Ταξινόμηση κατά Hubble, Σμήνη Γαλαξιών, Σκοτεινή Ύλη Εργαστήριο του μαθήματος «Εισαγωγή στην Αστροφυσική» Ταξινόμηση κατά Hubble, Σμήνη Γαλαξιών, Σκοτεινή Ύλη

Ο Γαλαξίας μας από την επιφάνεια της Γης

Συνδυαστική εικόνα του γαλαξία της Ανδρομέδας (Μ31) από διαστημικά τηλεσκόπια σε μη ορατές περιοχές του φάσματος. Τα κοκκινωπά χρώματα προέρχονται από το τηλεσκόπιο υπέρυθρων ακτίνων Herschel. Τα μπλε σημεία προέρχονται από το τηλεσκόπιο XMM-Newton ακτίνων Χ.

Γαλαξίες Πρόκειται για ουράνια αντικείμενα που περιέχουν δισεκατομμύρια αστέρες, νεφελώματα, αστρικά σμήνη, μεσοαστρική ύλη, σκοτεινή ύλη κλπ. Είναι βαρυτικά συστήματα, δηλαδή τα συστατικά τους έχουν δυναμική σχέση μεταξύ τους. Οι περισσότεροι γαλαξίες έχουν διάμετρο από μερικές χιλιάδες έως μερικές εκατοντάδες χιλιάδες έτη φωτός και απέχουν μεταξύ τους εκατοντάδες χιλιάδες έως εκατομμύρια έτη φωτός. Κατατάσσονται σε τρείς βασικές κατηγορίες: Ελλειπτικοί Σπειροειδείς Ανώμαλοι

Ταξινόμηση Hubble Ελλειπτικοί γαλαξίες Οι ελλειπτικοί γαλαξίες σημειώνονται με το γράμμα Ε ακολουθούμενο από ένα αριθμό που υποδηλώνει την ελλειπτικότητα του γαλαξία. “E0” είναι οι γαλαξίες που έχουν σχεδόν σφαιρική μορφή ενώ οι πιο ελλειψοειδείς έχουν e=0.7 είναι δηλαδή κατηγορίας “E7”. Οι φακοειδείς γαλαξίες που είναι μεταξύ σπειροειδών και ελλειπτικών σημειώνονται ως S0.

Ταξινόμηση Hubble Σπειροειδείς γαλαξίες Οι σπειροειδείς γαλαξίες σημειώνονται με το γράμμα S ακολουθούμενο από τα λατινικά γράμματα a, b ή c. ‘Sa’ είναι οι γαλαξίες που έχουν πολύ σφιχτούς βραχίονες με πολύ φωτεινή κεντρική περιοχή. Οι ‘Sb’ γαλαξίες έχουν πιο χαλαρούς βραχίονες και λιγότερο φωτεινή κεντρική περιοχή, ενώ οι γαλαξίες ‘Sc’ έχουν πολύ χαλαρούς βραχίονες και αμυδρή κεντρική περιοχή.

Ταξινόμηση Hubble Ραβδωτοί γαλαξίες Οι ραβδωτοί γαλαξίες ταξινομούνται όπως και οι απλοί σπειροειδείς. ‘SBa’ είναι οι γαλαξίες που έχουν πολύ σφιχτούς βραχίονες με πολύ φωτεινή κεντρική περιοχή. Οι ‘SBb’ γαλαξίες έχουν πιο χαλαρούς βραχίονες και λιγότερο φωτεινή κεντρική περιοχή, ενώ οι γαλαξίες ‘SBc’ έχουν πολύ χαλαρούς βραχίονες και αμυδρή κεντρική περιοχή.

Ταξινόμηση Hubble Ανώμαλοι γαλαξίες Οι ανώμαλοι γαλαξίες παρουσιάζουν σχήμα ακανόνιστο και δεν ανήκουν στις παραπάνω μορφολογίες. Είναι ως επί το πλείστον μικρότεροι σε σύγκριση με τους σπειροειδείς και τους ελλειπτικούς. Συμβολίζονται με τα γράμματα Ιrr (Irregular = ανώμαλος) και αντιπροσωπεύουν το 3% του συνόλου των γαλαξιών.

