Ο Γ Α Λ Α Ξ Ι Α Σ Μ Α Σ

Ο    Γ Α Λ Α Ξ Ι Α Σ    Μ Α Σ

ΑΝΤΙ ΠΡΟΛΟΓΟΥ.  Παρατηρώντας τον ουράνιο θόλο μία σκοτεινή διαυγή και ασέληνη νύκτα με βασική προυπόθεση να μήν υπάρχουν τα ενοχλητικά φώτα των πόλεων, ο έναστρος ουρανός εμφανίζεται με όλη του την μεγαλοπρέπεια.  Εκτός  από τους χιλιάδες αστέρες με τους αστερισμούς, έρχεται να προστεθεί και να δώσει ανεπανάληπτη έμφαση στην εικόνα μία αχνή νεφελώδης ζώνη η οποία φαίνεται να διασχίζει κατά μήκος κυκλοτερώς τον νυκτερινό ουρανό παρουσιάζοντας αφ' ενός μεν άνισο πλάτος, αφ' ετέρου δέ ανομοιογενή φωτισμό κατά την διαδρομή της.  Η φωτεινή αυτή γαλακτόχροη ζώνη από των αρχαιοτάτων χρόνων σε συνδυασμό με την αρχαία Ελληνική μυθολογία έχει επικρατήσει διεθνώς να ονομάζεται γαλαξίας ή δρόμος γάλακτος (Galaxy ή Milky Way).  Με την πλήρη κατανόηση και εξήγηση του φωτεινής αυτής οδού,  είμαστε σε θέση να γνωρίζουμε ότι ο ήλιος μας και όλοι οι διάσπαρτοι στον ουρανό αστέρες αποτελούν ένα ασήμαντο έως πολύ μικρό τμήμα του γαλαξία μας ο οποίος περιέχει μερικές  εκατοντάδες δισεκατομμυρίων αστέρες στο σύνολό του, παρουσιαζόμενος σαν ένα άριστο συγκρότημα διατάξεως και ταξινομήσεως ποικιλιών μορφών αστέρων και όχι μόνον, σαν ένα "νησί" μέσα στό ψυχρό  κενό του Σύμπαντος.  Όμως το μέγεθος τού ορατού μακρόκοσμου δεν τελειώνει εδώ, αφού υπολογίζεται ότι στο υπέροχο χωροχρονικό  Σύμπαν υπάρχουν δισεκατομμύρια άλλων γαλαξιών που περιέχουν με την σειρά των δισεκατομμύρια αστέρων .

Μυθολογία και ονομασίες του γαλαξία μας.  Ο Γαλαξίας ήταν γνωστός και σαν γαλακτίτης κύκλος ή κύκλος και γάλα.  Από τους Πυθαγορείους ονομαζόταν οδός των ψυχών ενώ από τον ποιητή Πίνδαρο αναφέρεται σαν "λιπαρά οδός" ή "δρόμος του Διός".  Οι αρχαίοι Έλληνες τον ονομάζουν "Ηριδανό ποταμό" και μέχρι σήμερα λέγεται Ιορδάνης ποταμός από τους παλιούς χωρικούς όπως επίσης  "τού παπά τα άχειρα" ή "τού κουμπάρου τα άχειρα" ή "το ζωνάρι της καλόγριας".  Πάντως σε όλους τους λαούς και σε όλες τις εποχές οι ονομασίες του Γαλαξία θυμίζουν ποταμό ή δρόμο.

Κατά την ελληνική μυθολογία σύμφωνα με μια ερμηνεία, ο Ερμής έβαλε κρυφά τον μικρό Ηρακλή να θηλάσει από τον μαστό της Ήρας η οποία όμως αφού αντιλήφθηκε την απάτη, έδιωξε βίαια το βρέφος ενώ το γάλα που εκτινάχθηκε φαίνεται ακόμα στον ουρανό με την μορφή του γαλαξία.

Περιγραφή του Γαλαξία στην ουράνιο σφαίρα.  Γιά έναν παρατηρητή επάνω στην γή η οποία ευρίσκεται μέσα στον Γαλαξία σε μία ορισμένη τοποθεσία του περιστρεφόμενη γύρω από τον ήλιο, η όλη εικόνα τού Γαλαξιακού συγκροτήματος παρουσιάζεται με την μορφή μιάς ανισοπαχούς φωτεινής ζώνης η οποία διασχίζει τον ουράνιο θόλο κυκλοτερώς σε όλο του το μήκος, αποτέλεσμα της προοπτικής, φαινομένου κατά το οποίο ο ουρανός έχει σχήμα σφαίρας η οποία φαίνεται ότι περιβάλλει τον παρατηρητή.  Από την κλίση που παρουσιάζει ο ήλιος στο γαλαξιακό επίπεδο, είναι σαν να τον βλέπουμε ανφάς όπως δηλαδή ένα πιάτο στην κόψη του με αποτέλεσμα να μην είμαστε άμεσα σε θέση να διαμορφώσουμε μια εποπτική εικόνα του σχήματος που έχει ο γαλαξίας μας όπως και της θέσεως στην οποία ευρίσκεται το κέντρο του.

Η ζώνη του γαλαξία η οποία περιζώνει την ουράνιο σφαίρα δεν παρουσιάζει  ίσο πάχος ούτε ίδια λαμπρότητα στην διαδρομή της ενώ στο μεγαλύτερο μέρος της είναι απλή και στο ένα τρίτο της διαδρομής της είναι διπλή.  Το διχασμένο μέρος της περιλαμβάνεται μεταξύ των αστερισμών του Κύκνου στο βόρειο ημισφαίριο και του Κενταύρου στο νότιο, ενώ μέχρι τον αστερισμό του Μικρού Κυνός παρουσιάζει τρείς διακλαδώσεις και στους αστερισμούς της Τρόπιδος, της Πρύμνης και των Ιστίων τέσσερις πτυχές.  Επίσης σε όλο της το μήκος η ζώνη του Γαλαξία παρουσιάζει προεξοχές και το πλάτος της στον αστερισμό του Τοξότου είναι τετραπλάσιο από το κανονικό παρουσιάζοντας την μεγαλύτερη φωτεινότητα ενώ το μικρότερο πλάτος παρατηρείται στον αστερισμό του Νοτίου Σταυρού και η μικρότερη φωτεινότης στον αστερισμό της Τρόπιδος. 

Ο Γαλαξίας διέρχεται από τους εξής αστερισμούς :  Ξεκινώντας από την Κασσιόπη συναντά τον Περσέα όπου και αναπτύσσει έναν κλάδο που κατευθύνεται πρός τις Πλειάδες, αλλά η κύρια ζώνη προχωρεί πρός τον Ηνίοχο, τους Διδύμους και τον Ωρίωνα και συναντά τον ουράνιο ισημερινό στον αστερισμό του Μονόκερω όπου προχωράει λαμπρότερος διασχίζοντας τα Ιστία, την Τρόπιδα, την Πρύμνη και τον Κένταυρο.  Εδώ συναντά τον Νότιο Σταυρό όπου στό μέσον της ζώνης παρατηρείται ένα κυκλικό σκοτεινό τμήμα που λέγεται "σάκκος ανθράκων".  Από εδώ ξεκινά ο διαχωρισμός σε δύο βραχίονες κοντά στον αστέρα α Κενταύρου μέχρι τον αστερισμό του Κύκνου. 

Ο νοτιώτερος  βραχίονας διασχίζει τον Βωμό, τον Σκορπιό, τον Τοξότη και την Ασπίδα, τους αστερισμούς του  Όφεως, Αετού, Βέλους και Αλώπεκος όπου καταλήγει στον Κύκνο.  Ο άλλος βραχίονας αρχίζει από τον αστερισμό του Θηρίου  και διά μέσω του Σκορπίου ακολουθώντας τον Οφιούχο και τον Όφιν, συναντάει τον Ηρακλή, τον Αετό και την Λύρα για να ενωθεί με τον άλλο βραχίονα στον αστερισμό του Κύκνου όπου και εδώ παρατηρείται μεγάλη σκοτεινή έκταση στο σημείο της ενώσεως των δύο βραχιόνων.  Γιά να κλείσει η διαδρομή της ζώνης, αφού αυτή περάσει από τον Κηφέα,  μικρός κλάδος της οποίας κατευθύνεται πρός την Μικρά Άρκτο, τελικά θα καταλήξει στην Κασσιόπη. 

Όλο το πλάτος της ζώνης κυμαίνεται από 9 έως 57 μοίρες, ενώ το πάχος των βραχιόνων από 2 μέχρι 18 μοίρες. Ο συνολικός αριθμός των αστερισμών που διασχίζει ο Γαλαξίας  ανέρχεται σε 26 εκ των οποίων οι 16 είναι του βορείου ημισφαιρίου, ενώ οι υπόλοιποι 10 ανήκουν στο νότιο και από τα γεωγραφικά πλάτη της Ελλάδος είναι αφανείς οι αστερισμοί της Πρύμνης, της Τρόπιδος, του Νοτίου Σταυρού και του Κενταύρου.  Ο μέγιστος ιδεατός κύκλος ο οποίος περικλείει το γαλαξιακό κέντρο και τα πυκνότερα μέρη του γαλαξία  λέγεται γαλαξιακός ισημερινός ο οποίος και παρουσιάζει κλίση 63 μοιρών ως πρός τον ουράνιο ισημερινό.

Γαλαξιακές συντεταγμένες.  Είναι ένα σύστημα συντεταγμένων βάσει του οποίου τα γαλαξιακά μήκη και πλάτη υπολογίζονται αρχής γενομένης από το κέντρο του γαλαξία το οποίο υπολογίσθηκε ότι ευρίσκεται στον αστερισμό του Τοξότου (αναφορά ορθή-α=17ω,42 λ και απόκλισις-δ=- 28 ο, 55').  Με αυτόν τον τρόπο ο Βόρειος γαλαξιακός πόλος  (90ο βόρειο γαλαξιακό πλάτος) ευρίσκεται στην Κόμη της Βερενίκης (α=  12ω,51 λ - δ= 27ο, 8') ενώ ο νότιος γαλαξιακός πόλος ευρίσκεται στον αστερισμό του Γλύπτη.  Τις γαλαξιακές συντεταγμένες μεταχειριζόμαστε προκειμένου να καθορισθεί η θέσις ενός αντικειμένου  το οποίο ανήκει στο συγκρότημα του γαλαξία μας όταν αυτός παρατηρείται από έξω.

θεωριεσ  για  την  δομη  και  το  σχημα  του  γαλαξια.

