Galaksi

Kuvio 1. Kaunis linssikulaarinen galaksi, joka tunnetaan nimellä M104 -hattugalaksi Neitsyt -tähdistössä, 29 -vuotiaana.35 miljoonaa vuotta luz pois, nähty Hubble-kaukoputkella. Lähde: Wikimedia Commons

Mikä on galaksi?

Eräs galaksi Se on tähtitieteellisten esineiden ja aineen, kuten kaasu- ja pölypilvien, miljardien tähtien, sumujen, planeettojen, asteroidien, komeetta, mustan reikien ja jopa paljon tumman aineen, ryhmittymä, kaikki jäsenneltyjen painovoiman ansiosta.

Aurinkojärjestelmämme on osa suurta spiraaligalaksia, nimeltään Linnunrata. Tämä kreikkalaisesta nimi voidaan kääntää ”maitopolkuksi”, koska se on samankaltainen kuin pentlyalisesti valaistu nauha, joka ylittää taivaallisen pallon. 

Selkeinä kesäyönä sitä voidaan havaita erittäin hyvin skorpionin ja Jousimiesten välissä, koska siihen suuntaan ydin sijaitsee ja missä tähtien tiheys on paljon suurempi.

Galaksien löytämisen historia

Abderan suuri kreikkalainen ajattelija ja matematiikka demokraatti (460-370. C.) Hän ehdotti ensimmäisenä - hänen aikanaan ei ollut teleskoopeja -, että maitomaista oli tosiasiallisesti tuhansia tähtiä, jotka eivät pystyneet erottamaan toisiaan toisistaan. 

Meidän piti odottaa jonkin aikaa, ennen kuin Galileo (1564-1642) perusteltiin, kun hänen kaukoputken huomautti, että hän huomasi, että taivaalla oli enemmän tähtiä kuin hän voisi laskea. 

Galileo Galilei

Se oli saksalainen filosofi Immanuel Kant (1724-1804), joka spekuloi, että Linnunradan muodostivat monet muut tuhannet aurinkokunnan järjestelmät ja että sarjassa oli elliptinen muoto ja käännetty seurassa keskustaa ympärille keskuksen ympärille. 

Lisäksi hän ehdotti myös, että oli muitakin tähtiä ja planeettoja, kuten Linnunrataa, ja kutsuivat niitä saarten universumeiksi. Nämä saaret olisivat näkyvissä maasta pieninä ja heikoina valon valoina.

Sotkuinen luettelo

20 vuotta myöhemmin, vuonna 1774 Messier-luettelo ilmestyi, tähän mennessä näkyvissä ja ranskalaisen tähtitieteilijän Charles Messier (1730-1817) suorittaman 103 syvän tilan objektin kokoelma (1730-1817).

Näiden joukossa olivat joitain ehdokkaita maailmankaikkeuden saarille, jotka tunnetaan yksinkertaisesti nimellä sumuinen. M31.

William Herschel (1738-1822) laajentaisi syvien avaruusobjektien luetteloa 2500: een ja kuvasi ensin Linnunradan muotoa. Tutkijat eivät kuitenkaan olleet vielä tajunneet, että tietyt sumut, kuten M31.

Modernit teleskoopit

Tarvittiin kaukoputki riittävällä resoluutiolla, joka pystyi hankkimaan vuonna 1904, kun Kalifornian Mount Wilsonin observatorion valtava kaukoputki rakennettiin 100 tuuman halkaisijan peilillä. Vasta silloin maailmankaikkeuden koko tuli ilmeiseksi, koska se sinänsä valtava maitomainen tapa on vain galaksi, niiden lukemattomien ryhmittymien välillä.

Vuonna 1924 Edwin Hubble (1889-1953) onnistui mittaamaan etäisyyden yhdelle näistä spiraalimuutista, tarkkailemalla tyyppitähteitä Keinottelut M31 -objektissa merkittävin spiraalimuotoinen sumu, nimeltään Andromeda. 

Cefaids ovat tähtiä, jotka muuttavat määräajoin kirkkauttaan, ja tämä on verrannollinen ajanjaksoon. Kirkkaimmilla on pidempiä ajanjaksoja.

Siihen mennessä Harold Shaley (1885-1972) oli arvioinut Linnunradan koon, mutta se oli niin suuri, että hän oli vakuuttunut siitä, että Andromedan sumu oli Linnunradan sisällä.

