Διαπιστώθηκε ότι στο Σύμπαν, εκτός των γαλαξιών, βρίσκεται και διασκορπισμένη αραιότατη ύλη, εξ αερίων και σκόνης - συχνά πολύ αραιότερη του «κενού» που επιτυγχάνεται πειραματικά. Έτσι η ύλη αυτή δύναται να θεωρηθεί ότι πληροί εν γένει τον χώρο του Σύμπαντος. Και επειδή ακόμη τέτοια ύλη καταλαμβάνει όλο τον «μεσογαλαξιακό» χώρο (διαγαλαξιακό διάστημα), δηλαδή το διάστημα μεταξύ των γαλαξιών, γι' αυτό και ονομάζεται μεσογαλαξιακή ή διαγαλαξιακή ύλη.
 |
Τα κενά τις φωτογραφίας αποτελούν το διαγαλαξιακό διάστημα. |
Οι τυπικοί γαλαξίες αποτελούνται από 10 εκατομμύρια έως 1 τρις αστέρες, οι οποίοι βρίσκονται σε τροχιά γύρω από ένα βαρυτικό κέντρο. Εκτός από αστέρες, οι περισσότεροι γαλαξίες περιέχουν και ένα μεγάλο πλήθος αστρικών συστημάτων και αστρικών σμηνών όπως και διάφορους τύπους νεφελωμάτων. Οι περισσότεροι γαλαξίες έχουν διάμετρο από μερικές χιλιάδες έως μερικές εκατοντάδες χιλιάδες έτη φωτός και απέχουν μεταξύ τους εκατοντάδες χιλιάδες έως εκατομμύρια έτη φωτός.
Ετυμολογία του όρου.
Ο όρος «γαλαξίας» προέρχεται από τις λέξεις «γάλα» και «άξονας» και δόθηκε λόγω της ορατής από τη Γη θαμπής γαλακτόχρωμης ζώνης (άξονα) του λευκού φωτός που εμφανίζεται στην ουράνια σφαίρα. Επίσης λεγόταν και γαλακτικός κύκλος. Σύμφωνα με την ελληνική μυθολογία, ο γαλαξίας σχηματίστηκε από την Ήρα, η οποία έχυσε γάλα από το στήθος της στον ουρανό, όταν ανακάλυψε πως ο Δίας την ξεγέλασε και θήλαζε τον νεαρό Ηρακλή.
Ο γαλαξίας στον οποίο βρίσκεται το ηλιακό μας σύστημα ονομάζεται Γαλαξίας, με Γ κεφαλαίο, για να ξεχωρίζει από τους υπόλοιπους. Πρακτικώς αναφέρεται ως «ο Γαλαξίας μας» και είναι, επίσης, γνωστός και ως «Milky Way» («Γαλακτική Οδός»), λόγω της γαλακτόχρωμης ζώνης στην ουράνια σφαίρα.
 |
Γαλαξίες παρόμοιοι με τον δικό μας, σε σχέση με τον χρόνο ζωής τους. Αριστερά παρουσιάζονται οι νεότεροι. |
Ταξινόμηση των γαλαξιών.
Γενικά οι γαλαξίες παρουσιάζουν στην όψη σχήμα κανονικό, της σφαιρικής ατράκτου ή εκείνου του αμφίκυρτου φακού. Αποτελούνται συνήθως από τρία κύρια μέρη:
- Το κέντρο του γαλαξία, περιοχή με υψηλή πυκνότητα άστρων, στην οποία βρίσκεται, όπως υποψιάζονται οι επιστήμονες, μία τεράστια μαύρη τρύπα.
- Τον γαλαξιακό δίσκο, όπου βρίσκονται συγκεντρωμένα τα περισσότερα άστρα του γαλαξία.
- Την άλω του γαλαξία, που περιέχει λιγότερα και διαφορετικού τύπου άστρα, αέριο και σκοτεινή ύλη.
 |
Κύρια μέρη γαλαξία. |
Ο σύγχρονος Αμερικανός αστρονόμος Έντγουιν Χαμπλ (E. Hubble) 1889-1953, ένας εκ των κυριοτέρων ερευνητών του Σύμπαντος (ο οποίος διαπίστωσε το 1929, με φασματοσκοπικές μεθόδους, τη διαστολή του Σύμπαντος), ταξινόμησε τους γαλαξίες ως εξής: σε ελλειπτικούς, σπειροειδείς και ανώμαλους. Καθώς η ταξινόμηση του Χαμπλ αφορά μονάχα το σχήμα, παραλείπει συχνά κάποια άλλα σημαντικά χαρακτηριστικά, όπως ο αριθμός δημιουργίας άστρων ή τη δραστηριότητα του πυρήνα.
 |
| Tαξινόμηση Γαλαξιών Κατά Hubble. |
Ελλειπτικοί γαλαξίες.
