Ile jest galaktyk w Wszechświecie?

Patrzysz nocą w niebo i zastanawiasz się, ile takich „wysepek gwiazd” jak Droga Mleczna faktycznie istnieje? Trudno to sobie wyobrazić, bo mówimy o liczbach, które wykraczają poza codzienne doświadczenie. W tym tekście poznasz aktualne szacunki astronomów, sposoby liczenia galaktyk i skalę Wszechświata widzialnego.

Ile galaktyk jest we Wszechświecie według współczesnych szacunków?

Na początku XXI wieku najczęściej powtarzana liczba mówiła o około 100 miliardach galaktyk w widzialnym Wszechświecie. Ten wynik wynikał z analizy ultra głębokich zdjęć wykonanych przez Teleskop Hubble’a, który przez wiele miesięcy patrzył w jeden, z pozoru pusty, skrawek nieba. Na tak małym obszarze, stanowiącym około 1/10 000 000 część całego nieba, znalazł ponad 10 000 galaktyk. Pomnożenie tej liczby przez liczbę podobnych obszarów na całej sferze niebieskiej dało wynik rzędu 100 000 000 000 galaktyk.

W 2016 roku zespół Christophera J. Conselice’a z University of Nottingham przeanalizował dokładniej te dane, uwzględniając także galaktyki bardzo słabe i małe, których Hubble nie był w stanie bezpośrednio wychwycić. Astronomowie zastosowali modele ewolucji gęstości galaktyk w czasie kosmicznym (przy czerwonych przesunięciach z ) i doszli do wniosku, że we Wszechświecie widzialnym musi istnieć około 2 · 10¹² galaktyk, czyli mniej więcej 2 biliony. Szacunkowy błąd tego wyniku opisano jako 2±0,7 · 10¹², co oznacza, że rzeczywista liczba może być nieco mniejsza lub większa, ale i tak pozostaje na poziomie bilionów.

Widzialny Wszechświat a cały Wszechświat

Czy 2 biliony galaktyk to „ostateczna” odpowiedź? Nie. To liczba galaktyk w widzialnej części Wszechświata, czyli w tej sferze, z której światło zdążyło do nas dotrzeć od czasu Wielkiego Wybuchu. Średnica takiego obszaru to około 93 miliardy lat świetlnych

Rzeczywista liczba galaktyk w całym Wszechświecie może więc być większa, ale nie umiemy jej nawet w przybliżeniu oszacować bez dodatkowych założeń kosmologicznych. Gdy mowa o „ile jest galaktyk we Wszechświecie”, w praktyce chodzi więc prawie zawsze o liczbę w Wszechświecie obserwowalnym, a nie w całości przestrzeni kosmicznej.

Ile gwiazd przypada na jedną galaktykę?

Typowa galaktyka zawiera od 10 000 000 do nawet 1 000 000 000 000 gwiazd. W literaturze naukowej zapisuje się to jako zakres od 10⁷ do 10¹² gwiazd. Małe galaktyki karłowate mogą mieć „zaledwie” kilka milionów słońc, natomiast wielkie galaktyki eliptyczne w centrach gromad zawierają setki miliardów gwiazd, a ich masy sięgają 10¹⁴ mas Słońca.

Nasza Droga Mleczna to duża galaktyka spiralna z poprzeczką. Jej średnica wynosi około 100 000 lat świetlnych, a grubość dysku gwiazdowego to mniej więcej 3000 lat świetlnych. Szacuje się, że zawiera od 200 do 300 miliardów gwiazd, a jej masa to około 6 · 10¹¹ mas Słońca. W porównaniu z galaktykami karłowatymi jest więc obiektem dość masywnym, ale wciąż daleko jej do największych eliptycznych olbrzymów.

Jak astronomowie liczą galaktyki?

Nikt nie siada z kartką, nie wypisuje po kolei „1, 2, 3…” i nie dociera w ten sposób do 2 000 000 000 000. Cała sztuczka polega na mądrym wykorzystaniu statystyki, głębokich zdjęć nieba i modeli opisujących ewolucję kosmicznych struktur. Zasada przypomina próby policzenia ryb w oceanie na podstawie próby z niewielkiego akwenu, ale w astronomii używa się do tego znacznie bardziej zaawansowanych narzędzi.

