Ekstragalaktinen tähtitiede sivuaa käytännössä kaikkea nykypäivän tähtitieteeseen liittyvää ehkä aurinkokuntaa ja planeettajärjestelmien tutkimista lukuunottamatta: tähtien synty, tähtienvälinen aine, kosmologia, jne. Galaksit löydettiin jo vuosisadan alussa, aktiiviset galaksinytimet vasta 1960-luvulla.
Galaksit ovat koostumukseltaan hyvin monenlaisia: jotkut vain normaalien tähtien muodostamia järjestelmiä, jotkut melkein kokonaan neutraalia kaasua, toisissa taas monet erilaiset komponentit (tähdet, neutraali ja ionisoitunut tähtienvälinen kaasu, pöly, molekyylipilvet, magneettikentät, kosmiset säteet...) vuorovaikuttavat keskenään. Galaksit muodostavat pienempiä ryhmiä, isompia joukkoja, superjoukkoja jne. Monen galaksin keskellä on tiivis ja kirkas ydin, joka saattaa peittää alleen koko muun galaksin säteilyn.
Kirkkaimpien galaksien luminositeetti voi vastata 10^13 Auringon luminositeettia, pienimmillä 10^7. Galakseilla ei ole terävää ulkoreunaa, joten massalle ja säteelle ei saada tarkkoja arvoja. Ne riippuvat siitä, millaiseen tiheyteen asti halutaan laskea. Galaksien massat ovat luokkaa 10^7 - 10^13 Auringon massaa, säteet 0.5 - 30 kpc. Aineen tiheys eri galakseissa ja jopa saman galaksin eri osissa voi olla hyvin erilainen, syynä tähän ovat useat eri aika- ja energiaskaaloissa tapahtuvat prosessit. Suurimmat galaksit ovat halkaisijaltaan noin 100 kpc, galaksien väliset etäisyydet noin 1 Mpc (vrt. tähtienväliset etäisyydet luokkaa 1 pc, Linnunradan halkaisija noin 30 kpc).
Perinteisessä galaksiluokittelussa ovat mukana vain ne, jotka ovat riittävän isoja ja kirkkaita näkyäkseen hyvin. Jos galaksin säde on liian suuri magnitudiin nähden (eli sen pintakirkkaus on pieni), galaksi häviää taustataivaan valoon. Jos säde on liian pieni, se näyttää tähdeltä (kvasaarit).
Messierin luettelo sumumaisista kohteista (103 kpl) syntyi vuonna 1784, jolloin kaikkien kohteiden luultiin olevan lähikohteita, siis Linnunradassa. Luettelossa oli galaksien lisäksi myös aitoja Linnunradan kohteita, esimerkiksi supernovajäännös Rapusumu (M1). Myöhemmin luettelon kohdetta M31, Andromedan galaksi, alettiin epäillä kaukaiseksi galaksiksi. Mount Wilsonin 2.5 m reflektoriteleskooppi osoitti useiden galaksien olemassaolon, joiden tutkimisessa kunnostautui erityisesti Edwin Hubble (1924 alkaen).
Hubble loi galaksiluokitukseen "äänirautadiagrammin", aikaisista galaksityypeistä myöhäisiin (1926). Esimerkki löytyy täältä. Päätyyppejä on kolme: elliptiset, linssimäiset ja spiraaligalaksit, spiraaligalakseissa normaalit ja sauvaspiraalit. Lisäksi on vielä niin kutsuttaja epäsäännöllisiä galakseja.
