Οι γαλαξίες αποτελούν τεράστια συγκροτήματα αστέρων που βρίσκονται σπαρμένα στο Σύμπαν και παρατηρούνται ως νεφελοειδείς υπόλευκες κηλίδες στον ουρανό.
Επειδή άλλοτε δεν ήταν δυνατόν να καταμετρηθούν οι αποστάσεις και να εκτιμηθούν τα πραγματικά τους μεγέθη, οι αστρονόμοι ονόμασαν αυτά από την όψη τους νεφελοειδείς.

Σήμερα όμως γνωρίζουμε ότι έκαστος εξ αυτών είναι και ένας γαλαξίας.

Ορισμός

Γαλαξίες ονομάζονται τα τεράστια βαρυτικά συστήματα αστέρων , γαλαξιακών αερίων, αστρικής σκόνης και (πιθανά) αόρατης σκοτεινής ύλης.

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 το «μεσογαλαξιακό» χώρο (διάστημα), δηλαδή το διάστημα μεταξύ των γαλαξιών, γι' αυτό και ονομάζεται μεσογαλαξιακή ύλη.

Οι τυπικοί γαλαξίες αποτελούνται από 10 εκατομμύρια μέχρι 1 τρις (10⁷ μέχρι 10¹²) αστέρια, τα οποία βρίσκονται σε τροχιά γύρω από ένα βαρυτικό κέντρο. Εκτός από αστέρια, 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 ως μερικές εκατοντάδες χιλιάδες έτη φωτός και βρίσκονται σε απόσταση της τάξης των χιλιάδων ετών φωτών μεταξύ τους.

Αν και η λεγόμενη σκοτεινή_ύλη φαίνεται να αποτελεί περίπου 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 πολλών, αν όχι όλων των γαλαξιών.

Το διαγαλαξιακό κενό, που βρίσκεται ανάμεσα στους γαλαξίες, περιέχει ύλη σε μορφή πλάσματος, με μέση πυκνότητα κάτω από ένα σωματίδιο ανά κυβικό μέτρο. Κατά πάσα πιθανότητα, υπάρχουν περισσότεροι από εκατό δισεκατομμύρια (10¹¹) γαλαξίες στο ορατό σύμπαν.

Πλήθος Γαλαξιών

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 "τάξιν" του πλήθους αυτών. Έτσι υπολογίσθηκε ότι οι γαλαξίες ανέρχονται στη τάξη των τρισεκατομμυρίων.

Είναι φανερό πως σε τέτοια μεγάλα (κοινώς «αστρονομικά») μεγέθη ο καθορισμός μεγαλύτερης ακρίβειας περιττεύει.

Στα Γαλαξιακά συστήματα που πρώτος διαπίστωσε ο Γερμανός αστρονόμος W. Baade (Μπάαντε) εξαιρετικό ενδιαφέρον παρουσιάζει η τοπική ομάδα γαλαξιών.

Μορφές Γαλαξιών

Γενικά οι γαλαξίες παρουσιάζουν στην όψη σχήμα κανονικό, της σφαιρικής ατράκτου η 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, μια τεράστια μαύρη τρύπα.

* Το 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.

Ο σύγχρονος Αμερικανός αστρονόμος Ε. 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:

1. Ελλειπτικοί γαλαξίες : Ορίζονται έτσι οι γαλαξίες εκείνοι που κυρίως μοιάζουν ως δίσκοι κυκλικοί ή ελλειπτικοί των οποίων όμως η λαμπρότητά τους μειώνεται από το κέντρο προς τη περιφέρεια (τα χείλη των δίσκων). Το δε κέντρο αυτών ονομάζεται πυρήνας. Οι γαλαξίες αυτοί συμβολίζονται με το γράμμα Ε (εκ του ελλειψοειδούς σχήματός των), έχουν λίγη ή καθόλου μεσοαστρική ύλη και στερούνται βραχιόνων. 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. Ορισμένοι από τους μεγαλύτερους γαλαξίες που έχουν εντοπιστεί ανήκουν σε αυτήν την κατηγορία, για παράδειγμα οι Μ87 και NGC 1316. 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[εκκρεμεί παραπομπή].

2. Σπειροειδείς γαλαξίες : Ορίζονται έτσι οι περισσότεροι των γαλαξιών από τη σπειροειδή όψη που παρουσιάζουν. Απαντάται και σ΄ 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.

