زندگی کهکشان ها و تاریخچه مطالعه آنها

2024 نویسنده: Seth Attwood | [email protected]. آخرین اصلاح شده: 2023-12-16 16:03

تاریخچه مطالعه سیارات و ستارگان در هزاره ها، خورشید، دنباله دارها، سیارک ها و شهاب سنگ ها - در قرن ها اندازه گیری می شود. اما کهکشان ها، پراکنده در سراسر جهان، خوشه های ستارگان، گاز کیهانی و ذرات غبار، تنها در دهه 1920 موضوع تحقیقات علمی شدند.

کهکشان ها از زمان های بسیار قدیم مشاهده شده اند. فردی با بینایی تیز می تواند نقاط نورانی را در آسمان شب تشخیص دهد که شبیه قطرات شیر است. در قرن دهم، منجم ایرانی عبدالرمان الصوفی در کتاب ستارگان ثابت خود از دو نقطه مشابه که امروزه به نام ابر ماژلانی بزرگ و کهکشان M31 با نام مستعار آندرومدا شناخته می شود، نام برد.

با ظهور تلسکوپ ها، ستاره شناسان روز به روز تعداد بیشتری از این اجرام را که سحابی نامیده می شوند، مشاهده کردند. اگر ستاره شناس انگلیسی ادموند هالی تنها شش سحابی را در سال 1716 فهرست کرده است، پس کاتالوگ منتشر شده در سال 1784 توسط ستاره شناس نیروی دریایی فرانسوی، چارلز مسیه، قبلاً شامل 110 سحابی - و در میان آنها چهار دوجین کهکشان واقعی (از جمله M31) بود.

در سال 1802، ویلیام هرشل فهرستی از 2500 سحابی را منتشر کرد و پسرش جان نیز فهرستی از بیش از 5000 سحابی را در سال 1864 منتشر کرد.

نزدیکترین همسایه ما، کهکشان آندرومدا (M31)، یکی از اجرام سماوی مورد علاقه برای رصدهای نجومی آماتور و عکاسی است.

ماهیت این اشیاء مدتهاست که از درک دور مانده است. در اواسط قرن هجدهم، برخی از ذهن های فهیم منظومه های ستاره ای مشابه راه شیری را در آنها مشاهده کردند، اما تلسکوپ های آن زمان فرصتی برای آزمایش این فرضیه فراهم نکردند.

یک قرن بعد، این عقیده غالب شد که هر سحابی یک ابر گازی است که از درون توسط یک ستاره جوان روشن می شود. بعدها، ستاره شناسان متقاعد شدند که برخی از سحابی ها، از جمله آندرومدا، حاوی ستارگان زیادی هستند، اما برای مدت طولانی مشخص نبود که آیا آنها در کهکشان ما قرار دارند یا فراتر از آن.

تنها در سال‌های 1923-1924 بود که ادوین هابل تشخیص داد که فاصله زمین تا آندرومدا حداقل سه برابر قطر کهکشان راه شیری (در واقع حدود 20 برابر) است و M33، سحابی دیگری از فهرست مسیه، وجود ندارد. کمتر از ما فاصله دارد. این نتایج سرآغاز یک رشته علمی جدید - نجوم کهکشانی - بود.

در سال 1926، ستاره شناس مشهور آمریکایی، ادوین پاول هابل، طبقه بندی کهکشان ها را بر اساس مورفولوژی آنها پیشنهاد کرد (و در سال 1936 مدرنیزه کرد). به دلیل شکل مشخصی که دارد، این طبقه بندی "چنگال تنظیم هابل" نیز نامیده می شود.

روی "ساقه" چنگال تنظیم کهکشان های بیضی شکل، روی شاخک های چنگال - کهکشان های عدسی شکل بدون آستین و کهکشان های مارپیچی بدون پل میله ای و با میله وجود دارد. کهکشان هایی که نمی توانند به عنوان یکی از طبقات فهرست شده طبقه بندی شوند، نامنظم یا نامنظم نامیده می شوند.

کوتوله ها و غول ها

جهان پر از کهکشان هایی با اندازه ها و جرم های مختلف است. تعداد آنها تقریباً مشخص است. در سال 2004، تلسکوپ هابل حدود 10000 کهکشان را در مدت سه ماه و نیم کشف کرد و در صورت فلکی جنوبی Fornax منطقه ای از آسمان را که صد برابر کوچکتر از مساحت قرص ماه است اسکن کرد.

