Η σκοτεινή ύλη ερμηνεύει την Περιστροφή Γαλαξιών

Καμπύλες περιστροφής σπειροειδών γαλαξιών

Orbital Speed Equation

 experimental measurement  

Γαλαξίες

·         

Στο μακρόκοσμο η ύλη είναι συγκεντρωμένη κυρίως στους αστέρες. Αλλά και αυτοί οι αστέρες δεν είναι μεμονωμένοι. Συνήθως αποτελούν ομάδες που ονομάζονται γαλαξίες (galaxies). Ανάλογα με το μέγεθός του, ένας γαλαξίας περιέχει μερικά δισεκατομμύρια ή τρισεκατομμύρια αστέρες.

Παρά το μεγάλο αριθμό των γαλαξιών που υπάρχουν στο Σύμπαν, όλοι σχεδόν μπορούν να ταξινομηθούν ανάλογα με το μορφολογικό τους τύπο. Σήμερα οι γαλαξίες κατατάσσονται σε τέσσερις κατηγορίες:

α) Σπειροειδείς (τύπου S – spirals).Οι γαλαξίες αυτοί είναι οι πιο εντυπωσιακοί. Αποτελούνται συνήθως από ένα λαμπρό πυρήνα και δυο συνεπίπεδες αντιδιαμετρικές και συμμετρικές σπείρες. Ανάλογα με τη διάμετρο, τη φωτεινότητα του πυρήνα και τη μορφή των περιελίξεων των σπειρών τους, υποδιαιρούνται σε τρεις κατηγορίες: (Sa) με λαμπρούς πυρήνες και κλειστές σπείρες, (Sb) με κάπως αμυδρότερους πυρήνες και πιο ανοικτές σπείρες και (Sc) με αμυδρούς και μικρούc πυρήνες και πολύ ανοικτές σπείρες (Σχήμα 6.4). Ο Γαλαξίας μας και ο Μ31 (ο γαλαξίας της Ανδρομέδας – Σχήμα 6.1) ανήκουν στην κατηγορία Sb.

http://bit.ly/1UXeRtI

β) Ραβδωτοί σπειροειδείς (τύπου SB – barred spirals). Στους γαλαξίες αυτούς, που αποτελούν το ένα τρίτο περίπου των σπειροειδών γαλαξιών, οι σπείρες δεν ξεκινούν εφαπτομενικά από τον πυρήνα αλλά από τα άκρα μιας «ράβδου» που αποτελείται από αστέρες,αέρια και σκόνη. Aνάλογα με τη λαμπρότητα του πυρήνα και τη μορφή των περιελίξεων των σπειρών τους, διακρίνονται σε τρεις κατηγορίες, SBa, SBb και SBc, σε αναλογία με την προηγούμενη κατηγορία (Σχήμα 6.4).

http://bit.ly/1MT3ksb

γ) Ελλειπτικοί (τύπου Ε – ellipticals). Είναι ο πιο κοινός τύπος γαλαξία. Αξίζει να σημειωθεί ότι οι μεγαλύτεροι γαλαξίες που έχουν παρατηρηθεί μέχρι σήμερα είναι ελλειπτικοί. Ανάλογα με την ελλειπτικότητά τους (δηλαδή την πλάτυνση της έλλειψης, που παριστάνεται από το λόγο (a–b)/α. όπου a και b είναι ο μεγάλος και ο μικρός αντίστοιχα ημιάξονας της έλλειψης) διακρίνονται σε 8 τύπους (ΕΟ, Ε1, Ε2, ..., Ε7). Ο αριθμός που συνοδεύει το Ε είναι το δεκαπλάσιο της πλάτυνσης (Σχήμα 6.4). Παλαιότερα επικρατούσε η αντίληψη ότι το σχήμα των ελλειπτικών γαλαξιών είναι σφαιροειδές (ελλειψοειδές εκ περιστροφής) και ότι παρουσιάζονται σαν ελλειπτικοί λόγω προβολής τους πάνω στο επίπεδο του ουρανού. Τελευταία όμως διαπιστώθηκε ότι πολλοί ελλειπτικοί γαλαξίες έχουν σχήμα τριαξονικού ελλειψοειδούς, δηλαδή έχουν τρεις άνισους άξονες. Ανάλογα με τη μάζα τους διακρίνονται σε νάνους ελλειπτικούς (dwarf ellipticals) με μάζα περίπου 106 Μ! και γίγαντες ελλειπτικούς (giant ellipticals) με μάζα που φθάνει τις 1013 Μ!.

