хувьслын хугацаанд галактикуудын хэмжээ од үүсэх, бусад галактикуудтай нэгдэх замаар нэмэгдсэнийг бид мэдэж байгаа учраас энэ нь маш гайхалтай юм.< 8 и ее последствия».
Октябрь 2016.
Ссылка
на arXiv. Права на перевод принадлежат
Өмнө нь илүү олон галактик байгааг тогтоосон нь системүүдийг өргөнөөр нэгтгэснээр тэдний тоог цөөлөхөд ихээхэн хувьсал гарсан байх ёстой гэсэн үг юм. Галактикуудын дийлэнх хэсгийг бид санаж байна, учир нь тэд маш бүдэг, хол байдаг. Орчлон дахь галактикуудын тоо нь одон орон судлалын үндсэн асуулт бөгөөд сансар огторгуй дахь галактикуудын 90% нь судлагдаагүй хэвээр байгаа тул энэ нь гайхалтай юм. Дараа үеийн телескопоор эдгээр галактикуудыг судлахад бид ямар сонирхолтой шинж чанаруудыг олж мэдэхийг хэн мэдэх билээ?"
Өгүүллийн орчуулга “З дахь галактикийн нягтын тархалт
Зохиогчид:
Кристофер Ж.Конселис, Ноттингемийн их сургуулийн Физик, одон орон судлалын сургууль, Английн Ноттингем.
Аарон Вилкинсон, Лейденийн ажиглалтын төв, Нидерландын Лейден их сургууль
Орчлон ертөнц дэх галактикуудын нягтын хуваарилалт, улмаар галактикийн нийт тоо нь сансар судлалын салбарын олон асуудлыг шийдвэрлэхэд нөлөөлдөг астрофизикийн үндсэн асуудал юм. Гэсэн хэдий ч, энэ нийтлэлийг нийтлэхээс өмнө энэ чухал үзүүлэлтийн талаар ижил төстэй нарийвчилсан судалгаа, мөн энэ тоог олох тодорхой алгоритмын тодорхойлолт хэзээ ч байгаагүй. Энэ асуудлыг шийдэхийн тулд галактикийн тооны нягтрал цаг хугацаа болон массын хязгаараас хамаарч хэрхэн өөрчлөгддөгийг тодорхойлохын тулд бид $z \sim 8$ хүртэлх галактикийн оддын массын функцуудыг ашигласан. $M_* = 10^6M_\odot$-аас илүү масстай галактикуудын нийт нягтын өсөлт ($\phi_T$) нь $\phi_T \sim t^(-1)$ байх тусам буурч байгааг бид харуулсан, энд t нь орчлон ертөнцийн эрин үе. Цаашид бид энэ хандлага эсрэгээрээ эргэж, илүү их массын хязгаарт $M_* > 10^7M_\odot$-д цаг хугацаа өнгөрөх тусам нэмэгддэг болохыг харуулсан. $M_* = 10^6M_\odot$-ийг доод хязгаар болгон ашигласнаар бид орчлон ертөнц дэх $z = 8$ хүртэлх галактикийн нийт тоо нь: $2.0 (+0.7\-0.6-г сонгох) \times (10^) болохыг зөвтгөсөн. (12)) $ эсвэл ердөө $2.0 \times (10^(12))$ (хоёр их наяд!), i.e. Хаббл Хэт Гүн Талбайд суурилсан бүх тэнгэрийн судалгаанаас бараг арав дахин том. Бид галактикийн хувьслын үйл явцыг ойлгоход эдгээр үр дүнгийн үр нөлөөний талаар ярилцаж, мөн бидний үр дүнг галактик үүсэх хамгийн сүүлийн үеийн загваруудтай харьцуулах болно. Эдгээр үр дүн нь оптик болон ойрын хэт улаан туяаны бүс дэх сансрын арын гэрэл нь эдгээр ажиглагдаагүй бүдэг галактикуудаас гаралтай болохыг харуулж байна. Мөн бид эдгээр үр дүн нь Олберсийн парадокс гэгддэг шөнийн тэнгэр яагаад харанхуй байдаг вэ гэсэн асуултыг хэрхэн шийдэж байгааг харуулах болно.
1. Танилцуулга
Орчлон ертөнц болон түүний шинж чанарыг олж илрүүлэхдээ бид үнэмлэхүй үнэ цэнийг мэдэхийг үргэлж хүсдэг. Жишээлбэл, одон орон судлалын сонирхол нь манай Галактикт хэдэн од байгааг, эдгээр оддыг хэдэн гариг хүрээлж байгааг (Fressin et al. 2013), Орчлон ертөнцийн нийт нягтралыг (жишээ нь: Fukugita & Peebles 2004) бусад үнэмлэхүй үзүүлэлтүүдийг тооцоолох явдал юм. орчлон ертөнцийн . Эдгээр асуултуудын аль нэгэнд ойролцоогоор хариултыг энд өгөв - энэ бол галактикуудын нийт нягтрал, улмаар орчлон ертөнц дэх галактикуудын нийт тоо юм.
Энэ асуулт бол зүгээр нэг сонирхол татахуйц асуулт биш, харин сансар судлал, одон орон судлалын бусад олон асуултуудтай холбоотой юм. Галактикуудын нягтын тархалт нь галактик үүсэх/хувьсал үүсэх системүүдийн тоо, аварга том галактикуудын одой галактикуудын харьцаа өөрчлөгдөх, алс холын хэт шинэ болон гамма цацрагийн хурд, орчлон дахь од үүсэх хурд, хэрхэн үүсэх зэрэг асуултуудтай холбоотой. шинэ галактикууд нэгдэх замаар бий болдог/устгагддаг (жишээлбэл, Bridge et al. 2008; Conselice et al. 2014; Ажиглах боломжтой орчлон ертөнц дэх галактикуудын тоо нь мөн орчлон ертөнцийн материйн нягтрал (матери ба энерги), янз бүрийн долгионы урт дахь арын гэрэл, Олберсийн парадоксын талаарх мэдээллийг илчилдэг. Гэсэн хэдий ч энэ үндсэн хэмжигдэхүүнийг сайн хэмжсэн зүйл одоогоор алга байна. Бидний дуран ашиглан галактикийн нягтын тархалтыг судлах чадвар CCD камер бий болсноор л бий болсон. 1990-ээд оноос алс холын галактикуудыг хэт урт хугацааны хайгуул хийж эхэлсэн (жишээ нь: Koo & Kron 1992; Steidel & Hamilton 1992; Djorgovski et al. 1995), Хаббл сансрын дурангийн төслүүд, ялангуяа Хаббл гүний талбар (Williams нар). бусад 1996). Дараа нь Хаббл гүний талбайн өмнөд (Williams et al., 2000), Great Observatories Origins Survey (Giavalisco et al. 2004), CANDELS (Cosmic Assembly Near-infrared Deep Extragalactic Legacy Survey) зэрэг судалгааны хүрээнд судалгааг үргэлжлүүлэв. хэт улаан туяаны спектрийн судалгаа (Grogin et al. 2011; Koekemoer et al. 2011), мөн оргилдоо хүрсэн Hubble Ultra Deep Field (Beckwith et al. 2006) нь манай орчлон ертөнцийн хамгийн гүн оптик болон хэт улаан туяаны судалгаа хэвээр байна. .
Гэсэн хэдий ч эдгээр бүх судалгааг үл харгалзан галактикуудын нийт нягтрал цаг хугацааны явцад хэрхэн хувьсах нь тодорхойгүй хэвээр байна. Од үүсэх хурд нэмэгдэж, дараа нь z-ээр буурдаг гэдгийг бид мэддэг учраас энэ нь сонирхолтой асуулт юм< 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.
