ΟΙ  ΓΑΛΑΞΙΕΣ.

   Γενικά.       Η Αστρονομία και η Αστροφυσική με την αλματώδη των

ανάπτυξη την πρώτη δεκαετία του 20ου αιώνος είχε να μάς  παρουσιάσει ένα μοντέλο του μακρόκοσμου που τα όριά του έφθαναν μέχρι τα σύνορα του γαλαξία μας στον οποίο μέσα στους δισεκατομμύρια αστέρες-ηλίους συμπεριλαμβανόταν και ο ήλιος μας με την γή σαν αμελητέα ποσότητα σε ένα σύμπαν που δεν είχε κατανοηθεί πλήρως. Όλα τα συγκεχυμένης μορφής αστρικά αντικείμενα που παρατηρούσαν στον ουρανό οι αστρονόμοι εθωρείτο ότι αποτελούσαν διάφορα μέρη του γαλαξία μας.  Ενώ έτσι είχαν τα πράγματα, την δεκαετία του 1920 και συγκεκριμένα το έτος 1923 ο αστρονόμος Edwin Hubble με το εξελιγμένο τότε τηλεσκόπιο του Mount Wilson στην προσπάθειά του να μετρήσει με την μέθοδο των μεταβλητών κηφειδών αστέρων την απόσταση του γνωστού νεφελοειδούς της Ανδρομέδας, κατέληξε στό συμπέρασμα ότι παρουσιαζόταν δυσανάλογα μεγάλη σε σχέση με τις αποστάσεις των αστρικών συστροφών και άλλων νεφελοειδών που πράγματι ανήκουν στον γαλαξία μας. 

Η ευρεθείσα απόστασις των 900,000 ετών φωτός του νεφελοειδούς της Ανδρομέδας άν και λάθος στην πρώτη της εκτίμηση, υπέβαλε το συμπέρασμα ότι ο εν λόγω νεφελοειδής πρέπει να θεωρείται ότι είναι ένας άλλος ξεχωριστός γαλαξίας παρόμοιος με τον δικό μας.  Στη συνέχεια με την εύρεση των αποστάσεων άλλων μακρυνοτέρων γαλαξιών, οι αστρονόμοι με την μέθοδο των πιθανοτήτων εκτιμούσαν ότι ο συνολικός των αριθμός ανέρχεται σε δισεκατομμύρια επεκτείνοντας  ασύλληπτα την έκταση του σύμπαντος.  Οι γαλαξίες αποτελούν πραγματικά "νησιά στο κενό", ένας όρος τον οποίο πρώτος χρησιμοποίησε τον 18ον αιώνα με τα μάτια του στοχασμού ο Γερμανός φιλόσοφος Κάντ χωρίζοντας τον ορατό κόσμο σε "μακρόκοσμο" και "μικρόκοσμο" επίσης.

Ακόμα και με γυμνό οφθαλμό είναι δυνατόν να παρατηρηθεί ο κοντυνώτερός μας μεγάλος γαλαξίας, ο γαλαξίας της Ανδρομέδας (Messier31) σαν μία λευκή κηλίδα στον μαύρο ουρανό, όπως και οι συνοδοί του γαλαξία μας, νάνοι γαλαξίες του Μαγγελάνου.  Με μεγάλα κυάλια είναι δυνατόν να παρατηρηθούν αρκετοί γαλαξίες όπως  o γαλαξίας του Τριγώνου (Messier 33), οι Messier 81 και 82 , στην Μεγάλη Άρκτο, ο Messier 51 στούς Θηρευτικούς Κύνες κλπ.  Η εικόνα των μακρυνών γαλαξιών στην φωτογραφική πλάκα ή στην ψηφιακή επεξεργασία παρουσιάζεται πολύ θεαματική  αποκαλύπτοντας μεταξύ των άλλων τις διαφορετικές των μορφές με ευκρίνεια.

Οι γαλαξίες έχουν σχηματισθεί κατά τα πρώτα στάδια της ηλικίας του σύμπαντος που προήλθε από το μοντέλο Big-Bang  πρίν  από 15 περίπου δισεκατομμύρια έτη σε μία εποχή όπου οι παρουσιασθέντες αστέρες στο σύμπαν συγκροτούνταν σε ορισμένες περιοχές. Κύριο χαρακτηριστικό είναι ότι οι γαλαξίες με τις διάφορες μορφές των δεν είναι μεμονωμένοι στο διάστημα, αλλά αποτελούν διάφορες ομάδες παρουσιαζόμενοι με μορφή μεγάλων σμηνών  τα οποία περιλαμβάνουν με την σειρά τους άλλα  μικρότερα.  Κάθε ένας από τους γαλαξίες του σμήνους με μεγάλες ταχύτητες περιστρέφεται γύρω από το κοινό κέντρο βάρους της ομάδας. Ερευνώντας και παρατηρώντας όλο και πιό απομακρυσμένους γαλαξίες, τόσο περισσότερο εισχωρούμε στην σφαίρα του μακρυνού παρελθόντος της προιστορίας των.  Με την ευκρίνεια του διαστημικού τηλεσκοπίου Hubble στην εποχή μας έχουν εντοπισθεί  γαλαξίες στην ιλιγγιώδη απόσταση των 14 δισεκατομμυρίων ετών φωτός οι οποίοι αντιπροσωπεύουν τις αρχικές εποχές της εξελίξεως του σύμπαντος. Γενικά, παρατηρώντας έναν γαλαξία είναι σαν να παρουσιάζεται στα μάτια μας ένας ολόκληρος κόσμος δισεκατομμυρίων αστέρων σε μία πολύ μικρή οπτική έκταση σηματοδοτώντας μία ορισμένη παρελθούσα χρονική εποχή.  

Διαστάσεις και μορφές των γαλαξιών.  Οι γαλαξίες ποκίλλουν και ως πρός το μέγεθος και ως πρός τις μορφές με τις οποίες παρουσιάζονται στο διάστημα. 

Οι νάνοι γαλαξίες  περιέχουν μόνον μερικές εκατοντάδες χιλιάδες έως μερικά εκατομμύρια αστέρες με μικρή πυκνότητα,  η μορφή των μοιάζει πολύ με αυτή των μεγάλων ανοικτών σμηνών αστέρων και παρουσιάζουν μικρές φωτεινότητες. Οι διάμετροί των είναι μόλις το 2 έως 7 % της διαμέτρου του γαλαξία μας (100,000 έτη φωτός). Συμβολίζονται με τα γράμματα dΕ (dwarf elliptical). Έξι νάνοι σφαιροειδείς γαλαξίες είναι γνωστοί σαν δορυφόροι του γαλαξία μας.

Στον αντίποδα, οι γίγαντες γαλαξίες  όπως ο περισσότερο γνωστός ογκώδης γαλαξίας Messier 87 περιέχει 3 δισεκατομμύρια ηλιακές μάζες, δηλαδή είναι σε μέγεθος 15 φορές μεγαλύτερος από τον γαλαξία μας. 

Ταξινόμηση των γαλαξιών κατά Hubble.  Ο αστρονόμος Edwin Hubble (1889-1953) πρώτος αποφάσισε να ταξινομήσει τους γαλαξίες σύμφωνα με την μορφή που παρουσιάζουν, ταξινόμηση η οποία εφαρμόζεται μέχρι σήμερα άν και παρουσιάζει ατέλειες.  Όλοι οι γαλαξίες ταξινομούνται σε τρείς κύριες κατηγορίες, τους Ελλειπτικούς, τους Σπειροειδείς, και τους Σπειροειδείς ραβδωτούς όπως παρουσιάζονται στην σελίδα 147. 

