Γαλαξίες Μια εργασία στο πλαίσιο του Ομίλου Αστρονομίας από την μαθήτρια Μηλιάδου Αθανασία. Υπεύθυνος Καθηγητής: Ελευθέριος Τιάκας.

Παρουσίαση με θέμα: "Γαλαξίες Μια εργασία στο πλαίσιο του Ομίλου Αστρονομίας από την μαθήτρια Μηλιάδου Αθανασία. Υπεύθυνος Καθηγητής: Ελευθέριος Τιάκας."— Μεταγράφημα παρουσίασης:

1 Γαλαξίες Μια εργασία στο πλαίσιο του Ομίλου Αστρονομίας από την μαθήτρια Μηλιάδου Αθανασία. Υπεύθυνος Καθηγητής: Ελευθέριος Τιάκας

2 Τι είναι οι Γαλαξίες; Οι γαλαξίες αποτελούν τεράστια βαρυτικά συστήματα αστέρων, γαλαξιακών αερίων, αστρικής σκόνης και (πιθανώς) αόρατης σκοτεινής ύλης. Η ετυμολογία της λέξης προέρχεται από τα ελληνικά και σημαίνει άξονας από γάλα και αναφέρεται στον δικό μας Γαλαξία.

3 Οι τυπικοί γαλαξίες αποτελούνται από 10 εκατομμύρια έως 1 τρις ( ) αστέρες, οι οποίοι βρίσκονται σε τροχιά γύρω από ένα βαρυτικό κέντρο. Εκτός από αστέρες, οι περισσότεροι γαλαξίες περιέχουν και ένα μεγάλο πλήθος αστρικών συστημάτων και αστρικών σμηνών όπως και διάφορους τύπους νεφελωμάτων.

4 Τα είδη των γαλαξιών Οι γαλαξίες ταξινομούνται ανάλογα με το φαινόμενο μέγεθός τους. Αυτές οι μορφές είναι οι ελλειπτικοί γαλαξίες, οι σπειροειδείς γαλαξίες και οι ανώμαλοι γαλαξίες οι οποίοι δεν έχουν κανένα συγκεκριμένο σχήμα και είναι παράδειγμα βαρυτικής έλξης από τους γειτονικούς γαλαξίες. Αυτές οι αλληλεπιδράσεις μεταξύ γαλαξιών που έχουν τελικό αποτέλεσμα την συγχώνευσή τους, μπορεί να προκαλέσει έντονη αστρογόνο δραστηριότητα, δημιουγώντας αυτό που είναι γνωστό ως αστρογόνος γαλαξίας.

5 Είδη των γαλαξιών

6 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 (1011) γαλαξίες στο ορατό σύμπαν.

7 Ετυμολογία του όρου 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 Γ κεφαλαίο, για να ξεχωρίζει από τους υπόλοιπους. Πρακτικώς αναφέρεται ως «ο Γαλαξίας μας» και είναι, επίσης, γνωστός και ως «Milky Way», λόγω της γαλακτόχρωμης ζώνης στην ουράνια σφαίρα.

8 Ο Γαλαξίας μας

9 Ταξινόμηση Γαλαξιών 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. Το 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) , ένας εκ των κυριοτέρων 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 ταξινόμησε του Χαμπλ αφορά μονάχα το σχήμα, παραλείπει συχνά κάποια άλλα σημαντικά χαρακτηριστικά, όπως ο αριθμός δημιουργίας άστρων ή τη δραστηριότητα του πυρήνα.

10 Είδη των Γαλαξιών

11 Λίγα λόγια για τα είδη των γαλαξιών

12 Ελλειπτικοί Γαλαξίες 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 δε 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. Οι αστέρες που συγκροτούν τους ελλειπτικούς είναι ως επί το πλείστον γηραιοί και επομένως στους περισσότερους γαλαξίες αυτού του τύπου δεν παρατηρείται σχηματισμός αστέρων.

13 Ο γιγάντιος ελλειπτικός γαλαξίας ESO 325-G004.

14 Σπειροειδείς Γαλαξίες
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. 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. 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. Περιέχει 200 δισεκατομμύρια άστρα και ενδεχομένως έως και 400 δισεκατομμύρια. Επίσης, έχει συνολική μάζα 600 διεσκατομμύρια φορές μεγαλύτερη από την ηλιακή.