Хэт алсын зайн судалгааны үр дүнд үндэслэн галактикийн нийт тоог тодорхойлоход амаргүй байгаа хэд хэдэн шалтгаан бий. Үүний нэг нь хэт холын зайн бүх ажиглалт бүрэн бус байна. Энэ нь зарим галактикийг бусдаас илүү амархан илрүүлэхэд хүргэдэг өртөх хугацаа, гүний хязгаарлалттай холбоотой юм. Үүний үр дүн нь хамгийн урт хугацааны судалгаанд ч гэсэн бүрэн бус дүр зураг бөгөөд үүнийг засч залруулж болох боловч тодорхойгүй хэвээр байна. Гэсэн хэдий ч, хамгийн чухал асуудал бол эдгээр ажиглалтууд хамгийн бүдэг галактикуудад хүрч чадахгүй байгаа явдал юм, гэхдээ бид онолын дагуу одоогийн ажиглаж чадах хэмжээнээс илүү олон бүдэг галактикууд байх ёстойг мэддэг.
Орчлон ертөнц дэх галактикийн нийт нягт гэж юуг хэлээд байгааг анхаарах нь чухал юм. Энэ нь одоо байгаа нийт нягтрал, зарчмын хувьд ажиглагдах нийт нягтрал, орчин үеийн технологиор ажиглагдаж болох нийт нягт гэх мэтээр тодорхойлж болох энгийн хэмжигдэхүүн биш, өөр өөр хариулттай өөр өөр асуултууд юм. Бид ажиглаж чадах зүйлээсээ дээгүүр сансар огторгуйн давхрагад хязгаарлагддаг тул үүнээс цааш харагдахгүй галактикууд байдаг гэсэн асуудал бас бий. Өнөө үед орчлон ертөнцөд байгаа галактикуудын тоо хүртэл, өөрөөр хэлбэл, гэрлийн дамжин өнгөрөх цаг хугацаагаар хязгаарлагдахгүйгээр орчлон ертөнцийг яг одоо байгаагаар нь авч үзэх юм бол нарийн төвөгтэй асуулт юм. Алс холын орчлон дахь галактикууд нь гэрлийн хурдны хязгаарлагдмал шинж чанараас шалтгаалан бидний одоогийн ажиглаж чадахаас давсан бөгөөд харагдахуйц орчлон ертөнцийн галактикуудтай төстэй байх магадлалтай. Бид энэ нийтлэлд эдгээр бүх асуудлыг, тухайлбал одоогийн ажиглагдаж буй орчлон ертөнцөд галактикийн тооны нягтрал хэрхэн z ~ 8 хүртэл өөрчлөгддөг талаар авч үзэх болно.
Харьцуулахын тулд энэ ажлын хавсралтад бид орчин үеийн дурангаар бүх долгионы уртад харагдахуйц галактикуудын тоог шинжлэх болно.
Дараа нь бид энэ өгөгдлийг хэмжсэн массын функц дээр үндэслэн Орчлон ертөнцөд ажиглагдах боломжтой галактикуудын нийт тооны хэмжилттэй харьцуулна. Эдгээр үр дүн нь галактикийн хувьсал болон орчлон ертөнцийн арын цацрагийн талаарх мэдээллийг хэрхэн илчлэх талаар мөн ярилцах болно. Мөн бид цаашдын судалгаа, галактикийн хэдэн хэсгийг ажиглах талаар мэдээлэл өгдөг.
Энэ нийтлэлийг хэд хэдэн хэсэгт хуваасан. §2-т бидний энэхүү шинжилгээнд ашигласан өгөгдлийг, §3-т энэ ажлын үр дүнг, үүнд орчлон ертөнцөд байгаа галактикуудын нийт тоог гаргахын тулд галактикийн оддын массын функцэд дүн шинжилгээ хийх аргуудыг, §4-т эдгээр үр дүнгийн үр нөлөөг тайлбарлана. §5 Өгүүллийн товч хураангуйг толилуулж байна. Энэ ажилд бид стандарт сансар судлалыг ашигладаг: H 0 = 70 km s −1 Mpc −1 , ба Ω m = 1 − Ω λ = 0.3.
2. Өгөгдөл
Энэ нийтлэлд бидний ашигладаг өгөгдөл нь олон эх сурвалжаас болон өмнөх ажлаас авсан болно. Хавсралтад бид өнөөг хүртэл байгаа хамгийн гүнзгий ажиглалтын үндсэн дээр орчлон ертөнцөд одоогоор хичнээн галактик ажиглаж болохыг тайлбарлав. Энд гол өгүүллээр бид тэнгэрийн бүх хэсэгт галактикийн хөндлөнгийн оролцоо болон бусад гажуудалгүйгээр бүх долгионы уртын гүнд зураг авалт хийвэл орчлон ертөнцөөс хичнээн галактик илрүүлж болох вэ гэсэн асуултыг судлах болно.
Энэхүү шинжилгээний ихэнх хэсэг болон энэ ажлын үр дүнгийн хувьд бид галактикийн тооны нягтрал цаг хугацаа болон сансар судлалын улаан шилжилтийн дагуу хэрхэн хувьсдагийг тодорхойлохын тулд ажиглагдаж болох орчлон ертөнцөөс z ~ 8 хүртэлх галактикуудын массын функцуудыг ашигладаг.< 3. Для самых высоких значений красного смещения мы используем функции
масс,
опубликованные
Duncan
et al. 2014 ,
Grazian
et al. (2015) ,
Caputi
et al. (2011) и
Song
et al. (2015) . Мы упорядочили все эти функции масс из каждого вышеуказанного исследования на основе
солпитеровской начальной функции
масс для звезд от $0.1M_\odot$ до $100M_\odot$. Мы
использовали
плотности галактик из этих функций масс, соответствующие их объемам, в отличие от физических объемов. Это говорит
о том, как количество галактик
изменяется в одном и том же эффективном объеме, при этом эффекты расширения Хаббла исключаются. Эти функции масс
показаны на
${!! show1_MathJax ?
"Закрыть":"Рисунке 1" !!}$ до предела масс, взятых из ранее упомянутых исследований, которые также
перечислены в Таблице 1.
Эдгээр масс болон гэрэлтэлтийн функцуудыг одоо л өндөр улаан шилжилтээр хэмжиж эхэлж байгаа бөгөөд бидний анхдагч өгөгдөл нь Хаббл болон газрын станцуудын өндөр нарийвчлалтай хэт улаан туяаны болон оптик судалгааг ашиглан тооцоолсон массын функцуудаас гардаг.Энэхүү нийтлэлд бидний ашигладаг массын функцуудыг Schechter гэрэлтүүлгийн функцийг ашиглан дүрсэлсэн болно. Эдгээр бүх утгыг §2-т дурдсан янз бүрийн судалгаанаас авсан болно. Массын функцуудыг сансар судлалын улаан шилжилтийн утгуудаас хамааран харуулсан бөгөөд зүүн график нь z цэгийн системийг харуулж байна.< 1, средний график показывает 1 < z < 3 и z >3 (баруун талд). Эдгээр массын функцуудыг харуулсан бөгөөд ингэснээр цул өнгийн шугамууд нь тэдгээрийн бүрэн гүйцэд байгаа харгалзах өгөгдлийн хязгаар хүртэл масс функцууд байх ба тасархай шугамууд нь $M_* = 10^6 M_\odot$ гэсэн бидний экстраполяцийг харуулж байна. 1-ийн массын функцийн "хамгийн хавтгай" график< z < 3 взят из работы Muzzin et al. (2013) и для z >3-ыг Grazian et al. (2015)
3. Галактикийн нягтын тархалт
3.1 Танилцуулга ба анхааруулга
Орчлон ертөнц дэх галактикуудын нягтыг тодорхойлоход бидний ашигладаг гол арга бол сансар судлалын өгөгдсөн улаан шилжилтийн хувьд тогтоосон массын функцээр дамжуулан галактикуудын тоог нэгтгэх явдал юм. Энэ нь галактикийн популяцийн массын хамгийн бага хязгаарт хүрэхийн тулд тогтсон оддын массын функцийг экстраполяци хийх шаардлагатай. Үүнийг хийх олон арга байдаг бөгөөд бид үүнийг доор авч үзэх болно. Хамгийн чухал асуултуудын нэг бол галактикийн тоог массын функцээс хамааруулан тоолж эхлэх доод хязгаар юм. z ~ 8 хүртэлх оддын массын функцийг хангадаг сүүлийн үеийн нийтлэлүүдийн ачаар (жишээ нь: Duncan et al. 2014, Grazian et al. (2015), Song et al. (2015) бид одоо энэ тооцоог анх удаа хийх боломжтой боллоо. Өөр нэг Гол асуудал бол Шехтерийн гэрэлтүүлгийн функцийг анх тохирох өгөгдлийн хязгаараас доогуур үнэлж чадах эсэх нь бидний нарийвчлан судлах асуулт юм.