اگر فرض کنیم که کهکشان ها با چگالی یکسان بر روی کره آسمانی توزیع شده اند، معلوم می شود که در فضای مشاهده شده 200 میلیارد وجود دارد، اما این تخمین بسیار دست کم گرفته شده است، زیرا تلسکوپ قادر به مشاهده تعداد زیادی کهکشان بسیار کم نور نیست..

فرم و محتوا

کهکشان ها از نظر مورفولوژی (یعنی شکل) نیز متفاوت هستند. به طور کلی، آنها به سه دسته اصلی تقسیم می شوند - دیسکی شکل، بیضوی و نامنظم (نامنظم). این یک طبقه بندی کلی است، موارد بسیار دقیق تری وجود دارد.

کهکشان ها اصلاً به طور تصادفی در فضای بیرونی توزیع نشده اند. کهکشان های عظیم اغلب توسط کهکشان های ماهواره ای کوچک احاطه شده اند. هم کهکشان راه شیری ما و هم آندرومدا همسایه ما حداقل 14 ماهواره دارند و به احتمال زیاد تعداد بیشتری از آنها وجود دارد. کهکشان ها دوست دارند به صورت جفت، سه قلو و گروه های بزرگتر متشکل از ده ها شریک متصل به گرانش متحد شوند.

انجمن های بزرگتر، خوشه های کهکشانی، شامل صدها و هزاران کهکشان هستند (اولین خوشه از این قبیل توسط مسیه کشف شد). گاهی اوقات، یک کهکشان غول‌پیکر درخشان در مرکز خوشه مشاهده می‌شود که گمان می‌رود در طول ادغام کهکشان‌های کوچک‌تر پدید آمده باشد.

و سرانجام، ابرخوشه‌هایی نیز وجود دارند که هم شامل خوشه‌ها و گروه‌های کهکشانی و هم کهکشان‌های منفرد هستند. معمولاً اینها سازه های کشیده تا صدها مگاپارسک طول دارند. آنها توسط فضاهای خالی تقریباً کاملاً بدون کهکشان با همان اندازه از هم جدا شده اند.

ابرخوشه ها دیگر در هیچ ساختاری با درجه بالاتر سازماندهی نمی شوند و به صورت تصادفی در سراسر کیهان پراکنده می شوند. به همین دلیل، در مقیاس چند صد مگاپارسکی، جهان ما همگن و همسانگرد است.

کهکشان دیسکی شکل یک کلوچه ستاره ای است که حول محوری می چرخد که از مرکز هندسی آن می گذرد. معمولاً در دو طرف منطقه مرکزی پنکیک یک برآمدگی بیضی شکل (از برآمدگی انگلیسی) وجود دارد. برآمدگی نیز می چرخد، اما با سرعت زاویه ای کمتر از دیسک. در صفحه دیسک، شاخه های مارپیچی اغلب مشاهده می شوند که در نورهای روشن نسبتا جوان فراوان هستند. با این حال، دیسک‌های کهکشانی بدون ساختار مارپیچی وجود دارند که تعداد کمتری از این ستاره‌ها وجود دارد.

منطقه مرکزی یک کهکشان دیسکی شکل را می توان با یک میله ستاره ای - یک میله برش داد. فضای داخل دیسک با یک محیط گاز و غبار پر شده است - ماده منبع ستارگان جدید و منظومه های سیاره ای. کهکشان دارای دو قرص است: ستاره ای و گازی.

آنها توسط یک هاله کهکشانی احاطه شده اند - یک ابر کروی از گاز داغ کمیاب و ماده تاریک، که سهم اصلی را در کل جرم کهکشان دارد. هاله همچنین شامل ستارگان قدیمی منفرد و خوشه های ستاره ای کروی (خوشه های کروی) تا 13 میلیارد سال است. تقریباً در مرکز هر کهکشانی دیسکی شکل، با یا بدون برآمدگی، یک سیاهچاله بسیار پرجرم وجود دارد. بزرگترین کهکشان های این نوع هر کدام دارای 500 میلیارد ستاره هستند.

