다른 은하계의 별을 볼 수 없을 때까지 얼마나 걸립니까?

모든 은하가 더 빠르고 빠른 속도로 서로 멀어지고 있기 때문에 결국 다른 은하계의 별을 볼 수 없습니다. 다른 은하에서 별을 볼 수 없을 때까지 얼마나 걸립니까?

우선, 우리는 다른 은하계의 별들을 볼 수 없습니다 (몇 가지 예외를 제외하면 Cepheid 변수 별은 예를 들어 인근 은하까지의 거리를 결정하는 데 정기적으로 사용됩니다). 현재 서있는 것처럼, 우리는 우리 자신의 은하수의 별만 볼 수 있습니다 (내 크고 작은 마젤란 구름 포함). 제 1 형 초신성을 제외하고, 안드로메다 은하에서 세 페이드 변수를 볼 수 있을지 모르지만, 더 이상 어떤 것도 가능하지 않습니다.

우주에서 볼 수있는 거리와 관련하여 적절한 숫자는 우주적 지평선까지의 공비 거리입니다. 이 수평선은 볼 수있는 것과 볼 수없는 것 사이의 경계를 정의합니다. 우주는 입자가 그렇게 멀리 여행 할 수있을만큼 오래되지 않았기 때문에 (예, 빛의 속도로도; 사실, 우리가 관찰 할 수 있는 것은 광자가 우리가 관심을 갖는 입자입니다).

시공 거리의 정의는 다음과 같습니다.

$$\chi = \frac{c}{H_{0}} \int_{z=0}^{z=z_{Hor}} \frac{dz^{'}}{E(z^{'})}$$

여기서 함수 는 선택한 우주론을 포함합니다 (다음은 평평한 우주에만 해당).

$$E(z^{'})$$

$$E(z^{'}) = \sqrt{ \Omega_{\gamma} (1+z)^{4} + \Omega_{m} (1+z)^{3} + \Omega_{\Lambda} }$$

이 거리는 미래로 외삽 될 수 있으며 (당신이 선택한 우주론), 궁극적으로 우주 론적 사건의 수평선 까지의 거리 가 무의식적으로 도달 할 수 있는지 알려줄 것 입니다. 이것은 어떤 물체도 당신과 인과 적 접촉을 할 수없는 거리입니다.

입자 수평선을 계산하는 또 다른 간단한 방법은 우주의 시작부터 지나간 등각 시간을 계산하고 , 등각 시간이 다음과 같은 방식으로 정의되는 빛의 속도 곱하는 것입니다 .$c$

$$\eta = \int_{0}^{t} \frac{dt^{'}}{a(t^{'})}$$

여기서 는 우주의 축척 비율이며 시간과의 관계는 특히 우주론의 선택에 달려 있습니다. 이 수평선의 궁극적 인 가치를 원한다면이를 무한대로 통합해야합니다.$a(t^{'})$

요약 : 나는 우주 탐사 지평선의 정확한 크기의 발굴 크기를 찾는 데 어려움을 겪고 있지만, 계속 검색 할 것입니다. 찾을 수 없으면 자유 시간이있을 때 계산을 수행해야한다고 가정합니다. 거의 확실히 그것은 은하계의 크기보다 크므로 우리의 밤하늘은 우주의 운명으로부터 크게 안전합니다. 그러나이 지평을 넘어서는 것은 단조롭게 희미하고 빨갛게됩니다. 또한 결국 무한히 증가하거나 일정 시간이 지남에 따라 감소하는 것이 아니라 무의식적으로 어떤 가치에 도달한다고 생각합니다. 나는 당신에게 다시 연락해야합니다.

여기 우주론에서 거리 측정의 좋은 리뷰.

대부분의 경우 은하단이 서로 멀어지고 있습니다. 은하들 사이의 중력 인력은 일반적으로 우주적 팽창을 극복하기 위해 집중된 클러스터에서 충분하다. 우리 그룹의 일부인 은하와 안드로메다 지역 그룹의 가장 큰 은하계는이 확장을 극복하기에 충분히 가까우며 방대합니다. 그러므로 우리는 안드로메다 은하에서 별들이 약 100 억년 안에 죽거나 사라질 때까지 절대로 잃지 않을 것입니다. 그러나 주어진 은하계에서 별들의 집단 별빛이 아닌 개별 별에 대해 이야기하고 있다면 그 대답은 여전히 ​​할 수 없다는 것입니다!

약 40 억 년 동안 안드로메다 은하가 은하수와 충돌하거나 매우 느리게 병합 될 것으로 예상되기 때문에 그때까지 다른 은하계의 별들을 볼 수 있습니다. 그러나 그것은 결국 하나의 은하가 될 것이므로 정의의 문제입니다.

몇 가지 사실 : 안드로메다는 약 110km / s (68mi / s)의 속도로 은하수쪽으로 이동하고 있습니다. 로컬 그룹의 나머지 사람들도이 운명에 처해 있습니다.

위키 백과 : https://ko.wikipedia.org/wiki/Andromeda-Milky_Way_collision