Του δρ Π.Α. Πάτση*
Ζούμε στις παρυφές ενός αστρικού συστήματος σε σχήμα δίσκου που αποτελείται από 200 δισεκατομμύρια αστέρια και ονομάζεται Γαλαξίας. Ο Ήλιος, μαζί με τη Γη και τους άλλους πλανήτες, βρίσκεται σε μια απόσταση 30.000 ετών φωτός από το κέντρο του συστήματος και περιφέρεται γύρω από αυτό με ταχύτητα 220 χιλιομέτρων το δευτερόλεπτο. Ο δίσκος έχει διάμετρο 100.000 και πάχος μόλις 2.000 έτη φωτός. Περιβάλλεται από μια άλω αόρατης, «σκοτεινής» ύλης, που εκτείνεται σε απόσταση πολλών εκατοντάδων χιλιάδων ετών φωτός. Αυτή την ύλη δεν μπορούμε να την παρατηρήσουμε, δεν εκπέμπει στο ηλεκτρομαγνητικό φάσμα, αλλά μπορούμε να εκτιμήσουμε τη μάζα της καταγράφοντας και υπολογίζοντας τις κινήσεις των άστρων. Η μάζα της άλω είναι εκατοντάδες φορές μεγαλύτερη από τη μάζα όλων των άστρων του δίσκου μαζί. Δεν μπορούμε να ταξιδέψουμε σε μια θέση του σύμπαντος για να δούμε τον Γαλαξία «απέξω», να τον φωτογραφίσουμε και να προσδιορίσουμε έτσι με ακρίβεια το σχήμα του. Οι έρευνες όμως των τελευταίων χρόνων μας οδήγησαν στο ασφαλές συμπέρασμα ότι στο κέντρο του βρίσκεται ένας επιμήκης σχηματισμός, μια ράβδος, μήκους 10-12.000 ετών φωτός. Πέρα από το τέλος της ράβδου, οι αστέρες του Γαλαξία που βρίσκονται πάνω στον δίσκο είναι οργανωμένοι σε σπείρες. Υπάρχουν δύο ισχυρές και δύο ασθενείς σπείρες και ο Ήλιος βρίσκεται κοντά στη σπείρα του Περσέα, σε μια τοπική συμπύκνωση που ονομάζουμε ίχνος του Ωρίωνα. Οι αριθμοί που αναφέρουμε είναι προσεγγιστικοί, αλλά δίνουν τη σωστή εικόνα του Γαλαξία. Ένα σκίτσο που την περιγράφει δίνεται στο Σχήμα 1. Σήμερα γνωρίζουμε ότι ο Γαλαξίας είναι ένας από τα περίπου 200 δισεκατομμύρια γαλαξιών που υπάρχουν.
Η εικόνα αυτή είναι το αποτέλεσμα της προόδου της Αστρονομίας κατά τα τελευταία ενενήντα χρόνια. Είναι αποτέλεσμα παρατηρήσεων και υπολογισμών που μας επέτρεψαν να συνειδητοποιήσουμε τη θέση μας στο Σύμπαν. Δεν ήταν ένα εύκολο συμπέρασμα. Κοιτάζοντας τον νυχτερινό ουρανό διά γυμνού οφθαλμού, μπορούμε να διακρίνουμε το πολύ 2.500 άστρα. Όμως, όταν δεν έχει φεγγάρι, ιδίως κατά τους καλοκαιρινούς μήνες, βλέπουμε επίσης μια ακανόνιστη, φωτεινή και νεφελώδη ζώνη να διασχίζει τον ουρανό. Οι αρχαίοι Έλληνες την ονόμασαν «Γαλαξία» λόγω της γαλακτόχρωμης όψης της. Σύντομα κατόρθωσαν να καταλάβουν την πραγματική της φύση. Όπως μαρτυρεί ο Αριστοτέλης στα «Μετεωρολογικά» του, «...οἱ δὲ περὶ Ἀναξαγόραν καὶ Δημόκριτον φῶς εἶναι τὸ γάλα λέγουσιν ἄστρων τινῶν...».