راه شیری

خورشید به دور مرکز یک کهکشان مارپیچی کاملا معمولی می چرخد که شامل 200 تا 400 میلیارد ستاره است. قطر آن تقریباً 28 کیلوپارسک (کمی بیش از 90 سال نوری) است. شعاع مدار درون کهکشانی خورشیدی 8.5 کیلوپارسک است (به طوری که ستاره ما به لبه بیرونی قرص کهکشانی جابه جا می شود)، زمان یک چرخش کامل در اطراف مرکز کهکشان حدود 250 میلیون سال است.

برآمدگی کهکشان راه شیری بیضوی شکل است و میله ای دارد که اخیراً کشف شده است. در مرکز برآمدگی یک هسته فشرده پر از ستارگان در سنین مختلف - از چندین میلیون سال تا یک میلیارد سال و بیشتر - وجود دارد. در داخل هسته، پشت ابرهای غبارآلود متراکم، سیاهچاله ای نسبتاً متوسط با استانداردهای کهکشانی - فقط 3.7 میلیون جرم خورشیدی - قرار دارد.

کهکشان ما دارای یک قرص ستاره ای دوتایی است. دیسک داخلی که بیش از 500 پارسک به صورت عمودی ندارد، 95 درصد از ستارگان ناحیه دیسک را شامل می شود که همه ستارگان درخشان جوان را شامل می شود. اطراف آن را یک دیسک بیرونی به ضخامت 1500 پارسک احاطه کرده است، جایی که ستارگان قدیمی‌تر در آن زندگی می‌کنند. دیسک گازی (به طور دقیق تر، گاز-غبار) کهکشان راه شیری حداقل 3.5 کیلوپارسک ضخامت دارد. چهار بازوی مارپیچی دیسک نواحی با چگالی فزاینده محیط گاز-گرد و غبار هستند و حاوی بیشتر ستاره‌های پرجرم هستند.

قطر هاله راه شیری حداقل دو برابر قطر دیسک است. حدود 150 خوشه کروی در آنجا کشف شده است و به احتمال زیاد حدود 50 خوشه دیگر هنوز کشف نشده است.قدیمی ترین خوشه ها بیش از 13 میلیارد سال قدمت دارند. هاله با ماده تاریک با ساختار توده ای پر شده است.

تا همین اواخر، اعتقاد بر این بود که هاله تقریبا کروی است، با این حال، طبق آخرین داده ها، می توان آن را به طور قابل توجهی مسطح کرد. جرم کل کهکشان می تواند تا 3 تریلیون جرم خورشید باشد که ماده تاریک 90 تا 95 درصد است. جرم ستارگان کهکشان راه شیری 90 تا 100 میلیارد برابر جرم خورشید تخمین زده می شود.

یک کهکشان بیضوی، همانطور که از نامش پیداست، بیضی شکل است. به طور کلی نمی چرخد و بنابراین تقارن محوری ندارد. ستارگان آن که عمدتاً جرم نسبتاً کم و سن قابل توجهی دارند، به دور مرکز کهکشان در سطوح مختلف و گاهی نه به صورت مجزا، بلکه در زنجیره های بسیار کشیده می چرخند.

نورهای جدید در کهکشان های بیضوی به ندرت به دلیل کمبود مواد خام - هیدروژن مولکولی - روشن می شوند.

کهکشان ها مانند انسان ها در کنار هم قرار گرفته اند. گروه محلی ما شامل دو کهکشان بزرگ در مجاورت حدود 3 مگاپارسک - کهکشان راه شیری و آندرومدا (M31)، کهکشان مثلثی، و همچنین ماهواره های آنها - ابرهای ماژلانی بزرگ و کوچک، کهکشان های کوتوله در سگ بزرگ، پگاسوس، Carina، Sextant، Phoenix، و بسیاری دیگر - در مجموع حدود پنجاه. گروه محلی نیز به نوبه خود عضوی از ابرخوشه محلی Virgo است.

هم بزرگترین و هم کوچکترین کهکشان ها از نوع بیضوی هستند. سهم کل نمایندگان آن در جمعیت کهکشانی جهان فقط حدود 20٪ است. این کهکشانها (به استثنای کوچکترین و کم نورترین کهکشانها) همچنین سیاهچاله های بسیار پرجرم را در ناحیه مرکزی خود پنهان می کنند. کهکشان های بیضوی نیز هاله دارند، اما به وضوح کهکشان های دیسکی شکل نیستند.