Οι ελλειπτικοί γαλαξίες.  Συμβολίζονται με το γράμμα Ε (Elliptical) και τους συναντάμε με μορφές από σφαιρική Ε 0 και γιά σταδιακή αυξανόμενη ελλειπτικότητα από Ε 1 έως Ε 7.  Οι ελλειπτικοί γαλαξίες δεν έχουν σπειροειδή μορφή και δεν υπάρχει μαρτυρία γιά ύπαρξη σε αυτούς μεσοαστρικού υλικού ή πρόσφατης δημιουργίας νέων αστέρων. Σχέδόν όλοι οι αστέρες αυτών των γαλαξιών είναι ερυθροί γίγαντες μεγάλης ηλικίας.  Επί του συνόλου των κανονικών γαλαξιών, το 80 % είναι ελλειπτικοί.

 

 

 

Οι σπειροειδείς γαλαξίες.  Συμβολίζονται με το γράμμα S (Spiral). Με κριτήριο την σταδιακή αύξηση  του ανοίγματος των βραχιόνων των σε συνδυασμό με  την μείωση  του μεγέθους της κεντρικής προβολής σε σχέση το συνολικό των μέγεθος, υποδιαιρούνται στις κατηγορίες Sa, Sb και Sc. Οι σπειροειδείς γαλαξίες έχουν δισκοειδές σχήμα με μία κεντρική προβολή και με περιστρεφόμενους βραχίονες.  Ο γαλαξίας μας έχει σπειροειδή μορφή, πιθανώτατα τύπου Sb.  Η δομή αυτών των γαλαξιών όπως συμβαίνει και με τον δικό μας περιλαμβάνει πολλούς νέους στην ηλικία αστέρες και άφθονο μεσοαστρικό υλικό συγκεντρωμένο στον δίσκο και στους σπειροειδείς βραχίονες, ενώ περιβάλλονται από την γαλαξιακή άλω η οποία περιέχει παλαιούς αστέρες και σφαιρωτά σμήνη. 

 

Οι σπειροειδείς ραβδωτοί γαλαξίες.  Συμβολίζονται στην ταξινόμηση Hubble  με τα γράμματα Sb (αρχικά λέξεων spiral καί bar=ράβδος).  Έχουν κατ' αρχάς μορφή ίδια με την σπειροειδή, αλλά έξω από την κεντρική προβολή εκτείνεται ένα σύνολο αστέρων με μορφή ράβδου και οι βραχίονες εφάπτονται στά άκρα της.  Οι γαλαξίες αυτής της κατηγορίας περιέχουν πολύ νέους στην ηλικία αστέρες μεγάλων φωτεινοτήτων και μεγάλες ποσότητες μεσοαστρικού υλικού συγκεντρωμένου στους βραχίονες.

 

Οι ακανόνιστοι ή ανώμαλοι γαλαξίες.  (Ireggular).  Οι γαλαξίες αυτοί δεν είναι ούτε σπειροειδείς ούτε ελλειπτικοί.  Περίπου το 1/4 των γνωστών γαλαξιών  ανήκουν σε αυτήν την κατηγορία.  Πολλοί από αυτούς αποτελούνται από περιοχές λαμπρών αερίων και φωτεινών νεφών τα οποία περιέχουν μικρούς σε ηλικία αστέρες.  Οι ραδιοφωνικές παρατηρήσεις του αερίου υδρογόνου συχνά αποκαλύπτουν την ύπαρξη ενός μη ορατού δίσκου αερίων ο οποίος  και περιστρέφεται.

 

Iδιάζοντες γαλαξίες.  Εκτός από τους παραπάνω αναφερθέντες γαλαξίες οι οποίοι αποτελούν την μεγάλη πλειοψηφία του συνόλου των, υπάρχουν και γαλαξίες οι οποίοι παρουσιάζουν μια ασυνήθιστη δραστηριότητα.  Μερικοί από αυτούς εκπέμπουν εξαιρετικά μεγάλα ποσά ενεργείας στο διάστημα, όπως οι  Quazars, οι γαλαξίες Seyfert, οι ραδιογαλαξίες, οι γαλαξίες Ν  και οι blazars.  Όλες αυτές οι κατηγορίες γαλαξιών οι οποίες θα εξετασθούν πιό κάτω, έχουν σαν κύριο χαρακτηριστικό ότι αποτελούνται από ενεργούς πυρήνες. 

Γενικά, η μεγάλη εκπεμπόμενη ενέργεια αυτών των γαλαξιών οφείλεται πιθανώτατα στο ότι στον πυρήνα των υπάρχει μια ογκώδης μελανή οπή η οποία απορροφά το γύρω υλικό κάτω από  ισχυρή βαρυτική επίδραση.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

ΟΙ ΛΑΜΠΡΟΤΕΡΟΙ ΓΑΛΑΞΙΕΣ.

 

Ο γαλαξίας της Ανδρομέδας (Messier 31).  Είναι ο περιφημότερος και λαμπρότερος γαλαξίας ορατός με γυμνό οφθαλμό κάτω από διαυγή και ασέληνο ουρανό σαν μια λευκή συγκεχυμένη κηλίδα με ολικό φαινόμενο μέγεθος +4,3.    Άν και λαμπρό αντικείμενο, δέν αναφέρεται

α=00ω,42λ

δ=41ο,16'

στον ιστορικό κατάλογο του Πτολεμαίου, την Μαθηματική Σύνταξη, αλλά η πρώτη αναφορά γίνεται τον 10ον μ.Χ αιώνα από το Άραβα αστρονόμο Άλ-Σουφί.  Η πρώτη τηλεσκοπική παρατήρηση του νεφελώματος έγινε το έτος 1612 από τον Σίμωνα Μάριο ο οποίος τον περιγράφει σαν "φλόγα κεριού".

Ο γαλαξίας της Ανδρομέδας ευρίσκεται στον ομώνυμο αστερισμό της Ανδρομέδας όπου και το όνομά του.  Ο αστερισμός αυτός ανήκει στον φθινοπωρινό ουρανό και σχηματίζεται από τρείς λαμπρούς αστέρες 2ου μεγέθους (Αλαμάκ, Σιράχ, Αλφεράτζ) οι οποίοι ενώνονται με το μεγάλο τετράπλευρο του Πηγάσου.  Εάν προεκτείνουμε την νοητή ευθεία από τον μεσαίο αστέρα του αστερισμού πρός τα επάνω, κοντά στον αστέρα μ του αστερισμού θα συναντήσουμε επιβλητικό τον νεφελοειδή της Ανδρομέδας.  Η φαινόμενη  έκταση  στον ουρανό του νεφελοειδούς είναι μεγάλη, αφού υπερβαίνει τις 3 μοίρες (6 πανσέληνοι).

