Galaksi on tahtien , kaasu - ja polypilvien seka pimean aineen muodostama jarjestelma, joka pysyy koossa painovoiman vaikutuksesta. Galaksit ovat eraanlaisia saarekkeita muuten lahes tyhjassa avaruudessa. Ne esiintyvat yleensa galaksijoukoissa , jotka muodostavat ainakin nykytiedon mukaan maailmankaikkeuden suurimmat rakenteet. Galaksijoukkoja pienempia galaksirykelmia kutsutaan galaksiryhmiksi . Linnunrata on oma kotigalaksimme.

Galakseja nakyvassa kaikkeudessa on yli 200 (mahdollisesti jopa 2 000) miljardia. ^[1] Galaksien koko vaihtelee tuhansista satoihin tuhansiin valovuosiin ja niiden tahtien maara miljoonista biljooniin. Suurin osa niista on elliptisia kaapiogalakseja ja epasaannollisia galakseja , noin 30 prosenttia kierteisgalakseja ja 10 prosenttia elliptisia galakseja .

Galaksi-sana tulee alun perin kreikan adjektiivista 'maitomainen' ( kreik. γαλαξ?α? , galaksias ), joka esiintyi muinaisten kreikkalaisten nimityksessa Linnunradalle 'maitoympyra' ( kreik. γαλαξ?α? κ?κλο? , galaksias kyklos ). Sana otettiin kayttoon yleisnimena vuoteen 1848 mennessa kun viela uskottiin Linnunradan olevan ainoa galaksi. ^{[2] [3] [4]}

Galaksit muodostavat tihentymia, galaksijoukkoja , jotka ovat maailmankaikkeuden suurimman mittakaavan peruspalikoita. Suuressa galaksijoukossa voi olla yli tuhatkin galaksia. Galaksijoukkojen muodostamia joukkoja on kutsuttu superjoukoiksi , mutta nykyisin tutkitaan enemmankin galaksijoukkojen jatkuvaa jakautumaa. ^[5] Galaksit sijaitsevat maailmankaikkeudessa vaahtomaisena rakenteena. Galaksitihentymat muodostavat seinamia, joiden valissa on tyhjaa. Tallainen kuituja, seinamia ja aukkoja sisaltava rakenne on syntynyt pimean aineen vaikutuksesta. ^[6]

Galaksijoukkoa pienempia ryhmittymia kutsutaan galaksiryhmiksi . Jotkin galaksit muodostavat galaksipareja . Saman ryhman galaksit sijaitsevat kokoonsa nahden suhteellisen lahekkain. Monilla suurilla galakseilla, kuten omalla Linnunradallamme, on pienempia seuralaisgalakseja, jotka sijaitsevat lahes kiinni emagalakseissaan.

Paikallista galaksiryhmaamme lukuun ottamatta suurin osa galakseista etaantyy meista sita nopeammin, mita kauempana ne ovat johtuen kaikkeuden laajenemisesta. Kaukaisten galaksien etaisyytta voidaan arvioida mittaamalla valon punasiirtyma .

Talla hetkella kaukaisin tunnettu galaksi on GN-z11 , josta valo on matkannut Maahan 13,4 miljardin valovuoden matkan. ^[7]

Ensimmaiset tahdet ja galaksit syntyivat parisataa miljoonaa vuotta alkurajahdyksen jalkeen, kun avaruuden tayttava kaasu tiivistyi pimean aineen valmiisiin painovoimakuoppiin. Varhaiset galaksit olivat kaapiogalakseja , joiden massa oli miljoona Auringon massaa. Kaapiogalaksien sateilyn seurauksena avaruuden vetykaasu muuttui ionisoituneeseen muotoon. Sen seurauksena kaapiogalakseja ei enaa paassyt muodostumaan, vaan syntyvien galaksien massan alaraja nousi useita kertaluokkia korkeammaksi. On mahdollista, etta kaikki avaruuden nykyiset kaapiogalaksit syntyivat ennen tata uudelleenionisoitumisen aikaa. ^[8]