Энэ нь Хавсралтад үзүүлсэн шууд ажиглалтын арга барилыг нөхөж байгаа бөгөөд хэрэв массын функцийг зөв хэмжиж, үнэн зөв параметртэй болгосон бол одоо ажиглагдаж буй Ертөнц дэх галактикуудын тоог хэмжих илүү нарийвчлалтай арга юм. Гэсэн хэдий ч, энэ арга нь нухацтай авч үзэх, дүн шинжилгээ хийх шаардлагатай болзошгүй хүндрэлүүдтэй байдаг. Энэ нь хэмжилт нь зөвхөн фотометрээс гадна олон хүчин зүйлээс шалтгаалдаг, мөн галактикийн тоог зүгээр л хэмжихэд объектыг танихтай холбоотой асуудлууд байнга гардагтай холбоотой юм. Энд байгаа нөхцөл байдал нь оддын масс болон улаан шилжилтийг хэмжихтэй холбоотой бусад тодорхойгүй байдалтай холбоотой юм.
Гэсэн хэдий ч, хэрэв бид эдгээр тодорхойгүй байдлыг тооцоолж чадвал тогтоосон массын функцүүдийн интеграцчлал нь тодорхой хэмжсэн тодорхойгүй байдал бүхий өгөгдсөн улаан шилжилтийн интервал дахь галактикуудын нягтын талаар хэлж чадна.
Бид энэ аргыг улаан шилжилтийн функцээр одоо ажиглагдаж буй орчлон ертөнц дэх галактикуудын нийт нягтыг тооцоолоход ашигладаг. Үүнийг хийхийн тулд бид ажиглагдсан массын функцуудыг шууд нэгтгэдэггүй, харин Schechter (1976) функцээр өгөгдсөн параметржүүлсэн хэлбэрийг ашиглан галактикийн нийт тооны нягтыг улаан шилжилтийн функцээр тодорхойлно. Энэ функцийн хэлбэрийг өгсөн болно:
$\phi(M) = b\times\phi^\ast\ln(10)^(1+\альфа)$ $\times\exp[-10^(b(M-M^\ast))] . . . .Бид Schechter гэрэлтэлтийн функцийг ерөнхий нягтралыг тооцоолох хэрэгсэл болгон ашигладаг, учир нь энэ нь бидний судалж буй муж дахь бүх улаан шилжилт дэх галактикийн массын тархалтыг ерөнхийд нь сайн тодорхойлдог. Гэсэн хэдий ч, энэ нь ямар доод массын хязгаарт хүчинтэй хэвээр байгааг бид мэдэхгүй бөгөөд энэ нь бидний шинжилгээний нэг эргэлзээ юм. Дараа нь бид $M_*>10^6 M_\bigodot$-ийг хязгаар болгон ашиглах, түүнийг доод хязгаар болгон ашиглах үндэслэлийг авч үзнэ. Хэрэв бид жингийн доод хязгаарт өөр утгыг ашигласан бол үр дүн хэрхэн өөрчлөгдөх байсан талаар бид мөн ярилцдаг.
Бид орчлон ертөнцийн бүх түүхэн дэх массын функцуудыг нэгтгэдэг тул янз бүрийн улаан шилжилтийн галактикуудын тоог тооцоолохын тулд олон судалгааг ашиглах ёстой. Улаан шилжилтийн янз бүрийн мужууд нь янз бүрийн долгионы уртад хийгдсэн судалгааг шаарддаг бөгөөд өөр өөр судалгаанууд заримдаа Schechter параметрүүдийн өөр өөр утгыг олдог. Энэ ажилд бид, ялангуяа улаан шилжилт багатай үед нягтралын ялгаа, хувьслын хэлбэрийг бий болгож чадах массын функцийг иж бүрэн судлахыг хичээж байна. Сансар судлалын улаан шилжилтийн бага утгуудад массын функцийг тооцоолохын тулд бид Шехтерийн давхар гэрэлтүүлгийн функцийг ашиглахдаа сансар судлалын улаан шилжилтийн өндөр утгуудад массын функцийг тооцоолохын тулд эрчим хүчний хуулийг ашигладагтай бараг ижил үр дүнд хүрдэг.
1. хуудас 170-183 Одон орон судлалын лекц. Локтин А.В., Марсаков В.А., 2009 он.
2. Astronet.ru сайт дээр HTML форматаар оддын одон орон судлалын ижил төстэй лекцүүд
3. I.V. Чилингарян, Спектр дэх энергийн тархалтаар объектуудын ангилал
4. НАСА-гийн галактикийн гаднах өгөгдлийн сангийн хэсэг (NASA/IPAC Extragalactic Database, NED) - богино долгион, хэт улаан туяа, оптик болон хэт ягаан туяан дахь тэнгэрийн судалгаанаас олж авсан галактикийн зураг, фотометр, спектрийн хамгийн том агуулах. (хэт ягаан туяаны) хүрээ.
5.
6.
7. Галактикийн массын сансар судлалын функц
8. Хэт бүдэг галактикуудын шинж чанар ба гэрэлтүүлгийн функцууд. Майкл Р.Блантон. Энэ ажилд Schechter-ийн давхар гэрэлтүүлгийн функцийг танилцуулсан. 10-р хуудасны 4.2-р хэсэг.
9. Квазаруудын хувьд зүүн ба баруун зүсэгдсэн Schechter гэрэлтүүлгийн функц. Лоренцо Занинетти. 2017 оны 5-р сарын 29. Квазаруудад зориулсан зүүн ба баруун тайрсан schechter гэрэлтүүлгийн функц
Сансар судлалын улаан шилжилтийн z ~ 0 - 3 мужид бид Перез-Гонзалес нарын хийсэн ажлын массын функцүүдийн тогтоосон утгууд ба тэдгээрийн алдааг ашигладаг. (2008), Кажисава нар. (2009) , Фонтана нар. ( , ), Капути нар. (2011), Pozzetti et al.$!} (2007), Мортлок нар. (2011), Мортлок нар. (2015) Эдгээр оддын массын функцийг SED холбох (спектр энерги хуваарилах тохируулга) процедурыг ашиглан объектын одны массыг хэмжих замаар тодорхойлно. Schechter функцийн параметрүүдийн янз бүрийн хэмжилтэд их хэмжээний тархалт байгаа хэдий ч бид энэ бүх мэдээллийг ашигласан хэмжилтийн янз бүрийн арга, загвар, түүнчлэн сансрын хэлбэлзлийг харгалзан үзэхэд ашигладаг. Schechter функцээр параметржүүлсэн эдгээр массын функцуудыг Зураг 1-д үзүүлэв. Мөн бид Chabrier-ийн анхны массын функцуудыг (Chabrier IMF) ашигладаг эдгээр судалгааг хөрвүүлдэг - Pozzetti et al.(2007), Дункан нар. (2014), Мортлок нар. (2015) болон Muzzin et al.
