Οι Γαλαξίες [Β’ μέρος]

 

 

Του Κωνσταντίνου Αθ. Οικονόμου δασκάλου στο 32ο Δ. Σχ. Λάρισας-συγγραφέα

ΣΥΣΤΑΣΗ ΓΑΛΑΞΙΩΝ: Όπως απέδειξαν οι νεότερες έρευνες καθένας των γαλαξιών αποτελείται από αστέρες [με τα δικά τους συστήματα], νεφελώματα και μεσοαστρική ύλη. Οι Αστέρες είναι ήλιοι, όπως ο Ήλιος μας. Το πλήθος των αστέρων κάθε γαλαξία είναι αδύνατο να καταμετρηθεί γιατί λόγω της μεγάλης απόστασης δυσχεραίνεται η παρατήρησή τους, ειδικότερα στους πυρήνες τους. Μόνο στους πλησιέστερους γαλαξίες διακρίνονται αστέρες και πάλι μόνο στους βραχίονές τους [αραιότεροι]. Οι αστρονόμοι πάντως με υπολογισμούς προσδιορίζουν τους αστέρες κάθε γαλαξία να είναι της αριθμητικής τάξεως των δεκάδων έως εκατοντάδων δισεκατομμυρίων! Τα νεφελώματα καθενός γαλαξία είναι ύλη νεφελώδης, σχετικά πυκνή, συνήθως σκοτεινή. Τα νεφελώματα διακρίνονται ως σκοτεινές κηλίδες ή ταινίες που μαυρίζουν κατά τόπους τον πυρήνα και τους βραχίονες καθενός γαλαξία. Τέλος η μεσοαστρική ύλη, είναι ύλη διάσπαρτη από αέρια και αστρική σκόνη πολύ αραιότερη από την ύλη των νεφελωμάτων.

ΜΕΓΕΘΟΣ ΓΑΛΑΞΙΩΝ: Επειδή το σχήμα τους είναι συνήθως πεπλατυσμένο, [στους σπειροειδείς πολύ πεπιεσμένο], γι' αυτό οι διαστάσεις των γαλαξιών προσδιορίζονται με δύο αριθμούς. Ο ένας δίνει τη διάμετρο του γαλαξία, ενώ ο άλλος παρέχει το μήκος του μικρού άξονα που αντιστοιχεί στο πάχος του γαλαξία. Έχει βρεθεί ότι η «διάμετρος» των γαλαξιών είναι της τάξεως των χιλιάδων ή των δεκάδων χιλιάδων ετών φωτός. Συνήθως τα μεγέθη των μεγάλων αξόνων των γαλαξιών κυμαίνονται μεταξύ 20 – 60 ε.φ. Ο μικρός άξονας περιορίζεται στο ένα δέκατο του μεγάλου. Κατά κανόνα μεγαλύτεροι γαλαξίες είναι οι σπειροειδείς, οι οποίοι μπορούν να έλκουν βαρυτικά τους γειτονικούς γαλαξίες νάνους, στρεβλώνοντας το σχήμα τους. Η επιρροή αυτή προκαλεί, προοδευτικά, την αλληλεπίδραση μεταξύ των δύο γαλαξιών, με αποτέλεσμα ο μικρότερος να ενσωματώνεται μέσα στον σπειροειδή, αυξάνοντας το μέγεθος του δεύτερου.

ΠΕΡΙΣΤΡΟΦΗ - ΜΑΖΑ: Συνήθως ο μικρός άξονας του ελλειψοειδούς γαλαξία είναι και ο «άξονας περιστροφής» του. Την περιστροφή των γαλαξιών μαρτυρεί το ίδιο το σχήμα τους, ενώ οι σπειροειδείς βραχίονές τους καταδεικνύουν και τη φορά προς την οποία περιστρέφεται ένας γαλαξίας. Με τη βοήθεια του φασματοσκόπιου κατορθώθηκε ακόμη και να μετρηθεί η ταχύτητα περιστροφής τους που υπερβαίνει τα 300 χλμ/δευτ. στα εξωτερικά όρια των βραχιόνων. Η ταχύτητα περιστροφής ενός γαλαξία επιτρέπει να υπολογιστεί και η μάζα του. Όταν είναι γνωστές οι διαστάσεις (όγκος) και η μάζα ενός γαλαξία, εύκολα υπολογίζεται και η πυκνότητα της ύλης του. Βρέθηκε, έτσι, πως η μάζα των μεγάλων γαλαξιών μπορεί να είναι και 300 δισεκατομμύρια φορές μεγαλύτερη της μάζας του Ήλιου μας! Οι περισσότεροι όμως γαλαξίες έχουν μάζα αρκετά μικρότερη. Οι μετρήσεις της μάζας των γαλαξιών επιτρέπουν την εκτίμηση και του πλήθους αστέρων που περιέχονται σε κάθε γαλαξία.