Hubble kuitenkin päätti, että etäisyys Andromedan keittiöihin oli paljon suurempi kuin maitomatkan koko ja että sitä ei löytynyt tästä. Andromeda, kuten maitomatka, oli itsessään galaksi, vaikka se oli pitkään nimeltään "Extragalaktinen sumu".

Galaksien ominaisuudet

Massa

Galaksit on muodostettu ja ne voidaan luokitella tämän kriteerin mukaan. Lisäksi ne sisältävät massaa ja ollenkaan ne ovat staattisia kokonaisuuksia, koska heillä on liikettä. 

Mittausyksiköt

Siellä on jättiläisiä ja erittäin kirkkaita galakseja, kuten Linnunrataa ja Andromeda, ja myös galakseja, joita kutsutaan "kääpiöiksi", jopa tuhat kertaa vähemmän kirkkaita. Kokojen tutustumiseksi on kätevää tuntea joitain tähtitieteessä käytettyjä mittayksiköitä. Ensin meillä on valovuosi.

Vuoden paikka on etäisyysyksikkö, joka vastaa etäisyyttä, jonka valo kulkee vuodessa. Koska valon nopeus on 300.000 km/s, kertomalla sekuntien lukumäärällä 365 päivässä, tulos on noin 9 ja puolitoista paalua. 

Vertailutarkoituksiin etäisyys auringosta maahan on 8.5 minuuttia-Loz, noin 150 miljoonaa kilometriä, mikä vastaa suunnilleen tähtitieteellistä yksikköä, hyödyllinen mittauksissa aurinkokunnan sisällä. Tähti, joka seuraa läheisyydessä aurinkoa, on seuraava Centauri - 4.2 vuotta-luz. 

Voi palvella sinua: ilmainen kehon kaavio

UA antaa toisen laajasti käytetyn yksikön: Parsec tai halvaus toisen kaaren. Se, että piste on parsecin etäisyydellä, tarkoittaa, että sen rinnakkaisuus on yhtä suuri kuin sekunnin kaari maan ja auringon välillä. Seuraava luku selventää:

Kuva 2. Kaavio parsecin määrittelemiseksi. Lähde: Wikimedia Commons. Kes47 (?) [CC 3: lla.0 (https: // creativecommons.Org/lisenssit/by/3.0)].

Koko

Galaksieskoot ovat erittäin monipuolisia, niin pienistä, että niillä on tuhannen tähden elliptisiin galakseihin, joista puhumme yksityiskohtaisesti myöhemmin.

Siksi meillä on noin 100 maitomaista.000 vuotta halkaisija, joka on suuri galaksi, mutta ei suurin. NGC 6872: n halkaisija on 520.000 vuotta-luz, noin 5-kertainen Linnunradan halkaisija ja on suurin tähän mennessä tunnettu spiraaligalaksi.

Heillä on liikettä

Galaksit eivät ole staattisia. Yleensä tähdet ja kaasu- ja pölypilvet ovat kiertoliikkeitä keskustan ympärillä, mutta kaikilla galaksin osalla ei ole yhtäläisiä. Keskuksen tähdet pyörivät nopeammin kuin ulkoiset, niin kutsuttu Erilainen kierto.

Kemiallinen koostumus

Yleisimmät elementit maailmankaikkeudessa ovat vety ja helium. Tähtien sisällä ydinfuusioreaktorina raskaimmat elementit, jotka tunnemme jaksollisen taulukon läpi, ovat muodostumassa.

Väri- ja kirkkaus

Galaksien väri ja valoisuus muuttuvat ajan myötä. Nuoremmat galaksit ovat sinisiä ja kirkkaampia kuin vanhimmat.

Ellipse -muotoiset galaksit pyrkivät punaiseen, lukuisilla vanhoilla tähtiillä, kun taas epäsäännölliset ovat eniten sinisiä. Spiraalimuotoisissa galakseissa sininen tiivistyy kohti keskustaa ja punaisia ​​kohti laitamia.

