Galaksien dynamiikka

Hitaasti pyörivät systeemit. Elliptisissä galakseissa ja kiekkogalaksien pullistumissa nopeudet havaitaan tähtien spektrien absorptioviivojen \ii{Doppler-siirtymästä} ja -levenemisestä eri paikoissa. \iii{Doppler-leveneminen} Spektriviivan siirtymästä saadaan \ii{rotaationopeus} ja sen levenemisestä tähtien \ii{nopeushajonta}. Havainnot ovat suhteellisen vaikeita, ja siksi saadut tulokset ovat vielä melko epävarmoja. Havaitut rotaationopeudet ovat tyypillisesti suhteellisen pieniä, alle 100 km/s, nopeushajonnat taas ehkä 200 km/s.

Jos E-galaksit ovat muodoltaan pyörähdysellipsoideja, on luonnollista olettaa, että niiden litistyminen on rotaatiosta johtuva. Tällöin pitäisi olla olemassa tilastollinen yhteys (kun projektioefektit otetaan huomioon, vrt.\ laatikko 18.1) näiden kahden suureen välillä. Kiekkogalaksien pullistumat ja osa E-galakseista todella noudattavat tällaista riippuvuutta. Sen sijaan kirkkaimmista E-galakseista osa pyörii hyvin hitaasti tai ei ollenkaan. Näiden galaksien litistyminen ei voi johtua rotaatiosta.

Spektriviivojen leveneminen säteen funktiona antaa tietoa massan jakaumasta. Niiden tulkinta on kuitenkin vaikea ja vaatii yksityiskohtaisten mallien sovittamista. Siksi tällä tavalla ei ole saatu kovin varmaa tietoa mahdollisesta pimeästä aineesta E- ja S0-galaksien ulko-osissa. Sen sijaan niissä harvoissa E- ja S0-galakseissa, joissa on havaittu neutraalia vetyä, kaasusta mitatut rotaationopeudet ovat vahvistaneet pimeän aineen olemassaolon näidenkin galaksien ulko-osissa.

Rotaatiokäyrät. Spiraaligalaksien pyörimisnopeus säteen funktiona ilmoitetaan rotaatiokäyrän avulla. Se voidaan mitata tähtienvälisen kaasun emissioviivojen \ii{Doppler-siirtymästä}. Optisen kiekon sisällä käytetään \ii{HII-alueiden} viivoja, lähinnä \ii{H$_\alpha$-viivaa} ja radioalueella HI:n \ii{21 cm:n viivaa}. Koska HI:n jakauma jatkuu usein pitkälle optisen kiekon ulkopuolelle, näin saadaan tietoa massan jakaumasta pitkälle näkyvän galaksin ulkopuolelle.

Kvalitatiivisesti rotaatiokäyrä on kaikissa spiraaligalakseissa samantapainen kuin Linnunradassa: keskellä on osa, jossa ratanopeus kasvaa suoraan verrannollisena säteeseen ja vastaa kiinteän kappaleen rotaatiota. Muutaman kpc:n kohdalla käyrä kääntyy ja on sen jälkeen litteä, eli ratanopeus ei riipu säteestä. Aikaisille Hubblen tyypeille rotaatiokäyrä nousee jyrkemmin keskellä ja saavuttaa litteällä alueella suuremmat nopeudet (Sa noin 300 km/s, Sc noin 200 km/s). Tämä sopii hyvin yhteen sen kanssa, että aikaisemmilla spiraaleilla on suurempi keskuspullistuma.

Rotaatiokäyrän kääntyminen laskuun on merkki siitä että pääosa massasta on kyseisen säteen sisäpuolella. Joissakin galakseissa tällainen lasku on havaittu, toisissa taas rotaationopeus jatkuu vakiona niin pitkälle kuin havainnot jatkuvat.

Spiraalirakenne. Spiraaligalaksit ovat suhteellisen kirkkaita kohteita. Hyvin määriteltyä kaksihaaraista spiraalikuviota ei kuitenkaan esiinny kaikissa normaaleissa spiraaleissa; monihaaraisissa spiraaleissa kuvio koostuu suuresta määrästä lyhyitä haarojen pätkiä. Galakseista, joissa spiraalikuvio näkyy keskuspullistuman edessä, on voitu päätellä että spiraali laahaa jäljessä galaksin pyörimisliikkeen suhteen.

Selvimmin spiraalirakenne näkyy \ii{tähtienvälisessä pölyssä}, ionisoituneen vedyn \ii{HII-alue}issa ja nuorten tähtien muodostamissa \ii{OB-asso\-siaa\-tio}issa. Pöly muodostaa yleensä kapeita raitoja pitkin kierteishaaran sisäreunaa. Pölyraitojen ulkopuolella ovat alueet, joissa uusia tähtiä muodostuu.

Hyvin järjestynyt, laajalle ulottuva spiraalikuvio ei ole mikään harvinaisuus, ja sen täytyy tämän takia olla pitkäikäinen ilmiö. Yleisesti ajatellaan, että se on spiraalinmuotoinen aalto galaksin kiekossa, kuten Linnunradan yhteydessä on selitetty. Aallossa tähtienvälinen kaasu puristuu kokoon ja sen mukana myös magneettikenttä, mikä johtaa havaittuun voimakkaaseen radioalueen \ii{synkrotronisäteilyyn} kentässä liikkuvista kosmisen säteilyn elektroneista. Kun tähtienvälisiä pilviä painetaan kokoon, ne luhistuvat ja synnyttävät tähtiä.

Spiraalirakennetta ja kaasun liikkeitä voidaan tutkia myös neutraalin vedyn 21 cm:n viivan avulla. Aaltoteorian mukaan kaasun pitäisi virrata aallossa kierteishaaraa pitkin. Tällaisia liikkeitä on todella havaittu, mitä on pidettävä vakuuttavimpana todisteena aaltoteorian puolesta.

Ei tiedetä varmasti, miten spiraaliaalto on syntynyt. \ii{Sauvaspiraaleissa} sauva voi synnyttää kaasussa aallon, mutta tämä johtaa kysymykseen sauvan alkuperästä. Esimerkiksi galaksien väliset vuorovaikutukset voivat johtaa sekä kaksihaaraisen spiraalikuvion että sauvan syntymiseen, mutta muitakin mekanismeja on olemassa.