Ελλειπτικοί γαλαξίες είναι οι γαλαξίες εκείνοι που μοιάζουν ως δίσκοι κυκλικοί ή ελλειπτικοί των οποίων όμως η λαμπρότητά τους μειώνεται από το κέντρο προς τη περιφέρεια (τα χείλη των δίσκων). Το κέντρο αυτών ονομάζεται πυρήνας. Οι γαλαξίες αυτοί συμβολίζονται με το γράμμα Ε (εκ του ελλειψοειδούς σχήματός των), έχουν λίγη ή καθόλου μεσοαστρική ύλη και νεφελώματα και στερούνται βραχιόνων, με αποτέλσμα τον μικρό ρυθμό δημιουργίας νέων άστρων. Ανάλογα με την ελλειπτικότητά τους οι ελλειπτικοί γαλαξίες ταξινομούνται από 0, που είναι σχεδόν σφαρικοί, έως 7, που εμφανίζουν έντονη επιμήκυνση. Οι αστέρες που συγκροτούν τους ελλειπτικούς είναι ως επί το πλείστον γηραιοί και επομένως στους περισσότερους γαλαξίες αυτού του τύπου δεν παρατηρείται σχηματισμός αστέρων, και υπό αυτήν την άποψη μοιάζουν με τα πολύ μικρότερα σφαιρωτά σμήνη.
Ορισμένοι από τους μεγαλύτερους γαλαξίες που έχουν εντοπιστεί ανήκουν σε αυτήν την κατηγορία, για παράδειγμα οι Μ87 και NGC 1316, που μπορεί να είναι αποτέλεσμα συχγώνευσης δύο αλληλεπιδρώντων γαλαξιών. Ωστόσο, υπάρχουν και αμέτρητοι μικροί ελλειπτικοί (για παράδειγμα δυο μέλη της Τοπικής Ομάδας, οι NGC 185 και NGC 205), γεγονός που δείχνει ότι οι ελλειπτικοί ποικίλλουν πάρα πολύ όσον αφορά τις διαστάσεις τους. Οι ελλειπτικοί γαλαξίες αντιπροσωπεύουν το 17% του συνόλου των γαλαξιών.
Σπειροειδείς γαλαξίες.
Ως σπειροειδείς γαλαξίες ορίζονται οι περισσότεροι των γαλαξιών, από τη σπειροειδή όψη που παρουσιάζουν. Απαντάται και σε αυτούς ο πυρήνας, που όμως μπορεί να μοιάζει με ελλειπτικό σχήμα ή και με επιμήκη ράβδο. Και στις δύο αυτές περιπτώσεις, από τα άκρα του ραβδωτού ή ελλειψοειδή πυρήνα εκφύονται βραχίονες που ελίσσονται σπειροειδώς περί τον πυρήνα, εξ ού και σπειροειδείς. Το πλήθος αυτών των γαλαξιών αντιπροσωπεύει το 80% του συνόλου των γνωστών γαλαξιών. Ανάλογα με το τύπο του πυρήνα ονομάζονται κανονικοί σπειροειδείς και συμβολίζονται με το γράμμα S, ενώ αν ο πυρήνας είναι ραβδωτός ονομάζονται ραβδωτοί σπειροειδείς και συμβολίζονται με το ζεύγος των γραμμάτων SB (Β = Bar = Ράβδος). Οι S αντιπροσωπεύουν τα 2/3 του συνόλου των σπειροειδών, ενώ οι SB το 1/3 των σπειροειδών γαλαξιών.
Ο Γαλαξίας μας είναι ένας μεγάλος ραβδωτός σπειροειδής γαλαξίας με δίσκο διαμέτρου 30 κιλοπαρσέκ και πλάτος 1. Περιέχει 200 δισεκατομμύρια άστρα και ενδεχομένως έως και 400 δισεκατομμύρια. Επίσης, έχει συνολική μάζα 600 διεσκατομμύρια φορές μεγαλύτερη από την ηλιακή.
Άλλες μορφολογίες.