Η επιβεβαίωση ήρθε περισσότερο από μια χιλιετία αργότερα, όταν ο Γαλιλαίος το 1610 έστρεψε προς τον «κύκλο του γάλακτος» το τηλεσκόπιό του. Με τα τηλεσκόπια ανακαλύφθηκαν στους αιώνες που ακολούθησαν όχι μόνο περισσότερα άστρα αλλά και άλλα, διαφορετικής φύσης, αντικείμενα που ονομάστηκαν «νεφελώματα». Μερικά από αυτά είχαν μια καταπληκτική σπειροειδή μορφολογία. Ακολούθησε μια μακρόχρονη επιστημονική διαμάχη για το αν τα νεφελώματα ήταν, όπως τα άστρα, αντικείμενα που ανήκουν στον Γαλαξία ή αν ήταν διαφορετικά συστήματα, δηλαδή «νησιά σύμπαντα». Η οριστική απάντηση δόθηκε το 1923 από τον Χαμπλ, με την ανακάλυψη μεταβλητών αστέρων με γνωστή απόλυτη λαμπρότητα στο νεφέλωμα της Ανδρομέδας. Αυτό του επέτρεψε να εκτιμήσει πόσο μακριά μας βρίσκεται το νεφέλωμα αυτό και η απόσταση ήταν τεράστια. Πολύ μεγαλύτερη από την απόσταση οποιουδήποτε άστρου από τη Γη. Ήταν το πρώτο βήμα για να γνωρίσει η ανθρωπότητα το Σύμπαν των γαλαξιών. Το νεφέλωμα της Ανδρομέδας είναι ο πιο κοντινός μας μεγάλος γαλαξίας και βρίσκεται σε απόσταση 2,5 εκατομμυρίων ετών φωτός από εμάς. Τον παρατηρούμε δηλαδή σήμερα όπως ήταν σε μια εποχή πριν εμφανιστεί το γένος homo επί της Γης.
Οι γαλαξίες είναι αμυδρά αντικείμενα. Αυτός είναι ο λόγος που έπρεπε να ανακαλύψουμε πρώτα το τηλεσκόπιο για να τους δούμε. Όταν πάμε στον Νότο (νοτιότερα από πλάτος 20° και καλύτερα κάτω από τον Ισημερινό), μπορούμε να διακρίνουμε με το μάτι το Μεγάλο Νέφος του Μαγγελάνου, που είναι ένας μικρός δορυφόρος του Γαλαξία μας. Κανείς άλλος γαλαξίας δεν είναι ευδιάκριτος. Ένας εξασκημένος παρατηρητής χωρίς τηλεσκόπιο μπορεί να υποψιαστεί την ύπαρξη μιας ασαφούς φωτεινής κηλίδας κοντά στο μ του αστερισμού της Ανδρομέδας. Αυτή η κηλίδα είναι μόνο η κεντρική περιοχή του ομώνυμου γαλαξία που προαναφέραμε, ο οποίος έχει διαστάσεις λίγο μεγαλύτερες από αυτές του δικού μας. Αν η όρασή μας ήταν φωτογραφική και μπορούσαμε να συγκεντρώσουμε ικανό αριθμό φωτονίων στους οφθαλμούς μας, θα διαπιστώναμε ότι πρόκειται για ένα αντικείμενο που, από τη μία άκρη του ώς την άλλη, εκτείνεται στον ουρανό σε μια απόσταση όση επτά διάμετροι της Πανσελήνου. Τόσο αμυδροί είναι οι γαλαξίες.