Galaksikomponentit

Kun tarkkailet galaksia, voidaan tunnistaa kaltaiset rakenteet, jotka ovat läsnä Linnunradalla, jota on otettu mallina parhaiten tutkittavaksi:

Kiekko ja halo

Galaksimme kaksi perusrakennetta ovat levy ja halo. Levy on galaksin määrittelemässä keskimääräisessä tasossa ja sisältää suuren määrän tähtienvälistä kaasua, joka aiheuttaa uusia tähtiä. Se sisältää myös vanhoja tähtiä ja avoimia klustereita -jäsentämättömiä tähtiä-. 

On huomattava, että kaikilla galakseilla ei ole samaa tähtitapahtumaa. Uskotaan, että elliptisillä galaksilla on paljon alhaisempi nopeus, toisin kuin spiraalit.

Aurinko sijaitsee maitomaisen tavan galaktisella levyllä, symmetriatasolla ja kuten kaikki levyn tähdet, kiertää galaksia suunnilleen pyöreän ja kohtisuoran radan seurauksena galaktisen kierto -akselin suhteen. Kiertoradan suorittaminen vie noin 250 miljoonaa vuotta.

Halo peittää galaksin vähemmän tiheällä pallomäärällä, koska se on alue, jolla on paljon vähemmän pölyä ja kaasua. Sisältää palloklusterit, Tähdet, jotka on ryhmitelty painovoiman toiminnan ja paljon vanhempien kanssa, yksittäiset tähdet ja myös puhelu pimeä aine.

Tumma aine on eräänlainen aine, jonka luontoa ei tunneta. Se on nimensä velkaa, joka ei pääse sähkömagneettista säteilyä, ja sen olemassaoloa on ehdotettu selittämään tosiasia, että tähdet ulkomailla liikkuvat odotettua suurempien nopeuksien ollessa. 

Nopeus, jolla tähti liikkuu suhteessa galaksin keskipisteeseen, riippuu siitä, miten asia jakautuu, koska sen vuoksi tähti pysyy kiertoradalla, koska se jakautuu. Suurempi nopeus tarkoittaa, että on enemmän asiaa, jota ei voida nähdä: tumma aine.

Lamppu, galaktinen ydin ja palkki

Kuva 3. Linnunradan komponentit. Aurinko on yhdessä aseissa ja sillä on kiertoliike galaksin keskustan ympärillä sekä pystysuora liike. Lähde: Wikimedia Commons.

Albumin ja Halon lisäksi galaksissa on polttimo-, keskusvoittaja- tai galaktisen ydin, jossa on korkeampi tähtitiheys, joten se on erittäin kirkas. 

Sen muoto on suunnilleen pallomainen - vaikka yhdellä Linnunradalla on melko maapähkinä - ja sen keskellä on ydin, joka muodostuu mustasta aukosta, tosiasia, että ilmeisesti on yleinen suuressa osassa galakseja, etenkin niissä spiraalimuotoinen.

Ytimen viereisyyksistä löytyvät esineet kääntyvät, kuten olemme sanoneet, paljon nopeammin kuin ne, jotka ovat edelleen. Siellä nopeus on verrannollinen etäisyyteen keskustaan.

Joillakin spiraaligalakseilla, kuten meidän, on palkki, rakenne, joka ylittää keskustan ja josta kierrevarret syntyvät. Barradas -spiraaligalakseja on enemmän kuin ei barrads.

Voi palvella sinua: moderni fysiikka

Uskotaan, että palkit sallivat aineen kuljetuksen päistä lamppuun, turvottamalla sitä edistämällä tähtiä ytimessä.

Galaksityypit

Galaksies -luokittelujärjestelmä perustuu heidän muotoonsa ja eniten käytettyjä on Sormenlauta tai Hubble -sekvenssi, Edwin Hubblen vuonna 1926 luoma ja myöhemmin itse ja muut tähtitieteilijät muokannut, kun uutta tietoa ilmestyi.

Hubble suunnitteli järjestelmän uskomuksessa, että se edusti eräänlaista galaksien kehitystä, mutta nykyään tiedetään. Sekvenssikirjaimissa käytetään galaksien nimeämiseen: e elliptisille galaksille, Spiraali- ja epäsäännöllisille galaksille niille epäsäännöllisesti.

Kuva 4. Hubble -sormenlauta. Lähde: Wikimedia Commons.

Elliptiset galaksit 

Vasemmalla, sormenlauta mangossa, on kirjaimella edustettuja elliptisiä galakseja ja. Tähdet, jotka tekevät sen, jaetaan enemmän tai vähemmän yhtenäisellä tavalla. 