Α' Από τον Δημόκριτο ως τις αρχές του 20ου αιώνος.  Από τα πολύ παλιά χρόνια  , οι αρχαίοι Έλληνες με τον Δημόκριτο τον 3ον π.Χ αιώνα όπως γράφουν οι ιστορικοί Στωβαίος και Πλούταρχος αντιλαμβάνονται την πραγματική αστρική δομή του γαλαξία μας.  Ο Δημόκριτος πιστεύει ότι "ο Γαλαξίας εστί πολλών και μικρών και συνεχών αστέρων συμφωτιζομένων αλλήλοις συναυγασμός διά την πύκνωσιν", μια θεωρία που όμως τελικά δεν υιοθετήθηκε για πολλούς αιώνες αλλά όμως είναι άξια θαυμασμού γιά την διορατικότητα του αρχαίου  Ελληνικού πνεύματος.  Πολύ αργότερα, το έτος 1612 με την ανακάλυψη του τηλεσκοπίου, ο Γαλιλαίος πιστοποιεί ότι ο γαλαξίας αποτελείται από αναρίθμητους αστέρες.  Το 1618 ο Κέπλερ παρατηρεί ότι η ζώνη του γαλαξία παρουσιάζει την ίδια λαμπρότητα και πάχος σε διαμετρικά αντίθετες περιοχές, πράγμα πού σημαίνει ότι ο ήλιος μας ευρίσκεται κοντά στο κέντρο του.  Ο Θωμάς Ράιτ στη συνέχεια διατυπώνει τις πρώτες σκέψεις  γιά το πραγματικό σχήμα του γαλαξία μας όμοιο με αυτό μιάς μυλόπετρας.

Σύμφωνα με τον  William Hersell (1738-1822) ο γαλαξίας  αποτελείται από πολλές συγκεντρώσεις αστέρων, σε μία από τις οποίες ευρίσκεται και ο ήλιος μας.  Ο μεγάλος  αυτός αστρονόμος δέχεται ότι το σχήμα του γαλαξία είναι φακοειδές,  ενώ προσπαθεί να δώσει μια εικόνα των αποστάσεων και του μεγέθους του ξεκινώντας από την υπόθεση ότι οι αμυδροί αστέρες που τον αποτελούν πρέπει να ευρίσκονται χιλιάδες ή και εκατομμύρια φορές μακρύτερα από τους λαμπρούς οι οποίοι περιζώνουν τον ουρανό, αλλά σε άγνωστες γιά την εποχή του αποστάσεις.  Τις μελέτες του Hersell συνέχισε ο υιός του John Hersell μελετώντας τον γαλαξία από το νότιο ημισφαίριο.

Το έτος 1877 ο αστρονόμος Gould διατυπώνει την άποψη ότι οι λαμπροί διασκορπισμένοι στον ουρανό αστέρες 1ου, 2ου και τρίτου οπτικού  μεγέθους  σχηματίζουν με την διάταξή των στον ουράνιο θόλο μία ταινία η οποία περικλείει τον ήλιο δίδοντας την εντύπωση μιάς από τις πολλές συστροφές που υπάρχουν στον γαλαξία.  Με την εύρεση των πρώτων αποστάσεων αστέρων από το έτος 1838 αλλά και αργότερα, ο άνθρωπος άρχισε να κατανοεί υποθετικά το τεράστιο ως και ασύλληπτο για τις τότε αντιλήψεις μέγεθος των αποστάσεων όπως και του μεγέθους των φωτεινών νεφών του γαλαξία. 

Β' Από τις αρχές του 20ου αιώνος μέχρι σήμερα.  Ήταν γνωστό ότι ο γαλαξίας αποτελείται από διάφορες συστροφές ή σμήνη χιλιάδων αστέρων όπως και από νεφελώματα φωτεινά ή σκοτεινά.   Την δεκαετία του 1910 με την ραγδαία ανάπτυξη του μεγέθους των τηλεσκοπίων, της φωτογραφίας όπως και της Αστροφυσικής, ανοίχθηκαν νέοι ορίζοντες για την κατανόηση του μεγέθους του γαλαξία.  Η αστρονόμος Henrieta Leavitt (1914) εργαζόμενη στό αστεροσκοπείο Harvard ανακάλυψε έναν σπουδαίο νόμο - κλειδί (νόμος της mis Leavitt)  για την μέτρηση των γαλαξιακών αποστάσεων  χρησιμοποιώντας την σχέση περιόδου-λαμπρότητος που διέπει τους μεταβλητούς αστέρες τύπου δ Κηφέως οι οποίοι λέγονται και Κηφείδες.  Mε την παρατήρηση Κηφειδών αστέρων στο Μικρό Νέφος του Μαγγελάνου το οποίο μαζί με το Μεγάλο Νέφος αποτελούν τους δορυφόρους - συνοδούς του Γαλαξία μας η Leavitt σημείωσε τις καμπύλες φωτός αυτών των αμυδρών μεταβλητών αστέρων .

Η μελέτη έδειξε ότι υπάρχει μια σχέση  μεταξύ των περιόδων των μεταβολών λαμπρότητος των Κηφειδών αφ'ενός, αφ' ετέρου  δέ της μέσης φαινομένης λαμπρότητός των.  Πιό συγκεκριμένα, όσο λαμπρότερος παρουσιάζεται ο αστέρας, τόσο μεγαλύτερη περίοδο μεταβολής έχει.  Το ενδιαφέρον της ανακαλύψεως συνίσταται στο ότι οι κηφείδες είναι δυνατόν να χρησιμοποιηθούν σαν δείκτες ευρέσεων αποστάσεων.  Άν θεωρηθεί ότι όλοι οι κηφείδες του Μικρού Νέφους ευρίσκονται στην ίδια απόσταση από τον ήλιο, τότε τα φαινόμενα μεγέθη των m θα διαφέρουν από τα απόλυτα μεγέθη Μ από έναν σταθερό παράγοντα. 

Την καμπύλη αντιστοιχίας μεγεθών - περιόδου πρώτος βαθμολόγησε ο Shappley από την οποία ευρίσκεται το απόλυτο μέγεθος Μ του κηφείδη όπου στην συνέχεια από τον γνωστό τύπο M= m+5-5 log r  υπολογίζεται η απόστασις r  του αστέρος και κατά επέκταση η απόσταση του Μικρού Νέφους  η οποία είναι  210.000 έτη φωτός.

Επίσης σαν φάροι αποστάσεων χρησιμοποιούνται και οι μεταβλητοί αστέρες τύπου RR Λύρας (αστρικού πληθυσμού ΙΙ) οι οποίοι απαντώνται πολύ συχνά μέσα στα σφαιρωτά σμήνη τα οποία είναι διασκορπισμένα γύρω από τον γαλαξία μας.  Το χαρακτηριστικό γνώρισμα των αστέρων RR Λύρας είναι ότι όλοι τους έχουν το ίδιο φαινόμενο μέγεθος m ίσο με +0,5 και με τους οποίους υπολογίζονται αποστάσεις μέσα στον γαλαξία ανερχόμενες σε δεκάδες χιλιάδων ετών φωτός.

Oι γνώσεις του ανθρώπου για τον γαλαξία μας τις επόμενες δεκαετίες του 20ου αιώνος πολλαπλασιάσθηκαν σε μεγάλο βαθμό. Με την ανακάλυψη της ραδιοαστρονομίας και συγκεκριμένα της συχνότητος των 21 cm του ατομικού υδρογόνου παρουσιάζεται μια άλλη όψη στην χαρτογραφημένη εικόνα του γαλαξία.

Επίσης,  εκτός των άλλων η συνολική εντύπωσις για το μέγεθος και την μορφή του γαλαξία αναθεωρήθηκαν. Η έκτασίς του στον χωροχρόνο αυξήθηκε κατά 5 τουλάχιστον φορές, υπολογίσθηκε το βάρος , ο χρόνος της περιστροφής  όπως και οι περίπλοκες κινήσεις του στον χώρο μεταξύ των άλλων γειτονικών γαλαξιών τόσο στο παρελθόν, όσο και στο μακρυνό μέλλον .

Πανόραμα του Γαλαξία.  Θέλωντας να δώσουμε μια συνολική εποπτική εικόνα του σχήματος και των διαστάσεων του γαλαξία μας στον οποίο ανήκουμε, από όσα γνωρίζουμε μέχρι σήμερα λαμβάνοντας υπ' όψη και τις μορφές των άλλων γαλαξιών όπως τους παρατηρούμε στο διάστημα, η όλη δομή και μορφή του περιγράφεται ως εξής : 

Ο Γαλαξίας μας παρουσιάζεται σαν ένα τεράστιο σύνολο το οποίο περιλαμβάνει περίπου 400 δισεκατομμύρια αστέρες και από μεσοαστρικό υλικό αερίων και σκόνης, τόσο φωτεινό, όσο και σκοτεινό.  Η μορφή του γαλαξία μας μοιάζει αρκετά με ένα τεράστιο χταπόδι. Το σχήμα του είναι ελλειπτικό σπειροειδές με ανάπτυξη βραχιόνων,  αποτελείται δέ από τα εξής μεγάλα τμήματα :

            - Την κεντρική προβολή (bulge) διαμέτρου 10,000 ετών φωτός η οποία έχει   σφαιρικό σχήμα  που πιθανόν στο κέντρο της να υπάρχει μια ογκώδης μελανή οπή.

- Τον δίσκο  ο οποίος είναι λεπτός και περιλαμβάνει αστέρες, αέρια και σκόνη.  Το διαμετρικό μήκος  του είναι  100,000 έτη φωτός, ενώ το μικρότερο πλάτος του στα ακραία σημεία των βραχιόνων περιορίζεται στα 1,000 έτη φωτός.

- Την γαλαξιακή άλω η οποία έχει σφαιρικό σχήμα περικλείοντας τον πυρήνα με διάμετρο 50,000 έτη φωτός που περιλαμβάνει τα σφαιρωτά σμήνη με τα αρχαιότερους σε ηλικία αστέρες.

- Το γαλαξιακό στέμμα περικλείει σφαιρικά το όλο συγκρότημα με διάμετρο 250,000 ετών φωτός.

Ο ΜΕΣΟΑΣΤΡΙΚΟΣ  ΧΩΡΟΣ ΤΟΥ ΓΑΛΑΞΙΑ.

Μεταξύ των αστέρων του γαλαξία δεν μεσολαβεί απόλυτο κενό, αλλά ο χώρος καλύπτεται από  ένα διάχυτο υλικό, η συνολική μάζα του οποίου υπολογίζεται ότι ανέρχεται κατ' ελάχιστον  στο 1/10 αυτής των αστέρων.  Το υλικό αυτό συγκεντρώνεται τόσο στην κεντρική περιοχή του γαλαξία, όσο και στους σπειροειδείς βραχίονές του και αραιώνει στην περιοχή της γαλαξιακής άλω.  Υπάρχουν  συνεχόμενες εσωτερικές  αντιδράσεις μεταξύ των αστέρων και των σωματιδίων του μεσοαστρικού κενού το οποίο δεν είναι ομοιογενές σε όλη του την έκταση.  Το μεσοαστρικό κενό αποτελείται όπως θα εξετάσουμε πιό κάτω, από περιοχές σκοτεινών νεφών αερίου και σκόνης, υπερθέρμων αερίων,  περιοχών υδρογόνου χαμηλής θερμοκρασίας,  περιοχών ιονισμένου υδρογόνου, μοριακών νεφών και από σωματίδια κοσμικών ακτίνων υψηλής ενεργείας. 