(2013) нь Kroupa массын функцийг (Kroupa IMF) анхны Salpeter масс функцэд (Salpeter IMF) ашигладаг. Бидний шинжилгээнд ашигладаг утгуудын жагсаалтыг $(!! show2_MathJax ? "Хаах": "Хүснэгт 1"-д харуулав!$ .!}
Анхаарна уу α
- Энэ хүснэгтэд бидний тооцооллыг хийхэд ашигладаг Schechter функцуудын параметрүүдийг жагсаасан болно. Поззетти нар Salpeter-ийн анхны массын функцүүдийн (Салпетер ОУВС) харьцуулж болохуйц утгыг гаргахын тулд бүгдийг нь хэвийн болгосон. (2007), Дункан нар. (2014) болон Mortlock нар. (2015) өөрсдийн ажилдаа Chabrier масс функцийг (Chabrier IMF) ашигласан бөгөөд Muzzin et al. (2013) Kroupa-ийн анхны масс функцийг ашигласан (Kroupa ОУВС). α
$(!! show2_MathJax ? "Хаах": "Хүснэгт 1" ! Бид зөвхөн параметртэй массын функцуудыг авч үзэхийг анхаарна уу
Сансар огторгуйн улаан шилжилтийн өндөр утгуудын хувьд массын функцууд нь харьцангуй шинэ параметр тул тууштай, тууштай өгөгдөл олж авахын тулд бид хэт ягаан туяаны мужид, голчлон 1500˚A-д олж авсан гэрэлтүүлгийн функцүүдэд дүн шинжилгээ хийсэн. Үүнийг хийхийн тулд бид Bouwens et al.-д нийтлэгдсэн өгөгдлийг ашигласан. (2011), McLure нар. (2009), McLure нар. (2013), Bouwens нар. (2015) болон Finkelstein et al.
(2015). McLure нар.
(2013) болон Bouwens нар. (2015) Хаббл сансрын дурангийн судалгааны өгөгдөлд дүн шинжилгээ хийж, 2012 оны Хаббл Хэт Гүн Талбайн HUDF12 судалгааг багтаасан бөгөөд галактикуудыг сансар судлалын хамгийн өндөр улаан шилжилтээр $z = 8$ ба $z = 9$-аар судалсан.
Оддын массын хязгаарыг хэт ягаан туяаны хязгаарт шилжүүлэхийн тулд бид Duncan et al.-д тооцоолсон эдгээр хоёр хэмжигдэхүүнүүдийн хоорондын харьцааг ашигладаг. (2014). Дункан нар. (2014) хэт ягаан туяаны масс ба гэрлийн хоорондох шугаман хамаарлыг загварчилж, сансар огторгуйн улаан шилжилтийн янз бүрийн утгуудад хэрхэн хувьсан өөрчлөгдөж байгааг харуулсан. Бид эдгээрийг ашиглан бидний стандарт массын хязгаарт тохирох хэт ягаан туяаны хэмжээг тодорхойлоход ашигладаг $M_* = 10^6M_\odot$. Тиймээс бид одны массын хязгаарыг хэт ягаан туяаны үнэмлэхүй хэмжээний хязгаартай холбож болно. Бид тооцоололдоо эдгээр утгыг ашигладаггүй, харин оддын массын функцээс олж авсан үр дүнгийн нийцтэй байдлыг шалгахын тулд эдгээр гэрэлтүүлгийн функцуудыг ашигладаг.
Дараа нь бид галактикийн нягтралын өсөлтийн үр дагаврыг астрофизикийн янз бүрийн гол асуултуудын талаар эргэн харж ярилцах болно. Галактикийн тооны нягтыг нэгтгэснээр бид тооцоолсон Орчлон ертөнц дэх галактикийн тоо, утга нь $z = 8$-д $2.0 (+0.7\-0.6 сонгох) \times (10^(12))$ байсан нь зарчмын хувьд ажиглагдаж болно. Энэ нь шууд тооцоололтой харьцуулахад ойролцоогоор арав дахин их юм. Энэ нь бид бүдэгхэн, алс холын галактикуудын олон тооны популяцийг хараахан нээж амжаагүй байна гэсэн үг.
Галактикуудын астрофизик хувьслын хувьд улаан шилжилттэй бүх галактикуудын интегралдах массын функцүүдийн өсөлтийг нэгтгэх загвараар тайлбарлаж байгааг бид харуулж байна. Энгийн нэгдэх загвар нь $\tau=1.29 ± 0.35 Gyr$-ийн нэгдэх цагийн хуваарь бүхий галактикуудын тооны бууралтыг дахин гаргах чадвартайг бид харуулж байна. Үр дүнд нь z = 1.5-ийн нэгдэх хувь хэмжээ нь R ~ 0.05 нэгдэх $Gyr^(−1) Mpc^(−3)$ бөгөөд бүтцийн болон хос шинжилгээгээр олж авсан утгатай ойролцоо байна. Эдгээр нэгдмэл галактикуудын ихэнх нь бага масстай систем бөгөөд нийт нягтралыг тооцоолохдоо галактикийн тооны нягтрал нь доод хязгаараас их масс хүртэл нэмэгддэг.
Төгсгөлд нь бид судалгааны үр дүнд бий болсон үр дагавруудын талаар ярилцъя.
Ирээдүйд массын функцууд нь илүү сайн SED загварчлал, JWST болон Euclid/LSST-ийн илүү гүнзгий, өргөн өгөгдлөөр илүү сайн танигдах тусам бид галактикийн нийт нягтралыг илүү нарийвчлалтай хэмжиж, улмаар энэхүү үндсэн хэмжигдэхүүнийг илүү сайн хэмжих боломжтой болно.
Хэлийг өөрчлөх
Олон триллион одууд сансар огторгуйд жигд бус тархсан байдаг. Цаг хугацаа өнгөрөхөд оршин суугчид хотуудад суурьшсан мэт галактикууд болж, тэдгээрийн хоорондох зай чөлөөтэй хэвээр үлддэг. Тэнгэрт харагдах бие даасан одод нь ойролцоогоор 200 тэрбум одтой спираль хэлбэртэй Сүүн зам галактикт хамаардаг. Энэ бол манай орчлон ертөнцийн төв хэсгээс цацарч буй оддын эргүүлэг бүхий хий, тоосны асар том эргэдэг диск юм.
Нарны аймаг нь дэлхийтэй хамт түүний захад байрладаг. Гэрэлтэгч бүрэн эргэлт хийхэд 200 сая гаруй жил шаардагдах бөгөөд түүний хөдөлгөөн 940,000 км/цагийн хурдтай явагддаг. Галактик дахь оддын хоорондох зайг их наяд километр хоосон орон зайгаар хэмждэг. Үүний цаана бидний харж буй Нартай маш төстэй сая сая одтой хэдэн зуун тэрбум галактикууд оршин суудаг сансар огторгуйн хар хоосон орон зай оршдог. Хэт хол зай нь сар шиг тод харагдахыг зөвшөөрдөггүй. Тэд шөнийн тэнгэрт байдаг жижигхэн толбо мэт харагддаг.
Тусдаа байрладаг галактикууд, тэр ч байтугай тусгаарлагдсан одод ч тодорхой цаг агаарт тод харагддаг. Жишээлбэл, Андромеда мананцар нь Сүүн замтай ижил спираль хэлбэртэй, бидэнд хамгийн ойр байдаг галактик юм. Зарим галактикууд нь зууван хэлбэртэй байдаг ба энд одод нь үүрээ тойрон эргэлдэж буй бөөн зөгийтэй төстэй байдаг. Ийм галактикуудад одод маш эртнийх тул хэдэн тэрбум жилийн дараа улаан аварга болж доройтож, орчлон ертөнцдөө улаан улбар шар өнгөтэй болжээ. Галактикийн өөр хэлбэрүүд байдаг: давхар гүдгэр линзтэй, спираль хэлбэртэй эсвэл хэлбэргүй (жигд бус) галактикууд.
Хэдэн тэрбум жилийн турш оршин тогтнож ирсэн галактикууд амьд оршнолуудтай төстэй: тэд төрж, дотор нь хий ялгарч, гайхалтай хэмжээний энерги ялгаруулж, аажмаар хоорондоо мөргөлдөж, шинэ галактикуудыг төрүүлдэг. Ийм мөргөлдөөн олон сая жил үргэлжилдэг. Хоёр өөр галактикийн таталцлын орон нь оддыг тойрог замаасаа хөөж, хэлбэрээ өөрчилдөг.
