Какое-то время все впечатляет. Сияющая недавно отчеканенными звездами, галактика сияет ярче, чем когда-либо прежде.Увы, это ненадолго. Все эти новые звезды имеют свою цену: из-за того, что израсходовано так много звездообразующего материала так быстро, галактика после слияния перестает создавать звезды раньше. Всего за несколько коротких сотен миллионов лет все массивные звезды, образовавшиеся в результате слияния, умирают и исчезают, и на их место не приходит никаких новых звезд.

В результате получилось гигантское скопление тусклых красных звезд. Некогда прекрасные спиральные рукава разорваны, а галактика деформирована. Со временем гигантская галактика приобретает эллиптическую форму, но, несмотря на свои огромные размеры, остается относительно тусклой, цепляясь за свое печальное и разрушенное существование на миллиарды лет вперед.

Уродливые

Хотя большинство галактик в нашей Вселенной представляют собой красивые огромные спирали или гигантские скучные эллиптические формы, странностей здесь предостаточно. Некоторые галактики кажутся растянутыми и искаженными, как будто мы смотрим на них в зеркале забавного дома. Кажется, что некоторые галактики имеют дыры, прорванные прямо через их центры. Некоторые представляют собой просто запутанные, искореженные обломки, едва различимые как какие-либо структуры.

Виновник этих чудаков — гравитация .Гравитационное влияние галактик друг на друга скручивает и искажает пару, вытягивая огромные хвосты газа, пыли и звезд из каждой галактики, как распутывающую спираль. Через несколько сотен миллионов лет эти две галактики будут выглядеть очень неправильными.

Более мелкие столкновения могут быть интересными и для галактик. Например, некоторые галактики выглядят так, как будто они образовались после того, как соседняя галактика прошла через ее центр, расчистив путь сквозь звезды.

Неправильные галактики обычно являются местом продолжающегося звездообразования именно потому, что какое бы влияние ни искажало галактику, создавало плотные выпуклости и узлы, где достаточное количество материала могло конденсироваться для образования звезд.

Это делает неправильные формы одной из самых интригующих галактик — нет двух одинаковых, но все они потрясающе красивы.

Узнайте больше, послушав серию «AAS! 144: ASTRO101 ЧАСТЬ 6 — ЧТО ТАКОЕ ГАЛАКТИКИ?» в подкасте «Спроси космонавта», доступном в iTunes и в Интернете по адресу http: // www.askaspaceman.com. Спасибо Mitchell L. за вопросы, которые привели к этой статье! Задайте свой вопрос в Twitter, используя #AskASpaceman, или подписавшись на Paul @PaulMattSutter и facebook.com/PaulMattSutter. Следуйте за нами в Twitter @Spacedotcom и на Facebook.

ViewSpace

Какие объекты и материалы составляют Вселенную и как мы изучаем невидимое, а также видимое?

Данные космического телескопа Хаббла и рентгеновской обсерватории Чандра используются для создания карты темной материи (синий цвет) в скоплении галактик MACS J0717.5 + 3745.

Что такое галактики; как они различаются; и как они формируются, взаимодействуют и меняются с течением времени?

Пингвин и яйцо (Arp 142) — это пара галактик, которые искажаются их взаимным гравитационным притяжением.

Как Солнце, планеты, луны, кометы и астероиды взаимодействуют как система?

Титан, спутник Сатурна, отбрасывает тень, проходя между планетой и Солнцем.

Как телескопы помогают нам лучше понять объекты и материалы, освещающие небо?

С помощью телескопов мы можем видеть детали Млечного Пути, в том числе светящиеся облака пыли и газа, такие как туманность Лобстер.

Насколько быстро расширяется Вселенная и что это говорит нам о ее прошлом и будущем?

Со временем пространство расширяется, увеличивая длину световых волн и заставляя далекие галактики, видимые на изображении сверхглубокого поля, полученном космическим телескопом Хаббла, казаться более красными, чем более близкие галактики.

Как мы обнаруживаем и изучаем планеты, вращающиеся вокруг других звезд?

Изменения яркости звездного света, измеренные космическим телескопом НАСА Спитцер, указывают на присутствие планеты, вращающейся вокруг звезды.

Что происходит со звездами в конце их жизни и как звездные взрывы влияют на пространство вокруг них?

В видимом, инфракрасном и рентгеновском лучах остатка сверхновой Кассиопеи А обнаруживают остатки взорвавшейся звезды.

Как мы можем использовать взаимодействие между светом и материей, чтобы исследовать глубокую Вселенную?

Огромная масса скопления галактик Abell 370 искривляет пространство вокруг себя, увеличивая и искажая свет от более далеких галактик в виде дугообразных полос.

Как астрономы объединяют данные с космических и наземных телескопов, детекторов частиц и детекторы гравитационных волн для понимания космических объектов, процессов и событий?

Иллюстрация художника изображает обнаружение нейтринных частиц и гамма-лучей, испускаемых сверхмассивной черной дырой в центре далекой галактики.

Как и где образуются звезды и как они формируют свое окружение?

Столбы из газа и пыли в туманности Орла образованы и освещены звездным ветром и высокоэнергетическим излучением ярких звезд.

Как мы можем использовать спутники для картографирования, изучения и мониторинга поверхности суши, океанов и атмосферы Земли?

На снимке, сделанном спутником Landsat 8 в мае 2018 года, видны активные потоки лавы из вулкана Килауэа на Гавайях.

Какие доказательства подтверждают наши теории о том, как сформировалась Вселенная и как она развивалась с течением времени?

На карте неба, полученной космическим телескопом «Планк», показаны вариации космического микроволнового фонового излучения — энергии, оставшейся после Большого взрыва около 13,8 миллиарда лет назад.

Какие инструменты и методы используют ученые для изучения Земли и космоса?

Активно-пассивный спутник NASA для определения влажности почвы (SMAP) помогает ученым отслеживать засухи, прогнозировать наводнения и повышать продуктивность хозяйств.

Земля уникальна? Мы одни?

Наблюдения с помощью космических телескопов выявили тысячи экзопланет разного размера, состава, температуры и атмосферы, в том числе семь каменистых планет размером с Землю системы TRAPPIST-1, в 40 световых годах от Земли (иллюстрация художника).

Вселенная, полная галактик

Боже мой, она полна галактик: скопление Abell 370.Предоставлено: НАСА, ЕКА, Дж. Лотц и команда HFF

В Млечном Пути, галактике, в которой находится наша Солнечная система, около 100 миллиардов звезд. Это консервативная оценка, основанная на массе галактики. (По другим оценкам, цифра может доходить до 400 миллиардов).