Podstawową metodą są tzw. głębokie przeglądy nieba. Teleskopy – zarówno optyczne, jak i radiowe – wykonują bardzo długie ekspozycje ograniczonych fragmentów nieba. Tak powstały zdjęcia typu Hubble Ultra Deep Field, na których praktycznie każda plamka jest inną galaktyką. Licząc obiekty w takim polu, można wyznaczyć gęstość galaktyk na jednostkę powierzchni nieba, a następnie przeskalować to na całą sferę niebieską.

Jak działa „próba z małego fragmentu nieba”?

W przypadku Hubble’a pole widzenia teleskopu użyte do znanego szacunku stanowiło około 1/10 000 000 części całego nieba. Na tym jednym maleńkim kawałku astronomowie doliczyli się ponad 10 000 galaktyk, w tym bardzo odległych, których światło ma ponad 13 miliardów lat. Jeśli założymy, że Wszechświat na wielkich skalach jest jednorodny, możemy przyjąć, że w innych fragmentach nieba występuje zbliżona gęstość galaktyk.

Pomnożenie 10 000 galaktyk przez 10 000 000 daje wynik ponad 100 miliardów. Kolejne analizy – takie jak praca Conselice’a z 2016 roku – uwzględniają dodatkowo galaktyki zbyt słabe dla Hubble’a i posługują się symulacjami komputerowymi, które mówią, jak zmieniała się gęstość liczby galaktyk wraz z wiekiem Wszechświata. Stąd właśnie wzięło się podniesienie oszacowania do około 2 bilionów galaktyk.

Jakie obserwacje są potrzebne do takich szacunków?

Aby określić liczbę galaktyk, astronomowie łączą dane z różnych zakresów widma i różnych typów teleskopów. Kosmiczny Teleskop Hubble’a rejestruje światło widzialne i bliską podczerwień, ale do pełniejszego obrazu dochodzą jeszcze obserwacje radiowe, podczerwone oraz promieniowania rentgenowskiego. Współcześnie w szacunkach gęstości galaktyk korzysta się m.in. z danych dużych przeglądów nieba jak Sloan Digital Sky Survey, a także z obserwacji teleskopów radiowych, które widzą promieniowanie 21 cm międzygwiazdowego wodoru.

Z kolei modele teoretyczne, opisujące ewolucję galaktyk od wczesnego Wszechświata do dziś, powstają na podstawie symulacji numerycznych. W takich obliczeniach śledzi się zachowanie ogromnej liczby cząstek materii barionowej i ciemnej materii, bada się, jak powstają pierwsze protogalaktyki, jak łączą się w większe struktury, jak zmienia się ich masa i jasność. Zestawiając te symulacje z rzeczywistymi obserwacjami, można wnioskować, ile galaktyk o danym rozmiarze „brakuje” w naszych katalogach, bo są zbyt słabe lub zbyt odległe.

Ile gwiazd jest we Wszechświecie?

Skoro znamy przybliżoną liczbę galaktyk i typową liczbę gwiazd w galaktyce, można pokusić się o jeszcze śmielsze szacunki. Astronomowie z Australii policzyli, że całkowita liczba gwiazd w widzialnym Wszechświecie wynosi około 200 tryliardów, co zapisuje się jako 200 000 000 000 000 000 000 000. To liczba tak ogromna, że traci intuicyjny sens. Łatwiej porównać ją z czymś namacalnym.

Dla porównania, ilość ziarenek piasku na wszystkich plażach i pustyniach Ziemi szacuje się na około 5 tryliardów, czyli 5 000 000 000 000 000 000 000. Zestawienie tych dwóch wartości prowadzi do zaskakującego wniosku: w widzialnym Wszechświecie jest około 10 razy więcej gwiazd niż ziarenek piasku na całej Ziemi. A i tak w jednym ziarnku piasku znajduje się więcej atomów niż gwiazd we Wszechświecie, co jeszcze mocniej podkreśla, jak ogromne liczby pojawiają się w fizyce i kosmologii.

Jak duża jest pojedyncza galaktyka?

Galaktyki to nie kompaktowe „kule gwiazd”, lecz rozległe struktury grawitacyjnie związane. Większość z nich ma rozmiary od kilku tysięcy do kilkuset tysięcy lat świetlnych. Odległości między galaktykami liczy się z kolei w milionach lat świetlnych, dlatego nawet przy zderzeniach galaktyk bezpośrednie kolizje gwiazd są niezwykle rzadkie. Przestrzeń wewnątrz galaktyk i między nimi jest w ogromnej większości pustką.

