Share on FacebookShare on Google+Tweet about this on TwitterShare on LinkedInShare on TumblrEmail this to someone

του Διονύση Π. Σιμόπουλου: επίτιμου διευθυντή του Ευγενιδείου Πλανηταρίου

Στη διάρκεια του Μαΐου στην κορυφή του ουρανού βρίσκεται ο αστερισμός της Παρθένου όπου μπορεί να διακρίνει κανείς με γυμνό μάτι 100 έως 180 συνολικά άστρα, με τη βοήθεια όμως των τηλεσκοπίων στην περιοχή αυτή αναγνωρίστηκαν όχι μόνο χιλιάδες νέα άστρα αλλά επί πλέον και χιλιάδες γαλαξίες αφού στην περιοχή του αστερισμού αυτού βρίσκεται το μεγαλύτερο τμήμα ενός από τα εκτενέστερα σμήνη γαλαξιών που φέρει το όνομα «Υπερσμήνος Γαλαξιών της Παρθένου».

Οι γαλαξίες του υπερσμήνους της Παρθένου είναι διατεταγμένοι με τέτοιον τρόπο ώστε να σχηματίζουν δέσμες γαλαξιών σαν λεπτές μεμβράνες προσκολλημένες στα τοιχώματα τεράστιων επιφανειών που μοιάζουν με σαπουνόφουσκες. Πολλοί άλλωστε από τους γαλαξίες που μπορούμε να διακρίνουμε από την βάση μας πάνω στη Γη, ανήκουν σε σμήνη γαλαξιών που με τη σειρά τους ανήκουν στο Υπερσμήνος της Παρθένου, όπως άλλωστε συμβαίνει και με την Τοπική μας Ομάδα γαλαξιών που βρίσκεται στο ένα άκρο του υπερσμήνους αυτού.

Η ύπαρξη του υπερσμήνους της Παρθένου εντοπίστηκε για πρώτη φορά από τον γάλλο αστρονόμο Ζεράρ ντε Βωκουλέρ το 1953 που το ονόμασε Τοπικό Υπερσμήνος της Παρθένου. Ο λαμπρότερος από τους γαλαξίες του σμήνους είναι ο Μ 100 (NGC 4321) που φαίνεται στα όρια του αστερισμού της Κόμης της Βερενίκης. Μια καθαρή άποψη του γαλαξία αυτού από το Διαστημικό Τηλεσκόπιο «Χαμπλ» μας απεκάλυψε 24 μεταβλητούς Κηφίδες, άστρα που με την μεταβαλλόμενη φωτεινότητά τους μας πληροφορούν πόσο μακριά βρίσκονται. Έτσι μπορέσαμε να υπολογίσουμε ότι ο Μ 100 βρίσκεται σε απόσταση 51 εκατομμυρίων ετών φωτός.

 

 

Ακόμη και με τα γαλαξιακά μέτρα το Υπερσμήνος της Παρθένου είναι τεράστιο αποτελούμενο από εκατοντάδες σμήνη γαλαξιών, ενώ η διάμετρός του υπολογίζεται ότι υπερβαίνει τα 150 εκατομμύρια έτη φωτός! Όλες αυτές οι χιλιάδες των γαλαξιών φαίνονται να μετακινούνται προς την ίδια κατεύθυνση, και με ταχύτητα που φτάνει τα δύο εκατομμύρια χιλιόμετρα την ώρα, επηρεασμένοι από τις βαρυτικές δυνάμεις ενός υπερσμήνους γαλαξιών που είναι μάλλον κρυμμένο πίσω από τα άστρα και τα νεφελώματα του δικού μας Γαλαξία.

Σύμφωνα με τις υποθέσεις των ερευνητών ο «Μεγάλος Ελκυστής», όπως ονομάστηκε η άγνωστη αυτή πηγή έλξης των γαλαξιών της Παρθένου, πρέπει να βρίσκεται σε απόσταση 300 εκατομμυρίων ετών φωτός προς την κατεύθυνση των αστερισμών της Ύδρας και του Κενταύρου. Στο κέντρο της περιοχής αυτής βρίσκεται ένα σμήνος 600 περίπου γαλαξιών, που ονομάζεται Abell 3627, και το οποίο φαίνεται να είναι η κεντρική περιοχή ενός μεγαλύτερου υπερσμήνους γαλαξιών που οι ερευνητές το ταυτίζουν με τον «Μεγάλο Ελκυστή».

