Μετάβαση στο περιεχόμενο

Γαλαξίες

Επεξεργασία συνδέσμων
Από τη Βικιπαίδεια, την ελεύθερη εγκυκλοπαίδεια
Αυτό το λήμμα αφορά τους γαλαξίες γενικά. Για τον δικό μας, δείτε: Γαλαξίας. Για για άλλες σημασίες, δείτε: Γαλαξίας (αποσαφήνιση).
NGC 4414, ένας τυπικός σπειροειδής γαλαξίας, στον αστερισμό της Κόμης της Βερενίκης. Έχει διάμετρο 56.000 έτη φωτός και βρίσκεται σε απόσταση 62,3 εκατομμύρια έτη φωτός από τον Γαλαξία μας.

Οι γαλαξίες είναι τεράστια βαρυτικά συστήματα αστέρων, γαλαξιακών υπολειμμάτων, κοσμικής σκόνης και σκοτεινής ύλης.[1][2] Η ετυμολογία της λέξης προέρχεται από τα ελληνικά, 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 γαλαξιακό βαρυτικό κέντρο.[3][4] 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[5] και απέχουν μεταξύ τους εκατοντάδες χιλιάδες έως εκατομμύρια έτη φωτός.[6]

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 η 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 παρατηρήσιμο σύμπαν.[7][8]

Ετυμολογία του όρου

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

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

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Γενικά οι γαλαξίες παρουσιάζουν στην όψη σχήμα κανονικό, της σφαιρικής ατράκτου ή 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, μία τεράστια μαύρη τρύπα.
  • Τον 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 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.[9]

Ελλειπτικοί γαλαξίες

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Κύριο λήμμα: ελλειπτικός γαλαξίας

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.[10]

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.[11] 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].

Σπειροειδείς γαλαξίες

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Ο γαλαξίας της Δίνης είναι ένα από τα καλύτερα παραδείγματα σπειροειδούς γαλαξία.

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.[12] 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.[13] με διάμετρο 30 κιλοπαρσέκ και πλάτος 1. Περιέχει τουλάχιστον 200 δισεκατομμύρια αστέρες[14] και ενδεχομένως (σύμφωνα με τις σύγχρονες μελέτες) έως και 400 δισεκατομμύρια. Επίσης, έχει συνολική μάζα 600 δισεκατομμύρια φορές μεγαλύτερη από την ηλιακή.[15]

Άλλες μορφολογίες

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Το αντικείμενο του Hoag είναι ένα παράδειγμα δακτυλιοειδή γαλαξία.

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.[16] Ένα τέτοιο γεγονός μπορεί να έχει επηρεάσει και τον Γαλαξία της Ανδρομέδας, καθώς παρουσιάζει πολλαπλές δακτυλιοειδείς μορφές στην υπέρυθρη ακτινοβολία.[17]

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.[18] (Οι ραβδωτοί φακοειδείς γαλαξίες έχουν την κατηγοριοποίηση SB0.)

Ακανόνιστοι γαλαξίες

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

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 = ακανόνιστος, 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

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Αλληλεπιδρώντες

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Κύριο λήμμα: Αλληλεπιδρών γαλαξίας

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 παλιρροιακών αλληλεπιδράσεων, και μπορεί να προκαλέσει την ανταλλαγή αερίων και σκόνης.[19][20]

Οι γαλαξίες Κεραίες υπόκεινται σε σύγκρουση που θα οδηγήσει στην τελική συγχώνευσή τους.

