SISÄLLYS
1 Johdanto
2 Tähdet ja tähtienvälinen
aine
3 Aurinko on tavallinen
tähti
4 Aurinko on kaasua
5 Tähdet ovat aurinkoja
6 Tähtitaivas muuttuu
7 Vetyä ja heliumia
on eniten
8 Tähdet syntyvät
joukoittain
9 Pallomaiset tähtijoukot
ovat hyvin vanhoja
10 Ovatko tähdet ikuisia
11 Raskaampi tähti on paljon
kirkkaampi
12 Tähden ympärillä
voi olla planeettoja
13 Auringosta tulee punainen
jättiläinen
14 Auringosta tulee valkea kääpiö
15 Raskaat tähdet räjähtävät
supernovina
16 Supernovasta jää
jäljelle musta aukko
17 Alkuaineet syntyvät tähdissä
18 Linnunrata on tavallinen spiraaligalaksi
19 Spiraaligalaksit
20 Asemamme Linnunradassa
21 Galaksit ovat lähellä
toisiaan
22 Elliptiset galaksit
23 Galaksijoukot
24 Kvasaarit
25 Maailmankaikkeuden synty ja
kehitys
Me olemme osa maailmankaikkeutta. Alkuaineet, joista me koostumme, ovat aikoinaan syntyneet tähtien sisuksissa.
Tähdet ovat maailmankaikkeuden perusyksiköitä. Oma Aurinkomme on tavallinen tähti.
Osa aineesta ei ole tähdissä, vaan sitä on avaruudessa hyvin harvana tähtienvälisenä aineena. Tähdet syntyvät tämän tähtienvälisen aineen pilvistä.
Tähdet ovat ryhmittyneet suuriksi kokonaisuuksiksi, galakseiksi. Omaa galaksiamme nimitetään Linnunradaksi.
Tähtien ympärillä voi olla planeettoja. Planeetoilla voi olla elämää, kuten omalla maapallollamme.
Maailmankaikkeus ympärillämme on helposti havaittavissa aivan ilman apuvälineitäkin. Selkeänä päivänä näkyy oma tähtemme, Aurinko, ja yöaikaan näemme tuhansia muita tähtiä. Kaukoputken avulla näemme lisäksi tähtienvälisen aineen pilviä ja galakseja. Kaukoputken avulla paljastuvat myös oman aurinkokuntamme pienempien kappaleiden, kuten planeettojen, tärkeimmät ominaispiirteet.
Tärkeä ominaispiirre maailmankaikkeudessa on sen kehitysilmiöt. Tähdet syntyvät, elävät ja kuolevat. Samoin galaksit muuttuvat ajan myötä. Jopa koko maailmankaikkeuskin kehittyy, mikä ilmenee avaruuden laajenemisena.
Maailmankaikkeus on pääpiirteissään yllättävän yksinkertainen. Maailmankaikkeuden tyypilliset kohteet ovat lisäksi kenen hyvänsä helposti havaittavissa.
Vaikeutena maailmankaikkeuden asioiden ymmärtämisessä ovat sen mittasuhteet, ilmiöiden pitkä kesto ja maailmankaikkeuden olosuhteet, jotka yleensä poikkeavat täysin Maa-planeetan pinnalla vallitsevista erikoislaatuisista olosuhteista.
2. TÄHDET JA TÄHTIENVÄLINEN AINE
Maailmankaikkeuden täyttää hyvin harva aine, jota sanotaan tähtienväliseksi aineeksi. Tämän aineen pilvistä ovat tiivistymällä syntyneet maailmankaikkeuden perusyksiköt, tähdet.
Tähtien ympärillä voi olla myös planeettoja, mutta ne ovat tähtiin verrattuna hyvin pienikokoisia. Planeetat syntyvät tähden synnyn yhteydessä.
Oma tähtemme, Aurinko, on läpimitaltaan 109 kertaa Maan kokoinen ja sen massa on 330.000-kertainen.
Maa on täysin riippuvainen Auringosta. Ilman Aurinkoa Maa olisi kylmä, pimeä, täysin kuollut kappale.
