Οι γαλαξίες αποτελούν τεράστια βαρυτικά συστήματα αστέρων, γαλαξιακών αερίων, αστρικής σκόνης και (πιθανώς) αόρατης σκοτεινής ύλης. Η ετυμολογία της λέξης προέρχεται από τα ελληνικά και σημαίνει «άξονας από γάλα» και αναφέρεται στον δικό μας Γαλαξία.
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.
Οι τυπικοί γαλαξίες αποτελούνται από 10 εκατομμύρια έως 1 τρις (107 – 1012) 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.
Ιστορικά, οι γαλαξίες ταξινομούνται ανάλογα με το φαινόμενο μέγεθός τους και τις μορφές τους. Αυτές οι μορφές είναι οι ελλειπτικοί γαλαξίες, οι οποίοι έχουν οπτικά ένα ελλειπτικό σχήμα, οι σπειροειδείς γαλαξίες που έχουν ένα δίσκο υλικών και οι ανώμαλοι γαλαξίες που δεν έχουν κανένα συγκεκριμένο σχήμα και είναι παράδειγμα βαρυτικής έλξης από τους γειτονικούς γαλαξίες. Αυτή οι αλληλεπίδραση μεταξύ γαλαξιών που έχει ως τελικό αποτέλεσμα τη συγχώνευσή τους, μπορεί να προκαλέσει έντονη αστρογόνο δραστηριότητα, δημιουργώντας αυτό που είναι γνωστό ως αστρογόνος γαλαξίας.
Αν και η λεγόμενη σκοτεινή ύλη φαίνεται να αποτελεί ακόμα και το 90% της μάζας των περισσοτέρων γαλαξιών, η φύση αυτών των αόρατων στοιχείων δεν είναι πλήρως κατανοητή. Υπάρχουν κάποιες ενδείξεις ότι υπερμεγέθεις μαύρες τρύπες μπορεί να υπάρχουν στο κέντρο των περισσότερων, αν όχι όλων των γαλαξιών.
Το διαγαλαξιακό διάστημα, που βρίσκεται ανάμεσα στους γαλαξίες, περιέχει ύλη σε μορφή πλάσματος, με μέση πυκνότητα ενδεχομένως και κάτω από ένα σωματίδιο ανά κυβικό μέτρο. Κατά πάσα πιθανότητα, υπάρχουν περισσότεροι από 170 δισεκατομμύρια γαλαξίες στο ορατό σύμπαν.
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 σύστημα ονομάζεται Γαλαξίας, με αρχικό 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.
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:
1) Το κέντρο του γαλαξία, περιοχή με υψηλή πυκνότητα άστρων, στην οποία βρίσκεται, όπως υποψιάζονται οι επιστήμονες, μία τεράστια μαύρη τρύπα.
2) Τον γαλαξιακό δίσκο, όπου βρίσκονται συγκεντρωμένα τα περισσότερα άστρα του γαλαξία.
3) Την άλω του γαλαξία, που περιέχει λιγότερα και διαφορετικού τύπου άστρα, αέριο και σκοτεινή ύλη.
Ο σύγχρονος Αμερικανός αστρονόμος Έντγουιν Χαμπλ (E. Hubble) 1889-1953, ένας εκ των κυριότερων 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
Ελλειπτικοί γαλαξίες
Ελλειπτικοί γαλαξίες είναι οι γαλαξίες εκείνοι που μοιάζουν ως δίσκοι σφαιρωτοί ή ελλειπτικοί των οποίων όμως η λαμπρότητά τους μειώνεται -ομαλά- 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 αποτέλεσμα τον μικρό ρυθμό δημιουργίας νέων άστρων. Ανάλογα με την ελλειπτικότητά τους οι ελλειπτικοί γαλαξίες ταξινομούνται από 0, που είναι σχεδόν σφαιρικοί, έως 7, που εμφανίζουν έντονη επιμήκυνση. Οι αστέρες που συγκροτούν τους ελλειπτικούς είναι ως επί το πλείστον γηραιοί (ανήκουν στον Πληθυσμό ΙΙ) 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 συγχώνευσης 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[εκκρεμεί παραπομπή]. 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, με διάμετρο 30 κιλοπαρσέκ και πλάτος 1. Περιέχει 200 δισεκατομμύρια άστρα και ενδεχομένως έως και 400 δισεκατομμύρια. Επίσης, έχει συνολική μάζα 600 δισεκατομμύρια 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.
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[εκκρεμεί παραπομπή]. 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.
Ασυνήθιστες δυναμικές και δραστηριότητες
Αλληλεπιδρώντες
Ο μέσος όρος διαχωρισμού μεταξύ των γαλαξιών μέσα σε ένα σμήνος είναι λίγο πάνω από μία τάξη μεγέθους μεγαλύτερη από τη διάμετρο. Ως αποτέλεσμα, οι αλληλεπιδράσεις μεταξύ αυτών των γαλαξιών είναι σχετικά συχνές, και παίζουν σημαντικό ρόλο στην εξέλιξή τους. Παρολίγον συγκρούσεις μεταξύ των γαλαξιών έχει ως αποτέλεσμα τη στρέβλωσή τους λόγω της παλίρροιας αλληλεπιδράσεων, και μπορεί να προκαλέσει την ανταλλαγή αερίων και σκόνης.
Οι συγκρούσεις εμφανίζονται όταν δύο γαλαξίες περνούν απευθείας ο ένας μέσα από τον άλλο και έχουν επαρκή σχετική ορμή, δεν θα συγχωνευτούν. Τα αστέρια στο εσωτερικό αυτών των γαλαξιών που αλληλεπιδρούν θα περάσουν κατευθείαν μέσα χωρίς σύγκρουση. Ωστόσο, το αέριο και σκόνη μέσα στους δύο γαλαξίες θα αλληλεπιδράσουν. Αυτό μπορεί να προκαλέσει εκρήξεις σχηματισμού αστέρων, καθώς διαστρικό μέσο είναι διαταραγμένο και συμπιεσμένο. Η σύγκρουση μπορεί να στρεβλώσει σοβαρά το σχήμα του ενός ή και των δύο γαλαξιών, σχηματίζοντας ράβδους, δαχτυλίδια ή δομές που μοιάζουν με ουρές.
