Οι κανίβαλοι του Σύμπαντος

Αυτό το καλοκαίρι όσοι βρέθηκαν μακριά από τα φώτα των πόλεων και σήκωσαν το κεφάλι τους να κοιτάξουν τον νυχτερινό ουρανό μια καθαρή νύχτα χωρίς Σελήνη μπορεί εύκολα να διέκριναν μια γαλακτόχρωμη ζώνη στον ουρανό, που είναι ο γαλαξίας μας. Αυτός είναι ο γαλαξίας μας. Σύμφωνα με τους αρχαίους Ελληνες, αυτή η ζώνη ήταν ένας ποταμός γάλακτος. Από εκεί προήλθε και η σημερινή ονομασία γαλαξίας. Τα περισσότερα από τα αντικείμενα που αποτελούν τον γαλαξία μας βρίσκονται σε έναν τεράστιο, λεπτό σχετικά δίσκο ακτίνας 200.000 ετών φωτός (ένα έτος φωτός είναι περίπου 9,5 τρισεκατομμύρια χιλιόμετρα). Το μέσο επίπεδό του ονομάζεται γαλαξιακό επίπεδο. Το ηλιακό μας σύστημα βρίσκεται σχεδόν επάνω στο γαλαξιακό επίπεδο, γι’ αυτόν τον λόγο βλέπουμε μονάχα το προφίλ του γαλαξιακού δίσκου. Η διάμετρος του δίσκου είναι περίπου 98.000 έτη φωτός και το ύψος του περίπου 3.300 έτη φωτός. Στην κεντρική περιοχή του γαλαξία υπάρχουν η κεντρική συμπύκνωση και ο πυρήνας, με ακτίνα μικρότερη από 33 έτη φωτός, ενώ το κύριο σώμα του περιβάλλεται από μια σφαιρική άλω στην οποία περιέχονται διάσπαρτα σφαιρωτά σμήνη αστέρων. Ο γαλαξίας μας περιέχει περίπου 300 δισεκατομμύρια αστέρες και έχει ηλικία περίπου 10 δισεκατομμυρίων χρόνων.

Οι μελέτες του αμερικανού επιστήμονα Edwin Hubble, που έγιναν από το 1924 με το ισχυρό κατοπτρικό τηλεσκόπιο των 2,5 μέτρων του Mount Wilson, απέδειξαν ότι πέρα από τον γαλαξία μας υπάρχει πλήθος άλλων γαλαξιών.

Οι γαλαξίες αποτελούνται από ένα συνονθύλευμα από αστέρες, ιονισμένα αέρια και σύννεφα σκόνης που συγκρατούνται από την ίδια τους τη βαρύτητα. Αυτή η τελευταία καθορίζει και τη μορφή τους. Ανάλογα με το μέγεθός του ένας γαλαξίας περιέχει μερικά δισεκατομμύρια ή τρισεκατομμύρια αστέρες. Οι περισσότεροι γαλαξίες έχουν σχήμα πεπλατυσμένου σφαιροειδούς. Σε πολλούς από αυτούς η ύλη δεν είναι ομοιόμορφα κατανεμημένη αλλά συγκεντρώνεται σε σπειροειδείς σχηματισμούς. Οι γαλαξίες αυτοί όπως και ο δικός μας γαλαξίας ονομάζονται σπειροειδείς. Αυτοί οι τελευταίοι είναι δυνατόν να είναι κανονικοί σπειροειδείς, όταν οι σπείρες ξεκινούν εφαπτομενικά από τον πυρήνα, ή ραβδωτοί σπειροειδείς, όταν οι σπείρες ξεκινούν από τα άκρα μιας «ράβδου» που αποτελείται από αέρια και σκόνη. Ανάλογα με τη μορφολογία τους οι υπόλοιποι ονομάζονται ελλειπτικοί ή ανώμαλοι, όταν η κατανομή της ύλης τους είναι ακανόνιστη.