ΕΞΕΛΙΞΗ: Τα σημερινά κοσμολογικά μοντέλα του πρώιμου σύμπαντος βασίζονται στη θεωρία του Big Bang, πολύ κοντά σ΄αυτά που γράφει και η Βίβλος για τη Δημιουργία του Κόσμου. Περίπου 300.000 χρόνια μετά το γεγονός αυτό, άτομα υδρογόνου και ηλίου άρχισαν να διαμορφώνονται, σε μια εκδήλωση που ονομάζεται «ανασυνδυασμός». Σχεδόν όλα τα υδρογόνα που ήταν ουδέτερα (μη ιονισμένα) απορρόφησαν εύκολα το φως, [άλλωστε «εν αρχή εποίησε το φως»], ενώ δεν είχαν ακόμη συσταθεί άστρα, [η περίοδος έχει χαρακτηριστεί ως ο «Σκοτεινός Αιώνας»]. Από τις διακυμάνσεις της πυκνότητας σε αυτή τη αρχέγονη ύλη, άρχισαν να εμφανίζονται μεγαλύτερες δομές. Έτσι, η λεγόμενη βαρυονική ύλη άρχισε να συμπυκνώνονται σε φωτοστέφανα ψυχρής σκοτεινής ύλης. Αυτές οι αρχέγονες δομές θα γίνουν τελικά οι γαλαξίες που βλέπουμε σήμερα. Αποδεικτικά στοιχεία για την εμφάνιση των γαλαξιών βρέθηκαν το 2006, όταν ανακαλύφθηκε ότι ο γαλαξίας ΙΟΚ-1 αντιστοιχεί σε μόλις 750 εκατομμύρια χρόνια μετά το Big Bang(!). Έτσι ο γαλαξίας αυτός αποδείχθηκε ο πιο απομακρυσμένος και αρχέγονος γαλαξίας που έχουμε «δει», γιατί είναι αποδεδειγμένα ο κοντινότερος ιστορικά στην αρχέγονη Δημιουργία. [Το «χιόνι» που βλέπουμε στην τηλεόραση είναι από τα σημαντικότερα απομεινάρια ακτινοβολίας της εποχής της Δημιουργίας του Κόσμου ή του Big Bang!] Μέσα σε ένα δισεκατομμύριο χρόνια από το σχηματισμό ενός γαλαξία, αρχίζουν να εμφανίζονται σφαιρωτά σμήνη αστέρων, η κεντρική μαύρη τρύπα και μια γαλαξιακή διόγκωση αστέρων Πληθυσμού ΙΙ [φτωχών σε μέταλλα]. Στη διάρκεια αυτής της πρώιμης εποχής, οι γαλαξίες έχουν υποστεί εκρήξεις σχηματισμού νέων άστρων. Κατά τα επόμενα δύο δισεκατομμύρια χρόνια, η συσσωρευμένη ύλη εγκαθίσταται σε έναν γαλαξιακό δίσκο. Ένας γαλαξίας θα συνεχίσει να απορροφά υλικό από τα σύννεφα υψηλής ταχύτητας και νάνους γαλαξίες σε όλη τη διάρκεια της ζωής του. Η ύλη αυτή είναι κυρίως υδρογόνο και ήλιο. Ο κύκλος της αστρικής γέννησης και του θανάτου αυξάνει σιγά-σιγά την αφθονία των βαρέων στοιχείων, και τελικά επιτρέπει τον σχηματισμό των πλανητών γύρω από άστρα. Αλληλεπιδράσεις και συγχωνεύσεις των γαλαξιών ήταν κοινές στην πρώιμη εποχή, και η πλειονότητα των γαλαξιών ήταν τότε περίεργοι μορφολογικά. Παράδειγμα αλληλεπίδρασης, αποτελούν ο Γαλαξίας μας και ο γειτονικός της Ανδρομέδας, που κινούνται ο ένας προς τον άλλο, με περίπου 130 km/s, και ενδέχεται να συγκρουστούν σε περίπου 5-6 δις έτη. Παρά το ότι ο Γαλαξίας ποτέ πριν δεν συγκρούστηκε με ένα γαλαξία μεγάλο σαν την Ανδρομέδα, τα αποδεικτικά στοιχεία για παλαιότερες συγκρούσεις του Γαλαξία μας με μικρότερους γαλαξίες νάνους αυξάνονται. Οι περισσότεροι φωτεινοί γαλαξίες, πάντως, έχουν παραμείνει αμετάβλητοι τα τελευταία δισεκατομμύρια χρόνια

