Galaksi

Galaksi on tähtien, kaasu- ja pölypilvien sekä pimeän aineen muodostama järjestelmä, joka pysyy koossa painovoiman vaikutuksesta. Galaksit ovat eräänlaisia saarekkeita muuten lähes tyhjässä avaruudessa. Ne esiintyvät yleensä galaksijoukoissa, jotka muodostavat ainakin nykytiedon mukaan maailmankaikkeuden suurimmat rakenteet. Galaksijoukkoja pienempiä galaksirykelmiä kutsutaan galaksiryhmiksi. Linnunrata on oma kotigalaksimme.

Galakseja näkyvässä kaikkeudessa on yli 200 (mahdollisesti jopa 2 000) miljardia. Galaksien koko vaihtelee tuhansista satoihin tuhansiin valovuosiin ja niiden tähtien määrä miljoonista biljooniin. Suurin osa niistä on elliptisiä kääpiögalakseja ja epäsäännöllisiä galakseja, noin 30 prosenttia kierteisgalakseja ja 10 prosenttia elliptisiä galakseja.

Etymologia 
Galaksi-sana tulee alun perin kreikan adjektiivista galaxias, 'maitomainen', joka esiintyi muinaisten kreikkalaisten nimityksessä Linnunradalle, galaxias kyklos, 'maitoympyrä'. Sana otettiin käyttöön yleisnimenä vuoteen 1848 mennessä kun vielä uskottiin Linnunradan olevan ainoa galaksi.

Sijainnit ja etäisyydet 

Galaksit muodostavat tihentymiä, galaksijoukkoja, jotka ovat maailmankaikkeuden suurimman mittakaavan peruspalikoita. Suuressa galaksijoukossa voi olla yli tuhatkin galaksia. Galaksijoukkojen muodostamia joukkoja on kutsuttu superjoukoiksi, mutta nykyisin tutkitaan enemmänkin galaksijoukkojen jatkuvaa jakautumaa. Galaksit sijaitsevat maailmankaikkeudessa vaahtomaisena rakenteena. Galaksitihentymät muodostavat seinämiä, joiden välissä on tyhjää. Tällainen kuituja, seinämiä ja aukkoja sisältävä rakenne on syntynyt pimeän aineen vaikutuksesta.

Galaksijoukkoa pienempiä ryhmittymiä kutsutaan galaksiryhmiksi. Jotkin galaksit muodostavat galaksipareja. Saman ryhmän galaksit sijaitsevat kokoonsa nähden suhteellisen lähekkäin. Monilla suurilla galakseilla, kuten omalla Linnunradallamme, on pienempiä seuralaisgalakseja, jotka sijaitsevat lähes kiinni emägalakseissaan.

Paikallista galaksiryhmäämme lukuun ottamatta suurin osa galakseista etääntyy meistä sitä nopeammin, mitä kauempana ne ovat johtuen kaikkeuden laajenemisesta. Kaukaisten galaksien etäisyyttä voidaan arvioida mittaamalla valon punasiirtymä.

Tällä hetkellä kaukaisin tunnettu galaksi on GN-z11, josta valo on matkannut Maahan 13,4 miljardin valovuoden matkan.

Synty ja kehitys 
Ensimmäiset tähdet ja galaksit syntyivät parisataa miljoonaa vuotta alkuräjähdyksen jälkeen, kun avaruuden täyttävä kaasu tiivistyi pimeän aineen valmiisiin painovoimakuoppiin. Varhaiset galaksit olivat kääpiögalakseja, joiden massa oli miljoona Auringon massaa. Kääpiögalaksien säteilyn seurauksena avaruuden vetykaasu muuttui ionisoituneeseen muotoon. Sen seurauksena kääpiögalakseja ei enää päässyt muodostumaan, vaan syntyvien galaksien massan alaraja nousi useita kertaluokkia korkeammaksi. On mahdollista, että kaikki avaruuden nykyiset kääpiögalaksit syntyivät ennen tätä uudelleenionisoitumisen aikaa.

