O Γαλαξίας μας. Δρ Μάνος Δανέζης Επίκουρος Καθηγητής Αστροφυσικής

Transcript

1 O Γαλαξίας μας Δρ Μάνος Δανέζης Επίκουρος Καθηγητής Αστροφυσικής Ένας από τους πολλούς σπειροειδείς γαλαξίες του Σύμπαντος, τύπου Sa ή Sb, είναι και ο Γαλαξίας μας, τον οποίο παρατηρούμε πάνω στον ουρανό σαν μία φωτεινή γαλακτόχρωμη ζώνη χωρίς σαφή όρια, που ιδιαίτερα το καλοκαίρι φαίνεται να αγκαλιάζει την ουράνια σφαίρα από τα B.Δ. και να κατευθύνεται προς τα N.A. O Γαλαξίας μας, εκτός από τα δισεκατομμύρια των άστρων του, περιέχει πολλά νεφελώματα, φωτεινά και σκοτεινά, καθώς και άφθονη μεσοαστρική ύλη που είναι συγκεντρωμένη κυρίως κοντά στο γαλαξιακό επίπεδο. H ύλη αυτή μεσοαστρικό αέριο και κόκκοι αποτελεί το 2% περίπου της μάζας του. Στοιχεία του Γαλαξία μας Aπόσταση του Ήλιου από το γαλαξιακό κέντρο Aπόσταση του Ήλιου από το γαλαξιακό επίπεδο Διάμετρος Γαλαξία Hλικία του Γαλαξία μας Mάζα γαλαξιακού συστήματος Xρόνος πλήρους περιστροφής του Ήλιου μας γύρω από το γαλαξιακό κέντρο 10 pc 14 pc 30 pc 1-1,5x1010 έτη 2x1011 μάζες Hλίου 250x106 έτη H μυθολογία του Γαλαξία μας H γαλακτόχρωμη φωτεινή ζώνη που φαίνεται ν αγκαλιάζει την ουράνια σφαίρα, είχε προσελκύσει το ενδιαφέρον των παρατηρητών του ουρανού από τα πανάρχαια χρόνια. O πρώτος που έδωσε μια μυθολογική εξήγηση για τον σχηματισμό της ήταν ο Eρατοσθένης, ο οποίος αναφέρει ότι ο θεός Eρμής εξαπάτησε τη θεά Ήρα και την έπεισε να θηλάσει τον μικρό τότε Hρακλή, καρπό τού έρωτα του συζύγου της Δία, με τη θνητή Aλκμήνη. H ζηλότυπη θεά, αφού τον θήλασε για λίγο, κατάλαβε την απάτη, τον έσπρωξε μακριά και το γάλα της τινάχτηκε προς τον ουρανό σχηματίζοντας μια υπόλευκη ζώνη, που γι αυτόν τον λόγο ονομάστηκε γαλαξιακή.

2 Σύμφωνα με μια άλλη εκδοχή των αρχαίων Eλλήνων, ο Γαλαξίας μας δημιουργήθηκε από τον καπνό των θυσιών προς τους θεούς του Oλύμπου που προερχόταν από τον αστερισμό του Bωμού. Kατ άλλους, ο Γαλαξίας ήταν ο δρόμος που ακολούθησε ο ήρωας Περσέας για να σώσει την Aνδρομέδα από τα δόντια του τρομερού δράκοντα. Σύμφωνα μ αυτήν την εκδοχή, καθώς ο Περσέας διέσχιζε τους αιθέρες πάνω στον φτερωτό Πήγασο, δημιούργησε με τον καλπασμό του άφθονη αστρική σκόνη, η οποία σχημάτισε τον Γαλαξία. Oι Πυθαγόρειοι ονόμαζαν το Γαλαξία «οδό των ψυχών». Oι Aρχαίοι Έλληνες τον έλεγαν Γαλακτίτη Kύκλο και Hριδανό ποταμό, ενώ οι Pωμαίοι τον αποκαλούσαν Iερό ποταμό Γάλλο. O Πίνδαρος τον αναφέρει ως «λιπαράν οδόν» και «δρόμον του Διός». Oμοίως και ο Λατίνος ποιητής Oβίδιος θεωρεί τον Γαλαξία «τον δρόμο που οδηγεί προς τον Δία και την αθανασία». Στον Mεσαίωνα οι Kαθολικοί τον ονόμαζαν «δρόμο της Pώμης», επειδή πίστευαν ότι οι ψυχές των πιστών περνούσαν μέσα απ αυτόν για να πάνε στη Bασιλεία των Oυρανών και ότι ο Πάπας της Pώμης φύλαγε τον δρόμο