ΑΛΛΑ ΣΤΟΙΧΕΙΑ: Ο ακριβής αριθμός των γαλαξιών του Σύμπαντος είναι απροσδιόριστος. Και αυτό διότι τα σύγχρονα τηλεσκόπια διεισδύουν μέχρι σχεδόν στο ήμισυ [βέβαια κανείς δεν είναι απολύτως σίγουρος ότι είναι «ήμισυ»] της υποτιθέμενης ακτίνας του Σύμπαντος. Ακόμη, μεγάλο μέρος του φωτός των γαλαξιών, μέχρι να φθάσει στη Γη, απορροφάται από τη μεσογαλαξιακή ύλη, έτσι ώστε να αδυνατούμε να εντοπίσουμε, αμυδρά έστω, μακρινούς γαλαξίες. Πάντως οι αστρονόμοι υπολόγισαν ότι οι γαλαξίες ανέρχονται στην τάξη των τρισεκατομμυρίων. Γενικά, το σύμπαν συνεχώς διαστέλλεται, με αποτέλεσμα τη μέση αύξηση της απόστασης μεταξύ των γαλαξιών («νόμος του Hubble»). Σμήνη γαλαξιών μπορεί να ξεπεράσουν αυτήν τη διαστολή τοπικά μέσω της αμοιβαίας βαρυτικής έλξης. Οι περισσότεροι γαλαξίες στο σύμπαν είναι βαρυτικά συνδεδεμένοι με ένα αριθμό άλλων γαλαξιών, δημιουργώντας μία «ιεραρχία» συμπλέγματος δομών, με το μικρότερο των ενώσεων αυτών να ονομάζεται ομάδα. Μία ομάδα των γαλαξιών είναι ο πιο κοινός τύπος μίας γαλαξιακής ένωσης, και αυτοί οι σχηματισμοί περιέχουν την πλειονότητα των γαλαξιών. Οι μεγαλύτερες δομές που περιέχουν χιλιάδες γαλαξίες στριμωγμένους σε μία περιοχή λίγων μεγαπαρσέκ1 ονομάζονται γαλαξιακά σμήνη. Τα σμήνη των γαλαξιών συχνά κυριαρχούνται από ένα γιγάντιο ελλειπτικό γαλαξία, γνωστό ως το πιο λαμπρό γαλαξία του σμήνους, ο οποίος, με την πάροδο του χρόνου, καταστρέφει βαρυτικά τους γαλαξίες-δορυφόρους του αφομοιώνοντάς τους. Τα γαλαξιακά υπερσμήνη περιέχουν δεκάδες χιλιάδες γαλαξίες.

ΥΠΕΡΑΝΑΚΑΛΥΨΗ 2013: Επιστήμονες ανακάλυψαν μια ομάδα από κβάζαρ, τη μεγαλύτερη δομή του σύμπαντος, μεγέθους 4 δισ. ε.φ.!!! Αυτή η ανακάλυψη θέτει υπό αμφισβήτηση την μέχρι τώρα θεωρία για την κλίμακα του Σύμπαντος. Η Κοσμολογική Αρχή θεωρεί το Σύμπαν ομοιόμορφο ως προς τις ιδιότητες και τους φυσικούς νόμους που το διέπουν. Αυτή η παλιά υπόθεση αμφισβητείται, αλλά ακόμα δεν έχει ανατραπεί. Τα κβάζαρ, [τα πιο φωτεινά αντικείμενα στο Σύμπαν, πυρήνες αρχαίων γαλαξιών], «είναι γνωστό ότι έχουν την τάση να συγκεντρώνονται σε σύνολα εκπληκτικά τεραστίων διαστάσεων, δημιουργώντας απίστευτα μεγάλες ομάδες κβάζαρ, ή αλλιώς LQG», αναφέρουν οι ερευνητές του Πανεπιστημίου του Κεντρικού Λάνκασιρ στη Βρετανία. Η τεράστια ομάδα κβάζαρ που ανακαλύφθηκε πρόσφατα, έχει διαστάσεις 500 μεγαπαρσέκ. Επειδή η ομάδα LQG επιμηκύνεται, η μεγαλύτερη διάστασή της είναι 1.200 μεγαπαρσέκ, ή 4 δισεκατομμύρια έτη φωτός.Το μέγεθος αυτό είναι 1.600 φορές μεγαλύτερο από την απόσταση του Γαλαξία της Γης στον πλησιέστερο γαλαξία, την Ανδρομέδα!

 

1.1 Μεγαπαρσέκ ισούται με 3,3 εκατομμ. Έτη φωτός!