Οι Γαλαξίες

Εικόνα 1: Η τετράδα του Στεφάνου είναι ένα παράδειγμα μίαςσυμπυκνωμένης ομάδας αλληλεπιδρώντων γαλαξιών.

Οι Γαλαξίες

Του Κωνσταντίνου Αθ. Οικονόμου, δασκάλου - συγγραφέα

ΓΕΝΙΚΑ: Οι γαλαξίες αποτελούν τεράστια συστήματα αστέρων, γαλαξιακών αερίων, αστρικής σκόνης και αόρατης σκοτεινής ύλης με αλληλοεπηρεαζόμενη βαρυτική συμπεριφορά. Διαπιστώθηκε ότι στο Σύμπαν, εκτός των γαλαξιών, βρίσκεται και διασκορπισμένη αραιότατη ύλη αερίων και σκόνης, που θεωρείται ότι “γεμίζει” τον χώρο του Σύμπαντος, και ονομάζεται μεσογαλαξιακή ή διαγαλαξιακή ύλη. Εκτός από αστέρες, οι περισσότεροι γαλαξίες περιέχουν και ένα μεγάλο πλήθος αστρικών συστημάτων, αστρικών σμηνών και νεφελωμάτων. Οι γαλαξίες ταξινομούνται ανάλογα με το φαινόμενο μέγεθός τους. Αν και η λεγόμενη σκοτεινή ύλη αποτελεί ίσως και το 90% της μάζας των περισσοτέρων γαλαξιών, η φύση αυτών των αόρατων στοιχείων δεν είναι πλήρως κατανοητή. Το διαγαλαξιακό διάστημα, ανάμεσα στους γαλαξίες, περιέχει ύλη σε μορφή πλάσματος, με μέση πυκνότητα ενδεχομένως και κάτω από ένα σωματίδιο ανά κυβικό μέτρο! Υπάρχουν περισσότεροι από 170 δισεκατομμύρια γαλαξίες, μόνο στο ορατό σύμπαν! Ο γαλαξίας στον οποίο βρίσκεται το ηλιακό σύστημα ονομάζεται Γαλαξίας, με Γ κεφαλαίο, για να ξεχωρίζει από τους υπόλοιπους.

ΤΑΞΙΝΟΜΗΣΗ: Γενικά οι γαλαξίες αποτελούνται συνήθως από τρία κύρια μέρη: Το κέντρο, με υψηλή πυκνότητα άστρων, στην οποία συνήθως βρίσκεται, όπως πιστεύεται, μία τεράστια μαύρη τρύπα, το γαλαξιακό δίσκο, όπου βρίσκονται συγκεντρωμένα τα περισσότερα άστρα του γαλαξία και την άλω, που περιέχει λιγότερα και διαφορετικού τύπου άστρα, αέριο και σκοτεινή ύλη. Ο Αμερικανός αστρονόμος E. Hubble ταξινόμησε τους γαλαξίες σε ελλειπτικούς, σπειροειδείς και ανώμαλους.

ΕΛΛΕΙΠΤΙΚΟΙ ΓΑΛΑΞΙΕΣ: Είναι οι γαλαξίες που μοιάζουν ως δίσκοι κυκλικοί ή ελλειπτικοί των οποίων όμως η λαμπρότητα μειώνεται από το κέντρο προς τη περιφέρεια. Το κέντρο τους ονομάζεται πυρήνας. Οι γαλαξίες αυτοί συμβολίζονται με το γράμμα Ε, 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, όταν είναι σχεδόν σφαρικοί, έως 7. Οι αστέρες που συγκροτούν τους ελλειπτικούς είναι ως επί το πλείστον γηραιοί (ανήκουν στον Πληθυσμό ΙΙ), επομένως συνήθως δεν παρατηρείται σχηματισμός αστέρων, και έτσι μοιάζουν με τα πολύ μικρότερα σφαιρωτά σμήνη. Ορισμένοι από τους μεγαλύτερους γαλαξίες που έχουν εντοπιστεί ανήκουν σε αυτήν την κατηγορία, για παράδειγμα οι M87 και NGC1316. Οι ελλειπτικοί γαλαξίες αντιπροσωπεύουν το 17% του συνόλου των γαλαξιών