Suuret galaksit ovat voineet syntyä kahdella tavalla. Yksi massiivinen kaasupilvi on voinut kutistua ja murentua joukoksi tiivistymiskeskuksia, joissa on syntynyt suuria määriä tähtiä. Toinen syntytapa on, kun erilliset, lähekkäiset kääpiögalaksit sulautuivat suuremmaksi kokonaisuudeksi. Miljardien vuosien kuluessa galaksit ovat muuttaneet muotoaan niiden möykkyjen etsiessä tasapainoa, keräytyessä yhteen ja muodostaessa galaksin tiiviin keskusosan, jonne muodostui suuri musta aukko. Galaksien kehitykseen ovat vaikuttaneet myös ulkoiset tekijät eli suuret ja pienet törmäykset kääpiögalaksien kanssa. Törmäys voi kasvattaa galaksin läpimittaa ja saada galaksissa aikaan voimakkaan tähtien syntyryöpyn.

Jotkin galaksit saivat ellipsigalaksin muodon, toiset kierregalaksin. Tämän syytä ei osata vielä kunnolla selittää. Muodon syntyyn on voinut vaikuttaa galaksien erilaiset massat tai niiden erilainen sijainti pimeän aineen verkostossa.

Useimpien galaksien massasta suurin osa on pimeää ainetta. Vuoteen 2019 mennessä on löydetty vain kaksi galaksia, joissa pimeää ainetta ei ole juuri lainkaan. Tällaisten galaksien muodostumista ei vielä ymmärretä.

Tulevaisuudessa galaksit kerääntyvät yhä massiivisemmiksi joukoiksi, kun galaksiryhmät sulautuvat yhteen. Viimeiset tähdet syntyvät galakseissa noin vuonna 1014. Galaksit alkavat sen jälkeen kadota näkyvistä kun tähtiä sammuu. Tähdet pakenevat galakseista tai syöksyvät niiden keskustan mustaan aukkoon, ja galaksit ovat hajonneet vuoteen 1025 mennessä.

Törmäily 

Galaksit ovat saaneet nykyiset muotonsa vuosimiljardien aikana tapahtuneissa törmäyksissä ja yhteensulautumissa. Näissä kohtaamisissa vanhat rakenteet hajoavat ja syntyy uusia. Kohtaamiset laukaisevat uusien tähtien syntyä ja ohjaavat ravintoa galaksien keskustojen mustille aukoille. Kun kohtaaminen on ohi, galaksit asettuvat uuteen tasapainoon. Törmäämisen seurauksena voi syntyä monella tavalla epäsäännöllisen mallisia galakseja. Erityyppisissä kohtaamisissa syntyy esimerkiksi kaasuhäntiä, tähtivirtoja, rengasgalakseja, monenlaisia kehiä, häntiä ja siltoja, tähtien syntyryöppyjä, tihentymiä, väliaikaisia kierrehaaroja, tyhjiä alueita ja ”pääskysenpyrstöjä”. Galaksien törmäyksen lopputulokseen vaikuttavat etenkin ohitusetäisyys, ohitusnopeus ja galaksien massojen suhde mutta myös kohtaamiskulma ja pyörimissuunta.

Koska tähdet ovat niin harvassa, galaksien törmäämisessä tähdet vain kulkevat toistensa lomitse ja vaikuttavat ainoastaan painovoimallaan. Myöskään galaksin kuumassa halossa tai pimeän aineen alueella ei törmäyksellä ole mainittavaa vaikutusta. Sen sijaan kylmien kaasu- ja molekyylipilvien törmätessä syntyy voimakkaita shokkeja, joiden seurauksena pilvet hajoavat roiskeina eri suuntiin. Suuremmasta galaksista läpi kulkevan pienemmän galaksin mukana avaruuteen sinkoutuu suuria määriä kaasua, joka kuitenkin sataa myöhemmin takaisin galaksin kiekkoon tai keskustaan. Kevyempi galaksi menettää näin suurimman osan kaasustaan raskaammalle. Törmäys aiheuttaa myös kaasupilvien tiivistymistä, jonka seurauksena galaksien keskustaan ajautuu suuria määriä kaasua, mikä synnyttää voimakkaan tähtien syntyryöpyn.

