ΚΟΣΜΟΓΟΝΙΑ

ΘΕΜΑ : ΓΑΛΑΞΙΕΣ

ΥΠΟΟΜΑΔΑ Γ΄ :

Κρίκη Δάφνη

Λογοθέτη Φανή

Κλεονίκη Παππά

2

ΠΡΟΛΟΓΟΣ

Οι γαλαξίες αποτελούν τεράστια βαρυτικά συστήματα αστέρων , γαλαξιακών

αερίων, αστρικής σκόνης και πιθανώς αόρατης σκοτεινής ύλης. Διαπιστώθηκε ότι στο Σύμπαν εκτός των γαλαξιών βρίσκεται και διασκορπισμένη αραιότατη ύλη, η

οποία αποτελείται από αέρια και σκόνη. Η ύλη αυτή θεωρείται ότι πληρεί τον χώρο του Σύμπαντος. Τέτοια ύλη καταλαμβάνει όλο το «μεσογαλαξιακό» χώρο, δηλαδή το διάστημα μεταξύ των γαλαξιών, γι' αυτό και ονομάζεται

μεσογαλαξιακή ή διαγαλαξιακή ύλη. Οι τυπικοί γαλαξίες αποτελούνται από 10 εκατομμύρια μέχρι 1 τρισεκατομμύρια αστέρες, οι οποίοι 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 χιλιάδων ετών φωτών μεταξύ τους. Ιστορικά, οι γαλαξίες ταξινομούνται ανάλογα με το μέγεθός τους. Αυτές οι μορφές είναι οι

Ελλειπτικοί, οι Σπειροειδείς και οι Ανώμαλοι γαλαξίες. 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 πολλών, αν όχι όλων των γαλαξιών.Το διαγαλαξιακό διάστημα, 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 170 δισεκατομμύρια γαλαξίες στο ορατό σύμπαν.

3

ΔΗΜΙΟΥΡΓΙΑ ΓΑΛΑΞΙΩΝ

Έξι βήματα σχηματισμού των γαλαξιών

1.Ένα τεράστιο νέφος ομοιογενών αερίων

Όλα αρχίζουν κάποιες δεκάδες εκατομμύρια χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη, με ένα πυκνό και θερμό νέφος που αρχίζει να καταρρέει εξαιτίας της βαρύτητας.

2.Το πρώτο φως του κόσμου

Σαν αποτέλεσμα της βαρύτητας, η ύλη συμπιέζεται όλο και περισσότερο γύρω από την τεράστια κεντρική δίνη, όπου γεννιέται μια μελανή οπή. Καθώς πλησιάζει

την άβυσσο, η ύλη θερμαίνεται και αρχίζει να ακτινοβολεί. Είναι οι πρώτες λάμψεις σε ένα σύμπαν που μέχρι τότε ήταν τελείως σκοτεινό.

4

3.Ένα τέρας προ των πυλών

Σε διάστημα εκατομμυρίων ετών, η ύλη που αιχμαλωτίστηκε σε αυτή την

κοσμική χοάνη αύξησε τη μάζα της μελανής οπής, μέχρι που έφτασε το ένα εκατομμύριο ηλιακές μάζες. H βιαιότητα της πτώσης δημιουργεί γύρω της ένα έντονο μαγνητικό πεδίο. Πίδακες ύλης εκσφενδονίζονται με εκπληκτικές ταχύτητες από τους πόλους.

5

4. Δημιουργός αστέρων

H συνεχής επαύξηση ύλης κάνει τους πίδακες αερίων όλο και εντονότερους. Πιο

μακριά, οι πίδακες συγκρούονται με νέφη αερίων προκαλώντας βίαια ωστικά κύματα που παράγουν αστάθειες, καθώς διαπερνούν το νέφος. Είναι οι «σπόροι» των πρώτων αστεριών.