Οι ιδιόμορφοι γαλαξίες αποτελούν γαλαξιακούς σχηματισμούς που έχουν ασυνήθιστες ιδιότητες εξαιτίας της βαρυτικής αλληλεπίδρασης με άλλους γαλαξίες. Ένα παράδειγμα αυτού είναι ο δακτυλιοειδής γαλαξίας, που έχει μία δακτυλιοειδή δομή άστρων και αερίου που περιβάλει ένα «γυμνό» πυρήνα. Αυτοί οι γαλαξίες θεωρείται ότι σχηματίζονται όταν ένας μικρότερος γαλαξίας περάσει μέσα από τον πυρήνα ενός σπειροειδή γαλαξία. Ένα τέτοιο γεγονός μπορεί να έχει επηρεάσει και τον γαλαξία της Ανδρομέδας, καθώς παρουσιάζει πολλαπλές δακτυλιοειδείς μορφές στην υπέρυθρη ακτινοβολία.
 |
| Γαλαξίας της Ανδρομέδας. |
Ένας φακοειδής γαλαξίας είναι η ενδιάμεση μορφή εμφάνισης μεταξύ ελλειπτικού και σπειροειδή γαλαξία. Αυτοί οι γαλαξίες κατηγοριοποιήθηκαν από τον Χαμπλ ως S0 και κατέχουν ασθενώς καθορισμένους σπειροειδείς βραχίονες, με μία ελλειπτική άλω αστέρων (οι ραβδωτοί φακοειδείς γαλαξίες έχουν την κατηγοριοποίηση SB0).
Ακανόνιστοι γαλαξίες.
Τέλος αναφέρονται οι ακανόνιστοι ή ανώμαλοι γαλαξίες, εκ του γεγονότος ότι παρουσιάζουν σχήμα ακανόνιστο ή δεν ανήκουν στις παραπάνω μορφολογίες. Είναι ως επί το πλείστον μικρότεροι σε σύγκριση με τους σπειροειδείς και τους ελλειπτικούς. Στους περισσότερους ανώμαλους γαλαξίες παρατηρείται σχηματισμός αστέρων που οφείλεται στην υψηλή περιεκτικότητα τους σε αέριο. Νεαρά άστρα και λαμπρές περιοχές μεσοαστρικού αερίου κυριαρχούν σε αυτούς τους γαλαξίες. Συμβολίζονται με τα γράμματα Ιrr (Irregular = ανώμαλος) και αντιπροσωπεύουν το 3% του συνόλου των γαλαξιών. Οι ανώμαλοι χωρίζονται στους ακόλουθους δυο τύπους. Οι Irr I χαρακτηρίζονται από υψηλή περιεκτικότητα σε αέριο και αστρογένεση και εάν η δομή τους παρουσιάζει κοινά γνωρίσματα με αυτήν των Μαγγελανικών Νεφών, υποδιαιρούνται σε Im. Οι Irr II παρουσιάζουν ασυνήθιστη μορφή, δεν επιδέχονται ταξινόμηση και σε ορισμένες περιπτώσεις αποτελούν μέλη αλληλεπιδρώντων γαλαξιών ή εντοπίζονται σε συστήματα συγχώνευσης γαλαξιών.
Δημιουργία.
Το ερώτημα της κοσμικής δημιουργίας είναι πιο επίκαιρο από ποτέ στις μέρες μας καθώς εξελίξεις τόσο στην παρατηρησιακή όσο και στην υπολογιστική Αστροφυσική επιτρέπουν πλέον άμεση επαλήθευση διαφορετικών θεωριών που κάνουν συγκεκριμένες προβλέψεις για τις παρατηρήσιμες ιδιότητες του Σύμπαντος και των γαλαξιών που το αποτελούν. Πιο συγκεκριμένα οι αστρονόμοι έχουν πλέον αποκλείσει το σενάριο που θέλει τους γαλαξίες απομονωμένα νησιά ύλης που δημιουργούνται μέσα στα πρώτα δισεκατομμύρια χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη και στη συνέχεια απλά γερνάνε μόνα τους, περνώντας μια ανιαρή και χωρίς ιδιαίτερες στιγμές ζωή. Αντίθετα οι επικρατέστερες θεωρίες σήμερα προτείνουν έναν ιδιαίτερα επεισοδιακό βίο για τους γαλαξίες με σχεδόν συνεχείς αλληλεπιδράσεις με γείτονες, συχνές φάσεις αναδημιουργίας με την παραγωγή νεαρών αστέρων καθώς και εξαιρετικά ενεργητικές στιγμές κατά τις οποίες ύλη καταποντίζεται μέσα σε τεράστιες μελανές οπές απελευθερώνοντας ταυτόχρονα τεράστιες ποσότητες ενέργειας.