Ακραία περίπτωση της αλληλεπίδρασης είναι οι γαλαξιακές συγχωνεύσεις. Στην περίπτωση αυτή, η σχετική ορμή των δύο γαλαξιών είναι ανεπαρκής για να καταστεί δυνατό οι γαλαξίες να περάσουν ο ένας μέσα από τον άλλο και να συνεχίσουν την πορεία τους. Αντ’ αυτού, βαθμιαία συγχωνεύονται για να σχηματίσουν έναν ενιαίο, μεγαλύτερο γαλαξία. Οι συγχωνεύσεις μπορεί να οδηγήσουν σε σημαντικές αλλαγές στη μορφολογία του νέου γαλαξία, σε σύγκριση με τους προηγούμενους. Αν τυχόν ένας από τους γαλαξίες είναι πολύ πιο ογκώδης, όμως, το αποτέλεσμα είναι γνωστό ως κανιβαλισμός. Τότε ο μεγαλύτερος γαλαξίας θα παραμείνει σχετικά ανεπηρέαστος από τη συγχώνευση, ενώ οι μικροί γαλαξίες κυριολεκτικά ξεσκίζονται και τελικώς αφομοιώνονται.
Αστρογόνοι
Τα αστέρια δημιουργούνται μέσα στους γαλαξίες από αποθέματα ψυχρών αερίων που αποτελούν γιγαντιαία μοριακά νέφη. Ορισμένοι γαλαξίες έχουν παρατηρηθεί να σχηματίζουν αστέρια με εξαιρετικά ταχύ ρυθμό, το φαινόμενο αυτό είναι γνωστό ως αστρική έκρηξη. Σε περίπτωση που συνεχίσουν κατά αυτόν τον τρόπο, θα καταναλώσουν τα αποθέματά τους σε αέρια, σε ένα χρονικό διάστημα μικρότερο από τη διάρκεια ζωής τους. Ως εκ τούτου η αστρογόνος δραστηριότητα συνήθως διαρκεί μόνο 10 εκατομμύρια χρόνια, μια σχετικά σύντομη περίοδος στην ιστορία ενός γαλαξία. Οι αστρογόνοι γαλαξίες ήταν συχνότεροι κατά τη διάρκεια της πρώιμης ιστορίας του Σύμπαντος και προς το παρόν εξακολουθούν να συνεισφέρουν το 15% του συνολικού ποσού δημιουργίας αστέρων.
Οι αστρογόνοι γαλαξίες χαρακτηρίζονται από συγκεντρώσεις σκόνης και αερίων και την εμφάνιση νεοσύστατων αστέρων, συμπεριλαμβανομένων και τεράστιων αστέρων που ιονίζουν τα γύρω νέφη δημιουργώντας περιοχές H II. Αυτοί οι τεράστιοι αστέρες μετατρέπονται σε υπερκαινοφανείς αστέρες, των οποίων τα υπολείμματα επεκτείνονται και αλληλεπιδρούν δυναμικά με το περιβάλλον αέριο. Αυτά τα ξεσπάσματα μπορούν να προκαλέσουν μια αλυσιδωτή αντίδραση γένεσης αστέρων, που εξαπλώνεται σε ολόκληρη την περιοχή του αερίου. Μόνο όταν το διαθέσιμο αέριο έχει σχεδόν καταναλωθεί ή διασκορπίσει, η αστρογόνος δραστηριότητα σταματά.
Ένα κλασσικό παράδειγμα αστρογόνου γαλαξία είναι ο Μεσιέ 82, ο οποίος υπόκειται σε μία σύντομη προσέγγιση με τον μεγαλύτερο Μεσιέ 81. Οι ανώμαλοι γαλαξίες συνήθως παρουσιάζουν κόμβους έντονης αστρογόνου δραστηριότητας.
Ενεργοί γαλαξιακοί πυρήνες
Ένα ποσοστό από τους γαλαξίες που μπορούμε να παρατηρήσουμε είναι ταξινομημένο ως ενεργό. Δηλαδή, μία σημαντική μερίδα της συνολικής παραγωγής ενέργειας από τον γαλαξία εκπέμπεται από μία πηγή διαφορετική από τα αστέρια, τη σκόνη και το διαστρικό μέσο. Πιθανότατα αυτή η πηγή είναι ο δίσκος προσαύξησης μιας τεράστιας μαύρης τρύπας στον πυρήνα του γαλαξία. Η ενέργεια εκλύεται από τα υλικά από τον δίσκο που πέφτουν μέσα στη μαύρη τρύπα.
Ειδική κατηγορία αυτών των γαλαξιών αποτελούν επίσης οι κβάζαρς, που ανακαλύφθηκαν κατά τη δεκαετία του 1960. Πρόκειται για τα πιο μακρινά αντικείμενα που μπορούμε σήμερα να παρατηρήσουμε (βρίσκονται στα όρια του ορατού Σύμπαντος) και είναι ενεργοί γαλαξίες που εκπέμπουν τεράστια ποσά ενέργειας στο διαγαλαξιακό διάστημα.
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.[27][28]
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.
Εξέλιξη
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.
Αποδεικτικά στοιχεία για την πρώιμη εμφάνιση των γαλαξιών βρέθηκαν το 2006, όταν ανακαλύφθηκε ότι ο γαλαξίας ΙΟΚ-1 έχει μία ασυνήθιστα υψηλή ερυθρή μετατόπιση της τάξης του 6,96 και άρα αντιστοιχεί σε μόλις 750 εκατομμύρια χρόνια μετά το Big Bang, καθιστώντας τον τον πιο απομακρυσμένο και αρχέγονο γαλαξία που έχουμε δει. Αν και ορισμένοι επιστήμονες έχουν υποστηρίξει ότι άλλα αντικείμενα (όπως το Abell 1835 IR1916) έχουν υψηλότερες ερυθρές μετατοπίσεις (και ως εκ τούτου θεωρούνται ότι ανήκουν σε προγενέστερο στάδιο της εξέλιξης του Σύμπαντος), η ηλικία και η σύνθεση του ΙΟΚ-1 είναι πιο αξιόπιστα “τεκμηριωμένη”. Η ύπαρξη ενός τέτοιου πρώιμου πρωτογαλαξία σημαίνει ότι πρέπει να έχει ωριμάσει στον λεγόμενο «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.
Η εξέλιξη των γαλαξιών μπορεί να επηρεαστεί σημαντικά από τις αλληλεπιδράσεις και τις μεταξύ τους συγκρούσεις. Οι συγχωνεύσεις των γαλαξιών ήταν κάτι συνηθισμένο κατά την πρώιμη εποχή, και η πλειονότητα των γαλαξιών ήταν περίεργοι στη μορφολογία. Λαμβάνοντας υπόψη τις αποστάσεις μεταξύ των αστεριών, η μεγάλη πλειονότητα των αστρικών συστημάτων των συγκρουόμενων γαλαξιών θα μείνει ανεπηρέαστη. Ωστόσο, η βαρυτική απογύμνωση του διαστρικού αερίου και σκόνης που αποτελεί τους σπειροειδείς βραχίονες παράγει μια μακρά σερπατίνα των άστρων που είναι γνωστή ως παλιρροϊκή ουρά. Παραδείγματα αυτών των σχηματισμών μπορεί να δει κάποιος στους NGC 4676 ή τους Γαλαξίες Κεραίες.
