Можно ли обнаружить разницу между звездой и галактикой, которые являются точечными источниками?

Очевидно, звезда будет точечным источником. Галактика должна быть нерегулярной каплей, если она близко, но если она далеко, то может показаться, что галактика тоже будет просто точечным источником.

Учитывая, что звезда и галактика могут быть обнаружены только как точечные источники, могут ли астрономы отличить их от красного смещения? Каким-то другим способом?

Дополнительный вопрос ...

Какой процент галактик, если наша Вселенная может быть обнаружена только как точечные источники?

Чтобы отличить галактики от звезд, вы можете использовать спектр. Грубо говоря, звезды имеют спектр, подобный черному телу, с особенностями, зависящими от поглощения и излучения на линии обзора и в хромосфере звезды.

Галактики с другой стороны спектра, который является составной частью тонн звезд. Спектр, например, будет намного шире (в диапазоне от меньших до больших длин волн) из-за разнообразия в спектрах звезд.

Посмотрите на http://www.atnf.csiro.au/outreach/education/senior/astrophysics/spectra_astro_types.html, если вы хотите краткий обзор различий.

У меня нет точного числа о количестве галактик, которые мы видим в качестве точечного источника, но ответ сильно варьируется от одного инструмента к другому. Если вы попытаетесь наблюдать галактику с помощью радиотелескопов в интерферометрии, вы сможете разрешить гораздо лучшие масштабы, чем небольшой видимый телескоп на Земле и т. Д.

cphyc отлично отвечает на вопрос: спектроскопия - это ответ, хотя, поскольку, как объясняется ниже, галактики не являются точечными источниками, морфология звезд и галактик также отличается: даже эллиптические галактики, наблюдаемые вдоль одной из их осей, выглядят иначе, чем звезды. Хотя оба они круглые, способ, которым их свет падает радиально, различен; свет звезд уменьшается примерно так же, как нормальное распределение от центра и наружу (с некоторым дополнительным профилем, сложенным в зависимости от инструмента), в то время как профиль поверхностной яркости галактик уменьшается несколько более сложным образом (например, профиль Серсика ).

Wrt. доля галактик, которые являются точечным источником, ответ практически отсутствует. Галактики почти всегда можно разрешить, хотя, как правильно говорит cphyc, не с помощью какого-либо инструмента. Радио и гамма-телескопы имеют очень плохое разрешение, и на этих длинах волн источники обычно не могут быть разрешены, если они не находятся относительно близко. Но на оптических длинах волн, а также в ультрафиолетовом и инфракрасном диапазонах телескопы, такие как космический телескоп Хаббл и даже хорошие наземные телескопы, могут разрешать все галактики, если они не настолько малы, чтобы их было слишком тускло, чтобы их можно было увидеть в любом случае.

Причиной является довольно своеобразная особенность расширяющейся Вселенной: галактика будет выглядеть все меньше и меньше, чем дальше она (как ожидается от повседневной жизни), но только на определенное расстояние, после которого они будут казаться все больше и больше. Почему это так? Поскольку свет движется с конечной скоростью, мы наблюдаем галактики такими, какими они были в прошлом - чем дальше, тем дольше. И поскольку в расширяющейся Вселенной «давным-давно» также означает «ближе», угол, который галактика охватывает на небе, - это угол, который она охватывает при излучении света, а не угол, который она охватывает сегодня . То есть очень далекие галактики излучали свет, который мы видим сегодня, когда они были так близко, что охватывали большой угол.

Точная связь между расстоянием и телесным углом галактики зависит от космологии (то есть значений параметров плотности, постоянной Хаббла и т. Д.). Для последних измерений Планка (2015 г.) галактика с поперечным сечением 1 кпк (~ 3000 световых лет), которая считается малой галактикой, охватывает угол, заданный этой величиной:

$0.6\pm0.3\,\mathrm{kpc}$

К сожалению, этот эффект также затрудняет обнаружение отдаленных галактик. Галактика излучает только так много света, поэтому распределение ее света, скажем, в два раза по угловому диаметру делает его в четыре раза менее ярким.

Таким образом, проблема наблюдения очень далеких галактик не в том, что они маленькие, а в том, что они тусклые .

$-$$-$, Этот объект явно является звездой, и вы в первую очередь можете сказать об этом из-за дифракционных пиков. Вы не видите этих дифракционных шипов на галактиках, даже на галактиках, которые являются крошечными точками. Это относительно простой способ визуально различить звезду и галактику, когда вы смотрите на нее через телескоп, где ожидаются такие дифракционные пики.

Это подразумевает, что визуально звезды и галактики выглядят по-разному, даже если они являются крошечными пятнами на изображении. Также будут различия в том, как они выглядят менее заметными способами. Эта концепция основана на широко используемой астрономами программе SExtractor , предназначенной для получения изображения неба и возможности различать звезды и галактики. Он использует эти небольшие различия между способами, которыми галактики и звезды появляются на изображениях, чтобы выяснить, что есть что. Если вам нужна более подробная информация о том, как эта программа различает звезды и галактики, взгляните на их опубликованную статью .