ΣΠΕΙΡΟΕΙΔΕΙΣ ΓΑΛΑΞΙΕΣ: Είναι οι περισσότεροι γαλαξίες. Έχουν και αυτοί πυρήνα, που μοιάζει με ελλειπτικό σχήμα ή με επιμήκη ράβδο. Και στις δύο περιπτώσεις, από τα άκρα του πυρήνα εκφύονται βραχίονες που ελίσσονται σπειροειδώς περί τον πυρήνα. 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 SB. Οι S αντιπροσωπεύουν τα 2/3 του συνόλου των σπειροειδών, ενώ οι SB το 1/3 των σπειροειδών γαλαξιών. Ο Γαλαξίας μας, όπως έχουμε αναφέρει σε άλλο άρθρο μας, είναι ένας μεγάλος ραβδωτός σπειροειδής γαλαξίας με δίσκο.

ΑΛΛΕΣ ΜΟΡΦΟΛΟΓΙΕΣ: Οι ιδιόμορφοι γαλαξίες έχουν ασυνήθιστες ιδιότητες εξαιτίας της βαρυτικής αλληλεπίδρασης με άλλους γαλαξίες. Ένα παράδειγμα 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 “εισβάλει” μέσα από τον πυρήνα ενός σπειροειδή γαλαξία! Ένα τέτοιο γεγονός μπορεί να έχει επηρεάσει το γειτονικό γαλαξία της Ανδρομέδας, καθώς παρουσιάζει πολλαπλές δακτυλιοειδείς μορφές στην υπέρυθρη ακτινοβολία. Οι φακοειδείς γαλαξίες είναι η ενδιάμεση μορφή μεταξύ ελλειπτικού και σπειροειδή γαλαξία [S0]. Αυτοί έχουν ασθενώς καθορισμένους σπειροειδείς βραχίονες, με μία ελλειπτική άλω αστέρων.

ΑΚΑΝΟΝΙΣΤΟΙ ΓΑΛΑΞΙΕΣ: Αυτοί παρουσιάζουν σχήμα ακανόνιστο ή δεν ανήκουν στις παραπάνω μορφολογίες. Είναι 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) και αντιπροσωπεύουν λιγότερο από το 3% του συνόλου των γαλαξιών.

ΑΛΛΗΛΕΠΙΔΡΩΝΤΕΣ ΓΑΛΑΞΙΕΣ: Ο μέσος όρος της απόστασης μεταξύ των γαλαξιών είναι συχνά ανάλογος με τη διάμετρό τους. Ως αποτέλεσμα, οι αλληλεπιδράσεις μεταξύ αυτών των γαλαξιών είναι συχνές και παίζουν ρόλο στην εξέλιξή τους. Παρολίγον συγκρούσεις μεταξύ των γαλαξιών έχουν ως αποτέλεσμα τη στρέβλωσή τους, ενώ μπορεί να προκαλέσουν ανταλλαγή αερίων και σκόνης. Οι συγκρούσεις εμφανίζονται όταν δύο γαλαξίες περνούν απευθείας ο ένας μέσα από τον άλλο με αρκετή ορμή. Τα αστέρια στο εσωτερικό αυτών των γαλαξιών που αλληλεπιδρούν θα περάσουν κατευθείαν μέσα χωρίς σύγκρουση. Ωστόσο, αέρια και σκόνη μέσα στους δύο γαλαξίες θα αλληλεπιδράσουν. Αυτό μπορεί να προκαλέσει εκρήξεις σχηματισμού αστέρων, καθώς το διαστρικό μέσο είναι διαταραγμένο και συμπιεσμένο. Η σύγκρουση μπορεί να στρεβλώσει το σχήμα του ενός ή και των δύο γαλαξιών, σχηματίζοντας ράβδους, δαχτυλίδια ή δομές που μοιάζουν με ουρές. Ακραία περίπτωση της αλληλεπιδράσης είναι οι γαλαξιακές συγχωνεύσεις. Στην περίπτωση αυτή, η σχετική ορμή των δύο γαλαξιών είναι μικρή για να μπορέσουν οι γαλαξίες να περάσουν ο ένας μέσα από τον άλλο και να συνεχίσουν την πορεία τους. Έτσι, βαθμιαία συγχωνεύονται για να σχηματίσουν έναν ενιαίο, μεγαλύτερο γαλαξία. Οι συγχωνεύσεις μπορεί να οδηγήσουν σε σημαντικές αλλαγές μορφολογίας στο νέο γαλαξία, σε σύγκριση με τους προηγούμενους. Αν τυχόν ένας από τους γαλαξίες είναι ογκωδέστερος, το αποτέλεσμα είναι γνωστό ως κανιβαλισμός [ο μεγαλύτερος γαλαξίας παραμένει ανεπηρέαστος, ενώ οι μικροί γαλαξίες “θρυμματίζονται” και αφομοιώνονται].