Ως παράδειγμα αυτής της αλληλεπίδρασης, ο Γαλαξίας μας και ο γειτονικός γαλαξίας της Ανδρομέδας κινούνται ο ένας προς τον άλλο, με περίπου 130 km / s, και -ανάλογα με τις πλευρικές κινήσεις- οι δύο ενδέχεται να συγκρουστούν σε περίπου πέντε έως έξι δισεκατομμύρια χρόνια. Παρά το γεγονός ότι ο Γαλαξίας μας δεν φαίνεται ποτέ να συγκρούστηκε με ένα γαλαξία τόσο μεγάλο όσο της Ανδρομέδας στο παρελθόν, τα αποδεικτικά στοιχεία για παλαιότερες συγκρούσεις του με τους μικρότερους γαλαξίες νάνους διαρκώς αυξάνονται.
Τέτοιες μεγάλης κλίμακας αλληλεπιδράσεις είναι σπάνιες. Όσο περνάει ο καιρός, οι συγχωνεύσεις των δύο συστημάτων ίσου μεγέθους γίνονται πιο αραιές. Οι περισσότεροι φωτεινοί γαλαξίες έχουν παραμείνει ουσιαστικά αμετάβλητοι για τα τελευταία δισεκατομμύρια χρόνια, και το καθαρό ποσοστό του σχηματισμού αστεριών πιθανώς κορυφώθηκε επίσης περίπου δέκα δισεκατομμύρια χρόνια πριν.
Δομές μεγάλης κλίμακας
Ο ακριβής αριθμός των γαλαξιών του Σύμπαντος είναι ακόμη απροσδιόριστος. Και αυτό διότι όπως αναφέρθηκε στο άρθρο Σύμπαν τα σύγχρονα τηλεσκόπια διεισδύουν σήμερα μέχρι σχεδόν στο ήμισυ της ακτίνας του Σύμπαντος. Δεν θα πρέπει να μας διαφεύγει ότι ένα μεγάλο μέρος από το φως των γαλαξιών που διατρέχει το διάστημα μέχρι να φθάσει στη Γη απορροφάται κατά μεγάλο μέρος από την «μεσογαλαξιακή ύλη» έτσι ώστε να καθίσταται αδύνατος ακόμη και ο αμυδρότερος εντοπισμός των πλέον μακρινών γαλαξιών και υπό τις πλέον ιδανικότερες γήινες συνθήκες παρατήρησης. Παρά ταύτα είναι δυνατόν να υπολογισθεί το πλήθος των γαλαξιών με μοναδικό όμως περιορισμό την «τάξην» του πλήθους αυτών. Έτσι υπολογίσθηκε ότι οι γαλαξίες ανέρχονται στην τάξη των τρισεκατομμυρίων. Είναι φανερό πως σε τέτοια μεγάλα (κοινώς «αστρονομικά») μεγέθη, ο καθορισμός μεγαλύτερης ακρίβειας περιττεύει.
Έρευνες βαθέως ουρανού δείχνουν ότι οι γαλαξίες βρίσκονται συχνά σε σχετικά στενή συσχέτιση με άλλους γαλαξίες. Μοναχικοί γαλαξίες που δεν έχουν σημαντικά αντιδράσει με άλλο γαλαξία των συγκρίσιμης μάζας κατά τα τελευταία δισεκατομμύρια χρόνια είναι σχετικά σπάνιοι. Μόνο το 5% (μάλλον) των ερευνηθέντων γαλαξιών έχει βρεθεί να είναι πραγματικά απομονωμένοι· ωστόσο, αυτοί οι μεμονωμένοι σχηματισμοί μπορεί να έχουν αλληλεπιδράσει ή ακόμα και συγχωνευθεί με άλλους γαλαξίες στο παρελθόν και μπορεί να είναι ακόμα σε τροχιά γύρω τους μικρότεροι «γαλαξίες δορυφόροι». Μεμονωμένοι γαλαξίες μπορούν να παράγουν αστέρια σε ένα υψηλότερο ποσοστό από το κανονικό, καθώς το αέριό τους δεν έχει απομακρυνθεί από άλλους κοντινούς γαλαξίες.
Σε μεγάλη κλίμακα, το Σύμπαν συνεχώς διαστέλλεται, με αποτέλεσμα τη μέση αύξηση της απόστασης μεταξύ των γαλαξιών (βλέπε νόμος του Hubble). Σμήνη γαλαξιών μπορεί να ξεπεράσουν αυτήν τη διαστολή σε τοπική κλίμακα μέσω της αμοιβαίας βαρυτικής έλξης τους. Αυτές οι συγκεντρώσεις σχηματίστηκαν στις αρχές του Σύμπαντος, καθώς μάζες σκοτεινής ύλης τράβηξε τους γαλαξίες μαζί. Κοντινές ομάδες αργότερα συγχωνεύθηκαν για να σχηματίσουν μεγαλύτερης κλίμακας συμπλέγματα. Αυτή η εν εξελίξει διαδικασία συγχώνευσης θερμαίνει το διαγαλαξιακό υλικό μέσα σε ένα σμήνος σε πολύ υψηλές θερμοκρασίες, φθάνοντας τα 30-100 μεγακέλβιν. Πιθανότατα το 70 – 80% της μάζας σε ένα σύμπλεγμα είναι με τη μορφή της σκοτεινής ύλης, με το 10 – 30% να αποτελείται από αυτό το αέριο που θερμαίνεται και το υπόλοιπο μικρό ποσοστό της ύλης με τη μορφή των γαλαξιών.
Οι περισσότεροι γαλαξίες στο Σύμπαν είναι βαρυτικά συνδεδεμένοι με έναν αριθμό άλλων γαλαξιών. Αυτά αποτελούν μία σαν φράκταλ ιεραρχία συμπλέγματος δομών, με τις μικρότερες των ενώσεων αυτών να ονομάζονται ομάδες. Μία ομάδα γαλαξιών είναι ο πιο κοινός τύπος μιας γαλαξιακής ένωσης, και αυτοί οι σχηματισμοί περιέχουν την πλειονότητα των γαλαξιών (όπως και την περισσότερη από τη βαρυονική μάζα) στο Σύμπαν. Για να παραμείνουν βαρυτικά συνδεδεμένοι σε μια τέτοια ομάδα, κάθε γαλαξίας μέλος πρέπει να έχει μία αρκετά χαμηλή ταχύτητα για να το αποτρέψει από τη διαφυγή (βλέπε θεώρημα Virial). Αν δεν υπάρχει επαρκής κινητική ενέργεια, ωστόσο, η ομάδα μπορεί να εξελιχθεί σε έναν μικρότερο αριθμό γαλαξιών μέσω συγχωνεύσεων.