Galaksien törmäyksessä tyypillinen läpikulkuaika on parisataa miljoonaa vuotta. Halon ja pimeän aineen suuri massa voi vetää läpikulkeneen galaksin nopeasti takaisin, ja muutaman kierroksen jälkeen galaksit sulautuvat yhteen.

Galaksityyppejä

Hubblen luokittelu

Galaksien luokittelun standardi on Edwin Hubblen 1930-luvulla esittelemä Hubblen luokittelu. Se jakaa galaksit rakenteen mukaan kolmeen tyyppiin: elliptiset galaksit, tavalliset kierteisgalaksit ja sauvakierteisgalaksit. Tähän ääniraudan muotoiseen kaavioon lisättiin myöhemmin epäsäännölliset galaksit, jotka Hubblekin oli havainnut mutta jättänyt alkuperäisestä kaaviostaan pois.

 Elliptiset galaksit (E) ovat ellipsoidin muotoisia galakseja, jotka koostuvat lähes yksinomaan vanhoista tähdistä. Ne jaetaan litistymisasteen mukaan luokkiin E0–E7, jossa E0 on täysin pallomainen ja E7 kaikkein littein ellipsoidi.

 Linssimäiset galaksit (S0 tai SB0) ovat elliptisen ja kierteisgalaksin välimuotoja, jotka ovat kiekkomaisia mutta joilta puuttuvat kierteishaarat.

 Tavalliset kierteisgalaksit (S) ovat kiekkomaisia galakseja, joilla on lähinnä vanhoista tähdistä koostuva kirkas keskuspullistuma ja nuoremmista tähdistä koostuvat kierteishaarat. Ne jaetaan keskuspullistuman suhteellisen koon ja haarojen tiiviyden mukaan luokkiin Sa–Sd. Sa-galaksin keskuspullistuma on kirkas suhteessa kierteishaaroihin ja haarat sijoittuvat hyvin tiiviisti. Sd-galaksilla ei ole selkeästi erottuvaa keskuspullistumaa, ja sen haarat ovat hyvin väljät.

 Sauvaspiraaligalaksit (SB) ovat kierteisgalakseja, joiden keskuspullistuma on sauvan muotoinen ja kierteishaarat alkavat "sauvan" molemmista päistä. Ne jaetaan luokkiin SBa–SBd samoin perustein kuin tavalliset kierteisgalaksitkin.

 Neljän spiraaligalaksiluokan lisäksi on epävirallinen viides luokka SAm (SBm), jossa ei ole lainkaan keskuspullistumaa ja vain yksi huonosti erottuva kierrehaara.

 Epäsäännölliset galaksit (Irr) sisältävät kaikki edellisiin luokkiin kuulumattomat galaksit. Ne ovat galakseja, joiden rakenne on häiriintynyt esimerkiksi vuorovaikutuksen seurauksena jonkin toisen galaksin kanssa. Ne jaetaan luokkiin Irr I (jälkiä kierteisrakenteesta) ja Irr II (täysin epäsäännöllinen).

Väriluokittelu 
Nykyisin galaksit jaetaan myös niiden lähettämän säteilyn mukaan. Kun galakseja löytyi digitaalisissa kartoituksessa miljoonittain, tietokoneet eivät kyenneet jakamaan galakseja niiden muodon mukaisesti, eivätkä tutkijat ehtineet käydä läpi kuvia. Lisäksi moni galaksi näkyi kartoituksissa vain pienenä pisteenä. Siksi galaksit jaettiin värin mukaan punaisiin ja sinisiin galakseihin. Galakseista viidesosa on punaisia, mutta ne sisältävät kaikkien galaksien valosta 40 prosenttia ja yhteismassasta 60 prosenttia. Punaiset galaksit ovat Hubblen luokittelussa E- tai S0-tyyppiä, sillä niissä on vanhoja tähtiä, jotka ovat väriltään punaisia. Sinisiä tähtiä ovat kierregalaksien nuoret tähdet.