Σμήνη γαλαξιών Οι γαλαξίες συνήθως εμφανίζονται σε ζεύγη, σμήνη και υπερσμήνη. Τα γαλαξιακά σμήνη αποτελούν τεράστιες συμπυκνώσεις ύλης και μελετώντας τα ελέγχουμε και βελτιώνουμε τις θεωρίες δημιουργίας και συγκρότησης του Σύμπαντος. Τα σμήνη γαλαξιών διακρίνονται σε ομαλά (ή σφαιρωτά) και ανώμαλα (ή ανοιχτά). Τα ομαλά εμφανίζουν σφαιρική συμμετρία με κεντρική συγκέντρωση και πολλά μέλη (τουλάχιστον 1000 κυρίως ελλειπτικοί γαλαξίες). Τα ανώμαλα εμφανίζουν άμορφο σχηματισμό με μικρή ή ανύπαρκτη κεντρική συμπύκνωση. Μπορεί να περιλαμβάνουν πολλά ή λίγα μέλη.

Σκοτεινή ύλη Τα πάντα ξεκίνησαν με ένα Big Bang. Πώς όμως θα τελειώσουν; Το Σύμπαν διαστέλλεται από τη στιγμή της Μεγάλης Έκρηξης, αλλά κάτι τέτοιο θα συνεχίζεται για πάντα ή θα προκύψει κάποια στιγμή συστολή; Αυτό καθορίζεται από τη συνολική μάζα που περιέχει το Σύμπαν. Υπάρχει μια χαρακτηριστική πυκνότητα του Σύμπαντος ρ=ρ0 που διαχωρίζει τις δύο περιπτώσεις. Κλειστό Σύμπαν Συστολή Διαστολή Ανοικτό Σύμπαν

Πώς θα υπολογίσουμε την πυκνότητα του Σύμπαντος για να προβλέψουμε το τέλος του; Συλλέγοντας τα φωτόνια της ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας που εκπέμπει η ύλη. Παρατηρώντας βαρυτικά φαινόμενα. Το 1932 ο αστρονόμος Jan Hendrik Oort πρότεινε την ύπαρξη σκοτεινής ύλης για να εξηγήσει τα αποτελέσματα που λάμβανε μετρώντας την επίδραση της κατανομής μάζας του δίσκου του Γαλαξία στις ταχύτητες των αστέρων.

Σκοτεινή Ύλη Δεν εκπέμπει φως ή οποιαδήποτε άλλη ανιχνεύσιμη ακτινοβολία. Η παρουσία της γίνεται αισθητή από τα βαρυτικά φαινόμενα που εμφανίζονται στην ύλη που μπορούμε να δούμε. Ένα μέρος της ίσως είναι στη μορφή μεγάλων πλανητών ή νεκρών αστέρων που αποτελούνταν από συνήθη πρωτόνια και νετρόνια. Όμως ένα μεγάλο κλάσμα της πρέπει να έχει εντελώς διαφορετική μορφή και δίνει πολύ ασθενείς αλληλεπιδράσεις, διαφορετικά θα είχε ήδη ανιχνευθεί. Μια πιθανότητα είναι τα σωματίδια που αλληλεπιδρούν ασθενώς και ονομάζονται νετρίνα να έχουν μια μικρή μάζα, και να σχηματίζουν σκοτεινή ύλη. Αλλά η συμπεριφορά των νετρίνων δημιουργεί προβλήματα στις θεωρίες που πραγματεύονται τον τρόπο σχηματισμού των γαλαξιών στο Σύμπαν.

Μια άλλη πιθανότητα είναι η σκοτεινή ύλη να βρίσκεται στη μορφή σωματιδίων που έχουν προβλεφθεί από τη θεωρία, αλλά δεν έχουν παρατηρηθεί ακόμα. Η ιδέα της "υπερσυμμετρίας" συνδέει τα σωματίδια της ύλης με τα σωματίδια φορείς των δυνάμεων, και υποδεικνύει την ύπαρξη βαρέων "υπερσωματιδίων". Τα ελαφρύτερα από αυτά τα υπερσωματίδια θα μπορούσαν να είναι σταθερά, και σ' αυτή την περίπτωση μεγάλος αριθμός από αυτά, που δημιουργήθηκαν στο πρώιμο Σύμπαν, θα μπορούσαν τώρα να έχουν συνενωθεί σε δομές σκοτεινής ύλης της τάξης μεγέθους των γαλαξιών.