Тиймээс эрдэмтэд мэдэгдэж байгаа галактикууд ийм байдлаар үүссэн гэж таамаглаж байна. Жишээлбэл, хоёр спираль нь нэг эллипс үүсгэдэг. Тиймээс Сүүн зам үүсэхэд хэдэн арван эсвэл хэдэн зуун жижиг галактикуудыг нэгтгэх шаардлагатай байсан байж магадгүй юм. Орчин үеийн телескопууд нь дэлхийгээс 2 сая гэрлийн жилийн зайд орших орчлон ертөнцийг харж чадахуйц хүчирхэг юм. Астрофизикчид одоо галактикуудыг олон сая жилийн өмнөх шигээ харж байна.
(Astronomy@Science_Neworld).
Саяхан буюу 1920 онд алдарт одон орон судлаач Эдвин Хаббл манай Сүүн зам бол цорын ганц галактик биш гэдгийг баталж чадсан юм. Өнөөдөр бид сансар огторгуйг олон мянган, сая сая бусад галактикуудаар дүүргэж, тэдгээрийн цаана бидний галактик маш өчүүхэн мэт харагддагт аль хэдийн дассан. Гэхдээ орчлон ертөнцөд яг хэдэн галактик бидэнд ойрхон байдаг вэ? Өнөөдөр бид энэ асуултын хариултыг олох болно.
Нэгээс хязгааргүй хүртэл.
Энэ нь гайхалтай сонсогдож байгаа ч бидний элэнц өвөг дээдэс, тэр ч байтугай ихэнх эрдэмтэд манай Сүүн замыг метагалактик буюу ажиглаж болох ертөнцийг бүхэлд нь хамарсан объект гэж үздэг байв. Тэдний алдааг тухайн үеийн телескопууд төгс бус байсантай холбон логикоор тайлбарлаж байсан - тэдний хамгийн шилдэг нь ч галактикуудыг бүдэг толбо гэж үздэг байсан тул тэднийг мананцар гэж нэрлэдэг байв. Нэгэн цагт манай нарны аймаг бүрэлдэн тогтдог шиг од, гаригууд тэднээс бий болно гэж үздэг байсан. Энэ таамаглалыг 1796 онд анхны гаригийн мананцарыг нээсэн бөгөөд түүний төвд од байдаг. Иймээс эрдэмтэд тэнгэрт байгаа бусад бүх мананцар биетүүд нь од хараахан үүсээгүй байсан ижил тоос, хийн үүлс гэж үздэг.
Эхний алхамууд.
Мэдээжийн хэрэг хөгжил дэвшил зогссонгүй. Уильям Парсонс 1845 онд аль хэдийнээ хоёр метрийн хэмжээтэй байсан тэр үеийн аварга том Левиафан телескопыг бүтээжээ. "Мананцар" нь үнэндээ одноос бүтдэг гэдгийг батлахыг хүссэн тэрээр одон орон судлалыг галактикийн орчин үеийн үзэл баримтлалд нухацтай ойртуулсан. Тэрээр анх удаа бие даасан галактикуудын спираль хэлбэрийг анзаарч, ялангуяа том, тод оддын бөөгнөрөлтэй тохирох гэрэлтүүлгийн ялгааг олж илрүүлсэн.
Гэсэн хэдий ч маргаан 20-р зуун хүртэл үргэлжилсэн. Сүүн замаас гадна өөр олон галактик байдаг гэдгийг шинжлэх ухааны дэвшилтэт нийгэмлэг аль хэдийн хүлээн зөвшөөрсөн ч албан ёсны академийн одон орон судлалд үүнийг үгүйсгэх аргагүй нотлох баримт хэрэгтэй байв. Тиймээс дэлхийн өнцөг булан бүрээс дуран авайнууд бидэнтэй хамгийн ойр байгаа том галактикийг харж байгаа бөгөөд үүнийг өмнө нь мананцар гэж андуурч байсан - Андромеда галактик.
Андромедагийн анхны гэрэл зургийг Исаак Робертс 1888 онд авсан бөгөөд нэмэлт гэрэл зургуудыг 1900-1910 онд авч байжээ. Эдгээр нь галактикийн тод цөм, бүр оддын бөөгнөрөлийг хоёуланг нь харуулдаг. Гэхдээ зургийн бага нягтрал нь алдаа гаргах боломжийг олгосон. Оддын бөөгнөрөлд зориулж авсан зүйл нь мананцар эсвэл дүрсийг харуулах явцад нэгд "наалдсан" хэд хэдэн од байж болно. Гэвч асуудлыг шийдэх эцсийн шийдэл тийм ч хол байсангүй.
Орчин үеийн уран зураг.
1924 онд энэ зууны эхэн үеийн дээд амжилтын эзэн Эдвин Хаббл телескоп ашиглан Андромеда галактик хүртэлх зайг бага багаар нарийн тооцоолж чаджээ. Энэ нь асар том хэмжээтэй болсон тул уг биет нь Сүүн замд хамаарахыг бүрэн үгүйсгэв (Хэдийгээр Хаббл орчин үеийнхээс гурав дахин бага байсан. Одон орон судлаач мөн "Мананцар" -аас олон оддыг нээсэн нь тодорхой юм. Андромедагийн галактик шинж чанарыг баталж, 1925 онд хамт ажиллагсдынхаа шүүмжлэлийг үл харгалзан Хаббл өөрийн ажлын үр дүнг Америкийн одон орон судлалын нийгэмлэгийн хуралд танилцуулав.
Энэхүү илтгэл нь одон орон судлалын түүхэнд шинэ үеийг бий болгосон - эрдэмтэд мананцарыг "дахин илрүүлж", галактик гэж нэрлэж, шинээр нээсэн. Үүнд Хаббл өөрөө хийсэн бүтээн байгуулалтууд, жишээлбэл, улаан шилжилтийн нээлт тусалсан. Шинэ дуран барьж, шинийг хөөргөснөөр мэдэгдэж буй галактикуудын тоо өссөн - жишээлбэл, Дэлхийн 2-р дайны дараа радио дуранг өргөнөөр ашигласнаар.
Гэсэн хэдий ч 20-р зууны 90-ээд он хүртэл хүн төрөлхтөн бидний эргэн тойронд байгаа галактикуудын бодит тооны талаар харанхуй хэвээр байв. Дэлхийн агаар мандал нь хамгийн том телескопыг хүртэл үнэн зөв зураг авахад саад болдог - хийн бүрхүүлүүд нь зургийг гажуудуулж, оддын гэрлийг шингээж, орчлон ертөнцийн тэнгэрийн хаяаг биднээс хаадаг. Гэвч эрдэмтэд таны мэддэг одон орон судлаачийн нэрэмжит Хаббл телескопыг хөөргөснөөр эдгээр хязгаарлалтыг даван туулж чадсан юм.
Энэхүү дурангийн ачаар хүмүүс өмнө нь жижиг мананцар мэт санагдсан тэдгээр галактикуудын тод дискүүдийг анх удаа харсан. Тэнгэр өмнө нь хоосон мэт санагдаж байсан газарт олон тэрбум шинээр нээгдсэн бөгөөд энэ нь хэтрүүлэг биш юм. Гэсэн хэдий ч цаашдын судалгаагаар Хаббл-д харагдах хэдэн мянган тэрбум од хүртэл тэдний бодит тооны аравны нэгтэй тэнцэж байгааг харуулсан.
Эцсийн тоо.
Гэсэн хэдий ч орчлон ертөнцөд яг хэдэн галактик байдаг вэ? Бид хамтдаа тоолох хэрэгтэй болно гэдгийг би даруй анхааруулъя - ийм асуултууд нь шинжлэх ухааны ач холбогдолгүй тул одон орон судлаачдын сонирхлыг их татдаг. Тиймээ, тэд галактикуудыг каталогжуулж, хянадаг - гэхдээ зөвхөн орчлон ертөнцийн том хэмжээний бүтцийг судлах гэх мэт илүү том зорилготой.