3. AURINKO ON TAVALLINEN TÄHTI
Aurinko on normaali tähti. Tähdet ovat kuumia, kokonaan kaasumaisia kappaleita. Auringon pintana näemme sen kerroksen, jossa syvemmällä läpinäkymätön kuumempi ja tiheämpi kaasu muuttuu läpinäkyväksi. Tätä kerrosta, josta mm. näkyvä valo tulee, nimitetään fotosfääriksi.
Jotkut pinnan kohdat, auringonpilkut, ovat voimakkaan magneettikentän vaikutuksesta ympäristöään viileämpiä, joten ne näyttävät kontrastin vaikutuksesta tummilta, vaikka ne itse asiassa säteilevät melko voimakkaasti.
Auringonpimennyskuvissa näkyy havainnollisesti, miten Auringon aine jatkuu kauas sen näkyvän pinnan ulkopuolelle.
Maapalloa aivan sen lähellä kiertävä Kuu näyttää taivaalla juuri Auringon kokoiselta. Kuu aiheuttaa tämän auringonpimennysilmiön, kun se peittää Auringon. Tätä kuvissa näkyvää Auringon ulompaa, harvaa osaa nimitetään koronaksi.
Kaikki yötaivaalla paljain silmin näkyvät valopisteet ovat oman Aurinkomme kaltaisia tähtiä muutamaa planeettaa lukuunottamatta.
Tähtikuviot pysyvät samannäköisinä pitkiä aikoja siksi, että tähtien keskinäiset välimatkat ovat hyvin suuria. Vaikka tähdet todellisuudessa liikkuvat avaruudessa kymmeniä kilometrejä sekunnissa ympäristönsä tähtiin verrattuna, vaaditaan tarkkoja tutkimuksia ennenkuin tähtien liikkeiden suunta ja nopeus saadaan selville.
Tähdet ovat lisäksi varsin pitkäikäisiä (vähintään miljoonia vuosia) ja ne ovat valtaosan elämästään vakaita loistaen hyvin tasaisella valolla.
Näistä kahdesta asiasta, tähtien suurista välimatkoista ja niiden pitkäikäisyydestä, johtuu tähtitaivaan näennäinen muuttumattomuus. Jos voisimme tarkastella tähtitaivasta muutaman kymmenentuhannen vuoden kuluttua, jokainen huomaisi, että tähtikuviot ovat huomattavasti muuttuneet.
7. VETYÄ JA HELIUMIA ON ENITEN
Tähtienvälisessä aineessa, kuten maailmankaikkeudessa yleensäkin, on noin 70 % vetyä ja vajaa 30 % heliumia. Nämä ovat kevyimmät ja yksinkertaisimmat alkuaineet, joten on aivan luonnollista, että niitä on eniten. Kaikkia muita alkuaineita on korkeintaan parisen prosenttia. Tähtienvälisen aineen pilvissä on myös hyvin pieniä kiinteitä hiukkasia, pölyä, sekä molekyylejä.
8. TÄHDET SYNTYVÄT JOUKOITTAIN
Tähdet eivät voi syntyä yksinään, vaan ne syntyvät suurempina tai pienempinä joukkoina tähtienvälisen aineen pilvistä. Nykyään syntyy ns. avoimia tähtijoukkoja, joissa on muutama sata tähteä, tai assosiaatioita, jotka ovat harvempia.
Useimmat avoimet tähtijoukot hajoavat sadan miljoonan vuoden kuluessa, assosiaatiot vielä paljon nopeammin. Jos joukko on tavallista suurempi, se pysyy koossa pitempään.
Tähtijoukot ovat tärkeitä mm. tähtien kehityksen teorian kannalta, sillä kaikki joukon tähdet ovat suunnilleen samanikäisiä. Lisäksi tähtijoukkojen etäisyydet saadaan melko luotettavasti selville.
