Ebben a részben a galaxisokkal fogunk megismerkedni a lehetőlegrészletesebb módon. Nagyon fontos tudnunk, mi egy galaxis valójában, ha teljes képet akarunk kapni a világegyetemünkről.

Hogy mi az a galaxis? A galaxis szó a Tejútrendszer görög nevéből származik (a görög gala szó jelentése tej), a monda szerint ugyanis a Tejút a Herkulest szoptató Héra istennő szétfröccsent teje.
A galaxisok égitestek: csillagok, csillagközi gázok, por és a láthatatlan sötét anyag nagy kiterjedésű, gravitációsan kötött rendszerei. Egy tipikus galaxis tízmillió és ezermilliárd (10⁷–10¹²) közötti számú csillaggal rendelkezik, és mind azonos középpont körül kering. A magányos csillagokon kívül egy galaxisban rengeteg több csillagot tartalmazó rendszer, nyílthalmaz, gömbhalmaz és köd található. A legtöbb galaxis átmérője több ezertől több százezer fényévig terjed és közöttük több millió fényév távolság a jellemző.

Felfedezésük

1610-ben Galileo Galilei távcsővel tanulmányozta azt a fényes csíkot az égen, amit Tejútként ismertek és felfedezte, hogy rengeteg halvány csillagból áll. 1755-ben egy tanulmányában Immanuel Kant helyesen feltételezte, hogy a galaxis egy forgó test lehet, amelyet rengeteg csillag alkot, és ezeket a csillagokat valamiféle vonzóerő tartja össze (a Naprendszerben tapasztalthoz hasonló, csak ennél sokkal erősebb). Az ezáltal létrejött csillagokból álló lemez egy csíkként látszik, ha mi is benne vagyunk.
A 18. század végén Charles Messier kiadott egy katalógust a 109 legfényesebb ködről és csillaghalmazról, amelyet később követett egy 5000 objektumból álló katalógus (William Herschel összeállításában). 1845-ben William Parsons egy olyan távcsövet épített, amely különbséget tudott tenni az elliptikus és spirális ködök között. Egy jó ideig a ködöket nem ismerték el galaxisként, amíg Edwin Hubble az 1920-as évek elején be nem bizonyította, hogy az egyik legközelebbi galaxis, az Androméda-köd csillagokból áll, sőt, a benne lévő cefeida változócsillagok segítségével sikerült meghatároznia távolságát is. 1936-ban egy olyan osztályozási rendszert állított fel a galaxisokra, amelyet ma is használnak.


Az első próbálkozás, amely arra irányult, hogy leírja a Tejút formáját és a Nap helyzetét a galaxisunkban, William Herschel által történt. 1785-ben figyelmesen megszámolta a csillagokat az égbolt különböző részein. Jacobus Kapteyn finomított módszert használva 1920-ban egy elliptikus galaxis képét rajzolta meg, amelynek az átmérője körülbelül 15 kiloparszek volt. Csak 1930-ban sikerült Robert Julius Trumplernek megrajzolnia azt a képet róla, amit ma is ismerünk.

1944-ben Hendrik van de Hulst előrejelezte azt a 21 cm hullámhosszú mikrohullámú sugárzást, amely a csillagközi hidrogén sugárzásából származik; 1951-ben lehetett először észlelni. Ez a sugárzás elősegítette galaxisunk részletesebb tanulmányozását.

Az 1990-es évek elején a Hubble-űrtávcső még jobb megfigyeléseket tett lehetővé. Többek között az is bebizonyosodott, hogy a hiányzó sötét anyag a galaxisunkban nem állhat csak halvány és apró csillagokból. Az is tudott már, hogy a látható világegyetemben több száz milliárd galaxis van.

Keletkezésük

Az univerzum első galaxisai sötét anyagból, valamint abból az ősi, főleg hidrogénből és héliumból álló gázból keletkeztek, ami az ősrobbanás után betöltötte az univerzumot. Azokon a helyeken, ahol a sötét anyag sűrűsége nagy volt, a gáz és a sötét anyag saját gravitációjának engedelmeskedve húzódott össze. A galaxisok összehúzódásának sebessége a sötét anyag létezésének egyik bizonyítéka: nélküle a sokkal kisebb tömegű gázból sokkal lassabban, akár 100 milliárd évet is elérő idő alatt keletkeztek volna az első galaxisok, így viszont körülbelül egymilliárd év is elég volt meglepően nagy, a Tejútrendszerünkével összevethető tömegű galaxisok kialakulására. A galaxisok összeállására két, egymásnak ellentmondó elmélet létezik:

A „felülről lefelé” elmélet szerint a csillagközi, főleg hidrogénből és héliumból álló gáz először igen nagy, a mai galaxisokéval összemérhető tömegű felhőkké állt össze saját gravitációjának köszönhetően, majd ezekben a felhőkben keletkeztek az első (III. populációs) csillagok, melyek megjelenése után már igazi galaxisról beszélhetünk. Az elmélet mellett szóló kísérleti bizonyítékok közül a legfontosabbak a fiatal Univerzumban talált nagyméretű galaxisok, melyeknek egyszerűen nem volt idejük „végigmenni” a hierarchikus skálán (azaz nem volt idő a törpegalaxisokból kicsi, majd közepes galaxisok összeállására pár száz millió év alatt).