Suuret galaksit ovat voineet syntya kahdella tavalla. Yksi massiivinen kaasupilvi on voinut kutistua ja murentua joukoksi tiivistymiskeskuksia, joissa on syntynyt suuria maaria tahtia. Toinen syntytapa on, kun erilliset, lahekkaiset kaapiogalaksit sulautuivat suuremmaksi kokonaisuudeksi. Miljardien vuosien kuluessa galaksit ovat muuttaneet muotoaan niiden moykkyjen etsiessa tasapainoa, keraytyessa yhteen ja muodostaessa galaksin tiiviin keskusosan, jonne muodostui suuri musta aukko . Galaksien kehitykseen ovat vaikuttaneet myos ulkoiset tekijat eli suuret ja pienet tormaykset kaapiogalaksien kanssa. Tormays voi kasvattaa galaksin lapimittaa ja saada galaksissa aikaan voimakkaan tahtien syntyryopyn. ^[9]

Jotkin galaksit saivat ellipsigalaksin muodon, toiset kierregalaksin . Taman syyta ei osata viela kunnolla selittaa. Muodon syntyyn on voinut vaikuttaa galaksien erilaiset massat tai niiden erilainen sijainti pimean aineen verkostossa. ^[10]

Useimpien galaksien massasta suurin osa on pimeaa ainetta. Vuoteen 2019 mennessa on loydetty vain kaksi galaksia, joissa pimeaa ainetta ei ole juuri lainkaan. Tallaisten galaksien muodostumista ei viela ymmarreta. ^[11]

Tulevaisuudessa galaksit keraantyvat yha massiivisemmiksi joukoiksi , kun galaksiryhmat sulautuvat yhteen. Viimeiset tahdet syntyvat galakseissa noin vuonna 10 ¹⁴ . Galaksit alkavat sen jalkeen kadota nakyvista kun tahtia sammuu. Tahdet pakenevat galakseista tai syoksyvat niiden keskustan mustaan aukkoon, ja galaksit ovat hajonneet vuoteen 10 ²⁵ mennessa. ^[12]

Galaksit ovat saaneet nykyiset muotonsa vuosimiljardien aikana tapahtuneissa tormayksissa ja yhteensulautumissa. Naissa kohtaamisissa vanhat rakenteet hajoavat ja syntyy uusia. Kohtaamiset laukaisevat uusien tahtien syntya ja ohjaavat ravintoa galaksien keskustojen mustille aukoille. Kun kohtaaminen on ohi, galaksit asettuvat uuteen tasapainoon. Tormaamisen seurauksena voi syntya monella tavalla epasaannollisen mallisia galakseja . ^[13] Erityyppisissa kohtaamisissa syntyy esimerkiksi kaasuhantia, tahtivirtoja, rengasgalakseja , monenlaisia kehia, hantia ja siltoja, tahtien syntyryoppyja, tihentymia, valiaikaisia kierrehaaroja, tyhjia alueita ja ”paaskysenpyrstoja”. ^[14] Galaksien tormayksen lopputulokseen vaikuttavat etenkin ohitusetaisyys, ohitusnopeus ja galaksien massojen suhde mutta myos kohtaamiskulma ja pyorimissuunta. ^[15]

Koska tahdet ovat niin harvassa, galaksien tormaamisessa tahdet vain kulkevat toistensa lomitse ja vaikuttavat ainoastaan painovoimallaan . Myoskaan galaksin kuumassa halossa tai pimean aineen alueella ei tormayksella ole mainittavaa vaikutusta. Sen sijaan kylmien kaasu- ja molekyylipilvien tormatessa syntyy voimakkaita shokkeja, joiden seurauksena pilvet hajoavat roiskeina eri suuntiin. Suuremmasta galaksista lapi kulkevan pienemman galaksin mukana avaruuteen sinkoutuu suuria maaria kaasua, joka kuitenkin sataa myohemmin takaisin galaksin kiekkoon tai keskustaan. Kevyempi galaksi menettaa nain suurimman osan kaasustaan raskaammalle. Tormays aiheuttaa myos kaasupilvien tiivistymista, jonka seurauksena galaksien keskustaan ajautuu suuria maaria kaasua, mika synnyttaa voimakkaan tahtien syntyryopyn. ^[16]

Galaksien tormayksessa tyypillinen lapikulkuaika on parisataa miljoonaa vuotta. Halon ja pimean aineen suuri massa voi vetaa lapikulkeneen galaksin nopeasti takaisin, ja muutaman kierroksen jalkeen galaksit sulautuvat yhteen. ^[17]

Galaksien luokittelun standardi on Edwin Hubblen 1930-luvulla esittelema Hubblen luokittelu . Se jakaa galaksit rakenteen mukaan kolmeen tyyppiin: elliptiset galaksit, tavalliset kierteisgalaksit ja sauvakierteisgalaksit. Tahan aaniraudan muotoiseen kaavioon lisattiin myohemmin epasaannolliset galaksit, jotka Hubblekin oli havainnut mutta jattanyt alkuperaisesta kaaviostaan pois. ^[18]