Lyricsin mukana oleva numero osoittaa, kuinka elliptinen on galaksi -elliptisyys -alkaen siitä, että se on pallomaisin, e7: lle, joka on kaikkein tasoitettu. Galakseja ei ole havaittu yli 7: n elliptisyydellä. Tämän parametrin merkitseminen є: llä:

Є = 1 - (β/ɑ)

Α: n ja β: n kanssa vanhempana ja alhaisemmalta ellipsistä vastaavasti. Nämä tiedot ovat kuitenkin suhteellisia, koska meillä on vain näkymä maasta. Esimerkiksi, ei ole mahdollista tietää, onko laulamisesta esitetty galaksi elliptistä, lentikulaa tai spiraalia.

Jättiläinen elliptiset galaksit ovat maailmankaikkeuden suurimpia esineitä. Niitä on helpointa tarkkailla, vaikka paljon pienemmät versiot, joita kutsutaan Elliptiset kääpiögalaksit paljon enemmän.

Kuva 5. NGC 1316 Elliptinen galaksi, Fornax -tähdistössä, sulautuu toiselle pienemmälle galaksille. Lähde: Kuva-luotto: NASA/JPL-Caltech/CTIO.

Lentikulaariset galaksit

Lentikulaarisilla galakseilla on levyn muoto, ilman spiraalivarsia, mutta niillä voi olla palkki. Sen nimikkeistö on S0 tai SB0 ja on oikeassa kuvan haaroittuessa. Levylläsi olevan pölyn määrästä (korkeat absorptiovyöhykkeet) riippuen ne on jaettu S01: ksi, SB01: ksi S03: een ja SB03: een.

Spiraaligalaksit

S -galaksit ovat itse spiraaligalakseja, kun taas SB ovat Barrad -spiraaligalakseja, koska spiraalit näyttävät projisoivan baarista, joka ylittää keskitetyn ulkona. Suurimmalla osalla galakseista on tämä muoto.

Molemmat galaksiluokit erottuvat vuorostaan, mikä kierrevarsilla on ja on osoitettu pienillä kirjaimilla. Nämä määritetään vertaamalla levyn pituuden pääaineen kokoa: LOTUBERANCE / L -levy. 

Kuva 6. Andromedan kaunis spiraaligalaksi Cassiopean tähdistössä. Lähde: NASA Image Wikimedia Commons).

Esimerkiksi, jos tämä osuus on ≈ 0.3, galakseja merkitään ikään kuin se olisi yksinkertainen spiraali tai SBA, jos se on Barrada. Näissä spiraalit vaikuttavat tiukemilta ja tähtien keskittyminen käsivarsiin on himmeämpi.

Kun sekvenssi jatkuu oikealle, spiraalit näyttävät löysämmältä. Näiden galaksien protuberanssi- / levysuhde on: Polttoaineen / L -levy ≈ 0.05. 

Jos galaksilla on väliominaisuuksia, voidaan lisätä korkeintaan kaksi pientä kirjainta. Esimerkiksi jotkut luokitellaan Linnunradan SBBC: ksi.

Epäsäännölliset galaksit

Nämä ovat galakseja, joiden muoto ei sovi mihinkään yllä kuvattuihin kuvioihin. 

Hubble itse jakoi heidät kahteen ryhmään: Irre ja Iri, missä entiset ovat vain hiukan järjestäytyneempiä kuin toinen, koska heillä on jotain, joka muistaa spiraalivarren muodon.

IRI -galaksit ovat, voimme sanoa, amorfisia ja ilman tunnistettavaa sisäistä rakennetta. Sekä IRR I että IRI ovat yleensä pienempiä kuin elliptiset galaksit tai majesteettiset spiraaligalaksit. Jotkut kirjoittajat mieluummin viittaavat heihin Kääpiögalakseja. Tunnetuimpia epäsäännöllisiä galakseja ovat Magellanin naapurimaiden pilvet, jotka luokitellaan irreiksi.

Kuva 7. Epäsäännöllinen Galaxy NGC 5408, John Herschelin Centaurus -tähdistössä löydetty vuonna 1834. Aluksi uskottiin, että se oli planeettanebula. Lähde: Wikimedia Commons.

