Ono što smo naučili o evoluciji galaksija tijekom posljednjih 20 godina • Marat Mussin • Znanstvene vijesti o "Elementima" • Astronomija, evolucija galaksija

Ono što smo naučili o evoluciji galaksija tijekom proteklih 20 godina

Sl. 1. Kolizijske galaksije NGC 2207 i IC 2163. Udaranja i spajanja galaksija jedan su od vrlo učinkovitih mehanizama za stvaranje novih zvijezda galaksija. Fotografija iz hubblesite.org

Prvi članci o povijesti stvaranja zvijezda u svemiru objavljeni su prije više od 20 godina, a stotine znanstvenika širom svijeta još uvijek aktivno traže opće obrasce formiranja i evolucije galaksija u posljednjih 10 milijardi godina. Sada znamo da se povijest galaksija može promatrati kao koherentan proces u kojem svaka sljedeća epoha logično slijedi od prethodne, a ništa ne ostaje nepromijenjeno. Nudimo Vam pregled trenutnog stanja u ovom području astrofizike.

"Povijest stvaranja zvijezda u svemiru"

Još uvijek ne znamo mnogo o galaksiji, ali možemo već sigurno reći: oni se razvijaju. Potječu iz oblaka tamne materije, prolaze kroz nekoliko stupnjeva (ne nužno u tom redoslijedu): porast gustoće i hlađenja izvornog plina, njezina fragmentacija u manje oblake s kojih se pojavljuju prve zvijezde, stupanj formiranja aktivne zvijezde, pojava supermasivne crne rupe u sredini , apsorpcija patuljastih galaksija,iscrpljenost materijala za stvaranje novih zvijezda, promjena u morfologiji zbog postupne evolucije ili sudara s drugim masivnim galaksijama (Slika 1).

Evolucija galaksija ide bez zaustavljanja već milijarde godina: oni steknu masu, mijenjaju veličinu i gustoću, osvjetljuju nove zvijezde, a stare umiru, a sve to utječe na vidljive boje galaksija. Nemoguće je promatrati te promjene: previše živimo za to. Ali posljednjih desetljeća, na temelju onoga što je vidljivo, astrofizičari su uspjeli napraviti evolucijski model galaksija.

Galaksija je vrlo složena struktura. Opisujući ga u detalje, opisujući svaku komponentu zasebno, više nije lak zadatak, a kada broje galaksije milijunima ili čak milijardama, to je potpuno nemoguće. Stoga se, govoreći o općim svojstvima galaksija raspršenih diljem Svemira, znanstvenici se obično ograničavaju na nekoliko najvažnijih parametara: masa (mjerena u sunčanim masama), veličina (u kiloparcima), udaljenost od nas (obično izražena u dimenzioniranim redshift jedinicama). z), broj novih zvijezda koje se pojavljuju u ovoj galaksiji (brzina stvaranja zvijezda), metalikost (broj elemenata teži od vodika i helija)količinu prašine, plina i tamne tvari i, konačno, morfologije (galaksije mogu biti disk, sferne, leće ili nepravilne).

To je sve u teoriji. U stvarnosti, znanje o galaksiji je bilo nepotpuno ili je njezina točnost izuzetno niska. Ako pitate astrofizici da odaberu samo tri parametra kojima će morati proučavati galaksije, on će reći: "Daj mi masu, crvenu smjenu i brzinu formiranja zvijezde". Ti su parametri dovoljni da računalni model stave podatke o nekoj poznatoj galaksiji i, počevši od vrlo primarnog oblika tamne materije koji služi kao gravitacijska zamka za vodik, dobiva milijarde godina (u vremenskoj skali galaksije, računalo izvodi ove operacije u nekoliko minuta) galaksija vrlo slična onoj koju promatramo.

