Şu anda bilinen kaç galaksi var? Evreni keşfetmeye yönelik adımlar

Nottingham Üniversitesi'nde astrofizik profesörü Christopher J. Conselice liderliğindeki uluslararası bir gökbilimci ekibi şunu buldu: Evren en az 2 trilyon galaksi içeriyor, daha önce düşünülenden on kat daha fazla. Ekibin Kraliyet Astronomi Topluluğu'ndan aldığı hibeyle başlayan çalışması 14 Ekim 2016'da Astrophysical Journal'da yayımlandı.

Gökbilimciler uzun süredir, uzayın uzak nesnelerden gelen ışığın bize ulaşmayı başardığı kısmı olan gözlemlenebilir evrende kaç galaksinin bulunduğunu belirlemeye çalışıyorlardı. Son 20 yılda bilim insanları, gördüğümüz evrenin yaklaşık 100 ila 200 milyar galaksi içerdiğini tahmin etmek için Hubble Uzay Teleskobu'ndan alınan görüntüleri kullandılar. Mevcut astronomik teknoloji, bu galaksilerin yalnızca %10'unu incelememize olanak tanıyor ve geri kalan %90'ı ancak daha büyük ve daha iyi teleskoplar geliştirildiğinde görülebilecek.

Profesör Conselice'nin araştırması, aynı zamanda lisans öğrencisi Aaron Wilkinson'a verilen Kraliyet Astronomi Topluluğu araştırma bursu tarafından da kısmen finanse edilen 15 yıllık çalışmanın sonucudur. Şu anda Nottingham Üniversitesi'nde doktora adayı olan Aaron, daha büyük bir çalışma oluşturmak için temel temeli sağlayan önceki tüm galaksi sayma çalışmalarını gözden geçirerek başladı.

Profesör Conselice'nin ekibi, dünyanın dört bir yanındaki teleskoplardan ve özellikle Hubble Teleskobu'ndan alınan derin uzayın dar görüntülerini 3 boyutlu haritalara dönüştürdü. Bu onların galaksilerin yoğunluğunu ve uzayın küçük bir bölgesinin hacmini birbiri ardına hesaplamalarına olanak sağladı. Bu özenli araştırma, ekibin daha önceki çalışmalarda kaç galaksinin gözden kaçırıldığını belirlemesine olanak tanıdı. Galaksiler arası bir arkeolojik kazı yaptıklarını söyleyebiliriz.

Bu çalışmanın sonuçları, Evrenin tarihi boyunca farklı dönemlerde (galaktik ölçekte zaman dilimleri) gözlemlenen galaksilerin sayısının ölçümlerine dayanmaktadır. Profesör Conselice ve Nottingham'dan ekibi, Hollanda'daki Leiden Üniversitesi'ndeki Leiden Gözlemevi'nden ve Edinburgh Üniversitesi Astronomi Enstitüsü'nden bilim adamlarıyla işbirliği içinde, her çağda kaç tane gökada bulunduğunu incelediklerinde, daha erken bir zamanda şunu buldular: Evrenin gelişim aşamasında galaksilerin sayısı şu ana göre çok daha yüksekti.

Öyle görünüyor ki, evren yalnızca birkaç milyar yaşındayken, belirli bir uzay hacmindeki galaksilerin sayısı, bugünkü benzer hacimdekinden on kat daha fazlaydı. Bu galaksilerin çoğu düşük kütleli sistemlerdi.

şu anda Samanyolu'nu çevreleyen galaksilerinkine benzer kütlelere sahip.

Profesör Conselis şunları söyledi: "Bu çok şaşırtıcı çünkü Büyük Patlama'dan bu yana geçen 13,7 milyar yıllık kozmik evrim boyunca, yıldız oluşumu ve diğer galaksilerle birleşmeler yoluyla galaksilerin boyutunun arttığını biliyoruz.< 8 и ее последствия». Октябрь 2016. Ссылка на arXiv. Права на перевод принадлежат
Geçmişte daha fazla galaksinin varlığının belirlenmesi, sistemlerin kapsamlı birleşmesi yoluyla sayılarını azaltacak önemli bir evrimin meydana gelmiş olması gerektiğini ima ediyor. Galaksilerin büyük çoğunluğunu gözden kaçırıyoruz çünkü çok sönük ve uzaklar. Evrendeki galaksilerin sayısı astronomide temel bir sorudur ve uzaydaki galaksilerin %90'ı hala keşfedilmemiş olduğundan bu şaşırtıcıdır. Bu galaksileri yeni nesil teleskoplarla incelediğimizde ne gibi ilginç özellikler bulacağımızı kim bilebilir?”
“Z'deki galaksilerin yoğunluk dağılımı” makalesinin çevirisi
Yazarlar:
Christopher J. Conselice, Fizik ve Astronomi Okulu, Nottingham Üniversitesi, Nottingham, İngiltere.

Aaron Wilkinson, Leiden Gözlemevi Leiden Üniversitesi, Hollanda

Evrendeki galaksilerin yoğunluğunun dağılımı ve dolayısıyla toplam galaksi sayısı, kozmoloji alanındaki birçok problemin çözümünü etkileyen astrofizikteki temel bir sorudur. Ancak bu makalenin yayınlanmasından önce, bu önemli göstergenin yanı sıra bu sayıyı bulmak için net bir algoritmanın tanımı hakkında benzer ayrıntılı bir çalışma yapılmamıştı. Bu sorunu çözmek için, galaksi sayısı yoğunluğunun zamanın ve kütle sınırının bir fonksiyonu olarak nasıl değiştiğini belirlemek amacıyla $z \sim 8$'a kadar gözlemlenen galaktik yıldız kütle fonksiyonlarını kullandık. $M_* = 10^6M_\odot$'dan daha büyük galaksilerin toplam yoğunluğundaki ($\phi_T$) artışın $\phi_T \sim t^(-1)$ olarak azaldığını gösterdik; burada t, Evrenin yaşı. Ayrıca, $M_* > 10^7M_\odot$ gibi daha yüksek kütle limitlerinde bu eğilimin zamanla tersine döndüğünü ve daha ziyade arttığını gösterdik. $M_* = 10^6M_\odot$'ı alt sınır olarak kullanarak, $z = 8$'a kadar Evrendeki toplam galaksi sayısının şu şekilde olduğunu doğruladık: $2,0 (+0,7\choose -0,6) \times (10^) (12)) $ veya sadece 2,0 $ \time (10^(12))$ (iki trilyon!), yani Tüm Hubble Ultra Derin Alan tabanlı gökyüzü araştırmalarında görülenden neredeyse on kat daha büyük. Galaksi evrimi sürecini anlamak için bu sonuçların sonuçlarını tartışacağız ve sonuçlarımızı galaksi oluşumunun en son modelleriyle karşılaştıracağız. Bu sonuçlar aynı zamanda optik ve yakın kızılötesi bölgedeki kozmik arka plan ışığının muhtemelen gözlemlenemeyen bu sönük gökadalardan kaynaklandığını da göstermektedir. Ayrıca bu sonuçların, Olbers paradoksu olarak da bilinen gece gökyüzünün neden karanlık olduğu sorusunu nasıl yanıtladığını da göstereceğiz.

