galaksijärjestelmät

Tämä sivu on vielä tarkistamatta


galaksijärjestelmät

Selite

Galaksit eivät ole tasaisesti jakautuneina avaruudessa, vaan ne muodostavat eri kokoisia systeemejä: \ii{galaksipareja}, pieniä ryhmiä, isoja joukkoja, useiden ryhmien ja joukkojen muodostamia superjoukkoja. Mitä suurempi systeemi on, sitä vähemmän sen tiheys ylittää maailmankaikkeuden keskimääräisen tiheyden. Keskimäärin systeemien tiheys on kaksi kertaa keskiarvo, kun niiden säde on noin 5 Mpc, ja 10 % keskiarvoa suurempi, kun säde on 20 Mpc.

Galaksien vuorovaikutukset. Myös galaksien muoto riippuu niiden kuulumisesta järjestelmiin---erilaisissa joukoissa tyyppikoostumus on erilainen. Tämä voi johtua joko siitä, että tietyssä ympäristössä syntyy etupäässä tietyn tyyppisiä galakseja, tai siitä, että galaksien keskinäiset vuorovaikutukset ovat muuttaneet niiden muotoja. On havaittu vuorovaikuttavia systeemejä, joissa voimakkaat \ii{vuorovesivoimat} aiheuttavat näyttäviä vääntymiä, "häntiä" ja "siltoja" jäsengalakseissa.

Vuorovaikutukset eivät kuitenkaan aina ole yhtä dramaattisia. Esimerkiksi Linnunradalla on kaksi seuralaista, Suuri ja Pieni \ii{Magellanin pilvi}, jotka ovat Irr I-tyypin kääpiögalakseja noin 60 kpc:n etäisyydellä. Arvellaan että noin 5 x10^8 vuotta sitten nämä ohittivat Linnunradan 10--15 kpc:n etäisyydeltä, ja että \i{Magellanin virta}, $180\deg$ pitkä, kapea, pilvien läpi kulkeva neutraalin vedyn virta, on jäännös tästä ohituksesta. Samantyyppiset järjestelmät, joissa isoa galaksia kiertää muutama pieni seuralainen, ovat varsin yleisiä. Voidaan laskea, että vuorovaikutukset ovat monesti niin voimakkaita, että seuralaiset seuraavassa ohituksessa sulautuvat päägalaksiin. Näin tulee luultavasti käymään myös Magellanin pilville.

Maailmankaikkeuden aikaisemmissa vaiheissa tiheyden ollessa suurempi galaksien välisten vuorovaikutusten on täytynyt olla nykyistä yleisempiä. Onkin ehdotettu, että kaikki kirkkaat \ii{elliptiset galaksit} olisivat syntyneet \ii{kiekkogalaksi}en sulautuessa yhteen. Varsinkin niiden kirkkaiden hitaasti pyörivien E-galaksien, jotka eivät ole pyörähdysellipsoideja, uskotaan syntyneen tällä tavalla.

Galaksiryhmät. Tavallisin galaksijärjestelmien muoto on pieni, muutaman kymmenen galaksin epäsäännöllinen ryhmä. Tyypillinen esimerkki on \i{paikallinen ryhmä}, johon Linnunradan lisäksi kuuluu kaksi muuta suurta galaksia: paljain silmin näkyvä \ii{Andromedan galaksi} (\ii{M31}), joka on suunnilleen Linnunradan kokoinen Sb-spiraali, ja jolla on myös kaksi läheistä kääpiöseuralaista, ja pienehkö Sc-spiraali \ii{M33}. Loput paikallisen ryhmän noin 30 jäsenestä ovat kääpiöitä; näistä noin 12 on tyyppiä dE ja 8 tyyppiä Irr I. Paikallisen ryhmän läpimitta on noin 1.5 Mpc.

\fig{19.6cm}{\frame{0 0 11 9.5}\frame{0 9.8 11 19.3

Erikieliset vastineet

system of galaxies

englanti (English)

Alaviitteet

Lähdeviittaus tähän sivuun:
Tieteen termipankki 15.11.2024: Tähtitiede:galaksijärjestelmät. (Tarkka osoite: https://tieteentermipankki.fi/wiki/Tähtitiede:galaksijärjestelmät.)

Siirry tarkastelemaan sivun muokkaushistoriaa →

{ Yläkuva: \ii{Virgon} epäsäännöllinen \ii{galaksijoukko}. Alakuva: \ii{Coman} säännöllinen galaksijoukko. (ESO ja Karl-Schwarzschild-Observatorium)}

\fig{14.8cm}{\frame{0 0 11 14.5}}{9325 galaksin jakautuma. Ylempi sektori esittää pohjoisen taivaan aluetta 8.5$\deg \le\delta\le {\sl 55.5}\deg$, 8 h $\le\alpha\le$ 17 h, ja alempi etelätaivaan aluetta $-{\sl 40}\deg \le\delta\le -{\sl 2.5}\deg$, 20.8 h $\le\alpha\le$ 4 h. Radiaalikoordinaattina on käytetty mitattuja nopeuksia. Jos nämä johtuisivat pelkästään maailmankaikkeuden laajenemisesta, nopeus olisi suoraan verrannollinen etäisyyteen (kappale 19.1). Todellisuudessa galaksien omat liikkeet joukkojen sisällä venyttävät joukkoja näkösäteen suunnassa.\break (da Costa et al. (1994): Ap. J. {\bf 424} L1--4)}