Καθώς το Σύμπαν διαστέλλεται οι γαλαξίες απομακρύνονται μεταξύ τους. Οι παρατηρήσεις ωστόσο δείχνουν ότι η πλειονότητα των γαλαξιών εμφανίζει μια κανονικότητα και μια προτίμηση να συγκεντρώνεται σε ομάδες, τα μέλη των οποίων λίγο πολύ κινούνται με την ίδια ταχύτητα. Οι συγκεντρώσεις αυτές αποτελούν τα σμήνη των γαλαξιών. Ο αριθμός των γαλαξιών που περιέχουν τα σμήνη μπορεί να ξεπεράσει τους 1.000 (πλούσια σμήνη), υπάρχουν όμως και μερικά μικρά σμήνη με μερικές μόνο δεκάδες γαλαξίες (φτωχά σμήνη). Τα φτωχά σμήνη είναι πολύ περισσότερα σε αριθμό από τα πλούσια σμήνη και συχνά ονομάζονται ομάδες. Τα σμήνη είναι δυνατόν να περιέχουν γαλαξίες όλων των ειδών. Ο γαλαξίας μας ανήκει σε ένα σμήνος που είναι γνωστό ως τοπική ομάδα. Αυτή αποτελεί ένα τυπικό σμήνος γαλαξιών που εκτείνεται σε απόσταση 4 εκατομμυρίων ετών φωτός, περιέχει γύρω στους 40 γαλαξίες και κινείται με ταχύτητα 500 χιλιομέτρων το δευτερόλεπτο προς το σμήνος γαλαξιών της Παρθένου που βρίσκεται σε απόσταση περίπου 62 εκατομμυρίων ετών φωτός. Οι περισσότεροι γαλαξίες του τοπικού σμήνους είναι ελλειπτικοί. Περιέχει όμως τρεις μεγάλους σπειροειδείς γαλαξίες ­ τον γαλαξία μας, τον γαλαξία της Ανδρομέδας και τον Μ33 ­ καθώς και ανώμαλους, όπως τα δύο Νέφη του Μαγγελάνου, το Μεγάλο και το Μικρό, που βρίσκονται σε τροχιά γύρω από τον γαλαξία μας.

Ακόμη και στα σμήνη γαλαξιών οι αποστάσεις των μελών είναι τεράστιες. Ωστόσο συγκρούσεις ανάμεσα στους γαλαξίες είναι δυνατόν να υπάρξουν. Οι συγκρούσεις αυτές παίζουν πολύ σημαντικό ρόλο στη ζωή ενός γαλαξία αφού είναι δυνατόν να οδηγήσουν σε συγχωνεύσεις, σε καταστροφή ή απλώς σε μια αύξηση του ρυθμού δημιουργίας νέων άστρων καθώς καινούργιο υλικό εναποτίθεται από τον έναν στον άλλον. Οι συγκρούσεις πολλές φορές αλλοιώνουν τη μορφολογία των γαλαξιών δίνοντάς τους σχήματα που δεν θα μπορούσαμε καν να φανταστούμε.

Φυσικά είναι αδύνατον να παρατηρήσουμε ολόκληρη τη διαδικασία της σύγκρουσης των γαλαξιών καθώς μπορεί να διαρκέσει εκατοντάδες εκατομμύρια χρόνια. Ωστόσο γνωρίζοντας τη διεύθυνση και την ταχύτητα της κίνησής τους μπορούμε προεκτείνοντάς την προς τα πίσω ή προς τα εμπρός να βρούμε αν έγινε κάποια σύγκρουση στο παρελθόν καθώς επίσης και αν θα γίνει κάποια στο μέλλον αντίστοιχα. Π.χ., την αλληλεπίδραση του γαλαξία της Ανδρομέδας που έλαβε χώρα σύμφωνα με τους υπολογισμούς μας πριν από 5 δισεκατομμύρια χρόνια περίπου με άλλα δύο ζεύγη γαλαξιών. Από τη σύγκρουση επέζησαν δύο μόνο νάνοι γαλαξίες που απομακρύνονται τώρα από τον γαλαξία της Ανδρομέδας. Γνωρίζουμε επίσης ότι το Μεγάλο Μαγγελανικό Νέφος θα καταστραφεί σιγά σιγά από τις παλιρροιογόνες δυνάμεις που εξασκεί σε αυτό ο γαλαξίας μας σε λιγότερο από 10 δισεκατομμύρια χρόνια.

