galakse

Samtlige stjerner, vi kan se på himlen, tilhører vores eget stjernesystem, Mælkevejssystemet, ofte lidt upræcist kaldt Mælkevejen; dette er dog også navnet på det mælkelignende lyssvage stjernebånd hen over nattehimlen, der skyldes, at det blotte øje ikke kan skelne de enkelte stjerner i Mælkevejssystemets tætte dele.

Oprindelig blev dette system kaldt Galaksen, idet man indtil 1920'erne mente, at Universets eneste indhold af stof var denne lokale "stjerneø". Det græskinspirerede navn var blevet valgt, fordi man ud fra stjernernes koncentration mod Mælkevejens bånd korrekt havde sluttet, at vores stjernesystem var bygget op som en flad skive omkring Mælkevejens plan. Af den nogenlunde jævne fordeling af stjerner langs Mælkevejen havde man imidlertid ukorrekt konkluderet, at Solsystemet og dermed Jorden befandt sig nær Galaksens centrum, et verdensbillede med mindelser til antikkens og middelalderens geocentriske systemer.

Denne opfattelse var blevet grundlagt i 1780'erne med William Herschels kortlægning af stjernernes rumlige fordeling, og den var stadig accepteret et stykke ind i 1900-t., da man mente at kunne angive Galaksens diameter til 36.000 lysår.

Kort før 1920 undersøgte den amerikanske astronom Harlow Shapley imidlertid fordelingen af de såkaldte kuglehobe over himlen og viste herigennem, at diameteren måtte være langt større (den moderne angivelse er 100.000 lysår), og at Solsystemet befandt sig omtrent halvvejs mellem Galaksens centrum og dens periferi.

Den ekstragalaktiske astronomi (studiet af himmellegemerne uden for vores galakse) tog sin begyndelse i 1923, da den amerikanske astronom Edwin P. Hubble påviste, at Andromedagalaksen er et isoleret og selvstændigt stjernesystem beliggende knap 1 mio. lysår fra Galaksen. Ifølge senere undersøgelser skal denne værdi dog revideres til 2,3 mio. lysår.

Det var herefter klart, at de utallige andre objekter med omtrent samme udseende som Andromedagalaksen, om end mindre og lyssvagere, måtte være lignende systemer beliggende i større afstande. Disse objekter, der i teleskoper tager sig ud som udflydende lyspletter, var fejlagtigt blevet opfattet som stjernetåger, hvorfor man nu måtte tale om "ydre galakser" eller "ekstragalaktiske tåger", betegnelser, der gradvis blev erstattet af det enklere "galakser".

Første skridt i udforskningen af galakserne var at klassificere dem efter deres udseende. Hubble konstaterede det yderst enkle træk, at der kun eksisterer to hovedtyper af galakser: spiraler og ellipser. Spiralgalakser er kendetegnet ved en flad, skiveformet struktur, som er markeret af et tydeligt spiralmønster omtrent som en fyrværkerisol; Andromedagalaksen er det klassiske eksempel på en spiralgalakse. Tidlige undersøgelser af lysstærke stjerners fordeling i Mælkevejens plan samt radioastronomiske observationer af brint i atomar form heri viste desuden, at også vores Mælkevejssystem er en spiralgalakse, en slags tvilling til Andromedagalaksen. De elliptiske galakser har ingen særlige kendetegn ud over en jævn, elliptisk lysfordeling, hvis intensitet aftager fra centret og udefter. Ved siden af de to hovedtyper af galakser findes en mindre gruppe (ca. 10-20 % af samtlige galakser), hvis galakser ingen tydelig struktur har; disse galakser kaldes irregulære.

De to hovedtyper af galakser kan underinddeles på forskellige måder. I Hubbles klassifikation opdeles spiralgalakserne i to grupper, hhv. (normale) spiraler og bjælkespiraler, idet sidstnævnte er kendetegnet ved en bjælkelignende struktur gennem centret, fra hvis ender spiralarmene udgår. Typerne forkortes hhv. S og SB (B står for bar 'bjælke'). Både S og SB underinddeles videre, i henhold til spiralarmenes kontrast og vindingsgrad, i typer angivet ved efterstillet a, b og c, hvor typen c har de tydeligste og løsest vundne arme. Andromedagalaksen tildeles eksempelvis Hubbletypen Sb.