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.[19][20]

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.[19][20]

Αστρογόνοι

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Ο γαλαξίας Μεσιέ 82, ο αρχέτυπος των αστρογόνων γαλαξιών, παράγει 10 φορές περισσότερους αστέρες απ'ότι ένας κανονικός γαλαξίας.[21]

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[22] και προς το παρόν εξακολουθούν να συνεισφέρουν το 15% του συνολικού ποσού δημιουργίας αστέρων.[23]

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 Η II.[24] 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.[22]

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.[25]

Ενεργοί γαλαξιακοί πυρήνες

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Κύριο λήμμα: 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.[26]

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

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Σύσταση Γαλαξιών

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

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

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

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 ετών φωτός. Ο δε μικρός άξονας περιορίζεται γενικά στο 1 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

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

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

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

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

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

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.[29] 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.[30] 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».[29]

Ο I Zwicky 18 (κάτω αριστερά) μοιάζει με ένα πρόσφατα σχηματισμένο γαλαξία.[31][32]

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.[33] Κατά τη διάρκεια αυτής της πρώιμης εποχής, οι γαλαξίες υπέστησαν ριζικές εκρήξεις για σχηματισμούς νέων άστρων.[34]

Κατά τα επόμενα δύο δισεκατομμύρια χρόνια, η συσσωρευμένη ύλη εγκαθίσταται σταδιακά σε ένα γαλαξιακό δίσκο.[35] Ένας γαλαξίας θα συνεχίσει να απορροφά υλικό από τα σύννεφα υψηλής ταχύτητας και νάνους γαλαξίες σε όλη τη διάρκεια της ζωής του.[36] 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.[37]

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.[38] 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 [39] ή τους Γαλαξίες Κεραίες.[40]

Ως παράδειγμα αυτής της αλληλεπίδρασης, ο Γαλαξίας μας και ο γειτονικός γαλαξίας της Ανδρομέδας κινούνται ο ένας προς τον άλλο, με ταχύτητα 130 km / s, και -ανάλογα με τις πλευρικές κινήσεις- οι δύο γαλαξίες ενδέχεται να συγκρουστούν σε μάλλον πέντε έως έξι δισεκατομμύρια χρόνια, σχηματίζοντας έναν τεράστιο γαλαξία. 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.[41]

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.[42]

Δομές μεγάλης κλίμακας

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

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 εξαιρετικά 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.[43]

Η τετράδα του Στεφάνου είναι ένα παράδειγμα μίας συμπυκνωμένης ομάδας αλληλεπιδρώντων γαλαξιών.

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.[44] 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.[45]

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.[46][47] 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.[48]

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.[49]

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.[50] Πάνω απ' αυτήν την κλίμακα, το Σύμπαν φαίνεται να είναι ισότροπο και ομοιογενές.[51]

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.[52]