Ako evolucija jedne galaksije opisuje povijest života svih njegovih elemenata, što se događa ako pokušamo istražiti evoluciju svih galaksija koje su nam dostupne u Svemiru? Zasebne galaksije mogu se rađati, sudarati i umrijeti, ali pitam se jesu li imali, privlačeći analogiju s poviješću čovječanstva, vlastitim starim svijetom, srednjovjekovnim, novim vremenom? Je li moguće reći da,Unatoč stohastičkom procesu formiranja i evolucije svake galaksije odvojeno, postoje epohe kada većina galaksija ima specifična svojstva – upravo takva, ali ne drugačija – i razlog za to je poznat nama? Ispalo je da da.

Po prvi put, ideja o istraživanju promjena svih galaksija tijekom vremena kao jednog procesa, napisao je astrofizičar Simon Lilly u svom članku "The Canada-France Redshift Survey: Unlimited to z ~ 1" samo četiri stranice – članak je bio od temeljne važnosti.

Njegova je ideja bila razvrstati sve dostupne galaksije udaljavanjem od nas. Zbog finite brzine svjetlosti, ovo je jednako razvrstavanju do trenutka kada je svjetlost došla iz njega: vidimo galaksije u blizini, kakvi jesu, galaksije smještene u crvenoj smjeni z = 1, – kao prije 8 milijardi godina (crveni pomak z = 1 otprilike odgovara udaljenosti od 8 milijardi svjetlosnih godina; za pojedinosti pogledajte dijagram). Galaksije su podijeljene u skupine: galaksije koje nisu daleko od milijardu svjetlosnih godina od nas; galaksije između jedne i dvije milijarde svjetlosnih godina, i tako dalje. Nakon što je izračunao brzinu stvaranja zvijezda u galakticima u sunčanim masama godišnje i podijelivši ga s volumenom sferičnog sloja,dobio je gustoća stvaranja zvijezda u galaksijama u određenoj epohi (Slika 2). Slijedi stvar tehnologije: trebate staviti ove točke na grafikon gustoće prema vremenu, a zatim možete saznati kako se prosječna gustoća formacije zvijezda Svemira promijenila tijekom vremena.

Sl. 2. Raspored iz članka Limea iz 1996. – znanstvenici ga nazivaju "povijest stvaranja zvijezda u svemiru" (zvijezda povijesti svemira). Točke na grafikonu pokazuju stopu stvaranja zvijezde ovisno o crvenom mijenjanju. nula na horizontalnoj osi odgovara trenutnom vremenu, oznaku 4 puta nakon samo jedne milijarde godina nakon Velikog praska

Prolazeći od formacije zvijezda do mase nije teško, ideja je kako slijedi. Ako se u novoj galaksiji formira prosječno 100 zvijezda sa solarnim masama tijekom jedne godine, onda ćemo jednostavnim zbrajanjem dobiti da će za tisuću godina biti stotinu tisuća zvijezda i mase se može uzeti kao 105 Sunčano je. Za složenije sustave, umjesto zbrajanja, koristi se integracija vremena stvaranja zvijezda tijekom vremena. Dakle, uvijek je moguće staviti stopu stvaranja zvijezde u skladu s ukupnom masom galaksije, što znači da konstruira graf rasta prosječne zvjezdane gustoće u svemiru za sve vrijeme koje je dostupno za promatranje.Fantastično lijep posao, gdje je povijest cijelog Svemira skrivena u nekoliko točaka i krivulja!