Οι συγκρούσεις γαλαξιών δίνουν μια καλή απάντηση στο ερώτημα γιατί ορισμένοι ελλειπτικοί γαλαξίες παρουσιάζουν κατά περιόδους αυξημένη δραστηριότητα δημιουργίας νέων άστρων, ενώ άλλοι όχι. Υποθέτουμε ότι οι εποχές αυξημένης δραστηριότητας οφείλονται στην παλιρροιογόνο δράση που εξασκείται κατά τη διάρκεια των συγκρούσεών τους με άλλους γαλαξίες, κάτι που ξέρουμε ότι έχει συμβεί με τα Μαγγελανικά Νέφη. Επίσης υπάρχει και η θεωρία σύμφωνα με την οποία οι ελλειπτικοί γαλαξίες μπορούν να προκύψουν από τη συγχώνευση σπειροειδών γαλαξιών.

Οι συγκρούσεις όμως μεταξύ των διαφόρων τύπων γαλαξιών είναι δυνατόν να αλλοιώσουν τη μορφή τους και να δώσουν μεγάλη ποικιλία σχημάτων και δομών που παρατηρούμε σήμερα και δεν μπορούν να ενταχθούν σε καμία από τις γνωστές κατηγορίες.

Εκτός από συγκρούσεις και συγχωνεύσεις υπάρχει και φαινόμενο «κανιβαλισμού» μεταξύ των γαλαξιών. Ο «κανιβαλισμός» είναι μια μορφή αλληλεπίδρασης που διαφέρει από τη συγχώνευση γιατί ο γαλαξίας που «κατατρώγεται» είναι πολύ μικρότερος σε διαστάσεις από εκείνον που τον «κατατρώγει», ενώ κατά τη συγχώνευση τα μεγέθη των γαλαξιών είναι περίπου τα ίδια. Πολλοί αστρονόμοι πιστεύουν ότι ο «κανιβαλισμός» είναι η αιτία του τεράστιου μεγέθους που εμφανίζουν οι γιγαντιαίοι ελλειπτικοί γαλαξίες που παρατηρούμε.

Μια από τις μεγαλύτερες προκλήσεις της σύγχρονης επιστήμης είναι να κατανοήσει πώς δημιουργήθηκαν οι γαλαξίες. Η επικρατέστερη σήμερα θεωρία, που μάλιστα ενισχύεται και από τις τελευταίες παρατηρήσεις του διαστημικού τηλεσκοπίου Hubble, είναι ότι προήλθαν από τη συγχώνευση περισσοτέρων του ενός πρωτογαλαξιακών νεφών αερίων που αποτελούνταν από υδρογόνο και ήλιο, η οποία άρχισε να πραγματοποιείται περίπου ένα δισεκατομμύριο χρόνια μετά τη Μεγάλη Εκρηξη που δημιούργησε το Σύμπαν. Πώς όμως δημιουργήθηκαν αυτά τα πρωτογενή νεφελώματα και ποιες δυνάμεις τα ώθησαν να συγχωνευθούν σε αυτά τα μεγέθη και όχι σε πολύ μικρότερα ή πολύ μεγαλύτερα, δίνοντας τελικά τους γαλαξίες που σήμερα εμείς παρατηρούμε; Σημαντικά ερωτήματα που ελπίζουμε ότι στο μέλλον θα βρουν κάποτε απάντηση.

Η Ελλάδα διαθέτει δύο διεθνούς φήμης ερευνητικές ομάδες, υπό τον καθηγητή Γ. Κοντόπουλο στο Πανεπιστήμιο Αθηνών και υπό τον ομότιμο καθηγητή Β. Μπαρμπάνη στο Πανεπιστήμιο Θεσσαλονίκης, που για πολλές δεκαετίες ασχολούνται με θέματα γαλαξιακής δυναμικής.

Ο κ. Λουκάς Βλάχος είναι αναπληρωτής καθηγητής αστροφυσικής στο Τμήμα Φυσικής του Αριστοτελείου Πανεπιστημίου Θεσσαλονίκης και διδάκτωρ του Πανεπιστημίου της πολιτείας Maryland των ΗΠΑ. Η κ. Κωνσταντίνα Μανωλάκου είναι φυσικός και εκπονεί τη διδακτορική διατριβή της στην αστροφυσική στο Τμήμα Φυσικής του Αριστοτελείου Πανεπιστημίου Θεσσαλονίκης.