2009-ben a japán Subaru távcsővel fedeztek fel egy igen nagy méretű (mintegy 55 ezer fényév átmérőjű, ez Tejútrendszerünk átmérőjének a fele) gázfelhőt, mely az ősrobbanás után 800 millió évvel létezett, és hasonlít a feltételezett ősi gázfelhőkhöz. A másik, „alulról felfelé” elmélet szerint az ősi gáz először törpegalaxis méretű felhőkké állt össze, amelyekben kigyúltak az első csillagok, majd ezek a törpegalaxisok egymással folyamatosan ütközve álltak össze egyre nagyobb galaxisokká. A legelső galaxisokat napjaink legnagyobb távcsöveivel sem tudjuk megfigyelni, de a Hubble űrtávcső által készített képek szerint a fiatal Univerzumban nagyon sok apró, de az ütközésektől és a kölcsönhatástól eltorzult formájú galaxist látni, amely az utóbbi elméletet látszik alátámasztani.

Az első galaxisok létrehozatalában nagyon fontos szerepet játszottak a fiatal világegyetemben (az ősrobbanás utáni 1 milliárd éven belül) már létező szupermasszív fekete lyukak, melyek, maguk köré anyagot gyűjtve létrehozták az első galaxisok kezdeményeit. Napjainkban ezen központi fekete lyukak tömege arányos a galaxisok központi dudorának tömegével, a korai univerzumban viszont a fekete lyukak a galaxismagok tömegének lényegesen nagyobb részét tették ki, azaz nem a galaxisok központi régiói hizlalták a fekete lyukakat a mai méretükre, hanem ellenkezőleg, a fekete lukak gyűjtötték maguk köré a ezeket. Az ősi anyagból eredetileg sok csillagközi gázt és port tartalmazó szabálytalan és spirálgalaxisok keletkeznek, melyekben a csillagközi anyag csillagokká alakul. Az intenzív csillagkeletkezést mutató galaxisokban sok a fiatal, kék csillag, így színük is kékesebb. Bár a folyamatok részleteit ma még nem ismerjük, de az utóbbi időben felfedeztek vörös spirálgalaxisokat, melyekben a csillagkeletkezés már jórészt leállt. A csillagkeletkezés üteme függ a galaxisok környezetétől, a galaxishalmazok központi vidékein ezek a folyamatok már jórészt lezajlottak, a magányos csillagvárosokban még napjainkban is tarthatnak.

Forgásuk

A Tejútrendszerhez hasonlóan más galaxisok is forognak, amit a Doppler-effektus segítségével vizsgálhatunk. Ha egy galaxist éléről látunk, akkor az egyik fele viszonylagosan felénk mozog, a másik fele pedig távolodik tőlünk. Ebben az esetben a forgási sebességek közvetlenül, sőt a centrumtól mért távolság függvényében mérhetők. Az esetek döntő részében azonban nem pontosan oldalról látjuk a galaxisokat. Ilyenkor – hasonlóan a kettőscsillagok egymás körüli keringéséhez – látszólag kisebb sebességeket mérhetünk. Megfigyeléseinknél komoly előny, hogy a galaxisok esetében a rálátás szöge megbecsülhető, és ebből a tényleges sebességek meghatározhatóak. Mindezek ellenére a rotációs sebességek kimérése egyelőre csak néhány, hozzánk közeli galaxis esetén sikerült. A galaxisok csillagainak keringési sebessége, illetve ennek eloszlása jelentősen eltér a tömeg-eloszlásuk alapján előrejelzett értéktől, ez a sötét anyag megléte melletti egyik fő érv.

Osztályozásuk

Hubble-féle osztályozás

Spirálgalaxisok (S): A leggyakoribb galaxistípus. Ahogy azt nevük is mutatja, spirális szerkezetűek. A központi, megközelítőleg gömb alakú mag II. populációs csillagokból áll, melynek középpontjában, a galaxisok nagy részében, több millió naptömegű fekete lyuk van.

A galaxismagot lapos korong veszi körül, amelyben – hasonlóan a Tejútrendszerhez – spirálkarok helyezkednek el, ezek I. populációs csillagokból állnak, és sok csillagközi anyagot tartalmaznak, bennük jelenleg is zajlik csillagkeletkezés. A csillagközi anyag az össztömegnek csupán néhány százalékát teszi ki, és a galaxis fősíkja mentén erősen koncentrált. A csillagokhoz hasonlóan a spirálkarok is keringenek a központ körül, de nem állandó szögsebességgel.