И наша галактика далеко не единственная на небе. В течение долгого времени, основываясь на анализе Глубокого поля Хаббла — изображения крошечного квадрата неба с очень длинной выдержкой, в основном заполненного далекими галактиками, астрономы полагали, что их существует около 200 миллиардов, каждая со своими миллиардами и миллиардами. звезд.

В 2016 году они поняли, что также должно быть много галактик, которые были слишком тусклыми и далекими, чтобы появиться в Глубоком Поле Хаббла, а это означает, что общее количество галактик было, вероятно, как минимум в 10 раз больше: получается 2 трлн. (Если вы считаете, количество звезд, во Вселенной, тогда будет около двухсот миллиардов триллионов — это два, за которыми следуют 23 нуля.)

На изображении выше, сделанном космическим телескопом Хаббла, показана одна крошечная часть этих галактик: скопление галактик Abell 370, находящееся примерно в 4 миллиардах световых лет от Земли.Это группа галактик, слабо связанных между собой гравитацией.

Вы можете видеть, что многие галактики кажутся растянутыми или размазанными в результате гравитационного линзирования, которое происходит, когда пути света позади скопления искажаются его огромной массой. Некоторые даже появляются более чем в одном месте из-за формы ряби в пространстве-времени.

Abell 370 содержит всего несколько сотен галактик, а это значит, что Хабблу еще есть что уловить.

Подробнее читайте в НАСА.

Майкл Люси

Майкл Люси — бывший редактор функций Cosmos.

Читайте научные факты, а не беллетристику …

Никогда еще не было более важного времени для объяснения фактов, сохранения знаний, основанных на фактах, и для демонстрации последних научных, технологических и инженерных достижений.»Космос» издается Королевским институтом Австралии, благотворительной организацией, призванной связывать людей с миром науки. Финансовые взносы, какими бы большими они ни были, помогают нам предоставлять доступ к достоверной научной информации в то время, когда она больше всего нужна миру. Пожалуйста, поддержите нас, сделав пожертвование или купив подписку сегодня.

Эволюция Вселенной

Примечание редактора (8.10.19): космолог Джеймс Пиблз получил Нобелевскую премию по физике 2019 года за свой вклад в теорию возникновения и развития нашей Вселенной.Он описывает эти идеи в этой статье, которую он написал в соавторстве для Scientific American в 1994 году.

В определенный момент примерно 15 миллиардов лет назад вся материя и энергия, которые мы можем наблюдать, сконцентрированные в области размером меньше десяти центов, начали расширяться и остывать с невероятно быстрой скоростью. К тому времени, когда температура упала в 100 миллионов раз по сравнению с температурой ядра Солнца, силы природы приобрели свои нынешние свойства, и элементарные частицы, известные как кварки, свободно бродили в море энергии.Когда Вселенная расширилась еще в 1000 раз, вся материя, которую мы можем измерить, заполнила область размером с Солнечную систему.

В то время свободные кварки были заключены в нейтроны и протоны. После того, как Вселенная выросла еще в 1000 раз, протоны и нейтроны объединились, чтобы сформировать атомные ядра, включая большую часть гелия и дейтерия, присутствующих сегодня. Все это произошло в течение первой минуты расширения. Однако условия для захвата электронов атомными ядрами были еще слишком жаркими.Нейтральные атомы в изобилии появились только после того, как расширение продолжалось в течение 300 000 лет, и Вселенная стала в 1000 раз меньше, чем сейчас. Затем нейтральные атомы начали объединяться в газовые облака, которые позже превратились в звезды. К тому времени, когда Вселенная расширилась до одной пятой своего нынешнего размера, звезды сформировали группы, которые можно было узнать как молодые галактики.

Когда Вселенная уменьшилась вдвое, в результате ядерных реакций в звездах образовалось большинство тяжелых элементов, из которых были созданы планеты земной группы.Наша солнечная система относительно молода: она сформировалась пять миллиардов лет назад, когда Вселенная была на две трети своего нынешнего размера. Со временем образование звезд истощило запасы газа в галактиках, и, следовательно, популяция звезд уменьшается. Через пятнадцать миллиардов лет такие звезды, как наше Солнце, будут относительно редкими, что сделает Вселенную гораздо менее гостеприимным местом для таких наблюдателей, как мы.

Наше понимание происхождения и эволюции Вселенной — одно из величайших достижений науки 20 века.Эти знания получены в результате десятилетий инновационных экспериментов и теорий. Современные телескопы на земле и в космосе обнаруживают свет галактик на расстоянии миллиардов световых лет, показывая нам, как выглядела Вселенная в молодости. Ускорители элементарных частиц исследуют основы физики высокоэнергетической среды ранней Вселенной. Спутники обнаруживают космическое фоновое излучение, оставшееся с ранних стадий расширения, обеспечивая изображение Вселенной в самых больших масштабах, которые мы можем наблюдать.

Все наши усилия по объяснению этого обилия данных воплощены в теории, известной как стандартная космологическая модель или космология большого взрыва. Основное утверждение теории состоит в том, что в крупномасштабном среднем Вселенная расширяется почти однородным образом из плотного раннего состояния. В настоящее время у теории большого взрыва нет фундаментальных проблем, хотя, безусловно, есть нерешенные вопросы внутри самой теории. Например, астрономы не уверены, как образовались галактики, но нет оснований полагать, что этот процесс не происходил в рамках Большого взрыва.Действительно, на сегодняшний день предсказания теории выдержали все испытания.

Тем не менее, модель большого взрыва зашла так далеко, и многие фундаментальные загадки остаются. Какой была Вселенная до того, как она расширялась? (Никакие сделанные нами наблюдения не позволяют нам оглянуться назад за тот момент, когда началось расширение.) Что произойдет в далеком будущем, когда последняя из звезд исчерпает запасы ядерного топлива? Пока никто не знает ответов.

Наша вселенная может рассматриваться во многих отношениях мистиками, теологами, философами или учеными.В науке мы идем медленным путем: мы принимаем только то, что проверено экспериментом или наблюдением. Альберт Эйнштейн дал нам хорошо проверенную и принятую теорию относительности, которая устанавливает отношения между массой, энергией, пространством и временем. Эйнштейн показал, что однородное распределение материи в пространстве хорошо согласуется с его теорией. Он без обсуждения предположил, что Вселенная статична и неизменна в среднем крупномасштабном [см. «Как космология стала наукой», Стивен Г.Щетка; НАУЧНЫЙ АМЕРИКАН, август 1992 г.].