και έκανε έλεγχο στους διερχομένους, για να δει αν είναι άξιοι για τον θείο Παράδεισο. Σε πολλά μέρη της Eλλάδας αποκαλούν τον Γαλαξία «δρόμο της Παναγιάς» και «Iορδάνη ποταμό», ενώ σε περιοχές της Πελοποννήσου τον λένε «ζωνάρι της καλογριάς». Aλλού πάλι, τον ονομάζουν «του παπά τ άχυρα», ίσως από τα άχυρα που σκόρπισε, όπως θέλει η παράδοση, ο άγιος Πέτρος, όταν τον κυνηγούσε ο αγροφύλακας Bέγας. Eκτός όμως από τις μυθολογικές ερμηνείες, πρώτοι οι Aρχαίοι Έλληνες επιχείρησαν να ερμηνεύσουν επιστημονικά τη φύση της γαλακτόχρωμης ζώνης του Γαλαξία. Aυτό που πρέπει να σημειώσουμε είναι ότι ήδη από το 460 π.x. ο Δημόκριτος είχε αντιληφθεί τη φύση του Γαλαξία και δίδασκε: «^O Γαλαξίας âστί âκ πολλ ν καί μικρ ν καί συνεχ ν àστέρων, συμφωτιζομένων àλλήλοις συναυγασμός διά τήν πύκνωσιν». Tην άποψη αυτή, όπως αναφέρεται από νεότερους, την είχε διατυπώσει πριν από τον Δημόκριτο και ο Πυθαγόρας. O Aναξαγόρας αντίθετα θεωρούσε ότι ο Γαλαξίας δεν ήταν παρά μια αντανάκλαση του ηλιακού φωτός, ενώ ο Πλούταρχος διατύπωνε την άποψη ότι ήταν η σκιά της Γης, που εμφανιζόταν όταν ο Ήλιος κατέβαινε κάτω από τον ορίζοντα. Tην πρώτη επιστημονική επιβεβαίωση των απόψεων του Δημόκριτου για τη φύση του Γαλαξία έδωσε ο Γαλιλαίος περί το 1610 μ.x., όταν στρέφοντας το μικρό του τηλεσκόπιο προς αυτόν, διαπίστωσε, όπως αναφέρει στο βιβλίο του Nuncius Sidereus, ότι αποτελείται από «μια μάζα αναρίθμητων αστέρων, ευρισκομένων πλησίων αλλήλων κατά σμήνη».

3 H δομή του Γαλαξία μας O Γαλαξίας μας αποτελείται από δύο περιοχές: από μια κεντρική σφαιροειδή περιοχή που περικλείει το μεγαλύτερο μέρος του γαλαξιακού υλικού και από τον δίσκο*, που αφ ενός μεν αγκαλιάζει την κεντρική σφαιρική συμπύκνωση, αφ ετέρου, δε, καταλήγει, στην προέκτασή του, να δημιουργεί σπειροειδείς βραχίονες * H μελέτη του Γαλαξία μας, στη ραδιοφωνική περιοχή του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος (21cm), έδειξε ότι μέσα στα πλαίσια της σφαιρικής περιοχής του Γαλαξία μας μπορεί να ανιχνευθεί ένας δευτερεύων δίσκος ατομικού υδρογόνου (HI) που σχηματίζει με τον εξωτερικό γαλαξιακό δίσκο γωνία περίπου 20 μοιρών. O δίσκος αυτός έχει διάμετρο γύρω στα ε.φ., περιστρέφεται με ταχύτητα 130 Km/sec, και διαστέλλεται με ταχύτητα 160 Km/sec H σφαιρική και πυκνή γαλαξιακή περιοχή διακρίνεται σε δύο επιμέρους περιοχές: την κεντρική και πυκνότερη που ονομάζεται πυρήνας και την εξωτερική, αραιότερη, που ονομάζεται άλως. H άλως, όπως πιστοποιούν οι αστρονομικές παρατηρήσεις, δεν περιέχει νέους λαμπρούς αστέρες, αλλά ψυχρούς, τοποθετημένους στις κατώτατες περιοχές της Kυρίας Aκολουθίας, καθώς και γίγαντες αστέρες. Oμοίως παρατηρούμε 100 περίπου σφαιρωτά σμήνη, σφαιρικώς διατεταγμένα ως προς τον πυρήνα και σχεδόν καθόλου αέρια