Mase su različite

Ovdje je potrebno napraviti digresiju kako bi se utvrdila koja masa mi zapravo mjeri. Prema suvremenim konceptima postoje dvije vrste mase – tamne materije čije čestice još nisu pronađene, o čijoj prirodi možemo samo nagađati, i našu uobičajenu baryonsku masu, uključujući protone i neutrone. Sastav i postotak raznih komponenti barionske materije zasebna je i složena tema, no članak Schulle, Smith i Danforth 2012 daje sljedeći omjer koji, unatoč dopuštenim pogreškama u čak 50%, općenito prihvaća znanstvena zajednica:

  • 57% baryonske mase je vruća plazma i ono što se zove toplo-vruće intergalaktički medij (topli vrući intergalaktički medij). Ta tvar nije gravitativno povezana s galaksijama i najvjerojatnije nikada nije bila dio njih, i previše je vruća da se kondenzira i počinje stvarati zvijezde pod djelovanjem samopravudosti.
  • 5% je izuzetno rijetka tvar koja je gravitativno povezana s klasterima galaksija, ali ne pripada niti jednoj galaksiji zasebno.
  • 7% je plin (uključujući molekularni plin), koji je gravitativno povezan s nekom galaksijom. Ovo je građevinski materijal za nove zvijezde ili tvar koja je eksplodirana supernova već izbačena iz njihovih dubina.
  • 0,1% je prašina. Čini se da je riječ o vrlo malom, ali najštetnijem dijelu supstancije Svemira: skrivajući mnoge detalje galaksija i iskrivljujućih boja, on ometa astronome, bez obzira na to (osim ako proučavaju samu prašinu). Utjecaj prašine je univerzalan – kao što vidimo gore kada vozimo na prašnjavom putu, tako da teleskope "muče". Da bi se prevladali učinci prašine, znanstvenici razvijaju infracrvene teleskope, ali o tome ćemo razgovarati malo kasnije.
  • 0,01% je masa svih supermasivnih crnih rupa u galaktikama.
  • 6% su zvijezde. To je točno težina koju je Simon Lilly izmjerio. Samo 6%, ali ovo je najvažniji interes za nas. Doista, po definiciji, galaksija je gravitacijski vezan sustav zvijezda!

Pozorno čitatelj će primijetiti da ako zbrojite sve postotke, nešto će se propustiti. A mi ne govorimo o planetima, kometama i astroidima – njihova ukupna masa je manja od tisućiti od ukupne barionske mase. Ta je masa izmjerena rezultatima više svemirskih zadataka (npr. WMAP i Planck) kako bi proučavali homogenost pozadinskog zračenja – toplinskog šuma s temperaturom od 2.725 K.Pokazalo se da je CMB zračenje doista homogeno s visokim stupnjem točnosti, tj. To je "otisak" Velikog praska, sačuvan u Svemiru. Male nejednakosti koje se mogu vidjeti na karti rezultat su Syunyaev-Zeldovich efekta, u kojem područja s velikim brojem barionskih toplinskih relikuma fotoni malo iznad opće pozadine.

Proučavanje tih nehomogenosti, kao i ograničenja koje nameću teorije primarne tvari materije neposredno nakon Velikog praska, dali su znanstvenicima ideju o cijeloj barionskoj misi u Svemiru. I pokazalo se da oko 25% mase postoji u obliku koji još uvijek nije poznat (još jednom naglašavamo da govorimo o bararonskoj misi, a ne o tamnoj materiji). "Nedostaje baryonska masa", kako su znanstvenici počeli nazivati, nedavno je otkriven pomoću teleskopa rendgenskih zraka i to je crijep vruće plazme koji se proteže između para galaksija, stvarajući neku vrstu galaktičke bućice (pogledajte vijesti Astrophysics during nogomet: potvrda GR na galaktičkim mjerama i nedostajući baryon tvari, "Elements", 07/02/2018 i članak A. de Graaff i dr., 2017.Nedostaju barioni na kozmičkom webu otkriveni Sunyaev-Zel'dovich efektom).

Dakle, potrebno je da se slažemo da kada se nastavimo govoriti o masi galaksija, mislimo na zvjezdanu masu, to jest masu galaksije koja se nalazi u svim zvijezdama, a mi ćemo ga izraziti u solarnim masama (na primjer, zvjezdana masa našeg Mliječnog puta oko 60 milijardi solarnih i galaktikatima Andromede -103 milijardi solarnih).