ΑΣΤΡΟΓΟΝΟΙ: Τα αστέρια δημιουργούνται μέσα στους γαλαξίες από αποθέματα ψυχρών αερίων [γιγαντιαία μοριακά νέφη]. Ορισμένοι γαλαξίες έχουν παρατηρηθεί να σχηματίζουν αστέρια με εξαιρετικά ταχύ ρυθμό [αστρική έκρηξη]. Σε περίπτωση που συνεχίσουν κατά αυτόν τον τρόπο, θα καταναλώσουν τα αποθέματά τους σε αέρια, σε διάστημα μικρότερο από τη διάρκεια ζωής τους. Έτσι, η αστρογόνος δραστηριότητα συνήθως διαρκεί “μόνο” 10 εκατομμύρια χρόνια, μια σχετικά σύντομη περίοδο στην ιστορία ενός γαλαξία. Οι αστρογόνοι γαλαξίες ήταν συχνότεροι στη διάρκεια της πρώιμης ιστορίας του σύμπαντος. Όμως, ακόμη 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. Αυτοί οι τεράστιοι αστέρες μετατρέπονται σε υπερκαινοφανείς αστέρες, των οποίων τα υπολείμματα επεκτείνονται αλληλεπιδρώντας με το περιβάλλον αέριο, συχνά προκαλώντας μια αλυσιδωτή αντίδραση γένεσης αστέρων, που εξαπλώνεται σε ολόκληρη την περιοχή του αερίου1. Μόνο όταν το διαθέσιμο αέριο καταναλωθεί ή διασκορπιστεί, η αστρογόνος δραστηριότητα σταματά. Ένα παράδειγμα αστρογόνου γαλαξία είναι ο Μεσιέ82, ο οποίος υπόκειται σε μία πρόσεγγιση με το μεγαλύτερο Μεσιέ8.

ΓΑΛΑΞΙΑΚΟΙ ΠΥΡΗΝΕΣ: Ένα ποσοστό από τους γαλαξίες που μπορούμε να παρατηρήσουμε είναι ενεργό. Δηλαδή, σημαντική μερίδα της 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 λεγόμενος δίσκος προσαύξησης μίας γιγαντιαίας μαύρης τρύπας στους πυρήνες των γαλαξιών. Η ενέργεια εκλύεται από τα υλικά του δίσκου που πέφτουν μέσα στην μαύρη τρύπα [στις Μαύρες Τρύπες θα αναφερθούμε σε μελλοντικό άρθρο]. Ειδική κατηγορία αυτών των γαλαξιών αποτελούν οι Κβάζαρς, που ανακαλύφθηκαν στη δεκαετία του 1960. Πρόκειται για τα πιο μακρινά αντικείμενα που μπορούμε σήμερα να παρατηρήσουμε (στα όρια του ορατού Σύμπαντος) και είναι ενεργοί γαλαξίες που εκπέμπουν τεράστια ποσά ενέργειας στο διαγαλαξιακο διάστημα.