http://bit.ly/1qtbmym

δ) Ανώμαλοι (τύπου Irr – irregulars). Ένα μικρό ποσοστό γαλαξιών (γύρω στο 3%) δεν παρουσιάζουν εμφανή συμμετρία. Η κατανομή της ύλης τους είναι ακανόνιστη. Χωρίζονται σε δύο κατηγορίες: Αυτοί που ανήκουν στον τύπο Ι (Irr Ι) περιέχουν πολύ λίγη σκόνη και αέρια και κατά συνέπεια οι αστέρες τους διακρίνονται εύκολα. Αυτοί που ανήκουν στον τύπο ΙΙ (Irr ΙΙ) περιέχουν ζώνες σκόνης που εμποδίζουν την παρατήρηση μεμονωμένων αστέρων. Γαλαξίες τύπου Irr Ι είναι τα Μαγγελανικά Νέφη (οι πλησιέστεροι συνοδοί γαλαξίες του Γαλαξία μας).

http://bit.ly/1Mfhhkm

Ο Hubble ταξινόμησε τους τρεις πρώτους τύπους γαλαξιών (S, SB και Ε) σ' ένα διάγραμμα που ονομάζεται διαπασών του Hubble (Hubble’s tuning fork).

http://bit.ly/1XhTd0B

 Οι γαλαξίες SO (SBO αντίστοιχα για τους ραβδωτούς) είναι πολύ σπάνιοι και δεν συμπεριλαμβάνονταν στην αρχική ταξινόμηση. Οι γαλαξίες αυτοί είναι ενδιάμεσοι τύποι

μεταξύ σπειροειδών και ελλειπτικών και η ταξινόμησή τους είναι πολλές φορές προβληματική.

ΔΙΑΦΟΡΕΣ ΜΕΤΑΞΥ ΣΠΕΙΡΟΕΙΔΩΝ ΚΑΙ ΕΛΛΕΙΠΤΙΚΩΝ

ΓΑΛΑΞΙΩΝ

Εκτός από τη βασική διαφορά της ύπαρξης (ή όχι) σπειρών, οι κυριότερες διαφορές μεταξύ σπειροειδών και ελλειπτικών γαλαξιών είναι οι εξής:

• α) Οι μεγαλύτεροι γαλαξίες που έχουν παρατηρηθεί (Μ ~1013 Μ!) είναι ελλειπτικοί.

• β) Ο λόγος της μέσης τιμής των τυχαίων ταχυτήτων των αστέρων προς την ταχύτητα περιστροφής του γαλαξία είναι πολύ μεγαλύτερος στους ελλειπτικούς. Στους γαλαξίες μάλιστα αυτούς υπάρχει συσχετισμός μεταξύ της ταχύτητας περιστροφής του γαλαξία και του μορφολογικού του τύπου, δηλαδή όσο πιο μεγάλη είναι η ταχύτητα περιστροφής, τόσο πιο μεγάλος είναι και ο δείκτης του Ε . Στους σπειροειδείς δεν υπάρχει ανάλογος συσχετισμός, όπως προκύπτει από παρατηρήσεις.

• γ) Οι ελλειπτικοί δεν περιέχουν αέρια και σκόνη. Αντίθετα, αυτό είναι ένα από τα κύρια χαρακτηριστικά γνωρίσματα των σπειροειδών και των ανώμαλων γαλαξιών.

Η ύπαρξη μάλιστα ζώνης σκόνης σ' ένα γαλαξία, τον κατατάσσει αυτόματα, με ελάχιστες εξαιρέσεις, στους σπειροειδείς.

• δ) Οι ελλειπτικοί δεν περιέχουν νεαρούς αστέρες, και αυτό οφείλεται στην έλλειψη αερίων και σκόνης που απαιτούνται για τη δημιουργία πρωτοαστέρων.

• ε) Οι σπειροειδείς έχουν ισχυρές γραμμές εκπομπής στο φάσμα τους, ενώ οι ελλειπτικοί λόγω της έλλειψης αερίων και σκόνης δεν παρουσιάζουν ούτε γραμμές εκπομπής, ούτε απορρόφησης.

ΤΙ ΕΙΝΑΙ ΓΑΛΑΞΙΑΣ

Οι γαλαξίες αποτελούν τεράστια βαρυτικά συστήματα αστέρων, γαλαξιακών αερίων, αστρικής σκόνης και (πιθανώς) αόρατηςσκοτεινής ύλης. Η ετυμολογία της λέξης προέρχεται από τα ελληνικά και σημαίνει άξονας από γάλα και αναφέρεται στον δικό μας Γαλαξία. Οι τυπικοί γαλαξίες αποτελούνται από 10 εκατομμύρια έως 1 τρις (10⁷ - 10¹²) 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. Οι περισσότεροι γαλαξίες έχουν διάμετρο από μερικές χιλιάδες έως μερικές εκατοντάδες χιλιάδες έτη φωτός και απέχουν μεταξύ τους εκατοντάδες χιλιάδες έως εκατομμύρια έτη φωτός.