Τα τρέχοντα κοσμολογικά μοντέλα του πρώιμου Σύμπαντος βασίζονται στη θεωρία του Big Bang. Περίπου 300.000 χρόνια μετά το γεγονός αυτό, τα άτομα του υδρογόνου και του ηλίου άρχισαν να διαμορφώνονται, σε μια εκδήλωση που ονομάζεται ανασυνδυασμός. Σχεδόν όλα τα υδρογόνα ήταν ουδέτερα (μη ιονισμένα) και απορρόφησαν εύκολα το φως, και δεν είχαν ακόμη συσταθεί άστρα. Ως αποτέλεσμα, αυτή η περίοδος έχει χαρακτηριστεί ως ο «Σκοτεινός Αιώνας». Ήταν από τις διακυμάνσεις της πυκνότητας (ή ανισότροπα παρατυπίες) σε αυτή τη αρχέγονη ύλη που οι μεγαλύτερες δομές άρχισαν να εμφανίζονται. Ως αποτέλεσμα, της μάζας η βαρυονική ύλη άρχισε να συμπυκνώνονται σε φωτοστέφανα ψυχρής σκοτεινής ύλης. Αυτές οι αρχέγονες δομές θα γίνουν τελικά οι γαλαξίες που βλέπουμε σήμερα.
Κεντρικό ρόλο στην κάθε άλλο από βαρετή και αδιάφορη ζωή των γαλαξιών παίζει η βαρύτητα, η ίδια δύναμη που μας καθηλώνει στη Γη και κάνει τα ουράνια σώματα να περιστρέφονται γύρω από τον Ήλιο. Παρά τις τεράστιες αποστάσεις που χωρίζουν τους γαλαξίες (π.χ. για να συναντήσουμε τον πιο κοντινό μας γαλαξία θα πρέπει να ταξιδέψουμε με την ταχύτητα του φωτός για μερικά εκατομμύρια χρόνια) η ελκτική βαρυτική δύναμη που αναπτύσσεται ανάμεσα στα υπέρμαζα αυτά αντικείμενα (ένας τυπικός γαλαξίας έχει μάζα περίπου 100.000.000.000 φορές μεγαλύτερη από τον Ήλιο) επηρεάζει περισσότερο από κάθε άλλη δύναμη στη φύση (π.χ. μαγνητισμός, πυρηνικές δυνάμεις) την εξέλιξη τους.
 |
Δημιουργία γαλαξιών μετά τον “Σκοτεινό Αιώνα”. |
Μέσα σε ένα δισεκατομμύριο χρόνια από τον σχηματισμό ενός γαλαξία, αρχίζουν να εμφανίζονται οι βασικές δομές: Σφαιρωτά σμήνη, η κεντρική μαύρη τρύπα, και μια γαλαξιακή διόγκωση αποτελούμενη από τα φτωχά σε μέταλλα αστέρια που αποτελούν τον Πληθυσμό ΙΙ. Η δημιουργία μια υπερμεγέθους μαύρης τρύπας φαίνεται να διαδραματίζει σημαντικό ρόλο γιατί φέρεται να ρυθμίζει την ανάπτυξη των γαλαξιών και να περιορίζει το συνολικό ποσό των ουσιών που έχουν προστεθεί. Κατά τη διάρκεια αυτής της πρώιμης εποχής, οι γαλαξίες υπέστησαν ριζικές εκρήξεις για σχηματισμούς νέων άστρων.
Κατά τα επόμενα δύο δισεκατομμύρια χρόνια, η συσσωρευμένη ύλη εγκαθίσταται σταδιακά σε ένα 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.