Τα μεσοαστρικά νέφη.  Τα σκοτεινά μεσοαστρικά νέφη είναι οι κατ' εξοχήν περιοχές όπου γεννώνται οι αστέρες με τον συνεχή εμπλουτισμό των νεφών από υλικό παλαιών αστέρων το οποίο εκτινάσσεται δια μέσω των εκρήξεων των υπερκαινοφανών και από άλλες απώλειες αστρικών μαζών.  Τα μεσοαστρικά νέφη περιβάλλονται από λεπτά κελύφη και είναι δυνατόν να συγκρουσθούν μεταξύ των ή να διασπασθούν σε μικρότερα τεμάχια.

Η μεσοαστρική σκόνη.  Αποτελείται από πολύ μικρά σωματίδια που υπάρχουν στο μεσοαστρικό κενό τα οποία είναι ανακατεμένα με αέριο και αποτελούν το 1% της μάζας του μεσοαστρικού κενού.  Η σκόνη απορροφά περισσότερο το φώς των μακρυνών  αστέρων ενώ εκπέμπει περισσότερη υπέρυθρη ακτινοβολία από αυτήν του αερίου.  Η ακτινοβολία προέρχεται από την απορρόφηση και την διάχυση του φωτός των μακρυνών αστέρων.  Η ένταση της ακτινοβολίας μειώνεται όσο αυξάνει το οπτικό μήκος κύματος.  Έτσι,  στις συχνότητες του υπερύθρου και των ραδιοκυμάτων, η εικόνα του μεσοαστρικού κενού παρουσιάζεται πιό ολοκληρωμένη. 

Το διαχεόμενο από τα σωματίδια της σκόνης φώς των αστέρων είναι η αιτία σχηματισμού των νεφελωμάτων ανακλάσεως, ενώ η απορρόφηση του φωτός από την σκόνη, ανεβάζει την θερμοκρασία σε μερικές δεκάδες βαθμούς επάνω από το απόλυτο μηδέν.  Σε αυτές τις θερμοκρασίες η σκόνη εκπέμπει θερμική ραδιοφωνική ακτινοβολία, ενώ σκόνη πού θερμαίνεται άνω των 1500ο Κ καταστρέφεται.  Η μεσοαστρική σκόνη σε όλη την έκταση των βραχιόνων του γαλαξία  αποτελείται από γραφίτη, οξείδια σιδήρου, αλουμίνιο, ασβέστιο και μαγνήσιο.  

Περιοχές υδρογόνου χαμηλής θερμοκρασίας.  Είναι οι περιοχές οι οποίες αποτελούνται από αέριο υδρογόνο μή ιονισμένο (ΗΙ ή Η0) το οποίο αποτελεί ενδιαφέρον συστατικό του μεσοαστρικού διαστήματος.  Η πυκνότης του ΗΙ είναι πολύ χαμηλή ανερχόμενη σε 50 άτομα/cm3 ενώ η θερμοκρασία του κυμαίνεται από 25 έως 250ο Kelvin, θερμοκρασία πολύ ψυχρή για να εκπέμψει ορατή ακτινοβολία.   Εν τούτοις με την ραδιοφωνική εκπομπή του ΗΙ σε μήκος κύματος 21 εκατοστών, εκπονήθηκε ο ραδιοχάρτης του γαλαξία ο οποίος απεικονίζει την κατανομή σε υδρογόνο στους γαλαξιακούς βραχίονες.

Τα μοριακά νέφη.   Είναι νέφη μεσοαστρικού υλικού όπου το αέριο έχει μοριακή σύνθεση αποτελούμενο κυρίως από μοριακό υδρογόνο (Η2) και μονοξείδιο του άνθρακος (CO) όπως και άλλες οργανικές ενώσεις.  Υπάρχουν δύο τύποι μοριακών νεφών οι οποίοι ευρίσκονται σε περιοχές κοντά στον γαλαξιακό ισημερινό. 

Τα μικρά μοριακά νέφη έχουν έκταση μερικών ετών φωτός με περιεκτικότητα 1,000 - 10,000 μορίων/cm3 και θερμοκρασία περίπου 10 έως 20ο Kelvin.  Είναι επίσης δυνατόν να περιέχουν ακόμα ψυχρότερους συμπαγείς πυρήνες επειδή δεν θερμαίνονται από αστέρες. 

Οι μάζες των μεγάλων μοριακών νεφών ισοδυναμούν με 10 εκατομμύρια ηλιακές μάζες ενώ οι εκτάσεις των μεγάλων αξόνων  των κυμαίνονται από 150 - 250 έτη φωτός.  Η πυκνότητά των σε μόρια ανέρχεται σε 10 εκατ/cm3 και είναι περιοχές ιδανικές για σχηματισμό αστέρων.  Εκτός από μοριακό υδρογόνο και μονοξείδιο του άνθρακος αποτελούνται και από οργανικά μόρια μεθυλιδίνης, κυανογενείου , υδροξυλίου κλπ.  Τα μεγάλα μοριακά νέφη ανευρίσκονται κοντά σε αστρικά σμήνη που αποτελούνται από ογκώδεις θερμούς αστέρες.  Στον μεγάλο νεφελοειδή του Ωρίωνος (Messier 42), ένα μεγάλο μοριακό νέφος ευρίσκεται πίσω από το οπτικά ορατό νεφέλωμα όπως και στο νεφέλωμα Messier 17.  Τέλος, κοντά στο κέντρο του γαλαξία μας και εμπρός από την ραδιοπηγή Τοξότης Β2 υπάρχει ένα μεγάλο μοριακό νέφος με μάζα 3 έως 5 εκατ. αντιστοίχων ηλιακών.  Υπολογίζεται ότι στον γαλαξία μας υπάρχουν επάνω από 4000 μεγάλα μοριακά νέφη.    

Περιοχές νεφών ιονισμένου υδρογόνου (ΗΙΙ ή Η+).   Λέγονται και νεφελώματα εκπομπής.  Τα νέφη υδρογόνου στο μεσοαστρικό διάστημα γρήγορα διεγείρονται και ιονίζονται από την απορρόφηση υπεριωδών φωτονίων  που εκλύονται κάτω από την ακτινοβολία θερμών γειτονικών αστέρων φασματικών τύπων Ο και Β.  Να υπενθυμίσουμε ότι  ιονισμός των ατόμων των χημικών στοιχείων και ιδιαίτερα του υδρογόνου συμβαίνει όταν το ηλεκτρόνιο του ατόμου κινηθεί σε ανώτερη στάθμη ενεργείας λόγω συγκρούσεώς του με ένα φωτόνιο, μεταβάλλοντας την τροχιά του γύρω από τον πυρήνα. 

Το σχήμα των νεφών ΗΙΙ είναι περίπου σφαιροειδές με διάμετρο 600 ετών φωτός.  Αντιπροσωπευτικό παράδειγμα  λαμπρού ιονισμένου νέφους υδρογόνου αποτελεί ο νεφελοειδής του Ωρίωνος   τον οποίο περιγράφουμε αμέσως πιό κάτω.  Επίσης ιονισμένο υδρογόνο δημιουργείται και σε υπολείμματα υπερκαινοφανών αστέρων και στα πλανητικά νεφελώματα.

Μία άλλη κατηγορία νεφελωμάτων υδρογόνου όσον αφορά την λαμπρότητά των είναι και τα νεφελώματα ανακλάσεως τα οποία δεν έχουν δικό τους φώς, αλλά γίνονται ορατά από την αντανάκλαση σε αυτά του φωτός των γειτονικών αστέρων.  Ως παράδειγμα αναφέρουμε το διάχυτο νεφέλωμα που περιβάλλει το αστρικό σμήνος των Πλειάδων.

Στην προσπάθειά μας να δώσουμε μια όσο πιό παραστατική εικόνα της δομής του γαλαξία μας,  θα ξεναγήσουμε τον αγαπητό αναγνώστη με την βοήθεια ενός ερασιτεχνικού τηλεσκοπίου εξετάζοντας διάφορα αντιπροσωπευτικά  αντικείμενα στον σκοτεινό ουράνιο θόλο τα οποία συνθέτουν τον γαλαξία μας και που φαίνονται σαν αμυδρά συγκεχυμένα φώτα τα οποία ταξινομούνται σε δύο κύριες κατηγορίες, τα νεφελώματα και τις αστρικές συστροφές. Τα αντικείμενα αυτά του σκοτεινού ουρανού προκειμένου να εντοπίζονται με ευκολία, έχουν καταγραφεί όπως και οι αστέρες σε διαφόρους καταλόγους. Πρίν ξεκινήσουμε  την περιγραφή, στην εισαγωγή θεωρούμε  απαραίτητο να αναφέρουμε τους δύο σημαντικωτέρους  καταλόγους ουρανίων αντικειμένων και το γενικό περιεχόμενό των.

Ο κατάλογος Messier. Ο παλαιότερος κατάλογος ουρανίων αντικειμένων είναι ο κατάλογος με την

επωνυμία Messier τον οποίο μεταχειριζόμαστε μέχρι σήμερα και που περιλαμβάνει 110 ονομασίες από τις οποίες οι περισσότερες αφορούν τα λαμπρότερα και πλέον γνωστά αντικείμενα όπως καθορίζονται στους αστρονομικούς χάρτες.  Ο Γάλλος αστρονόμος και κυνηγός κομητών Charles Messier (1730-1817) πρώτος συνέλαβε την ιδέα να καταγράψει σε κατάλογο τα συγκεχυμένα αντικείμενα που παρατηρούσε στον ουρανό με σκοπό να μην υπάρχει σύγχυση με ανακαλυπτόμενους κομήτες. 

Με αυτόν τον τρόπο, το πρώτο μέρος του καταλόγου το οποίο εκπόνησε το έτος 1774  περιελάμβανε  τα πρώτα 45 ουράνια αντικείμενα.  Ο κατάλογος συμπληρώθηκε αργότερα από τον Pierre Mechain.  Μερικά από τα πρώτα 45 αντικείμενα κατά πρώτον αναφέρονται από τον Messier, ενώ άλλα από αυτά ήσαν ήδη γνωστά.  Στον κατάλογο υπάρχουν μερικά λάθη και ασάφειες όπως π.χ το Messier 40 ή Μ 40 το οποίο είναι διπλούς αστέρας και το Μ 73 το οποίο είναι ομάδα 4 μεμονωμένων αστέρων

Τα αντικείμενα που αναφέρει ο κατάλογος Messier ευρίσκονται μέχρι νοτίας αποκλίσεως -33 μοιρών περίπου με αποτέλεσμα να μην περιγράφονται τα λαμπρά αντικείμενα με νοτιώτερες συντεταγμένες.