همه کهکشان های دیگر نامنظم در نظر گرفته می شوند. آنها حاوی مقدار زیادی غبار و گاز هستند و به طور فعال ستاره های جوان تولید می کنند. تعداد کمی از این کهکشان ها در فواصل متوسط از کهکشان راه شیری وجود دارد، تنها 3٪.

با این حال، در میان اجرام با یک انتقال بزرگ به سرخ، که نور آنها حداکثر 3 میلیارد سال پس از انفجار بزرگ منتشر شد، سهم آنها به شدت افزایش می یابد. ظاهراً تمام منظومه های ستاره ای نسل اول کوچک و دارای خطوط نامنظم بودند و کهکشان های بزرگ دیسکی شکل و بیضوی بسیار دیرتر به وجود آمدند.

تولد کهکشان ها

کهکشان ها بلافاصله پس از ستاره ها متولد شدند. اعتقاد بر این است که اولین منورها حداکثر 150 میلیون سال پس از انفجار بزرگ درخشیدند. در ژانویه 2011، تیمی از ستاره شناسان که اطلاعات تلسکوپ فضایی هابل را پردازش می کردند، مشاهده احتمالی کهکشانی را گزارش کردند که نور آن 480 میلیون سال پس از انفجار بزرگ به فضا رفت.

در ماه آوریل، تیم تحقیقاتی دیگری کهکشانی را کشف کردند که به احتمال زیاد، زمانی که جهان جوان حدود 200 میلیون سال سن داشت، کاملاً شکل گرفته بود.

شرایط برای تولد ستارگان و کهکشان ها مدت ها قبل از شروع آن به وجود آمد. هنگامی که جهان از مرز 400000 سال گذشت، پلاسما در فضای بیرونی با مخلوطی از هلیوم خنثی و هیدروژن جایگزین شد. این گاز هنوز خیلی داغ بود تا در ابرهای مولکولی که ستاره‌ها را به وجود می‌آورند، ادغام شود.

با این حال، این ماده در مجاورت ذرات ماده تاریک بود، که در ابتدا در فضا نه کاملاً یکنواخت توزیع شد - جایی که کمی متراکم تر است، جایی که کمیاب تر است. آنها با گاز باریونی برهمکنش نداشتند و بنابراین، تحت تأثیر جاذبه متقابل، آزادانه در مناطق با تراکم افزایش یافته فرو ریختند.

بر اساس محاسبات مدل، در عرض صد میلیون سال پس از انفجار بزرگ، ابرهایی از ماده تاریک به اندازه منظومه شمسی فعلی در فضا شکل گرفتند. آنها با وجود گسترش فضا در ساختارهای بزرگتر ترکیب شدند. اینگونه بود که خوشه های ابرهای ماده تاریک و سپس خوشه های این خوشه ها پدید آمدند. آنها گاز فضایی را مکیدند و به آن اجازه غلیظ شدن و فروپاشی دادند.

به این ترتیب اولین ستاره های پرجرم ظاهر شدند که به سرعت به صورت ابرنواخترها منفجر شدند و سیاهچاله ها را پشت سر گذاشتند. این انفجارها فضا را با عناصر سنگین‌تر از هلیوم غنی کرد که به خنک شدن ابرهای گازی در حال فروپاشی کمک کرد و بنابراین ظهور ستاره‌های نسل دوم کم‌جرم را ممکن ساخت.

چنین ستارگانی می‌توانستند برای میلیاردها سال وجود داشته باشند و بنابراین می‌توانستند (دوباره با کمک ماده تاریک) منظومه‌های متصل به گرانش را تشکیل دهند. اینگونه بود که کهکشان های با عمر طولانی پدید آمدند، از جمله کهکشان ما.

جان کورمندی می گوید: «بسیاری از جزئیات کهکشان زایی هنوز در مه پنهان است. - به ویژه، این امر در مورد نقش سیاهچاله ها صدق می کند. جرم آنها از ده ها هزار جرم خورشیدی تا رکورد مطلق فعلی 6.6 میلیارد جرم خورشیدی است که متعلق به سیاهچاله ای از هسته کهکشان بیضی شکل M87 است که در فاصله 53.5 میلیون سال نوری از خورشید قرار دارد.