Гэсэн хэдий ч хэн ч тодорхой тоог олох үүрэг хүлээдэггүй. Нэгдүгээрт, бидний ертөнц хязгааргүй бөгөөд энэ нь галактикуудын бүрэн жагсаалтыг хадгалах нь асуудалтай бөгөөд практик утгагүй болгодог. Хоёрдугаарт, харагдахуйц орчлонд байгаа галактикуудыг ч тоолоход одон орон судлаачийн бүхэл бүтэн амьдрал хангалтгүй байх болно. Тэр 80 жил насалж, төрсөн цагаасаа эхлэн галактикуудыг тоолж эхэлж, галактик бүрийг нээх, бүртгэхэд нэг секундээс илүүгүй хугацаа зарцуулсан ч гэсэн одон орон судлаач ердөө 2 их наяд биетийг олох болно - энэ нь бодитоор байгаа галактикуудын тооноос хамаагүй бага юм.
Ойролцоогоор тоог тодорхойлохын тулд өндөр нарийвчлалтай сансрын судалгааны нэгийг авч үзье - жишээлбэл, 2004 оны Хаббл телескопын "Хэт гүний талбай". Тэнгэрийн нийт талбайн 1/130-тай тэнцэх талбайд телескоп 10 мянган галактикийг илрүүлж чадсан. Тухайн үеийн бусад гүнзгийрүүлсэн судалгаанууд үүнтэй төстэй дүр зургийг харуулсан тул бид үр дүнг дундажлаж чадна. Тиймээс Хабблын мэдрэмжийн хүрээнд бид орчлон ертөнцөөс 130 тэрбум галактикийг харж байна.
Гэсэн хэдий ч энэ нь бүгд биш юм. Ultra Deep Field-ийн дараа шинэ дэлгэрэнгүй мэдээллийг нэмсэн өөр олон зураг авалт хийгдсэн. Хаббл ажилладаг гэрлийн харагдахуйц спектрт төдийгүй хэт улаан туяа, рентген туяанд. 2014 оны байдлаар 14 тэрбум гэрлийн жилийн радиуст 7 их наяд 375 тэрбум галактик бидэнд нээлттэй байна.
Гэхдээ энэ нь дахин хэлэхэд хамгийн бага тооцоо юм. Одон орон судлаачид галактик хоорондын орон зайд тоос хуримтлагдах нь бидний ажиглаж буй объектуудын 90% -ийг устгадаг гэж үздэг - 7 их наяд амархан 73 их наяд болж хувирдаг. Харин Жеймс Уэбб телескоп нарны тойрог замд орох үед энэ тоо хязгааргүйд хүрэх болно. Энэхүү төхөөрөмж нь Хаббл хэдэн өдрийн турш хүрэхэд хэдхэн минутын дотор хүрч, орчлон ертөнцийн гүн рүү бүр ч илүү нэвтэрнэ.
2:38 11/05/2016👁 564
Саяхан буюу 1920 онд алдарт одон орон судлаач Эдвин Хаббл ганцхан манайх биш гэдгийг баталж чадсан юм. Өнөөдөр бид сансар огторгуйг олон мянган, сая сая бусад галактикуудаар дүүргэж, тэдгээрийн цаана бидний галактик маш өчүүхэн мэт харагддагт аль хэдийн дассан. Гэхдээ бидний ойролцоо яг хэдэн галактик байдаг вэ? Өнөөдөр бид энэ асуултын хариултыг олох болно.
Нэгээс хязгааргүй хүртэл
Энэ нь гайхалтай сонсогдож байгаа ч бидний элэнц өвөг дээдэс, тэр ч байтугай ихэнх эрдэмтэд манай Сүүн замыг метагалактик буюу ажиглаж болох ертөнцийг бүхэлд нь хамарсан объект гэж үздэг байв. Тэдний алдааг тухайн үеийн төгс бус байдлаас нэлээд логикоор тайлбарлаж байсан - тэдний хамгийн шилдэг нь ч галактикуудыг бүдэг толбо гэж үздэг байсан тул тэднийг мананцар гэж нэрлэдэг байв.
Нэгэн цагт манайх үүссэнтэй адил цаг хугацаа өнгөрөхөд тэд тэднээс бий болсон гэж үздэг байсан. Энэ таамаглалыг 1796 онд анхных нь нээлтээр баталж, түүний төвд од байв. Иймээс эрдэмтэд тэнгэрт байгаа бусад бүх мананцар биетүүд ижил, одод хараахан үүсээгүй гэж үздэг.
Эхний алхамууд
Мэдээжийн хэрэг хөгжил дэвшил зогссонгүй. Уильям Парсонс 1845 онд аль хэдийнээ хоёр метрийн хэмжээтэй байсан тэр үеийн аварга том Левиафан телескопыг бүтээжээ. "Мананцар" нь үнэндээ одноос бүрддэг гэдгийг батлахыг хүссэн тэрээр одон орон судлалыг галактикийн орчин үеийн үзэл баримтлалд нухацтай ойртуулсан. Тэрээр анх удаа бие даасан галактикуудын спираль хэлбэрийг анзаарч, тэдгээрийн гэрэлтэлтийн ялгааг, ялангуяа том, тод өнгөтэй харгалзах боломжийг олж мэдсэн.
Гэсэн хэдий ч маргаан 20-р зуун хүртэл үргэлжилсэн. Сүүн замаас гадна өөр олон галактик байдаг гэдгийг шинжлэх ухааны дэвшилтэт нийгэмлэг аль хэдийн хүлээн зөвшөөрсөн ч албан ёсны академийн одон орон судлалд үүнийг үгүйсгэх аргагүй нотлох баримт хэрэгтэй байв. Тиймээс дэлхийн өнцөг булан бүрээс дуран авайнууд өмнө нь мананцар гэж андуурч байсан бидэнд хамгийн ойр орших том галактикийг харж байна.
Андромедагийн анхны гэрэл зургийг Исаак Робертс 1888 онд авсан бөгөөд нэмэлт гэрэл зургуудыг 1900-1910 онд авч байжээ. Эдгээр нь галактикийн тод цөм, бүр оддын бөөгнөрөлийг хоёуланг нь харуулдаг. Гэхдээ зургийн бага нягтрал нь алдаа гаргах боломжийг олгосон. Оддын бөөгнөрөл гэж андуурсан зүйл нь мананцар юм уу, дүрсийг харуулах явцад нэгэнд "наалдсан" хэд хэдэн од байж болно. Гэвч асуудлыг шийдэх эцсийн шийдэл тийм ч хол байсангүй.
Орчин үеийн уран зураг
1924 онд Эдвин Хаббл зууны эхэн үеийн дээд амжилт тогтоосон дуран авайг ашиглан Андромеда галактик хүртэлх зайг бага багаар нарийн тооцоолж чаджээ. Энэ нь маш том хэмжээтэй болсон тул уг биет нь Сүүн замд хамаарах болохыг бүрэн үгүйсгэв (Хэдийгээр Хаббл орчин үеийнхээс гурав дахин бага байсан). Одон орон судлаач мөн "мананцар" дотроос олон оддыг нээсэн нь Андромедагийн галактикийн мөн чанарыг тодорхой баталсан. 1925 онд Хаббл хамтран ажиллагсдынхаа шүүмжлэлийг үл харгалзан Америкийн одон орон судлалын нийгэмлэгийн бага хуралд ажлынхаа үр дүнг танилцуулав.
Энэхүү илтгэл нь одон орон судлалын түүхэнд шинэ үеийг бий болгосон - эрдэмтэд мананцаруудыг "дахин нээж", галактик гэж нэрлэж, шинийг нээсэн. Үүнд Хаббл-ийн ололт амжилт, жишээлбэл, улаан шилжилтийн нээлт тусалсан. Шинэ дуран барьж, шинийг хөөргөснөөр мэдэгдэж буй галактикуудын тоо өссөн - жишээлбэл, Дэлхийн 2-р дайны дараа радио телескопыг өргөнөөр ашиглах.