9. PALLOMAISET TÄHTIJOUKOT OVAT HYVIN VANHOJA
Linnunradan (ja maailmankaikkeuden) historian alkuvaiheessa noin 15 miljardia vuotta sitten syntyi hyvin suuria, ns. pallomaisia tähtijoukkoja. Koska niissä on satojatuhansia tähtiä, ne eivät hajoa pitkienkään aikojen kuluessa. Vaikka kuvissa näyttää olevan tähtiä hyvinkin tiheässä, todellisuudessa tähtien väliset etäisyydet ovat vähintään valovuoden luokkaa.
Tähdet eivät ole ikuisia, vaan ne syntyvät, elävät ja kuolevat. Se, että tähdet näyttävät meistä ikuisilta, johtuu siitä, että ne ovat ihmistä paljon pitkäikäisempiä. Jollei oma tähtemme, Aurinko, olisi hyvin pitkäikäinen ja vakaa, elämän Auringosta täysin riippuvainen olemassaolo maapallolla olisi mahdotonta.
Kaikkialla maailmankaikkeudessa vetyä on noin 70 % ja heliumia vajaa 30 %. Muiden alkuaineiden osuus vaihtelee, mutta se on korkeintaan pari-kolme prosenttia. Näin ollen kaikkien syntyvien tähtien ainekoostumus on suurinpiirtein sama. Se, minkälaisiksi tähden ominaisuudet ja kehitys muodostuvat, riippuu yleensä vain tähden massasta. Samanmassaisista tähdistä tulee samanlaisia, ja ne kehittyvät samalla tavalla ja samalla nopeudella. Jos tähti on ahdas kaksoistähti, tai jos se pyörii hyvin nopeasti, sen kehityksestä tulee erilainen.
Painovoiman vaikutuksesta uusi tähti tiivistyy, kunnes sen keskusalueella lämpötila nousee niin korkeaksi, että vety alkaa muuttua heliumiksi. Tämä reaktio tuottaa runsaasti energiaa, jonka tähti sitten säteilee ympäristöönsä.
Jos tähden massa on suurempi, lämpötila keskustassa on korkeampi ja tähti kuluttaa vedyn loppuun paljon nopeammin. Niin kauan kuin vetyä riittää tähden keskustassa, tähden kirkkaus pysyy vakaana ja esimerkiksi elämän kehitys tähteä mahdollisesti ympäröivillä planeetoilla on mahdollista.
Oma Aurinkomme on muuttanut keskustansa vetyä heliumiksi nyt noin 5 miljardin vuoden ajan ja sitä riittää vielä suunnilleen yhtä pitkäksi ajaksi.
11. RASKAAMPI TÄHTI ON PALJON KIRKKAAMPI
Tähdet ovat tasapainossa olevia kaasupalloja. Painovoima pyrkii romahduttamaan tähdet kasaan, mutta kuuman kaasun paine taas pyrkii laajentamaan tähteä. Nämä kaksi voimaa ovat tähden joka kohdassa tasapainossa, muuten tähti romahtaisi tai räjähtäisi. Samaten tähti säteilee ulkopinnaltaan ympäristöön kaiken sen energian, jonka se sisällään tuottaa.
TAULUKKO
-----------------------------------------------------------------
massa
kirkkaus
ikä, milj. vuotta
-----------------------------------------------------------------
30
140.000
4,9
9
4.500
22
3
93
240
1,5
5,4
1.700
1
0,74
9.700
0,5
0,038
100.000
-----------------------------------------------------------------
Kirkkaudessa on otettu huomioon kaikki säteily, ei vain valo. Kirkkaus on ilmoitettu vakaan vaiheen alussa, jolloin vasta vähän vetyä on kulutettu. Aurinko on siis elämänsä aikana kirkastunut komanneksen verran.
Kuten taulukosta nähdään, tähden massa vaikuttaa hyvin voimakkaasti tähden kirkkauteen ja elinikään. Raskas tähti on siis hyvin paljon kirkkaampi mutta vastaavasti sen elinikä on paljon lyhyempi.
12. TÄHDEN YMPÄRILLÄ VOI OLLA PLANEETTOJA
Tähden synnyn yhteydessä sen ympärille sitä kiertämään saattaa syntyä myös planeettoja. Planeetoilla tarkoitetaan tähteä kiertäviä huomattavasti sitä pienempiä kappaleita.
