Galaksi
Wikipedia
Galaksi on tähtien, planeettojen, kaasu- ja pölypilvien sekä pimeän aineen muodostama järjestelmä, joka pysyy koossa painovoiman vaikutuksesta. Galaksit ovat eräänlaisia saarekkeita muuten lähes tyhjässä avaruudessa. Ne esiintyvät yleensä joukoissa, jotka muodostavat maailmankaikkeuden suurimmat rakenteet. Linnunrata on oma kotigalaksimme. Galaksi-sana tulee kreikankielisestä maitoa tarkoittavasta sanasta galaktos, joka viittaa Linnunradan maitovanaa muistuttavaan ulkonäköön yötaivaalla.
Galaksien koko vaihtelee tuhannesta satoihin tuhansiin valovuosiin ja niiden tähtien määrä sadoista miljoonista muutamiin biljooniin. Galaksien määräksi maailmankaikkeudessamme on arvioitu noin 125 miljardia. Suurin osa niistä on elliptisiä kääpiögalakseja ja epäsäännöllisiä galakseja, noin 30 prosenttia spiraaligalakseja ja 10 prosenttia elliptisiä galakseja.
Sisällysluettelo |
[muokkaa] Etäisyydet
Galaksit täyttävät koko tunnetun maailmankaikkeuden. Paikallista galaksiryhmäämme lukuun ottamatta suurin osa galakseista etääntyy meistä sitä nopeammin, mitä kauempana ne ovat johtuen maailmankaikkeuden laajenemisesta. Kyseistä ilmiötä sanotaan punasiirtymäksi, ja sen avulla voidaan arvioida kaukaisten galaksien etäisyys. Kaukaisimmat tunnetut galaksit sijaitsevat yli 13 miljardin valovuoden päässä. Koska valo on matkannut yhtä monta vuotta kohteesta meidän havaittavaksemme, näemme sen sellaisena kuin se oli maailmankaikkeuden alkuaikoina.
Toisin kuin tähdet, joiden suhteelliset etäisyydet ovat valtavia, galaksit sijaitsevat melko lähekkäin suhteessa niiden kokoon. Monilla suurilla galakseilla on pienempiä seuralaisgalakseja, jotka sijaitsevat lähes kiinni emägalakseissaan. Linnunradan ja lähimmän toisen suuren galaksin, Andromedan galaksin etäisyys on sekin vain 20–30-kertainen galaksien läpimittaan nähden.
Galaksijoukot ja niiden muodostamat superjoukot ovat suurimpia tunnettuja rakenteita. Niiden väliin jää valtavia "kuplia", joissa ei ole juurikaan materiaa. Galaksienvälinen avaruus vastaa lähes täydellistä tyhjiötä: se sisältää keskimäärin alle yhden atomin kuutiometrillä. Siellä ajelehtii vain harvoja galaksienvälisiä kaasupilviä ja yksittäisiä tähtiä, jotka ovat joutuneet pois galaksin painovoimakentästä esimerkiksi kahden galaksin törmäyksen seurauksena.
[muokkaa] Synty ja kehitys
Galakseja alkoi syntyä jo hyvin varhaisessa vaiheessa maailmankaikkeuden ollessa noin 470–600 miljoonan vuoden ikäinen. Niiden synnyn mahdollistivat todennäköisesti kosmisessa taustasäteilyssä näkyvät pienet epäsäännöllisyydet, jotka painovoiman vaikutuksesta voimistuivat ja tiivistyivät vähitellen erillisiksi kaasupilviksi, joissa tähdet puolestaan alkoivat muodostua. Useimmat galaksit ovat hyvin vanhoja, eikä uusia galakseja juuri enää muodostu lukuun ottamatta törmäyksissä syntyviä galakseja.
Spiraaligalaksit ovat syntyneet, kun valtava kaasupilvi on alkanut pyöriä ja tiivistyä kiekkomaiseksi, jonka jälkeen tähdet ovat kehittyneet ja alkaneet kiertää galaksin keskusta. Tähtien kiertoaika on hyvin pitkä, jopa satoja miljoonia vuosia; useimmat galaksit ovat siis ehtineet olemassaolonsa aikana kiertää itsensä ympäri vain muutamia kymmeniä kertoja. On mahdollista, että lähes kaikki galaksit ovat olleet alun perin spiraalimaisia. Elliptisissä galakseissa tähdet kiertävät galaksin keskusta satunnaisilla radoilla niin, että galaksi itsessään ei kierrä lainkaan. Tämä viittaa siihen, että ne sisältävät tähtiä kahdesta tai useammasta galaksista, jotka ovat törmänneet ja sulautuneet toisiinsa. Epäsäännölliset galaksit puolestaan ovat saattaneet olla alun perin spiraaligalakseja, joiden herkkä rakenne on kuitenkin tuhoutunut lähikontaktin seurauksena toisen galaksin kanssa, mutta jotka ovat ainakin toistaiseksi välttäneet sulautumisen.
Galaksien törmäykset eivät ole tavattomia. Varsinaisesta törmäyksestä ei tässä tapauksessa ole kyse, sillä tähdet ovat galakseissa niin harvassa, että galaksit käytännössä liukuvat toistensa läpi ja alkavat mahdollisesti taas lähestyä toisiaan, kunnes lopulta yhdistyvät täysin. Niiden rakenne vääristyy ja lopulta muuttuu kokonaan toisenlaiseksi painovoiman vaikutuksesta. Usein toinen törmäyksen osapuoli on kääpiögalaksi, jolloin se sulautuu isompaan galaksiin aiheuttamatta siihen suuria häiriöitä. Myös Linnunrata on parhaillaan imemässä kääpiögalakseja itseensä, kuten Jousimiehen elliptisen kääpiogalaksin. Lisäksi Linnunrata ja Andromedan galaksi lähestyvät toisiaan noin 140 kilometrin sekuntinopeudella, ja noin kolmen miljardin vuoden kuluttua ne todennäköisesti muodostavat suuren elliptisen galaksin.