Ο Χαμπλ ήταν ο πρώτος που ταξινόμησε τους γαλαξίες ανάλογα με τη μορφολογία τους. Οι τρεις κύριοι τύποι γαλαξιών είναι οι ελλειπτικοί και οι σπειροειδείς, που υποδιαιρούνται σε περισσότερες υποκατηγορίες, και οι άμορφοι. Όπως εύστοχα παρατηρεί ο K. Κρόσγουελ, «όλοι οι γαλαξίες δεν δημιουργήθηκαν ίσοι. Από τους τρεις κύριους τύπους γαλαξιών, ένας ξεχωρίζει από τους υπόλοιπους για την εκπληκτική του ομορφιά: ο σπειροειδής». Δεν είναι όμως μόνο το γεωμετρικό τους σχήμα που κάνει τους σπειροειδείς γαλαξίες σημαντικούς. Σε αυτό τον τύπο γαλαξιών υπάρχει αέριο, συγκεντρωμένο στον δίσκο, με μάζα περίπου 10% της συνολικής μάζας των άστρων. Λόγω της δυναμικής του δίσκου, το αέριο συμπιέζεται στις περιοχές των σπειρών και με τον τρόπο αυτό δημιουργούνται νέοι αστέρες. Ο Ήλιος και το ηλιακό σύστημα δημιουργήθηκαν με μια τέτοια διαδικασία από την κατάρρευση μέρους ενός γιγάντιου περιστρεφόμενου νέφους πριν από 4,6 δισεκατομμύρια χρόνια. Λόγω της σύστασης του αρχικού νέφους, που είχε εμπλουτιστεί με βαριά στοιχεία διασκορπισμένα στο διάστημα κατά τον θάνατο ενός προγενέστερου άστρου, κατά τη διάρκεια της δημιουργίας του ηλιακού συστήματος δημιουργήθηκαν βραχώδεις πλανήτες ως υπολείμματα της δημιουργίας του Ήλιου. Αν και μικρής σημασίας από δυναμικής άποψης, σε έναν από αυτούς άνθισε το φαινόμενο της ζωής κι έτσι βρισκόμαστε εμείς εδώ σήμερα και μελετούμε τη μορφολογία των σπειροειδών γαλαξιών.
Η ερμηνεία της μορφολογίας των γαλαξιών είναι ένα διανοητικό παιχνίδι που βασίζεται στη χρήση μεγάλων επίγειων και διαστημικών τηλεσκοπίων καθώς και στη χρήση υπερυπολογιστών. Είναι απαραίτητο τόσο το πειραματικό - παρατηρισιακό μέρος, όσο και το θεωρητικό - αριθμητικό για να μπορέσουμε να κατανοήσουμε δομές όπως οι σπείρες και οι ράβδοι. Σήμερα υπάρχουν δεκάδες ερευνητικές ομάδες στα μεγαλύτερα ερευνητικά ινστιτούτα και πανεπιστήμια ανά τον κόσμο που εργάζονται για τον σκοπό αυτό. Μαθηματικά μοντέλα που βασίζονται στη Θεωρία των Τροχιών, καθώς και μοντέλα που μελετούν τη βαρυτική αλληλεπίδραση δεκάδων εκατομμυρίων σωμάτων μεταξύ τους, προσομοιώνοντας τις κινήσεις των αστέρων ενός γαλαξία (μοντέλα Ν-σωμάτων), συγκρίνονται με εικόνες γαλαξιών που λαμβάνονται σε κατάλληλα μήκη κύματος. Η καλύτερη απεικόνιση της κατανομής των αστέρων στους γαλαξιακούς δίσκους γίνεται σε εικόνες που λαμβάνονται στο εγγύς υπέρυθρο. Εκεί βλέπουμε ουσιαστικά αστέρες φασματικού τύπου Κ και Μ που συγκροτούν το μεγαλύτερο μέρος της φωτεινής μάζας των γαλαξιών. Παράλληλα, ελαχιστοποιείται η συμβολή των νέων λαμπρών αστέρων και του αερίου που κυριαρχούν σε οπτικά μήκη κύματος. Η λήψη τέτοιων εικόνων έγινε τεχνολογικά δυνατή μόλις στα μέσα της δεκαετίας του 1990 και αποτελούν από τότε το πρότυπο σύγκρισης με τα μαθηματικά μοντέλα. Στο Σχήμα 2 βλέπουμε μια εικόνα του γαλαξία NGC 5248 στο εγγύς υπέρυθρο που έχει καταγραφεί με το τηλεσκόπιο των 2,2 μ. του European Southern Observatory στη La Silla της Χιλής.