Ο Νέος Γενικός Κατάλογος νεφελοειδών και αστρικών αντικειμένων (N.G.C).  Καταρτήσθηκε από τον J. L. E Dreyer και εκδόθηκε το έτος 1888 με πλούσιο περιεχόμενο 7840 αντικειμένων.  Επτά χρόνια αργότερα, το 1895 εκδίδεται ένα πρόσθετο  συμπλήρωμα του καταλόγου με άλλα 1529 αντικείμενα, ο INDEX CATALOGUE (IC).  Η δεύτερη έκδοσις του IC επεκτάθηκε με άλλα 5386 αντικείμενα καλύπτοντας πλήρως και τα δύο ουράνια ημισφαίρια.

Σαν αντιπροσωπευτικά παραδείγματα σπουδαιοτέρων αντικειμένων του καταλόγου αυτού,  αναφέρω τα εξής:

---------------------------------------------------------------------------------------------

Αύξων αριθμός 

καταλόγου                    Είδος αντικειμένου              Ιδία ονομασία

---------------------------------------------------------------------------------------------

 NGC 7000                 Λαμπρό νεφέλωμα

                                    με σκοτεινό υλικό              Βόρειος Αμερική

   ΙC    5067                       "          "                            Πελεκάνος    

 NGC 7293                Πλανητικό νεφέλωμα              Έλικας

 NGC 5139                 Σφαιρωτό σμήνος                ω Κενταύρου*

 NGC 2264                 Ανοικτό σμήνος με

                                    λαμπρό νεφέλωμα                 Κώνος

 NGC  869                  Ανοικτό σμήνος                  Διπλό σμήνος

 NGC  884                        "           "                               "        "

 NGC 1499                Λαμπρό νεφέλωμα                Καλιφόρνια 

   IC     434                 Σκοτεινό νεφέλωμα             Κεφαλή Ίππου

   IC    2602                   Ανοικτό σμήνος           Συστροφή Τρόπιδος**

 NGC 3372               Λαμπρό νεφέλωμα          Νεφέλωμα η Τρόπιδος**

 NGC 6530               Ανοικτό σμήνος που

                                προβάλλεται στο Μ8

ΤΑ ΦΩΤΕΙΝΑ  ΝΕΦΕΛΩΜΑΤΑ.

Α'.  Ο νεφελοειδής του Ωρίωνος.

Η περιπλάνησίς μας στον γαλαξία θα ξεκινήσει εξετάζοντας την πρώτη κατηγορία των αντικειμένων τα οποία είναι τα νεφελώματα.  Το ομορφότερο και πιό αντιπροσωπευτικό φωτεινό  νεφέλωμα του ουρανού ευρίσκεται στον αστερισμό του Ωρίωνος από όπου και ονομάζεται νεφελοειδής του Ωρίωνος.  Το νεφέλωμα είναι πολύ λαμπρό, ώστε να διακρίνεται ακόμα και με γυμνό οφθαλμό τις καθαρές ξάστερες νύκτες του χειμώνος.  Ο αστερισμός του Ωρίωνος αποτελείται από ένα μεγάλο λαμπερό τετράπλευρο αστέρων (Μπετελκέζ, Σαίφ, Ρίγκελ, Μπελλατρίξ)  στην μέση του οποίου τρείς λαμπροί αστέρες (Αλνιτάμ, Αλνιτάκ, Μιντακά),  οι "τρείς μάγοι"εικονίζουν την ζώνη του Ωρίωνος.  Από κάτω μία σειρά αμυδροτέρων αστέρων παριστάνει το ξίφος του μυθικού κυνηγού.  Στην προέκταση του τελευταίου αστέρος της σειράς   διακρίνεται   ο   νεφελοειδής   του   Ωρίωνος   ο   οποίος     στον

κατάλογο Messier έχει τον αριθμό Μ 42 και Μ 43.  Οι ουράνιες συντεταγμένες του είναι : Ορθή αναφορά (α)=5 ω 35 λ Απόκλισις(δ) =   - 4 ο  28' και καταλαμβάνει φαινομένη έκταση στον ουρανό περίπου μία μοίρα. Η όψις του νεφελοειδούς ακόμα και με κοινά κυάλια παρουσιάζεται θεαματική,  ενώ με ένα μικρό τηλεσκόπιο αποκαλύπτονται οι κυματώσεις του νεφελώματος με κοντράστ τον σκοτεινό ουρανό.  Μπροστά από το νεφέλωμα προβάλλεται ο πολλαπλούς αστέρας θ1 Ωρίωνος γνωστός και σαν τραπέζιο του Ωρίωνος.  Οι τέσσερις αστέρες έχουν μεγέθη 5,1 - 6,7 - 6,7 καί 8,0  οι οποίοι και φωτίζουν το νεφέλωμα.

Το φωτεινό νεφέλωμα είναι μέρος μιάς σύνθετης περιοχής μεσοαστρικού υλικού σε απόσταση από τον ήλιο 1,300 ετών φωτός και είναι το μεγαλύτερο γνωστό νέφος στον γαλαξία μας.  Οι παρατηρήσεις με ραδιοτηλεσκόπιο αποκαλύπτουν την παρουσία ενός μεγάλου μοριακού νέφους πίσω από το ορατό νεφέλωμα που αποτελείται από μονοξείδιο του άνθρακος , φορμαλδευίδη και άλλα οργανικά στοιχεία το οποίο είναι μία πολύ ενδιαφέρουσα περιοχή σχηματισμού αστέρων.  Πιστεύεται ότι οι αστέρες του Τραπεζίου έχουν ηλικία μόνον 100,000 ετών. 

Πίσω από το ορατό νεφέλωμα κρύβεται η λαμπρότερη πηγή υπερύθρου ακτινοβολίας  στον ουρανό που αποτελείται από  νέους στην ηλικία ογκώδεις αστέρες φασματικού τύπου Β οι οποίοι  κρύβονται από την πολλή σκόνη του νέφους στο ορατό φώς και πού πιστεύεται ότι είναι μία πολύ ενεργής περιοχή σχηματισμού αστέρων. Επίσης στο κεντρικό σκοτεινό τμήμα του νεφελώματος υπάρχει άλλη μία εκτεταμένη περιοχή υπερύθρου ακτινοβολίας. Οι αστέρες του Τραπεζίου έχουν σχηματισθεί σε μία μεγάλη σφαιρική περιοχή κοντά στό άκρο του σκοτεινού νέφους.   Η υπεριώδης ακτινοβολία των γειτονικών αστέρων φωτίζει και ιονίζει το αέριο στο μέσο της σκόνης, ενώ τα αραιότερα όρια του νέφους που αποτελούνται από υπολείμματα σκόνης σχηματίζουν βόρεια του Messier 42  ένα άλλο μικρότερο σφαιρικού σχήματος νεφέλωμα όπως φαίνεται στην φωτογραφία , το Messier 43.   

Στις λαμβανόμενες φωτογραφίες του νεφελοειδούς του Ωρίωνος όπως και όλων των φωτεινών νεφελωμάτων,  το χρώμα που κυριαρχεί είναι το κόκκινο το οποίο παράγεται από την γραμμή απορροφήσεως Ηα του υδρογόνου.  Πρέπει να αναφερθεί σε αυτό το σημείο ότι οι όψεις όλων των αντικειμένων του σκοτεινού ουρανού και των νεφελωμάτων παρουσιάζουν λεπτομερέστερη και ρεαλιστικότερη όψη στις διάφορες τεχνικές φωτογραφήσεως, συμβατικές ή ψηφιακές από την εικόνα των με την οπτική παρατήρηση.

Β'  Το τρισχιδές νεφέλωμα.  To δεύτερο αντιπροσωπευτικό φωτεινό νεφέλωμα ιονισμένου υδρογόνου θα το αναζητήσουμε στον αστερισμό του Τοξότου ο οποίος παρουσιάζεται στον καλοκαιρινό ουρανό με την μορφή τετραπλεύρου μέσα στην πυκνή ζώνη του γαλαξία.  Ο αστερισμός αυτός  είναι πολύ πλούσιος σε συστροφές και νεφελώματα.  Το συγκεκριμένο νεφέλωμα έχει τον αριθμό 20 στον κατάλογο Μessier και το ευρίσκουμε στις συντεταγμένες:       α =18 ω,2 λ  δ= - 22 ο,57'

Το όνομα τρισχιδής ή τριφύλλι δόθηκε από το σχήμα του στις λεπτομερείς φωτογραφίες όπου στο κύριο φωτεινό νεφέλωμα παρεμβάλλονται και διασταυρώνονται τρείς μαύρες ταινίες σκοτεινού νεφελώματος. 

Γ'  Το νεφέλωμα "λιμνοθάλασσα" (Messier 8).   Λαμπρό νεφέλωμα, μία σύνθετη περιοχή ιονισμένου υδρογόνου, πολύ θερμού αερίου και σκόνης όπως και νεοσχηματισθέντων αστέρων. 

Το Μ 8 ευρίσκεται και αυτό στον αστερισμό του Τοξότου λίγο νοτιώτερα από το Μ 20 στις συντεταγμένες :  α= 18 ω, 4 λ  δ=- 23ο,39'.  Το σμήνος αστέρων NGC 6530 προβάλλεται στο κέντρο του νεφελώματος , το οποίο ιονίζεται από το φώς των δύο λαμπροτέρων αστέρων του σμήνους.  Η απόστασις του σμήνους υπολογίζεται σε 4,500 έτη φωτός.  Στην οπτική εικόνα της περιοχής παρουσιάζεται με μεγαλοπρέπεια το σμήνος των αστέρων, ενώ το νεφέλωμα γίνεται αντιληπτό με την φωτογραφική έκθεση .

Δ'  Το νεφέλωμα "Αετός" (Messier 16).    Φωτεινό νεφέλωμα εκπομπής που περιβάλλεται   από   λαμπρό   σμήνος   αστέρων   στον   αστερισμό   του

Όφεως με  συντεταγμένες: α= 18 ω, 18 λ   δ=- 12ο,10'.  Στίς φωτογραφίες, το νεφέλωμα μοιάζει με το σχήμα αετού όπου και το όνομά του και παρουσιάζει έντονο κόκκινο χρώμα.  Η ηλικία του νεφελώματος εκτιμάται σε 2 εκατομ. έτη μόνον. 

Ε'  Το νεφέλωμα "Ωμέγα" (Messier 17).  Λαμπρό νεφέλωμα στον αστερισμό του Τοξότου με συντεταγμένες: α= 18ω,20λ- δ= - 15ο,46'.  Η απόστασις του νεφελώματος ανέρχεται σε 4.800 έτη φωτός και η διάμετρός του είναι 27 έ.φ. Είναι περιοχή ιονισμένου υδρογόνου που φωτίζεται από ομάδα 5 αστέρων και ένα σκοτεινό νέφος σκόνης ευρίσκεται στο δυτικό άκρο του νεφελώματος.

