Kirkkonummen Komeetan esitelmäsarjassa oli vuorossa 6.10.2001 dosentti Karl Johan Donner Helsingin yliopiston Tähtitieteen laitokselta. Hänen aiheenaan oli galaksit. Esitelmää kuulemassa oli peräti 90 henkeä, mikä on tähänastinen ennätys. Esitelmän rahoitti Helsingin yliopiston Vapaan sivistystyön toimikunta.

Perusasiat galakseista

Galaksit muodostavat maailmankaikkeuden perusrakenteet. Ulkonäkönsä perusteella ne voidaan jakaa selvästi erottuviin luokkiin. Mistä eri galaksityypit johtuvat ja miten galaksit ovat kehittyneet nykyiseen muotoonsa? Näihin kysymyksiin esitelmöitsijä pyrki löytämään vastauksen.

Galaksit koostuvat tähdistä ja tähtienvälisestä aineesta. Joidenkin galaksien rakenne on hyvin yksinkertainen, ne ovat vain normaalien tähtien muodostamia järjestelmiä ilman erikoisia tuntomerkkejä. Toiset taas ovat monimutkaisia systeemejä, joissa useat eri komponentit (tähdet, neutraali ja ionisoitunut tähtienvälinen kaasu, pöly, molekyylipilvet,
magneettikentät, kosmiset säteet ...) vuorovaikuttavat keskenään. Mutta galaksit voidaan luokitella.

Galaksit muodostavat pienempiä ryhmiä ja isoja joukkoja avaruudessa. Monien galaksien keskellä on hyvin pieni tiivis ydin. Joskus tämä on niin kirkas, että se peittää alleen koko muun galaksin säteilyn.

Kirkkaimmat galaksit vastaavat noin biljoonaa Aurinkoa, mutta useimpien kirkkaus on paljon pienempi, pienimmillä noin satatuhatta Aurinkoa. Ison galaksin massa on noin 10 biljoonaa Auringon massaa ja säde 100.000 valovuotta ja kääpiön noin 10 miljoonaa Auringon massaa ja säde tuhat valovuotta.

Hiukan historiaa

Vielä 1920-luvulla maailmankuva oli hyvin yksinkertainen. Maailmankaikkeus koostui pelkästään tähdistä. Aurinko oli suunnilleen keskellä maailmankaikkeutta.

1930-luvulle tultaessa maailmankuva oli täysin muuttunut. Edwin Hubble osoitti vuonna 1923, että Andromedan sumu M31 on selvästi Linnunradan ulkopuolella ja ratkaisi näin pitkäaikaisen kiistakysymyksen nebuloosien ja Linnunradan suhteesta. Runsaslukuisina näkyvät galaksit muodostavat Linnunradan mittasuhteita tavattoman paljon suuremman galaksiavaruuden.

Edwin Hubble havaitsi 1920-luvun lopulla, että galaksien lähettämässä säteilyssä spektriviivat ovat siirtyneet pitempien aallonpituuksien suuntaan sitä enemmän mitä kauempana galaksit ovat. Tätä sanotaan nykyisin Hubblen laiksi. Galaksit etääntyvät toisistaan sitä nopeammin mitä suurempi on niiden välimatka. Avaruus laajenee.

Galaksien luokittelusta

Ensimmäisenä askeleena kohti galaksien teoriaa on hyvä yrittää luokitella niitä muodon perusteella. Näin saatava kuva perustuu kuitenkin vain sellaisiin galakseihin, jotka ovat tarpeeksi suuria ja kirkkaita näkyäkseen hyvin taivaalla. Jos galaksin säde on liian suuri kirkkauteen nähden eli pintakirkkaus on pieni, galaksi häviää taustataivaan valoon. Jos säde taas on liian pieni, galaksi näyttää tähdeltä eikä sitä huomata ilman tarkempia spektroskooppisia tutkimuksia.
Muutama läheinen kääpiögalaksi, joiden tähdet voidaan nähdä yksittäin, on havaittu.