15 Ο γαλαξίας της Δίνης είναι ένα από τα καλύτερα παραδείγματα σπειροειδή γαλαξία.
Ο γαλαξίας μας (Milky Way) είναι σπειροειδούς μορφής.

16 Ραβδωτός Σπειροειδής γαλαξίας (SB)

17 Άλλο ένα παράδειγμα σπειροειδούς γαλαξία.

18 Ακανόνιστοι ή Ανώμαλοι Γαλαξίες
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 = 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.

19

20 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. Ένα τέτοιο γεγονός μπορεί να έχει επηρεάσει και τον γαλαξία της Ανδρομέδας, καθώς παρουσιάζει πολλαπλές δακτυλιοειδείς μορφές στην υπέρυθρη ακτινοβολία. 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. (Οι ραβδωτοί σπειροειδείς γαλαξίες έχουν την κατηγοριοποίηση SB0.)

21 Το αντικείμενο του Hoag είναι ένα παράδειγμα δακτυλιοειδή γαλαξία.
Ο γαλαξίας «Αδράχτι» ένα από τα καλύτερα παραδείγματα φακοειδούς γαλαξία.

22 Αλληλεπιδρώντες Oι αλληλεπιδράσεις μεταξύ των γαλαξιών είναι σχετικά συχνές, και παίζουν σημαντικό ρόλο στην εξέλιξή τους. Παρολίγον συγκρούσεις μεταξύ των γαλαξιών έχει ως αποτέλεσμα τη στρέβλωσή τους και μπορεί να προκαλέσει την ανταλλαγή αερίων και σκόνης. 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, 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.

23

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

25 Γαλαξιακές Συγχωνεύσεις
Ακραία περίπτωση της αλληλεπιδράσης 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 στην 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.

26 Συγχώνευση δύο Γαλαξιών

27

28 Σε 4 δις εκατομμύρια χρόνια ο γαλαξίας μας, Milky Way, θα συγκρουστεί με τον γαλαξία της Ανδρομέδας. Για να δούμε τι πραγματικά θα συμβεί.

29 Αστρογόνοι 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. Οι αστρογόνοι γαλαξίες χαρακτηρίζονται από συγκεντρώσεις σκόνης και αερίων και την εμφάνιση νεοσύστατων αστέρων, συμπεριλαμβανομένων και τεράστιων αστέρων.

30 Ο γαλαξίας Μεσιέ 82, ο αρχέτυπος των αστρογόνων γαλαξιών, παράγει 10 φορές περισσότερους αστέρες απ'ότι ένας κανονικός γαλαξίας. Συνήθως οι ανώμαλοι γαλαξίες παρουσιάζουν κόμβους έντονης αστρογόνου δραστηριότητας.

31 Χαρακτηριστικά Γαλαξιών

32 Σύσταση Γαλαξιών Όπως απέδειξαν οι έρευνες των τελευταίων 10ετιών, καθένας των γαλαξιών συνίσταται από αστέρες, νεφελώματα και μεσοαστρική ύλη. Οι Αστέρες καθενός γαλαξία είναι ήλιοι. Μόνο στους πλησιέστερους γαλαξίες μπορούμε να διακρίνουμε αστέρες και πάλι όχι στους πυρήνες αλλά στους βραχίονές τους που είναι και αραιότεροι. 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 το 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.

33 Μάζα Γαλαξιών

34 Μέγεθος Γαλαξιών 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, 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 ε.φ. Ο δε μικρός άξονας περιορίζεται γενικά στο δέκατο του μεγάλου. Κατά κανόνα μεγαλύτεροι γαλαξίες είναι οι σπειροειδείς γαλαξίες. Οι σπειροειδείς γαλαξίες μπορούν να έλκουν με την βαρύτητά τους γειτονικούς γαλαξίες νάνους, στρεβλώνοντας το σχήμα τους. Η επιρροή αυτή προκαλεί, με τον καιρό, την δημιουργία δομών μεταξύ των δύο γαλαξιών, με αποτέλεσμα ο μικρότερος γαλαξίας τελικά να ενσωματώνεται μέσα στον σπειροειδή, αυξάνοντας το μέγεθος του δεύτερου.

35 Περιστροφή Γαλαξιών 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 στα εξωτερικά όρια των βραχιόνων.

36 Μάζα Γαλαξιών 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 το 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. 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.

37 Εξέλιξη Γαλαξιών

38

39 Σας ευχαριστώ θερμά για την προσοχή σας!