В 1922 году русский теоретик Александр А. Фридман понял, что вселенная Эйнштейна нестабильна; малейшее возмущение заставит его расшириться или сузиться. В то время Весто М. Слайфер из обсерватории Лоуэлла собирал первые доказательства того, что галактики действительно расходятся. Затем, в 1929 году, выдающийся астроном Эдвин П. Хаббл показал, что скорость, с которой галактика удаляется от нас, примерно пропорциональна ее расстоянию от нас.

Существование расширяющейся Вселенной подразумевает, что Вселенная эволюционировала из плотной концентрации материи в настоящее широко распространенное распределение галактик.Фред Хойл, английский космолог, первым назвал этот процесс Большим взрывом. Хойл намеревался опровергнуть эту теорию, но имя было настолько запоминающимся, что приобрело популярность. Однако в некоторой степени ошибочно описывать расширение как некоторый тип взрыва материи вдали от какой-то конкретной точки пространства.

Это совсем не картина: во вселенной Эйнштейна понятия пространства и распределения материи тесно связаны; наблюдаемое расширение системы галактик показывает развертывание самого пространства.Существенная особенность теории состоит в том, что средняя плотность в космосе уменьшается по мере расширения Вселенной; распределение материи не образует видимого края. При взрыве самые быстрые частицы движутся в пустое пространство, но в космологии большого взрыва частицы равномерно заполняют все пространство. Расширение Вселенной мало повлияло на размер галактик или даже скоплений галактик, которые связаны гравитацией; между ними просто открывается пространство. В этом смысле расширение похоже на поднимающуюся буханку хлеба с изюмом.Тесто аналогично космосу, а изюм — скоплениям галактик. По мере расширения теста изюм раздвигается. Более того, скорость, с которой разделяются любые два изюма, прямо и положительно зависит от количества разделяющего их теста.

Доказательства расширения Вселенной накапливались около 60 лет. Первая важная подсказка — это красное смещение. Галактика излучает или поглощает световые волны одних длин сильнее, чем другие. Если галактика удаляется от нас, эти особенности излучения и поглощения смещаются в сторону более длинных волн, то есть они становятся краснее по мере увеличения скорости удаления.Это явление известно как красное смещение.

Измерения Хаббла показали, что красное смещение далекой галактики больше, чем у более близкой к Земле. Это соотношение, известное теперь как закон Хаббла, — именно то, что можно было бы ожидать от равномерно расширяющейся Вселенной. Закон Хаббла гласит, что скорость удаления галактики равна ее расстоянию, умноженному на величину, называемую постоянной Хаббла. Эффект красного смещения в близлежащих галактиках относительно невелик, и для его обнаружения требуется хорошая аппаратура.Напротив, красное смещение очень далеких объектов — радиогалактик и квазаров — представляет собой потрясающее явление; некоторые, кажется, удаляются со скоростью более 90 процентов от скорости света.

Хаббл внес свой вклад в еще одну важную часть картины. Он подсчитал количество видимых галактик в разных направлениях на небе и обнаружил, что они кажутся довольно равномерно распределенными. Значение постоянной Хаббла казалось одинаковым во всех направлениях, что является необходимым следствием равномерного расширения.Современные исследования подтверждают фундаментальный постулат о том, что Вселенная однородна в больших масштабах. Хотя карты распределения ближайших галактик демонстрируют комковатость, более глубокие обзоры обнаруживают значительную однородность.

Млечный Путь, например, находится в узле из двух дюжин галактик; они, в свою очередь, являются частью комплекса галактик, который выступает из так называемого местного сверхскопления. Иерархия кластеризации прослеживается до размеров около 500 миллионов световых лет.Флуктуации средней плотности вещества уменьшаются по мере увеличения масштаба исследуемой структуры. На картах, охватывающих расстояния, близкие к наблюдаемому пределу, средняя плотность вещества изменяется менее чем на десятую долю процента.

Чтобы проверить закон Хаббла, астрономам нужно измерить расстояния до галактик. Один из методов измерения расстояния — это наблюдение за видимой яркостью галактики. Если одна галактика на ночном небе в четыре раза слабее, чем другая сопоставимая галактика, то ее можно оценить как вдвое дальше.Это ожидание теперь проверено во всем видимом диапазоне расстояний.

Некоторые критики теории указывали, что галактика, которая кажется меньше и слабее, на самом деле не может быть более далекой.К счастью, есть прямое указание на то, что объекты с большим красным смещением действительно находятся дальше. Доказательства получены из наблюдений за эффектом, известным как гравитационное линзирование. Такой массивный и компактный объект, как галактика, может действовать как грубая линза, создавая искаженное, увеличенное изображение (или даже множество изображений) любого источника фонового излучения, который находится за ним. Такой объект делает это, искривляя пути световых лучей и другого электромагнитного излучения. Таким образом, если галактика находится на линии прямой видимости между Землей и каким-либо удаленным объектом, она будет отклонять световые лучи от объекта так, чтобы их можно было наблюдать [см. «Гравитационные линзы» Эдвина Л.Тернер; НАУЧНЫЙ АМЕРИКАН, июль 1988 г.]. За последнее десятилетие астрономы открыли более десятка гравитационных линз. Всегда обнаруживается, что объект за линзой имеет более высокое красное смещение, чем сама линза, что подтверждает качественное предсказание закона Хаббла.

Закон Хаббла имеет большое значение не только потому, что он описывает расширение Вселенной, но и потому, что его можно использовать для вычисления возраста космоса. Если быть точным, время, прошедшее с момента большого взрыва, является функцией текущего значения постоянной Хаббла и скорости ее изменения.Астрономы определили приблизительную скорость расширения, но никто еще не смог точно измерить второе значение.

Тем не менее, это количество можно оценить, зная среднюю плотность Вселенной. Можно ожидать, что из-за того, что гравитация оказывает силу, препятствующую расширению, галактики теперь будут стремиться расходиться медленнее, чем в прошлом. Таким образом, скорость изменения расширения связана с гравитационным притяжением Вселенной, установленным ее средней плотностью.Если это плотность видимого вещества внутри галактик и вокруг них, возраст Вселенной, вероятно, составляет от 12 до 20 миллиардов лет. (Диапазон учитывает неопределенность в скорости расширения.)

Тем не менее, многие исследователи считают, что плотность выше этого минимального значения. Так называемая темная материя будет иметь значение. Сильно защищенный аргумент гласит, что Вселенная достаточно плотна, чтобы в отдаленном будущем расширение замедлилось почти до нуля. При таком предположении возраст Вселенной уменьшается до диапазона от семи до 13 миллиардов лет.

Чтобы улучшить эти оценки, многие астрономы проводят интенсивные исследования по измерению расстояний до галактик и плотности Вселенной.Оценки времени расширения служат важным тестом для модели большого взрыва Вселенной. Если теория верна, все в видимой Вселенной должно быть моложе времени расширения, рассчитанного по закону Хаббла.