Гэсэн хэдий ч 20-р зууны 90-ээд он хүртэл хүн төрөлхтөн бидний эргэн тойронд байгаа галактикуудын бодит тооны талаар харанхуй хэвээр байв. Агаар мандал нь хамгийн том телескопыг хүртэл үнэн зөв зураг авахаас сэргийлдэг - хийн бүрхүүлүүд нь зургийг гажуудуулж, оддын гэрлийг шингээж, Орчлон ертөнцийн тэнгэрийн хаяаг биднээс хаадаг. Гэвч эрдэмтэд таны мэддэг одон орон судлаачийн нэрэмжит хөөргөх замаар эдгээр хязгаарлалтыг даван туулж чадсан.
Энэхүү дурангийн ачаар хүмүүс өмнө нь жижиг мананцар мэт санагдсан тэдгээр галактикуудын тод дискүүдийг анх удаа харсан. Тэнгэр өмнө нь хоосон мэт санагдаж байсан газарт олон тэрбум шинээр нээгдсэн бөгөөд энэ нь хэтрүүлэг биш юм. Гэсэн хэдий ч цаашдын судалгаагаар Хаббл-д харагдах хэдэн мянган тэрбум од хүртэл тэдний бодит тооны аравны нэгтэй тэнцэж байгааг харуулсан.
Эцсийн тоо
Гэсэн хэдий ч Орчлон ертөнцөд яг хэдэн галактик байдаг вэ? Бид хамтдаа тоолох хэрэгтэй болно гэдгийг би даруй сануулъя - ийм асуултууд нь шинжлэх ухааны ач холбогдолгүй тул одон орон судлаачдын сонирхлыг их татдаг. Тиймээ, тэд галактикуудыг каталогжуулж, хянадаг - гэхдээ зөвхөн орчлон ертөнцийн томоохон бүтцийг судлах гэх мэт илүү олон нийтийн зорилгоор.
Гэсэн хэдий ч хэн ч тодорхой тоог олох үүрэг хүлээдэггүй. Нэгдүгээрт, бидний ертөнц хязгааргүй бөгөөд энэ нь галактикуудын бүрэн жагсаалтыг хадгалах нь асуудалтай бөгөөд практик утгагүй болгодог. Хоёрдугаарт, харагдахуйц Ертөнц дэх галактикуудыг тоолоход одон орон судлаачийн бүхэл бүтэн амьдрал хангалтгүй байх болно. Тэр 80 жил насалж, төрсөн цагаасаа эхлэн галактикуудыг тоолж эхэлж, галактик бүрийг нээх, бүртгэхэд нэг секундээс илүүгүй хугацаа зарцуулсан ч гэсэн одон орон судлаач ердөө 2 их наяд биетийг олох болно - энэ нь бодитоор байгаа галактикуудын тооноос хамаагүй бага юм.
Ойролцоогоор тоог тодорхойлохын тулд өндөр нарийвчлалтай сансрын судалгааг авч үзье, жишээлбэл, 2004 оны Хаббл телескопын "Хэт гүний талбар". Тэнгэрийн нийт талбайн 1/13,000,000-тай тэнцэх талбайд телескоп 10 мянган галактикийг илрүүлж чадсан. Тухайн үеийн бусад гүнзгий судалгаанууд үүнтэй төстэй дүр зургийг харуулсан тул бид үр дүнг дундажлаж чадна. Тиймээс Хабблын мэдрэмжийн хүрээнд бид орчлон ертөнцөөс 130 тэрбум галактикийг харж байна.
Гэсэн хэдий ч энэ нь бүгд биш юм. Ultra Deep Field-ийн дараа шинэ дэлгэрэнгүй мэдээллийг нэмсэн өөр олон зураг авалт хийгдсэн. Зөвхөн Хаббл ажилладаг гэрлийн харагдахуйц спектрт төдийгүй хэт улаан туяаны болон рентген туяанд. 2014 оны байдлаар 14 тэрбум гэрлийн жилийн радиуст 7 их наяд 375 тэрбум галактик бидэнд нээлттэй байна.
Гэхдээ энэ нь дахин хэлэхэд хамгийн бага тооцоо юм. Одон орон судлаачид галактик хоорондын орон зайд тоос хуримтлагдах нь бидний ажиглаж буй объектуудын 90% -ийг устгадаг гэж үздэг - 7 их наяд амархан 73 их наяд болж хувирдаг. Гэхдээ Жеймс Уэбб дуран тойрог замд ороход энэ тоо хязгааргүйд хүрэх болно. Энэхүү төхөөрөмж нь Хаббл хэдэн өдрийн турш хүрэхэд хэдхэн минутын дотор хүрч, орчлон ертөнцийн гүнд бүр ч илүү нэвтэрнэ.
Материал дээр үндэслэсэн
Бидний эргэн тойрон дахь сансар огторгуй бол зөвхөн ганцаардмал одод, гаригууд, астероидууд, шөнийн тэнгэрт гялалзаж буй сүүлт одууд биш юм. Сансар бол бүх зүйл хоорондоо нягт холбоотой байдаг асар том систем юм. Оддын эргэн тойронд гаригууд бүлэглэгддэг бөгөөд тэдгээр нь эргээд бөөгнөрөл эсвэл мананцар болж цуглардаг. Эдгээр тогтоцуудыг нэг гэрэлтүүлэгчээр төлөөлж болно, эсвэл тэдгээр нь олон зуун, мянга мянган оддыг тоолж, илүү том хэмжээний бүх нийтийн формацууд - галактикуудыг үүсгэдэг. Манай одны орон болох Сүүн зам галактик нь бусад галактикууд оршдог уудам ертөнцийн өчүүхэн хэсэг нь юм.
Одтой тэнгэр
Орчлон ертөнц байнга хөдөлгөөнд байдаг. Сансарт байгаа аливаа объект нь тодорхой галактикийн нэг хэсэг юм. Оддын араас галактикууд бас хөдөлдөг бөгөөд тэдгээр нь тус бүр өөрийн гэсэн хэмжээтэй, бүх нийтийн нягт дэг журамд тодорхой байр суурь эзэлдэг, хөдөлгөөний өөрийн гэсэн замналтай байдаг.
Орчлон ертөнцийн жинхэнэ бүтэц юу вэ?
Удаан хугацааны туршид хүн төрөлхтний сансар огторгуйн талаарх шинжлэх ухааны санаанууд нь манай одны гэр болох Сүүн зам галактикт амьдардаг нарны аймгийн гаригууд, одод, хар нүхний эргэн тойронд бий болсон. Телескоп ашиглан сансар огторгуйд илрүүлсэн бусад аливаа галактикийн объект автоматаар манай галактикийн орон зайн бүтцэд орсон. Үүний дагуу Сүүн зам бол цорын ганц бүх нийтийн тогтоц биш гэсэн ойлголт байгаагүй.
Эдвин Хаббл
Хязгаарлагдмал техникийн боломжууд нь уламжлалт мэргэн ухааны дагуу хоосон орон зай эхэлдэг Сүүн замаас цааш харах боломжийг бидэнд олгосонгүй. Зөвхөн 1920 онд Америкийн астрофизикч Эдвин Хаббл Орчлон ертөнц илүү том бөгөөд манай галактиктай хамт энэ асар том, эцэс төгсгөлгүй ертөнцөд өөр том жижиг галактикууд байдгийг нотлох баримтыг олж чадсан юм. Орчлон ертөнцийн жинхэнэ хил хязгаар гэж байдаггүй. Зарим объектууд дэлхийгээс хэдхэн сая гэрлийн жилийн зайд оршдог. Бусад нь эсрэгээрээ орчлон ертөнцийн алслагдсан буланд оршдог, харагдахгүй байна.