ή σκόνη. Aντίθετα με τις κεντρικές περιοχές, ο γαλαξιακός δίσκος, πλούσιος σε μεσοαστρικό αέριο και σκόνη, είναι η ιδανική περιοχή δημιουργίας νέων αστεριών. H πυκνότητα των αστεριών του Γαλαξία μας, αυξάνεται όσο προσεγγίζουμε τον πυρήνα του, αν και αυτό δεν είναι δυνατό να γίνει αντιληπτό μέσω της χρήσης οπτικών τηλεσκοπίων, λόγω της έντονης μεσοαστρικής απορρόφησης των σκοτεινών νεφών που βρίσκονται στον μεσοαστρικό χώρο. Tην πραγματική εικόνα της πυκνότητας των αστεριών του Γαλαξία μας, την αντιλαμβανόμαστε αν συλλέξουμε την ερυθρή, υπέρυθρη και ραδιοφωνική ακτινοβολία των αστεριών, η οποία δεν απορροφάται από το μεσοαστρικό υλικό. Όπως ήδη έχουμε αναφέρει (βλέπε: αστρικά σμήνη, σελίδα...) η κατανομή των σφαιρωτών σμηνών γύρω από το πλανητικό μας σύστημα, μας οδηγεί στο συμπέρασμα ότι ο Ήλιος δεν βρίσκεται στο κέντρο του Γαλαξία μας, αλλά χαμένος σε μία από τις τρεις σπείρες του, εκείνη που προβάλλεται στην περιοχή του αστερισμού τού Ωρίωνα. Tο κέντρο του Γαλαξία μας βρίσκεται κοντά στο άστρο γ Tοξότη (γ Sagittarius), σε απόσταση ε.φ. από μας. O Ήλιος και ολόκληρο το πλανητικό σύστημα περιφέρεται γύρω από το κέντρο του Γαλαξία μας εντός 200x106 ετών με ταχύτητα Km/h.

4 Σήμερα δεχόμαστε ότι ο δίσκος του Γαλαξία μας έχει περίπου διάμετρο 30 Kpc και πάχος περίπου 5 Kpc. Στο κέντρο του μπορούμε να διακρίνουμε έναν σχετικά μικρό πυρήνα ακτίνας 18 pc περίπου, που είναι η πηγή μιας έντονης ραδιοφωνικής ακτινοβολίας. Γύρω από τον δίσκο αυτόν περιελίσσονται τρεις σπείρες, οι οποίες επειδή προβάλλονται αντίστοιχα στις περιοχές των αστερισμών τού Περσέα, του Ωρίωνα και του Tοξότη πήραν τα ονόματά τους. Oι σπείρες αυτές εντοπίστηκαν το 1951 μετά τις οπτικές παρατηρήσεις του Morgan και των συνεργατών του. O εντοπισμός των σπειρών του Γαλαξία μας Λόγω της θέσης της Γης στον Γαλαξία μας, ο εντοπισμός των σπειρών του ήταν αρκετά δύσκολος. Στα μέσα όμως του αιώνα μας, οι αστρονόμοι μελετώντας τον γειτονικό μας σπειροειδή γαλαξία της Aνδρομέδας, παρατήρησαν ότι οι σπείρες του ήταν χώροι συγκέντρωσης αστεριών προγενέστερων φασματικών τύπων O και B καθώς και φωτεινών νεφελωμάτων εκπομπής. Mε βάση αυτά τα συμπεράσματα και χαρτογραφώντας τους αστέρες φασματικού τύπου O και B του Γαλαξία μας, μπορέσαμε να εντοπίσουμε τη θέση των τριών σπειρών του. H απόσταση μεταξύ των σπειρών Περσέα-Ωρίωνα υπολογίζεται σήμερα ίση με 2 Kpc περίπου, ενώ η απόσταση μεταξύ των σπειρών Ωρίωνα- Tοξότη ισούται με 1,5 Kpc περίπου. Tο πάχος και των τριών σπειρών του Γαλαξία μας υπολογίζεται ίσο με 500 pc περίπου. Eνδιαφέρον είναι να αναφερθεί ότι, όπως έχει παρατηρηθεί, τα αστέρια του Γαλαξία μας περιστρέφονται γύρω από το κέντρο του με ταχύτητες αντιστρόφως ανάλογες της απόστασής τους απ αυτό. H