5. Φωτεινός χορός

Συναντώντας διάφορα αέρια νέφη, οι πίδακες αερίων έχουν προκαλέσει μια σχεδόν εκρηκτική δημιουργία αστέρων. Αρχίζει ένας χαοτικός αστρικός χορός,

κάτω απ’ τη διακριτική βαρυτική επίδραση της μελανής οπής.

6

6. H γέννηση ενός γαλαξία

Εκατοντάδες εκατομμύρια χρόνια αργότερα, n μαύρη τρύπα έχει αποκτήσει ένα

πλήθος χιλιάδων εκατομμυρίων αστέρων που περιφέρονται γύρω της χάρη στην πανταχού παρούσα βαρύτητα. Οι πίδακες αερίων έχουν κλείσει κι ένας σπειροειδής γαλαξίας στρέφεται επιβλητικά μπροστά στα μάτια μας.

Είδη γαλαξιών

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 λόγω του ελλειψοειδούς τους σχήματός , 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 (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 Οι ελλειπτικοί γαλαξίες αντιπροσωπεύουν το

17% του συνόλου των γαλαξιών.

7

.

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 γύρω από 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.

8

Ακανόνιστοι γαλαξίες

Ακανόνιστοι ή ανώμαλοι γαλαξίες, ονομάζονται εκείνοι που 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.

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. 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.

9

Μετατροπή σπειροειδών σε ελλειπτικούς γαλαξίες Στις αρχές των δεκαετιών του 20ου αιώνα ο Edwin Hubble ανακάλυψε ότι ο

Γαλαξίας δεν είναι μόνος. Ο Γαλαξίας μας είναι απλώς ένας από τους πολλούς "κόσμους νησιά" μέσα στην απεραντοσύνη του σύμπαντος, όπως τους ονόμασε ο Hubble. Τώρα που μπορούν να μετρήσουν οι αστρονόμοι την ηλικία κάθε

γαλαξία, την δραστηριότητά του σε παραγωγή νέων άστρων και άλλα σχετικά στοιχεία, συναρμολογούν τα απαραίτητα στοιχεία για να κατανοήσουν ότι οι γαλαξίες αυξάνονται βαθμιαία όπως τα παιδιά, ξεκινώντας από την εφηβεία πριν

φθάνουν στην ενηλικίωση τους. Τα αποτελέσματα που δημοσιεύονται σε μια έρευνα στο περιοδικό του Astrophysical Journal προσφέρουν τις ισχυρότερες

αποδείξεις μέχρι τώρα για αυτήν την άποψη, που λέγεται θεωρία ανατροφής, στην οποία οι νέοι γαλαξίες και οι ελλειπτικοί, παλαιοί γαλαξίες συνδέονται εξελικτικά.

10

Ο Γαλαξίας μας

Ο Γαλαξίας μας ανήκει στους λεγόμενους σπειροειδείς γαλαξίες, που είναι και οι

αφθονότεροι στο σύμπαν, καθώς έχει το σχήμα δίσκου που καταλήγει σε εξωτερικές σπείρες. Το 90% του ορατού Γαλαξία προέρχεται από αστέρες ενώ το υπόλοιπο από αέρια και κονιορτό. Η συνολική μάζα του Γαλαξία υπολογίζεται σε

ένα τρισεκατομμύριο φορές την μάζα του ήλιου μας. Πριν την εφεύρεση του τηλεσκοπίου ο Γαλαξίας παρέμενε ένα μυστήριο για τους ανθρώπους, παρόλο που μεγάλα πνεύματα όπως ο Δημόκριτος είχαν εικάσει ότι πρόκειται για πλήθος

αστέρων πολύ κοντά μεταξύ τους. Η επιβεβαίωση όμως αυτού του γεγονότος ήρθε από τον Γαλιλαίο όταν και παρατήρησε για πρώτη φορά τον Γαλαξία και διέκρινε ξεχωριστούς αστέρες το 1610. Συστηματική μελέτη του Γαλαξία έγινε