Η απόσταση του γαλαξία της Ανδρομέδας υπολογίζεται σε 2 εκατομμύρια 300 χιλιάδες έτη φωτός και είναι το μεγαλύτερο μέλος της τοπικής ομάδος μαζί με τον γαλαξία μας.  Έχει σπειροειδή μορφή με ανάπτυξη βραχιόνων, πράγμα που όμως δεν φαίνεται εύκολα επειδή ο γαλαξίας αυτός έχει κλίση με γωνία 13ο ως πρός τον παρατηρητή.  Κατά την ταξινόμηση του Hubble, ο γαλαξίας ανήκει στον τύπο Sb και πιστεύεται ότι είναι παρόμοιος με τον γαλαξία μας αλλά με διπλάσια μάζα ίση με 300 δισεκατομμύρια ηλιακές.  Ακόμα και με ένα ερασιτεχνικό τηλεσκόπιο διακρίνονται οι δύο λαμπρότεροι συνοδοί του ελλειπτικοί γαλαξίες , ο Messier 32 και ο Messier 110, ενώ με μεγάλα τηλεσκόπια διακρίνονται πολλά σφαιρωτά σμήνη και κατά καιρούς αρκετοί καινοφανείς αστέρες.  Τέλος, ο γαλαξίας της Ανδρομέδας μας πλησιάζει με ταχύτητα 296 χιλ. ανά δευτερόλεπτο.

Τα νέφη του Μαγγελάνου.  Είναι δύο ακανόνιστοι μικροί γαλαξίες δορυφόροι του γαλαξία μας οι οποίοι φαίνονται με γυμνό οφθαλμό από τα νότια γεωγραφικά πλάτη αθέατα για τους κατοίκους του βορείου ημισφαιρίου.  Το όνομά των οφείλεται στον Πορτογάλο θαλασσοπόρο Φερδινάνδο Μαγγελάνο ο οποίος πρώτος τα διέκρινε το έτος 1519 ευρισκόμενος στο νότιο ημισφαίριο καθ' οδόν προς το ακρωτήριο Χόρν της Νοτίου Αμερικής.   Το μεγάλο νέφος (φωτογραφία)   ευρίσκεται στον

αστερισμό της Τουκάνας σε απόσταση 169.000 ετών φωτός όπου το έτος 1987 ανέλαμψε ο υπερκαινοφανής αστέρας των ημερών μας φθάνοντας το 2ον μέγεθος.

Το μικρό νέφος του Μαγγελάνου ευρίσκεται στον αστερισμό της Δοράδος σε απόσταση 210.000 ετών φωτός.  Μια μεγάλη δίνη από μοριακό υδρογόνο, η γέφυρα του Μαγγελάνου μήκους 200,000 έ.φ συνδέει τα δύο νέφη με τον γαλαξία μας και που οφείλεται σε εσωτερικές παλοιρροιογόνες δυνάμεις του γαλαξιακού μας συγκροτήματος.

---------------------------------------------------------------------------------------------

α=01ω,33λ

δ=30ο,35'

Ο γαλαξίας του Τριγώνου  (Messier 33).  Είναι ο τρίτος μεγάλος γαλαξίας της τοπικής ομάδος γαλαξιών και ευρίσκεται στον αστερισμό του Τριγώνου ενός αμυδρού φθινοπωρινού αστερισμού κάτω από τον αστερισμό της Ανδρομέδας. Με συνολικό φαινόμενο μέγεθος 6,5 αλλά με χαμηλή λαμπρότητα είναι δυνατόν να φανεί με ισχυρά κυάλια. Είναι σπειροειδής γαλαξίας τύπου        Sc

σε απόσταση 2,700,000 ετών φωτός ενώ φαίνεται ότι μάς πλησιάζει με ακτινική ταχύτητα 184 χιλ/δευτερόλεπτο. Ο γαλαξίας, μας παρουσιάζεται ανοικτός με σχεδόν κάθετη γωνία παρατηρήσεως.

α=13ω,,29λ

δ=47ο,11'

Ο στροβιλώδης γαλαξίας (Messier 51).  Ευρίσκεται στον αστερισμό των Θηρευτικών Κυνών κάτω από την άκρη της ουράς της Μεγάλης Άρκτου (αστέρας Αλκάιδ) και παρατηρείται καλύτερα το καλοκαίρι. Παρουσιάζει μία ιδιόμορφη όψη επειδή εκτός από τον κύριο γαλαξία φαίνεται πολύ κοντά του ένας άλλος μικρότερος ακανόνιστος γαλαξίας (NGC 5195) ο οποίος τείνει να συγκρουσθεί με τον μεγαλύτερο ενώ συνδέονται με  μία  γέφυρα υλικού. Ο γαλαξίας παρουσιάζεται σχετικά λαμπρός (μέγεθος 8,8) λόγω της μεγάλης του αποκλίσεως και εύκολα φαίνεται η έκφυσή του ακόμα και με μεγάλα κυάλια.  Είναι ο πρώτος νεφελοειδής γαλαξίας όπου αναγνωρίσθηκε η σπειροειδής μορφή του από τον λόρδο Rosse το 1845  (κλίση 163ο).  Ο Messier 51 ευρίσκεται σε απόσταση 13 εκατομμυρίων ετών φωτός ενώ απομακρύνεται με 445 χιλ/δευτερόλεπτο από τον γαλαξία μας. Η γωνία παρατηρήσεως του γαλαξία είναι 163ο.

α= 9ω,55λ

δ=69ο,03'

Messier 81 και Messier 82.  Δύο γαλαξίες με διαφορετικές μορφές που παρουσιάζονται οπτικά κοντά ο ένας με τον άλλο σε βόρεια απόκλιση μεταξύ των αστερισμών Μεγάλης και Μικρής Άρκτου στον ουρανό της ανοίξεως και κοντά στον βόρειο ουράνιο πόλο.  Ο λαμπρότερος είναι ο γαλαξίας Messier 81 με μέγεθος 8,1.  Είναι σπειροειδής τύπου Sb και ονομάζεται και νεφέλωμα του Bode, ενώ μάς πλησιάζει με  ακτινική ταχύτητα 38 χιλ/δευτερόλεπτο.  Έχει κλίση ως πρός το οπτικό επίπεδο 157ο.  Ο άλλος γαλαξίας, ο Messier 82 είναι ακανόνιστος οπτικού μεγέθους 9,2.  Απομακρύνεται με ακτινική ταχύτητα 148 χιλ/δευτερόλεπτο ενώ παρατηρείται με γωνία 65ο.  Και οι δύο γαλαξίες είναι ορατοί με μεγάλα κυάλια.

Στη συνέχεια, παραθέτουμε στοιχεία των  λαμπροτέρων  γαλαξιών του ιστορικού καταλόγου Messier για τους φίλους ερασιτέχνες αστρονόμους οι οποίοι διαθέτουν καλό τηλεσκόπιο:

 

              Συνολικό φωτ.  Ταξινόμηση Aκτινική  Οπτική γων.

              φαινόμ.μέγεθος   Hubble       ταχύτης    παρατηρήσ.