سوراخ‌های مرکز کهکشان‌های بیضوی معمولاً توسط برآمدگی‌هایی که از ستاره‌های قدیمی تشکیل شده‌اند احاطه شده‌اند. کهکشان های مارپیچی ممکن است اصلاً برآمدگی نداشته باشند یا شباهت های مسطح خود را داشته باشند، شبه برآمدگی. جرم یک سیاهچاله معمولاً سه مرتبه قدر کمتر از جرم برآمدگی است - به طور طبیعی، اگر وجود داشته باشد. این الگو توسط مشاهدات پوشاننده سوراخ هایی با جرم از یک میلیون تا یک میلیارد خورشید تأیید می شود.

به گفته پروفسور کورمندی، سیاهچاله های کهکشانی از دو طریق جرم می گیرند. این سوراخ که توسط یک برآمدگی تمام عیار احاطه شده است، به دلیل جذب گازی که از ناحیه بیرونی کهکشان به برآمدگی می آید، رشد می کند. در طول ادغام کهکشان ها، شدت هجوم این گاز به شدت افزایش می یابد، که باعث طغیان اختروش ها می شود.

در نتیجه، برآمدگی‌ها و سوراخ‌ها به صورت موازی تکامل می‌یابند، که همبستگی بین جرم‌های آنها را توضیح می‌دهد (اما، مکانیسم‌های دیگر، هنوز ناشناخته نیز ممکن است کار کنند).

محققان دانشگاه پیتسبورگ، یو سی اروین و دانشگاه آتلانتیک فلوریدا برخورد کهکشان راه شیری و سلف کهکشان بیضوی کوتوله کمان (SagDEG) را در کمان مدل‌سازی کرده‌اند.

آنها دو گزینه را برای برخورد - با آسان (3x10¹⁰جرم های خورشیدی) و سنگین (10¹¹ توده های خورشیدی) SagDEG. این شکل نتایج 2.7 میلیارد سال تکامل کهکشان راه شیری را بدون برهمکنش با یک کهکشان کوتوله و با برهمکنش با نوع سبک و سنگین SagDEG نشان می دهد.

کهکشان های بدون طاس و کهکشان هایی با برآمدگی های کاذب موضوع متفاوتی هستند. جرم سوراخ های آنها معمولاً از جرم خورشیدی 104-106 تجاوز نمی کند. به گفته پروفسور کورمندی، آنها به دلیل فرآیندهای تصادفی که در نزدیکی سوراخ رخ می دهند، با گاز تغذیه می شوند و در کل کهکشان گسترش نمی یابند. چنین حفره ای بدون توجه به تکامل کهکشان یا برآمدگی کاذب آن رشد می کند، که عدم همبستگی بین جرم آنها را توضیح می دهد.

کهکشان های در حال رشد

کهکشان ها می توانند هم از نظر اندازه و هم از نظر جرم افزایش پیدا کنند. گارث ایلینگ‌ورث، استاد نجوم و اخترفیزیک در دانشگاه کالیفرنیا، سانتا کروز، توضیح می‌دهد: «در گذشته‌های دور، کهکشان‌ها این کار را بسیار مؤثرتر از دوره‌های کیهان‌شناسی اخیر انجام می‌دادند». - میزان تولد ستارگان جدید بر حسب تولید سالانه یک واحد جرم ماده ستاره ای (در این ظرفیت، جرم خورشید) در واحد حجم فضای بیرونی (معمولاً یک مگاپارسک مکعبی) تخمین زده می شود.

در زمان شکل گیری اولین کهکشان ها، این رقم بسیار کوچک بود و سپس به سرعت شروع به رشد کرد که تا سن 2 میلیارد سال جهان ادامه یافت. تا 3 میلیارد سال دیگر نسبتاً ثابت بود، سپس تقریباً متناسب با زمان شروع به کاهش کرد و این کاهش تا امروز ادامه دارد. بنابراین 7-8 میلیارد سال پیش، میانگین سرعت تشکیل ستاره 10-20 برابر بیشتر از فعلی بود. اکثر کهکشان های قابل مشاهده قبلاً در آن دوران دور به طور کامل شکل گرفته بودند.

شکل نتایج تکامل را در زمان های مختلف نشان می دهد - پیکربندی اولیه (a)، پس از 0، 9 (b)، 1، 8 © و 2، 65 میلیارد سال (d). بر اساس محاسبات مدل، میله و بازوهای مارپیچی کهکشان راه شیری می تواند در نتیجه برخورد با SagDEG شکل گرفته باشد که در ابتدا 50 تا 100 میلیارد جرم خورشیدی را به خود اختصاص داد.