από τον Χέρσελ τον 18ο αιώνα. Ο Χέρσελ όμως συμπέρανε λανθασμένα ότι το ηλιακό μας σύστημα βρίσκεται στο κέντρο του Γαλαξία. Την άποψη αυτή ανέτρεψε την δεκαετία του 1920 ο Shapley ο οποίος χαρτογραφώντας τον

Γαλαξία βρήκε την πραγματική θέση μας σε αυτόν. Και η πραγματική θέση μας δεν είναι στο κέντρο του δίσκου αλλά πιο κοντά στο άκρο αυτού. Η ηλικία του Γαλαξία μας εκτιμάται στα 13,6 δισεκατομμύρια χρόνια, διάρκεια που είναι κοντά

στην ηλικία του Σύμπαντος. Ανάμεσα στα τουλάχιστον 35 μέλη της Τοπικής Ομάδας, έρχεται δεύτερος σε αριθμό αστέρων, πίσω μόνο από τον Γαλαξία της

Ανδρομέδας, ο οποίος αποτελείται από ένα τρισεκατομμύριο αστέρες. 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. Η θαμπή αυτή ζώνη, που ονομάζεται «γαλαξιακή ζώνη», περιέχει άστρα και άλλα υλικά. Ο Γαλαξίας μας φαίνεται λαμπρότερος προς το κέντρο του. Μετρήσεις δείχνουν ότι ο γαλαξίας της

Ανδρομέδας μας πλησιάζει με ταχύτητα 300 χιλιομέτρων το δευτερόλεπτο και μπορεί να συγκρουστεί με τον Γαλαξία μας σε 3 ως 4 δισεκατομμύρια 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

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. Αν ορίσουμε μια φυσική κλίμακα και θεωρήσουμε ότι ο Γαλαξίας μας είχε

11

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.

Δομή

Επιμελημένες έρευνες, που άρχισε πριν απο 200 έτη ο Γερμανός αστρονόμος Γουίλιαμ 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.

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,

αποτελούμενος από 200 εώς 400 δισεκατομμύρια αστέρες.Ο γαλαξιακός δίσκος έχει εκτιμώμενη διάμετρο γύρω στα 100.000 έτη φωτός. Η απόσταση του Ήλιου από το κέντρο του Γαλαξία υπολογίζεται στα 26.000 έτη φωτός. Ο δίσκος είναι

εξογκωμένος στο κέντρο.

12

Ο γαλαξίας της Ανδρομέδας

Ο Γαλαξίας της Ανδρομέδας (γνωστός και ως Μεσιέ 31) είναι ένας σπειροειδής γαλαξίας στον αστερισμό Ανδρομέδα, στον οποίο οφείλει και το όνομά του. Κατέχει ένα αξιοσημείωτο ρεκόρ: είναι το πιο απομακρυσμένο αντικείμενο ορατό

με γυμνό μάτι. Βρίσκεται σε απόσταση μόλις 2,5 εκατομμυρίων ετών φωτός και μαζί με το Γαλαξία μας αποτελούν τους δύο μεγαλύτερους γαλαξίες της τοπικής ομάδας γαλαξιών. Αν και είναι μεγαλύτερος από το Γαλαξία μας, πιθανότατα ο

γαλαξίας της Ανδρομέδας περιέχει περισσότερη σκοτεινή ύλη και έχει μεγαλύτερη μάζα. Νέες παρατηρήσεις δείχνουν ότι διαθέτει ένα τρισεκατομμύρια άστρα, τρεις με πέντε φορές περισσότερα από το Γαλαξία. Το μέγεθος του Μέγα γαλαξία της

Ανδρομέδας είναι εντυπωσιακό. Η διάμετρός του φθάνει τις 140.000 έτη φωτός, ενώ οι αμυδρότερες περιφέρειές του που έχουν ανιχνευθεί του προσδίδουν μια διάμετρο έως 180.000 έτη φωτός. Οι διαστάσεις αυτές είναι λίγο μεγαλύτερες