Οι γαλαξίες αυτό-οργανώνονται μέσω της ελκτικής βαρυτικής δύναμης που ασκεί ο ένας στον άλλον σε ολιγομελής ομάδες ή πολυπληθή σμήνη γαλαξιών τα όποια με τη σειρά τους σχηματίζουν υπερσμήνη, βαρυτικούς σχηματισμούς που καλύπτουν δισεκατομμύρια έτη φωτός στο αχανές Σύμπαν και τα όποια επίσης αποτελούν μέρος μεγαλύτερων ακόμα σχηματισμών. Πρόσφατα οι αστρονόμοι κατάφεραν να υπολογίσουν με ακρίβεια τις αποστάσεις περίπου 250.000 γαλαξιών στο σχετικά κοντινό μας Σύμπαν (η πλειοψηφία των παραπάνω γαλαξιών απέχει από τον δικό μας μερικά δισεκατομμύρια έτη φωτός που για τις κοσμικές αποστάσεις θεωρείται σχεδόν η γειτονιά μας) και να χαρτογραφήσουν το κοσμικό δίκτυο γαλαξιών που δημιουργεί η βαρύτητα. Το αποτέλεσμα αυτής της χαρτογράφησης φαίνεται στην παρακάτω εικόνα όπου ξεπετάγονται οι περιοχές μεγάλης πυκνότητας γαλαξιών καθώς και τα δίκτυα ύλης που τις συνδέουν και τις ανατροφοδοτούν.
 |
Μαθηματικό μοντέλο κοσμικού δικτύου γαλαξιών. |
Αν λοιπόν η βαρύτητα είναι σε θέση να επηρεάζει τη θέση και την κίνηση γαλαξιών σε τόσο μεγάλες αποστάσεις (δις έτη φωτός) δημιουργώντας τα περίπλοκα δικτυωτά σχέδια της παραπάνω εικόνας, μπορεί κανείς να φανταστεί τη σημασία της δύναμης αυτής σε μικρότερες (γαλαξιακές) κλίμακες, της τάξεως των μερικών εκατομμυρίων ετών φωτός. Πράγματι όταν γαλαξίες βρεθούν σχετικά κοντά ο ένας στον άλλον η ελκτική βαρυτική δύναμη που αναπτύσσεται μεταξύ τους είναι δυνατό να τους συνθλίψει δημιουργώντας ένα αντικείμενο που είναι πιθανό να έχει τελείως διαφορετική μορφολογία και ιδιότητες από τους αρχικούς γαλαξίες που το δημιούργησαν με την ένωση τους.
Η δημιουργία του γαλαξία μας:
Γαλαξιακός κανιβαλισμός.
Εδώ και πολλές δεκαετίες παρατηρήσεων στα οπτικά μήκη κύματος είδαμε ότι οι γαλαξίες μπορούν να χωριστούν βάση της μορφολογίας τους σε δύο ευρείς κατηγορίες: σπειροειδείς και ελλειπτικούς. Ταυτόχρονα όμως οι αστρονόμοι ανακάλυψαν πολλούς γαλαξίες με μορφολογικά χαρακτηριστικά που δεν επέτρεπαν την ταξινόμηση τους στις παραπάνω ομάδες. Τα αντικείμενα αυτά φαίνονταν να έχουν έντονα διαταραγμένη οπτική μορφολογία με ουρές, διπλούς πυρήνες ή και ακόμα σχήμα δακτυλιδιού. Μόνο μια διαδικασία είναι δυνατό να δημιουργήσει τόσο περίεργους και εξωτικούς σχηματισμούς: βαρυτικές αλληλεπιδράσεις μεταξύ γειτονικών γαλαξιών.
Πράγματι όταν δύο γαλαξίες βρίσκονται σχετικά κοντά μεταξύ τους (μερικές δεκάδες έως και εκατοντάδες φορές την ακτίνα τους) ο ένας αρχίζει να νιώθει το ελκτικό βαρυτικό πεδίο του άλλου με αποτέλεσμα ο ένας να αρχίζει να κινείται προς τον άλλο. Το τί θα ακολουθήσει εξαρτάται από τις μάζες των δύο γαλαξιών, το μορφολογικό τους τύπο (ελλειπτικοί ή σπειροειδείς) και την σχετική αρχική τους ταχύτητα.
 |
| Γαλαξιακός κανιβαλισμός. |
Παραδείγματος χάρη μια συνηθισμένη περίπτωση είναι ο ένας γαλαξίας να έχει μάζα πολύ μεγαλύτερη από τον άλλον. Ο μικρότερος γαλαξίας αρχίζει να περιστρέφεται γύρω από το μεγαλύτερο συνοδό του, όπως ακριβώς η Σελήνη γυρίζει γύρο από τη Γη, μόνο που η περιστροφή είναι φθίνουσα όποτε κάθε τροχιά έχει ολοένα μικρότερη ακτίνα. Κατά τη διαδικασία αυτή τα αστέρια και οι αέριες μάζες από τις οποίες είναι φτιαγμένος ο μικρότερος γαλαξίας δεσμεύονται από το ισχυρότερο πεδίο του μεγαλύτερου και διασκορπίζονται στον ενδογαλαξιακό χώρο πριν καταπέσουν για πάντα σε αυτόν αφήνοντας απογυμνωμένο τον γαλαξία από τον οποίο προήλθαν.
