Galaksien luokittelu

Ensimmäisenä askeleena kohti galaksien teoriaa on hyvä yrittää luokitella niitä muodon perusteella. Vaikka tällainen luokittelu on aina jossakin määrin subjektiivinen, se luo kuitenkin puitteet, joista voi lähteä tutkimaan galaksien kvantitatiivisia ominaisuuksia. Näin saatava kuva perustuu kuitenkin vain sellaisiin galakseihin, jotka ovat tarpeeksi isoja ja kirkkaita näkyäkseen hyvin taivaalla. Tästä aiheutuvat rajoitukset ilmenevät kuvasta 18.1, joka esittää normaalien galaksien säteitä ja magnitudeja. Nähdään että vain suhteellisen kapealla vyöhykkeellä on helppo löytää galakseja. Jos galaksin säde on liian suuri magnitudiin nähden (pintakirkkaus pieni), galaksi häviää taustataivaan valoon. Jos säde taas on liian pieni, galaksi näyttää tähdeltä eikä sitä huomata. Nykyään varta vasten suunnitellut etsinnät ovat paljastaneet huomattavia määriä sekä pieniä, kompakteja kohteita että laajoja pienen pintakirkkauden galakseja. Jatkossa keskitytään kuitenkin pääasiassa kuvan rajojen väliin sijoittuviin kirkkaisiin galakseihin.

[kuva] Havaittavien galaktisten ja ekstragalaktisten kohteiden magnitudit ja läpimitat. Vasemmalla ylhäällä sijaitsevat kohteet näyttävät tähdiltä. Tältä alueelta havaitut kvasaarit on identifioitu spektrin perusteella. Oikealla alhaalla ole vien kohteiden pintakirkkaus häviää yötaivaan taustavaloon. Muutama läheinen kääpiögalaksi, jonka tähdet voidaan nähdä yksittäin, on havaittu tältä alueelta. (Arp (1965): Astrophys. J. {\bf 142}, 402)}

Jotta luokittelu olisi hyödyllinen, sen pitäisi suurin piirtein vastata galaksien tärkeitä fysikaalisia ominaisuuksia. Useimmat luokittelut noudattavat pääpiirteissään Edwin Hubblen 1926 esittämää järjestelmää. Hubblen oma versio tästä Hubblen sarjasta on esitetty kuvassa 18.2. Siinä eri galaksit on järjestetty sarjaksi aikaisista tyypeistä myöhäisiin. Kuten spektriluokkienkin yhteydessä sanat aikainen ja myöhäinen viittaavat vain järjestykseen sarjan sisällä, eivätkä liity kohteiden kehitykseen.

[kuva]Hubblen sarja Hubblen itsensä vuonna 1936 esittämässä muodossa Tässä vaiheessa tyypin S0 olemassaoloa pidettiin vielä kyseenalaisena. Valokuvia eri Hubblen tyypeistä löytyy kuvista 18.7 ja 18.15 (E); 18.3 ja 18.4 (S0 ja S); 18.11 (S ja Irr II); 18.5 (Irr I ja dE). (Hubble (1936), Realm of the Nebulae)}

Päätyyppejä on kolme: elliptiset, linssimäiset ja spiraaligalaksit. Spiraalit jaetaan lisäksi kahteen sarjaan, normaalit ja sauvaspiraalit. Tämän lisäksi on olemassa epäsäännöllisten galaksien luokka.

Ellipsigalaksit näkyvät taivaalla elliptisinä tähtitiivistyminä, joissa pintakirkkaus pienenee tasaisesti ulospäin mentäessä. Normaalitapauksissa niissä ei näy merkkejä tähtienvälisestä aineesta (pölyraitoja, nuoria tähtiä). Ellipsigalaksit eroavat toisistaan vain muotonsa puolesta ja niille käytetään merkintöjä E0, E1,..., E7. Jos E-galaksin iso- ja pikkuakseli ovat a ja b, sen tyyppi on En, missä

n= 10(1-a/b).

E0-galaksin kuva on siis ympyränmuotoinen. E-galaksin näennäinen muoto riippuu tietysti siitä suunnasta, josta galaksia katsotaan. E0-galaksi voi siis olla yhtä hyvin pallomainen tai pyöreä levy, jota katsotaan ylhäältä.