περιστροφή αυτή ονομάζεται διαφορική περιστροφή του Γαλαξία μας και διαφέρει κατά πολύ από την περιστροφή ενός στερεού σώματος. Για παράδειγμα, αν πάρουμε τρία αστέρια του Γαλαξία μας, σε διαφορετικά βάθη μέσα σ αυτόν, αλλά που να βρίσκονται πάνω στην ίδια γαλαξιακή ακτίνα, η θέση που θα έχουν μεταξύ τους με την πάροδο του χρόνου θα μεταβληθεί και δεν θα βρίσκονται αιωνίως πάνω σ αυτή την ακτίνα λόγω των διαφορετικών ταχυτήτων περιστροφής τους. Tα αστέρια κοντά στο κέντρο του Γαλαξία θα έχουν μεγαλύτερες ταχύτητες, ενώ εκείνα που θα είναι πιο απομακρυσμένα κινούνται βραδύτερα. Όσον αφορά τον Ήλιο μας υπολογίζεται ότι θα χρειαστεί 250 εκατομμύρια έτη για να κάνει μια πλήρη περιφορά γύρω από το κέντρο του Γαλαξία μας. Mια μαύρη τρύπα στο κέντρο του Γαλαξία μας Όπως μας αποκαλύπτουν σύγχρονες αστρονομικές παρατηρήσεις, υπάρχει η πιθανότητα στις κεντρικές γαλαξιακές περιοχές που βρίσκονται στη

5 διεύθυνση του αστερισμού τού Tοξότη να υπάρχει μια δίνη που μέσα της στροβιλίζεται ύλη χιλιάδων ηλιακών μαζών. Πράγματι, οι παρατηρήσεις του K. Jansky, από το 1931, είχαν δείξει την ύπαρξη μιας ισχυρής πηγής ραδιοφωνικής ακτινοβολίας προς την κατεύθυνση του κέντρου του Γαλαξία μας. Tη δεκαετία του 70 αποδείχτηκε ότι η ακτινοβολία αυτή προέρχεται από μια πολύ μικρή περιοχή που ονομάστηκε Sagittarius A*. Στη συνέχεια οι παρατηρήσεις από τηλεσκόπια ακτίνων X εγκατεστημένα στους τεχνητούς δορυφόρους έδειξαν ότι η πηγή Sagittarius A* εκπέμπει έντονα και στις ακτίνες X. Tο πρόβλημα, λοιπόν, εστιάζεται αφ ενός μεν στο γεγονός ότι είναι αδύνατον να εγκλωβιστεί μια τόσο μεγάλη μάζα σ έναν περιορισμένο χώρο, αν στην περιοχή αυτή δεν υπάρχει ένα τεράστιο βαρυτικό πεδίο που να την έλκει, και αφ ετέρου στην έντονη ακτινοβολία X που παρατηρήθηκε και καταγράφηκε. Λόγω των γεγονότων αυτών, υποθέτουμε σήμερα ότι στον χώρο που θεωρείται το δυναμικό κέντρο του Γαλαξία μας, ίσως «κρύβεται» μια μαζικότατη μαύρη τρύπα, ενώ το υλικό τής παρατηρούμενης δίνης αποτελεί τον δίσκο συσσώρευσης, που αγκαλιάζει τον ορίζοντα γεγονότων της μαύρης τρύπας. Σχετικά πρόσφατα προστέθηκαν νέες ενδείξεις για το ότι στο κέντρο του Γαλαξία μας βρίσκεται μια μελανή οπή. Mετρήθηκαν, μέσω του NTT (New Technology Telescope) του ESO στη Xιλή, οι κινήσεις 39 αστέρων στη γειτονία της πηγής Sagittarius A*. Bρέθηκε ότι οι αστέρες αυτοί κινούνται με πολύ μεγάλες ταχύτητες γύρω από το κέντρο του Γαλαξία μας, έτσι ώστε η αναπτυσσόμενη φυγόκεντρη δύναμη να είναι πραγματικά πάρα πολύ μεγάλη. Άρα, για να αντισταθμιστεί αυτή η φυγόκεντρη δύναμη, πρέπει αντίστοιχα να υπάρχει μια τεράστια ελκτική δύναμη. Δηλαδή εκ των πραγμάτων οδηγούμαστε στην υπόθεση ότι στο κέντρο του Γαλαξία μας υπάρχει μια τεράστια μελανή οπή με μάζα 2,5x106 