Galaksien rakenneosat

E-galaksin \ii{pintakirkkauden} jakautuma mitataan esimerkiksi valokuvauslevyistä. Pintakirkkautta $I$ säteen $r$ funktiona kuvaa hyvin \i{de Vaucouleursin laki}:

{\rm log}{I(r)\over I_{\rm e}} = -3.33\left\lbrack\left({r\over r_{\rm e}}\right)^{1/4} - 1\right\rbrack. \eqno\numeq

Vakiot on tässä valittu niin, että puolet galaksin kokonaisvalosta tulee säteen $r_{\rm e}$ sisältä, jos pintakirkkaus siellä olisi $I_{\rm e}$. Parametrit $r_{\rm e}$ ja $I_{\rm e}$ saadaan havainnoista; tyypillisessä E-galaksissa niiden arvot saattavat olla $r_{\rm e} =$ 1--10 kpc ja $I_{\rm e} = $ 20--23 magnitudia neliökaarisekuntia kohti.

de Vaucouleursin laki on puhtaasti empiirisesti löydetty, mutta se sopii merkillisen hyvin havaintoihin. Joidenkin galaksien ulko-osissa kirkkaus pienenee tätä jyrkemmin, minkä uskotaan osoittavan, että ne ovat menettäneet ulko-osansa kohtaamisissa toisten galaksien kanssa. cD-tyypin jättiläisgalakseissa kirkkaus putoaa suurilla säteen $r$ arvoilla hitaammin kuin yhtälössä \lasteq. Syynä on luultavasti galaksin asema galaksijoukossa. \iii{cD-galaksi}

Pintakirkkauden tasa-arvokäyrät ovat ellipsinmuotoisia. Niiden elliptisyys voi kuitenkin riippua säteestä ja varsinkin galaksista. Elliptisyys voi kasvaa tai pienentyä säteen funktiona, tai siinä voi olla maksimi tai minimi. Pintakirkkauden jakautumasta voidaan määrittää galaksin kolmiulotteinen muoto, niin kuin laatikossa 18.1 selitetään. Yhtälöstä \lasteq\ saadaan näin kirkkausprofiili, joka kasvaa hyvin voimakkaasti keskukseen päin. Oletettavasti sama pätee silloin myös aineen tiheydelle E-galakseissa.

Elliptisten galaksien todelliset litteydet voidaan tilastollisesti johtaa havaituista arvoista. Jos oletetaan, että galaksit ovat pyörähdysellipsoideja, saadaan leveä jakautuma, jonka maksimi on tyypin E3--E4 kohdalla.

Joissakin tapauksissa kirkkausjakauman isoakseli kääntyy, kun säde muuttuu. Tässä tapauksessa galaksin muoto ei voi olla puhdas pyörähdysellipsoidi, vaan sen kaikkien kolmen akselin täytyy olla erilaiset.

Kiekko. Kirkas massiivinen tähtikiekko on S0- ja S-galaksien tunnusmerkki, ja näitä sanotaan siksi \i{kiekkogalakseiksi}. Eräiden havaintojen mukaan osassa E-galakseja on kuitenkin myös olemassa kirkkaan pullistuman taakse kätkeytyvä himmeä tähtikiekko. Linnunradassa kiekko muodostuu populaatio I:n tähdistä.

Pintakirkkauden jakaumaa kiekossa kuvaa lauseke

I(r) = I_0 e^{-r/r_0}. \eqno\numeq

Kuvasta 18.9 nähdään miten havaittu valonjakautuma voidaan esittää kahden komponentin summana: pullistuma on dominoiva keskellä ja kiekko ulko-osissa. Pintakirkkaus $I_0$ kiekon keskellä on yleensä 21--22 mag/$\sqarcs$ ja kiekon säde $r_0 =$ 1--5 kpc. Pullistuman ja kiekon kirkkauksien suhde on vähän alle 1 Sc-galakseille ja jonkin verran suurempi aikaisemmille tyypeille. Joissakin tapauksissa kiekon näkyessä suoraan sivusta siinä on havaittu terävä ulkoreuna noin 20 kpc:n päässä keskuksesta. Tällaisissa tapauksissa kiekon paksuus on myös mitattavissa; se on noin 1.2 kpc.