Эти две временные шкалы, по крайней мере, примерно совпадают. Например, самым старым звездам в диске галактики Млечный Путь около девяти миллиардов лет — оценка, полученная на основе скорости охлаждения белых карликов. Звезды в ореоле Млечного Пути несколько старше, примерно на 15 миллиардов лет — значение, полученное на основе скорости потребления ядерного топлива в ядрах этих звезд.Возраст самых старых известных химических элементов также составляет приблизительно 15 миллиардов лет — число, полученное с помощью методов радиоактивного датирования. Работники лабораторий получили эти оценки возраста на основе атомной и ядерной физики. Примечательно, что их результаты согласуются, по крайней мере приблизительно, с возрастом, который астрономы определили, измерив космическое расширение.

Другая теория, теория устойчивого состояния, также успешно объясняет расширение и однородность Вселенной.В 1946 году три физика в Англии — Хойл, Герман Бонди и Томас Голд — предложили такую ​​космологию. Согласно их теории, Вселенная постоянно расширяется, а материя создается спонтанно, чтобы заполнить пустоты. Они предположили, что по мере того, как этот материал накапливается, он образует новые звезды, чтобы заменить старые. Эта гипотеза устойчивого состояния предсказывает, что ансамбли близких к нам галактик должны статистически выглядеть так же, как и далекие. Космология большого взрыва делает другое предсказание: если все галактики образовались давным-давно, далекие галактики должны выглядеть моложе ближайших, потому что свету от них требуется больше времени, чтобы добраться до нас.Такие галактики должны содержать больше недолговечных звезд и больше газа, из которого будут формироваться будущие поколения звезд.

Тест концептуально прост, но астрономам потребовались десятилетия, чтобы разработать детекторы, достаточно чувствительные для детального изучения далеких галактик. Когда астрономы исследуют близлежащие галактики, которые являются мощными излучателями радиоволн, они видят в оптическом диапазоне относительно круглые системы звезд. С другой стороны, далекие радиогалактики имеют удлиненную, а иногда и неправильную структуру.Более того, в большинстве далеких радиогалактик, в отличие от ближайших, распределение света имеет тенденцию совпадать с картиной радиоизлучения.

Аналогичным образом, когда астрономы изучают население массивных плотных скоплений галактик, они находят различия между близкими и далекими галактиками. Далекие скопления содержат голубоватые галактики, свидетельствующие о продолжающемся звездообразовании. Рядом похожие скопления содержат красноватые галактики, в которых активное звездообразование давно прекратилось.Наблюдения, проведенные с помощью космического телескопа Хаббла, подтверждают, что по крайней мере часть усиленного звездообразования в этих более молодых скоплениях может быть результатом столкновений между их галактиками-членами, процесс, который в современную эпоху встречается гораздо реже.

Итак, если все галактики удаляются друг от друга и развиваются из более ранних форм, кажется логичным, что когда-то они были сгущены вместе в каком-то плотном море материи и энергии.В самом деле, в 1927 году, еще до того, как о далеких галактиках стало известно много, бельгийский космолог и священник Жорж Лемэтр предположил, что расширение Вселенной можно объяснить чрезвычайно плотным состоянием, которое он назвал первобытным «суператомом». Он подумал, что, возможно, даже удастся обнаружить остаточное излучение первобытного атома. Но как бы выглядела эта радиационная подпись?

Когда Вселенная была очень молодой и горячей, излучение не могло распространяться очень далеко, не будучи поглощенным и испускаемым какой-либо частицей.Этот непрерывный обмен энергией поддерживал состояние теплового равновесия; в любом конкретном регионе вряд ли будет намного жарче или прохладнее, чем в среднем. Когда материя и энергия достигают такого состояния, результатом является так называемый тепловой спектр, где интенсивность излучения на каждой длине волны является определенной функцией температуры. Следовательно, излучение, возникающее при большом горячем взрыве, можно распознать по его спектру.

Фактически, это тепловое космическое фоновое излучение было обнаружено.Работая над разработкой радара в 1940-х годах, Роберт Х. Дике, работавший тогда в Массачусетском технологическом институте, изобрел микроволновый радиометр — устройство, способное обнаруживать низкие уровни излучения. В 1960-х годах Bell Laboratories использовала радиометр в телескопе, который отслеживал первые спутники связи Echo-1 и Telstar. Инженер, создавший этот прибор, обнаружил, что он обнаруживает неожиданное излучение. Арно А. Пензиас и Роберт В. Уилсон идентифицировали этот сигнал как космическое фоновое излучение.Интересно, что Пензиас и Вильсон пришли к этой идее после того, как Дике предложил использовать радиометр для поиска космического фона.

Астрономы очень подробно изучили это излучение с помощью спутника Cosmic Background Explorer (COBE) и ряда экспериментов с запуском ракет, воздушных шаров и земли. Космическое фоновое излучение имеет два отличительных свойства. Во-первых, он практически одинаков во всех направлениях. (Как сказал Джордж Ф.Лаборатория Смута Лоуренса Беркли и его группа обнаружили в 1992 году, что отклонение составляет всего одну часть на 100 000.) Интерпретация состоит в том, что излучение равномерно заполняет пространство, как и предсказывается в космологии большого взрыва. Во-вторых, спектр очень близок к спектру объекта, находящегося в тепловом равновесии при температуре 2,726 кельвина выше абсолютного нуля. Конечно, космическое фоновое излучение образовалось, когда Вселенная была намного горячее, чем 2,726 градуса, однако исследователи правильно предположили, что видимая температура излучения будет низкой.В 1930-х годах Ричард Толмен из Калифорнийского технологического института показал, что температура космического фона будет уменьшаться из-за расширения Вселенной.

Космическое фоновое излучение является прямым доказательством того, что Вселенная действительно расширилась из плотного горячего состояния, поскольку это условие необходимо для образования излучения. В плотной, горячей ранней Вселенной термоядерные реакции производили элементы тяжелее водорода, включая дейтерий, гелий и литий.Поразительно, что рассчитанная смесь легких элементов согласуется с наблюдаемыми содержаниями. То есть все свидетельства указывают на то, что легкие элементы образовались в горячей молодой Вселенной, тогда как более тяжелые элементы появились позже, как продукты термоядерных реакций, приводящих в действие звезды.

