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

Чтобы отличить галактики от звезд, можно использовать спектр. Грубо говоря, звезды имеют спектр, похожий на черное тело, с особенностями, зависящими от поглощения и излучения на луче зрения и в хромосфере звезды.

Галактики, с другой стороны, имеют спектр, состоящий из множества звезд. Спектр, например, будет намного шире (от меньших до больших длин волн) из-за разнообразия спектров звезд.

Взгляните на http://www.atnf.csiro.au/outreach/education/senior/astrophysics/spectra_astro_types.html , если вам нужен краткий обзор различий.

У меня нет точного числа галактик, которые мы видим как точечный источник, 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 наземный телескоп видимого диапазона и т. д.

cphyc отлично отвечает на вопрос: ответом является спектроскопия, хотя, как поясняется 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, то, как их свет падает радиально, отличается; свет звезд уменьшается примерно как нормальное распределение от центра к краям (с некоторым дополнительным свернутым профилем, который зависит от инструмента), в то время как профиль поверхностной яркости галактик уменьшается несколько более сложным образом (например, профиль Серсика ).

Запись доля галактик, являющихся точечными источниками, ответ практически отсутствует. Галактики почти всегда можно разрешить, хотя, как правильно говорит и cphyc, не с помощью какого-либо прибора. Радио- и гамма-телескопы имеют очень плохое разрешение, и на этих длинах волн источники обычно не могут быть различимы, если только они не находятся относительно близко. Но в оптических длинах волн, а также в УФ и ИК, телескопы вроде космического телескопа Хаббла и даже хорошие наземные телескопы могут разрешить все галактики, если только они не настолько малы, что слишком тусклые, чтобы их можно было увидеть.

Причина кроется в довольно своеобразной особенности расширяющейся Вселенной: галактика будет выглядеть все меньше и меньше, чем дальше она находится (как и ожидается из повседневной жизни), но только до определенного расстояния, после чего 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 раньше. И поскольку в расширяющейся Вселенной «давным-давно» также означает ближе, угол, под которым галактика простирается на небе, — это угол, на который она простиралась, когда испускала свет, 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.

Точное соотношение между расстоянием и телесным углом галактики зависит от космологии (т. е. значений параметров плотности, постоянной Хаббла и т. д.). Согласно последним измерениям Планка (2015 г.) , галактика размером 1 кпк (~ 3000 световых лет) в поперечнике, которую можно было бы считать небольшой галактикой, охватывает угол, указанный на этом рисунке:

Вы увидите, что галактики кажутся все меньше и меньше по мере их удаления, пока они не достигнут расстояния примерно в 15 миллиардов световых лет, после чего они снова кажутся больше. Самая удаленная наблюдаемая галактика, GN-z11 , находится так далеко, что ее свет излучался менее чем через полмиллиарда лет после Большого взрыва. С радиусом$0.6\pm0.3\,\mathrm{kpc}$( Oesch et al. 2016 ) он по-прежнему охватывает 0,15 угловых секунд, что разрешается с помощью HST.

К сожалению, этот эффект также затрудняет обнаружение далеких галактик. Галактика излучает только ограниченное количество света, поэтому распределение ее света, скажем, по удвоенному угловому диаметру делает ее в четыре раза менее яркой.

Таким образом, проблема наблюдения за очень далекими галактиками не в том, что они маленькие, а в том, что они тусклые .

Хорошие ответы уже были даны, но я хотел дать другой взгляд на это. Взгляните на изображение ниже, которое представляет собой экстремально глубокое поле Хаббла (XDF).$-$для тех, кто не знает, это небольшой участок неба, на который Хаббл смотрел в общей сложности 23 дня в течение 10 лет.$-$и вы заметите кое-что интересное. Ясно видно, что многие из более крупных объектов являются галактиками, но вы увидите большое количество меньших светящихся точек (почти 5500 из них), которые являются галактиками так далеко, что Хаббл едва может определить их протяженность и размер. Теперь взгляните на яркий объект в правом нижнем квадранте. Вы должны увидеть, что вокруг него есть синие и красные шипы, называемые дифракционными шипами . Этот объект явно является звездой, и вы можете сказать это в первую очередь из-за дифракционных всплесков. Вы не видите этих дифракционных всплесков на галактиках, даже на галактиках, которые представляют собой крошечные точки. Это относительно простой способ визуально отличить звезду от галактики, когда вы смотрите на нее в телескоп, где ожидаются такие дифракционные всплески.

Это означает, что визуально звезды и галактики выглядят по-разному, даже если они оба представляют собой крошечные точки 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 тем, как 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 .