Για να κατανοήσουμε τα σχήματα των γαλαξιών, πρέπει να κατανοήσουμε τις κινήσεις των άστρων τους, αλλά και την κίνηση του αερίου που περιέχουν. Αστέρες και αέριο βρίσκονται σε διαρκή κίνηση, δημιουργώντας δομές που διατηρούνται ουσιαστικά αναλλοίωτες για δισεκατομμύρια έτη. Ο κλάδος της Αστρονομίας που μελετά τις κινήσεις των αντικειμένων σε γαλαξιακό επίπεδο λέγεται Γαλαξιακή Δυναμική. Ένα από τα βασικά συμπεράσματα της Γαλαξιακής Δυναμικής που αφορά τις σπείρες των γαλαξιών είναι ότι δεν αποτελούνται διαρκώς από τα ίδια άστρα, αλλά αποτελούν «κύματα πυκνότητας». Οι αστέρες δηλαδή περιστρέφονται γύρω από το κέντρο του γαλαξία, ο καθένας με διαφορετική γωνιακή ταχύτητα, διέρχονται μέσα από τις σπείρες, αλλά παραμένουν περισσότερο χρόνο στην περιοχή τους, δημιουργώντας τοπικά ένα μέγιστο πυκνότητας. Οι σπειροειδείς βραχίονες με τη σειρά τους περιστρέφονται ως ενιαίος σχηματισμός γύρω από το κέντρο του γαλαξία με σταθερή γωνιακή ταχύτητα, χωρίς να περιελίσσονται και ως εκ τούτου να καταστρέφονται.
Οι γαλαξιακοί δίσκοι παρουσιάζουν δομές και εκτός του γαλαξιακού επιπέδου. Τις βλέπουμε όταν παρατηρούμε έναν γαλαξιακό δίσκο από το πλάι, όταν αυτός τυχαίνει να έχει τον κατάλληλο προσανατολισμό στον ουρανό. Η πιο χαρακτηριστική από αυτές τις δομές εμφανίζεται στις κεντρικές περιοχές των δίσκων και έχει το σχήμα κουτιού. Πολλές φορές το σχήμα της κεντρικής περιοχής εκτός του γαλαξιακού επιπέδου μπορεί να περιγραφεί και ως ένα φιστίκι (peanut-shaped). Οι μελέτες έδειξαν ότι αυτός ο σχηματισμός δεν είναι τίποτα άλλο παρά η κεντρική περιοχή της ράβδου, όπως προεξέχει από το ισημερινό επίπεδο του γαλαξία. Μια τέτοια, κιβωτιόσχημη κεντρική περιοχή που θυμίζει φιστίκι παρατηρείται και στον δικό μας Γαλαξία και αποτελεί ακόμη ένα επιχείρημα που στηρίζει την άποψη ότι πρόκειται για έναν ραβδοειδή. Το φιστίκι εμφανίζεται συχνά σε προσομοιώσεις γαλαξιακών δίσκων με τη μέθοδο των Ν-σωμάτων, όπως αυτή από την οποία παρουσιάζουμε ένα στιγμιότυπο στο Σχήμα 3. Πρόκειται για μια προσομοίωση ενός γαλαξιακού δίσκου ο οποίος περιβάλλεται από μια άλω σκοτεινής ύλης και έχει μάζα και διαστάσεις παρόμοιες με αυτές του Γαλαξία. Το σύστημα περιέχει και αέριο με μάζα 10% της αστρικής, από το οποίο γεννιούνται νέοι αστέρες. Στην αρχή της προσομοίωσης 2 εκατομμύρια σωμάτια είναι ομοιόμορφα κατανεμημένα στον δίσκο ακτίνας 35.000 ετών φωτός. Έπειτα από χρόνο που αντιστοιχεί σε 1 δισεκατομμύριο χρόνια, το μοντέλο αναπτύσσει μια ράβδο με σπείρες και αυτή η μορφολογία διαρκεί. Στο Σχήμα 3 έχουμε στρέψει τον δίσκο ώστε να φαίνεται από το πλάι, οπότε γίνεται εμφανής η μορφολογία του φιστικιού στην κεντρική, κόκκινη, περιοχή. Τα χρώματα δίνουν τοπικά την πυκνότητα του μοντέλου όπως δείχνει η μπάρα στα αριστερά της εικόνας. Η πυκνότητα αυξάνει από το μαύρο προς το κόκκινο. Οι υπολογισμοί έγιναν στο Υπολογιστικό Κέντρο του Ινστιτούτου Max-Planck στο Garching κοντά στο Μόναχο, στη Γερμανία.