Πλησιέστερα σε ‘μας, σε απόσταση 40 εκατομμυρίων ετών φωτός, βρίσκεται ο πιο θεαματικός ίσως από όλους τους γαλαξίες που έχουμε παρατηρήσει μέχρι τώρα. Πρόκειται για τον γιγάντιο ελλειπτικό γαλαξία που ονομάζεται «Παρθένος Άλφα» (M 87 ή NGC 4486). Σε σύγκριση με τους συνηθισμένους γαλαξίες σαν τον δικό μας ο γαλαξίας αυτός είναι πέντε φορές μεγαλύτερος. Σ’ αυτόν κατοικούν πάνω από ένα τρισεκατομμύριο άστρα, ενώ είναι στεφανωμένος με χιλιάδες σφαιρωτά σμήνη.

Ο γαλαξίας Μ 87 είναι μια από τις ισχυρότερες πηγές ραδιοακτινοβολιών, ακτίνων Χ και φωτεινής ενέργειας, ενώ ένας πίδακας πλάσματος, (απογυμνωμένων από ηλεκτρόνια ατόμων) προεξέχει σαν ένα κοκαλιάρικο δάχτυλο από τον πυρήνα του. Ο πίδακας αυτός εκτοξεύτηκε πριν από 15.000 χρόνια με ταχύτητα που πλησίαζε την ταχύτητα του φωτός. Με τα μέτρα και τα σταθμά του γαλαξιακού χρόνου ο πίδακας αυτός πρέπει να εμφανίστηκε τόσο απότομα και ξαφνικά όσο και μια αστραπή.

 

 

Με τα διάφορα όργανά του το Διαστημικό Τηλεσκόπιο «Χάμπλ» σκόπευσε την καρδιά του Μ-87 και αυτό που ανακάλυψε ενθουσίασε όλους του ειδικούς επιστήμονες γιατί από την μια πλευρά του γαλαξία τα υλικά που παρατηρήθηκαν μας πλησιάζουν με ταχύτητα 500 χιλιομέτρων το δευτερόλεπτο ενώ από την άλλη πλευρά τα υλικά που εκτοξεύονται απομακρύνονται από ‘μας με την ίδια ταχύτητα. Απόδειξη ότι ολόκληρο αυτό το τεράστιο σύστημα πρέπει να κινείται γύρω από ένα υπέρπυκνο αντικείμενο που βρίσκεται στο κέντρο του.

Οι μεγάλες αυτές ταχύτητες προσδιορίζουν την ύπαρξη ενός αντικειμένου με την τεράστια μάζα των δύο δισεκατομμυρίων άστρων συμπιεσμένη σε μια μικροσκοπική σχετικά περιοχή. Η βαρύτητα του πυρήνα είναι τόσο έντονη ώστε η μόνη εξήγηση που μπορεί να δοθεί στα παρατηρούμενα φαινόμενα είναι η ύπαρξη μιας Μαύρης Τρύπας.

Σε πολλά υπερσμήνη υπερτερούν οι ελλειπτικοί γαλαξίες, όπως συμβαίνει στο Σμήνος του Βορείου Στεφάνου που βρίσκεται σε απόσταση 700 εκατομμυρίων ετών φωτός, στο σμήνος όμως της Παρθένου υπερτερούν κατά πολύ οι σπειροειδείς γαλαξίες (75%), ενώ οι υπόλοιποι είναι ελλειπτικοί και ελάχιστοι είναι ακανόνιστοι. Ένας από τους πιο θεαματικούς γαλαξίες του Υπερσμήνους της Παρθένου είναι και ο Μ-104 (NGC 4594) που μοιάζει με μεξικάνικο σομπρέρο, εξ ου και το όνομα με το οποίο είναι σήμερα γνωστός ως «γαλαξίας Σομπρέρο».