1. Giriş

Evreni ve onun özelliklerini keşfederken her zaman mutlak değerleri bilmek isteriz. Örneğin astronomik ilgi, galaksimizde kaç yıldız bulunduğunu, bu yıldızları çevreleyen kaç gezegenin (Fressin ve ark. 2013), Evrenin genel yoğunluğunun (örn. Fukugita ve Peebles 2004) ve özelliklerdeki diğer mutlakların hesaplanmasıdır. Evrenin. Bu sorulardan birine yaklaşık bir cevap burada verilmiştir - bu, galaksi sayısının toplam yoğunluğu ve dolayısıyla Evrendeki toplam galaksi sayısıdır.

Bu soru sadece boş bir merak değil, aynı zamanda kozmoloji ve astronomideki diğer birçok soruyla da bağlantılıdır. Galaksilerin yoğunluk dağılımı, oluşan sistem sayısına göre galaksi oluşumu/evrimi, dev galaksilerin cüce galaksilere oranlarının değişmesi, uzaktaki süpernova ve gama ışını patlama oranları, Evrendeki yıldız oluşum hızı ve nasıl oluştuğu gibi sorularla ilgilidir. birleşmeler yoluyla yeni galaksiler yaratılır/yok edilir (örneğin, Bridge ve diğerleri 2008; Conselice ve diğerleri 2014; Gözlemlenebilir Evrendeki galaksilerin sayısı aynı zamanda Evrendeki maddenin yoğunluğu (madde ve enerji), farklı dalga boylarındaki arka plan ışığı ve Olbers paradoksunun anlaşılması hakkında da bilgi verir. Ancak bu temel büyüklüğün hala iyi bir ölçümü yoktur. Teleskop kullanarak galaksilerin yoğunluk dağılımını inceleme yeteneğimiz ancak CCD kameraların ortaya çıkışıyla ortaya çıktı. Uzak galaksilerin ultra uzun menzilli keşfi 1990'larda başladı (örn. Koo & Kron 1992; Steidel & Hamilton 1992; Djorgovski ve diğerleri 1995) ve bugünkü derinliğine Hubble Uzay Teleskobu projeleriyle, özellikle de Hubble Derin Alanıyla (Williams et al.) ulaştı. al.1996). Daha sonra Hubble Deep Field South (Williams ve diğerleri, 2000), Büyük Gözlemevleri Kökenleri Araştırması (Giavalisco ve diğerleri 2004) ve CANDELS (Kozmik Düzenek Yakın Kızılötesi Derin Galaksi Dışı Miras Araştırması) çerçevesinde araştırmalara devam edildi. kızılötesi spektrumda araştırma (Grogin ve diğerleri 2011; Koekemoer ve diğerleri 2011) ve Evrenimizin bugüne kadarki en derin optik ve yakın kızılötesi araştırması olmaya devam eden Hubble Ultra Derin Alan (Beckwith ve diğerleri 2006) ile doruğa ulaştı. .
Ancak tüm bu çalışmalara rağmen galaksilerin genel yoğunluğunun zaman içinde nasıl bir evrim geçirdiği hala belirsizliğini koruyor. Bu ilginç bir soru çünkü yıldız oluşum hızının z ile arttığını ve sonra azaldığını biliyoruz.< 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.
Ultra uzun menzilli araştırmaların sonuçlarına dayanarak toplam galaksi sayısını belirlemenin kolay olmamasının birkaç nedeni vardır. Bunlardan biri, tüm ultra uzun menzilli gözlemlerin eksik olmasıdır. Bunun nedeni, maruz kalma süresi ve derinliğindeki sınırlamalardır ve bazı galaksilerin diğerlerinden daha kolay tespit edilmesine neden olur. Bunun sonucu, en uzun vadeli araştırmalarda bile tamamlanmamış, düzeltilebilecek ancak yine de belirsizlik bırakan bir tablodur. Ancak daha önemli sorun, teoriden şu anda gözlemleyebildiğimiz sınırların ötesinde çok daha fazla sönük galaksinin olması gerektiğini bilmemize rağmen, bu gözlemlerin en sönük galaksilere bile ulaşmamasıdır.
Evrendeki galaksilerin toplam yoğunluğundan ne kast ettiğimize de dikkat etmek önemlidir. Şu anda var olan toplam yoğunluk, prensipte gözlemlenebilen toplam yoğunluk ve modern teknolojiyle gözlemlenebilen toplam yoğunluk olarak tanımlanabilecek basit bir miktar değil, farklı cevapları olan farklı sorulardır. Ayrıca gözlemleyebildiğimizin üzerindeki kozmolojik ufukla sınırlı olmamız ve dolayısıyla onun ötesini göremediğimiz galaksilerin olması sorunu da var. Bugün Evrende var olan galaksilerin sayısı bile, yani tüm Evreni ışığın geçiş süresiyle sınırlı olmak yerine şu andaki haliyle düşünebilseydik, karmaşık bir sorudur. Uzak evrendeki galaksiler, ışık hızının sonlu doğası nedeniyle şu anda gözlemleyebildiğimizin ötesinde gelişmiştir ve muhtemelen görünür evrendekilere benzerdir. Bu yazıda tüm bu konuları, yani galaksi sayı yoğunluğunun mevcut gözlemlenebilir evrende z ~ 8'e kadar nasıl değiştiğini ele alıyoruz.
Karşılaştırma amacıyla, bu çalışmanın Ekinde, modern teleskoplarla tüm dalga boylarında görülebilen ve şu anda gözlemleyebildiğimiz galaksilerin sayısını da analiz ediyoruz.
Daha sonra bu verileri, ölçülen kütle fonksiyonlarına dayalı olarak Evrende potansiyel olarak gözlemlenebilecek toplam galaksi sayısına ilişkin ölçümlerle karşılaştırıyoruz. Ayrıca bu sonuçların galaksinin evrimi ve Evrenin arka plan radyasyonu hakkındaki bilgileri nasıl ortaya çıkardığını da tartışacağız. Ayrıca gelecekte yapılacak çalışmalar ve galaksilerin ne kadarını gözlemleyecekleri hakkında da bilgi veriyoruz.

Bu makale birkaç bölüme ayrılmıştır. §2, bu analizde kullandığımız verileri açıklamaktadır, §3, Evrendeki mevcut galaksilerin toplam sayısını elde etmek için galaksi yıldız kütle fonksiyonlarını analiz etmeye yönelik yöntemler de dahil olmak üzere bu çalışmanın sonuçlarını açıklamaktadır, §4 bu sonuçların sonuçlarını açıklamaktadır ve §5 Makalenin kısa bir özeti sunulmaktadır. Bu çalışmada standart kozmolojiyi kullanıyoruz: H 0 = 70 km s −1 Mpc −1 ve Ω m = 1 − Ω λ = 0,3.