Η ερμηνεία της μορφολογίας των γαλαξιών από θεωρητικής άποψης γίνεται με τη Θεωρία των Τροχιών, τη Μη-Γραμμική Δυναμική και τη Θεωρία του Χάους. Από τη δεκαετία του 1960 μέχρι σήμερα η έρευνα στον τομέα αυτό έχει δώσει πολλά αξιόλογα αποτελέσματα, τα οποία έρχονται να επιβεβαιώσουν παρατηρήσεις με μεγάλα τηλεσκόπια και μοντέλα που κατασκευάζονται με ισχυρούς υπερυπολογιστές. Η συμβολή Ελλήνων επιστημόνων διαχρονικά υπήρξε πολύ σημαντική, δημιουργώντας παράδοση σε αυτό τον χώρο. Δίνουμε μια ενδεικτική βιβλιογραφία για όποιον θελήσει να ασχοληθεί περισσότερο.
* G. Bertin, C.C. Lin, 1996, “Spiral Structure in Galaxies - A density wave Theory”, The MIT Press
* J. Binney, S. Tremaine, “Galactic Dynamics”, 2008, Princeton University Press
* G. Contopoulos, 2004, Order and Chaos in Dynamical Astronomy, Springer-Verlag
* K. Croswell, “The Alchemy of the Heavens”, 1995, Anchor Books
* Ο Δρ. Π. Πάτσης είναι αστροφυσικός, έχει εργαστεί ως ερευνητής στο European Southern Observatory στο Μόναχο, στο πανεπιστημιακό Αστεροσκοπείο της Μασσαλίας, στο Ινστιτούτο Max-Planck for Astronomy στην Χαϊδελβέργη, στο πανεπιστήμιο της Χαϊδελβέργης και σήμερα είναι διευθυντής Ερευνών στο Κέντρο Ερευνών Αστρονομίας της Ακαδημίας Αθηνών
Σχήμα 1: Κάτοψη του δίσκου του Γαλαξία στην οποία φαίνεται η σπειροειδής δομή. Η θέση του Ήλιου σημειώνεται με έναν αστερίσκο. Τα βέλη δείχνουν τον βραχίονα του Περσέα (1), τον βραχίονα Ασπίδας-Κενταύρου (2), τον λεγόμενο «εξωτερικό» βραχίονα (3) και το ίχνος του Ωρίωνα (4), πάνω στο οποίο βρίσκεται ο Ήλιος. Οι σπείρες περιστρέφονται αντίθετα με τη φορά των δεικτών του ρολογιού
Σχήμα 2: Εικόνα ψευδοχρωμάτων του γαλαξία NGC 5248 (κάτω αριστερά) στο εγγύς υπέρυθρο (2,1μ). Η εικόνα έχει ληφθεί με το τηλεσκόπιο των 2,2μ του European Southern Observatory στη La Silla της Χιλής. Ο NGC 5248 aπέχει 59 εκατομμύρια έτη φωτός και είναι ένας ραβδοειδής σπειροειδής με ένα εσωτερικό και ένα εξωτερικό σύστημα βραχιόνων.
Σχήμα 3: Προσομοίωση Ν-σωμάτων ενός ραβδοειδούς γαλαξία με 2 εκατομμύρια σώματα που δημιουργούν έναν σχηματισμό με δομή φιστικιού (κόκκινη περιοχή) στις κεντρικές του περιοχές. Ο γαλαξιακός δίσκος έχει στραφεί ώστε να φαίνεται από το πλάι. Τα χρώματα αντιστοιχούν στην πυκνότητα του μοντέλου, η οποία αυξάνει από το μαύρο στο κόκκινο, όπως υποδεικνύει η μπάρα στα αριστερά της εικόνας. Ο δικός μας Γαλαξίας έχει μια ράβδο με παρόμοια μορφολογία. Οι υπολογισμοί έχουν πραγματοποιηθεί στο Υπολογιστικό Κέντρο του Garching στη Γερμανία