Οι μεγαλύτερες δομές που περιέχουν πολλές χιλιάδες γαλαξίες στριμωγμένους σε μία περιοχή λίγων μεγαπαρσέκ 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 και τους αφομοιώνει στη δικιά του μάζα.
Τα γαλαξιακά υπερσμήνη περιέχουν δεκάδες χιλιάδες γαλαξίες, που βρίσκονται σε σμήνη, ομάδες και μερικές φορές απομονωμένοι. Στην κλίμακα των υπερσμηνών, οι γαλαξίες είναι τοποθετημένα σε φύλλα και οι συνεχείς ίνες γύρω από τεράστια κενά. Πάνω απ’ αυτήν την κλίμακα, το Σύμπαν φαίνεται να είναι ισότροπο και ομοιογενές.
Στα Γαλαξιακά συστήματα που πρώτος διαπίστωσε ο Γερμανός αστρονόμος W. Baade (Μπάαντε) εξαιρετικό ενδιαφέρον παρουσιάζει η Τοπική ομάδα γαλαξιών, η οποία με τη σειρά της ανήκει στο τοπικό υπερσμήνος, του οποίου το κεντρικό σμήνος είναι το σμήνος της Παρθένου.
Ο Γαλαξίας μας
Με τον όρο Γαλαξίας αναφερόμαστε, στον γαλαξία στον οποίο ανήκει η Γη και όλο το Ηλιακό Σύστημα, ενώ όταν αναφερόμαστε σε άλλο γαλαξία, τον γράφουμε με μικρό «γ» και ακολουθεί και το όνομά του.
Ο Ήλιος και η Γη βρίσκονται στις παρυφές του Γαλαξία, και έτσι αυτός, καθώς τον κοιτάμε κατά μήκος, φαίνεται να σχηματίζει μία γαλακτόχρωμη, φωτεινή λωρίδα από πάρα πολλά αστέρια, που διασχίζει τον ορατό από τη Γη ουρανό από την μία πλευρά του ορίζοντα μέχρι την άλλη. Λόγω της εμφάνισης αυτής, ονομάστηκε στα ελληνικά «Γαλαξίας κύκλος» ή και «γάλακτος κύκλος» ή και σκέτο «γάλα». Ο Αριστοτέλης γράφει στα Μετεωρολογικά: «οἱ δὲ [φιλόσοφοι] περὶ Ἀναξαγόραν καὶ Δημόκριτον φῶς εἶναι τὸ γάλα λέγουσιν ἄστρων τινῶν», δηλαδή «οι φιλόσοφοι που ακολουθούν τον Αναξαγόρα και τον Δημόκριτο δέχονται ότι ο Γαλαξίας είναι κάποια άστρα». Στα αγγλικά είναι γνωστός και ως «Milky Way», από το ελληνικό γάλα και γαλαξίας που είναι μετάφραση του λατινικού Via Lactea («Γαλακτική Οδός»).
Πρόκειται για έναν σπειροειδή γαλαξία που αποτελεί μέρος της Τοπικής Ομάδας γαλαξιών. Αποτελείται από τουλάχιστον 200 δισεκατομμύρια αστέρες και ενδεχομένως (σύμφωνα με τις σύγχρονες μελέτες) έως και 400 δισεκατομμύρια. Ανάμεσα στα τουλάχιστον 35 μέλη της Τοπικής Ομάδας, έρχεται δεύτερος σε αριθμό αστέρων και μάζα, πίσω μόνο από τον Γαλαξία της Ανδρομέδας, ο οποίος αποτελείται από ένα τρισεκατομμύριο αστέρες, όπως ανακαλύφθηκε το 2006.
Αν και ο Γαλαξίας μας είναι ένας από τα δισεκατομμύρια γαλαξίες που υπάρχουν στο Σύμπαν, έχει ιδιαίτερη σημασία για τον άνθρωπο, καθώς είναι το «σπίτι» του Ηλιακού Συστήματος. Ο Δημόκριτος (460 – 370 π.Χ.) ήταν ο πρώτος άνθρωπος που χωρίς όργανα ισχυρίσθηκε ότι ο Γαλαξίας αποτελείται από απομακρυσμένα άστρα:«Γαλαξίας εστί πολλών και μικρών και συνεχών αστέρων, συμφωτιζομένων αλλήλοις, συναυγασμός δια την πύκνωσιν» ό,τι δηλαδή λέγει και η σύγχρονη Αστρονομία ως προς τη σύσταση του Γαλαξία.
Εμφάνιση στον ουρανό
Όλοι οι αστέρες που το μάτι μπορεί να διακρίνει στον ουρανό, ανήκουν στον Γαλαξία, αλλά πέρα από αυτά τα σχετικά κοντινά άστρα, ο γαλαξίας εμφανίζεται ως μία θολή λωρίδα λευκού φωτός που κυριαρχεί στο σύνολο της ουράνιας σφαίρας. Το φως αυτό προέρχεται από άστρα και άλλα υλικά που βρίσκονται εντός του γαλαξιακού επιπέδου. Σκοτεινές περιοχές εντός των ορίων, όπως η Μεγάλη Ρωγμή και ο Σάκος Ανθράκων, αντιστοιχούν σε περιοχές όπου το φως από μακρινά αστέρια είναι αποκλεισμένο από τα σκοτεινά νεφελώματα. Ο Γαλαξίας μας έχει μια σχετικά χαμηλή φωτεινότητα επιφάνειας λόγω του διαστρικού ενδιάμεσου που γεμίζει το γαλαξιακό δίσκο και που μας εμποδίζει να δούμε το φωτεινό Γαλαξιακό κέντρο. Είναι συνεπώς δύσκολο να τον δει κανείς από μία αστική ή προαστιακή περιοχή που πάσχει από τη φωτορύπανση.
Στην ουράνια σφαίρα, σχετικά με τον ουράνιο ισημερινό, ο Γαλαξίας εκτείνεται βόρεια μέχρι τον αστερισμό Κασσιόπη και νότια μέχρι τον αστερισμό Νότιο Σταυρό, πράγμα που δείχνει τη μεγάλη κλίση του επιπέδου του ισημερινού της Γης (περίπου 60 μοίρες) και του επιπέδου της εκλειπτικής ως προς το γαλαξιακό επίπεδο. Το γεγονός ότι ο Γαλαξίας διαιρεί το γήινο ουρανό (την ουράνια σφαίρα) σε δύο σχεδόν ίσα ημισφαίρια δείχνει ότι το Ηλιακό Σύστημα βρίσκεται πολύ κοντά στο γαλαξιακό επίπεδο.