ΣΤ'  Το νεφέλωμα "Βόρειος Αμερική" (ΝGC 7000).  Άν και σχετικά λαμπρό, επειδή είναι μετά δυσκολίας ορατό με γυμνό οφθαλμό κάτω από εξαιρετικές ατμοσφαιρικές συνθήκες, δεν περιλαμβάνεται στον κατάλογο Messier.  Η μορφή του νεφελώματος στις φωτογραφίες παρουσιάζει μεγάλη ομοιότητα με το σχήμα της Βορείου Αμερικής από όπου και η ονομασία του.  Ανακαλύφθηκε το 1786 από τον W. Hersell και φωτογραφήθηκε γιά πρώτη φορά από τον M. Volf.

Ευρίσκεται στον αστερισμό του Κύκνου με συντεταγμένες:α= 21 ω, 1 λ  δ= 44ο 12'.  Είναι μία σύνθετη περιοχή η οποία περιλαμβάνει νεφέλωμα εκπομπής,  νεφέλωμα   ανακλάσεως  και  νεφέλωμα        απορροφήσεως

καταλαμβάνοντας στον ουρανό έκταση μιάς μοίρας περίπου ενώ η απόστασίς του υπολογίζεται στά 2,300 έτη φωτός.

Τέλος, στο νότιο ουράνιο ημισφαίριο, αόρατο από την Ελλάδα στον αστερισμό της Τρόπιδος, ευρίσκεται το μεγαλύτερο σε έκταση νεφέλωμα ιονισμένου υδρογόνου, παρόμοιο με τον νεφελοειδή του Ωρίωνος,  το NGC 3372 που είναι ευρύτερα γνωστό σαν "νεφέλωμα η Τρόπιδος", διότι φωτίζεται από τον ογκώδη αστέρα η Τρόπιδος. Είναι περιοχή ιονισμένου υδρογόνου όπου δημιουργούνται αστέρες. Οι διαστάσεις του νεφελώματος υπολογίζονται σε  400 έτη φωτός, ενώ η  απόστασίς του από τον ήλιο σε  8.000 έτη φωτός. 

ΤΑ  ΝΕΦΕΛΩΜΑΤΑ ΑΠΟΡΡΟΦΗΣΕΩΣ.

Άλλη μια σπουδαία κατηγορία νεφελωμάτων είναι τα νεφελώματα απορροφήσεως τα οποία είναι σκοτεινά μεσοαστρικά νέφη που απορροφούν το φώς των γειτονικών αστέρων και τους αποκρύβουν.  Η παρουσία ενός σκοτεινού νεφελώματος γίνεται έμμεσα αντιληπτή είτε με την οπτική του προβολή σε αντίστοιχο φωτεινό νεφέλωμα, είτε με την απόκρυψη μιάς περιοχής αστέρων στον ουρανό.  Εκεί δηλαδή όπου μία συγκεκριμένη περιοχή είναι γεμάτη από αστέρες, απότομα στην έκτασή της παρουσιάζεται μαύρη (αστέρες πίσω από το νεφέλωμα) ή αραιωμένη (αστέρες προβολής).  Τα νεφελώματα απορροφήσεως κυμαίνονται σε μέγεθος από μικρά σφαιρίδια (globules) μέχρι μεγάλα νέφη τα οποία καταλαμβάνουν ορισμένες εκτάσεις. 

Περιέχουν σκόνη και αέριο, ενώ οι θερμοκρασίες των είναι χαμηλές γιά σχηματισμό απλών μορίων.  Η μελέτη των σκοτεινών νεφελωμάτων πραγματοποιείται με υπέρυθρες και ραδιοπαρατηρήσεις επειδή το ορατό φώς δεν τα διαπερνά.   Ο ισημερινός του γαλαξία μας σε όλο του το μήκος καλύπτεται από σκοτεινά νεφελώματα.  Αξιοσημείωτη είναι μία περιοχή στο νότιο ουράνιο ημισφαίριο αφανής από την Ελλάδα, ο λεγόμενος σάκκος ανθράκων .  Είναι μία σκοτεινή μαύρη περιοχή κυκλικού σχήματος, ένα σκοτεινό νεφέλωμα το οποίο παρεμβαλλόμενο "αδειάζει" τους αστέρες της γαλαξιακής ζώνης.

Ένα άλλο παράδειγμα σκοτεινού νεφελώματος είναι το νεφέλωμα κεφαλή ίππου (NGC 2024) ευρισκόμενο κάτω από τον πρώτο αστέρα της ζώνης του Ωρίωνος (Αλνιτάμ) στον ουράνιο ισημερινό με συντεταγμένες:  α=5ω,40λ- δ=- 1ο,38'. 

Το σκοτεινό νεφέλωμα αυτό  προβάλλεται επάνω  στο φωτεινό νεφέλωμα ανακλάσεως IC 434 .  Φαίνεται στις φωτογραφίες ότι μοιάζει με κεφαλή αλόγου όπου και το όνομά του.

ΤΑ ΑΝΟΙΚΤΑ  ΣΜΗΝΗ ΤΩΝ ΑΣΤΕΡΩΝ.

Παρατηρώντας την αστρική οδό του γαλαξία , διακρίνουμε  την ύπαρξη πολλών συγκεντρώσεων αμυδρών αστέρων οι οποίοι είτε φαίνονται διεσπαρμένοι σε μικρές εκτάσεις, είτε είναι στιβαγμένοι σε μεγάλες σφαιρικές περιοχές.  Ονομάζουμε με τον όρο αστρικό σμήνος  μια συγκεκριμένη ομάδα από αστέρες οι οποίοι έχουν την ίδια καταγωγή και φύση, συνεχόμενοι από κοινές δυνάμεις.  Τα αστρικά σμήνη χωρίζονται σε δύο μεγάλες κατηγορίες, τα ανοικτά σμήνη και τα σφαιρωτά σμήνη. 

Ένα ανοικτό σμήνος αποτελείται από μερικές εκατοντάδες ή και χιλιάδες αστέρες ως επί το πλείστον μικρής ηλικίας (μερικών εκατομμυρίων ετών) με μεγάλες φωτεινότητες και με κοινή συνοχή στο διάστημα η οποία με την πάροδο μεγάλων χρονικών διαστημάτων γίνεται περισσότερο αδύνατη και τελικά καταστρέφεται. Οι αστέρες των ανοικτών σμηνών καταλαμβάνουν έναν μικρό χώρο διαμέτρου μερικών ετών φωτός. Τα ανοικτά σμήνη ευρίσκονται σε περιοχές κοντά στον γαλαξιακό δίσκο και σε σχετικά μικρές αποστάσεις εκατοντάδων έως  χιλιάδων ετών φωτός.

Οι όψεις των ανοικτών σμηνών αστέρων στο οπτικό πεδίο ενός μεγεθυντικού οργάνου (κυαλιών ή τηλεσκοπίου) είναι πολύ όμορφες με έντονο χαρακτηριστικό την διασπορά ή τις τυχόν διαφορές των χρωμάτων και των λαμπροτήτων των αστέρων. Με γυμνό οφθαλμό διακρίνονται 7 από τους αστέρες του ονομαστού σμήνους των Πλειάδων, όπως και μερικοί των Υάδων.  Σμήνη σαν την Φάτνη του Καρκίνου και το διπλό σμήνος του Περσέως φαίνονται σαν θαμπές περιοχές στον ουρανό.  Αλλά ακόμα και με καλά κυάλια είναι δυνατόν να παρατηρηθούν πλείστα όσα ανοικτά σμήνη κάτω από έναν διαυγή σκοτεινό ουρανό και με την κατάλληλη καθοδήγηση.

Στην ουράνια αυτή αναζήτησή  μας θα παρουσιάσουμε μερικά από τα κυριώτερα και ομορφότερα ανοικτά σμήνη:  

---------------------------------------------------------------------------------------------

α=3ω,47λ δ=24ο,7'

1) Πλειάδες (Messier 45).  Είναι το λαμπρότερο και γνωστότερο ανοικτό σμήνος αστέρων.  Ευρίσκεται στον αστερισμό του Ταύρου κοσμώντας τον χειμωνιάτικο έναστρο ουρανό.  Το συνολικό φαινόμενο μέγεθος m του σμήνους είναι 1,2  με  έκταση στον ουρανό περίπου μία μοίρα.  Με οξυδερκή γυμνό οφθαλμό διακρίνονται οι λαμπρότεροι 7 αστέρες του σμήνους σε σχήμα παρόμοιο με αυτό της Μεγάλης Άρκτου, ενώ γύρω από τις Πλειάδες διακρίνεται επίσης ένα διάχυτο νεφέλωμα ανακλάσεως.  Η όψις του σμήνους ακόμα και με κυάλια γίνεται θεαματική, ενώ σε ένα μικρό τηλεσκόπιο παρουσιάζονται εκατοντάδες αστέρες.

Κατά την Ελληνική μυθολογία οι Πλειάδες ήσαν οι θυγατέρες του Άτλαντος και της Πλειώνης.  Αυτές ήσαν κατά σειρά ηλικίας : η μεγαλύτερη Μαία, η Ταυγέτη, η Ηλέκτρα, η Στερόπη, η Κελαινώ, η Αλκυόνη και η μικρότερη Μερόπη.  Από την μεγάλη των λύπη γιά τον χαμό του πατέρα των Άτλαντα, αυτοκτόνησαν και ο Ζεύς τις μετέφερε όλες μαζί στον ουρανό κατά μία εκδοχή.  Ο λαός μας αποκαλεί τις Πλειάδες  "Πούλια" ή "εφτάστρι" και είναι γνωστή η παροιμία των γεωργών και των ποιμένων:  " Όντας η Πούλια βασιλεύει, ο καλός ζευγολάτης αποσπέρνει, κι' ούτε τσοπάνος στα βουνά, ούτε ζευγάς στους κάμπους".

Το σμήνος των Πλειάδων αποτελείται από 300 - 500 αστέρες οι οποίοι είναι κατανεμημένοι σε μία σφαίρα διαμέτρου 30 ετών φωτός, ενώ η απόστασίς των από τον ήλιο είναι 410 έτη φωτός και είναι ένα από τα πλησιέστερα ανοικτά σμήνη με ηλικία μόνον 50 εκατομμυρίων ετών.  Το σμήνος περιβάλλεται από λαμπρό νεφέλωμα ανακλάσεως μπλέ χρώματος, ενώ η ακτινική κίνησίς του είναι 7 χιλ/δευτερόλεπτο.

Οι κυριώτεροι αστέρες των Πλειάδων είναι :  Στερόπη (m=6,0), Ταυγέτη (4,5), Μαία (4,0),  Κελαινώ (5,5),  Ηλέκτρα (3,8),  Μερόπη (4,3),  Αλκυόνη (3,0),  Πλειώνη (5,2) και Άτλας (3,8).