2. Veri
Bu makale için kullandığımız veriler çok sayıda kaynaktan ve önceki çalışmalardan gelmektedir. Ek'te, bugüne kadar elde edilen en derin gözlemlere dayanarak, Evren'de şu anda kaç galaksiyi gözlemleyebildiğimizi açıklıyoruz. Buradaki ana makalede, herhangi bir galaktik girişim veya diğer bozulmalar olmadan gökyüzünün her yerinde tüm dalga boylarında derin görüntüleme gerçekleştirilirse, Evrende potansiyel olarak kaç galaksinin tespit edilebileceği sorusunu araştırıyoruz.
Bu analizin büyük bölümünde ve bu çalışmanın sonuçlarında, galaksi sayı yoğunluğunun zamanla ve kozmolojik kırmızıya kaymayla nasıl geliştiğini belirlemek için gözlemlenebilir Evren'den z ~ 8'e kadar galaksilerin kütle fonksiyonlarını kullanıyoruz.< 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.

Bu kütle ve parlaklık işlevleri artık yüksek kırmızıya kaymalarla ölçülmeye başlıyor ve birincil verilerimiz, Hubble ve yer istasyonlarından alınan yüksek hassasiyetli kızılötesi ve optik araştırmalar kullanılarak hesaplanan kütle işlevlerinden geliyor. Bu yazıda kullandığımız kütle fonksiyonları Schechter parlaklık fonksiyonu kullanılarak çizilmiştir. Tüm bu değerler §2'de bahsedilen çeşitli çalışmalardan alınmıştır. Kütle fonksiyonları kozmolojik kırmızıya kayma değerlerine bağlı olarak sunulur, soldaki grafik z'deki sistemleri gösterir< 1, средний график показывает 1 < z < 3 и z >3 (en sağda). Bu kütle fonksiyonları, düz renkli çizgiler, tam oldukları karşılık gelen verilerin sınırına kadar kütle fonksiyonları olacak şekilde gösterilmiştir ve noktalı çizgiler, $M_* = 10^6 M_\odot$ şeklinde ekstrapolasyonumuzu gösterir. 1 için kütle fonksiyonunun “en düz” grafiği< z < 3 взят из работы Muzzin et al. (2013) и для z >3 Grazian ve ark.'dan alınmıştır. (2015)

3. Galaksi yoğunluk dağılımı

3.1 Giriş ve Uyarılar

Evrendeki galaksilerin yoğunluğunu belirlemek için kullandığımız ana yöntem, belirli bir kozmolojik kırmızıya kayma için galaksilerin sayısını belirlenmiş kütle fonksiyonları aracılığıyla entegre etmektir. Bu, galaksi popülasyonunun kütlesi üzerinde minimum bir sınıra ulaşmak için yerleşik yıldız kütle fonksiyonlarının tahmin edilmesini gerektirir. Bunu yapmanın birçok yolu vardır ve bunları aşağıda tartışacağız. En önemli sorulardan biri, kütle fonksiyonlarının bir fonksiyonu olarak galaksilerin sayısını saymaya başlamamız gereken alt sınırdır. Z ~ 8'e kadar yıldız kütle fonksiyonlarını sağlayan son yayınlar sayesinde (örn. Duncan ve diğerleri 2014, Grazian ve diğerleri (2015), Song ve diğerleri (2015), artık bu hesaplamayı ilk kez yapabiliyoruz. Buradaki zorluk, Schechter parlaklık fonksiyonunun başlangıçta uygun olduğu veri sınırının altında tahmin edilip edilemeyeceğidir, bu da ayrıntılı olarak incelediğimiz bir sorudur.
Bu, Ek'te sunulan doğrudan gözlemlenen yaklaşımı tamamlar ve eğer kütle fonksiyonları doğru bir şekilde ölçülür ve doğru bir şekilde parametrelendirilirse, şu anda gözlemlenebilir Evrendeki galaksilerin sayısını ölçmenin daha doğru bir yoludur. Ancak bu yöntemin dikkatlice düşünülmesi ve analiz edilmesi gereken potansiyel tuzakları vardır. Bunun nedeni, ölçümlerin sadece fotometriden çok daha fazla faktöre bağlı olması ve galaksilerin sayısını ölçerken her zaman mevcut olan nesne tanımlama sorunlarıdır. Buradaki durum, yıldız kütlelerinin ve kırmızıya kaymaların ölçülmesiyle ilgili diğer belirsizliklerle ilgilidir.
Bununla birlikte, eğer bu belirsizlikleri hesaba katabilirsek, yerleşik kütle fonksiyonlarının entegrasyonu bize belirli bir kırmızıya kayma aralığında ölçülen belirsizlikle birlikte galaksilerin yoğunlukları hakkında bilgi verebilir.

Bu yöntemi, şu anda gözlemlenebilir Evren içindeki galaksilerin toplam yoğunluğunu kırmızıya kaymanın bir fonksiyonu olarak hesaplamak için kullanıyoruz. Bunu yapmak için, gözlemlenen kütle fonksiyonlarını doğrudan entegre etmiyoruz, ancak kırmızıya kaymanın bir fonksiyonu olarak toplam galaksi sayısı yoğunluğunu belirlemek için Schechter'in (1976) fonksiyonu tarafından verilen parametreli formu kullanıyoruz. Bu fonksiyonun formu şu şekilde verilmiştir:

1. sayfa 170-183 Yıldız astronomisi üzerine dersler. Loktin A.V., Marsakov V.A., 2009.
2. Astronet.ru'da HTML formatında yıldız astronomisi üzerine aynı dersler
3. I.V. Chilingaryan, Nesnelerin spektrumdaki enerji dağılımına göre sınıflandırılması
4. Galaksi Dışı Astronomi ve Kozmoloji Bilgi Tabanı, NASA ekstragalaktik veri tabanının (NASA/IPAC Galaksi Dışı Veritabanı, NED) bölümü - mikrodalga, kızılötesi, optik ve mor ötesi gökyüzü araştırmalarından elde edilen galaksilerin en büyük görüntü, fotometri ve spektrum deposu (UV) aralıkları.
5.
6.
7. Galaktik kütlelerin kozmolojik işlevi
8. Aşırı sönük galaksilerin özellikleri ve parlaklık fonksiyonları. Michael R. Blanton. Bu çalışmada çift Schechter parlaklık fonksiyonu sunulmuştur. Bölüm 4.2, sayfa 10.
9. Kuasarlar için sol ve sağ kesik Schechter parlaklık fonksiyonu. Lorenzo Zaninetti. 29 Mayıs 2017. Kuasarlar için Sol ve Sağdan Kesilmiş Schechter Parlaklık Fonksiyonu

Kozmolojik kırmızıya kayma aralığında z ~ 0 - 3, Perez-Gonzalez ve diğerleri tarafından yürütülen çalışmadan elde edilen kütle fonksiyonlarının belirlenmiş değerlerini ve hatalarını kullanıyoruz. (2008), Kajisawa ve ark. (2009), Fontana ve ark. ( , ), Caputi ve ark. (2011), Pozzetti ve ark.$!} (2007), Mortlock ve ark. (2011) ve Mortlock ve ark. (2015) Bu yıldız kütle fonksiyonları, SED uydurma (spektral enerji dağılımları uydurma) prosedürü kullanılarak nesnelerin yıldız kütlelerinin ölçülmesiyle belirlenir. Schechter fonksiyonu parametrelerinin farklı ölçümlerindeki büyük dağılıma rağmen, tüm bu bilgileri kullanılan farklı ölçüm yöntemleri ve modellerinin yanı sıra kozmik varyansı da hesaba katmak için kullanıyoruz. Schechter fonksiyonu tarafından parametrelendirilen bu kütle fonksiyonları, Şekil 1'de gösterilmektedir. Ayrıca, başlangıç ​​Chabrier kütle fonksiyonlarını (Chabrier IMF) kullanan çalışmaları da dönüştürüyoruz - Pozzetti ve ark.(2007), Duncan ve ark. (2014), Mortlock ve ark. (2015) ve Muzzin ve ark.