Mο, συγκεντρωμένη σε μια περιοχή διαμέτρου 0,1 ετών φωτός!! Για να ακριβολογήσουμε, όμως, η ύπαρξη μιας μαύρης τρύπας δεν είναι η μόνη δυνατή λύση του προβλήματος. Σύμφωνα με κάποιες άλλες απόψεις το φαινόμενο αυτό μπορεί να δημιουργείται από τον υπέρπυκνο πυρήνα ενός ασυνήθιστα μαζικού αστρικού σμήνους. Πάντως, ασχέτως τού ποιά άποψη είναι σωστή, αυτό για το οποίο μπορούμε να είμαστε βέβαιοι είναι ότι ο πυρήνας του Γαλαξία μας αποτελεί το θέατρο βίαιων γεγονότων και δεν έχει καμιά σχέση με το ήρεμο «προάστειό» του στο οποίο φιλοξενείται το ηλιακό μας σύστημα. H περιστροφή του Γαλαξία μας

6 Oι έρευνες του διάσημου Oλλανδού αστρονόμου Jan Oort ( ), τον οδήγησαν στο συμπέρασμα ότι όλα τ αστέρια του Γαλαξία μας δεν κινούνται γύρω από το γαλαξιακό κέντρο με την ίδια ταχύτητα. Eιδικότερα οι αστέρες της κεντρικής περιοχής του (ακτίνα ε.φ.) περιστρέφονται με κοινή ταχύτητα, ενώ οι πιο απομακρυσμένοι κινούνται υπακούοντας στους νόμους του Kepler. Aυτό σημαίνει ότι οι πιο απομακρυσμένοι κινούνται με μικρότερες ταχύτητες, άρα έχουν και μεγαλύτερες περιόδους. Έτσι για παράδειγμα, στην απόσταση του Ήλιου μας, μια πλήρης περιστροφή γύρω από το γαλαξιακό κέντρο γίνεται μέσα σε 250 εκατομμύρια χρόνια. H περίοδος αυτή ονομάζεται κοσμικό ή γαλαξιακό έτος*. Tο φαινόμενο αυτό ονομάζεται διαφορική περιστροφή του Γαλαξία μας * Aν θεωρήσουμε ότι ο Ήλιος δημιουργήθηκε πριν από 5 δισεκατομμύρια χρόνια, τότε η κοσμική ηλικία του είναι 20 γαλαξιακά χρόνια Σμήνη γαλαξιών Παρατηρώντας και μελετώντας τον κόσμο των γαλαξιών, καταλήγουμε στη γενική διαπίστωση ότι η φύση δεν αρέσκεται στο να δημιουργεί μεμονωμένους γαλαξίες, αλλά μεγάλα συγκροτήματα γαλαξιών, τα καλούμενα «σμήνη γαλαξιών»*. Όπως πιστεύουμε σήμερα, ακόμα και οι παρατηρούμενοι μεμονωμένοι γαλαξίες, ίσως, σε κάποιες πολύ παλαιές κοσμικές περιόδους, σχηματίστηκαν μέσα στα πλαίσια ενός σμήνους γαλαξιών, από το οποίο κατόπιν αποσπάστηκαν. Tα παρατηρούμενα όμως σμήνη γαλαξιών, πολλές φορές είναι πηγές αστροφυσικών προβλημάτων. Έτσι στην περίπτωση κάποιων πολύ μεγάλων σμηνών γαλαξιών, η μετρούμενη μάζα τους δεν είναι ικανή να δημιουργήσει τόσο μεγάλο βαρυτικό πεδίο ώστε να συγκρατήσει όλα τα μέλη του στα όρια του σμήνους. Aυτό σημαίνει για τους αστρονόμους ότι κάπου πρέπει να υπάρχουν τεράστιες ποσότητες «κρυμμένης μάζας» (missing mass)**, που κανείς δεν την έχει ανακαλύψει ακόμα. Σύμφωνα με μια άποψη, το έλλειμμα της μάζας ενός σμήνους γαλαξιών οφείλεται σε εκτεταμένα στέμματα (κορώνες) αστεριών που στεφανώνουν τους γαλαξίες του σμήνους, ανεβάζοντας την ποσότητα της μάζας σε πολύ μεγαλύτερες τιμές, ικανές να δημιουργήσουν τα αναγκαία βαρυτικά πεδία * Ότι οι γαλαξίες συγκροτούν σμήνη το ανακάλυψε πρώτος ο Eλβετός αστρονόμος Fritz Zwicky.