από τις αντίστοιχες του Γαλαξία μας. Μεγαλύτερη είναι επίσης η απόλυτη λαμπρότητα του γαλαξία της Ανδρομέδας : περίπου 2,7 φορές ως προς εκείνη

του Γαλαξία. Επειδή όμως ο δίσκος του γαλαξία της Ανδρομέδας φαίνεται από τη Γη πλάγια, με την οπτική μας ευθεία να σχηματίζει γωνία 77,5 μοιρών με τον άξονα του γαλαξία της Ανδρομέδας, μας φωτίζει με το φως «μόλις» 26

δισεκατομμυρίων αστέρων μέσου μεγέθους (όπως ο `Ηλιος), παρά το γεγονός ότι ο αριθμός των αστέρων που περιέχει εκτιμάται σε ένα τρισεκατομμύριο έναντι 200 δισεκατομμυρίων άστρων του δικού μας Γαλαξία. Ο γαλαξίας της

Ανδρομέδας έχει περίπου ίση μάζα με το Γαλαξία μας, ορατή μάζα περίπου 185 δισεκατομμύρια ηλιακές μάζες και ολική μάζα 1,23 τρισεκατομμύρια ηλιακές μάζες, αν και ο Γαλαξίας μας κατά κάποιες εκτιμήσεις μπορεί να φθάνει συνολικώς

το 1,9 τρισεκατιμμύριο. Ο γαλαξίας της Ανδρομέδας, ο Γαλαξίας μας, τα Νέφη του Μαγγελάνου και ο M32 ανήκουν στη λεγόμενη Τοπική Ομάδα γαλαξιών. Τα συστήματα αυτά συγκρατούνται μαζί καθώς το Σύμπαν διαστέλλεται. Στην

πραγματικότητα ο γαλαξίας της Ανδρομέδας προσεγγίζει το Γαλαξία μας με ταχύτητα σχεδόν 120 χιλιομέτρων ανά δευτερόλεπτο, το παράδειγμα όμως του διαστημοπλοίου εξηγεί γιατί η προσέγγιση αυτή δεν θα μπορούσε να προκαλέσει

παρατηρήσιμη μεταβολή μέσα στις λίγες χιλιάδες χρόνια από την εποχή του Ιππάρχου μέχρι τις ημέρες μας. Μελέτες σχετικά με την άλω του γαλαξία της

Ανδρομέδας δείχνουν ότι είναι πολύ παρόμοια με εκείνη στο Γαλαξία μας, με τα άστρα φτωχά σε μέταλλα, καθώς και ότι ο αριθμός τους μειώνεται με την απόσταση από τον πυρήνα. Ομοιότητα των δύο άλω των γαλαξιών γενικά

δείχνουν ότι και οι δύο έχουν αναπτυχθεί με παρομοιο τρόπο.

13

Η Τοπική Ομάδα των γαλαξιών

Η Τοπική Ομάδα καταλαμβάνει στο διάστημα έναν χώρο ελλειψοειδούς (ωοειδούς) σχήματος του οποίου ο μέγας άξονας έχει μήκος 10 εκατομμύρια έτη φωτός, ενώ ο μικρός άξονάς του περιορίζεται στο ήμισυ. Περιλαμβάνει 35

γαλαξίες και πιθανώς μερικούς ακόμα, αριθμός που διαρκώς αυξάνεται. Όλοι τους περιφέρονται γύρω από ένα βαρυτικό κέντρο που βρίσκεται ανάμεσα στον

Γαλαξία μας και στον γαλαξία της Ανδρομέδας. Οι δύο μεγαλύτεροι γαλαξίες της Τοπικής Ομάδας είναι ο γαλαξίας της Ανδρομέδας, το μεγαλύτερο μέλος της Ομάδας με 1 τρισεκατομμύριο αστέρες και ο δικός μας Γαλαξίας με 200 έως 400