Δείτε επίσης

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Παραπομπές

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
  1. ↑ Sparke, L. S.· Gallagher III, J. S. (2000). Galaxies in the Universe: An Introduction. Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 9780521671866. 
  2. ↑ Hupp, E.· Roy, S.· Watzke, M. (12 Αυγούστου 2006). «NASA Finds Direct Proof of Dark Matter». NASA. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 28 Μαρτίου 2020. Ανακτήθηκε στις 17 Απριλίου 2007. 
  3. ↑ «Unveiling the Secret of a Virgo Dwarf Galaxy». ESO. 3 Μαΐου 2000. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 29 Ιουλίου 2012. Ανακτήθηκε στις 3 Ιανουαρίου 2007. 
  4. ↑ Wilford, John Noble (1990-10-26). «Sighting of Largest Galaxy Hints Clues on the Clustering of Matter». New York Times. http://www.nytimes.com/1990/10/26/us/sighting-of-largest-galaxy-hints-clues-on-the-clustering-of-matter.html. Ανακτήθηκε στις 2010-05-06. 
  5. ↑ «Hubble's Largest Galaxy Portrait Offers a New High-Definition View». NASA. 28 Φεβρουαρίου 2006. Ανακτήθηκε στις 3 Ιανουαρίου 2007. 
  6. ↑ Gilman, D. «The Galaxies: Islands of Stars». NASA WMAP. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 2 Αυγούστου 2012. Ανακτήθηκε στις 10 Αυγούστου 2006. 
  7. ↑ Gott, J. Richard, III; et al. (Μάιος 2005). «A Map of the Universe». The Astrophysical Journal 624 (2): 463–484. doi:10.1086/428890. Bibcode: 2005ApJ...624..463G. 
  8. ↑ Mackie, Glen (1 Φεβρουαρίου 2002). «To see the Universe in a Grain of Taranaki Sand». Swinburne University. Ανακτήθηκε στις 20 Δεκεμβρίου 2006. 
  9. ↑ Jarrett, T. H. «Near-Infrared Galaxy Morphology Atlas». California Institute of Technology. Ανακτήθηκε στις 9 Ιανουαρίου 2007. 
  10. ↑ Barstow, M. A. (2005). «Elliptical Galaxies». Leicester University Physics Department. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 29 Ιουλίου 2012. Ανακτήθηκε στις 8 Ιουνίου 2006. 
  11. ↑ «Galaxies». Cornell University. 20 Οκτωβρίου 2005. Ανακτήθηκε στις 10 Αυγούστου 2006. 
  12. ↑ Eskridge, P. B.; Frogel, J. A. (1999). «What is the True Fraction of Barred Spiral Galaxies?». Astrophysics and Space Science 269/270: 427–430. doi:10.1023/A:1017025820201. http://adsabs.harvard.edu/abs/1999Ap&SS.269..427E. 
  13. ↑ Alard, Alard (2001). «Another bar in the Bulge». Astronomy and Astrophysics 379 (2): L44–L47. doi:10.1051/0004-6361:20011487. http://adsabs.harvard.edu/abs/2001A&A...379L..44A. Ανακτήθηκε στις 2010-03-05. 
  14. ↑ Sanders, Robert (2006-01-09). «Milky Way galaxy is warped and vibrating like a drum». UCBerkeley News. http://www.berkeley.edu/news/media/releases/2006/01/09_warp.shtml. Ανακτήθηκε στις 2006-05-24. 
  15. ↑ Bell, G. R.; Levine, S. E. (1997). «Mass of the Milky Way and Dwarf Spheroidal Stream Membership». Bulletin of the American Astronomical Society 29 (2): 1384. http://adsabs.harvard.edu/abs/1997AAS...19110806B. Ανακτήθηκε στις 2008-11-01. 
  16. ↑ Gerber, R. A.; Lamb, S. A.; Balsara, D. S. (1994). «Ring Galaxy Evolution as a Function of "Intruder" Mass». Bulletin of the American Astronomical Society 26: 911. http://adsabs.harvard.edu/abs/1994AAS...184.3204G. Ανακτήθηκε στις 2008-11-01. 
  17. ↑ Esa Science News (1998-10-14). ISO unveils the hidden rings of Andromeda. Δελτίο τύπου. Ανακτήθηκε στις 2006-05-24. Αρχειοθετήθηκε 1999-08-28 at Archive.is «Αρχειοθετημένο αντίγραφο». Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 28 Αυγούστου 1999. Ανακτήθηκε στις 17 Οκτωβρίου 2010. 
  18. ↑ «Spitzer Reveals What Edwin Hubble Missed». Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 31 Μαΐου 2004. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 4 Ιουνίου 2012. Ανακτήθηκε στις 6 Δεκεμβρίου 2006. 
  19. ↑ 19,0 19,1 19,2 «Galaxy Interactions». University of Maryland Department of Astronomy. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 9 Μαΐου 2006. Ανακτήθηκε στις 19 Δεκεμβρίου 2006. 