Određivanje mase galaksija

Sada kada znamo koju masu trebamo, pokušajmo je utvrditi. Jedine informacije koje nam dolaze iz galaksija su lagane. Prijelaz svjetlosti u masu je ne-trivijalni zadatak, u kojem postoji i mnogo suptilnosti. Počnimo s svjetlom iz jedne zvijezde. Poznati dijagram Hertzsprung-Russell omogućuje nam da za svaku zvijezdu pronađemo (gotovo) jedinstvenu poziciju na grafikonu svjetlosti boja, što također može biti interpretirano kao odnos masene i temperature. Dakle, nakon određivanja boje zvijezde, može se jednoznačno otkriti njegova masa, temperatura i, u mnogim slučajevima, dob. U sl. 3, vodoravna os prikazuje boju zvijezde u neobičnim jedinicama. B – V je zvjezdana razlika u veličini zvijezde dobivene u filteru B, koji prolazi plavim i u filteru V, koji prolazi zelenim, žutim i narančastim.Zvijezda koja je jednako sjajna u oba filtra (i, kako se može vidjeti na grafikonu, sto puta svjetlija od Sunca) odgovara nuli na ovoj osi, a što je dalje po osi u pozitivnoj regiji zvijezda – to je crveniji. Ako astronomi pronađu skupinu objekata za koje B – V = 0, a svjetlost prelazi sunčevu, a ne stotinu puta koliko je očekivano, već stotinu tisuća, to će biti vrlo mladi klaster, u kojem se nalazi samo tisuću zvijezda, svaka svjetlija od Sunca u 100 puta.

Sl. 3. Hertzsprung – Russellov dijagram. Slika od ru.wikipedia.org

S galaksijama sve je složeno. Prvo, u bilo kojoj galaksiji postoje zvijezde raznih mnoštva, svjetlosti i dobi – od novodijaka do starih, spremnih za izbijanje kao supernova. I većina galaksija u teleskopu nije riješena – i plava, žuta i crvena, a općenito sve zvijezde se spajaju na jedno mjesto. I dvije žute zvijezde mogu dati istu boju kao jedna plava i jedna crvena.

Drugo, u nekim dijelovima dijagrama postoji degeneracija – iste boje (na primjer, B – V = 1.3) mogu biti u zvijezdi koja je 10 puta dimmer (a time i lakša) od Sunca i zvijezde što je 100 puta svjetlije, što znači da je mnogo masivnija. To jest, galaksija može biti crvena zbog togada većina zvijezda ima malih količina crvenih patuljaka, a možda i zato što u posljednjoj fazi života ima mnogo kratkotrajnih masivnih zvijezda (koje su stotine puta teže od Sunca). Općenito, jedna boja ovdje neće izaći.

Da biste uklonili degeneraciju bojom, trebate pronaći neki drugi parametar koji označava koje zvijezde daju crvenu boju. I ovo je samo infracrveno zračenje (koje, naravno, zabilježeno infracrvenim teleskopima!). Dolazi iz vruće prašine koja, iako je još uvijek jako na putu astronomima, ipak malo pomaže u ovoj situaciji: ona djeluje kao znak nastanka zvijezde u galaksiji.

Ispada takav logički lanac. Ako postoji velika količina vruće prašine u galaksiji, to znači da postoji puno vodika (zajedno idu) i nešto aktivno zagrijava prašinu. Vodik je građevni materijal za zvijezde, koji se, dok se upali, samo zagrijavaju oblake praha i vodika koji ih okružuju. Nove zvijezde u nastajanju imaju sve moguće mase i veličine, ali to su najmasivnije i najsjajnije koje će osobito aktivno zagrijati prašinu. Ali takve zvijezde žive najmanji, što znači da su se pojavljivali nedavno, au galaksiji, najvjerojatnije, još uvijek postoje nove zvijezde – tj. U njemu postoji aktivna forma zvijezda.