                                                    m                               χιλ/δευτ.                         Αστερισμός 

Μ 32    α=00ω,42λ δ=40ο,51'             9,2                Ε              -204                           Ανδρομέδα

Μ 49         12ω,29λ       7ο,59'           10,2                Ε               948             155ο       Παρθένος

Μ 58         12ω,37λ     11ο,48'           11,5                Sb            1752              95                "

Μ 59         12ω,42λ     11ο,38'           11,0                Ε                424             165               "

Μ 60         12ω,43λ     11ο,33'           10,3                Ε              1269             105               "  

Μ 61         12ω,21λ       4ο,27'           10,9                Sbb          1671                                  "

Μ 63         13ω,15λ     42ο,01'             9,7                Sb              520             105 Θηρευτ.Κύνες

Μ 64         12ω,56λ     21ο,40'             8,9                Sb              368             115          Κόμη          

Μ 65         11ω,18λ     13ο,05'             9,6                Sa              755             174           Λέων

  Μ 66         11ω,20λ     12ο,59'             8,9                Sb              706             173              "

Μ 74           1ω,36λ     15ο,46'           10,5                Sc               653            180          Ιχθύες 

Μ 77           2ω,42λ       0ο,25'            9,7                 Sb             1080             70           Κήτος

Μ 83         13ω,37λ    -28ο,39'            8,4                 S                 506                            Ύδρα

Μ 84         12ω,25λ     12ο,52'           10,8                Ε                 954           135       Παρθένος 

Μ 85         12ω,25λ     18ο,11'           10,2                S                 765                            Κόμη  

Μ 86         12ω,26λ     12ο,56'           10,9                Ε                -227           130       Παρθένος 

Μ 87         12ω,30λ     12ο,23'           10,4                Ε               1261                               "

Μ 88         12ω,31λ     14ο,24'           10,6                Sb             2120            140          Κόμη

Μ 89         12ω,35λ     12ο,33'           11,1                Ε                265                         Παρθένος  

Μ 90         12ω,36λ     13ο,09'           11,8                Sb             -245               23             "

Μ 91         12ω,36λ     14ο,11'           13,6                Sc               348               55         Κόμη

Μ 94         12ω,50λ     41ο,05'            8,7                 Sb              300              105 Θηρευτ.Κύνες

Μ 95         10ω,44λ     11ο,41'           11,2                Sbb            776                13         Λέων

Μ 96         10ω,46λ     11ο,48'           10,0                Sa               935                 5             " 

Μ 98         12ω,13λ     14ο,53'           11,0                Sb             -142              155         Κόμη   

Μ 99         12ω,18λ     14ο,23'           10,2                Sc             2471              180             "  

Μ 100       12ω,22λ     15ο,47'           10,6                Sc             1617                30             "

Μ 101       14ω,03λ     54ο,21'            8,7                 Sc              266               180  Μεγ.Άρκτος

Μ 102       15ω,06λ     55ο,45'           11,1                Sc              788               128      Δράκων

Μ 104       12ω,39λ   -10ο,55'             9,1                 Sbc          1160                        Παρθένος

Μ 105       10ω,47λ    12ο,34'             9,6                 Ε               877                             Λέων

Μ 106       12ω,19λ    47ο,17'             9,6                 Sb             459               150  Θηρ. Κύνες

Μ 108       11ω,11λ    55ο,40'           10,7                 Sc              680                 80 Μεγ.Άρκτος 

Μ 109       11ω,57λ    53ο,21'           10,7                 Sbb         1059                 68           "

Μ 110       00ω,40λ    41ο,40'            9,4                  Ε              -236              170  Ανδρομέδα

 

ΟΙ ΕΝΕΡΓΟΙ ΓΑΛΑΞΙΑΚΟΙ ΠΥΡΗΝΕΣ.

 

Ο γαλαξίας μας όπως και όλοι οι γαλαξίες στον πυρήνα των περικλείουν  μεγάλων διαστάσεων μελανές οπές (σελ. 142) η ύπαρξη των οποίων επιβεβαιώνεται από την τεράστια ενέργεια η οποία εκλύεται σε διαφορετικά μήκη κύματος. Καθώς η μελανή οπή απορροφά στο εσωτερικό της οτιδήποτε γειτονικό υλικό σώμα (αέρια, αστρικό υλικό), η θερμοκρασία αυξάνει σε εκατοντάδες εκατομμύρια βαθμούς με επακόλουθο την δημιουργία πηγών ακτίνων Χ όπως και άλλων μορφών ενεργείας, όπως εκπομπές ραδιοκυμάτων. Στην περίπτωση των διπλών συστημάτων αστέρων η υπάρχουσα μικρών διαστάσεων μελανή οπή δημιουργείται σαν επακόλουθο  των εξελικτικών μορφών διαφόρων γιγάντων αστέρων.  Οι μελανές οπές είναι περιοχές του χωροχρόνου οι οποίες έχουν "αποκοπεί"  από αυτόν,  παρουσιάζονται δε σε διάφορα μεγέθη από μικροσκοπικές έως υπερμεγέθεις με εκατομμύρια  μάζες από αυτήν του ηλίου μας κατά περίπτωση.  Όμως είναι δυνατόν μελανές οπές να εμφανίσθηκαν  μαζί με την δημιουργία ενός γαλαξία στο νεαρό σύμπαν.

Σε ορισμένους τύπους γαλαξιών είναι δυνατόν να υπάρχουν τεραστίων μεγεθών  μελανές οπές  με κύριο χαρακτηριστικό οι γαλαξίες αυτοί να εκλύουν μεγάλα ποσά ενεργείας στο διάστημα.  Οι κατηγορίες αυτών των γαλαξιών είναι:

Γαλαξίες Seyfert.  Ο πρώτος που περιέγραψε αυτούς τους γαλαξίες είναι ο αστρονόμος Carl  Seyfert το έτος 1943.  Έχουν  φωτεινό πυρήνα και εμφανίζουν αμυδρότερους σπειροειδείς βραχίονες.  Το φάσμα των γαλαξιών Seyfert παρουσιάζει ευρείες γραμμές εκπομπής ενώ μερικοί από αυτούς είναι δυνατές πηγές υπερύθρου ακτινοβολίας.  Σε άλλους πάλι η κεντρική περιοχή των εκπέμπει έντονα ραδιοκύματα με συνηθισμένες μεταβολές λαμπρότητος του πυρήνα.  Περίπου το 1% των σπειροειδών γαλαξιών είναι τύπου Seyfert.

Ραδιογαλαξίες.  Χαρακτηρίζονται από έντονες εσωτερικές πηγές εκπομπών ραδιοκυμάτων. Οι εκπομπές ραδιοκυμάτων είναι αποτέλεσμα της ακτινοβολίας συνχρότρου η οποία παράγεται από ηλεκτρόνια που κινούνται με ταχύτητες που πλησιάζουν την ταχύτητα του φωτός μέσα σε ισχυρά μαγνητικά πεδία. Επίσης είναι δυνατόν η μελανή οπή που ευρίσκεται στο κέντρο των γαλαξιών αυτών να ενεργεί σαν "κεντρική μηχανή" παραγωγής της ραδιοφωνικής δραστηριότητος. Περίπου ένας γαλαξίας στο εκατομμύριο είναι ραδιογαλαξίας.  Κλασσικά παραδείγματα ραδιογαλαξιών είναι:

Ο γαλαξίας Κύκνος Α.  Ενεργός ελλειπτικός γαλαξίας , μία από τις ισχυρότερες πηγές ραδιοκυμάτων στον ουρανό ο οποίος εντοπίσθηκε με τα πρώτα ραδιοτηλεσκόπια.  Η πηγή αποτελείται από δύο όμοια νέφη ραδιοεκπομπών τα οποία ευρίσκονται σε συμμετρική απόσταση από τον πυρήνα του γαλαξία αυτού ο οποίος είναι 15ου οπτικού μεγέθους.  Τα νέφη εκτείνονται μέχρις αποστάσεως 300.000 ετών φωτός και η ενέργεια που εκπέμπουν είναι περίπου 10 εκατομμύρια φορές μεγαλύτερη από αυτήν ενός κοινού γαλαξία όπως του γαλαξία της Ανδρομέδας.  Στό οπτικό φάσμα ο Κύκνος Α παρουσιάζει δυνατές γραμμές εκπομπής, ενώ ο πυρήνας του είναι ενεργός με μία κεντρική μελανή οπή που εκλύει πολύ μεγάλα ποσά ενεργείας και ακτίνων Χ καθώς απορροφά το γύρω της  υλικό.  Η απόσταση του Κύκνου Α ανέρχεται σε 1150 εκατομμύρια έτη φωτός.