---------------------------------------------------------------------------------------------

2) Υάδες.  Η ανοικτή συστροφή των Υάδων ευρίσκεται και αυτή στον αστερισμό του Ταύρου, μία προσφιλής ουράνια περιοχή γιά τον γράφοντα. Οι αστέρες του σμήνους των Υάδων ευρίσκονται πολύ κοντά στον λαμπρό αστέρα  Αλδεβαράν  (α Ταύρου)  ο οποίος  όμως  δεν  αποτελεί  αστέρα   του

σμήνους, αλλά απλώς προβάλλεται σε αυτές.  Η απόστασις των Υάδων ανέρχεται σε 150 έτη φωτός και είναι το πλησιέστερο στον ήλιο ανοικτό σμήνος αποτελούμενο ως επί το πλείστον από παλαιούς αστέρες μεταγενεστέρων ηλικιών (φασματικοί τύποι Κ ΙΙΙ.  Αυτό μάλλον σημαίνει ότι είναι ένα μεγάλης ηλικίας ανοικτό σμήνος σε διάλυση με μεγάλη διασπορά (8 μοίρες) στον ουρανό και γι' αυτόν τον λόγο δεν αναφέρονται στους καταλόγους Messier καί NGC. 

Κατά την Ελληνική μυθολογία, οι Υάδες μαζί με τις Πλειάδες ήσαν θυγατέρες του Άτλαντος και της Πλειώνης. 

-----------------------------------------------------------------------------------------------

3) Φάτνη (Messier 44).  Στόν αστερισμό του Καρκίνου, έναν σχετικά αμυδρό αστερισμό του ανοιξιάτικου ουρανού μεταξύ των λαμπρών αστέρων των αστερισμών των Διδύμων και του Λέοντος,  ορατό με γυμνό οφθαλμό σαν θαμπό νέφος αστέρων συνολικού μεγέθους 3,1, διακρίνεται το τρίτο κατά σειρά αποστάσεως από τον ήλιο ανοικτό σμήνος αστέρων το οποίο από τους χωρικούς είναι γνωστό με τα ονόματα "φάτνη" ή "μελίσσι" επειδή οι αστέρες του σμήνους δίνουν την

α=8ω,40 λ δ=19ο,59'

εντύπωση ενός σμήνους μελισσών.

Η  απόστασις   της φάτνης ανέρχεται σε 515 έτη φωτός και οι    αστέρες

του συνολικά 161 τον αριθμό, είναι διεσπαρμένοι σε διάμετρο 15 ετών φωτός.

---------------------------------------------------------------------------------------------

4) Το διπλό σμήνος του Περσέως. (h+x, NGC 884 και NGC 889). Πρόκειται γιά δύο ξεχωριστά ανοικτά αστρικά σμήνη τα οποία είναι ανεξάρτητα μεταξύ των αλλά στο οπτικό πεδίο του τηλεσκοπίου φαίνεται ότι το ένα σχεδόν εφάπτεται με το άλλο γιά τον λόγο ότι προβάλλεται κοντά  δίδοντας την εντύπωση ενός διπλού σμήνους που φαίνεται στον αστερισμό του Περσέως, ακριβέστερα μέσα στην ζώνη του γαλαξία μεταξύ Κασσιόπης και Περσέως, ορατό με γυμνό οφθαλμό.

Το σμήνος NGC 869 είναι το πιό μακρυνό, απέχοντας 7276 έτη φωτός ενώ το NGC 884 απέχει 7244 έτη φωτός.Οι διαστάσεις του πρώτου σμήνους (μεγάλη διάμετρος) είναι 30 έτη φωτός, ενώ περιέχει 317 αστέρες με συνολικό οπτικό μέγεθος m=4,4 και έχει ηλικία 11,5 εκατ. έτη.  Το NGC 884 περιέχει 303 αστέρες με m=4,7 ηλικίας 6,4 εκατ. ετών.

Λοιπά ανοικτά σμήνη καταλόγου Messier.  Στόν παρακάτω πίνακα παραθέτουμε μερικά ενδιαφέροντα στοιχεία των λαμπροτέρων ανοικτών σμηνών :

                                                     Φωτογραφικό  Απόστασις διάμετρος    Αριθμός

  Αστερισμός                                    μέγεθος           parsec      parsec       αστέρων

-Μ 6      α=17ω,40λ δ=-31ο,50'           4,2                  486          2,6           331        Σκορπίος

Μ 7           17ω,53λ     -33ο,12            3,3                  239          5,6             80              "

Μ 11         18ω,51λ      -5ο,36'            5,8                1675           7,0          682          Ασπίς

Μ 18         18ω,19λ     -16ο,49'           6,9                1202           3,4            40        Τοξότης

Μ 21         18ω,04λ     -21ο,29'           5,9                1230           5,1            63               "

Μ 23         17ω,56λ     -18ο,59'           5,5                  637           5,2           131              "

Μ 24         18ω,18λ     -17ο,32'          11,1                                  4,2                              "

Μ 25         18ω,31λ     -18ο,40'            4,6                711            5,3           601              "

Μ 26         18ω,45λ      -8ο29'              8,0               1519           6,8           120          Ασπίς

Μ 29         20ω,23λ     38ο,31'             6,6               1343           2,5             81          Κύκνος

Μ 34          2ω,42λ      42ο,47'             5,2                 446           4,5             50         Περσεύς

Μ 35          6ω,08λ       24ο,20'            5,1                 853           7,1           434          Δίδυμοι

Μ 36          5ω,36λ       34ο,07'            6,0               1230           4,4             50          Ηνίοχος

Μ 37          5ω,52λ       32ο,32'            5,6               1343           9,4           842               "

Μ 38          5ω,28λ       35ο,50'            6,4               1234           8,1           160               "

Μ 39         21ω,32λ      48ο,26'            4,6                 292           2,5             28           Κύκνος

Μ 41           6ω,47λ     -19ο,22'            4,5                 642           8,2             69        Μεγ.Κύων

Μ 46           7ω,41λ     -13ο,25'            6,1               1637           1,1           186          Πρύμνη

Μ 47           7ω,36λ     -13ο,43'            4,4                 474           4,2           117               "

Μ 48           8ω,13λ      -4ο,30'             5,8                 628           9,6             37           Ύδρα

Μ 50           7ω,03λ      -7ο,48'             5,9               1023           4,4             15     Μονόκερως

Μ 52          23ω,24λ    61ο,35'              6,9               1565           5,6           173      Κασσιόπη

Μ 67            8ω,50λ    11ο,48'              6,9                 791           6,3           324      Καρκίνος

Μ 73          20ω,59λ   -10ο,58'              8,9                                                     4       Υδροχόος

Μ 93           7ω,44λ    -22ο,22'              6,2              1091            7,2            36          Πρύμνη

Μ 103         1ω,33λ     60ο,42'              7,4              2493             5,3          372      Κασσιόπη

NGC6530  18ω,04λ   -23ο,39'              4,6              1528           7,8           113        Τοξότης

ΟΙ ΣΥΓΚΕΝΤΡΩΣΕΙΣ ΑΣΤΕΡΩΝ.

Με τον όρο αστρική συγκέντρωσις ονομάζουμε μία συγκεκριμένη αραιή ομάδα νέων στην ηλικία αστέρων η οποία περιλαμβάνει από 10 έως 1000 μέλη διασκορπισμένους σε μία ακτίνα μερικών εκατοντάδων ετών φωτός.  Οι αστρικές συγκεντρώσεις ευρίσκονται μεταξύ των σπειροειδών βραχιόνων του γαλαξία μας και είναι γνωστές γύρω στις 70 τον αριθμό.  Αποτελούνται από νέους στην ηλικία αστέρες οι οποίοι από την μελέτη των ακτινικών κινήσεών των συμπεραίνεται ότι έχουν αναχωρήσει από την ίδια περιοχή όπου δημιουργήθησαν πρίν από μικρό χρονικό διάστημα μερικών εκατομμυρίων ετών.

Την ύπαρξη των αστρικών  συγκεντρώσεων οι οποίες λέγονται και διαστελλόμενες ομάδες, πρώτος διεπίστωσε και μελέτησε ο αστροφυσικός Abatzzourmian.  Χωρίζονται σε δύο τύπους :

Οι συγκεντρώσεις τύπου Ο ή ΟΒ αποτελούνται από νέους στην ηλικία ογκώδεις αστέρες με μεγάλες φωτεινότητες, ενώ οι συγκεντρώσεις αστέρων τύπου Τ Ταύρου περιέχουν αστέρες μικρών μαζών.  Παράδειγμα της πρώτης κατηγορίας αποτελεί η διαστελλόμενη   ομάδα-ΟΒ 3 του Περσέως. 

α= 3ω,24λ δ=49ο,52'

Οι αστέρες φαίνονται διεσπαρμένοι γύρω από τον λαμπρό α Περσέως (Μιρφάκ), 70 τον αριθμό μεγεθών μεταξύ 5ου και 10ου.  Έχουν εκτιναχθεί από ένα κοινό κέντρο πρίν από 4 εκατομμύρια χρόνια ευρισκόμενοι σε απόσταση 554 ετών φωτός.

                                  

ΤΑ ΣΦΑΙΡΩΤΑ ΣΜΗΝΗ ΤΩΝ ΑΣΤΕΡΩΝ.

 Μεταξύ των σμηνών αστέρων που αποτελούν τον γαλαξία μας υπάρχει μία άλλη σπουδαία κατηγορία, τα σφαιρωτά σμήνη τα οποία σε αντίθεση με τα ανοικτά σμήνη αποτελούνται από εκατοντάδες χιλιάδες  ή και εκατομμύρια αστέρων οι οποίοι συνωστίζονται  πολύ κοντά ο ένας με τον άλλο σε μία σφαιρική περιοχή διαμέτρου δεκάδων ετών φωτός μόνο. Η δεύτερη διαφορά είναι ότι τα σφαιρωτά σμήνη ευρίσκονται σε πολύ μεγάλες αποστάσεις και έξω από το κύριο σώμα του γαλαξία μας στην σφαιρική περιοχή της γαλαξιακής άλω σε ακτίνα 50,000 ετών φωτός από το κέντρο του γαλαξία περιστρεφόμενα γύρω του σε ελλειπτικές τροχιές.