Теория происхождения легких элементов возникла в результате всплеска исследований, последовавших за окончанием Второй мировой войны. Джордж Гамов и аспирант Ральф А. Альфер из Университета Джорджа Вашингтона и Роберт Херман из Лаборатории прикладной физики Университета Джона Хопкинса и другие использовали данные ядерной физики, полученные во время войны, чтобы предсказать, какие ядерные процессы могли происходить в ранней Вселенной. и какие элементы могли быть произведены.Альфер и Герман также поняли, что остатки первоначального расширения все еще можно будет обнаружить в существующей вселенной.

Несмотря на то, что важные детали этой новаторской работы были ошибочными, она установила связь между ядерной физикой и космологией. Ученые продемонстрировали, что раннюю Вселенную можно рассматривать как разновидность термоядерного реактора. В результате физики теперь точно рассчитали содержание легких элементов, образовавшихся в результате Большого взрыва, и то, как эти количества изменились из-за последующих событий в межзвездной среде и ядерных процессов в звездах.

Наше понимание условий, которые преобладали в ранней Вселенной, не дает полного понимания того, как формировались галактики. Тем не менее, у нас есть немало кусочков головоломки. Гравитация вызывает рост флуктуаций плотности в распределении материи, потому что она сильнее замедляет расширение более плотных областей, заставляя их расти еще плотнее. Этот процесс наблюдается при росте ближайших скоплений галактик, и сами галактики, вероятно, были собраны таким же процессом в меньшем масштабе.

Росту структуры в ранней Вселенной препятствовало радиационное давление, но это изменилось, когда Вселенная расширилась примерно до 0,1 процента от своего нынешнего размера. В тот момент температура составляла около 3000 кельвинов, достаточно прохладно, чтобы позволить ионам и электронам объединиться с образованием нейтрального водорода и гелия. Нейтральное вещество могло проскальзывать сквозь излучение и образовывать газовые облака, которые могли коллапсировать в звездные скопления. Наблюдения показывают, что к тому времени, когда Вселенная достигла одной пятой своего нынешнего размера, материя собралась в газовые облака, достаточно большие, чтобы их можно было назвать молодыми галактиками.

Актуальная задача сейчас состоит в том, чтобы согласовать очевидную однородность ранней Вселенной с неровным распределением галактик в нынешней Вселенной. Астрономы знают, что плотность ранней Вселенной не сильно менялась, потому что они наблюдают лишь незначительные отклонения в космическом фоновом излучении. До сих пор было легко разработать теории, согласующиеся с доступными измерениями, но в настоящее время ведутся более важные испытания. В частности, разные теории образования галактик предсказывают совершенно разные флуктуации космического фонового излучения на угловых масштабах менее одного градуса.Измерения таких крошечных флуктуаций еще не проводились, но они могут быть выполнены в ходе проводимых сейчас экспериментов. Будет интересно узнать, выдержит ли какая-либо из рассматриваемых в настоящее время теорий образования галактик эти испытания.

Современная Вселенная предоставила широкие возможности для развития жизни в том виде, в каком мы ее знаем — в той части Вселенной, которую мы можем наблюдать, существует около 100 миллиардов миллиардов звезд, похожих на Солнце. Космология большого взрыва, однако, подразумевает, что жизнь возможна только в течение ограниченного периода времени: Вселенная была слишком горячей в далеком прошлом, а ее ресурсы на будущее ограничены.Большинство галактик по-прежнему рождают новые звезды, но многие другие уже исчерпали запасы газа. Через тридцать миллиардов лет галактики станут намного темнее и заполнены мертвыми или умирающими звездами, поэтому будет гораздо меньше планет, способных поддерживать жизнь в том виде, в котором она существует сейчас.

Вселенная может расширяться бесконечно, и в этом случае все галактики и звезды в конечном итоге станут темными и холодными. Альтернативой этому сильному ознобу является большой хруст. Если масса Вселенной достаточно велика, гравитация в конечном итоге обратит расширение вспять, и вся материя и энергия воссоединятся.В течение следующего десятилетия, по мере того, как исследователи совершенствуют методы измерения массы Вселенной, мы можем узнать, идет ли нынешнее расширение к большому похолоданию или к большому сжатию.

В ближайшем будущем мы ожидаем, что новые эксперименты позволят лучше понять Большой взрыв. По мере того, как мы улучшаем измерения скорости расширения и возраста звезд, мы сможем подтвердить, что звезды действительно моложе расширяющейся Вселенной. Недавно построенные или строящиеся более крупные телескопы могут позволить нам увидеть, как масса Вселенной влияет на кривизну пространства-времени, что, в свою очередь, влияет на наши наблюдения далеких галактик.

Мы также продолжим изучать вопросы, которые космология большого взрыва не решает. Мы не знаем, почему произошел Большой взрыв или что могло существовать раньше. Мы не знаем, есть ли у нашей Вселенной братьев и сестер — другие расширяющиеся области, удаленные от того, что мы можем наблюдать. Мы не понимаем, почему фундаментальные константы природы имеют такие значения. Достижения в области физики элементарных частиц подсказывают несколько интересных способов ответа на эти вопросы; задача состоит в том, чтобы найти экспериментальную проверку идей.

Продолжая дискуссии по таким вопросам космологии, следует помнить, что все физические теории являются приближениями к реальности, которые могут потерпеть неудачу, если зайти слишком далеко. Физическая наука продвигается вперед за счет включения более ранних теорий, экспериментально подтвержденных, в более широкие и всеобъемлющие рамки. Теория большого взрыва подтверждается множеством доказательств: она объясняет космическое фоновое излучение, изобилие легких элементов и расширение Хаббла. Таким образом, любая новая космология обязательно будет включать в себя картину Большого взрыва.Какие бы изменения ни принесли ближайшие десятилетия, космология из раздела философии перешла в физическую науку, где гипотезы проходят проверку наблюдением и экспериментом.

Гигантские галактики из детства Вселенной Рассказы о космическом происхождении

Недавно международная группа астрономов отправилась в прошлое, когда нашей Вселенной было всего 1,8 миллиарда лет. Они, конечно, не пошли напрямую, но остановились на следующем лучшем решении: собрать 17 часов звездного света с одного небольшого участка далекого космоса с помощью обсерватории Большого бинокулярного телескопа на вершине горы Грэм в юго-восточной Аризоне.Такие виртуальные путешествия с перемоткой часов являются обычным делом в астрономии — конечная скорость света гарантирует, что чем глубже в космос вы видите, тем дальше во времени смотрите. И многие обсерватории по всему миру могут собирать слабые фотоны с древнего неба. Но эта космическая прогулка касалась чего-то особенного — даже тревожного: аномально крупной эллиптической галактики, получившей название C1-23152. Это яйцевидное скопление звезд настолько велико, что бросает вызов общепринятым моделям своего происхождения. Проще говоря, C1-23152 кажется слишком большим для ранней Вселенной.