دو بار از دیسک کهکشان ما عبور کرد و مقداری از ماده خود (اعم از معمولی و تاریک) را از دست داد و باعث اختلال در ساختار آن شد. جرم فعلی SagDEG از ده ها میلیون جرم خورشیدی تجاوز نمی کند و برخورد بعدی که حداکثر 100 میلیون سال بعد انتظار می رود، به احتمال زیاد آخرین برخورد برای آن خواهد بود.

به طور کلی، این روند قابل درک است. کهکشان ها به دو صورت اصلی رشد می کنند. ابتدا، آن ها با کشیدن ذرات گاز و غبار از فضای اطراف، مواد انفجار ستاره ای تازه را به دست می آورند. برای چندین میلیارد سال پس از انفجار بزرگ، این مکانیسم به درستی کار می کرد، زیرا مواد خام ستاره ای کافی در فضا برای همه وجود داشت.

سپس، زمانی که ذخایر تمام شد، میزان تولد ستاره ها کاهش یافت. با این حال، کهکشان ها توانایی افزایش آن را از طریق برخورد و ادغام پیدا کرده اند. درست است، برای تحقق این گزینه، کهکشان های در حال برخورد باید منبع مناسبی از هیدروژن بین ستاره ای داشته باشند. برای کهکشان های بیضوی بزرگ، جایی که عملاً از بین رفته است، ادغام کمکی نمی کند، اما در کهکشان های دیسکی و نامنظم کار می کند.

دوره برخورد

بیایید ببینیم وقتی دو کهکشان تقریباً یکسان از نوع دیسک ادغام می شوند چه اتفاقی می افتد. ستارگان آنها تقریباً هرگز با هم برخورد نمی کنند - فواصل بین آنها بسیار زیاد است. با این حال، قرص گازی هر کهکشان به دلیل گرانش همسایه خود، نیروهای جزر و مدی را تجربه می کند. ماده باریونی دیسک بخشی از تکانه زاویه ای خود را از دست می دهد و به مرکز کهکشان منتقل می شود، جایی که شرایط برای رشد انفجاری در سرعت شکل گیری ستاره ایجاد می شود.

مقداری از این ماده توسط سیاهچاله ها جذب می شود و سیاهچاله ها نیز جرم می گیرند. در مرحله نهایی اتحاد کهکشان ها، سیاهچاله ها ادغام می شوند و قرص های ستاره ای هر دو کهکشان ساختار قبلی خود را از دست می دهند و در فضا پراکنده می شوند. در نتیجه، یک بیضوی از یک جفت کهکشان مارپیچی تشکیل می شود. اما این به هیچ وجه تصویر کامل نیست. تابش ستارگان درخشان جوان می تواند مقداری از هیدروژن را از کهکشان تازه متولد شده خارج کند.

در همان زمان، تجمع فعال گاز در سیاهچاله، سیاهچاله را هر از چند گاهی مجبور می‌کند تا فواره‌هایی از ذرات انرژی عظیم را به فضا پرتاب کند، گاز را در سراسر کهکشان گرم کند و در نتیجه از تشکیل ستاره‌های جدید جلوگیری کند. کهکشان به تدریج در حال خاموش شدن است - به احتمال زیاد برای همیشه.

برخورد کهکشان ها با اندازه های مختلف متفاوت است. یک کهکشان بزرگ می تواند یک کهکشان کوتوله را ببلعد (یکباره یا در چند مرحله) و در عین حال ساختار خود را حفظ کند. این آدمخواری کهکشانی می تواند تشکیل ستاره را نیز تحریک کند.

کهکشان کوتوله به طور کامل نابود شده و زنجیره‌ای از ستارگان و فواره‌های گاز کیهانی باقی می‌ماند که هم در کهکشان ما و هم در همسایه آندرومدا مشاهده می‌شوند. اگر یکی از کهکشان های در حال برخورد خیلی برتر از دیگری نباشد، اثرات جالب تری نیز ممکن است.

در انتظار ابر تلسکوپ

نجوم کهکشانی نزدیک به یک قرن دوام آورد. او عملا از صفر شروع کرد و دستاوردهای زیادی کسب کرد. با این حال، تعداد مشکلات حل نشده بسیار زیاد است. دانشمندان انتظارات زیادی از تلسکوپ مداری مادون قرمز جیمز وب دارند که قرار بود در سال 2021 پرتاب شود.