Μετά από αρκετές περιδινήσεις ο μικρότερος γαλαξίας έχοντας χάσει το μεγαλύτερο μέρος της μάζας του και όντας έντονα παραμορφωμένος θα κατασπαραχθεί και αυτός από τον μεγαλύτερο συνοδό, ο οποίος λόγω της πολύ μεγαλύτερης μάζας του λίγο επηρεάζεται μορφολογικά από αυτή τη διαδικασία. Παρόλα αυτά η μάζα του θα αυξηθεί ενώ οι έντονες πιέσεις που αναπτύσσονται τοπικά κατά την τελική βουτιά του μικρότερου γαλαξία είναι δυνατό να συμπιέσουν τις αέριες μάζες της περιοχής και να δώσουν το έναυσμα για τη δημιουργία νέων αστέρων. Στην περίπτωση αυτή ο εντυπωσιακός θάνατος του ενός γαλαξία αναζωογονεί και ανανεώνει τους αστρικούς πληθυσμούς του άλλου. Ο γαλαξιακός αυτός καννιβαλισμός είναι μάλλον συνηθισμένο φαινόμενο στη γαλαξιακή κοινωνία. Ακόμα και ο δικός μας Γαλαξίας αυτή τη στιγμή κατασπαράζει ένα μικρότερο συνοδό του τον Sagittarius.
Ίσως η πιο σημαντική περίπτωση αλληλεπιδράσεων είναι αυτή σπειροειδών γαλαξιών ίσης περίπου μάζας. Οι δυο γαλαξίες περιστρέφονται ο ένας γύρω από τον άλλον και σε κάθε περιστροφή παραμορφώνονται όλο και περισσότερο ενώ ταυτόχρονα σκορπίζουν αστερία και αέριο στο διάστημα . Το αέριο κοντά στις κεντρικές περιοχές του κάθε γαλαξία συμπιέζεται προς το κέντρο του, δημιουργώντας νεαρά και θερμά αστέρια με εξαιρετικά μεγάλους ρυθμούς, που εκπέμπουν τεράστια ποσά ενέργειας στο υπεριώδες και οπτικό τμήμα του φάσματος. Παράλληλα, εάν στο κέντρο του γαλαξία υπάρχει υπερμεγέθη μελανή οπή (όπως πιστεύεται ότι υπάρχει στους περισσότερους γαλαξίες) το νέο υλικό που συμπιέζεται προς το κέντρο λόγω της βαρυτικής αλληλεπίδρασης θα καταποντιστεί για πάντα σε αυτήν απελευθερώνοντας τεράστιες ποσότητες ενεργείας κυρίως με τη μορφή ακτινών-Χ. Καθώς πλησιάζει η τελική φάση του χορού του ενός γαλαξία γύρω από τον άλλον, λίγο πριν δηλαδή την τελική συνένωσης τους σε ένα αντικείμενο, ο ρυθμός παραγωγής νέων άστρων στις κεντρικές περιοχές του κάθε γαλαξία φτάνει στο μέγιστο ενώ αστέρια και αέριο που έχουν εκτοξευθεί σε μεγάλες αποστάσεις παίρνουν την μορφή φωτεινών ουρών που ακολουθούν κάθε γαλαξία. Τελικά τα δύο ξεχωριστά αντικείμενα, μερικά εκατοντάδες εκατομμύρια χρόνια μετά την αρχική αλληλεπίδραση, θα ενωθούν σε ένα κοινό σώμα.