Ako je infracrveno zračenje iz galaksije slabo, to znači da dugo nije bilo zvijezde, a svi crveni divovi već su bili zastarjeli, a cijela crvena boja galaksije može doći samo od crvenih patuljaka niske mase.

Upotreba IR teleskopa uistinu je napredovala astrofizikom od posljednjeg desetljeća 20. stoljeća. To je također zato što je zatvorio jedan od posljednjih prozora elektromagnetnog spektra, koji je bio nedostupan znanstvenicima, dopuštajući im da "povezuju" radio bend s optičkim. Osim uklanjanja degeneracije na boji zvijezda, ona je pomogla odvojiti doprinos ukupnom zračenju galaksija koje su napravile zvijezde (korisne za proučavanje povijesti stvaranja zvijezda u Svemiru) od svjetlosti aktivnih galaktičkih jezgri – zračenja emitiranih iz područja u blizini crnih rupa, koje mogu ponekad oponašati običnu radijaciju. galaksija.

Tako je prvi korak u mjerenju mase galaksije mjerenje njezine svjetlosti u nekoliko različitih filtera, a poželjno je da neki od njih prođu IR raspon. Nakon toga možete graditi distribuciju spektralne energije (distribucija spektralne energije, SED) – također se naziva "spektar za siromašne", jer umjesto kontinuirane linije spektra,koji se mogu dobiti dugoročnim promatranjem jednog objekta, dobivamo samo nekoliko točaka, koje nam približno govore o značajkama galaksije.

Slijedeći stupanj se naziva SED pribor (koji se može prevesti kao "popisivanje spektara šablona") – dobivena realna distribucija energije galaksije uspoređena je s nizom sintetičkih spektara koji su dobiveni na računalu pomoću mnogih modela, našeg razumijevanja evolucije galaksija, kao i stvarnih promatranja.

Važan čimbenik koji ograničava znanstvenike je apsolutna ovisnost konačnih rezultata na modelima koji leže na ulazu. Svaka galaksija je previše složena da bi potpuno simulirala cijeli svoj prethodni život, tako da su pojednostavljeni modeli zamijenjeni u svim fazama izračuna. Na primjer, u istraživanjima povijesti formiranja zvijezda, vrlo često se u izračunima pretpostavlja da su se sve zvijezde u galaksiji pojavile istodobno ili, naprotiv, ta formiranje zvijezde prolazi istom brzinom tijekom cijelog života galaksije ili nešto složenijih odnosa kao što je eksponencijalna smanjenje stope stvaranja zvijezda tijekom vremena.

U stvarnosti, naravno, svaka galaksija ima mnogo složeniju povijest stvaranja zvijezda, koja se ne može prilagoditi bilo kojoj glatkoj funkciji. Isti s ostalim parametrima: početna raspodjela zvijezda po masi (početna masa funkcija); metalikost, uključujući utjecaj na brzinu kompresije oblaka hladnog vodika, od kojeg će se kasnije pojaviti nova zvijezda; količina prašine koja apsorbira dio zračenja i iskrivljuje vidljivu boju galaksije. Svi ovi parametri određeni su na temelju galaksija koja su nam najbliži i ne odgovaraju onome što se događa na velikim udaljenostima ili su općenito dobiveni teoretski, na temelju općih pojmova.

Čak je i temelj SED metode prilagodbe – skup sintetičkih spektara pojedinačnih zvijezda koji čine galaksijski spektar – periodično se pročišćava. Nedavno u časopisu Mjesečne obavijesti Kraljevskog astronomskog društva objavljen je članak astrofizika iz Engleske i Novog Zelanda koji revidira starost nekih galaksija i klastera kao rezultat upotrebe preciznijih teorijskih spektara. Posebno se radi o člankuda svi postojeći programi izračunavaju evoluciju zvijezda kao nezavisnih objekata, dok je oko polovice zvijezda u galaktikama u gravitacijskim sustavima, a neke od njih razmjenjuju materije. Tvar koja pada na zvijezdu čini ga masivnim i pomlađuje, kao što je to: ima više tvari za održavanje termonuklearne reakcije. Ovaj rad još jednom pokazuje da je u tijeku aktivno traženje novih i točnijih rješenja na području stvaranja zvijezda.