W środku wielu, a prawdopodobnie nawet większości galaktyk, znajduje się supermasywna czarna dziura. W Drodze Mlecznej centralny obiekt tego typu to Sagittarius A*, o masie kilku milionów mas Słońca. W jeszcze większych galaktykach eliptycznych czarne dziury mogą osiągać miliardy mas słonecznych. Co ciekawe, istnieje silna zależność pomiędzy masą takiej czarnej dziury a własnościami całej galaktyki, co sugeruje, że ich ewolucja jest ściśle powiązana.

Z czego składają się galaktyki?

Klasyczna definicja mówi, że galaktyka to duży układ gwiazd, gazu, pyłu oraz ciemnej materii, związany grawitacyjnie i obiegający wspólny środek masy. Oprócz pojedynczych gwiazd znajdziesz w niej liczne układy podwójne i wielokrotne, gromady otwarte, gromady kuliste oraz różnego rodzaju mgławice – obłoki gazu, z których powstają nowe gwiazdy lub pozostałości po wybuchach supernowych.

Z punktu widzenia masy najważniejsza jest jednak ciemna materia. Analizy krzywych rotacji galaktyk spiralnych już w latach 70. XX wieku pokazały, że widoczna masa gwiazd i gazu nie wystarcza, aby wyjaśnić obserwowaną prędkość obrotową zewnętrznych części dysku. Z obliczeń wynika, że ponad 90% masy galaktyk stanowi właśnie ciemna materia – nieświecąca, a mimo to grawitacyjnie oddziałująca. Jej natura pozostaje nieznana, ale istnienie takich „niewidocznych” składników popierają liczne niezależne obserwacje, m.in. soczewkowanie grawitacyjne gromad galaktyk.

Jasność galaktyk

Inną istotną cechą galaktyk jest ich jasność. Największe galaktyki eliptyczne świecą jak około 10¹¹ Słońc – to znaczy, że emitują sto miliardów razy więcej światła niż nasze Słońce. Dla porównania, galaktyki karłowate mają jasność rzędu 10⁵ L☉, czyli odpowiadającą stu tysiącom słońc. Zestawienie jasności z masą pomaga astronomom zrozumieć, jak dużo ciemnej materii przypada na jednostkę światła i jak efektywnie dana galaktyka tworzy nowe gwiazdy.

Bezpośrednie wyznaczenie masy galaktyki możliwe jest m.in. w układach podwójnych galaktyk lub dzięki analizie ruchu gromad kulistych i gazowych obłoków krążących po orbitach w dużych odległościach od centrum. Używa się tu newtonowskiego prawa grawitacji: aby utrzymać obiekty o prędkości v na orbicie o promieniu R, masa galaktyki musi wynosić w przybliżeniu M ≃ Rv²/G, gdzie G to stała grawitacji. Rozbieżność między tą wyliczoną masą a masą widzialnej materii to właśnie miejsce dla ciemnej materii.

Ponad 90% masy galaktyk związanej grawitacyjnie nie świeci w żadnym znanym zakresie promieniowania i jest przypisywane ciemnej materii.

Jak galaktyki są rozmieszczone we Wszechświecie?

Tylko niewielka część galaktyk istnieje samotnie jako tak zwane galaktyki pola. Zdecydowana większość tworzy większe struktury związane grawitacyjnie: grupy galaktyk, gromady oraz supergromady. Struktury te układają się w coś w rodzaju „kosmicznej sieci” z włóknami i pustkami, choć na skalach większych niż około 100 megaparseków Wszechświat staje się statystycznie jednorodny.

Szacuje się, że w widzialnym Wszechświecie istnieje około 350 miliardów dużych galaktyk oraz nawet 3,5 biliona galaktyk karłowatych. Wszystkie razem tworzą mniej więcej 25 miliardów grup galaktyk10 milionów supergromad. Nasza Droga Mleczna należy do Grupy Lokalnej, liczącej ponad 50 galaktyk na obszarze około 1 megaparseka. W tej grupie dominują dwie duże galaktyki spiralne: Droga Mleczna i Galaktyka Andromedy.

Grupy, gromady i supergromady

Struktury mniejsze niż 50 galaktyk określa się jako grupy galaktyk. Taką grupą jest właśnie Grupa Lokalna. Z kolei zbiory liczące tysiące galaktyk zamknięte w przestrzeni o rozmiarach kilku megaparseków nazywa się gromadami galaktyk. Przykładem jest gromada w Pannie, której centralną galaktyką jest potężna M87 – eliptyczny olbrzym z supermasywną czarną dziurą w środku.