Γαλαξίας "Messier 87"(Παρθένος Α). Γιγαντιαίος ελλειπτικός γαλαξίας, ο μεγαλύτερος του σμήνους γαλαξιών της Παρθένου.  Ευρισκόμενος σε απόσταση 50 εκατομμυρίων ετών φωτός, είναι 20 φορές μεγαλύτερος από τον γαλαξία μας και κατά 40 φορές ογκωδέστερος. Η ραδιοεκπομπή σχηματίζεται από ένα μεγάλο ορατό εξόγκωμα- πίδακα μήκους 4.000 ετών φωτός που φαίνεται με μορφή ευθείας ράβδου και το οποίο οφείλεται στην ύπαρξη μιάς τεράστιας μελανής οπής στο κέντρο του γαλαξία.  Η ισχύς των εκπεμπομένων ραδιοκυμάτων είναι 1.000 φορές μεγαλύτερη από αυτήν του γαλαξία μας προερχόμενη από ηλεκτρόνια υψηλής ενέργειας τα οποία μεταφέρονται από τον ενεργό πυρήνα του γαλαξία πρός τον πίδακά του.  Η ακτινοβολία πιθανώς προέρχεται από ταχέως κινούμενα ηλεκτρόνια με την παρουσία ισχυρού μαγνητικού πεδίου.

Γαλαξίας "Κένταυρος Α" (NGC 5128).  Ελλειπτικός γαλαξίας σε απόσταση 15 εκατομμυρίων ετών φωτός από τον γαλαξία μας, ο κοντυνώτερος ραδιογαλαξίας.  Ο ορατός γαλαξίας φαίνεται ότι διασχίζεται από μία παχειά σκοτεινή ζώνη σκόνης η οποία πιστεύεται ότι προέρχεται από την σύγκρουση με έναν άλλο μικρότερο σπειροειδή γαλαξία.  Η πηγή των ραδιοεκπομπών ευρίσκεται πρός τα έξω και δεξιά της σκοτεινής ζώνης εκτεινόμενη σε απόσταση 7ο στον ουρανό, ενώ η πραγματική έκταση ανέρχεται σε 2 εκατομμύρια έτη φωτός.  Επίσης ο Κένταυρος Α είναι ισχυρή πηγή ακτίνων Χ.

Γαλαξίες Ν.  Είναι ενεργοί γαλαξίες οι οποίοι παρουσιάζουν ομοιογενή στην μορφή και φωτεινό πυρήνα ο οποίος μερικές φορές είναι πηγή ραδιοκυμάτων.

Γαλαξίες "Blazars".  Τύποι ελλειπτικών γαλαξιών οι οποίοι έχουν λαμπρούς ομοιογενείς πυρήνες που παρουσιάζουν μεταβολές στην λαμπρότητά των.  Ο πρώτος blazar ανακαλύφθηκε το 1929, η δε ονομασία προέρχεται από την σύμπτυξη των λέξεων blag (=αστέρας β αστερισμού Σαύρας) διότι τότε ενομίζετο ότι ο γαλαξίας αυτός ήταν μεταβλητός αστέρας.  Η μεταβλητότης του φωτός των έχει κύμανση ενός μηνός και μέρα με την μέρα παρατηρώνται αλλαγές.  Πολλοί από αυτούς τους γαλαξίες είναι  πηγές ραδιοκυμάτων επίσης.

Οι Quazars και η αρχαιολογία του σύμπαντος.  Οι quazrs eίναι ιδιάζουσα μορφή μικρών εξωγαλαξιακών αντικειμένων με τους ενεργώτερους πυρήνες στην κατηγορία και με παρουσία ισχυρών πηγών ραδιοκυμάτων. Ο πρώτος quazar ανακαλύφθηκε το 1963 και η ονομασία αυτή στην ελληνική απόδοσή της σημαίνει ημιαστέρας από την σύντμηση των λέξεων quazi-stellar-object. Ένας από τους χιλιάδες ανακαλυφθέντες quazar έχει σαν κύριο χαρακτηριστικό ότι παρουσιάζει εξαιρετική λαμπρότητα σε σχέση με τις φαινόμενες διαστάσεις του δίδοντας τελικά εντύπωση αστέρος όταν παρατηρείται στο τηλεσκόπιο.  Οι quazars θεωρούνται ότι είναι τα πιό απόμακρα αντικείμενα τα οποία έχουν παρατηρηθεί στο σύμπαν ευρισκόμενοι σε μεγάλες αποστάσεις δισεκατομμυρίων ετών φωτός.  Αυτό αυτόματα σημαίνει ότι το φώς το οποίο λαμβάνεται από έναν quazar γιά να φθάσει στα μάτια μας έχει αναχωρήσει πρίν από πολλά δισεκατομμύρια χρόνια ίσως και πολύ πιό πρίν από την δημιουργία του ηλιακού μας συστήματος, τρέχοντας με την γνωστή ταχύτητα των 300.000 χιλι/ δευτερόλεπτο.  Έτσι, παρατηρώντας έναν quazar είναι σαν να ξετυλίγονται μπροστά μας οι σκιές των πρώτων σταδίων της ιστορίας του σύμπαντος όπως αυτό σχηματίσθηκε με τα αρχέγονα υλικά, τα οποία εντοπίζονται σε κοντυνά μεσοαστρικά νέφη που περιβάλλουν έναν quazar.

Ένα άλλο αξιοσημείωτο γεγονός που επισφραγίζει το τεράστιο των αποστάσεών των στον χωροχρόνο, είναι ότι οι quazars έχουν πάρα πολύ μεγάλες ταχύτητες απομακρύνσεως σχετικά με  τον παρατηρητή όπως παρουσιάζεται στο λαμβανόμενο φάσμα των με την μεγάλη μετατόπιση των γραμμών στο υπέρυθρο μέρος (συμβολ. z) . Οι ταχύτητες απομακρύνσεως σε πολλές περιπτώσεις εγγίζουν και αυτήν την ταχύτητα του φωτός.   Βάσει του νόμου του Hubble (βλέπε σελ.160) όλοι οι γαλαξίες φαίνονται ότι απομακρύνονται από τον παρατηρητή με ταχύτητες ανάλογες των αποστάσεών των (οι απομακρυσμένοι "τρέχουν" γρηγορώτερα σε σχέση με  τους κοντυνώτερους),  γεγονός που κατά πάσα πιθανότητα αντικατοπτρίζει την διαστολή του χώρου του σύμπαντος.