Omaa tähteämme, Aurinkoa, kiertää 9 varsinaista planeettaa ja kymmeniä tuhansia pikkuplaneettoja. Planeetat ovat hyvin paljon Aurinkoa pienempiä, niiden yhteenlaskettu massa on noin tuhannesosa Auringon massasta.
Planeetat jaetaan kahteen toisistaan täysin poikkeavaan ryhmään, maankaltaisiin planeettoihin ja jättiläisplaneettoihin.
Maankaltaiset planeetat ovat pieniä ja kiinteäpintaisia ja ne saattavat tarjota tyyssijan elämälle. Näitä ovat Merkurius, Venus, Maa ja Mars. Jättiläisplaneetat ovat Jupiter, Saturnus, Uranus ja Neptunus. Ne ovat paljon suurempia ja ne koostuvat etupäässä vedystä ja heliumista. Planeetta Pluto on pienin, siitä tiedetään varsin vähän ja se ei oikein lukeudu kumpaankaan ryhmään.
Planeettoja kiertää yhteensä useita kymmeniä kuita, joista jotkut ovat pienimpiä planeettoja suurempia.
Aurinkokunnan lukemattomista pikkuplaneetoista suurin on Ceres, jonka läpimitta on noin 1000 km.
13. AURINGOSTA TULEE PUNAINEN JÄTTILÄINEN
Tähden elämä on tasaisen vakaata niin kauan kuin sen keskusalueella riittää vetyä. Sen loputtua tähden heliumista koostuva ydin tiivistyy ja ulommat osat laajenevat erittäin paljon. Tähden läpimitta kasvaa suurinpiirtein 100-kertaiseksi. Tähteä sanotaan tässä vaiheessa punaiseksi jättiläiseksi.
Tähdessä alkavat uudentyyppiset ydinreaktiot. Vedyn muuttuminen heliumiksi siirtyy heliumydintä ympäröivään kerrokseen. Myöhemmin helium alkaa muuttua hiileksi tähden keskuksessa. Raskaimmilla tähdillä uusissa ydinreaktioissa voi muodostua uusia alkuaineita aina rautaan saakka.
Auringosta tulee punainen jättiläinen noin 5 miljardin vuoden kuluttua. Tässä vaiheessa Aurinko peittää suuren osan Maan taivasta. Se on haihduttanut vedet ja polttanut Maan pinnan. Elämä maapallolla on käynyt mahdottomaksi.
14. AURINGOSTA TULEE VALKEA KÄÄPIÖ
Jos tähti on suhteellisen kevyt, kuten meidän oma Aurinkomme, sen kuuma ja tiivis keskusta "puhaltaa" harvat ulko-osat rauhallisesti ympäröivään avaruuteen. Tätä välivaihetta sanotaan planetaariseksi sumuksi. Keskellä on entisen punaisen jättiläisen tiivis keskus, jota aletaan sanoa ns. valkeaksi kääpiöksi, kun ympäröivä kaasupilvi on hävinnyt.
Valkoisella kääpiöllä ei ole enää mitään energianlähdettä jäljellä, joten se jäähtyy jatkuvasti hitaasti kylmemmäksi.
Valkoisten kääpiöiden ainetiheys on varsin suuri, lusikallinen sen ainetta painaa henkilöauton verran. Niiden massa voi olla korkeintaan 1,4 kertaa Auringon massa, suurempimassainen romahtaisi vielä tiiviimmäksi kappaleeksi. Valkoisten kääpiöiden läpimitat ovat muutamia tuhansia kilometrejä, siis samaa luokkaa kuin maankaltaisten planeettojen.
15. RASKAAT TÄHDET RÄJÄHTÄVÄT SUPERNOVINA
Raskaat tähdet päättävät päivänsä näyttävästi suurissa supernovaräjähdyksissä. Tähden ydin romahtaa äärimmäisen tiheäksi kappaleeksi ja tästä vapautuva energia räjäyttää tähden ulommat osat rajusti ympäröivään avaruuteen. Räjähtänyt tähti loistaa viikkoja yhtä kirkkaana kuin miljardit tavalliset tähdet.