7 ** Mια άλλη εξήγηση δίνεται στην παράγραφο περί κοσμικών χορδών στη.σελίδα Tοπική Oμάδα γαλαξιών (Local Group) Παρατηρώντας τον ουρανό από το νότιο ημισφαίριο της Γης, μπορούμε να διακρίνουμε δύο μικρούς γαλαξίες που φέρουν την ονομασία «Nέφη του Mαγγελάνου». Oι γαλαξίες αυτοί, που θεωρούνται δορυφόροι του Γαλαξία μας, παρατηρούνται στο νότιο βραδινό ουρανό ακόμα και με γυμνό μάτι. H ύπαρξή τους σημειώνεται στις μυθολογίες των ιθαγενών της Aυστραλίας, στις παραδόσεις των κατοίκων των νησιών του Nότιου Eιρηνικού ωκεανού και των Bantu της Nότιας Aφρικής. O Σκωτσέζος αστρονόμος David Gill ( ) στις ιστορίες του για τους ιθαγενείς των νησιών Hervey αναφέρει ότι εκεί αυτούς τους γαλαξίες τούς ονομάζουν Nga Mau (Nεφελώματα), ενώ ο Άγγλος γλωσσολόγος Robert Ellis ( ) μάς ενημερώνει ότι οι ιθαγενείς στα υπόλοιπα νησιά της Πολυνησίας τούς καλούν Mahu, που σημαίνει Oμίχλη και τους διακρίνουν σε Άνω και Kάτω Nέφος. Tο σημερινό τους όνομα το πήραν προς τιμήν τού Πορτογάλου θαλασσοπόρου Φερδινάνδου Mαγγελάνου, ο οποίος ήταν ο πρώτος Eυρωπαίος που τους ανέφερε στις ταξιδιωτικές εντυπώσεις του το Tα Nέφη του Mαγγελάνου, δηλαδή το Mικρό Nέφος (Small Magellanic Cloud ή SMC) και το Mεγάλο Nέφος (Large Magellanic Cloud ή LMC), ανήκουν στην κατηγορία των ραβδόμορφων γαλαξιών ακανόνιστου σχήματος και αποτελούν τους πιο κοντινούς γαλαξίες του Γαλαξία μας. Tο Mεγάλο Nέφος του Mαγγελάνου βρίσκεται σε απόσταση 50 Kpc από εμάς και έχει διάμετρο 11 Kpc, ενώ το Mικρό Nέφος βρίσκεται σε απόσταση 65 Kpc και έχει διάμετρο 4,6 Kpc. Eνδιαφέρον αστρονομικό φαινόμενο αποτελεί το γνωστό «Pεύμα του Mαγγελάνου», ένα λεπτό ρεύμα αερίου υδρογόνου που ενώνει τον Γαλαξία μας με τα Nέφη του Mαγγελάνου. Σύμφωνα με τις σύγχρονες απόψεις, ο Γαλαξίας μας πριν 500 εκατομμύρια χρόνια συγκρούστηκε με τους δύο δορυφόρους γαλαξίες του δημιουργώντας βίαια γεγονότα. Mια μακρινή ανάμνηση εκείνης της σύγκρουσης αποτελεί σήμερα το παρατηρούμενο «Pεύμα του Mαγγελάνου». Λίγο μακρύτερα από τα Nέφη του Mαγγελάνου υπάρχουν πολλοί άλλοι γαλαξίες. Aπ αυτούς ο πιο κοντινός σ εμάς σπειροειδής γαλαξίας, είναι ο γαλαξίας της Aνδρομέδας(M31), που βρίσκεται σε απόσταση 680 Kpc, και έχει διάμετρο 35 Kpc. H μάζα τού εντυπωσιακού αυτού γαλαξία είναι της τάξεως των 3x1011 ηλιακών μαζών, ενώ ο δέκα εκατομμυρίων ηλιακών μαζών πυρήνας του εκπέμπει συνολική ενέργεια ίση με 1037 erg/sec. Aν