(2013), başlangıç ​​Kroupa kütle fonksiyonlarını (Kroupa IMF) başlangıç ​​Salpeter kütle fonksiyonlarına (Salpeter IMF) dönüştürür. Analizimizde kullandığımız değerlerin listesi $(!! show2_MathJax ? "Close": "Tablo 1" !$ .!}

Not α - Bu tablo, hesaplamalarımızı gerçekleştirmek için kullandığımız verilen Schechter fonksiyonlarının parametrelerini listeler. Pozzetti ve ark. (2007), Duncan ve ark. (2014) ve Mortlock ve ark. (2015) çalışmalarında ilk Chabrier kütle fonksiyonlarını (Chabrier IMF) kullanmışlar ve Muzzin ve diğerleri. (2013) Kroupa başlangıç ​​kütle fonksiyonlarını (Kroupa IMF) kullandı. α $(!! show2_MathJax ? "Kapat": "Tablo 1" ! Yalnızca parametrenin olduğu kütle fonksiyonlarını dikkate aldığımızı unutmayın.
Kozmolojik kırmızıya kaymanın yüksek değerleri için kütle fonksiyonları nispeten yeni bir parametredir, bu nedenle tutarlı ve tutarlı veriler elde etmek için elde edilen parlaklık fonksiyonlarını ultraviyole aralığında, esas olarak 1500˚A'da da analiz ettik. Bunu yapmak için Bouwens ve ark.'da yayınlanan verileri kullandık. (2011), McLure ve ark. (2009), McLure ve ark. (2013), Bouwens ve ark. (2015) ve Finkelstein ve ark.
(2015). McLure ve ark.

(2013) ve Bouwens ve ark. (2015), $z = 8$ ve $z = 9$'da en yüksek kozmolojik kırmızıya kaymalardaki galaksileri inceleyen 2012 Hubble Ultra Derin Alan HUDF12 araştırması da dahil olmak üzere en uzak Hubble Uzay Teleskobu araştırmalarından elde edilen verileri analiz etmektedir.

Yıldız kütle sınırını UV büyüklük sınırına dönüştürmek için Duncan ve ark.'da hesaplanan bu iki miktar arasındaki oranları kullanıyoruz. (2014). Duncan ve ark. (2014), UV'deki kütle ve ışık arasındaki doğrusal ilişkiyi ve bunun farklı kozmolojik kırmızıya kayma değerlerinde nasıl geliştiğini modelledi. Bunları, standart kütle sınırımız olan $M_* = 10^6M_\odot$'a karşılık gelen UV büyüklük sınırını belirlemek için kullanırız. Böylece yıldız kütle sınırımızı UV'deki mutlak büyüklük sınırıyla ilişkilendirebiliriz. Hesaplamalarımızda bu değerleri kullanmıyoruz ancak yıldız kütle fonksiyonlarından elde ettiğimiz sonuçlarımızın tutarlılığını kontrol etmek için bu parlaklık fonksiyonlarını kullanıyoruz.
Daha sonra, galaksi yoğunluğundaki bu artışın sonuçlarını, çeşitli temel astrofizik sorular için geriye dönüp baktığımızda tartışacağız. Galaksi sayısının yoğunluğunu entegre ederek şunu hesapladık: Evrendeki galaksilerin sayısı$z = 8$ için değeri $2,0 (+0,7\choose -0,6) \times (10^(12))$ idi ve prensipte gözlemlenebilir. Bu, doğrudan hesaplamaya göre yaklaşık on kat daha fazladır. Bu, henüz büyük bir sönük, uzak gökada popülasyonunu keşfetmediğimiz anlamına geliyor.

Galaksilerin astrofiziksel evrimi açısından, kırmızıya kayma ile tüm galaksilerin entegre edilebilir kütle fonksiyonlarındaki artışın birleşme modeliyle açıklandığını gösteriyoruz. Basit bir birleşme modelinin, $\tau=1,29 ± 0,35 Gyr$ birleşme zaman ölçeği ile galaksilerin sayısındaki azalmayı yeniden üretebildiğini gösterdik. Z = 1,5'te ortaya çıkan birleşme oranı, R ∼ 0,05 birleşme $Gyr^(−1) Mpc^(−3)$ olup, yapısal ve ikili analizden elde edilen değere yakındır. Bu yakınsak galaksilerin çoğu düşük kütleli sistemlerdir ve toplam yoğunluk hesaplanırken galaksi sayısı yoğunluğu alt sınırdan daha yüksek kütlelere doğru zamanla artar.

Son olarak, bulgularımızın gelecekteki araştırmalar için etkilerini tartışıyoruz.

Gelecekte, kütle fonksiyonları daha iyi SED modellemesi ve JWST ile Euclid/LSST'den alınan daha derin ve daha geniş veriler sayesinde daha iyi bilindikçe, genel galaksi sayısı yoğunluğunu daha doğru bir şekilde ölçebileceğiz ve böylece bu temel niceliğin daha iyi bir ölçümünü elde edebileceğiz.

Dili değiştir

Trilyonlarca yıldız uzayda eşit olmayan bir şekilde dağılmıştır. Zamanla, sanki şehir sakinleri şehirlere yerleşirken aralarındaki boşluklar boş kalmış gibi galaksilere dönüşürler. Gökyüzünde görülebilen tek tek yıldızlar, yaklaşık 200 milyar yıldız içeren sarmal şekilli Samanyolu galaksisine aittir. Bu, Evrenimizin orta kısmından yayılan yıldızlardan oluşan bir girdapla birlikte dönen devasa bir gaz ve toz diskidir.

Güneş sistemi, Dünya gezegeniyle birlikte onun çevresinde yer almaktadır. Armatürün tam bir devrimi tamamlaması 200 milyon yıldan fazla sürüyor ve hareketi 940.000 km/saat hızla gerçekleşiyor. Galaksideki yıldızlar arasındaki mesafe trilyonlarca kilometrelik boş alanla ölçülür. Ve onun ötesinde, aslında gördüğümüz Güneş'e çok benzeyen milyonlarca yıldıza sahip yüz milyarlarca galaksinin yaşadığı uzayın siyah boşluğu yatıyor. Aşırı mesafeler onların Ay kadar net görülmesine izin vermiyor. Gece gökyüzünde sadece küçük noktalar gibi görünüyorlar.