De elliptiske galakser underinddeles efter deres ellipticitet eller "fladtrykthed" i typerne E0, E1, ... E7, hvor det efterstillede ciffer angiver afvigelsen fra cirkelform i tiendedele: En galakse af type E0 er cirkulær, mens en E7-galakse har et akseforhold (mindste akse divideret med største akse) på 0,3 (det mindste optrædende akseforhold i Hubbles materiale).

Denne metode til galakseklassifikation kan udmøntes grafisk i form af Hubbles klassiske stemmegaffeldiagram, hvis basis er E0-galaksen, og som via E-galakser med voksende ellipticitet forgrener sig i de to spiraltyper S og SB med tilhørende underinddelinger a, b og c. Diagrammet blev oprindelig anset for at repræsentere en udviklingssekvens, og på grundlag af denne idé forudsagde Hubble i 1925 eksistensen af en særlig overgangstype, kaldt S0, i stemmegaflens forgreningspunkt. Denne type er ganske vist blevet fundet siden hen, men menes ikke længere at svare til en egentlig overgang mellem de to hovedtyper, ligesom forskellen på spiraler og ellipser ikke regnes for udviklingsmæssig.

På trods af de to galaksetypers indbyrdes forskelle i udseende er der store lighedspunkter, hvad deres fysiske forhold angår. Nøglen til forståelsen af galaksernes fysiske natur er, at de består af to komponenter, en kugleformet del (halo) og en skive (disk). Set i dette lys kan en ellipse groft sagt karakteriseres som en galakse uden skive, hvorimod en spiral har begge komponenter. Ligheden mellem de to typer bliver endnu mere udtalt i betragtning af, at langt de fleste galakser, måske alle, er indlejret i en udstrakt "mørk halo", hvis materiale ikke udsender lys, men som ikke desto mindre tegner sig for typisk 90 % af galaksemassen. Om dette mørke stof er elementarpartikler, gas eller egentlige astronomiske objekter, vides ikke. Det er dog sandsynligt, at en del af den mørke galaksekomponent udgøres af store mængder "dødfødte" stjerner, såkaldte brune dværge, som hver for sig ikke indeholder den fornødne masse til at opretholde fusionsprocesser og dermed udsende lys. Sorte huller og eksotiske typer elementarpartikler har imidlertid været foreslået som alternative muligheder.

Mælkevejssystemet har også en mørk halo, hvis eksistens kan afledes indirekte ud fra undersøgelser af stjerners og kuglehobes dynamik samt fra radioastronomiske undersøgelser af gasbevægelserne i Mælkevejssystemets plan. Den mørke halo har en radius på måske flere hundrede tusinde lysår og er med sikkerhed væsentlig større end den lysende del af Mælkevejssystemet.

Forskellen på skiven og den normale "lysende" halo i en given galakse kan karakteriseres på flere måder, som dog alle i sidste ende synes at høre sammen med den pågældende galakses rotation, dvs. totale impulsmoment: Spiralgalakserne synes at have væsentlig større impulsmoment end de elliptiske galakser. De observationsmæssige forskelle er derudover, i meget grove træk, at haloen består af gamle stjerner, skiven af unge; i nær sammenhæng hermed gælder, at halostjernerne næsten ikke indeholder grundstoffer tungere end brint og helium. I modsætning til skiven indeholder haloen intet interstellart stof (gas og støv), og dannelse af nye stjerner finder derfor udelukkende sted i skiven. I haloen findes endvidere kuglehobene, som indeholder de tidligst dannede stjerner.

Til spiralgalaksernes halokomponent hører den centrale udbuling, et ovalt system, der groft sagt kan karakteriseres som en elliptisk galakse i miniudgave indlagt omkring spiralgalaksens centrum.

Mest udpræget er forskellen på haloens og skivens dynamik. Overalt i en galakse virker en gravitationskraft, der er rettet ind mod galaksecentret, og systemet sikres mod kollaps gennem stoffets bevægelse. I haloen foregår bevægelserne i alle mulige retninger i rummet, hvorimod den fremherskende bevægelsesform i skiven er rotation omkring centret. Ikke desto mindre vil der i en galakse foregå en vedvarende ophobning af stjerner, gas og støv i centret, hvilket i nogle tilfælde kan føre til dramatiske effekter, der omtales i det følgende.