NGC 4414, ένας τυπικός σπειροειδής γαλαξίας, στον αστερισμό της Κόμης της Βερενίκης. Έχει διάμετρο περίπου 56.000 έτη φωτός και βρίσκεται σε απόσταση 60 εκατομμύρια έτη φωτός από τον Γαλαξία μας.

ΤΑΞΙΝΟΜΗΣΗ ΤΩΝ ΓΑΛΑΞΙΩΝ

Γενικά οι γαλαξίες παρουσιάζουν στην όψη σχήμα κανονικό, της σφαιρικής ατράκτου ή εκείνου του αμφίκυρτου φακού. 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.

·         Τον 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) 1889-1953, ένας εκ των κυριοτέρων ερευνητών του Σύμπαντος (ο οποίος διαπίστωσε το 1929, μεφασματοσκοπικές μεθόδους, τη διαστολή του Σύμπαντος), ταξινόμησε τους γαλαξίες ως εξής: σε ελλειπτικούς, σπειροειδείς και ανώμαλους. Καθώς η ταξινόμηση του Χαμπλ αφορά μονάχα το σχήμα, παραλείπει συχνά κάποια άλλα σημαντικά χαρακτηριστικά, όπως ο αριθμός δημιουργίας άστρων ή τη δραστηριότητα του πυρήνα.

ΙΔΙΟΜΟΡΦΟΙ ΓΑΛΑΞΙΕΣ

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.

Το αντικείμενο του Hoag είναι ένα παράδειγμα δακτυλιοειδή γαλαξία.

ΑΣΤΡΟΓΟΝΟΙ

Οι αστρογόνοι γαλαξίες χαρακτηρίζονται από συγκεντρώσεις σκόνης και αερίων και την εμφάνιση νεοσύστατων αστέρων, συμπεριλαμβανομένων και τεράστιων αστέρων που ιονίζουν τα γύρω νέφη δημιουργόντας περιοχές H II. Αυτοί οι τεράστιοι αστέρες μετατρέπονται σε υπερκαινοφανείς αστέρες, των οποίων τα υπολείμματα επεκτίνονται και αλληλεπιδρούν δυναμικά με το περιβάλλον αέριο. Αυτά τα ξεσπάσματα μπορούν να προκαλέσουν μια αλυσιδωτή αντίδραση γένεσης αστέρων, που εξαπλώνεται σε ολόκληρη την περιοχή του αερίου. Μόνο όταν το διαθέσιμο αέριο έχει σχεδόν καταναλωθεί ή διασκορπίσει, η αστρογόνος δραστηριότητα σταματά.

Ένα κλασσικό παράδειγμα αστρογόνου γαλαξία είναι ο Μεσιέ 82, ο οποίος υπόκειται σε μία σύντομη πρόσεγγιση με τον μεγαλύτερο Μεσιέ 81. Οι ανώμαλοι γαλαξίες συνήθως παρουσιάζουν κόμβους έντονης αστρογόνου δραστηριότητας.

Ο γαλαξίας Μεσιέ 82, ο αρχέτυπος των αστρογόνων γαλαξιών, παράγει 10 φορές περισσότερους αστέρες απ'ότι ενάς κανονικός γαλαξίας.

ΠΕΡΙΣΤΡΟΦΗ ΚΑΙ ΜΑΖΑ ΓΑΛΑΞΙΩΝ

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 (χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο) στα εξωτερικά όρια των βραχιόνων.

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 τον 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. Υπάρχουν όμως και γαλαξίες με μάζα ίση προς ένα μόνο δισεκατομμύριο φορές τη μάζα του Ηλίου μας.

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, αν υποτεθεί ότι η μέση μάζα των αστέρων είναι ίση προς την ηλιακή μάζα. Από αυτό εξάγεται και το συμπέρασμα (που αναφέρθηκε παραπάνω στη «Σύσταση Γαλαξιών») πως το πλήθος των αστέρων εκάστου γαλαξία είναι της τάξεως των 10-άδων ή 100-άδων δισεκατομμυρίων.