Naapurigalaksissamme Suuressa Magellanin Pilvessä 24.2.1987 räjähti supernova. Se näkyi kuukausien ajan paljain silmin, vaikka se on meistä 170.000 valovuoden päässä.
Joka vuosi havaitaan kaukaisissa galakseissa yhteensä parisenkymmentä supernovaa, mutta niiden etäisyys on yleensä satoja miljoonia valovuosia.
Suuren Magellanin Pilven supernova oli selvästi kirkkain vuoden 1604 jälkeen havaituista supernovista. Sen merkitys on hyvin suuri. Nyt on käytössä kaikki nykyaikainen havaintotekniikka, näkyvän valon lisäksi on havaittu infrapuna-, ultravioletti- ja röntgensäteilyä sekä radioaaltoja. Se on jo tuonut paljon aivan uudentyyppistä tietoa ja se pysyy tähtitieteilijöiden tärkeimpiin kuuluvana tutkimuskohteena tuhansien vuosien ajan.
16. SUPERNOVASTA JÄÄ JÄLJELLE PULSARI TAI MUSTA AUKKO
Vuonna 1054 Härän tähdistössä havaittiin hyvin kirkas tähti paikassa, jossa ei aikaisemmin ollut havaittu lainkaan tähteä. Nykyään tiedetään, että oli kyse supernovasta.
Nyt, yli 900 vuotta myöhemmin, tässä tähtitaivaan kohdassa havaitaan jo laajalle levinnyt räjähdyspilvi. Ennen supernovaräjähdystä tähdessä voi rakentua alkuaineita aina rautaan saakka. Itse räjähdyksessä syntyy myös rautaa raskaampia aineita. Räjähdys taas levittää syntyneet aineet tehokkaasti tähtienväliseen avaruuteen.
Mikäli supernovan kokoonromahtavan ytimen massa on suurinpiirtein kahden Auringon massan suuruinen, tähden jäännöksestä syntyy neutronitähti. Nimensä mukaisesti ne koostuvat pääasiassa neutroneista. Neutronitähtien tiheys on hyvin suuri, niissä pari Auringon massaa on puristuneena noin 10 km läpimit- taiseksi palloksi.
Neutronitähdet voidaan havaita pulsareina, jotka nopean pyörimisensä tahdissa lähettävät radiopulsseja. Äyriäis- eli Rapusumun supernovajäännöksen keskipisteessä on tällainen pulsari, joka pyörii peräti 30 kertaa sekunnissa.
17. ALKUAINEET SYNTYVÄT TÄHDISSÄ
Maailmankaikkeuden kehityksen tuloksena vetyä on maailmankaikkeudessa noin 70 % ja heliumia vajaat 30 %. Tämä on oikeastaan varsin luonnollista, sillä vety on alkuaineista yksinkertaisin ja kevein, helium taas toiseksi kevein. Kaikki muut alkuaineet ovat syntyneet tähdissä.
Alunperin kaikki aine on ollut harvaa ns. tähtienvälistä ainetta. Tähdet syntyvät tiivistymällä tämän tähtienvälisen aineen pilvistä.
Kaikkien tähtien keskusalueilla vety muuttuu ydinreaktioissa heliumiksi, kunnes se on loppunut. Näin tapahtuu parhaillaan oman Aurinkomme keskuksessa. Vedyn loputtua helium myöhemmin muuttuu hiileksi. Keveissä tähdissä syntynyt helium ja hiili ei kuitenkaan pääse pois takaisin tähtienväliseksi aineeksi, vaan jää syntyneeseen valkoiseen kääpiöön.
Raskaimmissa tähdissä ydinreaktioissa rakentuu raskaampia aineita aina rautaan saakka. Nämä tähdet päättävät päivänsä valtavissa supernovaräjähdyksissä. Tällöin syntyy myös rautaa raskaampia aineita. Supernovaräjähdys levittää tehokkaasti syntyneet aineet tähtienväliseen avaruuteen. Näin tähtienväliseen aineeseen tulee jatkuvasti lisää heliumia raskaampia aineita.