Elliptiset galaksit näkyvät taivaalla elliptisinä tähtitiivistyminä, joissa pintakirkkaus pienenee tasaisesti ulospäin mentäessä. Normaalisti niissä ei näy merkkejä tähtienvälisestä aineesta (pölyraitoja, nuoria tähtiä) ja ne sisältävät hyvin vähän kaasua. Ne eroavat toisistaan vain muotonsa puolesta ja merkitään En, missä n = 10(1-b/a) (isoakseli a, pikkuakseli b). E0 on siis ympyränmuotoinen, mutta muoto riippuu tietysti katsomissuunnasta! Normaaleihin E-galakseihin liittyvät cD-tyypin jättiläisellipsit, joita esiintyy yleensä galaksijoukoissa. Niissä on normaalin elliptisen galaksin näköisen keskusosan ympärillä vielä hyvin laaja himmeämpi tähtikorona. Populaatiomallien mukaan tähdet elliptisissä galakseissa syntyivät kaikki suurin piirtein samanaikaisesti noin 10^10 vuotta sitten. Suurin osa elliptisten galaksien valosta tulee punaisista jättiläisistä, ja suurin osa niiden massasta pääsarjan kääpiöistä. Galaksin kirkkaudella ja värillä on yhteys, eli mitä kirkkaampi elliptinen galaksi on, sitä punaisempi se on ja myös metallipitoisempi.
Linssimäiset S0-galaksit asettuvat ellipsi- ja spiraaligalaksien väliin. E-galaksien tapaan niissä on vain vähän tähtienvälistä ainetta eikä ollenkaan näkyvää spiraalirakennetta. Niissä on kuitenkin tavallisen elliptisen valonjakautuman lisäksi myös tähdistä koostuva litteä kiekko, ja ne pyörivät kuten spiraaligalaksit. Linssimäiset galaksit ovatkin ehkä spiraaligalakseja, joista kaasu on poistunut.
Spiraaligalakseille ominaista on niiden kierteishaara- eli spiraalirakenne. Keskuspullistuma niillä on kuten elliptisillä galakseilla, tähtikiekko kuten linssimäisillä galakseilla ja lisäksi vielä ohut kaasusta ja muusta tähtienvälisestä aineesta koostuva kiekko, jossa muodostuu jatkuvasti uusia tähtiä ja jossa tavallisesti myös on selkeä spiraalikuvio. Normaalit spiraalit merkitään Sa, Sb, Sc ja sauvaspiraalit SBa, SBb, SBc. Sauvaspiraaleissa spiraalihaarat päättyvät keskellä olevaan suoraan sauvaan. Myöhemmillä tyypeillä on pienempi keskuspullistuma, ohuemmat spiraalihaarat ja avoimempi spiraalikuvio, niissä on myös eniten kaasua. Spiraaligalakseille voidaan mitata rotaatiokäyrä, joka muistuttaa Linnunradan rotaatiokäyrää. Linnunrata on todennäköisesti tyyppiä Sbc tai SBbc, viimeaikaisten havaintojen mukaan luultavimmin jälkimmäinen.
Hubblen luokitteluun voidaan laskea vielä epäsäännölliset galaksit, Irr I ja Irr II. Irr I -galaksit tulevat kaaviossa Sc-galaksien jälkeen. Niissä on paljon kaasua ja nuoria tähtiä, mutta vain hajanaista spiraalirakennetta. Irr II -tyyppiset ovat jonkin verran epäsäännöllisiä pieniä galakseja, joissa ei ole paljon nuoria tähtiä mutta usein suuria määriä tähtienvälistä pölyä, tai esimerkiksi vuorovaikuttavia galakseja (yhteensulautuvia tms).
Galaksien muodostumisesta on (ainakin) kaksi teoriaa, jotka perustuvat siihen onko maailmankaikkeuden pimeä aine kuumaa (nopeita hiukkasia) vai kylmää (hitaita hiukkasia). Mikäli pimeä aine on kuumaa, on galaksien muodostuminen tapahtunut "isommista pienemmiksi", eli isommat maailmankaikkeuden rakenteet ovat "hajonneet" pienemmiksi ja muodostaneet lopulta galakseja. Mikäli pimeä aine on kylmää, galaksit ovat muodostuneet "pienemmistä isommiksi", eli pienet rakenteet ovat "keräytyneet" isommiksi muodostaen galakseja. Kummassakin teoriassa on toistaiseksi ratkaisemattomia ongelmia, esimerkiksi galaksien muodostumiseen vaadittava aika ei sovi nykyisiin tietoihimme. Havainnot eivät myöskään tue suoraan kumpaakaan teoriaa, vaan näyttäisivät pikemminkin olevan niiden välimuoto.