Τα αρχέγονα νέφη και η πιθανή προιστορία των γαλαξιών. Το φάσμα των πιό απομακρυσμένων quazars παρουσιάζει έναν μεγάλο αριθμό γραμμών απορροφήσεως  με ποικιλία μετατοπίσεων στο υπέρυθρο οι οποίες λέγονται δάσος γραμμών Lyman A.  Oι γραμμές απορροφήσεως σχηματίζονται από αρχαία μεσοαστρικά νέφη υδρογόνου τα οποία παρεμβάλλονται μεταξύ του quazar  αφ ' ενός  και  του  παρατηρητή αφ'

 

ετέρου (σχήμα).    Η   κυριώτερη  γραμμή η οποία παρουσιάζεται είναι η γραμμή Α που σχηματίζεται από το υδρογόνο.  Δείχνει εύρος μετατοπίσεων πρός την ερυθρή περιοχή σύμφωνα με τις ταχύτητες απομακρύνσεως των μεσογαλαξιακών νεφών.  Γενικά, αυτά τα νέφη περικλείουν το πρωτογενές αέριο υδρογόνο μαζί με το ήλιον το οποίο σχηματίσθηκε στο σύμπαν κατά τα πρώτα λεπτά ύστερα από την Μεγάλη Έκρηξη (Big-Bang) όπου κανένα βαρύτερο στοιχείο δεν είχε παρουσιαστεί και κανένας αστέρας δέν είχε σχηματισθεί.

Βάσει του μοντέλου Big-Bang, θεωρητικά, μετά από την πάροδο 1 έως 1,5 δισεκατομμυρίου  ετών από την Μεγάλη Έκρηξη (z = 3 ,η οποία δέ τοποθετείται περίπου στα 15 δισεκατομμύρια έτη πρίν)  και  με την σταδιακή ψύξη του νεαρού σύμπαντος, εμφανίσθηκαν οι πρώτοι quazars μαζί με τα αρχέγονα νέφη τα οποία ήταν ο "σκελετός" του σχηματισμού των πρώτων γαλαξιών.  Μέσα σε αυτούς τους σχηματισμούς και με τις τοπικές συστολές μαζών υδρογόνου και ηλίου, αέρια τα οποία εμφανίσθηκαν από την ψύξη της πρωτογενούς "σούπας" φωτονίων και σωματιδίων τελικά παρουσιάσθηκαν και ανέλαμψαν οι πρώτοι αστέρες. Οι πλέον γεμάτοι από φώς και ενέργεια γαλαξίες άρχισαν να συγκροτούνται σε διάφορες ομάδες, τα λεγόμενα γαλαξιακά σμήνη, ενώ οι quazars πιθανόν γίνονται αμυδροί και τελικά εξαφανίζονται σε περίοδο 4,2 δισεκατομμυρίων ετών(z = 1)  ύστερα από το Big-Bang.

Είναι βασικό να τονίσουμε ότι οι εικόνες των απομακρυσμένων quazars σε πολλές περιπτώσεις μας παρουσιάζονται μεγενθυμένες πρός όφελός μας, φαινόμενο που αποδίδεται στους λεγόμενους βαρυτικούς φακούς.  Η Γενική θεωρία της Σχετικότητος  προβλέπει ότι η ύπαρξη μεγάλων μαζών (π.χ σμήνος γαλαξιών) παραμορφώνει τον χωροχρόνο με αποτέλεσμα εάν τύχει στην πορεία του φωτός ενός αντικειμένου να παρεμβληθεί ένα άλλο ογκωδέστερο, τότε το είδωλο του πρώτου παρουσιάζεται μεγαλύτερο από ότι στην πραγματικότητα είναι.

 

 

ΤΑ ΣΜΗΝΗ ΤΩΝ ΓΑΛΑΞΙΩΝ.

 

Οι γαλαξίες στο διάστημα δεν παρουσιάζονται μεμονωμένοι, αλλά έχουν συγκροτηθεί σε διάφορες ομάδες  που λέγονται γαλαξιακά σμήνη τα οποία με τη σειρά των αποτελούν μία μεγαλύτερη συνοχή, τα υπερσμήνη.  Τα σμήνη των γαλαξιών είναι δυνατόν να προσομειασθούν με μία πολυσύνθετη και νευραλγική αστική περιοχή η οποία αποτελείται από σχεδιασμένα οικοδομικά τετράγωνα από και πρός το κέντρο της πόλεως, μεγαλουπόλεις οι οποίες έχουν διαφορετικά ρυμοτομικά σχέδια καταλαμβάνοντας διαφορετικές γεωγραφικές εκτάσεις.  Με την σειρά τους οι πόλεις αυτές αποτελούν τμήματα μιάς μεγαλύτερης σε έκταση αστικής περιοχής. 

Δομή των γαλαξιακών σμηνών.  Τα σμήνη των γαλαξιών τα οποία αποτελούνται  από  μέλη  διαφόρων  μορφών  και  μαζών εξουσιάζονται

Το σμήνος γαλαξιών του Ηρακλέους.

 

 

από κοινές βαρυτικές δυνάμεις.  Η κατανομή των γαλαξιών στο διάστημα δεν είναι ομοιογενής, αλλά καταλαμβάνουν χώρους διαμέτρου εκατομμυρίων ετών φωτός.  Αυτοί οι χώροι δεν είναι κενοί, αλλά αποτελούνται  από πολύ θερμό αέριο θερμοκρασίας εκατομμυρίων βαθμών όπου τα ταχέως κινούμενα ηλεκτρόνια εκπέμπουν φωτόνια με ακτίνες Χ.   Η εκπομπή των ακτίνων έρχεται από διαφορετικές περιοχές του σμήνους, πράγμα που επιτρέπει την μέτρηση της συνοχής και της ποσότητος του διαγαλαξιακού αερίου.  Τα σμήνη των γαλαξιών έχουν διάφορες μορφές από σφαιρικά και συμμετρικά μέχρι ανώμαλα σε σχήμα και περιλαμβάνουν εκατοντάδες ή και χιλιάδες τον αριθμό γαλαξίες οι οποίοι όμως είναι δυνατόν να μήν συγκεντρώνονται γύρω από το κέντρο του σμήνους.

Στην πραγματικότητα, οι γαλαξίες αποτελούν μόνον το 10 % της συνολικής μάζας ενός σμήνους ενώ το υπόλοιπο ποσοστό περιέχει τα θερμά αέρια όπως και το σκοτεινό υλικό , μία αόρατη μάζα , η ύπαρξη της οποίας  διαπιστώνεται έμμεσα από τις ίδιες κινήσεις των γαλαξιών στο σμήνος οι οποίες επιταχύνονται. Γιά το σκοτεινό υλικό θα αναφερθούμε πιό κάτω.

Επίσης, οι  ισχυρές βαρυτικές δυνάμεις ενός σμήνους γαλαξιών βάσει της θεωρίας της Σχετικότητος επενεργούν σαν γιγαντιαίοι μεγενθυντικοί φακοί φέρνοντας οπτικά πιό κοντά το φώς ενός  άλλου απομακρυσμένου  γαλαξία ή Quazar όταν αυτός τύχει να προβάλλεται ακριβώς πίσω από το σμήνος (βλέπε κεφ. θεωρία σχετικότητος).