ΣΥΣΤΑΣΗ ΓΑΛΑΞΙΩΝ

Όπως απέδειξαν οι έρευνες των τελευταίων 10ετιών, καθένας των γαλαξιών συνίσταται από αστέρες, νεφελώματα και μεσοαστρική ύλη.
Οι αστέρες καθενός γαλαξία είναι ήλιοι, όπως ο Ήλιος μας. Το πλήθος των αστέρων εκάστου γαλαξία δεν είναι δυνατόν να καταμετρηθεί διότι λόγω της μεγάλης απόστασης των γαλαξιών δεν καθίσταται εύκαιρη η παρατήρησή τους ειδικότερα στους πυρήνες τους. Μόνο στους πλησιέστερους γαλαξίες διακρίνονται αστέρες και πάλι όχι στους πυρήνες αλλά στους βραχίονές τους που είναι και αραιότεροι.

Δια διαφόρων όμως μεθόδων οι αστρονόμοι προσδιορίζουν τους αστέρες σε κάθε γαλαξία να είναι της αριθμητικής τάξεως των δεκάδων έως εκατοντάδων δισεκατομμυρίων.

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 τον 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.

Η τετράδα του Στεφάνου είναι ένα παράδειγμα μίας συμπυκνωμένης ομάδας αλληλεπιδρώντων γαλαξιών.

Ιδιόμορφος γαλαξίας του ARP 273

ΟRBIT

Εάν ένα αντικείμενο φθάνει ταχύτητα διαφυγής, αλλά δεν κατευθύνεται κατ 'ευθείαν έξω από τον πλανήτη, τότε θα ακολουθήσει μια καμπύλη διαδρομή. Αν και αυτή η διαδρομή δεν σχηματίζουν ένα κλειστό σχήμα, εξακολουθεί να θεωρείται μια τροχιά. Υποθέτοντας ότι η βαρύτητα είναι η μόνη σημαντική δύναμη στο σύστημα, η ταχύτητα αυτού του αντικειμένου σε οποιοδήποτε σημείο στην τροχιά θα είναι ίση με την ταχύτητα διαφυγής σε εκείνο το σημείο (λόγω της διατήρησης της ενέργειας, συνολικής ενέργειας του πρέπει πάντοτε να είναι μηδέν, πράγμα που σημαίνει ότι έχει πάντα ταχύτητα διαφυγή. Το σχήμα της τροχιάς θα είναι μια παραβολή των οποίων η εστίαση βρίσκεται στο κέντρο μάζας του πλανήτη. Μια πραγματική απόδραση απαιτεί μια πορεία με μια τροχιά που δεν τέμνονται με τον πλανήτη, ή την ατμόσφαιρα του, δεδομένου ότι αυτό θα μπορούσε να προκαλέσει το αντικείμενο για την συντριβή. Όταν κινείται μακριά από την πηγή, αυτό το μονοπάτι ονομάζεται τροχιά διαφυγής . Αποδράστε τροχιές είναι γνωστά ως C3 = 0 τροχιές C3 είναι το. Χαρακτηριστικό ενέργειας , = - GM / a, όπου a είναι η ημι-κύριο άξονα , που είναι άπειρη για παραβολικές τροχιές.

Όταν υπάρχουν πολλά σώματα περιστρέφονται, όπως στο ηλιακό σύστημα, έναν πύραυλο που ταξιδεύει με ταχύτητα διαφυγής από ένα σώμα, λένε Γη, δεν θα ταξιδέψει σε άπειρη απόσταση, γιατί χρειάζεται μια ακόμα υψηλότερη ταχύτητα για να ξεφύγει από τη βαρύτητα του Ήλιου. Κοντά από τη Γη, η τροχιά του πυραύλου θα εμφανιστεί παραβολικά, αλλά θα γίνει μια έλλειψη γύρω από τον Ήλιο, με εξαίρεση όταν διαταράσσεται από τη Γη, του οποίου η τροχιά θα πρέπει να εξακολουθούν να τέμνονται, και άλλους φορείς.

TΑΧΥΤΗΤΑ ΔΙΑΦΥΓΗΣ

Ταχύτητα διαφυγής (αγγλικά: escape velocity) χαρακτηρίζεται οποιαδήποτε ταχύτητα που υπερνικά ενάντια δράση. Ειδικότερα στην Αστρονομία, Αστροναυτική και Κοσμογραφίαως ταχύτητα διαφυγής χαρακτηρίζεται η ελάχιστη αρχική ταχύτητα που θα πρέπει να αναπτύξει ένα σώμα (π.χ. ένας πύραυλος) προκειμένου να υπερνικήσει τη βαρυτική έλξη που υφίσταται αυτό στην επιφάνεια ενός ουρανίου σώματος. Για να διαφύγει από τη βαρύτητα ενός ουράνιου σώματος ένας πύραυλος πρέπει να έχει κινητική ενέργεια που να ξεπερνά την δυναμική του ενέργεια στο βαρυτικό πεδίο του ουράνιου σώματος.