Πρόκειται για ένα ενδιάμεσο είδος ελλειπτικού και σπειροειδούς γαλαξία με ένα μεγάλο αριθμό σφαιρωτών σμηνών. Από τη Γη φαίνεται σε προφίλ με την περίφημη σκοτεινή γραμμή αερίων και διαστημικής σκόνης να τον διαχωρίζει σχεδόν στα δύο. Βρίσκεται σε απόσταση 40 εκατομμυρίων ετών φωτός από τη Γη, ενώ η διάμετρός του φτάνει τα 130.000 έτη φωτός, είναι δηλαδή αρκετά μεγαλύτερος από τον δικό μας Γαλαξία.

Ανάμεσα στους πιο εμφανείς γαλαξίες στον αστερισμό της Παρθένου περιλαμβάνονται ο Μ-58 (NGC 4579), ένας λαμπρός ραβδωτός γαλαξίας με 160 περίπου δισεκατομμύρια άστρα, και ο Μ-90 (NGC 4569) με 80 περίπου δισεκατομμύρια άστρα. Υπάρχει επίσης και ο σπειροειδής γαλαξίας Μ-61 (NGC 4303), στον οποίο παρατηρήθηκαν τρεις τουλάχιστον σουπερνόβα εκρήξεις (1926, 1961, 1964), που έχει διάμετρο 60.000 ετών φωτός και περιεκτικότητα 50 δισεκατομμυρίων άστρων. Υπάρχουν επίσης και αρκετοί ελλειπτικοί γαλαξίες όπως ο Μ-49 (NGC 4472) που περιλαμβάνει πέντε φορές περισσότερα άστρα απ’ ότι ο δικός μας.

 

 

Το ίδιο τεραστίων διαστάσεων είναι και ο γιγαντιαίος ελλειπτικός γαλαξίας Μ-60 (NGC 4649) με περιεκτικότητα ενός τρισεκατομμυρίου άστρων. Δύο ακόμη λαμπεροί ελλειπτικοί γαλαξίες αποτελούν το ζευγάρι των γαλαξιών Μ-84 (NGC 4374) με πυκνό πυρήνα και 500 δισεκατομμύρια άστρα, και Μ-86 (NGC 4406) με 130 δισεκατομμύρια άστρα σε απόσταση 20 εκατομμυρίων ετών φωτός από ‘μας. Στα βόρεια του Μ-87 βρίσκεται ένας άλλος ελλειπτικός γαλαξίας, ο Μ-89 (NGC 4552), με περιεκτικότητα 250 δισεκατομμυρίων άστρων, ενώ ένας άλλος ελλειπτικός γαλαξίας, ο Μ-59 (NGC 4621), παρά την μικρή του διάμετρο, που φτάνει τα 25.000 έτη φωτός, διαθέτει κι αυτός 250 δισεκατομμύρια άστρα.

Στον αστερισμό της Παρθένου ανακαλύφτηκε επίσης και το πρώτο από ένα παράξενο είδος ουράνιων αντικειμένων που ονομάζονται κβάζαρ. Στις 5 Αυγούστου 1962 τρεις Αυστραλοί αστρονόμοι παρατηρώντας την Σελήνη να επισκιάζει την ραδιοπηγή 3C 273 κατόρθωσαν, χρονομετρώντας τη στιγμή της εξαφάνισης και της επανεμφάνισής της, να εντοπίσουν με ακρίβεια τη θέση της πάνω στην οποία ανακάλυψαν ένα πολύ φωτεινό άστρο.

Το 1963 ο Marten Schmidt του Τεχνολογικού Ινστιτούτου της Καλιφόρνια, στην προσπάθειά του να αναλύσει το φάσμα του 3C 273 συνειδητοποίησε ότι τέσσερις από τις λαμπρότερες φασματικές γραμμές του είχαν τις ίδιες αποστάσεις μεταξύ τους με τέσσερις από τις πιο γνωστές φασματικές γραμμές του υδρογόνου, με τη βασική διαφορά ότι ήσαν τοποθετημένες πολύ μακριά από τη συνηθισμένη τους θέση στο φάσμα, είχαν δηλαδή πολύ μεγαλύτερα μήκη κύματος απ’ ότι συνήθως.