Myöhemmin Hubble -sekvenssin julkaisemiseksi ranskalainen tähtitieteilijä Gerard de Vaucooureurs (1918-1995) ehdotti nimikkeistön Ir i e II: n poistamista ja kutsuvan Irreä, joilla on joitain spiraalivarret, kuten SD - SBD -galakseja, SM - SBM tai im ("m" on ohi Magallanes galaksi-A. 

Lopuksi galakseja, joiden muoto on todella epäsäännöllinen ja ilman spiraaleja, kutsutaan yksinkertaisesti. Tämän kanssa moderni luokittelu on pysynyt seuraavasti:

Se voi palvella sinua: Nykyaikainen fysiikka: Opintokenttä, sivukonttorit ja sovellukset

EO, EL,…, E7, Sol, S02, S03, SA, SBA, SAB, SBAB, SB, SB, SBC, SBC, SC, SBC, SCD, SBCD, SD, SBD, SM, SBM, IM, IR IR IR.

Kuinka galakseja?

Galaksien muodostuminen on nykyään aktiivisen keskustelun aihe. Kosmologit uskovat, että heidän alussaan maailmankaikkeus oli melko tumma, täynnä kaasun ja tumman aineen pilviä. Tämä johtuu teoriasta, että ensimmäiset tähdet muodostuivat muutaman sadan miljoonan vuoden kuluttua alkuräjähdys. 

Kun tähtituotantomekanismi on käynnistetty, osoittautuu, että ylä- ja alamäet ovat nopeudella. Ja koska tähdet ovat galakseja, on olemassa erilaisia ​​mekanismeja, jotka johtavat galaksien muodostumiseen. 

Gravitaatio vetovoima on alkuperäinen voima, joka asettaa kosmisten esineiden muodostumisen. Pieni aineen kertyminen jossain vaiheessa houkuttelee enemmän asiaa ja tämä alkaa kertyä.

Linnunradan uskotaan alkoi tällä tavalla: pienet aineen kertymisen, jotka lopulta johtivat halogeenin globaaleihin klustereihin, joista ovat galaksin vanhimmat tähdet. 

Kierto on luontainen massan kertymiselle, joka seurasi tätä ensimmäistä tähtien muodostumisaikaa. Ja kiertolla luodaan kulmavirta, jonka säilyttäminen tuotti pallomaisen massan romahtamisen, joka muutti sen tasaiseksi levyksi.

Galaksit voivat lisätä niiden kokoa sulautumalla muihin pienempiin galakseihin. Uskotaan, että tämä tapahtuu tänään Linnunradan ja sen pienimpien naapureiden, Magallanesin pilvien kanssa. 

Toinen fuusio, jota odotetaan aivan kaukaisessa tulevaisuudessa, on törmäys Andromedan kanssa, joka toisin kuin useimmat galakseja, lähestyy meitä. Tällä hetkellä Andromeda on 2.2 miljoonan vuoden päässä.

Kuinka monta galaksia on maailmankaikkeudessa?

Joidenkin arvioiden mukaan suurin osa tilasta on tyhjä, galakseja on miljoonia galakseja, joidenkin arvioiden mukaan. Toiset arvioivat 2 miljardia galaksia. Suurin osa maailmankaikkeudesta on edelleen tutkimatta, eikä tähän kysymykseen ole tarkkaa vastausta.

12 päivässä Hubble -avaruusteleskooppi löytyi 10.000 galaksia monimuotoisimmista muodoista. Universumin galaksien todellista kokonaismäärää ei tunneta. Teleskoopilla havaittuna on välttämätöntä korostaa, että se menee pidemmälle etäisyydellä, vaan ajan myötä.

Auringonvalo, jonka näemme, on ottanut 8.5 minuuttia päästäksesi meille. Andromedan näkymä, jota havaitsemme kiikarilla, on 2 sitten.2 miljoonaa vuotta. Siksi se, mitä näemme maasta, on alueella havaittavissa oleva maailmankaikkeus. Toistaiseksi ei ole mitään keinoa nähdä, mikä on ulkopuolella.

Yksi tapa arvioida, kuinka monta galaksia on havaittavissa olevassa maailmankaikkeudessa, on Hubblen erittäin syvien kenttäkuvien kautta XDF, jotka edustavat pientä taivaallista aluetta.