Ο γαλαξίας μας, ο γαλαξίας της Ανδρομέδας, του Τριγώνου όπως και άλλοι 27 νάνοι γαλαξίες συγκροτούν το σμήνος που ανήκουμε το οποίο λέγεται τοπική ομάδα.  Τα συνήθη σμήνη γαλαξιών εμφανίζονται να περιέχουν ελλειπτικούς γαλαξίες ενώ στα ακανόνιστα σμήνη περιλαμβάνονται γαλαξίες όλων των τύπων.  Πλούσια σμήνη λέγονται τα σμήνη εκείνα των γαλαξιών τα οποία περιέχουν συγκεντρώσεις πολύ μεγάλων σε μέγεθος γαλαξιών χιλιάδων τον αριθμό, όπως το σμήνος της Παρθένου και το σμήνος της Κόμης της Βερενίκης.  Εξ' άλλου, το κέντρο ενός πλουσίου σμήνους τυπικά περιέχει έναν γιγαντιαίο ελλειπτικό γαλαξία με μάζα 10-100 φορές μεγαλύτερη του γαλαξία μας.  Ο κεντρικός κυρίαρχος γαλαξίας πιστεύεται ότι έλκει τους μικρότερους γαλαξίες γύρω του με αποτέλεσμα να τους "καταπίνει" μεγαλώνοντας σε μέγεθος.  Αυτά τα φαινόμενα λέγονται γαλαξιακοί καννιβαλισμοί  ενώ ο τεράστιος κεντρικός γαλαξίας ονομάζεται γαργαντούας γαλαξίας.  Σαν παράδειγμα αναφέρεται ο κεντρικός γαλαξίας του σμήνους Abell 3287 ο οποίος έχει καταβροχθίσει πολλούς μικρότερους ενώ είναι ισχυρή πηγή ραδιοκυμάτων.

Από το άλλο μέρος, τα πτωχά σμήνη γαλαξιών είναι λιγώτερο συνηθησμένα όπως το σμήνος του Γλύπτη με 6 μέλη, το σμήνος του γαλαξία Messier 81 με 8 μέλη και το σμήνος της Καμίνου με 17 γαλαξίες, όπως φυσικά και η τοπική ομάδα στην οποία περιέχεται ο γαλαξίας μας με 30 γνωστά μέλη. 

Τα κοντυνώτερα και σπουδαιότερα σμήνη γαλαξιών αναφορικά ως πρός τον ήλιο είναι τα εξής:

 

Το σμήνος της Παρθένου.  Σε απόσταση 50 έως 60 εκατομμυρίων ετών φωτός είναι το πλησιέστερό μας σμήνος λαμπρών γαλαξιών  προβαλλόμενο στον αστερισμό της Παρθένου όπου και το όνομά του.  Καλύπτει στον ουρανό έκταση 120 τετραγωνικών μοιρών περιέχοντας χιλιάδες γαλαξίες.  Είναι ακανόνιστο σμήνος με ασύμμετρη  συνοχή  γαλαξιών ενώ το ογκωδέστερο μέλος του είναι ο γιγαντιαίος ελλειπτικός γαλαξίας Messier 87.

-----------------------------------------------------------------------------------------------

Το σμήνος της Κόμης.  Προβάλλεται στον αστερισμό της Κόμης Βερενίκης σε έκταση μερικών μοιρών στον ουρανό και περιέχει περισσότερο από χίλιους λαμπρούς γαλαξίες.  Ευρίσκεται σε απόσταση 300 εκατομμυρίων ετών φωτός ενώ η μορφή του σμήνους είναι σφαιροειδής.  Οι περισσότεροι γαλαξίες συγκεντρώνονται γύρω από το κέντρο του σμήνους, ενώ οι μέσες αποστάσεις των είναι τρείς φορές μικρότερες από αυτή του γαλαξία μας με τον γαλαξία της Ανδρομέδας.

ΤΑ ΥΠΕΡΣΜΗΝΗ ΤΩΝ ΓΑΛΑΞΙΩΝ ΚΑΙ Η ΤΟΠΙΚΗ ΟΜΑΔΑ.

 

Η τοπική ομάδα γαλαξιών (Local Group).    Ο γαλαξίας μας ανήκει σε μία αραιή έως πτωχή ομάδα γαλαξιών η οποία περιέχει συνολικά περίπου 30 γαλαξίες, τρείς μεγάλους σπειροειδείς και 27 νάνους ακανονίστων ή ελλειπτικών μορφών. Το ογκωδέστερο μέλος της τοπικής ομάδος είναι ο γαλαξίας της Ανδρομέδας (Messier 31) με τον Γαλαξία μας και τον γαλαξία του Τριγώνου (Messier 33). Οι περισσότεροι από τους ελλειπτικούς νάνους γαλαξίες μοιάζουν με σφαιρωτά σμήνη και είναι πολύ αμυδροί.

Τέσσερις από τους μικρούς ελλειπτικούς γαλαξίες (NGC 221, 205, 185 και 147) είναι δορυφόροι του γαλαξία της Ανδρομέδας, τα νέφη του Μαγγελάνου και διάφοροι νάνοι γαλαξίες είναι δορυφόροι του γαλαξία μας.   Η τοπική ομάδα έχει ακτίνα  άνω των 3 εκατομμυρίων ετών φωτός και δεν έχει κεντρική συνοχή, αλλά δύο υποομάδες έχουν κέντρο γύρω από τα δύο ογκωδέστερα μέλη.  Το έτος 1968 ανακαλύφθηκαν από τον P. Maffei δύο ενδιαφέροντες γαλαξίες στα όρια της τοπικής ομάδος οι οποίοι είναι ορατοί μόνο στο ερυθρό και το υπέρυθρο.

Ο γαλαξίας Maffei 1 είναι γίγαντας ελλειπτικός με μάζα 200 δισεκατομμυρίων ηλιακών και σε απόσταση περίπου 4 εκατομμυρίων ετών φωτός αποτελώντας το εξωτερικό μέλος της ομάδος.  Ο Maffei 2 είναι μέσου μεγέθους σπειροειδής γαλαξίας έξω από την τοπική ομάδα, 5 φορές μακρύτερα από τον συνώνυμό του.

Όσον αφορά τις κινήσεις των μελών μέσα στην τοπική ομάδα, ο γαλαξίας μας με τον γαλαξία της Ανδρομέδας πλησιάζουν ο ένας τον άλλο με ταχύτητα 100 χιλιομέτρων το δευτερόλεπτο όπου μετά από 500 εκατομμύρια χρόνια από τώρα θα συγκρουσθούν σχηματίζοντας ίσως έναν μεγάλο ελλειπτικό γαλαξία.

-----------------------------------------------------------------------------------------------

Υπερσμήνη γαλαξιών.  Με τον όρο γαλαξιακό υπερσμήνος εννοούμε μία ευρύτερη συγκέντρωση σμηνών γαλαξιών τα οποία συνέχονται με κοινές βαρυτικές δυνάμεις.  Είναι γνωστά περίπου 50 υπερσμήνη τα οποία περιέχουν με την σειρά τους κατά μέσο όρο 12 πλούσια σμήνη γαλαξιών ενώ τα μεγαλύτερα περιέχουν πολύ περισσότερα.  Οι διάμετροι των υπερσμηνών ανέρχονται σε χιλιάδες ή εκατομμύρια έτη φωτός.

Το τοπικό υπερσμήνος γαλαξιών έχει σαν κέντρο το σμήνος της Παρθένου ενώ η δική μας τοπική ομάδα γαλαξιών ανήκει στην περιφέρειά του.  Η διάμετρος του τοπικού υπερσμήνους όπως υπολογίσθηκε το 1956 από τον G de Vacoulers ανέρχεται σε 100 εκατομμύρια έτη φωτός.