Linnunratamme vanhimmissa tähdissä, jotka ovat nyt noin 15 miljardin vuoden ikäisiä, on heliumia raskaampia aineita vain noin 0,3 %. Tällaisia tähtiä ovat mm. pallomaisiin tähtijoukkoihin kuuluvat tähdet. Omassa viiden miljardin vuoden ikäisessä Auringossamme näitä aineita on noin 2 %. Tähtienvälisessä aineessa ja nuorimmissa Linnunratamme tähdissä on heliumia raskaampia aineita jopa 4 %.
Maan kaltaiset kiinteät planeetat koostuvat lähes pelkästään heliumia raskaammista aineista. Elämän olemassaololle nämä aineet ovat muutenkin täysin välttämättömiä. Ne aineet, joista esim. me ihmiset koostumme, ovat peräisin supernovaräjähdyksistä, jotka ovat sattuneet vähintään viisi miljardia vuotta sitten.
18. LINNUNRATA ON TAVALLINEN SPIRAALIGALAKSI
Tähdet ja tähtienvälinen aine eivät ole tasaisesti jakaantuneet avaruuteen, vaan ne kuuluvat yleensä johonkin linnunratajärjestelmään eli galaksiin. Ne ovat samalla tavalla maailmankaikkeuden perusosia kuin tähdetkin.
Galaksit voivat olla hyvin erilaisia. Jotkut voivat olla hyvinkin suuria, jotkut taas varsin pieniä. Galakseja, joissa tähdet ovat harvassa, on hyvin vaikea havaita, koska ne hukkuvat taustataivaan valoon. Tällaisia harvoja galakseja voidaan havaita vain, jos niiden tähtiä voidaan nähdä yksittäin.
Galaksien massat vaihtelevat vähintään miljoonakertaisesti ja niiden kirkkaudet vielä enemmän.
Oma galaksimme on litteän kiekon muotoinen ns. spiraaligalaksi. Se rakentuu liki pallonmuotoisesta keskuspullistumasta, jossa on vain vanhoja, punaisia tähtiä ja spiraalihaaroista, joissa on myös nuoria tähtiä, jotka ovat äskettäin syntyneet tähtienvälisestä aineesta. Jos uudet tähdet ovat massaltaan suuria, ne ovat erittäin kirkkaita ja melko lyhytikäisiä. Myös spiraalihaarojen välissä on yhtä lailla tähtiä, mutta kirkkaita, nuoria tähtiä siellä ei ole.
Linnunradan läpimitta on noin 100.000 valovuotta ja tähtiä siinä on suurinpiirtein 500 miljardia. Oman Aurinkomme paikka on merkitty kuvaan täplällä, jonka läpimitta on noin 5000 valovuotta. Paljain silmin näemme tähtiä suunnilleen täplän kokoiselta alueelta. Aurinko sijaitsee noin 30.000 valovuoden päässä keskuksesta.
Linnunrata pyörii. Auringon kohdalla yksi kierros kestää 250 miljoonaa vuotta. Auringon kiertovauhti on noin 250 km sekunnissa.
Tähtienvälinen aine on hyvin voimakkaasti keskittynyt Linnunradan tasoon. Tähtienvälisessä aineessa on myös pölyä, joka estää meitä näkemästä kovin kauas tason suunnassa. Sensijaan muissa suunnissa avaruus on lähes täysin läpinäkyvä ja me näemme näissä suunnissa koko maailmankaikkeuden.
Linnunradan historian varhaisvaiheissa noin 15 miljardia vuotta sitten aine ei ollut vielä keskittynyt litteäksi kiekoksi. Näiltä ajoilta on peräisin parisataa pallomaista tähtijoukkoa, jotka sijaitsevat lähes pallosymmetrisesti Linnunradan keskuksen ympärillä.
Galaksit koostuvat tähdistä ja tähtienvälisestä aineesta. Tähdet syntyvät tähtienvälisestä aineesta. Tähtien syntyalueet näkyvät kierteinä eli spiraaleina. Tähtienvälistä ainetta ja vanhoja tähtiä on melko paljon myös kierteiden välisellä alueella.