Galaksijoukot. Galaksijärjestelmää sanotaan galaksijoukoksi, kun siinä on suuri määrä (ainakin 50) kirkkaita galakseja. Galaksijoukon jäsenten lukumäärä ja sen säde riippuvat luonnollisesti siitä, miten se on määritelty. Galaksien jakautumaan joukossa voidaan sovittaa esimerkiksi muotoa (18.7) oleva lauseke; näin saatu joukkojen karakteristinen säde voi olla 2--5 Mpc. Jäsenten lukumäärä riippuu sekä säteestä että rajamagnitudista. Isossa joukossa voi olla parisataa galaksia, jotka ovat vähemmän kuin kaksi magnitudia himmeämpiä kuin yhtälön (18.1) karakteristinen luminositeetti $L^*$.

Galaksijoukot näyttävät muodostavan jatkuvan sarjan laajoista, harvoista ja epäsäännöllisistä systeemeistä (joita joskus sanotaan \ii{galaksipilviksi}) tiiviimpiin ja säännöllisempiin rakenteisiin. Myös joukkojen tyyppikoostumus vaihtelee pitkin tätä sarjaa siten, että epäsäännöllisten joukkojen kirkkaat galaksit ovat pääasiassa spiraaleja, kun taas säännölliset joukot koostuvat lähes yksinomaan tyypeistä E ja S0. Meitä lähinnä oleva galaksijoukko on noin 15 Mpc etäisyydellä oleva \i{Virgon joukko}. Se on suhteellisen epäsäännöllinen. Tiivis keskusalue sisältää aikaisia galaksityyppejä. Sen ympärillä on harvempi, pääasiassa spiraaleista muodostuva galaksiparvi. Lähin säännöllinen joukko on \i{Coman joukko}, jonka etäisyys on noin 90 Mpc. Sen galaksit muodostavat säännöllisen, litistyneen (akselien suhde noin 2:1) järjestelmän kahden keskellä sijaitsevan E-jättiläisen ympärille.

Galaksijoukot lähettävät \ii{röntgensäteilyä}, joka kaikesta päätellen on peräisin niissä olevasta kuumasta kaasusta. Säännölliset ja epäsäännölliset joukot eroavat toisistaan myös tämän röntgenemission osalta: epäsäännöllisissä kaasun lämpötila on noin $10^7$ K ja se on keskittynyt yksittäisten galaksien ympärille; säännöllisissä lämpötila on suurempi, $10^8$ K, ja säteily tulee koko joukon alueelta. Yleensä röntgenemissio noudattaa hyvin galaksien jakautumaa. Sen tuottamiseen tarvittava kaasumäärä on laskujen mukaan korkeintaan yhtä suuri kuin galaksien näkyviä osia vastaava massa---puuttuvaa massaa ei siis voida selittää tällä tavalla. Röntgenalueella on myös havaittu moninkertaisesti ionisoituneen raudan emissioviivoja, joista on voitu päätellä, että kuuman kaasun metallipitoisuus on suunnilleen sama kuin Auringon. Tämän vuoksi oletetaan, että kaasu on peräisin galakseista ja on jossakin vaiheessa joutunut niiden ulkopuolelle.

Superjoukot. Galaksijoukot ja -ryhmät voivat vielä muodostaa laajempia järjestelmiä, superjoukkoja. Esimerkiksi paikallinen ryhmä kuuluu \i{paikalliseen superjoukkoon}. Tämä on litteä systeemi, jonka keskellä on \ii{Virgon galaksijoukko} ja johon lisäksi kuuluu kymmeniä pienempiä galaksiryhmiä ja -pilviä. Coman galaksijoukko on osana toisessa superjoukossa.

Superjoukkojen läpimitat ovat parikymmentä megaparsekia. Tässä mittakaavassa ei kuitenkaan enää ole selvää, voidaanko järkevästi puhua yksittäisistä systeemeistä. Kenties parempi kuva saadaan, jos ajatellaan galaksien jakautumaa jatkuvana verkostona, jossa suuria joukkoja yhdistävät toisiinsa pienempien järjestelmien muodostamat kuoret ja sillat. Näiden väliin jää aukkoja, joissa ei ole juuri lainkaan galakseja ja joiden läpimitat voivat olla jopa yli 50 Mpc (kuvat 18.14 ja 19.9).

|kuvat= |tieteellinen nimi= |lähteet=Zubenelgenubi |tarkistettu=Y |lisätiedot_fi= |luokka= |ilmiön kuvaus=N |logotiedosto= |logolinkki= |lähdeaineisto= }}