A galaxis legkülső vidéke a gömb alakú halo, ennek sugara megközelítőleg a spirálkarokéval egyezik meg, és öreg, II. populációs csillagokból, valamint gömbhalmazokból áll. A magtól a periféria felé folyamatosan ritkul. A spirálgalaxisok egyharmad része közönséges spirálgalaxis, kétharmaduk pedig úgynevezett küllős spirálgalaxis (jelölésük: SB). Mindkét típus esetében három alosztályt (a, b, c) különböztetnek meg, a galaxismag viszonylagos fejlettsége alapján (a: fejlett mag, c: viszonylag halvány mag). A küllős spirálgalaxisok három alosztályát (SBa, SBb, SBc) G. Vaucouleurs csillagász javasolta, ennek ellenére a Hubble féle osztályozásban a „d” altípust is alkalmazzák.

Elliptikus galaxisok (E):Kozmikus környezetünkben ezek a leggyakoribbak. Átlagosan 4-3500 milliárd naptömegnyi anyagot tartalmaznak. Csillagközi anyag nagyon kevés van bennük, ezért csillagkeletkezés sem zajlik bennük, következésképpen a nyílthalmazok is hiányoznak ezekből a galaxisokból. Csillagaik öregek, a II. populációba tartoznak. Ezen tulajdonságaik miatt hasonlítanak a gömbhalmazokra, csak sokkal nagyobbak, bár valószínűleg átmenet van a két égitesttípus között. Az elliptikus galaxisokat lapultság szerint csoportosítjuk az E0-E7 osztályokba.

Lentikuláris galaxisok (S0):Szerkezetüket tekintve átmenetet képeznek a spirálgalaxisok és az elliptikus galaxisok között. Korongjukban nincsenek spirálkarok, magjuk szokatlanul nagy méretű. Általában kevesebb csillagközi anyagot tartalmaznak, mint a spirálgalaxisok, csillagtartalmuk az elliptikus galaxisokhoz áll közelebb, napjainkban már nem zajlik bennük csillagkeletkezés.

Szabálytalan (irreguláris) galaxisok (IR):Olyan galaxisok, amelyeknél központi mag és szimmetriatengely sem figyelhető meg. Semmilyen lényeges jellegzetességet nem mutatnak, és a legkülönfélébb alakúak lehetnek. Tömegük 0,7-100 milliárd naptömeg közötti, előfordulásuk ritka (3%). Az ilyen galaxisokat alkotó csillagok általában I. populációsak, vagyis sok csillagközi (intersztelláris) anyagot tartalmaznak. Jellegzetes képviselőik a szabad szemmel is látható, de hazánkból nem megfigyelhető Magellán-felhők. A szabálytalan extragalaxisokban igen nagy mennyiségű intersztelláris anyag található; a Nagy Magellán-felhő tömegének például több mint felét gáz- és porfelhők teszik ki. Az Univerzum korábbi korszakában a szabálytalan galaxisok aránya lényegesen nagyobb volt, egy, 6 a milliárd fényévre lévő galaxisokról készült felmérésben számarányuk 52% volt (ellentétben a közeli galaxisok közötti, a vizsgálat szerint 10%-os arányukkal).

de Vaucouleurs-féle kétdimenziós osztályozás (1959)

Lényegében a Hubble-féle osztályozási rendszer továbbfejlesztése. Allan Sandage és de Vaucouleurs felosztották az S0-típusú galaxisokat: S0-, S0° és S0+ alosztályokat vezettek be az intersztelláris por és gáz mennyisége alapján. Az osztályozásban itt a normál spirálgalaxisok SA jelölést kaptak, illetve definiáltak SAB osztályokat is.

Yerkes-Morgan-féle osztályozás (1957)

Morgan olyan osztályozást javasolt, amely a morfológiai tulajdonságok mellett a galaxisok színképét is figyelembe veszi. Ennek megfelelően a Hubble-féle rendszerben használatos jelöléseket kiegészítette; a galaxisok fő szimmetriasíkjának a látóvonallal bezárt szögét 1-7-ig terjedő számokkal jelzi, ahol 1 a látóvonalra merőleges szimmetriasíkot jelent.

• A vagy AF: főként elsőpopulációjú csillagokból álló galaxis
• D: spirális vagy elliptikus, szerkezet nélküli forgásszimmetrikus galaxis
• Ep: elliptikus galaxis abszorpciós foltokkal
• GK vagy G: a II. populációs csillagok fordulnak elő gyakrabban a galaxisban
• L: feltűnően kis fényességű galaxis
• N: kicsi, de igen fényes maggal rendelkező galaxis