Samtlige galakser udviser en markant lyskoncentration mod centret. For visse galakser er koncentrationen så udtalt, at man får indtryk af en separat, central punktkilde. Undersøges denne punktkilde spektroskopisk, konstaterer man, at dens lys i modsætning til strålingen fra resten af galaksen ikke kan skyldes det samlede lys fra et stort antal enkelte stjerner.

Punktkildens spektrum er kendetegnet ved en række brede emissionslinjer modsat stjernespektrene med deres smalle absorptionslinjer. Denne type centralkilde kaldes en aktiv galaksekerne, og modergalaksen kaldes en aktiv galakse uanset dens heraf uafhængige klassifikation som spiral eller ellipse.

Aktiviteten i en sådan kerne spænder over et enormt energiinterval. De først undersøgte aktive galakser, de såkaldte Seyfert-galakser (opdaget af Carl Seyfert i 1940'erne), var normale spiralgalakser med en påfaldende lysstærk kerne. Med radioastronomiens fremmarch i 1950'erne og 1960'erne fulgte opdagelsen af radiogalakserne. Alle galakser udsender stråling med radiobølgelængder (Mælkevejssystemets centrum var faktisk den først opdagede radiokilde), men bestemte galakser viste sig at udsende måske tusinde gange mere energi i radioområdet end i det optiske område. Disse såkaldte radiogalakser har alle aktive kerner, og radiostrålingen udsendes altid fra kernen. En stor del af de ekstragalaktiske radiokilder udgøres endvidere af to "bobler" af ladede partikler, som er symmetrisk beliggende omkring en sådan radiogalakse og åbenbart udkastet herfra med hastigheder nær lysets.

Med radiogalakserne fulgte indførelsen af en ny type aktiv galakse, den såkaldte N-galakse (N står for nucleus, dvs. kerne; betegnelsen blev foreslået af W.W. Morgan i 1958 og er delvis forældet i dag), opbygget af en meget lysstærk kerne i en ellers lyssvag galakse. De først fundne N-galakser var optiske modstykker til radiokilder, men siden blev der påvist adskillige radiotavse N-galakser.

Den voldsomste galakseaktivitet er dog knyttet til kvasarerne. Kvasarerne blev opdaget omkring 1960 som radiokilder, hvis optiske genparter tilsyneladende var stjerner, objekter uden påviselig udstrækning; ordet kvasar er netop en sammentrækning af kvasistellar (stjernelignende) radiokilde. Kvasarerne varierede ofte i lysstyrke over korte tidsrum, og deres spektre mindede meget om Seyfert- og N-galaksernes. Men deres karakteristiske brede emissionslinjer kunne ikke umiddelbart sættes i forbindelse med kendte grundstoffer. Løsningen kom i 1963, da M. Schmidt påviste, at emissionslinjerne blot var kraftigt rødforskudt bort fra deres normale positioner, men i øvrigt frembragt af brint og andre simple grundstoffer.

Stor rødforskydning betyder stor afstand, og sekvensen Seyfert-galakser, N-galakser og kvasarer menes i dag blot at svare til voksende aktivitet og voksende afstand. I kvasarernes tilfælde er aktiviteten så høj, og afstanden så stor, at modergalaksen "drukner" både i himmelbaggrundslyset og kvasarlyset, der kan være adskillige tusinde gange kraftigere end lyset fra selve galaksen.

I de senere år er udviklet en form for enhedsbillede for de forskellige typer aktive galakser, hvori indgår en central "maskine", formentlig et supertungt (typisk en milliard solmasser) sort hul. Det sorte hul tiltrækker det omgivende galaksestof, som under indfaldet opvarmes til ekstremt høje temperaturer og udsender stråling ved alle mulige bølgelængder (et kontinuert spektrum); de brede emissionslinjer opstår ved denne strålings vekselvirkning med det omgivende stof.

Indfaldet af stof til det sorte hul sker i en hvirvelbevægelse i en såkaldt accretions- eller tilvækstskive. I mange tilfælde udkastes der to såkaldte jets, modsatrettede "sprøjt" af stof vinkelret på tilvækstskiven; dette fænomen er forklaringen på eksistensen af de ovenfor omtalte symmetriske radiobobler.