Yhdessä näistä laukauksista 5500 galaksia löydettiin klo 13.200 miljoonan vuoden etäisyys. Kertoamalla tämä arvo täydellisen taivaallisen pallon XDF: n määrällä, he arvioivat 100.000 miljoonaa mainittua galaksia.

Kaikki osoittaa, että edeltävinä aikoina oli enemmän galakseja kuin nyt on olemassa, mutta pienempiä, sinisiä ja epäsäännöllisempiä muotoja kuin tyylikkäät spiraaligalaksit, joita näemme tänään.

Esimerkkejä galakseista

Valtavasta koosta huolimatta galaksit eivät ole yksinäisiä, mutta ne on ryhmitelty hierarkkisiin rakenteisiin.

Linnunrauta kuuluu ns. Paikalliselle ryhmälle, jossa kaikki jäsenet-noin 54-ovat etäisyydellä, joka ei ole enintään 1 mega-parsec. Sitten galaksien tiheys laskeutuu, kunnes toinen paikallisen ryhmän kaltainen klusteri ilmestyy.

Löydettyjen valtavien lajikkeiden joukossa on syytä korostaa joitain yllättäviä esimerkkejä niiden erityispiirteistä:

Jättiläinen elliptiset galaksit

Suurimmat tähän mennessä löydetyt galaksit ovat galaksien klusterien keskellä. Ne ovat valtavia elliptisiä galakseja, joiden painovoima houkuttelee muita galakseja, nielemällä ne. Näissä galakseissa tähden muodostumisen rytmi on hyvin pieni, joten kasvattamisensa jatkumiseksi he tarttuvat muihin.

Aktiiviset galaksit

Aktiiviset galaksit, toisin kuin normaalimmalla ja rauhallisimmalla, kuten Linnunradalla, lähettävät erittäin korkeita energiataajuuksia, paljon suurempia kuin tähtien keskukset, yleiset missä tahansa galaksissa. 

Nämä korkean energian taajuudet, joiden voima vastaa miljardia pohjaa, jättää esineiden ytimen, kuten kvasaarit, Löydetty vuonna 1963. Yllättävän kvaasari, yksi maailmankaikkeuden kirkkaimmista esineistä, pystyy ylläpitämään tätä rytmiä miljoonien vuosien ajan.

Se Seyfert -galaksit Ne ovat toinen esimerkki aktiivisista galakseista. Toistaiseksi useita satoja heistä on löydetty. Sen ydin emittoi erittäin ionisoidun säteilyn, muuttuvan ajankohtana.

Kuva 8. Seyfert M 106 Galaxy. Lähde: Wikimedia Commons. Röntgen: NASA/CXC/UNIV. Maryland/a.S. Wilson et ai.; Optinen: PAL.Oimia. DSS; IR: NASA/JPL-CALTECH; VLA: NRAO/AUI/NSF

Uskotaan, että keskuksen läheisyydessä saostuu valtava määrä kaasumaista materiaalia. Massan menetys vapauttaa säteilevän energian X -gray -spektrissä.

Se Radiogalaxias Ne ovat elliptisiä galakseja, jotka säteilevät suuria määriä radiohuolloja, kymmenentuhatta kertaa enemmän kuin nykyiset galaksit. Näissä galakseissa on lähteitä - radio -lohkoja - yhdistettynä aineen filamenteilla galaktiseen ytimeen, jotka lähettävät elektroneja voimakkaan magneettikentän läsnä ollessa.

Viitteet

1. Carroll, b. Johdatus nykyaikaiseen astrofysiikkaan. Toinen. Painos. Pearson. 874-1037.
2. Galaksi. Palautettu: on.Wikipedia.org
3. Kuinka se toimii. 2016. Avaruuskirja. Kahdeksas. Ed. Kuvittele Publishing Ltd.134-150.
4. Galakseja. Toipunut: astrofysiikka.Cl/Astronomiaparatodoos.
5. Oster, l. 1984. Moderni tähtitiede. Toimitus palautti. 315-394.
6. Pasachoff, J. 1992. Tähdet ja planeetat. Petersonin kenttäoppaat. 148-154.
7. QUORA. Kuinka monta galaksia on?. Palautettu: se on.QUORA.com.
8. Sääntö maailmankaikkeuden mittaamiseksi. Toipunut: Henrietta.Imeä.On
9. Mikä on galaksi? Toipunut: avaruusalue.potti.Hallitus.