Το κέντρο του Γαλαξία βρίσκεται στον αστερισμό Τοξότης, όπου και ο γαλαξίας εμφανίζεται λαμπρότερος. Συνεχίζοντας προς τα δυτικά, ο Γαλαξίας διατρέχει τους αστερισμούς Σκορπιός, Βωμός, Γνώμων, Νότιον Τρίγωνον, Διαβήτης, Κένταυρος, Μυία, Νότιος Σταυρός, Τρόπις, Ιστία, Πρύμνα, Μέγας Κύων, Μονόκερος, Ωρίων, Δίδυμοι, Ταύρος, Ηνίοχος, Περσεύς, Ανδρομέδα, Κασσιόπη, Κηφεύς, Σαύρα, Κύκνος, Αλώπηξ, Βέλος, Αετός, Οφιούχος, Ασπίς και πάλι Τοξότης.
Μυθολογία
Υπάρχουν πολλοί μύθοι που εξηγούν την γένεση του Γαλαξία. Συγκεκριμένα, υπάρχουν δυο παρόμοιοι αρχαίοι μύθοι που εξηγούν την ετυμολογία του ονόματος «Γαλαξίας» και τη σχέση του με το γάλα. Κάποιοι μύθοι τον συνδέουν με ένα κοπάδι από βόδια των οποίων το γάλα δίνει στον ουρανό τη μπλε απόχρωση. Στην Ανατολική Ασία, πίστευαν πως η θαμπή ζώνη αστεριών είναι το «Ασημένιο Ποτάμι» του Παραδείσου.
Η «Ακασάγκανγκα» είναι το ινδικό όνομα για τον Γαλαξία μας, που σημαίνει ο Γάγγης του ουρανού.
Σύμφωνα με την ελληνική μυθολογία, ο Γαλαξίας σχηματίστηκε από την Ήρα, η οποία έχυσε γάλα στον ουρανό, όταν ανακάλυψε πως ο Δίας την ξεγέλασε και τάιζε τον νεαρό Ηρακλή. Σε κάποια άλλη εκδοχή, ο Ερμής έβαλε στα κρυφά τον Ηρακλή στον Όλυμπο για να τραφεί από τα στήθη της Ήρας που κοιμόταν. Ο Ηρακλής δάγκωσε τη θηλή της Ήρας και το γάλα της εκτινάχθηκε στους ουρανούς σχηματίζοντας τον Γαλαξία.
Στη φινλανδική μυθολογία ο γαλαξίας μας ονομαζόταν Λινουνράτα (μονοπάτι των πουλιών). Οι Φινλανδοί παρατήρησαν ότι τα αποδημητικά πουλιά χρησιμοποιούσαν τον Γαλαξία ως οδηγό για να ταξιδέψουν νότια, όπου πίστευαν ότι βρίσκεται το Λιντουκότο (το σπίτι των πουλιών). Αρκετά αργότερα οι επιστήμονες επιβεβαίωσαν την παρατήρηση των Φινλανδών. Τα αποδημητικά πουλιά έχουν τον Γαλαξία ως οδηγό για να ταξιδεύουν στα θερμότερα κλίματα κατά τη διάρκεια του χειμώνα. Ακόμα και σήμερα ο Γαλαξίας λέγεται Λινουνράτα στη φινλανδική γλώσσα.
Στα σουηδικά, ο Γαλαξίας είναι γνωστός ως Βιντεργκάταν («Οδός του χειμώνα»), για προφανείς λόγους: είναι περισσότερο ορατός τον χειμώνα στη Σκανδιναβία.
Στην αρχαία αρμενική μυθολογία ο Γαλαξίας ονομαζόταν «Η Οδός του Κλέφτη Αχύρων» (Յարդ զողի Ճանապարհ), συνδέοντάς τον με έναν από τους θεούς, που έκλεψε άχυρο και κατά την προσπάθειά του να ξεφύγει από τους ουρανούς με ένα ξύλινο άρμα, έπεσε κάποιο από το άχυρο στο δρόμο. Αυτή η ονομασία διαδόθηκε από τους Άραβες.. Υπάρχει και ελληνική εκδοχή του μύθου, όπου κλέφτης του άχυρου είναι κάποιος παπάς, γι΄αυτό σε πολλές περιοχές ονομάζουν το οπτικό φαινόμενο του Γαλαξία, «Άχυρο του παπά».
Σχήμα
Ο Γαλαξίας μας αποτελείται κυρίως από ένα πυρήνα, του οποίου το σχήμα είναι φακοειδές, πολύ πεπλατυσμένο. Από δύο εκ διαμέτρου αντίθετα άκρα του φακοειδούς αυτού πυρήνα εκφύονται οι δύο βραχίονές του, οι οποίοι και ελίσσονται γύρω από το κύριο φακοειδές σώμα του.
Ο κύριος δίσκος του Γαλαξία μας έχει διάμετρο από 80.000 μέχρι 100.000 έτη φωτός, περίμετρο 250 ως 300 χιλιάδες έτη φωτός και πάχος γύρω στα 1.000 έτη φωτός. Αποτελείται από 200 μέχρι 400 δισεκατομμύρια άστρα[5]. Αν ορίσουμε μια φυσική κλίμακα και θεωρήσουμε ότι ο Γαλαξίας μας είχε διάμετρο 130 χιλιόμετρα, τότε το Ηλιακό Σύστημα θα είχε μήκος 2 χιλιοστά. Η Γαλαξιακή Άλως εκτείνεται σε διάμετρο 250.000 ως 400.000 έτη φωτός. Όπως αναφέρεται εκτενώς, στη δομή του Γαλαξία παρακάτω, νέες έρευνες έδειξαν ότι ο δίσκος εκτείνεται πολύ περισσότερο από ό,τι νομίζαμε μέχρι τελευταία.
Το απόλυτο μέγεθος του Γαλαξία, που δεν είναι δυνατό να μετρηθεί απευθείας, γίνεται δεκτό ως αστρονομική σύμβαση ότι είναι −20,5(πορτοκάλια, μήλα; Τι είναι το -20,5.).
Δομή
Επιμελημένες έρευνες, που άρχισε προ 200 ετών ο Γερμανός αστρονόμος Ουίλ. Έρσελ (W. Herschel) και οι οποίες συνεχίσθηκαν από άλλους επιφανείς αστρονόμους, απέδειξαν ότι ο γαλαξίας μας αποτελεί ένα πελώριο συγκρότημα αστέρων, νεφελωμάτων και μεσοαστρικής ύλης όπως συμβαίνει με όλους τους γαλαξίες και μάλιστα ότι πρόκειται περί ενός εκ των σπειροειδών γαλαξιών.
Μόλις τη δεκαετία του 1980 οι αστρονόμοι άρχισαν να υποπτεύονται ότι ο Γαλαξίας έχει κεντρική ράβδο και δεν είναι ένας τυπικός σπειροειδής γαλαξίας, κάτι που παρατηρήσεις του 2005 με το Spitzer Space Telescope έχουν πλέον επιβεβαιώσει, αποδεικνύοντας ότι η κεντρική ράβδος του Γαλαξία είναι μεγαλύτερη από ό,τι πιστευόταν.