I enhedsbilledet for de aktive galakser forklares de observationsmæssige forskelligheder (radiotavshed, styrke af emissionslinjer osv.) ganske enkelt ved de forskellige orienteringer af vores synslinje til objektet i forhold til tilvækstskive og eventuelle jets. I en af de specielle typer aktive galaksekerner, de såkaldte BL Lac-objekter (som ingen emissionslinjer har), ser vi formentlig direkte ind i en jet fra det centrale objekt.

Galakseaktivitet findes især hos fjerne galakser, som vi pga. lysets endelige udbredelseshastighed observerer i et tidligt udviklingsstadium, og menes at være et udbredt fænomen i forbindelse med normale galaksers udvikling.

Galakser og galaksehobe dannes ved gravitationel sammentrækning af stoffet i det tidlige Univers, men detaljerne i denne proces er langtfra klarlagt endnu. Sammentrækningen udløses af lokale overtætheder af stof, der skyldes hidtil uforståede begyndelsesbetingelser i Universet. Den gravitationelle sammentrækning er i sig selv en eksponentielt accelererende proces, men må til dels følge med Universets udvidelse og hæmmes derfor i et sådant omfang, at tæthedskontrasten (forholdet mellem den lokale overtæthed og Universets gennemsnitlige tæthed) kun vil vokse i samme tempo som Universet selv. Ydermere hæmmes stoffets kondensation af, at det tidlige Univers er strålingsdomineret (dvs. at Universets dynamik er fastlagt udelukkende af strålingens egenskaber), og den stærke kobling mellem stof og stråling vil bevirke en nogenlunde ensartet tæthed overalt. Strålingsdominansen ophører nogle få hundrede tusinder år efter big bang, hvor Universet var ca. 1000 gange mindre end i dag. Tæthedskontrasten på dette tidspunkt burde derfor være en tusindedel af sin nuværende størrelse. Det er imidlertid i modstrid med målingerne af den kosmologiske baggrundsstråling, som afslører tæthedskontraster af størrelsesordenen en hundredtusindedel i denne fase af Universets udvikling.

For at forklare denne uoverensstemmelse henvises i de moderne teorier til, at måske 99 % af Universets stof eksisterer i en usynlig, mørk form. Hvis dette stof er af en type, der ikke vekselvirker nævneværdigt med stråling, kan uoverensstemmelsen forklares ved, at den mørke stofkomponent er kondenseret først, hvorpå det normale stof er fulgt efter og har fundet ind i de allerede eksisterende overtætheder. Detaljerede simulationer af denne proces viser, at det mørke stofs natur spiller en afgørende rolle. Såkaldt varmt mørkt stof (fx en baggrund af neutrinoer) vil fremkalde betydelige stofkondensationer i stor skala, mens koldt mørkt stof (typisk tunge, eksotiske elementarpartikler) vil føre til stofkondensationer i alle skalaer, hvorfor galakser og galaksehobe må være opstået herfra ved efterfølgende gravitationel sammenklumpning (såkaldt hierarkisk hobdannelse). Ingen af de to typer mørkt stof kan imidlertid give en helt fyldestgørende beskrivelse af forholdene i det observerede Univers.

De elliptiske galakser menes at være dannet i de tætteste områder af de oprindelige kondensationer. I disse er der foregået en hurtig og effektiv stjernedannelse, som på ca. en milliard år har omdannet al den tilstedeværende gas til stjerner. Spiralgalakserne må være dannet i knap så tætte områder, hvis turbulens har medført en betydelig galaktisk rotation, som muligvis har været medvirkende til at forhindre en effektiv stjernedannelse. Stjernerne i en spiralgalakses halo og centrale udbuling dannes først, hvorefter den tiloversblevne gas har samlet sig i den galaktiske skive og videreført stjernedannelsen her.

Galaksernes fortsatte udvikling er blandt mange andre faktorer især præget af den indbyrdes vekselvirkning. Kollisioner mellem galakser kan fx føre til fornyet stjernedannelse eller løsrivelse af store partier, eventuelt resulterende i dannelsen af en irregulær galakse. Endelig foregår der i centrum af de store galaksehobe en vedvarende indfangning, galaktisk kannibalisme, af mindre galakser, som optages i en elliptisk kæmpegalakse i hobens centrum.