Η όψις ενός σφαιρωτού σμήνους σε κυάλια ή και στον γυμνό οφθαλμό θυμίζει μιά ξεθωριασμένη χιονόμπαλα η οποία στα καλά τηλεσκόπια αποκαλύπτει την αστρική της δομή στην περιφέρεια του σμήνους.  Οι αστέρες της κεντρικής σφαιρικής περιοχής λόγω των μεγάλων συγκεντρώσεών των δεν είναι δυνατόν να αναλυθούν ακόμα και με τα μεγαλύτερα  τηλεσκόπια.  Γιά πρώτη φορά τα σφαιρωτά σμήνη παρατηρήθηκαν το έτος 1786 από τον W. Hersel ο οποίος από το σχήμα που παρουσιάζουν πρώτος τα ονόμασε "globular clusters" (σφαιρωτά σμήνη).  Η επιστημονική σπουδή των αστρικών σμηνών όμως  άρχισε την δεκαετία 1910-20 όταν ο Shappley με την σχέση περιόδου-λαμπρότητος των μεταβλητών αστέρων τύπου RR Λύρας οι οποίοι είναι άφθονοι μέσα στα σμήνη υπολόγισε τις αποστάσεις των.  Στις ημέρες μας, η σπουδή των σφαιρωτών σμηνών επεκτείνεται στην δυναμική εικόνα των με την βοήθεια ηλεκτρονικών προσωμειωτών.

Αποστάσεις και δομή των σφαιρωτών σμηνών. Τα σφαιρωτά σμήνη φαίνονται στον ουρανό διεσπαρμένα σε μία μόνο διεύθυνση εκατέρωθεν του κέντρου του γαλαξία που προβάλλεται στον αστερισμό του Τοξότου, ένδειξη ότι ο ήλιος μας ευρίσκεται περίπου στο μέσον ενός γαλαξιακού βραχίονος έξω από την γαλαξιακή προβολή. Στην πραγματικότητα όμως τα σφαιρωτά σμήνη περιβάλλουν τον γαλαξία μας κυκλοτερώς, όπως αυτά διακρίνονται σε παρόμοιους γαλαξίες. Οι αποστάσεις των από τον ήλιο κυμαίνονται από 16,500 έτη φωτός (σμήνος ω Κενταύρου) έως 330,000 έτη φωτός (σμήνος Palomar-3). (Απόσταση 425,000 έ.φ από γαλαξιακό κέντρο).  Ο αριθμός των σφαιρωτών σμηνών που έχουν παρατηρηθεί στον γαλαξία μας ανέρχεται σε 131, ενώ εάν υπολογισθούν και όσα κρύβονται πίσω από το γαλαξιακό κέντρο, τότε ο συνολικός αριθμός πλησιάζει τα 300. 

Τα  σφαιρωτά σμήνη, σε αντίθεση με τα ανοικτά σμήνη,  αποτελούνται από γηρασμένους ερυθρούς αστέρες μεγάλων ηλικιών με μικρή περιεκτικότητα σε μέταλλα (πληθυσμός ΙΙ).  Οι αστέρες έχουν μικρή περιεκτικότητα σε στοιχεία βαρύτερα του ηλίου (He), γεγονός που σημαίνει ότι έχουν σχηματισθεί από το ίδιο πρωταρχικό υλικό με το οποίο δημιουργήθηκε ο γαλαξίας μας πρίν από 15 δισεκατομμύρια έτη συγχρόνως με τον σχηματισμό όλων των άλλων γαλαξιών στο μικρής ηλικίας σύμπαν.  Τα σφαιρωτά σμήνη είναι δυνατόν να προέρχονται από τυχόν συγκρούσεις των γαλαξιών όπως δείχνουν φωτογραφίες του διαστημικού τηλεσκοπίου Hubble στους βραχίονες των δύο συγκρουόμενων γαλαξιών  με το όνομα  "κεραίες".

Η δυναμική των σφαιρωτών σμηνών.  Στις κεντρικές περιοχές ενός σφαιρωτού σμήνους,  εκατοντάδες χιλιάδες αστέρες μοιράζονται έναν μικρό χώρο μερικών κυβικών ετών φωτός με αποτέλεσμα να προκαλούνται σύν τω χρόνω αναπόφευκτες καταστάσεις πολυπλόκων συγκρούσεων μεταξύ των αστέρων, όπως σχηματισμοί διπλών ή τριπλών συστημάτων με έντονες κατακλυσμικές συνέπειες ή την εκτόξευση των συνοδών και την έκλυση τεραστίων ποσών ενεργείας. Τα βραχυχρόνια αποτελέσματα αυτών των καταστάσεων είναι διαταραχές των ισορροπιών που διέπουν την συνοχή του σμήνους όπως υπολογίζεται με προγράμματα εξομοιωτών.  Είναι επίσης γνωστό ότι οι αστέρες περιστρέφονται γύρω από τον πυρήνα του σφαιρωτού σμήνους σε δεδομένα μεγάλα χρονικά διαστήματα.  Όμως είναι δυνατόν να συμβεί ένας ή περισσότεροι αστέρες των εξωτερικών περιοχών κατά την περιστροφή των να διαφύγουν από το όλο σμήνος με αποτέλεσμα την συρρίκνωση του πυρήνος και την περαιτέρω διατάραξη των βαρυτικών ισορροπιών που διέπουν το σμήνος.

Από το άλλο μέρος, καθώς το σφαιρωτό σμήνος κατά την περιστροφή του συμβεί να πλησιάσει κοντά από το κέντρο ή τον δίσκο του γαλαξία, βάσει πάντα των εξομοιώσεων, θα υποστεί μεγάλες βαρυτικές παρενοχλήσεις  στον πυρήνα του. Αυτό θα έχει σαν αποτέλεσμα την  ταχύτερη περιστροφή των αστέρων, ενώ όσοι κινούνται γρηγορώτερα, θα αποδράσουν από το σμήνος πρός την γαλαξιακή άλω.  Τοιουτοτρόπως με την πάροδο του χρόνου το σμήνος διαλύεται και πιστεύεται ότι με αυτόν τον τρόπο τροφοδοτείται  η γαλαξιακή άλως.

---------------------------------------------------------------------------------------------

α= 16ω,41λ δ= 36ο,27'

Τα κυριώτερα σφαιρωτά σμήνη.  1) Γιά τα γεωγραφικά πλάτη της χώρας μας το λαμπρότερο σφαιρωτό σμήνος του βορείου ουρανίου ημισφαιρίου είναι το Messier 13  που επίσης ονομάζεται και "σφαιρωτό σμήνος του Ηρακλέους".  Ανήκει στον αστερισμό του Ηρακλέους, έναν μεγάλο σχετικά αμυδρό αστερισμό τραπεζοειδούς σχήματος ο οποίος ευρίσκεται βοριοανατολικά του λαμπρού Βέγα στον θερινό ουρανό.  Το Messier 13 διακρίνεται με γυμνό οφθαλμό σαν συγκεχυμένος αστέρας μεγέθους 5,4  δυτικά του τετραπλεύρου, ενώ με ισχυρά κυάλια μεγάλου διαμετρήματος διακρίνεται με λεπτομέρεια η μορφή του.  Ευρισκόμενο σε απόσταση 10,30 kiloparsec (33.000 ετών φωτός περίπου), έχει διάμετρο (μεγάλος άξονας) 65 parsec (212 έτη φωτός).

---------------------------------------------------------------------------------------------

2) Messier 22 .  Είναι το λαμπρότερο σφαιρωτό σμήνος που φαίνεται από την Ελλάδα, αλλά δυστυχώς όμως χάνει την αίγλη του επειδή ευρίσκεται στον νότιο ουρανό κοντά στον ορίζοντα.  Διακρίνεται στον θερινό ουρανό στον αστερισμό του Τοξότου με μέγεθος 5,2.  Απέχει 19.000 έτη φωτός ενώ οι πραγματικές του διαστάσεις ανέρχονται σε 78 έτη φωτός.  Συντεταγμένες: α=18ω,36λ  δ=-21ο,59'.

---------------------------------------------------------------------------------------------

3) ω Κενταύρου.  Είναι το μεγαλύτερο σε διαστάσεις ελλειψοειδούς σχήματος (μεγ. άξων 620 έ.φ) και το πλησιέστερο στον ήλιο σφαιρωτό σμήνος (απόστασις 16.500 έ,φ). Ως εκ τούτου η φαινομένη έκτασίς του στον ουρανό υπερβαίνει την μία  μοίρα και η λαμπρότητά του είναι 3,6 οπτικά μεγέθη.  Όμως δυστυχώς είναι αόρατο από τα Ελληνικά γεωγραφικά πλάτη εκτός από την νότια Κρήτη

Τέλος, τα στοιχεία των  υπολοίπων σφαιρωτών σμηνών  του καταλόγου Messier είναι :

                                                               Φαινόμενο   Απόστασις           Διάμετρος

Αστερισμός                                        μέγεθος     σε kiloparsec        σε parsec      

Μ 2       α=21ω,32λ δ=-00ο,46'       5,7                12                      30             Υδροχόος

Μ 3            13ω,42λ      28ο,22'                            16                      35          Θηρευτ.Κύνες

Μ 4            16ω,23λ    - 25ο,42'       6,3                 7,4                    21,5          Σκορπίος

Μ 5            15ω,18λ       2ο,04'        6,2                10,8                   40                Όφις

Μ 9            17ω,19λ    - 17ο,35'       8,3                20,9                   21             Οφιούχος

Μ 10          16ω,57λ      - 4ο,02'       7,8                12                      34                   "

Μ 12          16ω,47λ      - 0ο,13'       8,2                 11                     43                    "

Μ 14          17ω,37λ      - 0ο,48'       9,1                 22,90                25                    "

Μ 15          21ω,30λ       12ο,10'      6,6                 15,30                 36             Πήγασος

Μ 19          17ω,02λ     - 25ο,52       7,4                 16,30                21             Οφιούχος

Μ 28          18ω,24ο     - 24ο,04'      7,4                 16,60                 20             Τοξότης

Μ 30          21ω,40λ     - 22ο,21'      6,2                 14,60                 31             Αιγόκερως

Μ 53          13ω,12λ       18ο,09'      7,8                  28,20                53                Κόμη

Μ 54          18ω,55λ     - 29ο,24'      7,9                  21,50                27             Τοξότης

Μ 55          19ω,40λ     - 30ο,49'      5,7                    8,8                  32                   "

Μ 56          19ω,16λ       30ο,10'      8,9                   20,30                8,6               Λύρα

Μ 62          17ω,01λ     - 30ο,01'      7,4                  18,40                24             Σκορπίος

Μ 68          12ω,39λ     - 25ο,48'      8,3                  50                     34                Ύδρα

Μ 69          18ω,31λ     - 31ο,34'      8,2                  20,10                  6             Τοξότης

Μ 70          18ω,43λ     - 31ο,36'      8,5                  21                     18                   "

Μ 71          19ω,53λ       18ο,47'      7,6                  27,50                  9               Βέλος

Μ 72          20ω,53λ     - 11ο,04'      9,8                 23,40                  34          Υδροχόος

Μ 75          20ω,06λ     - 21ο,47'      8,7                 48,50                  39            Τοξότης

Μ 79           5ω,24λ      - 23ο,23'      8,3                 21,40                  34           Λαγωός

Μ 80         16ω,17λ       -21ο,15'      7,8                 17,90                  27           Σκορπίος

Μ 92         17ω,17λ        43ο,08'      6,2                 11,20                  16            Ηρακλής

Μ 107        16ω,32λ     - 11ο,09'      9,6                 21,20                  34           Οφιούχος

Η ΣΠΕΙΡΟΕΙΔΗΣ ΜΟΡΦΗ ΤΟΥ ΓΑΛΑΞΙΑ.