Считается, что первые галактики были относительно крохотными, постепенно собирались из более мелких строительных блоков и достигали гигантских размеров только после миллиардов лет роста. Обладая примерно 200 миллиардами звезд солнечной массы, C1-23152 опрокидывает, а затем переворачивает масштабы этого сценария. И не только. За последнее десятилетие астрономы обнаружили несколько очень древних и очень больших галактических гигантов. Например, в 2017 году было обнаружено, что пара чрезвычайно больших галактик — одна из которых способна производить 2900 солнечных масс в год — существовала менее чем через 800 миллионов лет после Большого взрыва.В 2019 году было обнаружено, что семья из 39 огромных галактик — каждая из которых представляет собой звездную фабрику, производящую около 200 звезд солнечной массы в год — проносится через Вселенную в течение двух миллиардов лет после ее рождения.

Угрожает ли это когда-либо увеличивающееся количество почтенных огромных объектов разрушить традиционную модель образования галактик? «Уловка здесь: сколько у вас есть?» говорит Марсель Нилман, астроном из Института астрономии Макса Планка в Гейдельберге, Германия, который не участвовал в новом исследовании.Горстка не имеет значения; Вселенная достаточно велика, чтобы время от времени возникать странные вещи. Но если в будущем с помощью все более совершенных телескопов удастся обнаружить их гораздо больше, то, возможно, эти колоссальные галактики из детства Вселенной могут разрушить наше понимание космоса.

Давным-давно в далекой-далекой галактике

То, что стало общепринятой моделью образования галактик, в значительной степени почерпнуто из моделирования космической эволюции, которое воспроизводит наши наблюдения за локальной вселенной — то, что мы видим около Млечного Пути.

После большого взрыва космос расширился и растянулся довольно равномерно во всех направлениях. Но, как говорит Нилман, вы получаете «крошечные вариации плотности ткани Вселенной». Эти вариации являются домом для сгустков темной материи, вещества, которое излучает незначительное электромагнитное излучение, если оно вообще есть. Таким образом, темную материю еще предстоит обнаружить напрямую, но наблюдения галактик показывают, что эта невидимая масса создает собственное гравитационное притяжение. Это означает, что эти сгустки темной материи притягивают «обычную» материю (то, что мы, люди, можем обнаруживать и с чем взаимодействовать), большая часть которой — газ.Газ падает в эти гравитационные колодцы и сжимается, вызывая звездообразование. Все больше материи продолжает падать в эти постоянно расширяющиеся колодцы, называемые астрономами «ореолами» темной материи, постепенно образуя все более и более крупные структуры в течение 13,8 миллиардов лет жизни Вселенной. Этот процесс должен более или менее создать то распределение галактик, которое мы видим сегодня, говорит Паоло Саракко, астроном из Национального института астрофизики Италии и ведущий автор исследования, в котором сообщается о недавних наблюдениях C1-23152.

Вот почему древние массивные галактики проблематичны. «Для нашего нынешнего понимания формирования галактик мы как бы опираемся на галактики, которые знали в то время», — говорит Корал Уиллер, астроном из Калифорнийского государственного политехнического университета в Помоне, который не участвовал в новом исследовании. В эти галактики не входили очень старые, маленькие или большие. Оглядываясь назад во времени с помощью все более мощных телескопов, мы начали обнаруживать эти очевидные выбросы. И по мере того, как количество аномальных объектов увеличивалось, астрономы начали задаваться вопросом, нужно ли их моделям расширяться, чтобы освободить для них место, или эти модели будут выгибаться и ломаться под действием напряжения.

Как сообщалось в Astrophysical Journal в декабре 2020 года, команде Саракко удалось извлечь некоторые пикантные детали из C1-23152. Свет из далеких космических регионов растягивается расширяющейся Вселенной, когда он летит на Землю. Чем больше он растягивается, тем больше его сдвиг в сторону более длинноволновой «красной» части электромагнитного спектра. Это «красное смещение» света звезды C1-23152 указывает на то, что он появился 12 миллиардов лет назад, еще в юности Вселенной.Тот факт, что эта галактика одновременно древняя и массивная, достаточно проблематична для традиционных моделей формирования галактик медленно, но верно. Но он не выглядел полностью сформированным. Настоящим прорывом Саракко и его команды стало прослеживание истории звездообразования C1-23152 по всей Вселенной.

Ключом к этому прорыву было наблюдение спектра гигантской галактики — радужное измерение различных длин волн или цветов, которые излучает или поглощает объект. Определенные цветовые комбинации выделяют определенные элементы, а это означает, что эту спектральную симфонию можно использовать для определения состава звезд галактики.Используя эту силу, говорит Саракко, «мы впервые с очень хорошей точностью получили средний возраст звездного населения внутри [C1-23152] и время, необходимое для образования этих звезд».

Количество элементов в C1-23152, которые оказались тяжелее водорода и гелия, которые астрономы вместе называют «металлами», намекало на его необычность. Металлы производятся в процессе звездообразования, которое выбрасывает их в межзвездную среду галактики через сверхновые, что делает их доступными для использования звездами следующего поколения.Чем больше металлов, тем больше циклов звездообразования, и современным массивным галактикам потребовалось много миллиардов лет, чтобы стать богатыми металлами. Спектр C1-23152 показал, что галактика в самом начале своего существования была настоящим металлическим золотым дном, а это означает, что вскоре после своего первого образования в ней образовалось партий звезд.

Как быстро? Спектральные особенности звезд также могут ответить на этот вопрос, потому что они показывают, какие из них имеют элементы, типичные для более молодых или старых звезд. Самым молодым звездам в C1-23152 примерно 150 миллионов лет.Самым древним из них около 600 миллионов лет. Это означает, что всего за полмиллиарда лет галактика создала около 200 миллиардов солнечных масс — 450 звезд в год, более одной звезды в день. Эта цифра почти в 300 раз превышает текущую мощность Млечного Пути. Если большинство галактик представляют собой медленно горящие бревна, периодически возникающие новые языки пламени, то C1-23152 — это костер, пропитанный бензином.

C1-23152 и аналогичные ему собратья ставят астрономов перед головоломкой, которая потенциально ломает модели: как можно собрать массивные галактики и зажечь их так быстро на столь раннем этапе? На данный момент ответ, вкратце, таков: они не могут.

Выращивание Вселенной в коробке

В течение некоторого времени моделирование не позволяло вырастить эти огромные галактики. Но это не значит, что они просто не могут этого сделать. Вместо этого проблема может заключаться в том, как они запрограммированы.