δισεκατομμύρια αστέρες. Αμφότεροι είναι ραβδωτοί σπειροειδείς με δύσκολα διακρινόμενες ράβδους και διάμετρο εκατοντάδων χιλιάδων ετών φωτός. Οι περισσότεροι από τους άλλους γαλαξίες της Τοπικής Ομάδας είναι νάνοι και

δορυφόροι κάποιου από αυτούς τους δύο μεγάλους γαλαξίες. Μοναδική εξαίρεση είναι ο Γαλαξίας του Τριγώνου (Μ33), που είναι ο τρίτος μεγαλύτερος γαλαξίας της ομάδας, απλός σπειροειδής. Η Τοπική Ομάδα περιλαμβάνει τους Μ32 και

Μ110, δυο νάνους ελλειπτικούς γαλαξίες˙ αμφότεροι είναι δορυφόροι του Μ31. Επίσης, υπάρχουν τουλάχιστον 12 ανώμαλοι γαλαξίες στην Τοπική Ομάδα,

14

μεταξύ των οποίων οι γνωστότεροι είναι τα Νέφη του Μαγγελάνου, τουλάχιστον ακόμη 2 νάνοι ελλειπτικοί και οι υπόλοιποι είναι νάνοι σφαιροειδείς γαλαξίες. Η

Τοπική Ομάδα αποτελεί ένα μικρό τμήμα μιας πολύ μεγαλύτερης συγκέντρωσης γαλαξιών, η οποία έχει ονομαστεί Υπερσμήνος της Παρθένου ή αλλιώς Τοπικό Υπερσμήνος και περιλαμβάνει χιλιάδες γαλαξίες.

Ο πιο μακρινός γαλαξίας

Το αμερικανικό διαστημικό τηλεσκόπιο Χαμπλ (Hubble) εντόπισε ένα γαλαξία,

που είναι ο πιο μακρινός και συνεπώς ο νεαρότερος που έχει ποτέ παρατηρηθεί, όπως πιστεύουν οι επιστήμονες. Ο νέος γαλαξίας - κάτοχος του ρεκόρ είναι πιο μακρινός κατά περίπου 100 εκατ. έτη φωτός σε σχέση με τον γαλαξία που

κρατούσε τα σκήπτρα ως τώρα. Εκτιμάται ότι η απόσταση του γαλαξία φτάνει τα 13,2 δισεκατομμύρια έτη φωτός, δηλαδή χρονολογείται από μία εποχή μόλις 480 εκατομμυρίων ετών μετά τη "Μεγάλη Έκρηξη" (Μπιγκ Μπανγκ), όταν ακόμα το

σύμπαν ήταν πολύ "νεανικό" και είχε μόλις το 4% της σημερινής ηλικίας του. Τα στοιχεία δείχνουν ότι υπήρχε μόνο ένας γαλαξίας περίπου 500 εκατομμύρια χρόνια μετά το Μπιγκ Μπανγκ, αλλά μετά από 150 εκατομμύρια χρόνια οι

15

γαλαξίες ήταν πλέον τουλάχιστον δέκα, ενώ ο αριθμός τους διπλασιάστηκε μετά από άλλα 100 εκατομμύρια χρόνια. Όταν το σύμπαν είχε ηλικία πια 650

εκατομμυρίων ετών, έχουν εντοπιστεί περίπου 60 γαλαξίες. Οι επιστήμονες θεωρούν ότι αυτή η γρήγορη (για τα κοσμικά δεδομένα) ανάπτυξη των γαλαξιών βοηθήθηκε με τη συγχώνευσή τους υπό τη βαρυτική επίδραση της "σκοτεινής

ύλης".

ΒΙΒΛΙΟΓΡΑΦΙΑ:

www.google.gr

www.physics4u.gr www.wikipedia.gr