Normaaleihin E-galakseihin liittyvät cD-tyypin jättiläisellipsit. Nämä galaksit ovat yleensä galaksijoukoissa. Niissä on normaalin E-galaksin näköisen keskusosan ympärillä vielä hyvin laaja himmeämpi tähtikorona.

Linssimäiset eli S0-galaksit asettuvat Hubblen sarjassa ellipsi- ja spiraaligalaksien välille. E-galaksien tapaan niissä on vain vähän tähtienvälistä ainetta eikä ollenkaan näkyvää spiraalirakennetta. Niissä on kuitenkin tavallisen elliptisen valonjakautuman lisäksi myös tähdistä koostuva litteä kiekko. Tässä suhteessa ne ovat spiraaligalaksien tapaisia.

Spiraaligalaksien karakteristinen ominaisuus on kiekossa näkyvä spiraalirakenne. Niissä on keskuspullistuma, jonka rakenne on E-galaksin näköinen ja tähtikiekko kuten S0-galakseissa. Näiden lisäksi on vielä ohut kaasusta ja muusta tähtienvälisestä aineesta koostuva kiekko, jossa jatkuvasti muodostuu uusia tähtiä ja jossa tavallisesti on myös selkeä spiraalikuvio. Spiraaligalaksit jaetaan kahteen sarjaan: normaalit Sa-Sb-Sc ja sauvaspiraalit SBa-SBb-SBc. Sauvaspiraalit eroavat normaaleista siten, että niissä spiraalihaarat päättyvät keskellä olevaan suoraan sauvaan (jota voi kiertää rengas), kun ne normaaleissa S-galakseissa jatkuvat keskukseen saakka. Galaksin paikka sarjassa perustuu kolmeen kriteeriin: myöhemmissä tyypeissä on pienempi keskuspullistuma, ohuemmat spiraalihaarat ja avoimempi spiraalikuvio. Nämä kriteerit eivät aina ole täysin sopusoinnussa keskenään. Linnunradan uskotaan olevan tyyppiä Sbc (tai SBbc), joka on tyyppien Sb ja Sc välimuoto.

Yläkuva: \ii{Pieni Magellanin pilvi} (Hubblen luokka \ii{Irr I}), Linnunradan kääpiöseuralainen. (Royal Observatory, Edinburgh). Alakuva: \ii{Sculptorin} galaksi, \ii{dE-tyypin} \ii{kääpiöellipsi}. (ESO)}

\fig{8.5cm}{\frame{0 0 11 8.2}}{\ii{M32} (tyyppi E2), \ii{Andromedan galaksin} pieni elliptinen seuralainen. (NOAO/Kitt Peak National Observatory)}

Klassinen Hubblen sarja perustuu oleellisesti kirkkaisiin galakseihin. Himmeämpiä galakseja on usein vaikeampaa sijoittaa siihen. Varsinaiseen Hubblen luokitteluun voidaan vielä laskea epäsäännöllisten galaksien luokat Irr I ja Irr II, joiden galaksit ovat pieniä. Irr I -galaksit liittyvät luonnollisella tavalla Hubblen sarjan myöhäisimpään päähän Sc-galaksien jälkeen; ne ovat kaasurikkaita, sisältävät paljon nuoria tähtiä, mutta vain hajanaista spiraalirakennetta. Irr II -galaksit ovat jonkin verran epäsäännöllisiä pieniä galakseja, joissa ei näy paljon nuoria tähtiä, mutta usein suuria määriä tähtienvälistä pölyä.

Muista kääpiögalakseista voi vielä mainita kääpiöellipsit (eli kääpiösferoidaalit), dE, joissa tähtitiheys on paljon pienempi kuin normaalissa E-galaksissa. Toinen esimerkki kääpiöiden luokasta on siniset kompaktit galaksit (joita joskus sanotaan ekstragalaktisiksi HII-alueiksi), joissa melkein kaikki valo tulee pienelle alueelle keskittyneistä vastasyntyneistä tähdistä.