Σε κάθε ουράνιο σώμα παρατηρείται διαφορετική ένταση βαρύτητας, συνεπώς διαφορετική είναι και η ταχύτητα διαφυγής η οποία μειώνεται υψομετρικά από την επιφάνειά του. Όσο πιο μακριά βρίσκονται τα κέντρα των μαζών δύο σωμάτων, τόσο μικρότερη είναι η ταχύτητα διαφυγής του ενός ως προς το άλλο.

Η ταχύτητα διαφυγής δίνεται από την ακόλουθη σχέση:

Η ταχύτητα διαφυγής ελαττώνεται όσο απομακρύνεται το ένα σώμα από το άλλο. Αν το μικρότερο σώμα αναπτύξει ταχύτητα μικρότερη της ταχύτητας διαφυγής, τότε αυτό δεν πρόκειται να εγκαταλείψει το μεγαλύτερο. Συνεπώς, ένα αντικείμενο που εκτοξεύεται από την επιφάνεια της Γης με αρχική ταχύτητα μικρότερη της ταχύτητας διαφυγής δεν θα εγκαταλείψει ποτέ την βαρυτική έλξη της Γης. Στην πραγματικότητα η απαιτούμενη ταχύτητα είναι ακόμα μεγαλύτερη από την ταχύτητα διαφυγής, καθώς στο αντικείμενο θα ασκηθούν και δυνάμεις τριβής λόγω της ατμόσφαιρας της Γης.

ΚΑΣΤΑΝΙΑ ΜΑΡΚΕΛΛΑ

Η γαλαξιακή περιστροφή βοηθάει στην εξήγηση της                                                    σκοτεινής ύλης 

Ένας φυσικός έχει δημιουργήσει μια λύση με βάση την περιστροφή του Γαλαξία, η οποία εξηγεί έναν από τους πιο μεγάλους γρίφους της σωματιδιακής φυσικής, αφήνοντας έτσι την πόρτα ανοικτή για το αίνιγμα του γιατί επέζησαν διαφορετικές ποσότητες ύλης και αντιύλης, από όσες φτιάχτηκαν στη γέννηση του Σύμπαντος μας.

Οι φυσικοί πολύ θα ήθελαν να έχουν ένα τακτοποιημένο σύμπαν, όπου οι νόμοι της φυσικής να είναι τόσο καθολικοί, που το κάθε σωματίδιο και το αντισωματίδιο του να συμπεριφέρονται με τον ίδιο τρόπο. Ωστόσο τα τελευταία χρόνια πειραματικές παρατηρήσεις των καονίων όσο και των μεσονίων Β, αποκάλυψαν σημαντικές διαφορές στο πώς διασπώνται αυτά τα σωματίδια από ό,τι τα αντίστοιχα αντισωματίδια τους.

Αυτό φαινόμενο που λέγεται “παραβίαση φορτίου – ομοτιμίας (C-P) ή "παραβίαση CP" είναι μια δυσκολοεξήγητη ανωμαλία για μερικούς ερευνητές, αλλά είναι ένα χρήσιμο φαινόμενο για άλλους, καθώς μπορεί να μας ανοίξει δρόμους για να εξηγήσουμε γιατί επιβίωσε περισσότερη ύλη από ότι αντιύλη,  από τη γέννηση του σύμπαντος.

Ο Mark Hadley, του Τμήματος Φυσικής στο Πανεπιστήμιο του Warwick, πιστεύει πως έχει βρει μια ελέγξιμη εξήγηση για την προφανή παραβίαση του φορτίου-ομοτιμίας που διατηρεί μεν την ομοτιμία (P), αλλά καθιστά την παραβίαση φορτίου – ομοτιμίας (CP), μια ακόμη πιο εύλογη εξήγηση για το διαχωρισμό μεταξύ ύλης και αντιύλης.

Σύμφωνα με τα συμπεράσματα του φαίνεται ότι η γιγαντιαία μάζα του Γαλαξία μας μπορεί να συμβάλει στο να κρυφτεί η ασυμμετρία που υπάρχει στους ρυθμούς διάσπασης της ύλης και της αντιύλης.