• Elliptiset galaksit (E) ovat ellipsoidin muotoisia galakseja, jotka koostuvat lahes yksinomaan vanhoista tahdista. Ne jaetaan litistymisasteen mukaan luokkiin E0–E7, jossa E0 on taysin pallomainen ja E7 kaikkein littein ellipsoidi. ^[19]

• Linssimaiset galaksit (S0 tai SB0) ovat elliptisen ja kierteisgalaksin valimuotoja, jotka ovat kiekkomaisia mutta joilta puuttuvat kierteishaarat. ^[20]

• Tavalliset kierteisgalaksit (S) ovat kiekkomaisia galakseja, joilla on lahinna vanhoista tahdista koostuva kirkas keskuspullistuma ja nuoremmista tahdista koostuvat kierteishaarat. Ne jaetaan keskuspullistuman suhteellisen koon ja haarojen tiiviyden mukaan luokkiin Sa–Sd. Sa-galaksin keskuspullistuma on kirkas suhteessa kierteishaaroihin ja haarat sijoittuvat hyvin tiiviisti. Sd-galaksilla ei ole selkeasti erottuvaa keskuspullistumaa, ja sen haarat ovat hyvin valjat. ^[21]

• Sauvaspiraaligalaksit (SB) ovat kierteisgalakseja, joiden keskuspullistuma on sauvan muotoinen ja kierteishaarat alkavat "sauvan" molemmista paista. Ne jaetaan luokkiin SBa–SBd samoin perustein kuin tavalliset kierteisgalaksitkin. ^[21]

• Neljan spiraaligalaksiluokan lisaksi on epavirallinen viides luokka SAm (SBm), jossa ei ole lainkaan keskuspullistumaa ja vain yksi huonosti erottuva kierrehaara. ^[22]

• Epasaannolliset galaksit (Irr) sisaltavat kaikki edellisiin luokkiin kuulumattomat galaksit. Ne ovat galakseja, joiden rakenne on hairiintynyt esimerkiksi vuorovaikutuksen seurauksena jonkin toisen galaksin kanssa. Ne jaetaan luokkiin Irr I (jalkia kierteisrakenteesta) ja Irr II (taysin epasaannollinen). ^[23]

Nykyisin galaksit jaetaan myos niiden lahettaman sateilyn mukaan. Kun galakseja loytyi digitaalisissa kartoituksessa miljoonittain, tietokoneet eivat kyenneet jakamaan galakseja niiden muodon mukaisesti, eivatka tutkijat ehtineet kayda lapi kuvia. Lisaksi moni galaksi nakyi kartoituksissa vain pienena pisteena. Siksi galaksit jaettiin varin mukaan punaisiin ja sinisiin galakseihin. Galakseista viidesosa on punaisia, mutta ne sisaltavat kaikkien galaksien valosta 40 prosenttia ja yhteismassasta 60 prosenttia. Punaiset galaksit ovat Hubblen luokittelussa E- tai S0-tyyppia, silla niissa on vanhoja tahtia, jotka ovat variltaan punaisia. Sinisia tahtia ovat kierregalaksien nuoret tahdet. ^[18]

Kaapiogalakseja esiintyy paikallisessa galaksiryhmassa ja luultavasti muissakin galaksiryhmissa ja -joukoissa. Ne luokitellaan kahteen paaluokkaan: pallomaisiin galakseihin ja epasaannollisiin galakseihin, joiden lisaksi on olemassa joitain sekamuotoja. Epasaannollisiin galakseihin luokitellaan myos siniset kompaktit kaapiot ja ultrakompaktit kaapiot, joita paikallisessa ryhmassa ei esiinny. ^[24]

Aktiivinen galaksi on galaksi, jonka ytimen energia on peraisin supermassiiviseen mustaan aukkoon putoavasta aineesta. Aktiivisten galaksien ydin on poikkeuksellisen kirkas. ^[25]

