Kierteisgalaksi
Kierteisgalaksi eli spiraaligalaksi on eräs Hubblen luokittelun mukainen galaksityyppi, jonka silmiinpistävin ominaisuus on kierteinen rakenne. Kierregalaksille on ominaista sen pyöriminen; kaikki galaksin ympärillä olevat tähdet sekä kaasu- ja pölypilvet kiertävät galaksin keskustan ympäri. Nykyään tunnetuista galakseista noin 35 % on kierteisgalakseja.[1] Kotigalaksimme Linnunrata on kierteisgalaksi.
Rakenne
muokkaaValtaosa kierteisgalaksin tähdistä kiertää galaksin keskusta samansuuntaisesti. Siten galaksi itsessäänkin kiertää – kiertoaika tosin on hyvin pitkä, esimerkiksi Linnunradalla 226 miljoonaa vuotta (niin sanottu galaktinen vuosi) Auringon kohdalla. Tyypillinen kierteisgalaksi jakautuu seuraaviin osiin:
- Ydin on pullistuma galaksin keskuksessa, jossa sijaitsee lähinnä vanhoja toisen populaation tähtiä. Yleensä galaksin ytimen keskellä on supermassiivinen musta aukko.
- Kapea kiekko ympäröi ydintä, ja päältä katsottuna siinä näkyy kierteisrakenne. Kierteet noudattavat suunnilleen logaritmista spiraalia. Kiekossa on lähinnä nuoria ensimmäisen populaation tähtiä, runsaasti tähtienvälistä ainetta, kaasusumuja ja avoimia tähtijoukkoja.
- Koko galaksia ympäröi kehämäinen halo, jossa sijaitsevat pallomaiset tähtijoukot sekä yksittäisiä vanhoja tähtiä.
Luokittelu
muokkaaHubblen luokittelu jakaa kierteisgalaksit tavallisiin kierteisgalakseihin (S) ja sauvaspiraaligalakseihin (SB), joiden ydin on sauvan muotoinen ja kierteishaarat lähtevät "sauvan" päistä. Noin kolmasosa kierteisgalakseista on sauvaspiraaleja.
- Sa tai SBa: hallitsevan kirkas ydin, kierteishaarat tiiviit
- Sb tai SBb: kirkas ydin, kierteishaarat selkeät ja melko väljät
- Sc tai SBc: ydin ja väljät kierteishaarat yhtä hallitsevia
- Sd tai SBd: ydin ei erotu muuta galaksia kirkkaampana osana
- Sm: ei erityistä ydintä, epäsäännöllisyyksiä rakenteessa; kierteis- ja epäsäännöllisen galaksin välimuoto
Synty
muokkaaUseimmat kierteisgalaksit ovat syntyneet hyvin varhaisessa vaiheessa maailmankaikkeuden ollessa vasta arviolta 500–1 000 miljoonan vuoden ikäinen. Maailmankaikkeuden rakenteessa oli pieniä epätasaisuuksia, joista vähitellen kehittyi ainetiivistymiä. Tiivistymät alkoivat kiertää itsensä ympäri ja muuttuivat pyörimistasolla oleviksi kiekkomaisiksi rakenteiksi. Samalla myös kiekon sisällä aine alkoi tiivistyä vedystä ja heliumista koostuviksi palloiksi, joissa alkoi fuusioreaktio. Ensimmäiset galaksit ja tähdet olivat syntyneet.
On syytä olettaa, että kaikki galaksit ovat olleet alun perin kierteisgalakseja. Elliptisten galaksien tähtien kaoottiset kiertoradat ja epäsäännöllisten galaksien häiriintynyt muoto viittaavat siihen, että ne ovat syntyneet kahden tai useamman galaksin vuorovaikutuksen seurauksena, jolloin tähtien tasaiset kiertoradat ovat peruuttamattomasti muuttuneet. Esimerkiksi Linnunrata ja Andromedan galaksi tulevat törmäämään noin 3 miljardin vuoden kuluttua, jolloin ne todennäköisesti muodostavat suuren elliptisen galaksin.
Kierteisrakenteen synty
muokkaa
Kierteisrakenteen synnyn mekanismeja ei tunneta tarkasti, mutta useita teorioita on esitetty. Vielä tänäkään päivänä tutkijat eivät ole päässeet yhteisymmärrykseen niiden syntymekanismista. Bertil Lindblad osoitti, etteivät kierteishaarat voi olla erillisiä rakenteita: mikäli näin olisi, haarat venyisivät pian tiiviiksi sykkyräksi ytimen ympärille, sillä kiekon kierrosnopeus on sitä hitaampi, mitä kauempana ytimestä kiekon osa sijaitsee.
Kierteisgalaksien kierteishaarat ensimmäisenä löytänyt irlantilainen tähtitieteilijä William Parsons purki turhautumisensa sanoiksi vuonna 1850[1]:
"Niin paljon kuin näiden outojen muotojen löytäminen kiihottaakin uteliaisuuttamme ja herättää intensiivisen halun oppia jotain niistä laeista, jotka säätelevät näitä ihmeellisiä rakennelmia, uskon, ettei meillä ole toistaiseksi mitään mahdollisuutta edes yrittää selittää niitä uskottavasti"
C. C. Lin ja Frank Shu esittivät vuonna 1964 teorian, jonka mukaan kierteishaarat ovat itse asiassa tähtien spiraalimaisia tiheysaaltoja. Se olettaa, että tähdet kiertävät galaksissa hiukan elliptisillä radoilla ja että kiertoratojen suunnat muuttuvat tasaisesti etäisyyden kasvaessa keskustasta. Tästä seuraa, että tietyillä alueilla tähdet ovat tiheämmässä ja tietyillä taas harvemmassa. Tiheät ja siten kirkkaammat alueet näyttävät kierteishaaroilta. Tähdet eivät siis olisi sidoksissa tiettyyn haaraan, vaan matkaavat niiden halki galaksin kiertäessä.
Tunnettuja kierteisgalakseja
muokkaaLähteet
muokkaaAiheesta muualla
muokkaa
Kuvia tai muita tiedostoja aiheesta Kierteisgalaksi Wikimedia Commonsissa