3. Τέλος αναφέρονται οι ακανόνιστοι ή ανώμαλοι γαλαξίες εκ του γεγονότος ότι παρουσιάζουν σχήμα ακανόνιστο. 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.

Ειδική κατηγορία 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.

Γενικά για τους γαλαξίες προς διάκριση αυτών καθιερώθηκε να φέρουν έκαστος και έναν αριθμό και να είναι καταχωρημένοι σε κάποιο κατάλογο. Οι γαλαξίες που έχουν καταχωρηθεί στον Νέο Γενικό Κατάλογο (NGC) φέρουν έναν αριθμό, ο οποίος ακολουθεί τα τρία γράμματα NGC. Έτσι ο Γαλαξίας NGC 224 είναι εκείνος που άλλοτε ονομαζόταν «Νεφελοειδής της Ανδρομέδας», που είναι και ο γνωστότερος των γαλαξιών (ο συνηθέστερα εικονιζόμενος) αφού είναι πολύ πλησίον μας.

Επίσης παράπλευρα του αριθμού φέρεται και ο τύπος αυτού με τα γράμματα Ε (Ελλειπτικός), S (Σπειροειδής), SB (Σπειροειδής ραβδωτός), Irr (ανώμαλος). Έτσι ο παραπάνω γαλαξίας γράφεται ορθότερα NGC 224 SB

Ακριβέστερα υπάρχουν και άλλοι ενδιάμεσοι γραμματοχαρακτήρες των γαλαξιών όπως:

* Ε0: (=γαλαξίας σχεδόν καθόλου ελλειψοειδής),
* Ε3: (=γαλαξίας ελλειψοειδής) ,
* Ε7: (=γαλαξίας πολύ ελλειψοειδής),
* Sa: (=γαλαξίας σπειροειδής που οι βραχίονες σχεδόν συσφίγγουν το πυρήνα),
* Sb: (=γαλαξίας σπειροειδής του οποίου οι βραχίονες αρχίζουν να ανοίγουν),
* Sc: (=γαλαξίας σπειροειδής με πολύ απομακρυσμένους τους βραχίονες),
* SBa: (=γαλαξίας ραβδωτός σπειροειδής, παρατηρείται ως το γράμμα Η),
* SBb: (=γαλαξίας ραβδωτός σπειροειδής με ανεπτυγμένους βραχίονες),
* SBc: (=γαλαξίας ραβδωτός σπειροειδής με απομακρυσμένους πλέον τους βραχίονες)

Σύσταση Γαλαξιών

Όπως απέδειξαν οι έρευνες των τελευταίων 10ετηρίδων 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 το 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 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 ε.φ.

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.

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, αυτό τούτο 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 γαλαξιών αλλά και ακόμη να μετρηθεί η ταχύτητα περιστροφής τους. Η ταχύτητα δε αυτή φθάνει στα εξωτερικά όρια των βραχιόνων αλλά και να υπερβαίνει τα 300 Km/sec (χλμ ανά δευτερόλεπτο).

Μάζα Γαλαξιών

Η ταχύτητα περιστροφής ενός γαλαξία επιτρέπει να υπολογισθεί και η μάζα του, δηλαδή το ποσόν της ύλης που περιέχει. Εξ άλλου όταν είναι γνωστές οι διαστάσεις και η μάζα ενός γαλαξία, εύκολα υπολογίζεται και η μέση πυκνότητα της ύλης του από το γνωστό τύπο ρ=m/v όπου ρ = η πυκνότητα, m = η μάζα και v = ο όγκος του γαλαξία.

Βρέθηκε λοιπόν 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 6Χ10¹⁰ και 2Χ10¹⁰ 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. Απ΄ αυτό εξάγεται και το συμπέρασμα (που αναφέρθηκε παραπάνω στη «Σύσταση Γαλαξιών», πως το πλήθος των αστέρων εκάστου γαλαξία είναι της τάξεως των 10άδων ή 100άδων δισεκατομμυρίων.

Ο κόσμος των γαλαξιών Το σύμπαν που αγάπησα

Δείτε επίσης

* Αστρονομία
* Σύμπαν
* Ουράνια σώματα
* Γαλαξιακά συστήματα
* Γαλαξίες Seyfert
* Ενεργοί Γαλαξίες
* New General Catalogue