Επίσημα, από το 2005, ο Γαλαξίας μας θεωρείται πλέον ότι είναι ένα μεγάλος ραβδωτός σπειροειδής γαλαξίας τύπου SBbc στην ακολουθία Hubble (ραβδωτός σπειροειδής μικρής ελίκωσης) με συνολική μάζα 600 ως 3.000 δις ηλιακές μάζες (M☉), αποτελούμενος από 200 έως 400 δισεκατομμύρια αστέρες.
Ο γαλαξιακός δίσκος έχει εκτιμώμενη διάμετρο γύρω στα 100.000 έτη φωτός (δηλαδή της τάξης των 1·1020 m)). Η απόσταση του Ήλιου από το κέντρο του Γαλαξία υπολογίζεται στα 26.000 έτη φωτός (δηλαδή της τάξης των 2,5·1019 m)). Ο δίσκος είναι εξογκωμένος στο κέντρο και συμπερικλείεται από τον λεγόμενο παχύ δίσκο.
Γαλαξιακός πυρήνας
Το γαλαξιακό κέντρο φιλοξενεί το ιδιαίτερα πολύπλοκο σύμπλεγμα Τοξότης Α (Sagittarius A), στον πυρήνα του οποίου έχει εντοπιστεί ένα συμπαγές αντικείμενο μεγάλης μάζας και ραδιοεκπομπής, το οποίο ονομάζεται Τοξότης Α* (Sagittarius A*) και θεωρείται το κεντρικότερο σημείο του Γαλαξία. Υπάρχουν σοβαρές υποψίες ότι το αντικείμενο αυτό είναι μια τεράστια μαύρη τρύπα (supermassive black hole) με μάζα εκατομμύρια φορές μεγαλύτερη από την ηλιακή. Οι περισσότεροι γαλαξίες εικάζεται ότι έχουν παρόμοιες μελανές οπές στο κέντρο τους.
Όπως συμβαίνει με πολλούς γαλαξίες, η κατανομή μάζας στο Γαλαξία είναι τέτοια ώστε η τροχιακή ταχύτητα των περισσοτέρων αστέρων δεν εξαρτάται μόνο από την απόσταση από το κέντρο. Πέρα από το Κέντρο (ή στα εξώτερα όρια) η τυπική αστρική ταχύτητα είναι ανάμεσα στα 210 και 240 km/s. Άρα η περίοδος περιφοράς του τυπικού αστέρα είναι ανάλογη μόνο με το μήκος της διανυόμενης τροχιάς. Αυτό διαφέρει σημαντικά από το Ηλιακό Σύστημα, όπου διαφορετική τροχιά σημαίνει και διαφορετική ταχύτητα του αντικειμένου που κινείται σε αυτή.
Η ράβδος του Γαλαξία πιστεύεται ότι έχει μήκος 27.000 έτη φωτός, διαπερνώντας στο κέντρο του γαλαξία σε γωνία 44±10° μοιρών σε σχέση με την τροχιά Ήλιου – Γαλαξιακού Κέντρου. Αποτελείται κυρίως από ερυθρούς νάνους αστέρες, που πιστεύεται ότι είναι πανάρχαιοι.
Σπειροειδείς βραχίονες
Κάθε βραχίονας περιγράφεται με μια λογαριθμική σπείρα (όπως συμβαίνει με τους περισσότερους γαλαξίες) με κλίση 12 μοιρών. Πιστεύεται ότι υπάρχουν 4 μεγάλοι βραχίονες, που ξεκινούν από την κεντρική περιοχή του Γαλαξία. Αυτοί ονομάζονται ως εξής:
2 και 8 – «Βραχίονας των 3 χιλιοπαρσέκ» και Βραχίονας Περσέως
3 και 7 – Βραχίονας Γνώμονος και Βραχίονας Κύκνου (μαζί με μια νεοανακαλυφθείσα προέκταση – 6)
4 και 10 – Βραχίονας Νοτίου Σταυρού και Βραχίονας Ασπίδος
5 και 9 – Βραχίονας Τρόπιδος και Βραχίονας Τοξότου
Υπάρχουν και τουλάχιστον 2 μικρότεροι βραχίονες συμπεριλαμβανομένου του:
11 – Βραχίονας Ωρίωνος (ο οποίος περιλαμβάνει το Ηλιακό Σύστημα και τον Ήλιο – 12)
Περαιτέρω παρατηρήσεις δείχνουν ότι ο Γαλαξίας έχει μόνο δύο σπειροειδείς βραχίονες, τον βραχίονα του Περσέα και το Βραχίονα του Κενταύρου-Ασπίδος. Οι υπόλοιποι δύο είναι συνακόλουθοι ή μικρής σημασίας.[10] Αυτό σημαίνει ότι μοιάζει αρκετά με τον NGC 1365.
Έξω από τους μεγάλους γαλαξιακούς βραχίονες είναι ο Εξώτερος Δακτύλιος ή Δακτύλιος του Μονόκερου, ένας δακτύλιος αστέρων γύρω από το Γαλαξία, ο οποίος έχει προταθεί από τους αστρονόμους Brian Yanny και Heidi Jo Newberg, και αποτελείται από αέρια και άστρα που αποκόπηκαν από άλλους γαλαξίες πριν από δισεκατομμύρια χρόνια.
Γαλαξιακή άλως
Ο γαλαξιακός δίσκος περιβάλλεται από μία γαλαξιακή άλω παλαιών αστέρων και σφαιρωτών σμηνών με διάμετρο από 250.000 έως 400.000 ετών φωτός. Ενώ ο δίσκος περιλαμβάνει αέρια και σκόνη που εμποδίζουν την παρατήρηση κάποιων μηκών κύματος, η άλως δεν έχει. Στο δίσκο λαβαίνουν χώρα ακόμα γεννήσεις αστέρων (ειδικά στους βραχίονες που έχουν μεγαλύτερη πυκνότητα), αλλά όχι στην άλω. Ανοικτά σμήνη παρατηρούνται κυρίως στο δίσκο.
Η περισσότερη από την μάζα του Γαλαξία αποτελείται από σκοτεινή ύλη, δημιουργώντας μία άλω σκοτεινής ύλης, μάζας που θεωρείται μεταξύ 600-3.000 δις ηλιακών μαζών (M☉), που συγκεντρώνεται κοντά στο Γαλαξιακό Κέντρο.
