Paikallinen galaksiryhmä
Useimmat galaksit muodostavat ryhmiä ja joukkoja, joista pienimmissä on jokunen galaksi, suurimmissa satoja tai jopa tuhansia galakseja. Näissä joukoissa galaksien etäisyydet toisistaan ovat tyypillisesti kymmenistä tuhansiin kiloparsekeihin eli noin sadasta tuhannesta miljooniin valovuosiin. Vaikka galaksijoukot ovat useimmiten aivan muuta kuin pallomaisia, voidaan sanoa, että niiden läpimitta on yhden ja parin kymmenen megaparsekin välillä (3 miljoonaa – 60 miljoonaa valovuotta). Harvat joukkoihin kuulumattomat galaksit ovat joukkojen välissä ja niitä kutsutaan kenttägalakseiksi. Oma galaksimme, Linnunrata, kuuluu suhteellisen pieneen Paikalliseen galaksiryhmään (lyhennetään usein LG, englanninkielisen nimen mukaan).
Galaksijoukot pysyvät joukkoina ja ne määritellään joukoiksi koska niiden galaksien välillä vuorovaikuttaa gravitaatio. Ilmiötä kutsutaan dynamiikaksi. Yleensä joukossa on pari kolme massiivista galaksia, jotka dominoivat joukon dynamiikkaa, sekä erilaisia pienempiä galakseja, jotka enemmän tai vähemmän kiertävät massiivisia galakseja tai lennähtävät yhdeltä toiselle, tai joissakin tapauksissa linkoutuvat tyystin joukosta ulos lennettyään lähelle massiivista galaksia. On myös mahdollista, että massiivinen galaksi nielaisee sisäänsä liian lähelle tulleen kääpiögalaksin.
Paikallinen galaksiryhmä
Paikallinen galaksiryhmä koostuu kahdesta jättiläisspiraaligalaksista (Linnunrata ja Andromedan galaksi), muutamasta keskikokoisesta galaksista (M33, Suuri Magellanin pilvi ja Pieni Magellanin pilvi) sekä noin neljästäkymmenestä kääpiögalaksista. Täsmällinen lukumäärä on tuntematon koska jotkut pienet galaksit saattavat olla niin himmeitä, että niitä ei vielä ole havaittu, mutta erityisesti koska iso osa taivaasta on oman galaksimme peitossa ja Linnunradan kaasu- ja pölypilvien takana saattaa olla suurikin määrä galakseja, jopa suuria, piilossa.
Linnunrata–Andromedan galaksi -pari dominoi Paikallisen galaksiryhmän dynamiikkaa. Suurin osa pienemmistä ryhmän galakseista kiertää jompaa kumpaa. Jotkut kääpiögalaksit etääntyvät Paikallisesta galaksiryhmästä jommankumman jättiläisgalaksin ulos linkoamina. Lähistöllä on myös joitakin kenttägalakseja, jotka saattavat ennen pitkää tulla vedetyksi Paikalliseen galaksiryhmään sen kokonaisgravitaatiovaikutuksen ansiosta.
Laajennettu paikallinen galaksiryhmä
Joskus myös joitakin läheisiä muita ryhmiä liitetään Paikalliseen galaksiryhmään ja silloin puhutaan Laajennetusta paikallisesta galaksiryhmästä (epävirallisesti lyhennettynä ELG, englanninkielisen nimen mukaan). Katso myös artikkeli paikallisesta galaksiavaruudesta. Nämä muut ryhmät ovat saattaneet olla merkittävässä gravitaatiovuorovaikutuksessa Paikallisen galaksiryhmän kanssa, tai olla yhä.
Tärkein tällainen ryhmä on Maffei-ryhmä, joka tunnetaan myös IC342-ryhmänä tai IC342/Maffei-ryhmänä. Maffei-ryhmä sijaitsee Linnunradan keskiosien takana piilossa ja siten se löydettiin vasta 1960-luvulla, kun italialainen tähtitieteilijä Paolo Maffei löysi kaksi jättiläisgalaksia: Maffei 1 ja Maffei 2. Vei kuitenkin toista vuosikymmentä ennen kuin tähtitieteilijät ymmärsivät, että alueella on kokonainen ryhmä, joka itse asiassa on verrattain lähellä.
Toinen usein mukaan liitetty ryhmä on Sculptor-ryhmä. Sculptor-ryhmä ei ole Linnunradan pölyn tai kaasun peitossa, mutta se on perin harva ja siksi vaikeasti määriteltävissä. Vanha määritelmä sisältää galakseja laajalta alueelta; yhdestä kuuteen megaparsekia Linnunradasta. Vanhan ryhmän keskellä näyttäisi olevan tyhjempi väli, joten sittemmin ryhmä on jaettu kahteen aliryhmään; joidenkin galaksikatalogien nimeämiin B7a- ja B7b-ryhmiin. Läheisemmällä on selvästi yhteys Paikallisen galaksiryhmän dynamiikkaan ja yksi tai kaksi siihen perinteisesti kuuluvaa galaksia saattaa itse asiassa olla oman Paikallisen galaksiryhmämme jäseniä.
Laajennetun paikallisen galaksiryhmän dynamiikka
Galaksien sisäistä dynamiikkaa, siis painovoimavuorovaikutuksia, tutkitaan, jotta ymmärrettäisiin miten galaksit ovat syntyneet ja miten ne kehittyvät. Tavoitteena on myös oppia ennustamaan niiden käyttäytymistä tulevaisuudessa. Samat tavoitteet pätevät myös galaksijoukkoihin. Joukot ovat tiettävästi pääosin syntyneet alkuräjähdyksen jälkeisen materiapuuron epätasaisuuksista. Täysin tasapaksusta massasta olisi mahdotonta saada aikaiseksi niin vaihtelevaa ja monimuotoista maailmankaikkeutta kuin omamme. Galaksijoukkojen kehitys sen sijaan on kiinnostava kysymys: miksi joukot ovat sellaisia kuin ovat, miksi ne muodostavat havaitunkaltaisia rihmastomaisia rakenteita maailmankaikkeuteen, miksi ne pysyvät koossa, miten ne toimivat.