Το εντυπωσιακό είναι ότι το τελικό προϊόν της αλληλεπίδρασης μοιάζει στις ιδιότητες του (π.χ. μορφολογία) με ελλειπτικό γαλαξία οπότε η παραπάνω διαδικασία όχι απλώς δημιουργεί ένα νέο αντικείμενο άλλα επίσης αποτελεί έναν μηχανισμό μετάλλαξης από ένα τύπο γαλαξιών (σπειροειδείς) σε άλλο (ελλειπτικοί).Επιπλέον παρατηρήσεις έδειξαν ότι μεγάλο ποσοστό ελλειπτικών γαλαξιών έχει μορφολογικά χαρακτηριστικά που δεν συμβιβάζονται με παλαιότερες θεωρίες ότι τα αντικείμενα αυτά δημιουργήθηκαν πολλά δις χρόνια πριν και έκτοτε απλά γερνάνε. Αντίθετα υποδηλώνουν περίπλοκο παρελθόν που συμπεριλαμβάνει ένα ή περισσότερα επεισόδια βαρυτικών αλληλεπιδράσεων, π.χ. κανιβαλισμός μικρότερων συνοδών ή/και μεγάλης κλίμακας συνενώσεις με γειτονικούς γαλαξίες.
Το αν όλοι ή απλά μερικοί ελλειπτικοί γαλαξίες δημιουργήθηκαν μέσω συνένωσης ίσης μάζας σπειροειδών γαλαξιών αποτελεί ανοιχτό επιστημονικό θέμα και ένα τομέα της Αστρονομίας με έντονη ερευνητική δράση. Αν και το παραπάνω σενάριο έχει ένθερμους υποστηρικτές, πολλοί είναι εκείνοι που εκφράζουν έντονες αμφιβολίες για τη δημιουργία ελλειπτικών μέσω συνενώσεων. Το σίγουρο είναι τέτοιου τύπου αλληλεπιδράσεις είναι ένας πιθανός μηχανισμός δημιουργίας ελλειπτικών και τουλάχιστον μερικοί γαλαξίες τέτοιου τύπου δημιουργήθηκαν με αυτό τον τρόπο.
Πάντως στο σημείο αυτό θα πρέπει να αναφέρουμε πως οι συγκρούσεις των άστρων που προέρχονται από τους 2 διαφορετικούς γαλαξίες, θα είναι σπάνιες λόγο των μεγάλων αποστάσεων κατά την διαδικασία συγχώνευσης.
Ο κανιβαλισμός των γαλαξιών:
Φυσικά χαρακτηριστικά.
Σύσταση Γαλαξιών.
Όπως απέδειξαν οι έρευνες των τελευταίων 10ετιών, καθένας των γαλαξιών συνίσταται από αστέρες, νεφελώματα και μεσοαστρική ύλη.Οι αστέρες καθενός γαλαξία είναι ήλιοι, όπως ο Ήλιος μας. Το πλήθος των αστέρων εκάστου γαλαξία δεν είναι δυνατόν να καταμετρηθεί διότι λόγω της μεγάλης απόστασης των γαλαξιών δεν καθίσταται εύκαιρη η παρατήρησή τους ειδικότερα στους πυρήνες τους. Μόνο στους πλησιέστερους γαλαξίες διακρίνονται αστέρες και πάλι όχι στους πυρήνες αλλά στους βραχίονές τους που είναι και αραιότεροι. Δια διαφόρων όμως μεθόδων οι αστρονόμοι προσδιορίζουν τους αστέρες σε κάθε γαλαξία να είναι της αριθμητικής τάξεως των δεκάδων έως εκατοντάδων δισεκατομμυρίων.Τα νεφελώματα καθενός γαλαξία είναι ύλη νεφελώδης, σχετικά πυκνή, συνήθως σκοτεινή, εκτός και αν φωτίζεται από γειτονικούς αστέρες, οπότε και φαίνεται φωτεινή.Τα νεφελώματα διακρίνονται ως σκοτεινές κηλίδες ή σκοτεινές ταινίες οι οποίες και αμαυρώνουν κατά τόπους τόσο τον πυρήνα όσο και τους βραχίονες καθενός γαλαξία.Τέλος η μεσοαστρική ύλη είναι ύλη διάσπαρτη από αέρια και αστρική σκόνη πολύ αραιότερη από την ύλη των νεφελωμάτων, η οποία επειδή πληροί τον μεσοαστρικό χώρο μεταξύ των αστέρων του κάθε γαλαξία ονομάσθηκε μεσοαστρική.Η μεσοαστρική ύλη είναι ανάλογη με την υπάρχουσα ανάμεσα στους γαλαξίες και που ονομάζεται εξ αυτού διαγαλαξιακή ή μεσογαλαξιακή ύλη.
Μέγεθος Γαλαξιών.