Kääpiögalaksit
Kääpiögalakseja esiintyy paikallisessa galaksiryhmässä ja luultavasti muissakin galaksiryhmissä ja -joukoissa. Ne luokitellaan kahteen pääluokkaan: pallomaisiin galakseihin ja epäsäännöllisiin galakseihin, joiden lisäksi on olemassa joitain sekamuotoja. Epäsäännöllisiin galakseihin luokitellaan myös siniset kompaktit kääpiöt ja ultrakompaktit kääpiöt, joita paikallisessa ryhmässä ei esiinny.

Aktiiviset galaksit 

Aktiivinen galaksi on galaksi, jonka ytimen energia on peräisin supermassiiviseen mustaan aukkoon putoavasta aineesta. Aktiivisten galaksien ydin on poikkeuksellisen kirkas.

 Seyfertin galaksit ovat kierteisgalakseja, joilla on ylikirkas ydin. Niitä on kahta laatua, tyyppiä 1 ja tyyppiä 2, jotka eroavat toisistaan spektriviivojensa leveydeltä.
 Radiogalaksit ovat suuria ellpisigalakseja, jotka lähettävät voimakasta radiosäteilyä. Säteilyn alkuperä on todennäköisesti galaksin ytimessä olevan mustan aukon ympäristössä.
 Kvasaarit ovat aktiivisista galakseista kaikkein voimakkaimpia, ja niiden lähettämä valo voidaan nähdä läpi koko maailmankaikkeuden. Ne ovat luultavasti aktiivisten galaksien kirkkaita ytimiä, joissa mustaan aukkoon imeytyvä materia kuumenee ja alkaa hehkua. Kaikki havaitsemamme kvasaarit ovat hyvin kaukaisia. Blasaari on suoraan säteilysuihkun suunnasta nähty kvasaari.

Havaintohistoria 
Linnunradan vaalea juova taivaalla on varmasti ollut tunnettu jo esihistoriallisella ajalla. Magellanin pilvet ovat myös hyvin nähtävissä paljain silmin eteläisellä pallonpuoliskolla. Ensimmäiset muistiin merkityt havainnot muista galakseista ovat peräisin Persiasta, jossa tähtitieteilijä Al-Sufi merkitsi luetteloonsa Andromedan galaksin ja Suuren Magellanin pilven. Vuonna 1521 portugalilainen Fernão de Magalhães havaitsi ensimmäisellä maailmanympäripurjehduksella Suuren ja Pienen Magellanin pilven, jotka nimettiin hänen mukaansa.

Kaukoputken keksimisen aikoihin vuonna 1610 Galileo Galilei havaitsi, että Linnunrata koostuu lukemattomista himmeistä tähdistä. Vuonna 1755 filosofi Immanuel Kant esitti Thomas Wrightin ajatusten pohjalta, että eräät sumumaiset kohteet taivaalla olivat ”saariuniversumeja”, Linnunradan kaltaisia pyöriviä tähtikiekkoja. Ajatus sai sitä tukevat todisteet vasta paljon myöhemmin. Vuonna 1855 lordi Rosse havaitsi suurella kaukoputkellaan kierteisrakenteen Messier 51:llä, jota nykyäänkin kutsutaan Pyörregalaksiksi.

Vuonna 1918 Harlow Shapley havaitsi, että pallomaiset tähtijoukot sijaitsevat Linnunradan halossa, jonka keskus oli kaukana Aurinkokunnan sijainnista. Siten ymmärrettiin, ettemme sijaitse galaksimme keskuksessa. Vuonna 1923 Hubble löysi Andromedan galaksista kefeidejä, joiden perusteella hän sai galaksille niin suuren etäisyyden, ettei se voinut sijaita Linnunradan sisällä. Galaksien todellinen luonne alkoi vihdoin selvitä. 1900-luvun kuluessa kaukoputkien kehittyessä havaittiin yhä kaukaisempia galakseja ja valtavia galaksijoukkoja.

Lähteet

Viitteet

Kirjallisuutta

Aiheesta muualla 

  Karl Johan Donnerin esitelmä galakseista.
 

Seulonnan keskeiset artikkelit