Muidenkin mutta erityisesti Paikallisen galaksiryhmän dynamiikkaa tutkimalla voidaan selvittää ryhmän rakennetta, toimintaa ja historiaa sekä esittää maailmankaikkeuden laajenemisesta riippumaton malli maailmankaikkeuden iän laskemiseksi. Paras väline galaksien välisten vuorovaikutusten tutkimiseen ovat tietokonesimulaatiot. Simulaatioihin syötetään kaikki galaksien tunnetut ominaisuudet ja huonosti tai ei ollenkaan tunnetuista alustava arvio. Simulaatiot nimensä mukaisesti mallintavat eli simuloivat galaksien liikkeitä ohjelmoitujen fysiikan lakien mukaisesti. Näistä laeista tärkein on Newtonin vetovoimalaki, jota käyttämällä tietokone ohjaa galaksien gravitaatiovuorovaikutuksia.
Omissa simulaatioissani lähdin olettamuksista, että maailmankaikkeus sai alkunsa alkuräjähdyksessä, Paikallisen galaksiryhmän muodostanut materia on pysynyt yhtenäisenä kokonaisuutena siitä lähtien, galaksit muotoutuivat aikanaan materiavirtojen häiriytymättä ja galaksit ovat siitä lähtien kiertäneet toisiaan päätyen nykyisille paikoilleen. Tietokonemallinnuksessa galaksien liikkeitä seurataan ajassa taaksepäin lähtien nykyhetkestä ja päätyen alkuräjähdykseen. Järjellisen lopputuloksen saamiseksi tulee galaksien huonosti tunnettuja ominaisuuksia säätää niin kauan kunnes kaikki galaksit sulautuvat toisiinsa sopivan ajan kuluessa.
Oikealla on kaksi kuvaa simulaation tuloksista. Ylemmässä kuvassa galaksien liikkeitä on kuvattu valitussa supergalaktisessa karteesisessa koordinaatistossa ylhäältä eli positiivisen z-akselin suunnasta alas kohti x-y -tasoa. Supergalaktisessa karteesisessa koordinaatistossa akseleita kutsutaan nimillä SGX, SGY ja SGZ. Alemmassa kuvassa samat lentoradat on kuvattu sivulta eli negatiivisen y-akselin suunnasta kohti x-z -tasoa.
Kuvissa näkyvät käyrät ovat galaksien lentoratoja alkuräjähdyksen ja nykyhetken välillä. Koska alkuräjähdyksen jälkeen materia on ollut tiiviisti pakattuna ja lentoradat muodostavat sekavan solmun, on ensimmäiset 3.5 miljardia vuotta vaalennettu lähes näkymättömiksi varsinaisissa kuvissa ja erotettu näkyviin sisennettyihin kuviin. Galaksien nykyiset paikat on osoitettu käyrien päissä olevilla täytetyillä symboleilla. Käyrillä olevat avoimet symbolit tai rastit kuvaavat galaksin sijaintia 3.5 miljardin vuoden välein siten, että alkuräjähdyksen jälkeen 3.5 miljardin vuoden kuluttua galaksit ovat kirkkaiden käyrien symbolittomissa päissä (eli paikoissa, joissa kirkkaat ja vaaleat osat käyrää kohtaavat), 7 miljardin vuoden kuluttua ensimmäisen rastin kohdalla, 10.5 miljardin vuoden kuluttua toisen rastin kohdalla ja 14 miljardin vuoden kuluttua kolmannen rastin kohdalla. Nykypaikoilleen eli täytettyjen symbolien kohdalle ne ovat ennättäneet 17.5 miljardissa vuodessa.
Galaksit on kuvattu eri väreillä, jotka on selitetty ylemmän kuvan alalaidassa. Tärkeimmät ovat tummansinisellä kuvattu Linnunrata, punaisella kuvattu Andromedan galaksi ja vaaleanvihreällä kuvattu Maffei-ryhmä.
Simulaatioissani sain maailmankaikkeudelle iäksi 17.5 miljardia vuotta. Oletin galaksien massoista kolme neljäsosaa olevan pimeää ainetta ja huomasin, että mikäli massoja kasvatetaan, venyy maailmankaikkeuden ikä pitemmäksi. Näinollen kosmologien puheet jopa 99 prosentin pimeän aineen osuuksista tarkoittaisivat huomattavasti oletettua vanhempaa maailmankaikkeutta. Ajamatta tällaisia simulaatioita arvelisin päädyttävän vähintään kymmeniin tai satoihin miljardeihin vuosiin. Syynä tähän on Linnunradan ja Andromedan galaksin tekemä kierros toistensa ympäri. Nykyäänhän nämä kaksi jättiläisspiraaligalaksia lähestyvät toisiaan ja siten niiden on täytynyt tehdä vähintään yksi kierros. Mitä massiivisempia galaksit ovat sitä suurempi tämän kierroksen on täytynyt olla, jotta ne päätyvät nykyisille paikoilleen saavuttaen nykyisen lähestymisnopeuden (noin 120 kilometriä sekunnissa). Ja mitä suurempi kierros, sen enemmän siihen menee aikaa.
3D-kuva laajennetusta Paikallisesta galaksiryhmästä
Kuva laajennetusta Paikallisesta galaksiryhmästä
Galaksien ominaisuuksia.
Galaksien kaikki eri nimet.
Taustan kuva:
Background image:
ESO