  20. ↑ 20,0 20,1 20,2 «Interacting Galaxies». Swinburne University. Ανακτήθηκε στις 19 Δεκεμβρίου 2006. 
  21. ↑ «Happy Sweet Sixteen, Hubble Telescope!». NASA. 24 Απριλίου 2006. Ανακτήθηκε στις 10 Αυγούστου 2006. 
  22. ↑ 22,0 22,1 «Starburst Galaxies». Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 29 Αυγούστου 2006. Ανακτήθηκε στις 10 Αυγούστου 2006. 
  23. ↑ Kennicutt Jr., R. C.; Lee, J. C.; Funes, J. G.; Shoko, S.; Akiyama, S. (6–10 Σεπτεμβρίου 2004). «Demographics and Host Galaxies of Starbursts». Starbursts: From 30 Doradus to Lyman Break Galaxies. Cambridge, UK: Dordrecht: Springer, p. 187. http://adsabs.harvard.edu/abs/2005sdlb.proc..187K. Ανακτήθηκε στις 2006-12-11. 
  24. ↑ Smith, Gene (13 Ιουλίου 2006). «Starbursts & Colliding Galaxies». University of California, San Diego Center for Astrophysics & Space Sciences. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 7 Ιουλίου 2012. Ανακτήθηκε στις 10 Αυγούστου 2006. 
  25. ↑ Keel, Bill (Σεπτέμβριος 2006). «Starburst Galaxies». University of Alabama. Ανακτήθηκε στις 11 Δεκεμβρίου 2006. 
  26. ↑ Keel, William C. (2000). «Introducing Active Galactic Nuclei». The University of Alabama. Ανακτήθηκε στις 6 Δεκεμβρίου 2006. 
  27. ↑ Spiral galaxies grow by swallowing dwarfs Αρχειοθετήθηκε 2010-09-12 στο Wayback Machine., ASTRONOMY NOW, 09/09/2010
  28. ↑ Dwarf galaxies gobbled by their giant neighbours, BBC, 09/09/2010
  29. ↑ 29,0 29,1 «Search for Submillimeter Protogalaxies». Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 18 Νοεμβρίου 1999. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 25 Μαρτίου 2008. Ανακτήθηκε στις 10 Ιανουαρίου 2007. 
  30. ↑ McMahon, R. (2006). «Journey to the birth of the Universe». Nature 443 (7108): 151. doi:10.1038/443151a. PMID 16971933. Bibcode: 2006Natur.443..151M. 
  31. ↑ Villard, R.; Samarrai, F.; Thuan, T.; Ostlin, G. (2004-12-01). «Hubble Uncovers a Baby Galaxy in a Grown-Up Universe». HubbleSite News Center. http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2004/35/text/. Ανακτήθηκε στις 2007-01-11. 
  32. ↑ Weaver, D.; Villard, R. (2007-10-16). «Hubble Finds 'Dorian Gray' Galaxy». HubbleSite News Center. http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2007/35/full/. Ανακτήθηκε στις 2007-10-16. 
  33. ↑ «Simulations Show How Growing Black Holes Regulate Galaxy Formation». Carnegie Mellon University. 2005-02-09. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 2012-06-04. https://archive.today/20120604/http://www.cmu.edu/PR/releases05/050209_blackhole.html. Ανακτήθηκε στις 2007-01-07. 
  34. ↑ Massey, R. (2007-04-21). «Caught in the act; forming galaxies captured in the young universe». Royal Astronomical Society. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 2011-07-16. https://web.archive.org/web/20110716073704/http://www.ras.org.uk/index.php?option=com_content&task=view&id=1190&Itemid=2. Ανακτήθηκε στις 2007-04-20. 
  35. ↑ Noguchi, M. (1999). «Early Evolution of Disk Galaxies: Formation of Bulges in Clumpy Young Galactic Disks». Astrophysical Journal 514 (1): 77–95. doi:10.1086/306932. Bibcode: 1999ApJ...514...77N. 
  36. ↑ Baugh, C.· Frenk, C. (Μάιος 1999). «How are galaxies made?». PhysicsWeb. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 4 Ιουνίου 2012. Ανακτήθηκε στις 16 Ιανουαρίου 2007. 
  37. ↑ Gonzalez, G. (1998). «The Stellar Metallicity — Planet Connection». Proceedings of a workshop on brown dwarfs and extrasolar planets, pp. 431. Bibcode: 1998bdep.conf..431G. 
  38. ↑ Conselice, C. J. (Φεβρουάριος 2007). «The Universe's Invisible Hand». Scientific American 296 (2): 35–41. https://archive.org/details/sim_scientific-american_2007-02_296_2/page/35. 
  39. ↑ Ford, H. (2002-04-30). «Hubble's New Camera Delivers Breathtaking Views of the Universe». Hubble News Desk. http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2002/11/image/d. Ανακτήθηκε στις 2007-05-08. 
  40. ↑ Struck, C. (1999). «Galaxy Collisions».
    arXiv:astro-ph/9908269
     [astro-ph]
    .     