Ayrı konumdaki galaksiler ve hatta izole yıldızlar açık havalarda açıkça görülebilir. Örneğin Andromeda Bulutsusu bize en yakın galaksidir ve Samanyolu ile aynı sarmal şekle sahiptir. Bazı galaksiler, yıldızların kovanlarının etrafında dönen bir arı sürüsüne benzediği bir elips şeklindedir. Bu tür galaksilerdeki yıldızlar o kadar eskidir ki milyarlarca yıl sonra kırmızı devlere dönüşerek Evrenlerine kırmızı-turuncu tonlar verirler. Başka galaksi biçimleri de vardır: çift dışbükey merceğe benzeyenler, sarmal bir şekil veya şekilsiz (düzensiz) galaksiler.

Milyarlarca yıldır var olan galaksiler canlılara benzer: Doğarlar, içlerinde gaz emisyonları meydana gelir, inanılmaz miktarda enerji açığa çıkar ve yavaş yavaş birbirleriyle çarpışarak yeni galaksiler doğururlar. Bu tür çarpışmalar milyonlarca yıl sürer. İki farklı galaksinin çekim alanları yıldızları yörüngelerinden kaydırır ve şekil değiştirir.

Dolayısıyla bilim insanları, bilinen galaksilerin bu şekilde oluştuğunu varsayıyorlar. Örneğin iki spiral olan bir eliptik olana yol açar. Dolayısıyla Samanyolu'nun oluşumu onlarca, yüzlerce küçük galaksinin birleşmesini gerektirmiş olabilir. Modern teleskoplar o kadar güçlü ki, Dünya'dan 2 milyon ışıkyılı uzaklıktaki Evrenleri görüntüleyebiliyorlar. Astrofizikçiler artık galaksileri tam olarak milyonlarca yıl önceki haliyle görüyorlar.

(Astronomi@Science_Newworld).

Daha yakın zamanlarda, 1920'de ünlü gökbilimci Edwin Hubble, Samanyolu'nun var olan tek galaksi olmadığını kanıtlayabildi. Bugün, uzayın binlerce ve milyonlarca başka galaksiyle dolu olduğu ve bizimkinin arka planına karşı çok küçük göründüğü gerçeğine zaten alıştık. Peki evrende tam olarak kaç galaksi bize yakın? Bugün bu sorunun cevabını bulacağız.

Birden sonsuza.

Kulağa inanılmaz geliyor ama büyük büyükbabalarımız, hatta çoğu bilim insanı bile Samanyolu'nu bir metagalaksi, yani gözlemlenebilir evrenin tamamını kaplayan bir nesne olarak görüyordu. Hataları, o zamanın teleskoplarının kusurlu olmasıyla oldukça mantıklı bir şekilde açıklandı - en iyileri bile galaksileri bulanık noktalar olarak görüyordu, bu yüzden onlara evrensel olarak nebula deniyordu. Tıpkı güneş sistemimizin bir zamanlar oluştuğu gibi, sonunda yıldızların ve gezegenlerin onlardan oluşacağına inanılıyordu. Bu tahmin, 1796 yılında merkezinde bir yıldızın bulunduğu ilk gezegenimsi bulutsunun keşfiyle doğrulandı. Bu nedenle bilim adamları, gökyüzündeki diğer tüm bulutsu nesnelerin, yıldızların henüz oluşmadığı aynı toz ve gaz bulutları olduğuna inanıyorlardı.

İlk adımlar.

Doğal olarak ilerleme durmadı. Zaten 1845'te William Parsons, o zamanlar için devasa olan ve boyutu iki metreye yakın olan Leviathan teleskopunu inşa etti. "Nebulaların" aslında yıldızlardan oluştuğunu kanıtlamak isteyerek, astronomiyi modern galaksi kavramına ciddi şekilde yaklaştırdı. İlk kez tek tek galaksilerin sarmal şeklini fark edebildi ve aynı zamanda özellikle büyük ve parlak yıldız kümelerine karşılık gelen parlaklık farklılıklarını da tespit edebildi.

Ancak tartışma 20. yüzyıla kadar sürdü. Her ne kadar ilerici bilim camiasında Samanyolu'nun yanı sıra başka birçok galaksinin olduğu genel olarak kabul edilmiş olsa da, resmi akademik astronominin bunun için reddedilemez kanıtlara ihtiyacı vardı. Bu nedenle, dünyanın her yerinden teleskoplar, bize en yakın olan ve daha önce bir bulutsu olan Andromeda Galaksisi ile karıştırılan büyük galaksiye bakıyor.

Andromeda'nın ilk fotoğrafı 1888'de Isaac Roberts tarafından çekildi ve 1900-1910 yılları arasında ek fotoğraflar çekildi. Hem parlak galaktik çekirdeği hem de bireysel yıldız kümelerini gösteriyorlar. Ancak görüntülerin düşük çözünürlüğü hatalara izin veriyordu. Yıldız kümeleri olarak alınanlar bulutsular ya da görüntünün pozlanması sırasında "birbirine yapışan" birkaç yıldız olabilir. Ancak sorunun nihai çözümü çok uzakta değildi.

Modern resim.

Edwin Hubble, 1924'te yüzyılın başındaki rekorun sahibi olan bir teleskop kullanarak Andromeda galaksisine olan mesafeyi az çok doğru bir şekilde tahmin etmeyi başardı. O kadar büyük olduğu ortaya çıktı ki, nesnenin Samanyolu'na ait olduğu tamamen reddedildi (Hubble'ın tahmininin modern tahminden üç kat daha az olmasına rağmen). Gökbilimci ayrıca "Nebula"da açıkça görülen birçok yıldız keşfetti. Andromeda'nın galaktik doğasını doğruladı 1925'te meslektaşlarının eleştirilerine rağmen Hubble, çalışmalarının sonuçlarını Amerikan Astronomi Topluluğu konferansında sundu.

Bu konuşma astronomi tarihinde yeni bir döneme yol açtı - bilim adamları bulutsuları "Yeniden Keşfettiler", onlara galaksilerin unvanını verdiler ve yenilerini keşfettiler. Hubble'daki gelişmeler de onlara bu konuda yardımcı oldu; örneğin kırmızıya kaymanın keşfi. Bilinen galaksilerin sayısı, yeni teleskopların yapımı ve yenilerinin piyasaya sürülmesiyle arttı; örneğin, İkinci Dünya Savaşı'ndan sonra radyo teleskoplarının yaygın kullanımı.

Ancak 20. yüzyılın 90'lı yıllarına kadar insanlık, etrafımızdaki galaksilerin gerçek sayısı konusunda karanlıkta kaldı. Dünyanın atmosferi, en büyük teleskopların bile doğru bir görüntü elde etmesini engeller; gazlı kabuklar görüntüyü bozar ve yıldız ışığını emerek evrenin ufkunu bizden engeller. Ancak bilim insanları, adını zaten tanıdığınız bir gökbilimcinin adını taşıyan Hubble Uzay Teleskobu'nu fırlatarak bu sınırlamaları aşmayı başardılar.