Galaksit alkoivat muodostua maailmankaikkeuden alkuaikoina noin 800 miljoonaa vuotta alkuräjähdyksen jälkeen. Kun aine ja säteily irtikytkeytyivät, jäi jäljelle mikroaaltotaustasäteilyä, hyvin pienten lämpötilaerojen aiheuttama "valokuva" silloisesta maailmakaikkeudesta. Myös aine oli jakautunut samaan tapaan, pikkuriikkisen epätasaisesti. Nämä pienet massakeskittymät alkoivat oman vetovoimansa ansioista luhistua kasaan ja muodostivat galakseja. Kun galaksit olivat syntyneet, tähtien muodostuminenkin alkoi. Erityisen tärkeitä kehitykselle olivat suuret ja lyhytikäiset (noin 10 miljoonaa vuotta) tähdet, jotka räjähtivät supernovina ja tuottivat raskaampia alkuaineita.
Nuoret tähdet sijaitsevat galaksien kiekoissa ja niissä on suhteessa enemmän raskaita alkuaineita kuin vanhoissa. Galakseissa tapahtuu normaalia tähtien kehitystä: tähtien synty, säteilyvaihe, ulko-osien menettäminen planetaarisena sumuna tai räjähdys supernovana. Prosessit palauttavat materiaa kiertoon, räjähdyksestä runsaammin ja raskaammilla alkuaineilla täydennettynä. Tähtien koolla on siis merkitystä koko galaksin kemialliselle evoluutiolle.
Elliptiset galaksit ja kiekkogalaksien pullistumat syntyivät kaasupilvien luhistumisissa noin 10 miljardia vuotta sitten. Joihinkin galakseihin jäi vielä tämän jälkeen kaasua, joka asettui kiekkoon ennen kuin siihen alkoi syntyä tähtiä. Kiekon muuttuminen tähdiksi jatkuu toisissa galakseissa (spiraaleissa) edelleen, toisissa taas kaasu on kulunut loppuun.
Numeerisella simulaatiolla voidaan seurata kaasupilven luhistumista ja tähtien syntyä siinä. Samalla voidaan seurata pilven säteilyn kehitystä ja kaasun alkuainepitoisuuksien muuttumista. Näin saatuja tuloksia voidaan verrata galaksien havaittuihin spektreihin ja alkuaineiden jakautumiin galakseissa. Malleissa on monta epävarmaa tekijää: kaasun menetys galaksituulena, kaasun keräytyminen jostakin galaksin ulkopuolelta, vuorovaikutukset ja yhteensulautumiset. Tälläkin hetkellä n. 10% galakseista on interaktiivisia ja useimmiten ne aiheuttavat deformaatioita toisiinsa. Maailmankaikkeuden alkuvaiheissa törmäykset olivat paljon tavallisempia.
Pullistuma + halo : pyöreähkö vanhojen tähtien muodostama komponentti, Linnunradassa vanhoista tähdistä (eksentriset radat, tasot jakautuneet kaikkiin suuntiin). Sisempi osa pullistuma, ulompi halo.
Kiekko; S0- ja S-galaksien tunnusmerkki, ehkä myös osassa E-galakseja. Linnunradan kiekko muodostuu nuorista tähdistä kuten Aurinko, ja niiden radat ovat ympyräratoja kiekon tasossa.
Tähtienvälinen aine: Elliptisissä ja S0-galakseissa tähtienvälistä kaasua on hyvin vähän. Joissakin E-galakseissa neutraalia vetyä on 0.1% kokonaismassasta, ja samoissa galakseissa on usein merkkejä nuorten tähtien muodostumisesta. S0-galakseissa on joissakin tapauksissa enemmän kaasua kuin E:ssä. Spiraaligalakseissa kaasun osuus korreloi Hubblen tyypin kanssa, Sa n. 2%, Sc n. 10% ja Irr I n. 15%. Neutraalin vedyn jakaumaa läheisissä galakseissa on kartoitettu radiohavaintojen avulla.