  41. ↑ Wong, J. (2000-04-14). «Astrophysicist maps out our own galaxy's end». University of Toronto. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 2007-01-08. https://web.archive.org/web/20070108183824/http://www.news.utoronto.ca/bin/000414b.asp. Ανακτήθηκε στις 2007-01-11. 
  42. ↑ Panter, B.; Jimenez, R.; Heavens, A. F.; Charlot, S. (2007). «The star formation histories of galaxies in the Sloan Digital Sky Survey». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 378 (4): 1550–1564. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.11909.x. Bibcode: 2007MNRAS.378.1550P. 
  43. ↑ McKee, Maggie (7 Ιουνίου 2005). «Galactic loners produce more stars». New Scientist. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 11 Σεπτεμβρίου 2012. Ανακτήθηκε στις 15 Ιανουαρίου 2007. 
  44. ↑ «Groups & Clusters of Galaxies». NASA Chandra. Ανακτήθηκε στις 15 Ιανουαρίου 2007. 
  45. ↑ Ricker, Paul. «When Galaxy Clusters Collide». San Diego Supercomputer Center. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 5 Αυγούστου 2012. Ανακτήθηκε στις 27 Αυγούστου 2008. 
  46. ↑ Dahlem, Michael (24 Νοεμβρίου 2006). «Optical and radio survey of Southern Compact Groups of galaxies». University of Birmingham Astrophysics and Space Research Group. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 13 Ιουνίου 2007. Ανακτήθηκε στις 15 Ιανουαρίου 2007. 
  47. ↑ Ponman, Trevor (25 Φεβρουαρίου 2005). «Galaxy Systems: Groups». University of Birmingham Astrophysics and Space Research Group. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 15 Φεβρουαρίου 2009. Ανακτήθηκε στις 15 Ιανουαρίου 2007. 
  48. ↑ Girardi, M.; Giuricin, G. (2000). «The Observational Mass Function of Loose Galaxy Groups». The Astrophysical Journal 540 (1): 45–56. doi:10.1086/309314. http://adsabs.harvard.edu/abs/2000ApJ...540...45G. 
  49. ↑ Dubinski, John (1998). «The Origin of the Brightest Cluster Galaxies». Astrophysical Journal 502 (2): 141–149. doi:10.1086/305901. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 2011-05-14. https://web.archive.org/web/20110514155953/http://www.cita.utoronto.ca/~dubinski/bcg/. Ανακτήθηκε στις 2010-10-17. 
  50. ↑ Bahcall, Neta A. (1988). «Large-scale structure in the universe indicated by galaxy clusters». Annual review of astronomy and astrophysics 26: 631–686. doi:10.1146/annurev.aa.26.090188.003215. http://adsabs.harvard.edu/abs/1988ARA&A..26..631B. 
  51. ↑ Mandolesi, N.; Calzolari, P.; Cortiglioni, S.; Delpino, F.; Sironi, G. (1986). «Large-scale homogeneity of the Universe measured by the microwave background». Letters to Nature 319: 751–753. doi:10.1038/319751a0. http://www.nature.com/nature/journal/v319/n6056/abs/319751a0.html. 
  52. ↑ Tully, R. B. (1982). «The Local Supercluster». Astrophysical Journal 257: 389–422. doi:10.1086/159999. http://adsabs.harvard.edu/abs/1982ApJ...257..389T. 

Πηγές

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Βιβλιογραφία

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Εξωτερικοί σύνδεσμοι

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Ανακτήθηκε από "https://el.wikipedia.org/w/index.php?title=Γαλαξίες&oldid=10514776"