Bu teleskop sayesinde insanlar ilk kez galaksilerin daha önce küçük bulutsular gibi görünen parlak disklerini gördüler. Ve daha önce gökyüzünün boş göründüğü yerde milyarlarca yeni keşfedildi - ve bu bir abartı değil. Ancak daha ileri araştırmalar, Hubble'ın görebildiği binlerce milyarlarca yıldızın bile gerçek sayının en az onda biri kadar olduğunu gösterdi.

Son sayım.

Peki evrende tam olarak kaç galaksi var? Birlikte saymamız gerekeceği konusunda sizi hemen uyarmalıyım; bu tür sorular, bilimsel değerden yoksun oldukları için genellikle gökbilimcilerin pek ilgisini çekmez. Evet, galaksileri katalogluyor ve izliyorlar; ancak yalnızca evrenin büyük ölçekli yapısını incelemek gibi daha büyük amaçlar için.

Ancak hiç kimse kesin sayıyı bulmayı taahhüt etmiyor. Birincisi, dünyamızın sonsuz olması, galaksilerin tam listesinin tutulmasını sorunlu hale getiriyor ve pratik anlamdan yoksun kılıyor. İkincisi, görünür evrendeki galaksileri bile saymak için bir astronomun tüm ömrü yeterli olmayacaktır. 80 yıl yaşasa, doğumundan itibaren galaksileri saymaya başlasa ve her galaksiyi keşfedip kaydetmek için bir saniyeden fazla zaman harcamasa bile, gökbilimci yalnızca 2 trilyon nesne bulacaktır; bu, gerçekte var olan galaksilerin sayısından çok daha azdır.

Yaklaşık sayıyı belirlemek için yüksek hassasiyetli uzay çalışmalarından birini ele alalım; örneğin Hubble teleskopunun 2004'teki "Ultra Derin Alanı". Teleskop, gökyüzünün tüm alanının 1/130'una eşit bir alanda 10 bin galaksiyi tespit edebildi. O dönemdeki diğer derinlemesine çalışmaların da benzer bir tablo gösterdiği göz önüne alındığında, sonucun ortalamasını alabiliriz. Dolayısıyla Hubble'ın hassasiyeti dahilinde evrenin her yerinden 130 milyar galaksi görüyoruz.

Ancak hepsi bu değil. Ultra Deep Field'ın ardından yeni detaylar ekleyen birçok çekim daha yapıldı. Ve sadece Hubble'ın çalıştırdığı görünür ışık spektrumunda değil, aynı zamanda kızılötesi ve x-ışınlarında da. 2014 yılı itibarıyla 14 milyar ışıkyılı yarıçapında 7 trilyon 375 milyar galaksi elimizde bulunmaktadır.

Ancak bu yine minimum bir tahmindir. Gökbilimciler galaksiler arası uzaydaki toz birikimlerinin gözlemlediğimiz nesnelerin %90'ını alıp götürdüğüne inanıyor; 7 trilyon kolaylıkla 73 trilyona dönüşüyor. Ancak James Webb teleskopu güneşin yörüngesine girdiğinde bu rakam daha da sonsuza ulaşacak. Bu cihaz, Hubble'ın günlerce ulaştığı yere dakikalar içinde ulaşacak ve evrenin daha da derinlerine nüfuz edecek.

👁 564

Daha yakın zamanlarda, 1920'de ünlü gökbilimci Edwin Hubble, bizimkinin var olan tek gökbilimci olmadığını kanıtlamayı başardı. Bugün, uzayın binlerce ve milyonlarca başka galaksiyle dolu olduğu ve bizimkinin arka planına karşı çok küçük göründüğü gerçeğine zaten alıştık. Peki yakınımızda tam olarak kaç galaksi var? Bugün bu sorunun cevabını bulacağız.

Birden sonsuza

Kulağa inanılmaz geliyor ama büyük büyükbabalarımız, hatta çoğu bilim insanı bile Samanyolu'nu bir metagalaksi, yani gözlemlenebilir Evrenin tamamını kaplayan bir nesne olarak görüyordu. Hataları oldukça mantıklı bir şekilde o zamanın kusurlarıyla açıklandı - en iyileri bile galaksileri bulanık noktalar olarak görüyordu, bu yüzden onlara evrensel olarak nebula deniyordu.

Tıpkı bizimkinin bir zamanlar oluştuğu gibi, zamanla onların da onlardan oluştuğuna inanılıyordu. Bu tahmin, merkezinde bir yıldızın bulunduğu ilkinin 1796'da keşfedilmesiyle doğrulandı. Bu nedenle bilim adamları, gökyüzündeki diğer tüm bulutsu nesnelerin aynı olduğuna ve yıldızların henüz oluşmadığına inanıyorlardı.

İlk adımlar

Doğal olarak ilerleme durmadı. Zaten 1845'te William Parsons, o zamanlar için devasa olan ve boyutu iki metreye yakın olan Leviathan teleskopunu inşa etti. "Nebulaların" aslında yıldızlardan oluştuğunu kanıtlamak isteyerek astronomiyi modern galaksi kavramına ciddi şekilde yaklaştırdı. İlk kez tek tek galaksilerin sarmal şeklini fark edebildi ve aynı zamanda özellikle büyük ve parlak olanlara karşılık gelen parlaklık farklılıklarını da tespit edebildi.

Ancak tartışma 20. yüzyıla kadar sürdü. Her ne kadar ilerici bilim camiasında Samanyolu'nun yanı sıra başka birçok galaksinin olduğu genel olarak kabul edilmiş olsa da, resmi akademik astronominin bunun için reddedilemez kanıtlara ihtiyacı vardı. Bu nedenle, dünyanın her yerinden teleskoplar, daha önce bir bulutsu ile karıştırılan, bize en yakın büyük galaksiye bakıyor.

Andromeda'nın ilk fotoğrafı 1888'de Isaac Roberts tarafından çekildi ve 1900-1910 yılları arasında ek fotoğraflar çekildi. Hem parlak galaktik çekirdeği hem de bireysel yıldız kümelerini gösteriyorlar. Ancak görüntülerin düşük çözünürlüğü hatalara izin veriyordu. Yıldız kümeleri sanılan şey bulutsular ya da görüntünün pozlanması sırasında "birbirine yapışan" birkaç yıldız olabilir. Ancak sorunun nihai çözümü çok uzakta değildi.

Modern resim

1924 yılında Edwin Hubble, yüzyılın başındaki rekor kıran teleskopu kullanarak Andromeda galaksisine olan mesafeyi az çok doğru bir şekilde tahmin edebildi. O kadar büyük olduğu ortaya çıktı ki, nesnenin Samanyolu'na ait olduğu tamamen reddedildi (Hubble'ın tahmininin modern tahminden üç kat daha az olmasına rağmen). Gökbilimci ayrıca "bulutsu"da Andromeda'nın galaktik doğasını açıkça doğrulayan birçok yıldız keşfetti. 1925'te meslektaşlarının eleştirilerine rağmen Hubble, çalışmasının sonuçlarını Amerikan Astronomi Topluluğu'nun bir konferansında sundu.

Bu konuşma astronomi tarihinde yeni bir döneme yol açtı - bilim adamları bulutsuları "yeniden keşfettiler", onlara galaksilerin adını verdiler ve yenilerini keşfettiler. Hubble'ın başarıları da onlara bu konuda yardımcı oldu; örneğin kırmızıya kaymanın keşfi. Bilinen galaksilerin sayısı, yeni teleskopların inşası ve yenilerinin piyasaya sürülmesiyle arttı; örneğin, II. Dünya Savaşı'ndan sonra radyo teleskoplarının yaygın kullanımı.

Ancak 20. yüzyılın 90'lı yıllarına kadar insanlık, etrafımızdaki galaksilerin gerçek sayısı konusunda karanlıkta kaldı. Atmosfer, en büyük teleskopların bile doğru bir görüntü elde etmesini engeller; gazlı kabuklar görüntüyü bozar ve yıldız ışığını emerek Evrenin ufkunu bizden engeller. Ancak bilim insanları, adını zaten tanıdığınız bir gökbilimcinin adını taşıyan uzay aracını fırlatarak bu kısıtlamaları aşmayı başardılar.

Bu teleskop sayesinde insanlar ilk kez galaksilerin daha önce küçük bulutsular gibi görünen parlak disklerini gördüler. Ve daha önce gökyüzünün boş göründüğü yerde milyarlarca yeni keşfedildi - ve bu bir abartı değil. Ancak daha ileri araştırmalar, Hubble'ın görebildiği binlerce milyarlarca yıldızın bile gerçek sayının en az onda biri kadar olduğunu gösterdi.

Son sayım

Peki evrende tam olarak kaç galaksi var? Birlikte saymamız gerekeceği konusunda sizi hemen uyarmalıyım; bu tür sorular, bilimsel değerden yoksun oldukları için genellikle gökbilimcilerin pek ilgisini çekmez. Evet, galaksileri katalogluyor ve izliyorlar; ancak yalnızca Evrenin büyük ölçekli yapısını incelemek gibi daha küresel amaçlar için.

Ancak hiç kimse kesin sayıyı bulmayı taahhüt etmiyor. Birincisi, dünyamızın sonsuz olması, galaksilerin tam listesinin tutulmasını sorunlu hale getiriyor ve pratik anlamdan yoksun kılıyor. İkincisi, görünür Evren içindeki galaksileri bile saymak için bir gökbilimcinin tüm ömrü yeterli olmayacaktır. 80 yıl yaşasa, doğumundan itibaren galaksileri saymaya başlasa ve her galaksiyi keşfedip kaydetmek için bir saniyeden fazla zaman harcamasa bile, gökbilimci yalnızca 2 trilyon nesne bulacaktır; bu, gerçekte var olan galaksilerin sayısından çok daha azdır.

Yaklaşık sayıyı belirlemek için yüksek hassasiyetli uzay çalışmalarından bazılarını ele alalım; örneğin Hubble teleskopunun 2004'teki "Ultra Derin Alanı". Teleskop, gökyüzünün tüm alanının 1/13.000.000'ine eşit bir alanda 10 bin galaksiyi tespit edebildi. O dönemdeki diğer derinlemesine çalışmaların da benzer bir tablo gösterdiği göz önüne alındığında, sonucun ortalamasını alabiliriz. Dolayısıyla Hubble'ın hassasiyeti dahilinde evrenin her yerinden 130 milyar galaksi görüyoruz.

Ancak hepsi bu değil. Ultra Deep Field'ın ardından yeni detaylar ekleyen birçok çekim daha yapıldı. Ve sadece Hubble'ın çalıştırdığı görünür ışık spektrumunda değil, aynı zamanda kızılötesi ve x-ışınlarında da. 2014 yılı itibarıyla 14 milyar ışıkyılı yarıçapında 7 trilyon 375 milyar galaksi elimizde bulunmaktadır.

Ancak bu yine minimum bir tahmindir. Gökbilimciler galaksiler arası uzaydaki toz birikimlerinin gözlemlediğimiz nesnelerin %90'ını alıp götürdüğüne inanıyor; 7 trilyon kolaylıkla 73 trilyona dönüşüyor. Ancak James Webb teleskobu yörüngeye girdiğinde bu rakam daha da sonsuza ulaşacak. Bu cihaz, Hubble'ın günlerce ulaştığı yere dakikalar içinde ulaşacak ve evrenin daha da derinlerine nüfuz edecek.

Malzemelere dayalı

Etrafımızdaki uzay sadece gece gökyüzünde parıldayan yalnız yıldızlar, gezegenler, asteroitler ve kuyruklu yıldızlardan ibaret değil. Uzay, her şeyin birbiriyle yakın etkileşim içinde olduğu devasa bir sistemdir. Gezegenler yıldızların etrafında gruplanır ve onlar da bir küme veya bulutsu halinde toplanır. Bu oluşumlar tek armatürlerle temsil edilebilir veya yüzlerce, binlerce yıldızı numaralandırarak daha büyük ölçekli evrensel oluşumlar (galaksiler) oluşturabilirler. Yıldız ülkemiz Samanyolu galaksisi, içinde başka galaksilerin de bulunduğu geniş Evrenin yalnızca küçük bir kısmıdır.

Yıldızlı gökyüzü

Evren sürekli hareket halindedir. Uzaydaki herhangi bir nesne belirli bir galaksinin parçasıdır. Yıldızların ardından, her biri kendi büyüklüğüne, yoğun evrensel düzende belirli bir yere ve kendi hareket yörüngesine sahip galaksiler de hareket eder.

Evrenin gerçek yapısı nedir?

Uzun bir süre, insanlığın uzay hakkındaki bilimsel fikirleri, güneş sistemindeki gezegenler, yıldız evimiz Samanyolu galaksisinde yaşayan yıldızlar ve kara delikler etrafında inşa edildi. Teleskoplar kullanılarak uzayda tespit edilen diğer galaktik nesneler otomatik olarak galaktik uzayımızın yapısına dahil edildi. Buna göre Samanyolu'nun tek evrensel oluşum olmadığına dair hiçbir fikir yoktu.

Edwin Hubble

Sınırlı teknik yetenekler, geleneksel görüşe göre boşluğun başladığı Samanyolu'nun ötesine bakmamıza izin vermedi. Ancak 1920'de Amerikalı astrofizikçi Edwin Hubble, Evrenin çok daha büyük olduğuna ve bu devasa ve sonsuz dünyada galaksimizle birlikte başka büyük ve küçük galaksilerin de olduğuna dair kanıt bulabildi. Evrenin gerçek bir sınırı yoktur. Bazı nesneler bize oldukça yakın, Dünya'dan sadece birkaç milyon ışıkyılı uzaklıkta bulunuyor. Diğerleri ise tam tersine, Evrenin uzak köşesinde yer alır ve görüş alanı dışındadır.

Aradan neredeyse yüz yıl geçti ve bugün galaksilerin sayısının yüzbinlerce olduğu tahmin ediliyor. Bu arka plana karşı, Samanyolu'muz çok küçük olmasa da hiç de o kadar büyük görünmüyor. Günümüzde boyutları matematiksel analiz için bile zor olan galaksiler zaten keşfedilmiştir. Örneğin Evrendeki en büyük galaksi olan IC 1101'in çapı 6 milyon ışık yılıdır ve 100 trilyondan fazla yıldızdan oluşur. Bu galaktik canavar gezegenimizden bir milyar ışık yılından daha uzakta bulunuyor.

Boyut karşılaştırması

Küresel ölçekte Evren olan bu kadar büyük bir oluşumun yapısı boşluk ve yıldızlararası oluşumlar - filamentler ile temsil edilir. İkincisi ise üstkümelere, galaksiler arası kümelere ve galaktik gruplara bölünmüştür. Bu devasa mekanizmanın en küçük halkası, çok sayıda yıldız kümesiyle (kollar ve gaz bulutsuları) temsil edilen galaksidir. Evrenin sürekli olarak genişlediği, dolayısıyla galaksilerin Evrenin merkezinden çevresine doğru muazzam bir hızla hareket etmesine neden olduğu varsayılmaktadır.

Evrenin merkezinde yer aldığı varsayılan Samanyolu galaksimizden uzayı gözlemlediğimizi hayal edersek, Evrenin yapısının büyük ölçekli bir modeli şu şekilde görünecektir.

Karanlık madde, yani boşluk, üstkümeler, galaksi kümeleri ve bulutsular, Evrenin oluşumunun başlangıcını belirleyen Büyük Patlama'nın sonuçlarıdır. Bir milyar yıl boyunca yapısı bir dönüşüme uğrar, galaksilerin şekli değişir, bazı yıldızlar kara delikler tarafından yutulurken kaybolur, diğerleri ise tam tersine süpernovaya dönüşerek yeni galaktik nesneler haline gelir. Milyarlarca yıl önce galaksilerin düzeni şu anda gördüğümüzden tamamen farklıydı. Öyle ya da böyle, uzayda meydana gelen sürekli astrofiziksel süreçlerin arka planına karşı, Evrenimizin sabit bir yapıya sahip olmadığı sonucuna varabiliriz. Tüm uzay nesneleri konumlarını, boyutlarını ve yaşlarını değiştirerek sürekli hareket halindedir.

Hubble Teleskobu

Bugüne kadar Hubble teleskopu sayesinde bize en yakın galaksilerin konumlarını tespit etmek, boyutlarını belirlemek ve dünyamıza göre konumlarını belirlemek mümkün olmuştur. Gökbilimcilerin, matematikçilerin ve astrofizikçilerin çabalarıyla Evrenin bir haritası derlendi. Tek galaksiler tespit edildi, ancak çoğunlukla bu kadar büyük evrensel nesneler bir grupta birkaç düzineden oluşan gruplar halinde gruplanıyor. Böyle bir gruptaki galaksilerin ortalama büyüklüğü 1-3 milyon ışıkyılıdır. Samanyolu'nun ait olduğu grupta 40 gökada bulunmaktadır. Gruplara ek olarak galaksiler arası uzayda çok sayıda cüce galaksi var. Kural olarak, bu tür oluşumlar Samanyolu, Üçgen veya Andromeda gibi daha büyük galaksilerin uydularıdır.

Evrenin Bileşimi

Evreni keşfetmeye yönelik adımlar

Evrenin modern haritası yalnızca uzaydaki konumumuzu belirlememize izin vermekle kalmıyor. Bugün, güçlü radyo teleskoplarının varlığı ve Hubble teleskopunun teknik yetenekleri sayesinde, insanoğlu yalnızca Evrendeki galaksilerin sayısını yaklaşık olarak hesaplamakla kalmayıp, aynı zamanda türlerini ve çeşitlerini de belirleyebilmiştir. 1845 yılında, İngiliz gökbilimci William Parsons, gaz bulutlarını incelemek için bir teleskop kullanarak, farklı alanlarda yıldız kümelerinin parlaklığının daha fazla veya daha az olabileceği gerçeğine odaklanarak galaktik nesnelerin yapısının sarmal doğasını ortaya çıkarmayı başardı. .

Yüz yıl önce, diğer galaksiler arası nesnelerin varlığı matematiksel olarak kanıtlanmış olmasına rağmen, Samanyolu bilinen tek galaksi olarak kabul ediliyordu. Uzay bahçemiz adını eski çağlardan almıştır. Gece gökyüzündeki sayısız yıldıza bakan eski gökbilimciler, konumlarının karakteristik bir özelliğini fark ettiler. Ana yıldız kümesi, sıçrayan sütün yolunu anımsatan hayali bir çizgi üzerinde yoğunlaşmıştı. Samanyolu Galaksisi ve bir başka iyi bilinen Andromeda galaksisinin gök cisimleri, uzay çalışmalarının başladığı ilk evrensel nesnelerdir.

Yıldız komşular

Çubuklu galaksiler

Çubuklu galaksiler çok daha az yaygındır. Tüm sarmal gökadaların yaklaşık yarısını oluştururlar. Spiral oluşumlardan farklı olarak bu tür galaksiler, merkezde bulunan en parlak iki yıldızdan akan, çubuk adı verilen bir köprüden kaynaklanır. Böyle bir oluşumun çarpıcı bir örneği Samanyolu ve Büyük Macellan Bulutu gökadamızdır. Daha önce bu oluşum düzensiz gökadalar olarak sınıflandırılıyordu. Jumper'ın görünümü şu anda modern astrofizikteki ana araştırma alanlarından biridir. Bir versiyona göre, yakındaki bir kara delik, komşu yıldızlardan gazı emer ve emer.

Evrendeki en güzel galaksiler sarmal ve düzensiz galaksi türleridir. En güzellerinden biri, Canes Venatici gök takımyıldızında bulunan Whirlpool Galaxy'dir. Bu durumda galaksinin merkezi ve aynı yönde dönen spiraller açıkça görülebilmektedir. Düzensiz galaksiler, net bir yapıya sahip olmayan, kaotik bir şekilde konumlanmış yıldız üstkümeleridir. Böyle bir oluşumun çarpıcı bir örneği, Kuzgun takımyıldızında yer alan NGC 4038 numaralı galaksidir. Burada, devasa gaz bulutları ve nebulaların yanı sıra, uzay nesnelerinin düzenindeki tam bir düzen eksikliğini de görebilirsiniz.

Girdap Galaksisi

Sonuçlar

Evreni sonsuza kadar inceleyebilirsiniz. Her seferinde yeni teknik araçların ortaya çıkmasıyla insan, uzayın perdesini kaldırıyor. Galaksiler, hem psikolojik açıdan hem de bilimsel açıdan insan zihni için uzaydaki en anlaşılmaz nesnelerdir.