Kosmiset säteet ja magneettikenttien jakauma galakseissa: havaitaan radioalueella relativististen elektronien lähettämän synkrotronisäteilyn avulla. Magneettikentät tyypillisesti 0.5-1 nT. Säteily on osittain polarisoitunutta. Useimmissa galakseissa magneettikenttä on kiekon tasossa ja sen suuntainen, mutta voi joissakin galakseissa olla hyvinkin erilainen, esim. radiaalisesti galaksin tasosta ulospäin suunnattu.
Linnunradassa pallomaiset tähtijoukot kuuluvat LR:n kiekkoa ympäröivään haloon. Hyvin harvan ja laajan koronan ulkoreuna saattaa olla huomattavasti kauempanakin, jopa 100-300 kpc päässä Linnunradan keskustasta.
Linnunradalla on kaksi tunnettua lähiseuralaista, Suuri ja Pieni Magellanin pilvi, jotka ovat Irr I -tyypin kääpiögalakseja noin 60 kpc etäisyydellä. Arvellaan, että noin 500 miljoonaa vuotta sitten nämä ohittivat Linnunradan 10-15 kpc etäisyydeltä. Seuraavassa ohituksessa ne luultavasti sulautuvat Linnunrataan. Maailmankaikkeuden aikaisemmissa vaiheissa sulautumiset lienevät olleet nykyistä yleisempiä. Aiemmin Magellanin pilviä luultiin meitä lähinnä oleviksi galakseiksi, mutta v. 1994 löydettiin 27 kpc päästä Jousimiehen tähdistön suunnalta kääpiöellipsi SagDEG ja v. 2003 alle 8 kpc päästä Ison koiran tähdistön suunnalla sijaitseva kääpiögalaksi.
Tavallisin galaksijärjestelmien muoto on pieni, muutaman kymmenen galaksin epäsäännöllinen ryhmä. Tyypillinen esimerkki on Paikallinen ryhmä, johon Linnunradan ja Magellanin pilvien lisäksi kuuluu mm. suuri Andromedan galaksi (M31), joka on noin Linnunradan kokoinen Sb-tyyppinen galaksi, sekä pienehkö spiraali M33. Loput paikallisen ryhmän n. 30 jäsenestä ovat kääpiöitä. Paikallisen ryhmän läpimitta on n. 1.5 Mpc. Lisätietoja Paikallisesta ryhmästä.
Galaksijärjestelmää sanotaan galaksijoukoksi, kun siinä on suuri määrä (ainakin 50) kirkkaita galakseja. Joukon säde voi olla 2-10 Mpc. Epäsäännöllisissä (ja harvoissa) joukoissa on lähinnä spiraaligalakseja, säännöllisissä (ja tiiviissä) taas linssimäisiä ja elliptisiä galakseja. Meitä lähin epässäännöllinen joukko on Virgon joukko (15 Mpc etäisyydella) ja lähin säännöllinen on Coman joukko (90 Mpc etäisyydellä).
Galaksijoukot ja -ryhmät voivat vielä muodostaa laajempia järjestelmiä, superjoukkoja, joihin voi kuulua satoja tai tuhansiakin galakseja. Paikallinen ryhmä kuuluu Paikalliseen superjoukkoon -litteään systeemiin, jonka keskellä on Virgon galaksijoukko. Superjoukkojen läpimitat ovat parikymmentä Mpc. On mahdollista, että yksittäisiä galaksisysteemejä ei ole olemassakaan vaan kyseessä on ennemminkin jatkuva galaksien verkosto.
William C. Keelin erinomainen galaksiluentomateriaali
webissä.
Päivitetty viimeksi: 2008-10-15 /AL.