ΣΥΣΤΑΣΗ ΓΑΛΑΞΙΩΝ: Όπως απέδειξαν οι νεότερες έρευνες καθένας των γαλαξιών αποτελείται από αστέρες [με τα δικά τους συστήματα], νεφελώματα και μεσοαστρική ύλη. Οι Αστέρες είναι ήλιοι, όπως ο Ήλιος μας. Το πλήθος των αστέρων κάθε γαλαξία είναι αδύνατο να καταμετρηθεί γιατί λόγω της μεγάλης απόστασης δυσχεραίνεται η παρατήρησή τους, ειδικότερα στους πυρήνες τους. Μόνο στους πλησιέστερους γαλαξίες διακρίνονται αστέρες και πάλι μόνο στους βραχίονές τους [αραιότεροι]. Οι αστρονόμοι πάντως με υπολογισμούς προσδιορίζουν τους αστέρες κάθε γαλαξία να είναι της αριθμητικής τάξεως των δεκάδων έως εκατοντάδων δισεκατομμυρίων! Τα νεφελώματα καθενός γαλαξία είναι ύλη νεφελώδης, σχετικά πυκνή, συνήθως σκοτεινή. Τα νεφελώματα διακρίνονται ως σκοτεινές κηλίδες ή ταινίες που μαυρίζουν κατά τόπους τον πυρήνα και τους βραχίονες καθενός γαλαξία. Τέλος η μεσοαστρική ύλη, είναι ύλη διάσπαρτη από αέρια και αστρική σκόνη πολύ αραιότερη από την ύλη των νεφελωμάτων.

Εικόνα : ΤΥΠΟΙ ΓΑΛΑΞΙΩΝ

ΜΕΓΕΘΟΣ ΓΑΛΑΞΙΩΝ: Επειδή το σχήμα τους είναι συνήθως πεπλατυσμένο, [στους σπειροειδείς πολύ πεπιεσμένο], γι' αυτό οι διαστάσεις των γαλαξιών προσδιορίζονται με δύο αριθμούς. Ο ένας δίνει τη διάμετρο του γαλαξία, ενώ ο άλλος παρέχει το μήκος του μικρού άξονα που αντιστοιχεί στο πάχος του γαλαξία. Έχει βρεθεί ότι η «διάμετρος» των γαλαξιών 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 μικρός άξονας περιορίζεται στο ένα δέκατο του μεγάλου. Κατά κανόνα μεγαλύτεροι γαλαξίες είναι οι σπειροειδείς, οι οποίοι μπορούν να έλκουν βαρυτικά τους γειτονικούς γαλαξίες νάνους, στρεβλώνοντας το σχήμα τους. Η επιρροή αυτή προκαλεί, προοδευτικά, την αλληλεπίδραση μεταξύ των δύο γαλαξιών, με αποτέλεσμα ο μικρότερος να ενσωματώνεται μέσα στον σπειροειδή, αυξάνοντας το μέγεθος του δεύτερου.

ΠΕΡΙΣΤΡΟΦΗ - ΜΑΖΑ: Συνήθως ο μικρός άξονας του ελλειψοειδούς γαλαξία είναι και ο «άξονας περιστροφής» του. Τη περιστροφή των γαλαξιών μαρτυρεί το ίδιο το σχήμα τους, ενώ οι σπειροειδείς βραχίονές τους καταδεικνύουν και τη φορά προς την οποία περιστρέφεται ένας γαλαξίας. Με τη βοήθεια του φασματοσκόπιου κατορθώθηκε ακόμη και να μετρηθεί η ταχύτητα περιστροφής τους που υπερβαίνει τα 300 χλμ/δευτ. στα εξωτερικά όρια των βραχιόνων. Η ταχύτητα περιστροφής ενός γαλαξία επιτρέπει να υπολογιστεί και η μάζα του. Όταν είναι γνωστές οι διαστάσεις

(όγκος) και η μάζα ενός γαλαξία, εύκολα υπολογίζεται και η πυκνότητα της ύλης του. 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 αρκετά μικρότερη. Οι μετρήσεις της μάζας των γαλαξιών επιτρέπουν την εκτίμηση και του πλήθους αστέρων που περιέχονται σε κάθε γαλαξία.