Η μάζα του Γαλαξία ξέρουμε ότι ιδιοπεριστρέφεται και κατά συνέπεια ελέγχεται από τους κανόνες της στροφορμής. Όταν τοποθετήσετε ένα τέτοιο βαρύ, περιστρεφόμενο αντικείμενο μέσα στον χωροχρόνο, το τελικό αποτέλεσμα είναι η δημιουργία στρεβλώσεων σε αυτόν.

Οι αστροφυσικοί ξέρουν για δύο τέτοια είδη στρεβλώσεων – τη συστροφή του πλαισίου αναφοράς του χωροχρόνου (frame-dragging ), λόγω της περιστροφής μιας μεγάλης μάζας, και τη διαστολή του χρόνου. Η πρώτη είναι μια διαδικασία στην οποία ο χωροχρόνος ‘τυλίγεται’ ή συστρέφεται γύρω από το σώμα που ιδιοπεριστρέφεται, όπως προτείνεται στην θεωρία του Άλμπερτ Αϊνστάιν της γενικής σχετικότητας.

Η διαστολή του χρόνου από την άλλη είναι μια παραμόρφωση που επηρεάζει μόνο το χρόνο, που διαστέλλεται σε κάποιο βαθμό. Οι ειδικοί έχουν κάνει την ανάλυση αυτών των δύο φαινομένων γύρω από τη Γη, και η οποία είναι ικανή να παράγει αυτά τα δύο φαινόμενα. Αλλά ο Γαλαξίας μας το κάνει σε μια πολύ μεγαλύτερη κλίμακα από όσο η Γη.

Χρησιμοποιώντας λοιπόν τα δεδομένα αυτά, οι αστρονόμοι μπορούν τώρα να εξηγήσουν γιατί η βαρυονική ύλη και η αντιύλη, υπάρχουν στο σύμπαν στις αναλογίες που βλέπουμε σήμερα. Όπως ξέρουμε η περισσότερη ύλη στον κόσμο αποτελείται από την κανονική βαρυονική ύλη, έστω και αν κατά τη διάρκεια του Big Bang παράχθηκε σε ίσες ποσότητες με την αντιύλη.

ΤΙ ΕΙΝΑΙ ΓΑΛΑΞΙΑΣ

Οι γαλαξίες αποτελούν τεράστια βαρυτικά συστήματα αστέρων, γαλαξιακών αερίων, αστρικής σκόνης και (πιθανώς) αόρατηςσκοτεινής ύλης. Η ετυμολογία της λέξης προέρχεται από τα ελληνικά και σημαίνει άξονας από γάλα και αναφέρεται στον δικό μας Γαλαξία. Οι τυπικοί γαλαξίες αποτελούνται από 10 εκατομμύρια έως 1 τρις (10⁷ - 10¹²) 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. Οι περισσότεροι γαλαξίες έχουν διάμετρο από μερικές χιλιάδες έως μερικές εκατοντάδες χιλιάδες έτη φωτός και απέχουν μεταξύ τους εκατοντάδες χιλιάδες έως εκατομμύρια έτη φωτός.

NGC 4414, ένας τυπικός σπειροειδής γαλαξίας, στον αστερισμό της Κόμης της Βερενίκης. Έχει διάμετρο περίπου 56.000 έτη φωτός και βρίσκεται σε απόσταση 60 εκατομμύρια έτη φωτός από τον Γαλαξία μας.

ΤΑΞΙΝΟΜΗΣΗ ΤΩΝ ΓΑΛΑΞΙΩΝ

Γενικά οι γαλαξίες παρουσιάζουν στην όψη σχήμα κανονικό, της σφαιρικής ατράκτου ή εκείνου του αμφίκυρτου φακού. 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.

·         Τον 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) 1889-1953, ένας εκ των κυριοτέρων ερευνητών του Σύμπαντος (ο οποίος διαπίστωσε το 1929, μεφασματοσκοπικές μεθόδους, τη διαστολή του Σύμπαντος), ταξινόμησε τους γαλαξίες ως εξής: σε ελλειπτικούς, σπειροειδείς και ανώμαλους. Καθώς η ταξινόμηση του Χαμπλ αφορά μονάχα το σχήμα, παραλείπει συχνά κάποια άλλα σημαντικά χαρακτηριστικά, όπως ο αριθμός δημιουργίας άστρων ή τη δραστηριότητα του πυρήνα.

ΙΔΙΟΜΟΡΦΟΙ ΓΑΛΑΞΙΕΣ

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.

Το αντικείμενο του Hoag είναι ένα παράδειγμα δακτυλιοειδή γαλαξία.

ΑΣΤΡΟΓΟΝΟΙ

Οι αστρογόνοι γαλαξίες χαρακτηρίζονται από συγκεντρώσεις σκόνης και αερίων και την εμφάνιση νεοσύστατων αστέρων, συμπεριλαμβανομένων και τεράστιων αστέρων που ιονίζουν τα γύρω νέφη δημιουργόντας περιοχές H II. Αυτοί οι τεράστιοι αστέρες μετατρέπονται σε υπερκαινοφανείς αστέρες, των οποίων τα υπολείμματα επεκτίνονται και αλληλεπιδρούν δυναμικά με το περιβάλλον αέριο. Αυτά τα ξεσπάσματα μπορούν να προκαλέσουν μια αλυσιδωτή αντίδραση γένεσης αστέρων, που εξαπλώνεται σε ολόκληρη την περιοχή του αερίου. Μόνο όταν το διαθέσιμο αέριο έχει σχεδόν καταναλωθεί ή διασκορπίσει, η αστρογόνος δραστηριότητα σταματά.

Ένα κλασσικό παράδειγμα αστρογόνου γαλαξία είναι ο Μεσιέ 82, ο οποίος υπόκειται σε μία σύντομη πρόσεγγιση με τον μεγαλύτερο Μεσιέ 81. Οι ανώμαλοι γαλαξίες συνήθως παρουσιάζουν κόμβους έντονης αστρογόνου δραστηριότητας.

Ο γαλαξίας Μεσιέ 82, ο αρχέτυπος των αστρογόνων γαλαξιών, παράγει 10 φορές περισσότερους αστέρες απ'ότι ενάς κανονικός γαλαξίας.

ΠΕΡΙΣΤΡΟΦΗ ΚΑΙ ΜΑΖΑ ΓΑΛΑΞΙΩΝ

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 (χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο) στα εξωτερικά όρια των βραχιόνων.

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 τον 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. Υπάρχουν όμως και γαλαξίες με μάζα ίση προς ένα μόνο δισεκατομμύριο φορές τη μάζα του Ηλίου μας.

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, αν υποτεθεί ότι η μέση μάζα των αστέρων είναι ίση προς την ηλιακή μάζα. Από αυτό εξάγεται και το συμπέρασμα (που αναφέρθηκε παραπάνω στη «Σύσταση Γαλαξιών») πως το πλήθος των αστέρων εκάστου γαλαξία είναι της τάξεως των 10-άδων ή 100-άδων δισεκατομμυρίων.

ΣΥΣΤΑΣΗ ΓΑΛΑΞΙΩΝ

Όπως απέδειξαν οι έρευνες των τελευταίων 10ετιών, καθένας των γαλαξιών συνίσταται από αστέρες, νεφελώματα και μεσοαστρική ύλη.
Οι αστέρες καθενός γαλαξία είναι ήλιοι, όπως ο Ήλιος μας. Το πλήθος των αστέρων εκάστου γαλαξία δεν είναι δυνατόν να καταμετρηθεί διότι λόγω της μεγάλης απόστασης των γαλαξιών δεν καθίσταται εύκαιρη η παρατήρησή τους ειδικότερα στους πυρήνες τους. Μόνο στους πλησιέστερους γαλαξίες διακρίνονται αστέρες και πάλι όχι στους πυρήνες αλλά στους βραχίονές τους που είναι και αραιότεροι.

Δια διαφόρων όμως μεθόδων οι αστρονόμοι προσδιορίζουν τους αστέρες σε κάθε γαλαξία να είναι της αριθμητικής τάξεως των δεκάδων έως εκατοντάδων δισεκατομμυρίων.

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 τον 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.

Η τετράδα του Στεφάνου είναι ένα παράδειγμα μίας συμπυκνωμένης ομάδας αλληλεπιδρώντων γαλαξιών.

Ιδιόμορφος γαλαξίας του ARP 273

ΟRBIT

Εάν ένα αντικείμενο φθάνει ταχύτητα διαφυγής, αλλά δεν κατευθύνεται κατ 'ευθείαν έξω από τον πλανήτη, τότε θα ακολουθήσει μια καμπύλη διαδρομή. Αν και αυτή η διαδρομή δεν σχηματίζουν ένα κλειστό σχήμα, εξακολουθεί να θεωρείται μια τροχιά. Υποθέτοντας ότι η βαρύτητα είναι η μόνη σημαντική δύναμη στο σύστημα, η ταχύτητα αυτού του αντικειμένου σε οποιοδήποτε σημείο στην τροχιά θα είναι ίση με την ταχύτητα διαφυγής σε εκείνο το σημείο (λόγω της διατήρησης της ενέργειας, συνολικής ενέργειας του πρέπει πάντοτε να είναι μηδέν, πράγμα που σημαίνει ότι έχει πάντα ταχύτητα διαφυγή. Το σχήμα της τροχιάς θα είναι μια παραβολή των οποίων η εστίαση βρίσκεται στο κέντρο μάζας του πλανήτη. Μια πραγματική απόδραση απαιτεί μια πορεία με μια τροχιά που δεν τέμνονται με τον πλανήτη, ή την ατμόσφαιρα του, δεδομένου ότι αυτό θα μπορούσε να προκαλέσει το αντικείμενο για την συντριβή. Όταν κινείται μακριά από την πηγή, αυτό το μονοπάτι ονομάζεται τροχιά διαφυγής . Αποδράστε τροχιές είναι γνωστά ως C3 = 0 τροχιές C3 είναι το. Χαρακτηριστικό ενέργειας , = - GM / a, όπου a είναι η ημι-κύριο άξονα , που είναι άπειρη για παραβολικές τροχιές.

Όταν υπάρχουν πολλά σώματα περιστρέφονται, όπως στο ηλιακό σύστημα, έναν πύραυλο που ταξιδεύει με ταχύτητα διαφυγής από ένα σώμα, λένε Γη, δεν θα ταξιδέψει σε άπειρη απόσταση, γιατί χρειάζεται μια ακόμα υψηλότερη ταχύτητα για να ξεφύγει από τη βαρύτητα του Ήλιου. Κοντά από τη Γη, η τροχιά του πυραύλου θα εμφανιστεί παραβολικά, αλλά θα γίνει μια έλλειψη γύρω από τον Ήλιο, με εξαίρεση όταν διαταράσσεται από τη Γη, του οποίου η τροχιά θα πρέπει να εξακολουθούν να τέμνονται, και άλλους φορείς.

Sutellite Velocity

TΑΧΥΤΗΤΑ ΔΙΑΦΥΓΗΣ

Ταχύτητα διαφυγής (αγγλικά: escape velocity) χαρακτηρίζεται οποιαδήποτε ταχύτητα που υπερνικά ενάντια δράση. Ειδικότερα στην Αστρονομία, Αστροναυτική και Κοσμογραφίαως ταχύτητα διαφυγής χαρακτηρίζεται η ελάχιστη αρχική ταχύτητα που θα πρέπει να αναπτύξει ένα σώμα (π.χ. ένας πύραυλος) προκειμένου να υπερνικήσει τη βαρυτική έλξη που υφίσταται αυτό στην επιφάνεια ενός ουρανίου σώματος. Για να διαφύγει από τη βαρύτητα ενός ουράνιου σώματος ένας πύραυλος πρέπει να έχει κινητική ενέργεια που να ξεπερνά την δυναμική του ενέργεια στο βαρυτικό πεδίο του ουράνιου σώματος.

Σε κάθε ουράνιο σώμα παρατηρείται διαφορετική ένταση βαρύτητας, συνεπώς διαφορετική είναι και η ταχύτητα διαφυγής η οποία μειώνεται υψομετρικά από την επιφάνειά του. Όσο πιο μακριά βρίσκονται τα κέντρα των μαζών δύο σωμάτων, τόσο μικρότερη είναι η ταχύτητα διαφυγής του ενός ως προς το άλλο.

Η ταχύτητα διαφυγής δίνεται από την ακόλουθη σχέση:

Η ταχύτητα διαφυγής ελαττώνεται όσο απομακρύνεται το ένα σώμα από το άλλο. Αν το μικρότερο σώμα αναπτύξει ταχύτητα μικρότερη της ταχύτητας διαφυγής, τότε αυτό δεν πρόκειται να εγκαταλείψει το μεγαλύτερο. Συνεπώς, ένα αντικείμενο που εκτοξεύεται από την επιφάνεια της Γης με αρχική ταχύτητα μικρότερη της ταχύτητας διαφυγής δεν θα εγκαταλείψει ποτέ την βαρυτική έλξη της Γης. Στην πραγματικότητα η απαιτούμενη ταχύτητα είναι ακόμα μεγαλύτερη από την ταχύτητα διαφυγής, καθώς στο αντικείμενο θα ασκηθούν και δυνάμεις τριβής λόγω της ατμόσφαιρας της Γης.

ΚΑΣΤΑΝΙΑ ΜΑΡΚΕΛΛΑ