Бараг зуун жил өнгөрч, галактикуудын тоо өнөөдөр хэдэн зуун мянгаар тоологдож байна. Үүний цаана манай Сүүн зам тийм ч өчүүхэн биш юмаа гэхэд тийм ч том биш харагддаг. Өнөөдөр галактикууд аль хэдийн нээгдсэн бөгөөд тэдгээрийн хэмжээ нь математикийн шинжилгээ хийхэд хэцүү байдаг. Жишээлбэл, орчлон ертөнцийн хамгийн том галактик IC 1101 нь 6 сая гэрлийн жилийн диаметртэй, 100 их наяд гаруй одноос бүрддэг. Энэхүү галактикийн мангас манай гарагаас тэрбум гэрлийн жилийн зайд оршдог.
Хэмжээ харьцуулах
Дэлхийн хэмжээнд орчлон ертөнц болох ийм асар том формацийн бүтцийг хоосон байдал, од хоорондын формацууд - утаснуудаар төлөөлдөг. Сүүлийнх нь эргээд супер бөөгнөрөл, галактик хоорондын бөөгнөрөл, галактикийн бүлэгт хуваагддаг. Энэхүү асар том механизмын хамгийн жижиг холбоос нь олон тооны оддын бөөгнөрөл - гар, хийн мананцараар дүрслэгдсэн галактик юм. Орчлон ертөнц байнга тэлж, улмаар галактикууд орчлонгийн төвөөс зах руу чиглэсэн чиглэлд асар хурдтай хөдөлдөг гэж үздэг.
Хэрэв бид орчлон ертөнцийн төвд оршдог гэгддэг манай Сүүн зам галактикаас сансар огторгуйг ажиглаж байна гэж төсөөлвөл Орчлон ертөнцийн бүтцийн томоохон загвар ийм харагдах болно.
Хар матери буюу хоосон байдал, супер бөөгнөрөл, галактикийн бөөгнөрөл, мананцар зэрэг нь орчлон ертөнц үүсэх эхлэлийг тавьсан Их тэсрэлтийн үр дагавар юм. Тэрбум жилийн хугацаанд түүний бүтэц өөрчлөгдөж, галактикийн хэлбэр өөрчлөгддөг бөгөөд зарим одод алга болж, хар нүхэнд залгигддаг бол зарим нь эсрэгээрээ хэт шинэ галактик болон хувирч, галактикийн шинэ объектууд болж хувирдаг. Хэдэн тэрбум жилийн өмнө галактикуудын зохион байгуулалт одоогийн бидний харж байгаагаас тэс өөр байсан. Ямар нэг байдлаар сансар огторгуйд байнга тохиолддог астрофизикийн үйл явцын арын дэвсгэр дээр манай Орчлон ертөнц байнгын бүтэцтэй байдаггүй гэсэн тодорхой дүгнэлтийг хийж чадна. Бүх сансрын биетүүд байрлал, хэмжээ, насаа өөрчилдөг байнгын хөдөлгөөнтэй байдаг.
Хаббл телескоп
Өнөөдрийг хүртэл Хаббл телескопын ачаар бидэнд хамгийн ойр байгаа галактикуудын байршлыг илрүүлж, хэмжээсийг нь тодорхойлж, манай дэлхийтэй харьцуулахад байршлыг тогтоох боломжтой болсон. Одон орон судлаач, математикч, астрофизикчдийн хүчин чармайлтаар орчлон ертөнцийн газрын зургийг эмхэтгэсэн. Ганц галактикууд тогтоогдсон боловч ихэнх тохиолдолд ийм том бүх нийтийн биетүүд нэг бүлэгт хэдэн арван бүлэгт хуваагддаг. Ийм бүлгийн галактикуудын дундаж хэмжээ 1-3 сая гэрлийн жил байна. Манай Сүүн замд хамаарах бүлэгт 40 галактик байдаг. Галактик хоорондын орон зайд бүлгүүдээс гадна асар олон тооны одой галактикууд байдаг. Дүрмээр бол ийм формацууд нь манай Сүүн зам, гурвалжин эсвэл Андромеда зэрэг томоохон галактикуудын дагуулууд юм.
Орчлон ертөнцийн найрлага
Орчлон ертөнцийг судлах алхамууд
Орчлон ертөнцийн орчин үеийн газрын зураг нь сансар огторгуй дахь байршлаа тодорхойлох боломжийг бидэнд олгодог. Өнөөдөр хүчирхэг радио дуран авай, Хаббл телескопын техникийн чадавхийн ачаар хүн орчлон дахь галактикийн тоог ойролцоогоор тооцоолж зогсохгүй тэдгээрийн төрөл, сортуудыг тодорхойлох боломжтой болсон. 1845 онд Британийн одон орон судлаач Уильям Парсонс дурангаар хийн үүлийг судлахдаа галактикийн объектуудын бүтцийн спираль шинж чанарыг илчилж, янз бүрийн бүс нутагт оддын бөөгнөрөлүүдийн тод байдал их эсвэл бага байж болно гэдгийг онцолж байв. .
Зуун жилийн өмнө Сүүн зам нь бусад галактик хоорондын биетүүд байгаа нь математикийн хувьд батлагдсан цорын ганц галактик гэж тооцогддог байв. Манай сансрын талбай эрт дээр үеэс нэрээ авчээ. Эртний одон орон судлаачид шөнийн тэнгэр дэх олон тооны оддыг хараад тэдний байршлын онцлог шинж чанарыг анзаарчээ. Оддын гол бөөгнөрөл нь сүү асгарсан замыг санагдуулам төсөөллийн шугамын дагуу төвлөрсөн байв. Сүүн замын галактик ба өөр нэг алдартай Андромеда галактикийн селестиел биетүүд нь сансар огторгуйг судалж эхэлсэн анхны бүх нийтийн биетүүд юм.
Од хөршүүд
Хаалттай галактикууд
Хаалттай галактикууд хамаагүй бага түгээмэл байдаг. Тэд бүх спираль галактикийн бараг тал хувийг эзэлдэг. Ийм галактикууд нь спираль формацуудаас ялгаатай нь голд байрлах хамгийн тод хоёр одноос урсдаг баар хэмээх гүүрнээс үүсдэг. Ийм формацийн тод жишээ бол манай Сүүн зам ба Магелланы үүлний том галактик юм. Өмнө нь энэ формацыг жигд бус галактик гэж ангилдаг байсан. Үсрэгчийн дүр төрх нь орчин үеийн астрофизикийн судалгааны гол чиглэлүүдийн нэг юм. Нэг хувилбараар бол ойролцоох хар нүх нь хөрш оддын хийг сорж, шингээдэг.
Орчлон ертөнцийн хамгийн үзэсгэлэнтэй галактикууд нь спираль болон жигд бус галактикуудын төрөл юм. Хамгийн үзэсгэлэнтэй газруудын нэг бол селестиел ордны Канес Венатицид байрладаг усны эргүүлэг галактик юм. Энэ тохиолдолд галактикийн төв болон нэг чиглэлд эргэлдэж буй спиральууд тод харагдаж байна. Тогтмол бус галактикууд нь тодорхой бүтэцгүй оддын эмх замбараагүй байрлалтай супер бөөгнөрөл юм. Ийм тогтоцын тод жишээ бол Raven одны оршдог NGC 4038 тоот галактик юм. Эндээс асар том хийн үүл, мананцарын хамт сансрын биетүүдийн зохион байгуулалтад бүрэн эмх цэгцгүй байгааг харж болно.
Усны эргүүлэг Галакси
Дүгнэлт
Та ертөнцийг эцэс төгсгөлгүй судалж чадна. Техникийн шинэ хэрэгсэл гарч ирэх болгонд хүн сансар огторгуйн хөшгийг өргөж байдаг. Галактик бол хүний оюун санаанд сэтгэл зүйн үүднээс ч, шинжлэх ухааны үүднээс ч сансар огторгуйн хамгийн үл ойлгогдох объект юм.