Πρόσφατες ανακαλύψεις αύξησαν την κατανόησή μας για τη δομή του Γαλαξία. Με την ανακάλυψη ότι ο δίσκος του Γαλαξία της Ανδρομέδας (M31) εκτείνεται μακρύτερα απ’ ό,τι πιστευόταν, η πιθανότητα ο δίσκος του Γαλαξία να είναι μεγαλύτερος είναι πολύ μεγάλη και ενισχύεται από την ανακάλυψη επέκτασης του Βραχίονα του Κύκνου. Με την ανακάλυψη του Νάνου Ελλειπτικού Γαλαξία του Τοξότη ανακαλύφθηκε και μια ζώνη γαλαξιακών θραυσμάτων στην πολική τροχιά του Νάνου του Τοξότη, καθώς η αλληλεπίδραση με τον Γαλαξία τον διαλύει. Παρομοίως, με την ανακάλυψη του Νάνου Γαλαξία του Μεγάλου Κυνός ανακαλύφθηκε άλλος ένας δακτύλιος θραυσμάτων που περικυκλώνει τον γαλαξιακό δίσκο.
Στις 9 Ιανουαρίου 2006 ο Μάριο Γιούριτς (Mario Juric) και άλλοι ερευνητές από το Πανεπιστήμιο Πρίνστον (Princeton University) ανακοίνωσαν ότι το πρόγραμμα Sloan Digital Sky Survey του βορείου ημισφαιρίου εντόπισε ένα τεράστιο και διάχυτο σύμπλεγμα άστρων (που απλώνεται σε έκταση 5.000 το μέγεθος της πανσελήνου) μέσα στο Γαλαξία, που δεν δείχνει να συμφωνεί με τα τρέχοντα μοντέλα. Αυτή η συλλογή άστρων είναι σχεδόν κάθετη στο επίπεδο των βραχιόνων του Γαλαξία. Η πιθανότερη εξήγηση είναι ότι ο Γαλαξίας μας ενώνεται με ένα νάνο γαλαξία. Ο γαλαξίας αυτός έχει ονομαστεί ανεπισήμως Αστρικό Ρεύμα Παρθένου και βρίσκεται στην κατεύθυνση της Παρθένου, 30.000 έτη φωτός μακριά.
Στις 9 Μαΐου 2006 ο Daniel Zucker και ο Vasily Belokurov ανακοίνωσαν ότι το πρόγραμμα Sloan Digital Sky Survey ανακάλυψε δύο νάνους γαλαξίες στην κατεύθυνση των αστερισμών Θηρευτικών Κυνών και Βοώτη.
Η θέση του Ήλιου στον Γαλαξία
Ο Ήλιος (έτσι κι η Γη και το Ηλιακό Σύστημα) βρίσκεται αρκετά κοντά στον εσωτερικό δακτύλιο του Βραχίονα του Ωρίωνα, στο Τοπικό Διαστρικό Νέφος, σε απόσταση 7,94 ± 0,42 kpc από το Γαλαξιακό Κέντρο. Η απόσταση ανάμεσα στον τοπικό βραχίονα και τον αμέσως κοντινότερο, τον Βραχίονα του Περσέως, είναι της τάξης των 1·1019 m (6.500 έτη φωτός). Ο Ήλιος και κατ’επέκταση το Ηλιακό Σύστημα, βρίσκονται σε αυτό που οι επιστήμονες αποκαλούν Γαλαξιακή κατοικήσιμη Ζώνη.
Η κατεύθυνση της πορείας του Ήλιου (άπηξ ή κόρυμβος), αναφέρεται στην κατεύθυνση του Ήλιου καθώς ταξιδεύει στον Γαλαξία. Η γενική κατεύθυνση της γαλαξιακής κίνησης του Ήλιου είναι κοντά στον αστερισμό Ηρακλής, σε γωνία περίπου 86 μοιρών ως προς το Γαλαξιακό Κέντρο. Η τροχιά του Ήλιου στον Γαλαξία αναμένεται να είναι περίπου ελλειπτική με την προσθήκη επιρροών από τους γαλαξιακούς βραχίονες και την ανομοιογενή κατανομή μάζας. Αυτή τη στιγμή βρισκόμαστε 1/8 της τροχιάς πριν το περιγαλάξιο (την κοντινότερη απόσταση από το κέντρο του Γαλαξία).
Το Ηλιακό Σύστημα χρειάζεται γύρω στα 225 – 250 εκατομμύρια χρόνια για να συμπληρώσει μία τροχιά (ένα Γαλαξιακό Έτος), άρα εικάζεται ότι έχει εκτελέσει περί τις 20-25 περιφορές στη διάρκεια της ζωής του. Η τροχιακή ταχύτητα του Ηλιακού Συστήματος είναι 217 km/sec, δηλ. 1 έτος φωτός ανά περίπου 1.400 έτη, και 1 AU σε 8 ημέρες.
Το Πλανητάριο Hayden χρησιμοποιεί 8,0 kpc στον διαδραστικό τρισδιάστατο Άτλαντα του Γαλαξία, ο οποίος μόλις που συμπεριλαμβάνει το Γαλαξιακό Κέντρο.
Η γειτονιά του Γαλαξία
Ο Γαλαξίας μας, ο Γαλαξίας της Ανδρομέδας και ο Γαλαξίας του Τριγώνου αποτελούν τα κύρια και τα τρία μεγαλύτερα σε μέγεθος μέλη της Τοπικής Ομάδας, μιας ομάδας τουλάχιστον 35 βαρυτικά συνδεδεμένων γαλαξιών. Όλοι τους περιφέρονται γύρω από ένα βαρυτικό κέντρο που βρίσκεται ανάμεσα στον Γαλαξία μας και στον Γαλαξία της Ανδρομέδας. Η Τοπική Ομάδα αποτελεί μέρος του Υπερσμήνους της Παρθένου.
Πολλοί γαλαξίες της Τοπικής Ομάδας βρίσκονται σε τροχιά γύρω από τον Γαλαξία μας. Ο μεγαλύτερος από αυτούς είναι το Μέγα Νέφος του Μαγγελάνου με διάμετρο 20.000 έτη φωτός. Οι μικρότεροι, ο Νάνος της Τρόπιδος, ο Νάνος του Δράκοντα, και ο Λέων II (νάνος γαλαξίας) έχουν διάμετρο μόνο 500 έτη φωτός. Οι άλλοι νάνοι που βρίσκοται σε τροχιά γύρω από το Γαλαξία μας είναι το Μικρό Νέφος του Μαγγελάνου, ο Νάνος του Μεγάλου Κυνός (ο πιο κοντινός, ανακαλύφθηκε στα τέλη του 2003), ο Ελλειπτικός Νάνος του Τοξότη (ανακαλύφθηκε το 1994 και για μερικά χρόνια πιστευόταν πως ήταν ο κοντινότερος), ο Νάνος της Μικρής Άρκτου, ο Νάνος του Βοώτη (ανακαλύφθηκε το 2006), ο Νάνος του Γλύπτη, ο Νάνος του Εξάντα, ο Νάνος της Καμίνου και ο Νάνος Λέων Ι.
