Kierteisgalaksi

Wikipedia
Loikkaa: valikkoon, hakuun
NGC 1232 on Sb-luokan suurikokoinen kierteisgalaksi.

Kierteisgalaksi eli spiraaligalaksi on eräs Hubblen luokittelun mukainen galaksityyppi, jonka silmiinpistävin ominaisuus on kierteismäinen rakenne. Kierteisgalakseja arvellaan olevan noin 30 % kaikista galakseista. Kotigalaksimme Linnunrata on kierteisgalaksi.

Rakenne[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Valtaosa 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:

Luokittelu[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Hubblen 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[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Useimmat kiereteisgalaksit ovat syntyneet hyvin varhaisessa vaiheessa maailmankaikkeuden ollessa vasta arviolta 500–1000 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 | muokkaa wikitekstiä]

Yksinkertaistettu kuva kierteisrakenteen synnystä.

Kierteisrakenteen synnyn mekanismeja ei tunneta tarkasti, mutta useita teorioita on esitetty. 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.

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[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]