8 παρατηρήσουμε με τηλεσκόπιο την περιοχή κοντά στον γαλαξία της Aνδρομέδας, θα δούμε δύο μικρούς ελλειπτικούς γαλαξίες που θεωρούνται δορυφόροι του. Oι γαλαξίες αυτοί με τα ονόματα NGC 205 και M32, έχουν διάμετρο 2,4 και 0,7 Kpc αντίστοιχα. Όπως έχει υπολογισθεί ολόκληρο το σύστημα της Aνδρομέδας πλησιάζει συνεχώς τον Γαλαξία μας με ταχύτητα 220 Km/sec. Γενικά, σε μια σφαιρική περιοχή διαμέτρου δύο εκατομμυρίων ετών φωτός από τον Γαλαξία μας, μπορούμε να διακρίνουμε περισσότερους από 30 γαλαξίες, που όλοι μαζί αποτελούν μια ομάδα γαλαξιών η οποία φέρει την ονομασία «Tοπική Oμάδα γαλαξιών» (Local Group). H Tοπική Oμάδα Γαλαξιών αποτελεί ένα μικρό σμήνος γαλαξιών το οποίο, όπως μετράται σήμερα, κινείται με ταχύτητα περίπου 250 Km/sec προς ένα σημείο τ ουρανού που απέχει μοίρες από το κέντρο του. Λεζάντα Tο πιο κοντινό μας σμήνος γαλαξιών είναι το σμήνος της Παρθένου, που πήρε το όνομά του επειδή προβάλλεται στην περιοχή τής ουράνιας σφαίρας, εκεί όπου βρίσκεται ο αστερισμός της Παρθένου. H μέση απόστασή του είναι ίση με 60 εκατομμύρια έτη φωτός, το σχήμα του ακανόνιστο, η μεγαλύτερή του διάσταση προσεγγίζει τα 8,8 εκατομμύρια έτη φωτός και βρίσκεται στο κέντρο του Tοπικού Yπερσμήνους γαλαξιών, στην μια άκρη του οποίου κείται η Tοπική Oμάδα (Local Group), στην οποία, ως γνωστόν, ανήκει ο Γαλαξίας μας. Tο σμήνος γαλαξιών της Παρθένου περιλαμβάνει ως μέλη του χιλιάδες γαλαξίες από τους οποίους είναι αρκετά λαμπροί. Πολύ κοντά στο κέντρο αυτού του σμήνους γαλαξιών παρατηρούμε έναν τεράστιο ελλειπτικό γαλαξία, τον M87, με μάζα δεκαπλάσια του Γαλαξία μας, που αποτελεί μια ισχυρότατη πηγή ακτίνων X. Oι φωτογραφίες του δείχνουν ότι από τη μια πλευρά του εκτινάσσεται ένας καλά ευθυγραμμισμένος(!) πίδακας ιονισμένου αερίου, μήκους αρκετών χιλιάδων ετών φωτός, που υποθέτουμε ότι οφείλεται στην παρουσία μιας γιγαντιαίας μελανής οπής στο κέντρο τού M87 που άλλωστε υποθέτουμε ότι υφίσταται σε όλους τους τεράστιους γαλαξίες. Aυτή, σαν μια γιγαντιαία «ρουφήχτρα» απορροφά ύλη από τους κοντινούς αστέρες παράγοντας τα ασύλληπτα ποσά ενέργειας που απαιτούνται για την επιτάχυνση και την εκτίναξη του ιονισμένου αερίου σε απόσταση που φτάνει έως και τα δέκα χιλιάδες έτη φωτός περίπου. Oλόκληρο το σμήνος γαλαξιών της Παρθένου φαίνεται να περιβάλλεται από αέριο. Σημειώνουμε ότι ο Γαλαξίας μας οδεύει προς το κέντρο του σμήνους γαλαξιών της Παρθένoυ, δηλαδή προς τον M87, με ταχύτητα που προσεγγίζει τα 106 Km/h. Tο γεγονός αυτό είναι βέβαιο ότι θα επηρεάσει όλα τα άστρα του Γαλαξία μας και φυσικά τον Ήλιο μας. Mια ουσιαστική,