Όταν παρατηρείται  ο γαλαξίας μας από τα έξω παρουσιάζει σπειροειδή μορφή με την έκταση ενός αριθμού βραχιόνων οι οποίοι περιστρέφονται ο καθένας σε διαφορετικά χρονικά διαστήματα γύρω από τον γαλαξιακό πυρήνα. Αναφορικά με τον ήλιο, είναι γνωστοί τέσσερις βραχίονες οι οποίοι πήραν το όνομά των από τους αστερισμούς όπου προβάλλονται :

Ο ήλιος μας ευρίσκεται στον βραχίονα του Ωρίωνος και σε απόσταση 28.000 ετών φωτός από το κέντρο του γαλαξία.

Ο βραχίων του Τοξότου είναι εσωτερικότερα και συνορεύει με τον βραχίονα του Ωρίωνος.

Ο βραχίων του Περσέως  ευρίσκεται από το εξωτερικό μέρος του γαλαξία.

Ο βραχίων του Κενταύρου είναι ο πλησιέστερος πρός την κεντρική γαλαξιακή  προβολή.

H διαφορική περιστροφή του γαλαξία.  Το όλο συγκρότημα του  γαλαξία  περιστρέφεται γύρω από το κέντρο του ανισοταχώς σε διαφορετικούς χρόνους περιστροφής των σπειροειδών βραχιόνων οι οποίοι συμπαρασύρουν το σύνολο των αστέρων και του μεσοαστρικού υλικού που τους αποτελεί.  Οι πλησιέστεροι πρός το γαλαξιακό κέντρο αστέρες βάσει των νόμων του Κέπλερ χρειάζονται μικρότερο χρονικό διάστημα γιά μια πλήρη περιστροφή σε σχέση με αυτούς των απομακρυσμένων βραχιόνων οι οποίοι περιστρέφονται σε μεγαλύτερα χρονικά διαστήματα, χωρίς να λαμβάνεται υπ' όψη της σκοτεινής ύλης η οποία επιταχύνει τον χρόνο περιστροφής των πρός τα έξω αστέρων.   Π.χ ο ήλιος μας απέχοντας 28.000 έτη φωτός από το κέντρο χρειάζεται  220 εκατομμύρια έτη γιά  μια  περιστροφή με ταχύτητα 300 χιλιομέτρων/δευτερόλεπτο.

Κατά καιρούς τα τελευταία 50 χρόνια πολλές θεωρίες ειπώθηκαν γιά την εξήγηση της σπειροειδούς μορφής και της διαφορικής περιστροφής του γαλαξία μας.  Η επικρατέστερη είναι η θεωρία των κυμάτων πυκνότητος, τα οποία συμπεριφέρονται  παρόμοια με τα ηχητικά κύματα.  Όπως συμβαίνει στην περίπτωση της παραμορφώσεως στον χώρο των κλασσικών ηχητικών κυμάτων που παράγονται  π.χ στην ομιλία μας όπου η διάδοσίς των παρουσιάζει μικροδιακυμάνσεις οι οποίες εξαρτώνται από την περιεκτικότητα σε  μόρια του αέρα που ευρίσκονται στον χώρο μεταξύ ομιλούντος και ακροατού, έτσι και στον γαλαξία μας καθώς ένα κύμα πυκνότητος ταξιδεύει γύρω του, το αέριο και η σκόνη είναι αιτίες παραμορφώσεων  της μεταδόσεώς του. 

Τα κύματα πυκνότητος παράγονται από την διέλευση υλικών σωματιδίων διά μέσω μιάς συμπιεσμένης περιοχής όπου τα στοιχεία του υλικού κινούνται γύρω από τις μέσες θέσεις των. Καθώς οι αστέρες και το μεσοαστρικό υλικό περιστρέφονται γύρω από το γαλαξιακό κέντρο, σχηματίζονται περιοχές ενισχυμένης πυκνότητος στην αρχή  που έχουν ελλειπτική μορφή.  Με την πάροδο του χρόνου όπως δείχνουν οι προσωμειώσεις με υπολογιστές, οι ελλειπτικές γραμμές περιστροφής επιμυκήνονται και τελικά παίρνουν σπειροειδές σχήμα. Οι γαλαξιακοί βραχίονες σχηματίσθηκαν από διαφορετικούς αστέρες και νέφη αερίου σε διαφορετικές χρονικές εποχές. 

Ο γαλαξιακός πυρήνας.  Ευρίσκεται στο κέντρο της σφαιρικής γαλαξιακής προβολής και καταλαμβάνει μια δακτυλιοειδή στροβιλιζόμενη έκταση αερίων και σκόνης  διαμέτρου 1000 ετών φωτός η οποία λόγω της περιστροφής της με ταχύτητα 110 χιλ/δευτερόλεπτο, εκτείνεται σε μέγεθος συμπαρασύροντας τους γύρω αστέρες.  Για έναν παρατηρητή στη γή ο γαλαξιακός πυρήνας ευρίσκεται πρός την διεύθυνση του αστερισμού του Τοξότου κρυμμένος πίσω από πυκνές συγκεντρώσεις αστέρων όπου υπάρχει μια ισχυρή πηγή ραδιοφωνικής ακτινοβολίας,  ο Τοξότης Α  που γιά την ακρίβεια διαχωρίζεται σε τέσσερις ανεξάρτητες πηγές.  Από παρατηρήσεις στο υπέρυθρο, στις ραδιοφωνικές περιοχές και στα μήκη κύματος των ακτίνων γ και Χ αποκαλύπτεται ότι ο γαλαξιακός πυρήνας περιέχει μια σφαίρα από αστέρες και πιθανόν στο κέντρο του μια τεράστια μελανή οπή μεγέθους 100 ηλιακών μαζών. 

Η γαλαξιακή άλως.  Σε έναν σπειροειδή γαλαξία όπως ο γαλαξίας μας έξω από τον δίσκο σε μεγάλες αποστάσεις σχηματίζεται μία σφαιρική περιοχή αραιού υλικού γύρω από τον πυρήνα με ακτίνα 50.000 ετών φωτός η οποία εκτός από τα σφαιρωτά σμήνη περιέχει πολύ θερμό αέριο και εκπέμπει ακτίνες Χ.  Οι αστέρες της γαλαξιακής άλω είναι όπως αναφέραμε οι αρχαιότεροι και σχηματίσθηκαν στα πρώτα στάδια της ιστορίας του γαλαξία πρίν συγκροτηθεί ο δίσκος του.

Το γαλαξιακό στέμμα.  Τα γνωστά όρια του γαλαξιακού συγκροτήματος στις εξωτερικές περιοχές του έχουν αυξηθεί σημαντικά έως και 5 φορές με την ανακάλυψη ενός αραιότατου υλικού σωματιδίων σε απόσταση έως και 250.000 ετών φωτός από το κέντρο.  Η παρουσία του γαλαξιακού στέμματος έγινε γνωστή το 1973 από τις κινήσεις του γαλαξία όπου τα εξωτερικά του μέρη περιστρέφονται πολύ πιό γρήγορα από ότι αναμενόταν. Έτσι, η συνολική τελική μάζα του γαλαξία μας είναι το λιγώτερο 600 δισεκατομμύρια και πιθανόν 2 τρισεκατομμύρια ηλιακές μάζες ενώ ο ορατός γαλαξίας αποτελεί ένα μικρό μέρος του συνόλου του.

Οι κινήσεις του γαλαξία μας στην τοπική ομάδα γαλαξιών.  Οι γαλαξίες που υπάρχουν στο σύμπαν δεν είναι τυχαία διεσπαρμένοι, αλλά συγκροτούνται με την μορφή σμηνών ή ομάδων. 

Η ομάδα του γαλαξία μας (LOCAL GROUP) όπως θα εξετάσουμε πιό κάτω περιλαμβάνει άλλους 30 γνωστούς γαλαξίες διαφόρων μορφών και μεγεθών οι οποίοι εξουσιάζονται από κοινές βαρυτικές συνοχές.  Αυτό έχει σαν αποτέλεσμα κάθε ένας γειτονικός μας γαλαξίας ή να φαίνεται ότι μάς πλησιάζει ή ότι απομακρύνεται σε συνδυασμό με την ταχύτητα με την οποία τρέχει ο δικός μας γαλαξίας  πρός το κέντρο της ομάδος, ταχύτητα ίση με 266 χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο.

Είναι δυνατόν κατά την διάρκεια των κινήσεων των γαλαξιών μέσα σε εκατοντάδες εκατομμύρια χρόνια ένας γαλαξίας να πλησιάσει αρκετά κοντά έναν άλλο, με αποτέλεσμα την αναπόφευκτη σύγκρουσή των λόγω των παλοιρροιογόνων δυνάμεων που ασκούνται από τον μεγαλύτερο στον μικρότερο γαλαξία. Το επακόλουθο είναι η μερική ή ολοσχερής μεταβολή της συνοχής των αστέρων και του υλικού όπως και της μορφής του μικρότερου σε μέγεθος γαλαξία από τον μεγαλύτερο, μία κατάστασις που ονομάζεται γαλαξιακός καννιβαλισμός, όπου φαγώνεται ο μικρός από τον μεγάλο.

Ο νάνος Τοξότης. Έχει αποδειχθεί πρόσφατα το 1994 από τον Ibata ότι ο γαλαξίας μας αυτήν την στιγμή έχει συγκρουσθεί με έναν άλλο νάνο γαλαξία, τον νάνο Τοξότη, τον οποίο στην συνέχεια θα τον σκορπίσει γύρω του. Η ονομασία αυτή προέρχεται από την τοποθεσία του νάνου γαλαξία στον αστερισμό του Τοξότου.  Ο νάνος Τοξότης ευρίσκεται σε απόσταση 80.000 ετών φωτός από τον ήλιο σε διαμετρικά αντίθετη περιοχή σε σχέση με το πυκνό κέντρο του γαλαξία μας ώστε να μην είναι δυνατόν να παρατηρηθεί οπτικά.  Από την σύγκρουση αυτή η οποία αποδεικνύεται φασματοσκοπικά, ο γαλαξίας μας  του έφαγε 3 σφαιρωτά σμήνη όπως και το Messier 54  τα οποία σήμερα περιστρέφονται γύρω από αυτόν.

video

ΠΗΓΕΣ  «ΓΗ,ΤΟ ΚΕΝΤΡΟ ΤΟΥ ΣΥΜΠΑΝΤΟΣ»  ,τ.2 συγγραφέως

Τεύχη περιοδικών Astronomy & Sky and Telescope

© 2000 John Koliopoulos.