Σύμφωνα με το σύστημα των υπεργαλαξιακών συντεταγμένων οι οποίες χρησιμοποιούνται γιά τον προσδιορισμό των θέσεων των κοντυνών γαλαξιών, ο υπεργαλαξιακός ισημερινός είναι η νοητή ευθεία η οποία διέρχεται διά μέσω του ηλίου, του κέντρου του γαλαξία μας και από το κέντρο του σμήνους της Παρθένου. 

Ο Μεγάλος Ελκυστής (Great Attractor).  Με αυτήν την ονομασία καθορίζεται μία μεγάλη συνάθροιση  σμηνών γαλαξιών και υλικού με μάζα  της τάξεως των 5 x 10 16  ηλιακών μαζών.  Η κατανομή αυτών των γαλαξιακών σμηνών στην οποία συμπεριλαμβάνεται και ο γαλαξίας μας με την τοπική ομάδα έχει ακανόνιστη μορφή διαστάσεων 150 - 300 ετών φωτός πρός την διεύθυνση των αστερισμών της Ύδρας και του Κενταύρου.  Οι μετρήσεις των ταχυτήτων των σμηνών των γαλαξιών σε αποστάσεις άνω των 300 εκατομμυρίων ετών φωτός δείχνουν ότι αυτές παρεκτρέπονται με ταχύτητες άνω των 500 χιλ/δευτερόλεπτο.  Αυτό το γεγονός οφείλεται στο ότι οι γαλαξίες στον χώρο του σύμπαντος κινούνται κατά ρεύματα, τα οποία ονομάζονται ρεύματα του Hubble.  Αυτά τα ρεύματα στα οποία κινούνται τα διάφορα γαλαξιακά υπερσμήνη παρουσιάζουν ανομοιογένεια και οφείλονται στην διαστολή του σύμπαντος και στην διάχυτη ακτινοβολία μικροκυμάτων. Είναι μία διάχυτη ηλεκτρομαγνητικής φύσεως  ακτινοβολία η οποία εκπέμπεται από όλο τον χώρο του σύμπαντος.  Αυτή η κοσμική ακτινοβολία προέρχεται από τα υπολείμματα της αρχικής Μεγάλης Εκρήξεως από την οποία δημιουργήθηκε το σύμπαν και είναι η ισχυρή απόδειξη της περίφημης θεωρίας Big-Bang. 

Από το άλλο μέρος, η κατανομή των γαλαξιών στον χώρο δεν είναι ομοιογενής, αλλά δίνει την εντύπωση ότι αυτοί ευρίσκονται με μορφή παρόμοια με αυτή των φυσαλλίδων όπου μεταξύ των δημιουργούνται μεγάλα κενά ( σχήμα).

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

ΓΑΛΑΞΙΕΣ  ΣΕ ΣΥΓΚΡΟΥΣΗ.

 

Όπως αναφέραμε, οι γαλαξίες οι οποίοι ανήκουν σε ένα σμήνος κινούνται γρήγορα μέσα σε αυτό με αποτέλεσμα όταν τύχει να ευρεθούν κοντά δύο ή και περισσότεροι αναπόφευκτα να συγκρουσθούν μέσα σε μεγάλες χρονικές περιόδους δεκάδων εκατομμυρίων ετών.  Επίσεις οι κινήσεις των γαλαξιών επιταχύνονται από το αόρατο σκοτεινό υλικό επάνω στο οποίο "επιπλέουν" οι γαλαξίες σαν φυσαλλίδες σε νερό.  Οι κοινές παλοιρροιογόνες δυνάμεις που αναπτύσσονται όταν τύχει να πλησιάσουν δύο γαλαξίες, προξενούν διαταραχές στο σχήμα και την δομή των με αποτέλεσμα να παρουσιάζουν στον οφθαλμό του παρατηρητή τελικά ασυνήθιστα σχήματα, οι μορφές των οποίων εξαρτώνται από τις μορφές των συγκρουομένων μερών αφ' ενός και από τις γωνίες των συγκρούσεων αφ' ετέρου. 

Με την βοήθεια ειδικών ηλεκτρονικών υπολογιστών είναι δυνατόν να διαμορφώσουμε μία ρεαλιστική εικόνα τού πώς και πότε όπως και του ύστερα αυτών των γαλαξιακών συγκρούσεων σε εξομοιωτικά διαστήματα εκατομμυρίων ετών.  Από τις αναπόφευκτες συγκρούσεις δημιουργούνται πολλές και ποικίλλες χαωτικές καταστάσεις στο τελικό συνχωνευόμενο μέλος,, όπως δημιουργία αστέρων, μεταβολές σφαιρωτών σμηνών, συχνές αλυσιδωτές εκρήξεις υπερκαινοφανών αστέρων κλπ.  Μία πολύ μικρή σύγκρουση συμβαίνει αυτήν την στιγμή στον γαλαξία μας ο οποίος έχει έλθει σε επαφή στο ένα του άκρο με έναν άλλο νάνο γαλαξία (βλέπε σελ. 143).

Τοαντιπροσωπευτικώτερο παράδειγμα συγκρούσεως δύο γαλαξιών, είναι οι γαλαξίες "κεραίες" (NGC 4038, 4039).  Οι γαλαξίες αυτοί 11ου οπτικού μεγέθους και ευρίσκονται στον αστερισμό του Κόρακος σε απόσταση 48 εκατομμυρίων ετών φωτός.  Η τελική μορφή της συγκρούσεώς των παρουσιάζει δύο μεγάλους πίδακες που θυμίζουν κεραίες με μήκος 100.000 ετών φωτός η κάθε μία.

Στην επόμενη σελίδα παρουσιάζεται με την βοήθεια ηλεκτρονικού υπολογιστή η εξέλιξη της συγκρούσεως δύο ελλειπτικών γαλαξιών η οποία δημιούργησε τις κεραίες μέσα σε χρονικό διάστημα 315 εκατομμυρίων ετών.

 

 

Άλλο παράδειγμα συγκρούσεως δύο γαλαξιών παρουσιάζεται στην περίπτωση του λεγόμενου γαλαξία "ρόδα κάρου"  (cartweel galaxy).  Ευρισκόμενος σε απόσταση 500 εκατομμυρίων ετών φωτός έχει κυκλικό σχήμα παρόμοιο με ρόδα όπου και το όνομά του.  Η διάμετρος του κύκλου ανέρχεται σε 170.000 έτη φωτός ενώ ο γαλαξίας αποτελείται από γηρασμένους κόκκινους αστέρες.  Οι εξομοιωτές δείχνουν ότι η "ρόδα" δημιουργήθηκε ύστερα από την σύγκρουση ενός κανονικού σπειροειδούς γαλαξία με έναν μικρότερο πρίν από εκατοντάδες εκατομμύρια χρόνια.  Στην περιφέρεια του γαλαξία υπάρχει μεγάλος αριθμός ογκωδών αστέρων, αποτέλεσμα της συγκρούσεως όπως και η συχνότητα εκρήξεων υπερκαινοφανών αστέρων η οποία είναι χιλιάδες φορές μεγαλύτερη από έναν κανονικό γαλαξία.  Η φωτογραφία είναι δανεισμένη από τα αρχεία της NASA (διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble).

 

 

 

 

 

.