Λόγω της μεγάλη μετατόπισης των φασματικών γραμμών της ραδιοπηγής 3C 273, βγάλαμε το συμπέρασμα ότι το αντικείμενο αυτό απομακρύνεται από τη Γη με ταχύτητα που φτάνει τα 45.000 χιλιόμετρα το δευτερόλεπτο. Πράγμα που σημαίνει ότι το αντικείμενο 3C 273 πρέπει να βρίσκεται σε απόσταση τριών περίπου δισεκατομμυρίων ετών φωτός. Επειδή όμως τα αντικείμενα αυτά μοιάζουν με άστρα ονομάστηκαν «quasi-stellar objects» (αστρόμορφα αντικείμενα), και για συντομία quasar (κβάζαρ), αν και ένα κβάζαρ είναι 1.000 φορές λαμπρότερο από έναν ολόκληρο γαλαξία 100 δισεκατομμυρίων άστρων.

 

 

Οι περισσότεροι αστρονόμοι συμφωνούν σήμερα στο ότι τα αστρόμορφα αυτά ουράνια αντικείμενα βρίσκονται στον πυρήνα πολύ μακρινών γαλαξιών και ότι έχουν άμεση σχέση με τις μαύρες τρύπες. Τα υλικά που αιχμαλωτίζονται από τις μαύρες τρύπες δημιουργούν βαρυτική ενέργεια η οποία στη συνέχεια ενεργοποιεί τα κβάζαρ. Είναι όμως άγνωστο με ποιόν τρόπο η ενέργεια αυτή μετατρέπεται σε ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία την οποία τα κβάζαρ εκπέμπουν σε όλα τα μήκη κύματος. Γιατί παρ’ όλη την φωτεινότητά τους τα κβάζαρ είναι πολύ συμπυκνωμένα σώματα και η περισσότερη ενέργειά τους προέρχεται από ένα τμήμα με διάμετρο μερικών μόνο ημερών φωτός, αντίστοιχο δηλαδή σε μέγεθος με το Ηλιακό Σύστημα.

Έχει παρατηρηθεί επίσης ότι ο αριθμός των κβάζαρ πληθαίνει όσο μεγαλύτερες είναι οι αποστάσεις. Πριν από 12 δισεκατομμύρια χρόνια η πυκνότητα των κβαζαρ ήταν 1.000 φορές μεγαλύτερη απ’ ότι είναι σήμερα. Φαίνεται λοιπόν ότι οι διαδικασίες που προκάλεσαν τη γέννηση των κβάζαρ ήσαν πολύ πιο έντονες στα πρώτα στάδια της εξέλιξης του Σύμπαντος.

Το συμπέρασμα λοιπόν των σύγχρονων ερευνών μας είναι ότι τα κβάζαρ άρχισαν να δημιουργούνται πριν από 13 περίπου δισεκατομμύρια χρόνια, ενώ στη συνέχεια, μετά από 4 περίπου δισεκατομμύρια χρόνια, η διαδικασία αυτή άρχισε να εξασθενεί.

Σύμφωνα με μια άποψη οι γαλαξίες διαμορφώθηκαν πριν από τα κβάζαρ όταν το Σύμπαν είχε ηλικία λίγο μεγαλύτερη του ενός δισεκατομμυρίου ετών. Η χρονική διαφορά στη δημιουργία των γαλαξιών και των κβάζαρ αντιπροσωπεύει τον χρόνο που απαιτήθηκε για να δημιουργηθούν οι μαύρες τρύπες στον πυρήνα των γαλαξιών. Σήμερα πάντως θεωρείται αρκετά βέβαιο ότι τα κβάζαρ ενεργοποιούνται όταν δύο γαλαξίες έρχονται σε στενές επαφές ή όταν συγκρούονται μεταξύ τους.

Ό,τι όμως κι αν συμβαίνει πραγματικά είναι γεγονός ότι από την εποχή της ανακάλυψής τους το 1963 και μέχρι σήμερα η μελέτη των κβάζαρ έχει σημειώσει σημαντική πρόοδο, αν και τα ερωτηματικά που παραμένουν αναπάντητα σχετικά με τη γέννηση, την εξέλιξη, τη δομή και τη δυναμική τους είναι ακόμη πάρα πολλά.

Δείτε επίσης