Edwin Hubble esitti vuonna 1926 luokittelujärjestelmän, jossa päätyyppejä on kolme: elliptiset, linssimäiset ja spiraaligalaksit. Spiraaligalaksit jaetaan lisäksi kahteen sarjaan, normaalit ja sauvaspiraalit. Tämän lisäksi on olemassa epäsäännöllisten galaksien luokka.

Ellipsigalaksit näkyvät taivaalla elliptisinä tähtitiivistyminä, joissa pintakirkkaus pienenee tasaisesti ulospäin mentäessä. Normaalisti niissä ei näy merkkejä tähtienvälisestä aineesta kuten pölyraitoja tai nuoria tähtiä.

Normaaleihin ellipsigalakseihin liittyvät cD-tyypin jättiläisellipsit. Nämä galaksit ovat yleensä galaksijoukkojen keskellä.

Spiraaligalakseille on luonteenomaista kiekossa näkyvä spiraalirakenne. Niissä on keskuspullistuma, jonka rakenne muistuttaa elliptistä galaksia. Sen ympärillä on ohut kaasusta ja pölystä koostuva kiekko, jossa jatkuvasti muodostuu uusia tähtiä ja jossa tavallisesti on myös selkeä spiraalikuvio. Galaksin keskustassa on musta aukko, jonka massa on
miljoonasta sataan miljoonaan Auringon massaan.

Galakseissa on lisäksi pimeää ainetta. Sitä on jopa 10 kertaa enemmän kuin näkyvää ainetta. Ei lainkaan tiedetä, missä muodossa pimeä aine on.

Galaksien vuorovaikutukset

Galaksien väliset etäisyydet eivät ole kovin paljon suurempia kuin niiden läpimitat ja siksi niiden väliset vuorovaikutukset ovat yleisiä. Kahden läheisen galaksin välinen gravitaatiovoima aiheuttaa voimakkaan vuorovesi-ilmiön, joka voi suuresti muuttaa galaksien ulkonäköä.

Pienikin häiriö voi synnyttää galakseihin spiraalihaaroja tai sauvan. Voimakkaammassa häiriössä galaksien muoto voi kokonaan vääristyä, ja vuorovesivoiman tuottamat "sillat" ja "hännät" voivat yhdistää galakseja. Kaikkein voimakkaimmissa vuorovaikutuksissa kaksi galaksia voi kokonaan sulautua yhteen, jolloin esim. kaksi spiraaligalaksia voi yhdistyä elliptiseksi galaksiksi.

Riippuuko luokittelu iästä?

Viimeisen kymmenen vuoden aikana on huomattu, että alunperin galaksit olivat pieniä ja epämääräisiä. Nykyään galaksit sopivat hyvin Hubblen luokkiin. Ne ovat myös varsin suurikokoisia.

Mitä kauemmaksi menneisyyteen mennään, sitä huonommin galaksit sopivat Hubblen luokkiin.

Aiemman käsityksen mukaan galaksit syntyvät suurten kaasupilvien luhistuessa. Tällöin syntyvän galaksin ominaisuudet, kuten sen Hubblen luokka, riippuvat luhistuvan kaasupilven tilasta. Nykyisin ajatellaan, että suuret galaksit ovat syntyneet useiden pienempien galaksien sulautuessa yhteen.

Voimakkaat vuorovaikutukset ja galaksien sulautumiset olivat paljon yleisempiä aikaisemmin, kun maailmankaikkeus oli pienempi ja samoin galaksien väliset etäisyydet. Vasta kun sulautumisia ei enää paljon tapahdu, voivat galaksit asettua Hubblen luokittelun mukaisiin muotoihin. On kuitenkin edelleen avoin kysymys, miten juuri havaittujen luokkien synty voidaan ymmärtää.

Seuraavana Kirkkonummen Komeetan esitelmäsarjassa esiintyy professori Lauri Pesonen, jonka esitelmän aiheena on Kääntyykö Maan magneettikenttä? Esitelmä on 12.11. klo 18 Kirkkonummen koulukeskuksen yläasteen
auditoriossa.

Seppo Linnaluoto