[muokkaa] Galaksien luokittelu
Galaksit voidaan jakaa rakenteen mukaan karkeasti kolmeen tyyppiin: kiekkomaiset kierteis- eli spiraaligalaksit, elliptiset galaksit ja epäsäännölliset galaksit. Edwin Hubblen vuonna 1936 esittelemä Hubblen luokittelu on yhä käytössä. Se jakaa galaksit seuraavalla tavalla:
- ellipsoidin muotoisia galakseja, jotka koostuvat lähes yksinomaan vanhoista niin sanotun toisen populaation tähdistä
- jaetaan litistymisasteen mukaan luokkiin E0–E7, jossa E0 on täysin pallomainen ja E7 kaikkein littein ellipsoidi
- luokittelu perustuu näennäiseen muotoon; todellisuudessa useimmat elliptiset galaksit ovat litteämpiä, mutta emme näe niitä suoraan sivultapäin, jolloin ne vaikuttavat pallomaisemmilta
Linssimäiset galaksit (S0 tai SB0)
- elliptisen ja spiraaligalaksin välimuotoja, jotka ovat kiekkomaisia mutta joilta puuttuvat spiraalihaarat
Tavalliset spiraaligalaksit (S)
- kiekkomaisia galakseja, joilla on lähinnä vanhoista tähdistä koostuva kirkas keskuspullistuma ja nuoremmista tähdistä koostuvat spiraalihaarat
- 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
- spiraaligalakseja, joiden keskuspullistuman on sauvan muotoinen ja kierteishaarat alkavat "sauvan" molemmista päistä
- jaetaan luokkiin SBa–SBd samoin perustein kuin tavalliset spiraaligalaksitkin
Epäsäännölliset galaksit (Irr)
- galakseja, joiden rakenne on häiriintynyt esimerkiksi vuorovaikutuksen seurauksena jonkin toisen galaksin kanssa
- jaetaan luokkiin Irr-I (jälkiä spiraalirakenteesta) ja Irr-II (täysin epäsäännöllinen)
- kaikki edellisiin luokkiin kuulumattomat galaksit
Tämän lisäksi on joukko erilaisia galaksityyppejä, jotka eivät kuulu Hubblen luokitteluun ja jotka saattavat erota toisistaan myös esimerkiksi niiden lähettämän säteilyn perusteella.
Kääpiögalaksit muodostavat merkittävän osan galaksien kokonaismäärästä. Ne ovat usein suurten galaksien seuralaisgalakseja, jolloin niitä saattaa olla jopa kymmeniä yhden emägalaksin ympärillä. Niiden tähtien lukumäärä vaihtelee muutamista sadoista miljoonista kymmeneen miljardiin.
[muokkaa] Aktiiviset galaksit
Radiogalaksit ovat poikkeuksellisen aktiivisia galakseja. Ne lähettävät voimakasta radiosäteilyä. Säteilyn alkuperä on todennäköisesti galaksin ytimessä olevan mustan aukon ympäristössä.
Seydertin galaksit ovat epäsäännöllisiä tai spiraaligalakseja. Niillä on poikkeuksellisen kirkas ydin, joka saattaa peittää koko muun galaksin loistollaan.
Kvasaarien arvellaan olevan aktiivisten galaksien kirkkaita ytimiä, joissa mustaan aukkoon imeytyvä materia kuumenee ja alkaa hehkua. Kaikki havaitsemamme kvasaarit ovat hyvin kaukaisia, mikä viittaa siihen, ettei niitä ole ollut olemassa enää useisiin miljardeihin vuosiin. Blasaarit ovat kvasaarien kaltaisia kohteita.
[muokkaa] Historia
Linnunradan vaalea juova taivaalla on varmasti ollut tunnettu jo esihistoriallisella ajalla. Magellanin pilvet ovat myös hyvin nähätävissä 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 spiraalirakenteen 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.
[muokkaa] Kirjallisuutta
- Adams, Fred & Greg Laughlin (2002): Maailmankaikkeuden elämäkerta: Ikuisuuden fysiikkaa. (Alkuteos: Five Ages of the Universe: Inside the Physics of Eternity, 1999.) Suomentanut J. Pekka Mäkelä. Helsinki: Like. ISBN 952-471-018-8
- Karttunen, Hannu, Karl Johan Donner, Pekka Kröger, Heikki Oja & Markku Poutanen (2003): Tähtitieteen perusteet. Neljäs laitos. Ursan julkaisuja 87. Helsinki: Ursa. ISBN 952-5329-30-5
- Krauss, Lawrence M. (2002): Atomi: Matka maailmankaikkeuden alusta elämän syntyyn ja siitä edelleen. (Alkuteos: Atom: An Odyssey from the Big Bang to Life on Earth...and Beyond, 2001.) Suomentanut Juha Pietiläinen. Helsinki: Terra Cognita. ISBN 952-5202-51-8
- Rees, Martin (2000): Ennen alkua: Oma maailmankaikkeutemme ja muut. (Alkuteos: Before the Beginning: Our Universe and Others, 1998.) Ursan julkaisuja 75. Suomentanut Hannu Karttunen. Helsinki: Ursa. ISBN 952-5329-08-9
[muokkaa] Aiheesta muualla