Na jeszcze wyższym poziomie znajdują się supergromady galaktyk, zawierające dziesiątki tysięcy galaktyk. Nasza Grupa Lokalna jest częścią Supergromady Lokalnej, znanej także jako Supergromada w Pannie. W takich skalach przestrzeń międzygalaktyczna jest zaskakująco pusta: gęstość materii w otoczeniu gromad spada do mniej niż jednego atomu na metr sześcienny, co czyni ją niemal idealną próżnią.

Szacuje się, że widzialny Wszechświat zawiera około 10 milionów supergromad galaktyk, złożonych łącznie z bilionów galaktyk i setek tryliardów gwiazd.

Jak zmieniło się nasze pojęcie o liczbie galaktyk?

W 1610 roku Galileusz skierował teleskop na Drogę Mleczną i odkrył, że to nie mleczna mgiełka, lecz ogromna liczba słabych gwiazd. Wtedy nikt jeszcze nie przypuszczał, że podobnych „wysp gwiazdowych” mogą być miliardy. W XVIII wieku Charles Messier zebrał katalog 109 mgławic, a William Herschel rozszerzył tę listę do około 5000 obiektów. Większość z nich dziś znamy jako galaktyki, ale aż do lat 20. XX wieku traktowano je raczej jako mgławice wewnątrz Drogi Mlecznej.

Przełom przyniósł Edwin Hubble. Dzięki obserwacjom cefeid – gwiazd zmiennych o znanym związku między okresem pulsacji a jasnością – zdołał zmierzyć odległości do mgławic w Andromedzie i innych pobliskich obiektów. Okazało się, że leżą one znacznie dalej, niż rozmiar naszej Galaktyki, więc muszą być oddzielnymi galaktykami. W 1926 roku Hubble zaproponował klasyfikację galaktyk (spiralne, eliptyczne, nieregularne) używaną do dziś w nieco rozwiniętej formie.

Jak rosły nasze szacunki liczby galaktyk?

Pierwsze próby oceny struktury Drogi Mlecznej – jak prace Willama Herschela z 1785 roku czy Jacoba Kapteyna z lat 20. XX wieku – nie uwzględniały absorpcji światła przez pył międzygwiazdowy. Dawało to obraz Galaktyki jako stosunkowo małego elipsoidalnego obiektu. Dopiero analiza rozmieszczenia gromad kulistych przez Harlowa Shapleya pokazała, że nasza galaktyka jest spłaszczonym dyskiem, a Słońce leży daleko od centrum.

Kolejny krok nastąpił w 1951 roku, gdy zaobserwowano przewidziane wcześniej przez van de Hulsta promieniowanie o długości 21 cm, pochodzące od atomowego wodoru. To promieniowanie przechodzi przez pył, więc pozwoliło zobaczyć strukturę Drogi Mlecznej i innych galaktyk spiralnych bez zniekształceń. W latach 70. analiza krzywych rotacji doprowadziła do wniosku, że widzialna materia nie wystarcza – i pojawiła się koncepcja ciemnej materii.

• 1610 – Galileusz odkrywa gwiazdową naturę Drogi Mlecznej,
• 1785 – Herschel tworzy pierwszy schemat struktury naszej Galaktyki,
• 1920–1926 – Kapteyn, Shapley i Hubble zmieniają obraz galaktyk i ich klasyfikację,
• 1951 – obserwacja linii 21 cm wodoru międzygwiazdowego,
• lata 70. XX wieku – pojawia się idea ciemnej materii na podstawie rotacji galaktyk.

Przez cały ten czas rosły także katalogi znanych galaktyk, a wraz z nimi nasze szacunki ich globalnej liczby. Przejście od setek obiektów w pierwszych katalogach do milionów w nowoczesnych przeglądach, a następnie do bilionów w symulacjach kosmologicznych pokazuje, jak bardzo poszerzyła się perspektywa człowieka w ciągu ledwie kilku stuleci.

Wszystkie te liczby pokazują, że pytanie „ile jest galaktyk w Wszechświecie” nie ma jednej prostej odpowiedzi. Znamy jedynie szacunkową liczbę w Widzialnym Wszechświecie, a to i tak już rząd bilionów obiektów, z których każda może zawierać setki miliardów gwiazd podobnych do Słońca lub całkiem od niego innych.