Spiraaligalaksien kiekot ovat melko ohuita, vain keskustan alueet ovat paksumpia. Tähtienvälinen aine on keskittynyt vielä huomattavasti ohuemmaksi levyksi. Tähtienvälisestä aineesta pieni osa on kiinteistä hiukkasista koostuvaa pölyä, joka estää takana olevia tähtiä näkymästä.
Me olemme oman galaksimme, Linnunradan sisällä, joten me emme aivan tarkalleen tiedä, miltä se näyttäisi kaukaa katsottuna. Linnunrata on kuitenkin melko tyypillinen spiraaligalaksi.
Me olemme oman spiraaligalaksimme reunaosissa varsin tarkalleen sen tasossa. Koska Linnunradan tason suunnassa on paljon enemmän kaukana olevia tähtiä, me näemme tason yli taivaan menevänä himmeästi hohtavana vyönä. Syysiltaisin me näemme sen menevän suunnilleen taivaan lakipisteen kautta pohjois-eteläsuuntaan, mistä lienee tullut suomenkielinen nimitys "Linnunrata", linnuthan muuttavat syksyllä etelään.
Linnunradan tason suunnassa me emme näe kovin pitkälle, sillä juuri tasossa on eniten tähtienvälisen aineen pilviä, jotka estävät takana olevia tähtiä näkymästä. Sensijaan muihin suuntiin me näemme rajattoman kauas.
21. GALAKSIT OVAT LÄHELLÄ TOISIAAN
Galaksien keskinäiset etäisyydet eivät ole kovin suuria. Esimerkiksi Andromedan galaksin etäisyys on vain 2 miljoonaa valovuotta eli 20 Linnunradan läpimittaa. Suuri Magellanin Pilvi on galaksi, joka on vain vajaan kahden Linnunradan läpimitan päässä meistä.
Andromedan galaksia kiertää kaksi pientä galaksia. Ne kiertävät suuren galaksin keskusta ja kulkevat aika ajoin galaksin tason läpi. Koska tähtien väliset etäisyydet ovat hyvin suuria, tähtien törmäyksiä ei tietenkään tapahdu, mutta jotkut tähdet siirtyvät galaksista toiseen.
Vain osa galakseista on Linnunradan ja Andromedan suuren galaksin tavoin spiraaligalakseja. Galakseja, joilla ei ole spiraaleja, nimitetään niiden muodon perusteella elliptisiksi galakseiksi. Näiden kahden galaksityypin välillä on ulkomuodon lisäksi myös selviä fysikaalisia eroja. Merkittävin ero on se, että elliptisissä galakseissa ei ole juuri lainkaan tähtienvälistä ainetta, eikä niissä näin ollen synny lainkaan uusia tähtiä.
Useimmat galaksit kuuluvat galaksijoukkoihin. Oma Linnunratamme ja mm. Andromedan galaksi kuuluvat melko vaatimattomaan Paikalliseen galaksiryhmään.
Kvasaarit ovat kohteita, joiden arvellaan olevan kaukaisimpia kohteita, joita pystymme havaitsemaan. Vaikka ne säteilevät noin sata kertaa niin paljon kuin galaksit, niiden koko ei liene kovinkaan paljon suurempi kuin oman aurinkokuntamme. Kvasaarien olemusta ei ole selvitetty tyydyttävällä tavalla. Suosituimman selityksen mukaan ne ovat galaksien ytimiä, jotka ovat lyhyen aikaa hyvin aktiivisia.
25. MAAILMANKAIKEUDEN SYNTY JA KEHITYS
Mitä kauempana galaksit ovat toisistaan, sitä nopeammin ne näyttävät liikkuvan poispäin toisistaan. Näyttää siltä, että noin 15 miljardia sitten ainetiheys oli hyvin suuri. Tämä ilmiö näyttää selittävän hyvin myös vedyn ja heliumin runsaussuhteen ja havaitun avaruuden taustasäteilyn.