ΕΞΕΛΙΞΗ: Τα σημερινά κοσμολογικά μοντέλα του πρώιμου σύμπαντος βασίζονται στη θεωρία του Big Bang, πολύ κοντά σ΄αυτά που γράφει και η Βίβλος για τη Δημιουργία του Κόσμου. Περίπου 300.000 χρόνια μετά το γεγονός αυτό, άτομα υδρογόνου και ηλίου άρχισαν να διαμορφώνονται, σε μια εκδήλωση που ονομάζεται “ανασυνδυασμός”. Σχεδόν όλα τα υδρογόνα που ήταν ουδέτερα (μη ιονισμένα) απορρόφησαν εύκολα το φως, [άλλωστε “εν αρχή εποίησε το φως”], ενώ δεν είχαν ακόμη συσταθεί άστρα, [η περίοδος έχει χαρακτηριστεί ως ο «Σκοτεινός Αιώνας»]. Από τις διακυμάνσεις της πυκνότητας σε αυτή τη αρχέγονη ύλη, άρχισαν να εμφανίζονται μεγαλύτερες δομές. Έτσι, η λεγόμενη 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 εμφάνιση των γαλαξιών βρέθηκαν το 2006, όταν ανακαλύφθηκε ότι ο γαλαξίας ΙΟΚ- 1 αντιστοιχεί σε μόλις 750 εκατομμύρια χρόνια μετά το Big Bang(!). Έτσι ο γαλαξίας αυτός αποδείχθηκε ο πιο απομακρυσμένος και αρχέγονος γαλαξίας που έχουμε “δει”, γιατί είναι αποδεδειγμένα ο κοντινότερος ιστορικά στην αρχέγονη Δημιουργία. [Το “χιόνι” που βλέπουμε στην τηλεόραση είναι από τα σημαντικότερα απομεινάρια ακτινοβολίας της εποχής της Δημιουργίας του Κόσμου ή του Big Bang!] Μέσα σε ένα δισεκατομμύριο χρόνια από το σχηματισμό ενός γαλαξία, αρχίζουν να εμφανίζονται σφαιρωτά σμήνη αστέρων, η κεντρική μαύρη τρύπα και μια γαλαξιακή διόγκωση αστέρων Πληθυσμού ΙΙ [φτωχά σε μέταλλα]. Στη διάρκεια αυτής της πρώιμης εποχής, οι γαλαξίες έχουν υποστεί εκρήξεις σχηματισμού νέων άστρων.

Κατά τα επόμενα δύο δισεκατομμύρια χρόνια, η συσσωρευμένη ύλη εγκαθίσταται 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 το σχηματισμό των πλανητών γύρω από άστρα. Αλληλεπιδράσεις και συγχωνεύσεις

των γαλαξιών ήταν κοινές στην πρώιμη εποχή, και η πλειονότητα των γαλαξιών ήταν τότε περίεργοι μορφολογικά. Παράδειγμα αλληλεπίδρασης, αποτελούν ο Γαλαξίας μας και ο γειτονικός της Ανδρομέδας, που κινούνται ο ένας προς τον άλλο, με περίπου 130 km/s, και ενδέχεται να συγκρουστούν σε περίπου 5-6 δις έτη. Παρά το ότι ο Γαλαξίας ποτέ πριν δεν συγκρούστηκε με ένα γαλαξία μεγάλο σαν την Ανδρομέδα, τα αποδεικτικά στοιχεία για παλαιότερες συγκρούσεις του Γαλαξία μας με μικρότερους γαλαξίες νάνους αυξάνονται. Οι περισσότεροι φωτεινοί γαλαξίες, πάντως, έχουν παραμείνει αμετάβλητοι τα τελευταία δισεκατομμύρια χρόνια ΑΛΛΑ ΣΤΟΙΧΕΙΑ: Ο ακριβής αριθμός των γαλαξιών του Σύμπαντος είναι απροσδιόριστος. Και αυτό διότι τα σύγχρονα τηλεσκόπια διεισδύουν μέχρι σχεδόν στο ήμισυ [βέβαια κανείς δεν είναι απολύτως σίγουρος ότι είναι “ήμισυ”] της υποτιθέμενης ακτίνας του Σύμπαντος. Ακόμη, μεγάλο μέρος του φωτός των γαλαξιών, μέχρι να φθάσει στη Γη, απορροφάται από την μεσογαλαξιακή ύλη, έτσι ώστε να αδυνατούμε να εντοπίσουμε, αμυδρά έστω, μακρινούς γαλαξίες. Πάντως οι αστρονόμοι υπολόγισαν ότι οι γαλαξίες ανέρχονται στην τάξη των τρισεκατομμυρίων. Γενικά, το σύμπαν συνεχώς διαστέλλεται, με αποτέλεσμα την μέση αύξηση της απόστασης μεταξύ των γαλαξιών (“νόμος του Hubble”). Σμήνη γαλαξιών μπορεί να ξεπεράσουν αυτήν τη διαστολή τοπικά μέσω της αμοιβαίας βαρυτικής έλξης. Οι περισσότεροι γαλαξίες στο σύμπαν είναι βαρυτικά συνδεδεμένοι με ένα αριθμό άλλων γαλαξιών, δημιουργώντας μία “ιεραρχία” συμπλέγματος δομών, με το μικρότερο των ενώσεων αυτών να ονομάζεται ομάδα. Μία ομάδα των γαλαξιών είναι ο πιο κοινός τύπος μίας γαλαξιακής ένωσης, και αυτοί οι σχηματισμοί περιέχουν την πλειονότητα των γαλαξιών. Οι μεγαλύτερες δομές που περιέχουν χιλιάδες γαλαξίες στριμωγμένους σε μία περιοχή λίγων μεγαπαρσέκ2 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 αφομοιώνοντάς τους. Τα γαλαξιακά υπερσμήνη περιέχουν δεκάδες χιλιάδες γαλαξίες.