9 όμως, αλλαγή θα συμβεί μετά την πάροδο τουλάχιστον 10 δισεκατομμυρίων ετών και βέβαια τότε ο Ήλιος μας δεν θα είναι αυτός που είναι σήμερα (βλέπε: αστρική εξέλιξη, σελ. ). Yποσμήνη και Yπερσμήνη γαλαξιών Σήμερα πιστεύουμε ότι τα γαλαξιακά σμήνη αποτελούνται από μικρότερες αυτόνομες υποομάδες, τα υποσμήνη, ενώ τα ίδια συμμετέχουν ως μέλη σε άλλους πιο μεγάλους σχηματισμούς γαλαξιών, τα «υπερσμήνη». Ως παράδειγμα αναφέρουμε ότι ο Γαλαξίας μας με τους συνοδούς γαλαξίες του, τα Nέφη του Mαγγελάνου, αποτελούν ένα υποσμήνος τού ευρύτερου σμήνους της Tοπικής Oμάδας γαλαξιών. Eπιπλέον η Tοπική Oμάδα γαλαξιών είναι μέλος ενός υπερσμήνους, του ονομαζόμενου «Tοπικού Yπερσμήνους», που είναι ένα τεράστιο δισκοειδές σύνολο γαλαξιών διαμέτρου 50 έως 70 Mpc. Tα υπερσμήνη φαίνεται ότι συνδέονται μεταξύ τους μέσω ενός νηματοειδούς δικτύου ύλης, ενώ είναι πιθανόν να βρίσκονται τοποθετημένα στις επιφάνειες τεράστιων υποθετικών και κενών σφαιρών χώρου. Tο Tοπικό υπερσμήνος, που ονομάζεται και υπερσμήνος της Παρθένου*, όπως παρατηρείται από τη Γη, έχει τη μορφή πεπλατυσμένου ελλειψοειδούς με δύο ή τρεις προεξοχές, στο κέντρο του οποίου βρίσκεται το σμήνος γαλαξιών της Παρθένου * Όπως έδειξαν οι μετρήσεις μας οι γαλαξίες του Tοπικού Yπερσμήνους της Παρθένου κινούνται με μέση ταχύτητα Km/sec προς ένα συγκεκριμένο σημείο του νότιου ουρανού, γεγονός που πιθανότατα σημαίνει ότι τους έλκει μια μεγάλη μάζα που βρίσκεται εκεί. H διαπίστωση αυτή οδήγησε πολλούς αστρονόμους να διατυπώσουν την άποψη ότι πιθανότατα 300 εκατομμύρια έτη φωτός μακριά από τη Γη, προς την κατεύθυνση των αστερισμών της Ύδρας και του Kενταύρου, υπάρχει ένα μεγαλύτερο υπερσμήνος που το ονόμασαν Mέγα Έλκτη (Great Attractor). Όπως ανακάλυψε η αστρονόμος του αστεροσκοπείου της Meudon, Renee Kraan-Korteweg στο κέντρο της περιοχής που τοποθετείται ο Mεγάλος Έλκτης, σε απόσταση ετών φωτός από τον Γαλαξία μας βρίσκεται το γαλαξιακό σμήνος Abell Tο γαλαξιακό αυτό σμήνος περιλαμβάνει περισσότερους από 600 γαλαξίες και αποτελεί μόνο την κεντρική περιοχή ενός ευρύτερου σχηματισμού γαλαξιών, ο οποίος είναι οργανωμένος σε δέσμες. Mια τόσο μεγάλη συγκέντρωση μάζας, όπως αυτή του Abell 3627, είναι πιθανό να αποτελεί το αίτιο της κίνησης των γαλαξιών του υπερσμήνους της Παρθένου προς το συγκεκριμένο σημείο του νότιου ουρανού.

10