Tähtienvälisen aineen jakauma. Elliptisissä ja S0-galakseissa tähtienvälistä kaasua on hyvin vähän. Joissakin E-galakseissa on kuitenkin havaittu neutraalia vetyä noin 0.1 \% kokonaismassasta, ja samoissa galakseissa on myös usein merkkejä nuorten tähtien muodostumisesta. S0-galakseista on joissakin tapauksessa löytynyt huomattavasti enemmän kaasua kuin elliptisistä, mutta kaasumassat vaihtelevat hyvin paljon kohteesta toiseen. Näiden galaksien vähäinen kaasusisältö on hiukan yllättävä, koska niiden tähdet tuottavat kehityksensä aikana kaasua paljon havaittua enemmän.

Spiraaligalakseille kaasun osuus galaksin kokonaismassasta korreloi Hubblen tyypin kanssa. Kaasua on Sa-tyypeissä noin 2 \%, Sc:ssä 10 \% ja Irr I-galakseissa jo noin 15 \%.

Neutraalin atomaarisen vedyn jakautuma lähellä olevissa galakseissa on kartoitettu yksityiskohtaisesti radiohavaintojen avulla. Kaasu muodostaa ohuen (200 pc) levyn, jossa tiheys on suhteellisen vakio. Keskellä on kuitenkin usein muutaman kpc:n läpimittainen tyhjä alue. Kaasulevy voi ulottua vielä pitkälle optisen kiekon ulkopuolelle. \iii{neutraali vety}

Suurin osa S-galaksien tähtienvälisestä kaasusta on \ii{vetymolekyyli}en muodossa. Vetymolekyyliä ei voi havaita suoraan, mutta \ii{hiilimonoksidi}n jakauma on kartoitettu radiohavainnoilla. Olettamalla (hieman kiistanalaisesti), että CO:n ja H$_2$:n tiheyksien suhde on kaikkialla sama, voidaan johtaa molekyylikaasun jakauma. Tämä noudattaa yleensä melko hyvin samaa eksponentiaalista lakia kuin nuoret tähdet, vaikka joissakin galakseissa (kuten Linnunradassa) tiheydellä on minimi keskustassa. Molekyylikaasun pintatiheys voi olla viisinkertainen HI:een verrattuna, mutta koska se on voimakkaasti keskittynyt sen kokonaismassa on vain noin kaksi kertaa suurempi kuin HI:n.

\ii{Kosmisten säteiden} ja \ii{magneettikenttien} jakauma galakseissa havaitaan radioalueella relativististen elektronien lähettämän \ii{synkrotronisäteilyn} avulla. Näin on magneettikentän voimakkuudelle saatu tyypillisiksi arvoiksi 0.5--1 nT. Havaittu säteily on polarisoitunutta, mikä osoittaa magneettikentän olevan melko hyvin järjestynyt suuressa mittakaavassa. Koska synkrotronisäteilyn polarisaatiotaso on kohtisuorassa magneettikenttää vastaan voidaan myös kentän rakenne päätellä havainnoista. Polarisaatiotaso kiertyy kuitenkin \ii{Faradayn rotaation} vaikutuksesta aallonpituudesta riippuvalla kulmalla, ja siksi tarvitaan havaintoja useammilta taajuuksilta kentän suunnan määrittämiseksi. Tulokseksi on saatu, että useimmissa galakseissa kenttä on pääasiassa keskittynyt kiekon tasoon ja on sen suuntainen. Tasossa kenttä seuraa tarkasti spiraalihaarojen suuntaa. Kentän ajatellaan syntyneen supernovaräjähdysten synnyttämien nousevien kaasuvirtausten ja galaksin rotaation yhteisvaikutuksesta, periatteessa samalla tavalla kuin auringon magneettikentän synty on selitetty luvussa 12.