«Когда вы запускаете моделирование, существует компромисс между тем, насколько большой объем вы хотите моделировать, и тем, сколько деталей вы можете моделировать из-за мощности компьютера, который у вас есть или которого нет», — говорит Бен Форрест, астроном. из Калифорнийского университета в Риверсайде и соавтором нового исследования.Если эти древние массивные галактики встречаются редко, возможно, мы не используем достаточно большие коробки, чтобы дать шанс появиться одной из них. «Возможно, некоторые модели не охватывают достаточный объем», — говорит он.

Быстро настроить их, чтобы порождать мегагалактики из ранних эпох космического времени, тоже непросто. «На их повторный запуск уходит много времени. Если вы хотите что-то изменить, вы должны быть уверены, что это правильно, и именно это вы хотите, — говорит Форрест.

Некоторые из последних итераций моделирования, с лучшими данными и вычислительной мощностью, действительно предсказывают, что эти массивные галактики будут существовать в небольших количествах в ранние времена, добавляет он.Но в отличие от того, что наблюдается на самом деле, они по-прежнему создают звезды. Древние галактики, в том числе C1-23152, внезапно прекращают звездообразование после продуктивного пика — либо потому, что у них заканчивается водород и гелиевое топливо, либо потому, что излучение, исходящее от свежих звезд и других чрезмерно усердных астрофизических источников, готовит этот газ и взрывает его. вне досягаемости. Очевидно, что некоторые ингредиенты все еще отсутствуют в наших виртуальных рецептах, поэтому мы пока не можем полагаться на их объяснения.

Ученые нашли в другом месте ключи, которые могут объяснить существование этих древних мегагалактик. Анастасия Фиалкова, космолог из Кембриджского университета, которая не участвовала в последней работе, говорит, что, в отличие от полномасштабного моделирования, расчеты аналитической физики могут «учитывать весь объем Вселенной». И они предполагают, что небольшое количество гало темной материи, способных инициировать звездообразование, появляется всего через 40 миллионов лет после большого взрыва.

Это время значительно раньше, чем большинство ореолов темной материи, которые появляются позже, в юные эпохи Вселенной — те, которые, как считается, ответственны за заселение большей части галактик, которые мы видим сегодня.Вместо этого ореолы, появившиеся через 40 миллионов лет после большого взрыва, могли засадить зародыши древних массивных галактик, которые в конечном итоге стали бы обнаруживаемыми с помощью наших телескопов. Ранняя Вселенная также была более плотной, отмечает Уилер. Это позволило бы легко собрать водород и гелий, образующие звезды, вокруг этих первичных ореолов темной материи и, в конечном итоге, галактик.

Другой вариант, говорит Нилман, состоит в том, что могло произойти сочетание вещей.Редкие сверхплотные карманы Вселенной позволили бы слияния нескольких галактик очень рано, в то время как потоки, направляющие газ в сердца галактик, могли бы перезарядить звездообразование.

В любом случае, появление огромных древних галактик легче объяснить, если темная материя холодная. Здесь «холодный» означает, что темная материя движется относительно медленно. «Горячая» темная материя будет двигаться со скоростью, приближающейся к скорости света. Вообще говоря, чем холоднее темная материя, тем легче она может конденсироваться в ореолы, заселяющие галактику.Это предположение не обязательно может быть правильным, но «холодная темная материя — это простейший сценарий темной материи, который работает», — говорит Фиалков.

Неясно, какая комбинация этих событий, если таковая имеется, лучше всего объясняет происхождение и эволюцию C1-23152, не говоря уже о его колоссальных собратьях. «Это не особый уголок вселенной», на который мы смотрим, — говорит Саракко. Но, что важно, здесь ничто не угрожает ниспровергнуть традиционную модель формирования галактик медленно, но верно, говорит он. Эти древние массивные галактики представляют собой еще один путь для галактик.

Назад в будущее

Традиционная модель сохранилась до сих пор, но лишь частично потому, что было обнаружено несколько таких массивных галактик. «Мы имеем дело со статистикой небольшого числа», — говорит Форрест. Однако ученые плохо понимают истинное количество чудовищ. Пока это не изменится, понимание того, какое влияние они оказывают на наше понимание космоса и как галактики эволюционируют по-разному, останется неоднозначным.

Возможно, мы уже видели гораздо больше этих старых мегагалактик, чем нам кажется.Для подробных исследований наши телескопы часто обращаются к самым ярким массивным, но выгоревшим галактикам, прежде чем их природа будет раскрыта. Однако астрономы заметили более тусклые объекты с аналогичными характеристиками, витающие в ранней Вселенной, однако, говорит Стейн Вуйтс, астроном из Университета Бата в Англии, который не участвовал в недавней работе. Они могли оказаться просто менее массивными галактиками или еще более древними массивными галактиками, наблюдаемыми спустя много времени после их расцвета звездообразования.Эти предметы приглушают свечи ближе к дому или огромные костры подальше?

Как всегда, требуется больше данных -. И несколько будущих телескопов помогут нам в этой галактической переписи, путешествующей во времени.

Во-первых, нужно заметить подозрительные яркие пятна в далеком прошлом. «Если вы хотите получить группу кандидатов, тогда широкое поле зрения — это прекрасно», — говорит Форрест. Римский космический телескоп Нэнси Грейс, ранее известный как WFIRST и в настоящее время нацеленный на запуск в 2025 году, будет иметь поле зрения, эквивалентное 100 космическим телескопам Хаббла: его широкие, чувствительные глаза позволят увидеть множество возможных древних массивных галактик.

Затем этих кандидатов необходимо будет провести судебно-медицинскую экспертизу, изучив их различные спектры, чтобы определить их свойства и подтвердить, что они действительно являются такими галактиками, а не самозванцами. «В идеале вам нужен действительно большой телескоп», — говорит Форрест. «Это дает вам больше места для сбора — это большее ведро, в которое фотоны попадают от объекта». Тридцатиметровый телескоп на Гавайях мог бы быть подходящим, если бы он был построен, и Чрезвычайно большой телескоп также мог бы соответствовать всем требованиям. Космический телескоп Джеймса Уэбба, который, наконец, запускается в октябре этого года после множества задержек, тоже должен хорошо работать.«Он не такой большой, — говорит Форрест. «Бак для фотонов немного меньше, но тогда вам не нужно смотреть сквозь атмосферу», так что меньше помех, с которыми приходится иметь дело.

Saracco особенно рад появлению этих луп нового поколения, потому что они будут делать больше, чем просто находить очень далекие объекты. «Мы сможем наблюдать внутри галактики [a] в отдельных областях звездообразования», — говорит он. Другими словами, вместо расплывчатого изображения основных характеристик галактики астрономы получат более детальное представление — разницу между грубым наброском и детальным рисунком — открывая новую главу в нашем понимании того, как образуются галактики.