ΥΠΕΡΑΝΑΚΑΛΥΨΗ 2013: Επιστήμονες ανακάλυψαν μια ομάδα από κβάζαρ, τη μεγαλύτερη δομή του σύμπαντος, μεγέθους 4 δισ. ε.φ.!!! Αυτή η ανακάλυψη θέτει υπό αμφισβήτηση την μέχρι τώρα θεωρία για την κλίμακα του Σύμπαντος. Η Κοσμολογική Αρχή θεωρεί το Σύμπαν ομοιόμορφο ως προς τις ιδιότητες και τους φυσικούς νόμους που το διέπουν. Αυτή η παλιά υπόθεση αμφισβητείται, αλλά ακόμα δεν έχει ανατραπεί. Τα κβάζαρ, [τα πιο φωτεινά αντικείμενα στο Σύμπαν, πυρήνες αρχαίων γαλαξιών], “είναι γνωστό ότι έχουν την τάση να συγκεντρώνονται σε σύνολα εκπληκτικά τεραστίων διαστάσεων, δημιουργώντας απίστευτα μεγάλες ομάδες κβάζαρ, ή αλλιώς LQG», αναφέρουν οι ερευνητές του Πανεπιστημίου του Κεντρικού Λάνκασιρ στη Βρετανία. Η τεράστια ομάδα κβάζαρ που ανακαλύφθηκε πρόσφατα, έχει διαστάσεις 500 μεγαπαρσέκ. Επειδή η ομάδα LQG επιμηκύνεται, η μεγαλύτερη διάστασή της είναι 1.200 μεγαπαρσέκ, ή 4 δισεκατομμύρια έτη φωτός.Το μέγεθος αυτό είναι 1600 φορές μεγαλύτερο από την απόσταση του Γαλαξία της Γης στον πλησιέστερο γαλαξία, την Ανδρομέδα!

…………………………………………………………………………………………

1. Η σύγχρονη αστροφυσική αναγνωρίζει τέσσερα στάδια στη διαδικασία αστρογένεσης: Α΄ δημιουργία ενός αργά περιστρεφόμενου πυρήνα στο εσωτερικό ενός μοριακού νέφους. Β΄ ο πυρήνας καταρρέει σχηματίζοντας ένα πρωτοάστρο με ένα δίσκο υλικών γύρω του. Γ΄ απαρχή πρώτων θερμοπυρηνικών αντιδράσεων και δημιουργία δευτέριου (βαρύ υδρογόνο) και ενέργειας, που τροφοδοτεί την εκπομπή αστρικού ανέμου, ο οποίος σχηματίζει πίδακες υλικών που εκτοξεύονται από τους πόλους περιστροφής του πρωτοάστρου. Δ΄ ο αστρικός άνεμος γενικεύεται προς όλες τις κατευθύνσεις, απομακρύνοντας υπολείμματα του νεφελώματος που σχημάτισε το άστρο.

2 1 Μεγαπαρσέκ ισούται με 3,3 εκατομμ. Έτη φωτός!