Τον Ιανουάριο του 2006, ερευνητές ανέφεραν ότι η μέχρι τώρα ανεξήγητη ανωμαλία που υπάρχει στο δίσκο του γαλαξία μας, έχει πλέον χαρτογραφηθεί και βρέθηκε ότι είναι δόνηση που προκαλείται από τα Νέφη του Μαγγελάνου, που δημιουργούν δονήσεις σε συγκεκριμένες συχνότητες όταν περνούν από τις άκρες του Γαλαξία μας. Παλιότερα, θεωρούνταν πολύ μικροί για να επηρεάσουν τον Γαλαξία, αφού έχουν μόλις το 2% της μάζας του. Παρόλα αυτά, παίρνοντας υπόψη τη σκοτεινή ύλη, η κίνηση των δύο μικρών αυτών γαλαξιών, δημιουργεί μια διέγερση που επηρεάζει τον μεγαλύτερο δικό μας Γαλαξία. Λαβαίνοντας υπόψη τη σκοτεινή ύλη, αυτό έχει ως αποτέλεσμα έναν εικοσαπλασιασμό της μάζας του Γαλαξία. Ο υπολογισμός αυτός έγινε με βάση το υπολογιστικό μοντέλο του Martin Weinberg του Πανεπιστημίου της Μασαχουσέτης στο Άμχερστ (Amherst). Σε αυτό το μοντέλο η σκοτεινή ύλη απλώνεται έξω από το δίσκο του Γαλαξία με το γνωστό στρώμα αερίων. Το αποτέλεσμα είναι ότι το μοντέλο προβλέπει μια ένταση των βαρυτικών επιρροών των Μαγγελανικών Νεφών καθώς περνούν μέσα από το Γαλαξία.
Ταχύτητα μέσα στον χρόνο
Γενικά, έννοια της απόλυτης ταχύτητας κάθε αντικειμένου στο Σύμπαν δεν έχει νόημα σύμφωνα με τον Άλμπερτ Αϊνστάιν και την Ειδική Θεωρία της Σχετικότητας, η οποία διακηρύσσει ότι δεν υπάρχει «προτιμώμενο» αδρανειακό σύστημα αναφοράς στο διάστημα, με βάση το οποίο να συγκρίνουμε την ταχύτητα του Γαλαξία. (Η κίνηση πάντα πρέπει να καθορίζεται σε σχέση με ένα άλλο αντικείμενο.)
Έχοντας αυτό στο μυαλό, πολλοί αστρονόμοι πιστεύουν ότι ο Γαλαξίας κινείται στο διάστημα με ταχύτητα γύρω στα 600 χλμ. το δευτερόλεπτο σε σχέση με τους διπλανούς γαλαξίες. Οι τελευταίες εκτιμήσεις μιλούν για ένα εύρος ταχύτητας από 130 μέχρι 1.000 χλμ/δευτερόλεπτο. Αν όντως ο Γαλαξίας κινείται με 600 km/sec, ταξιδεύουμε 51,84 εκατομμύρια χιλιόμετρα την ημέρα, ή περισσότερο από 19,9 δις χλμ. το χρόνο. Για να έχουμε ένα μέτρο σύγκρισης, αυτό σημαίνει πως ταξιδεύουμε περίπου 4,5 φορές την απόσταση που απέχει ο Πλούτωνας από τη Γη (όταν βρίσκεται στο κοντινότερο σημείο). Ο Γαλαξίας θεωρείται πως κινείται στην κατεύθυνση του αστερισμού Ύδρα.
Ηλικία
Η ηλικία του Γαλαξία μας εκτιμάται στα 13,6 δισεκατομμύρια (109) χρόνια, διάρκεια που είναι κοντά στην ηλικία του Σύμπαντος.
Η εκτίμηση αυτή βασίζεται στην έρευνα που διεξάχθηκε το 2004 από μια ομάδα αστρονόμων: Luca Pasquini, Piercarlo Bonifacio, Sofia Randich, Daniele Galli, και Raffaele G. Gratton. Η ομάδα χρησιμοποίησε το UV-Οπτικό Φασματογράφο του VLT (Very Large Telescope) για να μετρήσει, για πρώτη φορά, το βηρύλλιο που περιέχεται σε δύο αστέρες του αστρικού σμήνους NGC 6397. Αυτό τους επέτρεψε να υπολογίσουν τον χρόνο ανάμεσα στη δημιουργία της πρώτης γενιάς των αστέρων του Γαλαξία μας και στη δημιουργία της πρώτης γενιάς αστέρων του σμήνους, σε 200 με 300 εκατομμύρια χρόνια. Συμπεριλαμβάνοντας την ηλικία των αστέρων στο σφαιρωτό σμήνος (13,4 ± 0,8 δις χρόνια), εκτίμησαν την ηλικία του Γαλαξία στα 13,6 ± 0,8 δις χρόνια.
Το 2007, ένα αστέρι στο γαλαξιακό φωτοστέφανο, το HE 1523-0901, εκτιμάται ότι έχει ηλικία περίπου 13,2 δισεκατομμυρίων ετών, σχεδόν τόσο μεγάλη όσο και το Σύμπαν. Ως το παλαιότερο γνωστό αντικείμενο στο Γαλαξία μας εκείνη την εποχή, διέθεσε ένα κατώτατο όριο για την ηλικία του Γαλαξία μας. Η εκτίμηση αυτή καθορίστηκε από τον UV-Visual Echelle φασματογράφο του Πολύ Μεγάλου Τηλεσκοπίου για τη μέτρηση της σχετικής δύναμης των φασματικών γραμμών που προκαλείται από την παρουσία του θορίου και άλλων στοιχείων που δημιουργούνται από την R-διαδικασία. Τα αυτή η γραμμή δείχνει την αφθονία των διαφορετικών στοιχειακών ισοτόπων, από τις οποίες η εκτίμηση της ηλικίας του αστεριού μπορεί να γίνει με την πυρηνοκοσμοχρονονολογία.
Το μέλλον του Γαλαξία
Μετρήσεις δείχνουν ότι ο Γαλαξίας της Ανδρομέδας μάς πλησιάζει με ταχύτητα 300 χιλιομέτρων το δευτερόλεπτο και μπορεί να συγκρουστεί με τον Γαλαξία μας σε 3 ως 4 δις χρόνια. Αν συγκρουστούν, πιστεύεται ότι ο Ήλιος αλλά και άλλοι αστέρες μάλλον δεν θα συγκρουστούν με αστέρες της Ανδρομέδας, αλλά οι δύο γαλαξίες θα σχηματίσουν έναν ενιαίο ελλειπτικού σχήματος γαλαξία. Η διαδικασία της ένωσης αυτής εκτιμάται ότι θα διαρκέσει 1 δις χρόνια.
Πηγές: el.wikipedia.org/wiki