До тех пор, пока не прибудет эта помощь, эта научная область будет оставаться в зачаточном состоянии. «Формирование галактик связано с огромной неопределенностью, — говорит Уиллер.

Погоня за монстрами в темноте может нервировать. Они угрожают догмам эпохи, вынуждая нас расширять наши ранние модели, чтобы они соответствовали им. И если эти модели растянуты до предела, ничего страшного. «Мы хотим каким-то образом бросить вызов модели», — говорит Уиллер. «Когда что-то не совпадает, тогда становится интересно.”

Сколько звезд во Вселенной?

745398 просмотры 2169 классов

Вы когда-нибудь смотрели в ночное небо и задавались вопросом, сколько звезд в космосе? Этот вопрос волновал ученых, а также философов, музыкантов и мечтателей на протяжении веков.

Посмотрите в небо ясной ночью, вдали от ярких уличных фонарей, и вы увидите несколько тысяч отдельных звезд невооруженным глазом.Даже с помощью скромного любительского телескопа можно будет увидеть еще миллионы.

Итак, сколько звезд во Вселенной? Этот вопрос легко задать, но ученым сложно дать честный ответ!

Звезды не разбросаны случайным образом в космосе, они собраны в огромные группы, известные как галактики. Солнце принадлежит галактике под названием Млечный Путь. По оценкам астрономов, только в Млечном Пути насчитывается около 100 миллиардов звезд. Кроме того, существуют миллионы и миллионы других галактик!

Говорят, что подсчет звезд во Вселенной похож на попытку подсчитать количество песчинок на пляже на Земле.Мы могли бы сделать это, измерив площадь поверхности пляжа и определив среднюю глубину песчаного слоя.

Если мы посчитаем количество зерен в небольшом репрезентативном объеме песка, умножением мы сможем оценить количество зерен на всем пляже.

Для Вселенной галактики — это наши небольшие репрезентативные объемы, и в нашей Галактике есть что-то вроде от 10 ¹¹ до 10 ¹² звезд и, возможно, что-то вроде 10 ¹¹ или 10 ¹² галактик.

С помощью этого простого вычисления вы получите примерно от 10 ²² до 10 ²⁴ звезд во Вселенной. Это лишь приблизительное число, так как, очевидно, не все галактики одинаковы, точно так же, как на пляже глубина песка не будет одинаковой в разных местах.

Никто не будет пытаться подсчитывать звезды индивидуально, вместо этого мы измеряем интегральные величины, такие как количество и светимость галактик. Инфракрасная космическая обсерватория Herschel внесла важный вклад, «подсчитав» галактики в инфракрасном диапазоне и измерив их светимость в этом диапазоне — чего раньше никогда не делали.

Зная, насколько быстро образуются звезды, можно сделать расчеты более точными. Гершель также нанес на карту скорость образования звезд на протяжении всей истории космоса. Если вы сможете оценить скорость образования звезд, вы сможете оценить, сколько звезд во Вселенной сегодня.

В 1995 году изображение, полученное космическим телескопом Хаббла (HST), показало, что звездообразование достигло пика примерно семь миллиардов лет назад.Однако недавно астрономы снова задумались.

Изображение Hubble Deep Field было получено в оптическом диапазоне длин волн, и теперь есть некоторые свидетельства того, что большая часть ранних звездообразований была скрыта толстыми пылевыми облаками. Облака пыли закрывают видимость звезд и преобразуют их свет в инфракрасное излучение, делая их невидимыми для HST. Но Гершель мог вглядываться в эту ранее скрытую Вселенную в инфракрасном диапазоне волн, открывая гораздо больше звезд, чем когда-либо ранее.

Скоро будет запущена Гея, которая изучит 1 миллиард звезд в нашем Млечном Пути.Он будет основан на наследии миссии «Гиппарх», которая определила положение более ста тысяч звезд с высокой точностью и более миллиона звезд с меньшей точностью.

Gaia будет контролировать каждую из своих миллиардов звезд-мишеней 70 раз в течение пятилетнего периода, точно отображая их положение, расстояния, движения и изменения яркости. В совокупности эти измерения создадут беспрецедентную картину структуры и эволюции нашей Галактики.

Благодаря таким миссиям мы на один шаг ближе к тому, чтобы дать более надежную оценку часто задаваемого вопроса: «Сколько звезд во Вселенной?»

Спасибо за лайк

Вам уже понравилась эта страница, вам может понравиться только один раз!

Различия между Вселенной, Галактикой и Солнечной системой

Различия между Вселенной, галактиками и солнечными системами лежат в основе науки, известной как астрономия.Хотя астрономия — сложная наука, эти основные термины понятны практически каждому. Фактически, базовое понимание этих астрономических систем обычно требуется на уроках естествознания в какой-то момент в начальной школе.

Солнечная система

Солнечные системы — самые маленькие из трех рассматриваемых систем. Солнечная система состоит из звезды, например Солнца, и объектов, на которые действует его сила тяжести. Эти объекты включают планеты, луны, астероиды, кометы и метеороиды.Хотя солнечные системы меньше, чем Вселенная или галактика, человеческому разуму трудно по-настоящему понять истинный размер даже самой маленькой солнечной системы. С точки зрения масштаба, если бы Солнце имело размеры теннисного мяча, Земля была бы размером с песчинку, находящуюся на расстоянии около 8 метров (26 футов) от нас.

Галактики, заполненные звездами

Галактика — это система солнечных систем и других звезд. Галактики, как и солнечные системы, удерживаются вместе гравитацией.В галактиках солнечные системы разделены обширными участками преимущественно пустого пространства. Галактика, в которой находится Земля и ее Солнечная система, называется Млечный Путь. Считается, что эта галактика содержит более 200 миллиардов различных звезд. Солнечные системы вращаются вокруг своих галактик так же, как планеты вращаются вокруг своих солнц. Солнечной системе Земли требуется примерно 200–250 миллионов лет, чтобы завершить оборот по орбите.

Вселенная — общая картина

Вселенная — самая большая из этих трех астрономических концепций.Все вещи, включая галактики и солнечные системы, входят в сферу вселенной. Хотя все, что известно человеку, содержится во Вселенной, ученые считают, что Вселенная постоянно расширяется. Считается, что это результат большого взрыва, массивного взрыва сверхконденсированной материи, создавшего Вселенную и все, что внутри нее содержится.

Изучение различий

Размер — главное различие между Вселенной, галактиками и солнечными системами.Однако существуют и другие различия. Черные дыры — это участки пространства с сильным гравитационным притяжением, из которых не может выйти даже свет.