Od Velikog Praska do Cosmic Middaya

Koristeći moderne modele i nove teleskope, Simon Lilly sa sljedbenicima – Piero Madau, Mark Dickinson, Simon Driver, Leonidas Moustakas i drugi astrofizičari – znatno su poboljšali izvorni raspored sa samo sedam bodova u proteklih 20 godina, a sada izgleda ovako kao što je prikazano na sl. 4.

Sl. 4. S lijeve strane: moderni grafikon stope formiranja zvijezda u Svemiru (u decimalnim logaritmima broja novih zvijezda godišnje u kubičnom megaparšeku). Desno: promjena prosječne zvjezdane gustoće mase. Različite boje odgovaraju različitim podacima različitih znanstvenih skupina.Što je dublje u prošlosti svemira u kojem gledamo (to je veći crveni pomak na grafu), manje podataka i veće širenje podataka. Grafika P. Madaua, M. Dickinsona, 2014. Povijest kozmičke zvijezde

Ovi grafikoni su rastavljeni prema kosti mnogih znanstvenih skupina, a oni su još uvijek rafinirani, osporeni i razumljivi, ali u njima postoje dva najvažnija točka.

1. Zvjezdana masa svemira kontinuirano raste sve vrijeme na raspolaganju za promatranje: astrofizičari ne znaju za jednu galaksiju koja bi izgubila svoju zvjezdanu masu tijekom vremena (za razliku od mase plina ili mase prašine čije se rezerve suše tijekom vremena).

2. U povijesti Svemira bilo je "kozmičko poslijepodne" – vrijeme maksimalne stope formiranja zvijezda, kada su se mase galaksija posebno brzo razvile. Počelo je oko 11 milijardi godina i trajalo je oko dvije milijarde godina. Svo naše znanje o svemiru kaže da nikad više neće biti takve zvijezde – tamo jednostavno nema tolike količine slobodnog vodika!

Što se još može učiniti s ovim grafikonima? Na primjer, podijeliti galaksije u dvije skupine prema boji: plave, točnije, svjetlije, obično spiralne galaksije, gdje se događa aktivna formacija zvijezda, a crvene, "crvene i mrtve" kako se zovu, su stare eliptičke galaksije gdje se gotovo ne pojavljuju nove zvijezde. ,Boja u astronomiji, kao što smo već saznali, je razlika u svjetlini između dva filtra. Eric Bell i njegovi kolege tijekom 2003. godine istraživali su evoluciju mase ovih dviju skupina tijekom vremena i dobili su naizgled kontradiktorne rezultate: prosječna gustoća galaksija, u kojoj se godišnje rađaju desetine novih zvijezda, ostala je ista, a gustoća starih eliptičnih galaksije, gdje se ne pojavljuju nove zvijezde, samo su rastao (EF Bell et al., 2003. Optički i blisko-infracrveni svojstva galaksija I. Luminosity and Stellar Mass Functions).

Očita kontradikcija može se ukloniti ako uzmemo u obzir da evolucija galaksija nije samo povećanje zvjezdane mase. Kad se zalihe plina u galaksiji okončaju, formacija zvijezde prestaje, najsvjetlije plave zvijezde izbacuju se tijekom nekoliko milijuna godina, a samo u njima ostaju samo dugotrajne crvene zvijezde. Ako je druga galaksija letjela u blizini, ili se čak i sudarili, dovodi do miješanja plina i započinje novi val stvaranja zvijezda, ali istodobno uništava spiralne ruke, čineći galaksiju ujednačenijima. Na kraju, u galaksiji više nema hladnog vodika, bez spiralnih oružja ili bliskih patuljastih galaksija koje bi ga mogle hraniti – mijenja boju i postaje mrtva crvena eliptična galaksija.