• Seyfertin galaksit ovat kierteisgalakseja, joilla on ylikirkas ydin. Niita on kahta laatua, tyyppia 1 ja tyyppia 2, jotka eroavat toisistaan spektriviivojensa leveydelta. ^[26]
• Radiogalaksit ovat suuria ellipsigalakseja, jotka lahettavat voimakasta radiosateilya . Sateilyn alkupera on todennakoisesti galaksin ytimessa olevan mustan aukon ymparistossa. ^[27]
• Kvasaarit ovat aktiivisista galakseista kaikkein voimakkaimpia, ja niiden lahettama valo voidaan nahda lapi koko maailmankaikkeuden. Ne ovat luultavasti aktiivisten galaksien kirkkaita ytimia, joissa mustaan aukkoon imeytyva materia kuumenee ja alkaa hehkua. Kaikki havaitsemamme kvasaarit ovat hyvin kaukaisia. Blasaari on suoraan sateilysuihkun suunnasta nahty kvasaari. ^[28]

Linnunradan vaalea juova taivaalla on varmasti ollut tunnettu jo esihistoriallisella ajalla. Magellanin pilvet ovat myos hyvin nahtavissa paljain silmin etelaisella pallonpuoliskolla. Ensimmaiset muistiin merkityt havainnot muista galakseista ovat peraisin Persiasta , jossa tahtitieteilija Al-Sufi merkitsi luetteloonsa Andromedan galaksin ja Suuren Magellanin pilven . Vuonna 1521 portugalilainen Fernao de Magalhaes havaitsi ensimmaisella maailmanymparipurjehduksella Suuren ja Pienen Magellanin pilven , jotka nimettiin hanen mukaansa.

Kaukoputken keksimisen aikoihin vuonna 1610 Galileo Galilei havaitsi, etta Linnunrata koostuu lukemattomista himmeista tahdista. Vuonna 1755 filosofi Immanuel Kant esitti Thomas Wrightin ajatusten pohjalta, etta eraat sumumaiset kohteet taivaalla olivat ”saariuniversumeja”, Linnunradan kaltaisia pyorivia tahtikiekkoja. Ajatus sai sita tukevat todisteet vasta paljon myohemmin. Vuonna 1855 lordi Rosse havaitsi suurella kaukoputkellaan kierteisrakenteen Messier 51:lla, jota nykyaankin kutsutaan Pyorregalaksiksi .

Vuonna 1918 Harlow Shapley havaitsi, etta pallomaiset tahtijoukot sijaitsevat Linnunradan halossa, jonka keskus oli kaukana Aurinkokunnan sijainnista. Siten ymmarrettiin, ettemme sijaitse galaksimme keskuksessa. Vuonna 1923 Hubble loysi Andromedan galaksista kefeideja , joiden perusteella han sai galaksille niin suuren etaisyyden, ettei se voinut sijaita Linnunradan sisalla. Galaksien todellinen luonne alkoi vihdoin selvita. 1900-luvun kuluessa kaukoputkien kehittyessa havaittiin yha kaukaisempia galakseja ja valtavia galaksijoukkoja.

• Oja, Heikki:  Galaksit . Helsinki: Ursa, 2017. ISBN 978-952-5985-45-0 .

• Adams, Fred & Greg Laughlin:  Maailmankaikkeuden elamakerta: Ikuisuuden fysiikkaa . (Alkuteos: Five Ages of the Universe: Inside the Physics of Eternity, 1999.) Suomentanut J. Pekka Makela. Helsinki: Like, 2002. ISBN 952-471-018-8 .
• Karttunen, Hannu & Donner, Karl Johan & Kroger, Pekka & Oja, Heikki & Poutanen, Markku:  Tahtitieteen perusteet . Neljas laitos. Helsinki: Ursa, 2003. ISBN 952-5329-30-5 .
• Krauss, Lawrence M.:  Atomi: Matka maailmankaikkeuden alusta elaman syntyyn ja siita edelleen . (Alkuteos: Atom: An Odyssey from the Big Bang to Life on Earth...and Beyond, 2001.) Suomentanut Juha Pietilainen. Helsinki: Terra Cognita, 2002. ISBN 952-5202-51-8 .
• Rees, Martin:  Ennen alkua: Oma maailmankaikkeutemme ja muut . (Alkuteos: Before the Beginning: Our Universe and Others, 1998.) Ursan julkaisuja 75. Suomentanut Hannu Karttunen. Helsinki: Ursa, 2000. ISBN 952-5329-08-9 .

• Linnaluoto, Seppo: Esitelma galakseista Kirkkonummen Komeetan esitelmasarja . 6.10.2001. Viitattu 18.1.2019. Karl Johan Donnerin esitelma galakseista.
• Galaksit muodostuivat ehka paljon uskottua aiemmin Turun Sanomat . 12.4.2011. Viitattu 18.1.2019.