Επειδή το σχήμα τους με εξαίρεση τους σφαιροειδείς είναι γενικά πεπλατυσμένο και μάλιστα στους σπειροειδείς γαλαξίες φαίνεται πολύ πεπιεσμένο, γι' αυτό οι διαστάσεις των γαλαξιών προσδιορίζονται πάντα με δύο αριθμούς. Εκ των οποίων, ο ένας δίνει τη διάμετρο του γαλαξία (ακριβέστερα το μήκος του μεγάλου άξονα του ελλειψοειδούς – αμφίκυρτου φακοειδούς - σχήματός του), ενώ ο άλλος παρέχει το μήκος του μικρού άξονα που αντιστοιχεί στο πάχος του γαλαξία. Έχει βρεθεί ότι η «διάμετρος» των γαλαξιών ποικίλλει και 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 δε μικρός άξονας περιορίζεται γενικά στο δέκατο του μεγάλου.Κατά κανόνα μεγαλύτεροι γαλαξίες είναι οι σπειροειδείς γαλαξίες.Οι σπειροειδείς γαλαξίες μπορούν να έλκουν με τη βαρύτητά τους γειτονικούς γαλαξίες νάνους, στρεβλώνοντας το σχήμα τους. Η επιρροή αυτή προκαλεί, με τον καιρό, τη δημιουργία δομών μεταξύ των δύο γαλαξιών, με αποτέλεσμα ο μικρότερος γαλαξίας τελικά να ενσωματώνεται μέσα στον σπειροειδή, αυξάνοντας το μέγεθος του δεύτερου.
Περιστροφή Γαλαξιών.
Συνήθως ο μικρός άξονας του ελλειψοειδούς σχήματος ενός γαλαξία είναι συγχρόνως και ο «άξονας περιστροφής» του.Τη περιστροφή των γαλαξιών μαρτυρεί, κατ' αρχήν, το ίδιο το σχήμα τους, ενώ οι σπειροειδείς βραχίονές τους καταδεικνύουν σαφώς και τη φορά προς την οποία περιστρέφεται ένας γαλαξίας.Με τη βοήθεια βέβαια του φασματοσκοπίου κατορθώθηκε όχι μόνο να επιβεβαιωθεί η περιστροφή των γαλαξιών αλλά και ακόμη να μετρηθεί η ταχύτητα περιστροφής τους. Η ταχύτητα δε αυτή φθάνει ή και να υπερβαίνει τα 300 km/s (χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο) στα εξωτερικά όρια των βραχιόνων.
Μάζα Γαλαξιών.
Η ταχύτητα περιστροφής ενός γαλαξία επιτρέπει να υπολογισθεί και η μάζα του, δηλαδή το ποσόν της ύλης που περιέχει. Εξάλλου, όταν είναι γνωστές οι διαστάσεις και η μάζα ενός γαλαξία, εύκολα υπολογίζεται και η μέση πυκνότητα της ύλης του από τον γνωστό τύπο ρ=m/v, όπου ρ = η πυκνότητα, m = η μάζα και v = ο όγκος του γαλαξία.Βρέθηκε έτσι πως η μάζα των μεγάλων γαλαξιών μπορεί να είναι και 300 δισεκατομμύρια φορές μεγαλύτερη της μάζας του Ηλίου μας. Οι περισσότεροι όμως γαλαξίες έχουν μάζα μικρότερη της τάξεως των 6•1010 και 2•1010 ηλιακών μαζών. Υπάρχουν όμως και γαλαξίες με μάζα ίση προς ένα μόνο δισεκατομμύριο φορές τη μάζα του Ηλίου μας.Οι εξαγωγές αυτών των μετρήσεων της μάζας των γαλαξιών είναι εκείνες που επιτρέπουν την έμμεση εκτίμηση και του πλήθους των αστέρων που περιέχονται σε κάθε γαλαξία, αν υποτεθεί ότι η μέση μάζα των αστέρων είναι ίση προς την ηλιακή μάζα. Από αυτό εξάγεται και το συμπέρασμα (που αναφέρθηκε παραπάνω στη «Σύσταση Γαλαξιών») πως το πλήθος των αστέρων εκάστου γαλαξία είναι της τάξεως των 10-άδων ή 100-άδων δισεκατομμυρίων.
Στο επόμενο κεφάλαιο μας θα ασχοληθούμε αποκλειστικά με τον Γαλαξία μας.
Πηγές:
el.wikipedia.org
orionas.gr
thinglink.com
astro.noa.gr
nasa.gov
physicsgg.me
ebooks.edu.gr