To je upravo ono što pokazuje riža. 5, gdje su predstavljeni najnoviji rezultati istraživanja evolucije galaksija u ove dvije skupine. Galaksije su podjeljene po težini u četiri kategorije. Može se vidjeti kako se povećava gustoća "mrtvih" galaksija (vrijeme u grafovima teče od desno na lijevo), dok gustoća galaksija koje stvaraju zvijezde ostaje nepromijenjena ili čak smanjuje.

Sl. 5. Promjena gustoće galaksija na relativno kratkim udaljenostima od nas. Masa se daje u jedinicama decimalnog logaritma masenog omjera galaksije prema masi Sunca (na primjer, prva podskupina odgovara galaksijama mase 109,5-1010 solarna). Crne točke označava prosječnu gustoću svih galaksija, plava – mlade galaksije koje tvore zvijezde, crvena – tihe "mrtve" galaksije, mjerene u jedinicama decimalnog logaritma po kubičnom megaparču (na primjer, vrijednost -3 znači da u prosjeku tisuću galaksija spada u jedan kubni megaparš). Grafikon iz članka J. Moustakas, 2013. PRIMUS: Kontrakcije zvijezde mase od z = 0-1

Tijekom 22 godine koje su prošle od objavljivanja Lillyovog članka, više od desetak znanstvenih skupina provelo je svoje studije kako bi razjasnilo parametre za povećanje prosječne gustoće zvjezdane mase Svemira.Neki od njih koristili su opsežne ankete o nebu (kao što je Sloanov digitalni izvid), gdje su stotine tisuća galaksija pala, ali taj se iznos morao plaćati kvalitetno: samo one najbliže ili najsvjetlije galaksije vide takve recenzije. Drugi dio koristio je dostupna istraživanja dubokog neba, poput poznatog Hubble Ultra Deep Field, koji zauzima samo dvadeset šest milina od ukupne površine neba, ali na kojem je teleskop Hubble vidio više od deset tisuća galaksija (Slika 6).

Sl. 6. Hubble Ultra Deep Field – dio neba sa stranom od samo 2,4 kutnih minuta (oko desetine kutne veličine Mjeseca), koji je prikazivao tisuće galaksija. Kontinuirano vrijeme promatranja ovog područja je 11 dana, ali zbog tehnoloških ograničenja, slike iz kojih je ova slika konačno dobivena su poduzete u roku od nekoliko mjeseci. Fotografija iz ru.wikipedia.org

Na nebu je vrlo malo dobro proučavana područja (i čine mali dio ukupne površine nebeske sfere), ali samo takvi duboki pregledi mogu nam dati informacije o galaksijama mladog svemira. Sve točke na sl. 4, koji pokazuju zvijezdu gustoću kod redshifts više z ~ 1, dobiveno upravo uz pomoć ovih odjeljaka. Nadalje, dobiveni podaci o galaksijama analiziraju se i ekstrapoliraju na čitav nebeski svod. To može dovesti do velikih pogrešaka ako smatramo da distribucija galaksija nije jednolična: nitko ne može jamčiti da slučajno odabrani dio neba sadrži prosječan broj galaksija svih masa na svim redoslijedima. Stoga astrofizičari iz cijelog svijeta čekaju lansiranje nove generacije instrumenata – teleskopa "James Webb", WFIRST, LSST – i aktivno koriste nedavno dostupne mogućnosti teleskopa Pan-STARRS koji kombinira široki kut gledanja s dobrom osjetljivošću.

Marat Musin


Like this post? Please share to your friends:

;-) :| :x :twisted: :smile: :shock: :sad: :roll: :razz: :oops: :o :mrgreen: :lol: :idea: :grin: :evil: :cry: :cool: :arrow: :???: :?: :!: