Ι. ΕΙΣΑΓΩΓΗ.

Ο ουρανός του Βορείου Ημισφαιρίου είναι αρκετά πλούσιος, αλλά και ο ουρανός του Νοτίου Ημισφαιρίου δεν υστερεί σε πλούτο νεφελωμάτων και γαλαξιών. Οι κάτοικοι του Νοτίου Ημισφαιρίου έχουν την δυνατότητα να παρατηρούν δύο αμυδρούς γαλαξιακούς σχηματισμούς, ευκόλως ορατούς ακόμη και χωρίς την χρήση τηλεσκοπίου. Πρόκειται για δύο μικρούς γαλαξίες σχεδόν ακανονίστου σχήματος, οι οποίοι ονομάζονται Νέφη του Μαγγελάνου. Τα «Νέφη» έλαβαν το όνομα αυτό επειδή αναφέρονται στις περιγραφές του περίπλου της Υδρογείου από τον γνωστό Πορτογάλο εξερευνητή Fernão DE MAGALHÃES ή Φερδινάνδο ΜΑΓΓΕΛΑΝΟ (1480-1521 μ.Χ.), κατά την διετία 1518-1520, και συγκεκριμένως στο ταξιδιωτικό χρονικό του συγχρόνου του Antonio PIGAFETTA.Αναφέρονται επίσης στην μυθολογία και στις παραδόσεις πολλών πρωτογόνων εθνών του Ν. Ημισφαιρίου, όπως των Αυστραλιανών Ιθαγενών (Aborigines), των Bantu της Ν. Αφρικής και των Πολυνησίων του Ν. Ειρηνικού Ωκεανού. Τα Νέφη φαίνονται να προβάλλονται επί της ουρανίου σφαίρας προς το μέρος των Αστερισμών Dorado (Δοράς) το Μεγάλο Νέφος, και Tucana (Ραμφαστός) το Μικρό Νέφος. Οι αποστάσεις τους από τον Γαλαξία είναι της τάξεως μεγέθους λίγων Γαλαξιακών διαμέτρων. Αν φαντασθούμε ότι ο Γαλαξίας κατέχει την ευρύτερη περιοχή του Λονδίνου ή της Νέας Υόρκης, τότε τα Νέφη θα ευρίσκονται σε απόσταση ~ 100 km από την πόλη, ενώ ο γαλαξίας της Ανδρομέδας (Μ31) θα κείται σε απόσταση ~ 1.000 km. Εξ άλλου, ο Δρ Harlow SHAPLEY υπελόγισε ότι αν τα Νέφη πλησίαζαν το Ηλιακό μας Σύστημα σε απόσταση ~ 1.500 ly (ενώ στην πραγματικότητα ευρίσκονται σε απόσταση ~ 2105 ly), θα κάλυπταν ολόκληρο τον ουράνιο θόλο. Το μεγάλο παρατηρησιακό αλλά και θεωρητικό ενδιαφέρον των δύο αυτών μικρών γαλαξιών, οφείλεται κατά κύριον λόγο στην μικρή απόσταση τους από τον Γαλαξία και στην συνεχή αλληλεπίδρασή τους με αυτόν [ΕΙΚ. 1].

Τα Νέφη του Μαγγελάνου ομοιάζουν ως δύο θραύσματα αποσπασμένα από τον Γαλαξία, αλλά στην πραγματικότητα αποτελούν δύο ξεχωριστούς γαλαξίες, των οποίων, όμως, η εξελικτική ιστορία συνδέεται αμέσως με την παρουσία του, εφ’ όσον αποτελούν δορυφόρους του. Από αυτήν την άποψη, λοιπόν, είναι οι πλησιέστεροι γαλαξίες της Τοπικής Ομάδος οι οποίοι αναλύονται ευκολότατα σε αστέρες. Το γεγονός αυτό μας επιτρέπει να αποφανθούμε με μεγάλη ακρίβεια και αξιοπιστία σχετικώς με τις διαστάσεις, την δομή, την εξέλιξη (δυναμική και αστροφυσική), την μορφολογία, τον αστρικό πληθυσμό και τα αστρικά σμήνη τους. Αμφότεροι οι γαλαξίες —ιδίως όμως το Μεγάλο Νέφος (= LMC, από την αγγλική ονομασία Large Magellanic Cloud), λόγω της εγγύτητός του— αποτελούν δύο τεράστια κοσμικά εργαστήρια τα οποία μας αποκαλύπτουν την φύση και τα «μυστικά» πολλών εξελικτικών ή δυναμικών διαδικασιών μεγάλης κλίμακος, που δεν είναι δυνατόν να παρατηρηθούν σε ετέρους γαλαξίες (ακόμη και στους γειτονικούς γαλαξίες Μ31 και Μ33 της Τοπικής Ομάδος) με τόση λεπτομέρεια. Αλλά και το Μικρό Νέφος (= SMC, από την αγγλική του ονομασία Small Magellanic Cloud), μας παρέχει αφειδώς χρησιμότατες πληροφορίες για τους αστρικούς πληθυσμούς και την εξέλιξή του. Το πλέον εκτεταμένο ουράνιο σώμα (βαθέος πεδίου), αν εξαιρέσουμε τον Γαλαξία, το οποίο είναι ορατό με γυμνό οφθαλμό, είναι το LMC. Η προβολή του καταλαμβάνει εμβαδόν > 50 τετραγωνικών μοιρών επί της ουρανίου σφαίρας. Συγκριτικώς αναφέρουμε ότι ο γαλαξίας Μ31 προβάλλεται με έξι φορές μικρότερη επιφάνεια. Η μικρή διάμετρος του LMC (~ 8 kpc), είναι το ¼ της διαμέτρου του Γαλαξία (~ 30 kpc).

ΙΙ. ΤΟ ΜΕΓΑΛΟ ΝΕΦΟΣ ΤΟΥ ΜΑΓΓΕΛΑΝΟΥ.

Τα Νέφη του Μαγγελάνου κατατάσσονται κατά DE VAUCOULEURS στην γενική κατηγορία γαλαξιών SB(s)m, οι οποίοι χαρακτηρίζονται από τις ακόλουθες βασικές ιδιότητες: 1. Δεν εμφανίζουν συγκεκριμένο πυρήνα· 2. Είναι ραβδωτοί (με μικρή ράβδο)· 3. Παρατηρείται φωτεινός δίσκος, το κέντρο του οποίου δεν συμπίπτει με το κέντρο της ράβδου· 4. Παρατηρείται ασθενής σπειροειδής δομή, η οποία είναι ισχυρώς ασύμμετρη. Βάσει αυτών των ιδιοτήτων, οι DE VAUCOULEURS & FREEMAN «όρισαν» το LMC ως ασύμμετρο και ελαφρώς ακανονίστου σχήματος ραβδωτό γαλαξία (μεταγενέστερο του τύπου SBc κατά HUBBLE), με ασθενή σπειροειδή δομή, ο οποίος παρατηρείται σχεδόν κατά πρόσωπον (en face) και του οποίου η παραμόρφωση, εξ αιτίας της βαρυτικής αλληλεπιδράσεως με τον Γαλαξία είναι μικρή. Αμφότερα τα Νέφη του Μαγγελάνου αποτελούν τα πλησιέστερα απτά παραδείγματα «εργαστηρίων» αειφόρου δημιουργίας αστέρων!

Το εμφανέστερο χαρακτηριστικό του LMC στο οπτικό φως είναι η εκτεταμένη και φωτεινή ράβδος του, που προβάλλεται επί λεπτού δίσκου ο οποίος «περιέχει» διάσπαρτα αστρικά σμήνη μεμονωμένων αστέρων [ΕΙΚ. 2, 4]. Οι αστέρες αυτοί δεν φαίνεται να κατανέμονται με συγκεκριμένο τρόπο. Ωστόσο αυτή είναι μόνον η επίφαση του πράγματος. Αλλά και η ράβδος δεν περιέχει παρά μόνον το ~ 10% της συνολικής μάζης αυτού του γαλαξία. Ο αστρικός πληθυσμός της ράβδου, η οποία καταλαμβάνει έκταση ~ 3 kpc, είναι αρκετά εξελιγμένος. Έτσι η ράβδος δεν περιέχει σχεδόν καθόλου νεαρούς αστέρες φασματικών τύπων Ο ή Β αλλά ούτε και ουδέτερο (HI), ή απλώς ιονισμένο Υδρογόνο (HII). Γι’ αυτό άλλως τε στα μικρά αλλά και στα ραδιοφωνικά μήκη κύματος η ράβδος είναι σχεδόν αόρατη. Όμως ο Πληθυσμός του Δίσκου είναι ακραίου τύπου I, αφού ο τελευταίος περιέχει σχεδόν όλες τις Ομάδες Αστέρων Τύπου Ο και Β (ΟΒ Αssociations), το μεγαλύτερο ποσοστό των λαμπρών υπεργιγάντων, τις λαμπρότερες και
μεγαλύτερες περιοχές HII και τεράστια νέφη HI. Οι περιοχές HII απεικονίζονται φωτογραφικώς με ειδικό ηθμό, ο οποίος επιτρέπει την διέλευση του ερυθρού φωτός της γραμμής Hα της Σειράς Balmer του Υδρογόνου (λ ~ 656.2 nm), στο οποίο εκπέμπει το HII. Αξίζει να παρατηρηθούν οι νηματοειδείς δομές του ιονισμένου αερίου, η φαινομένη έκταση των οποίων υπερβαίνει τις 2° [ΕΙΚ. 3], ενώ η πραγματική τους έκταση είναι
~ 1.5 kpc. Αξιοπρόσεκτες είναι και οι «πομφόλυγες» του HII: πρόκειται ουσιαστικώς για τεράστιες Σφαίρες Strömgren, οι οποίες προβάλλονται επί της ουρανίου σφαίρας ως δακτύλιοι ιονισμένου αερίου. Παρόμοιοι «βρόχοι» αερίου παρατηρούνται στον Γαλαξία (λ.χ.: ο Βρόχος του Barnard), αλλά και σε άλλους γειτονικούς γαλαξίες της Τοπικής Ομάδος. Πάντως, ο δίσκος του LMC περιέχει και συνιστώσες του Ενδιαμέσου Πληθυσμού I και του «Πληθυσμού του Δίσκου» (αστέρες φασματικού τύπου Α και πλανητικούς νεφελοειδείς, αντιστοίχως), ακόμη δε και του Πληθυσμού II (σφαιρωτά σμήνη μεγάλης ηλικίας, μεταβλητούς αστέρες RR–Lyræ κ.τ.λ.). Θα πρέπει όμως να έχουμε υπ’ όψιν ότι εδώ η έννοια των «αστρικών πληθυσμών» χάνει —κατά κάποιον τρόπο— την ουσιαστική σημασία που έχει όταν εφαρμόζεται στον Γαλαξία μας· και αυτό διότι όχι μόνον η εξέλιξη των Νεφών του Μαγγελάνου είναι βραδύτερη από την εξέλιξη του Γαλαξία, αλλά και διότι υφίστανται ουσιαστικές ειδοποιοί διαφορές μεταξύ των αστρικών σμηνών των Νεφών και εκείνων του Γαλαξία [ΕΙΚ. 2, 4].

Επί πλέον, η ασθενής και εξόχως ασύμμετρη σπειροειδής δομή του LMC, αποτελεί κοινή ιδιότητα όλων των γαλαξιών αυτού του τύπου (όπως το SMC και οι γαλαξίες NGC 4027,NGC4618 και NGC4625).Η ασθενής σπειροειδής δομή του LMC έχει αποδειχθεί από αρκετές σχετικές παρατηρησιακές και θεωρητικές έρευνες. Πρόκειται ουσιαστικώς για σπειροειδή «νήματα», τα οποία οριοθετούνται από τις περιοχές HII [ΕΙΚ. 3], τα σκοτεινά νέφη κονιορτού και τους λαμπρούς υπεργίγαντες, όπως ακριβώς στους συνήθεις σπειροειδείς γαλαξίες. Συμφώνως μάλιστα με ορισμένους ερευνητές όπως ο Καθ. Theodor SCHMIDT–KALER, η συνιστώσα του Ακραίου Πληθυσμού I του LMC, μπορεί να ταξινομηθεί ως ασύμμετρος γαλαξίας Sc μέσης λαμπρότητος, με «πυρήνα» το σύμπλεγμα 30 Doradus.

Τέλος αξιοσημείωτο είναι το σύστημα των Ομάδων ΟΒ και των «ανοικτών» σμηνών του LMC. Αυτά τα αστρικά συστήματα, μαζί με τις περιοχές ΗII, παρατηρούνται σε πολύπλοκα συνονθυλεύματα διαστάσεων 0.2 kpc έως 1 kpc, τα οποία ονομάζονται Συμπλέγματα (Stellar Complexes). Η δομή και η μορφολογία τους σχετίζονται αμέσως με την εξελικτική ιστορία του LMC και φυσικά με την δημιουργία αστέρων [ΕΙΚ. 6]. Οι περιοχές αυτές μελετήθηκαν υπό της συγγραφέως, στην 1η Διδακτορική Διατριβή της, η οποία έδειξε ότι οριοθετούνται από συγκεκριμένη (αυξημένη) πυκνότητα αστέρων [UIV = UIV + qσUIV, όπου 2 ≤ q ≤ 3 | σ = 2 (η τυπική απόκλιση)], όπως προκύπτει από απαριθμήσεις αστέρων (star counts)· και είναι ιδιαιτέρως πλούσιες σε αστέρες προγενεστέρων φασματικών τύπων, όπως προκύπτει από φασματική ταξινόμηση αστέρων (LDP spectral classification), επί φωτογραφικών πλακών σε διάφορα μήκη κύματος (UJ, YJ) ειλημμένων διά του Τηλεσκοπίου Schmidt του Ηνωμένου Βασιλείου [ΜΑΡΑΒΕΛΙΑ 1996].

ΙΙΙ. ΤΟ ΜΙΚΡΟ ΝΕΦΟΣ ΤΟΥ ΜΑΓΓΕΛΑΝΟΥ.

Το SMC όπως αναφέραμε ήδη κατατάσσεται μορφολογικώς σχεδόν στην ίδια κατηγορία με το LMC. Συνεπώς, μερικά εξ όσων είπαμε για το δεύτερο ισχύουν και για το πρώτο. Υφίστανται, ωστόσο, ορισμένες βασικές διαφορές.

Κατ’ αρχήν η δομή του SMC είναι πολυπλοκότερη αυτής του LMC [ΕΙΚ. 5]. Το SMC διαθέτει ράβδο, η οποία, ωστόσο, δεν είναι τόσο εμφανής όπως στην περίπτωση του LMC. Παρουσιάζει επίσης τεράστια απόφυση που ονομάζεται πτερύγιο (wing). Στην φωτογραφία του SMC το πτερύγιο εικονίζεται αριστερά και κάτω από την ράβδο [ΕΙΚ. 5]. Η προέλευση του πτερυγίου δεν έχει γίνει πλήρως κατανοητή· πιθανότατα δε να οφείλεται στην παραμόρφωση αυτού του μικρού γαλαξία εξ αιτίας της (παλιρροιογόνου) βαρυτικής αλληλεπιδράσεως με τον Γαλαξία και το LMC. Όσον αφορά στα αστρικά σμήνη του SMC, αξίζει να σημειωθεί ότι παρουσιάζουν μεγάλο ενδιαφέρον και κοινά χαρακτηριστικά με τα σμήνη του LMC. Η φασματοσκοπική μελέτη τους αποκαλύπτει πολλά ενδιαφέροντα, μεταξύ των οποίων και το γεγονός ότι η δημιουργία αστέρων στο SMC, όπως άλλωστε και στο LMC, είναι ομαλότερη και πραγματοποιείται με βραδύτερο ρυθμό από ό,τι στον Γαλαξία.

Μετρήσεις των ακτινικών ταχυτήτων των αστέρων στο SMC έδειξαν ότι ο γαλαξίας αυτός αποτελείται από μερικά τμήματα —τρόπον τινά «υπογαλαξίες»— τα οποία κινούνται με διαφορετικές ταχύτητες. Αυτές οι επί μέρους συνιστώσες ταχύτητος υπερτίθενται κατά μήκος της ευθείας παρατηρήσεως του SMC, όταν τον παρατηρούμε. Το όντι, προσφάτως απεδείχθη ότι το SMC αποτελείται από δύο υπερτιθεμένους υπογαλαξίες [MURRAY et al. 2023]. Εξ αιτίας της σχετικής θέσεως του SMC ως προς τον Γαλαξία, η δομή του φαίνεται να προβάλλεται επί της ουρανίου σφαίρας με μεγάλο βάθος πεδίου, δηλαδή παρατηρούμε το SMC κατά βάθος. Επομένως, είναι πολύ δύσκολος ο ακριβής καθορισμός της δομής αυτού του γαλαξία. Τέλος, η μάζα του SMC είναι της τάξεως μεγέθους των 109 Μa, είναι δηλαδή μικρότερη από αυτήν του LMC περίπου κατά μία τάξη μεγέθους. Η ταχύτης περιστροφής του είναι λίγο μικρότερη από αυτήν του LMC, και ανέρχεται σε ~ 50 km/s. Ακόμη, το SMC είναι πλουσιότερο σε αποθέματα αερίου από ό,τι το LMC, με ποσοστό ~ 20% κατά μάζα. Βεβαίως, ο ρυθμός εξελίξεως του εν λόγω γαλαξία είναι βραδύτερος από αυτούς του LMC και του Γαλαξία μας.

ΙV. ΤΑ ΝΕΦΗ ΤΟΥ ΜΑΓΓΕΛΑΝΟΥ ΚΑΙ Ο ΓΑΛΑΞΙΑΣ.

Συμφώνως προς την επικρατέστερη άποψη, αμφότεροι οι γαλαξίες εσχηματίσθησαν ως μέλη της Τοπικής Ομάδος Γαλαξιών και σχετικώς προώρως —κατά την διάρκεια της διαστολής της— εδεσμεύθησαν εκ του βαρυτικού πεδίου του Γαλαξία, του οποίου έκτοτε αποτελούν δορυφόρους.

Συγκεκριμένως, τα Νέφη, μαζί με τον Γαλαξία και άλλους επτά νάνους σφαιροειδείς γαλαξίες της Τοπικής Ομάδος, αποτελούν βαρυτικώς αλληλεπιδρόν σύστημα [ΕΙΚ. 1]. Αυτό αποδεικνύεται από την παρατήρηση του Μαγγελανικού Ρεύματος. Επί πλέον, τα Νέφη κινούνται επί πολικών τροχιών πέριξ του κέντρου του Γαλαξία μας. Κινούνται επίσης επί του επιπέδου της Τοπικής Ομάδος. Εξ άλλου, ο σχηματισμός των διαφόρων ειδών αστρικού πληθυσμού των Νεφών, θα πρέπει να σχετίζεται αμέσως με την μεταξύ τους αλληλεπίδραση, καθώς και με την αλληλεπίδραση τους με τον Γαλαξία. Τέλος, συμφώνως προς τις απόψεις του Δρ Bengt WESTERLUND, τα Νέφη του Μαγγελάνου στο απώτατο μέλλον θα συγχωνευθούν με τον Γαλαξία. Εν κατακλείδι, ας αναφερθεί ότι η παρούσα θέση και δομή των Νεφών οφείλεται στην βαρυτική αλληλεπίδρασή τους με τον Γαλαξία. Και ασφαλώς η έντονη αυτή αλληλεπίδραση οφείλεται κατά κύριον λόγο στην εγγύτητα των Νεφών και αποκαλύπτεται ραδιοαστρονομικώς στην γραμμή εκπομπής των 21 cm του ουδετέρου Υδρογόνου ως τεράστια γέφυρα HI, η οποία «ενώνει» τα Νέφη μεταξύ τους και με τον Γαλαξία. Πρόκειται για το λεγόμενο Μαγγελανικό Ρεύμα (Magellanic Stream).

Συστηματικές ραδιοαστρονομικές έρευνες απεκάλυψαν την ύπαρξη νεφών αερίου, τα οποία κατευθύνονται προς τον Γαλαξία. Αυτά τα Νέφη HI φαίνεται να έχουν αποκολληθεί από τα Νέφη του Μαγγελάνου και εντοπίζονται στην γραμμή των 21 cm. Ουσιαστικώς, οι δύο αυτοί γειτονικοί γαλαξίες είναι βεβυθισμένοι εντός γιγαντιαίου νέφους HI, μάζης της τάξεως μεγέθους των 107 Μa. Το νέφος αυτό και η «συνέχεια» του προς το μέρος του Γαλαξία, σχηματίζουν το Μαγγελανικό Ρεύμα, του οποίου η προέλευση συνδέεται ασφαλώς με την βαρυτική αλληλεπίδραση μεταξύ των Νεφών και του Γαλαξία: οι ισχυρές παλιρροιογόνες δυνάμεις μεγάλης κλίμακος, που οφείλονται στην έντονη βαρυτική έλξη του Γαλαξία, πρέπει κατά πάσα πιθανότητα να προκάλεσαν τον σχηματισμό αυτών των κοσμικών γεφυρών του ουδέτερου Υδρογόνου μεταξύ των Νεφών και του Γαλαξία! Αριθμητικές εξομοιώσεις (simulations), έδειξαν ότι μεταξύ βαρυτικώς αλληλεπιδρώντων γειτονικών γαλαξιών, όντως σχηματίζονται υπερμεγέθεις «γέφυρες» αερίου. Εν τούτοις, είναι εξόχως δύσκολη η κατασκευή θεωρητικού προτύπου το οποίο να περιγράφει επακριβώς το Μαγγελανικό Ρεύμα.

Η μέτρηση της αποτάσεως των Νεφών του Μαγγελάνου υπήρξε σημαντικό γεγονός που απετέλεσε σταθμό στην ανάπτυξη της Εξωγαλαξιακής Αστρονομίας. Η Henrietta LEAVITT του Harvard College, απέδειξε στα 1912 την ύπαρξη σχέσεως μεταξύ της περιόδου και της μέσης φωτεινότητος των Κηφειδών (του Πληθυσμού I) του SMC. Κατ’ αυτόν τον τρόπο η περίοδος αυτών των μεταβλητών αστέρων εχρησιμοποιήθη προς προσδιορισμόν της μέσης φωτεινότητός τους και για τον συνακόλουθο υπολογισμό της αποστάσεως του SMC από τον Δρ Harlow SHAPLEY. Η σχέση περιόδου– λαμπρότητος, των Κηφειδών I απεδείχθη και θεωρητικώς από τον Καθ. Sir Arthur EDDINGTON, ενώ η συναφής μέθοδος υπολογισμού εξωγαλαξιακών αποστάσεων εβαθμονομήθη ορθώς μόλις το 1952 από τον Δρ Walter BAADE.

V. ΕΠΙΛΟΓΟΣ.

H σπουδαιότης των Νεφών του Μαγγελάνου είναι πολύ μεγάλη. Πρόκειται για τους πλησιεστέρους γειτονικούς γαλαξίες, οι οποίοι μας αποκαλύπτουν πλειάδα αστρονομικών φαινομένων μεγάλης ή και μικρής κλίμακος (όπως ο SN 1987Α), παρέχοντάς μας την ευκαιρία να τα παρατηρήσουμε και να αποφανθούμε γι’ αυτά με μεγάλη ακρίβεια. Χαρακτηριστικό είναι το παράδειγμα των αστρικών σμηνών αμφοτέρων των Νεφών —τα οποία εκτός από την ιδιάζουσα φύση πολλών εξ αυτών— μας παρέχουν την άμεση δυνατότητα παρατηρησιακής και θεωρητικής διερευνήσεως των θεωριών της αστρικής και της γαλαξιακής εξελίξεως, αποτελώντας δύο θαυμαστά εν ενεργεία «μαιευτήρια αστέρων», όπου συνεχής και αειφόρος αστρογένεση λαμβάνει χώραν με στοχαστικές αυτοδιαδιδόμενες διαδικασίες (SSPSF), ιδίως δε εντός των Αστρικών Συμπλεγμάτων τους [SHAPLEY 1956· FEITZINGER et al. 1981· EFREMOV 1988].

Για το GRDiscovery

Αρθογραφία: Δρ Αλίκη Μαραβέλια