Når vi nu går i gang med emnet galakser, er det væsentligt at gøre sig klart, at erkendelsen af deres natur er udviklet samtidig med og i takt med erkendelsen af Mælkevejens struktur. Undervejs i kæden af de observationer, som førte frem til den opfattelse, vi i dag har af Mælkevejen, indgik netop også observationer af galakser - som vi nu godt ved, ligger langt uden for vor egen Mælkevej.

Oprindelig gjorde astronomerne sig ikke tanker om, at deres observationer af galakser handlede om særligt fjerne objekter. For den franske astronom Charles Messier drejede arbejdet sig - i 1700 tallet - endda om observationer af genstande inden for den nærmeste afstand af solsystemet [Galakserne (Det Ny Lademann A/S 1991) - et bind i serien På Rejse i Universet oversat af Jan Teuber side 17-18]. Han var nemlig "kometjæger", så for ham drejede det sig om at finde svage, udflydende objekter, som kunne være refleksioner af sollyset på en komet. Det kunne han så kontrollere ved at undersøge, om genstanden flyttede sig i den følgende tid. Hvis ikke pletten ændrede position, var der for ham tale om et forstyrrende objekt i hans arbejde - en såkaldt stjernetåge. For ham var det vigtigt at have styr på irritationsmomenterne, så i 1774 udgav han en liste på 45 tåger og i 1784 kom hans endelige katalog med 103 objekter - en hel del af dem har senere vist sig at være galakser.

Vi har tidligere set Herschels arbejde på at kortlægge Mælkevejen. I sin systematiske gennemsøgning af himlen opdagede han 2.000 tåger [Galakserne 18-19]. Han var i stand til at se, at mange af Messiers udflydende objekter kunne opløses i hobe af enkeltstjerner. Han tog det som tegn på, at teorien om de såkaldte verdens-øer eller "ø-universer" var korrekt. Ifølge denne teori, som i 1755 blev fremsat af den tyske filosof Immanuel Kant, var enhver tåge, som ikke kunne opløses i enkeltstjerner et ø-univers eller galakse - blot i så stor afstand, at de enkelte stjerner ikke kan skelnes.

Den næste astronom, som undersøgte sagen, var en adelsmand ved navn William Parsons (3. jarl af Rosse på Irland). Han fuldførte bygningen af et gigantisk teleskop i 1845. Det var et 6 fods spejlteleskop med et 60 fods rør. Under arbejdet med undersøgelser af stjernetåger dukkede nogle enestående, næsten fortryllende objekter

  Figur 22

op. Han så spiralstrukturer i f. eks. nr. 51 i Messiers katalog, M51 eller NGC 5194. På Figur 22 ses hans skitse. En moderne optagelse af denne Strømhvirvelgalakse ses på Figur 23. Til højre ses ledsagergalaksen NGC 5195.

Figur 23

Parsons fandt hurtigt andre spirallignende tåger på himlen, og han gjorde alt, hvad der stod i hans magt, for at udskille enkeltstjerner i dem. Men det lykkedes ikke - spiraltågerne måtte klassificeres som spændende gåder. [Galakserne 19]

[Ifølge Mogens Nørgaard Olesen, Astronomien gennem tiderne (Gyldendal, 1989) side 169 havde Lord Rosse allerede i 1848 afsløret, at 50 tåger kunne opløses i enkeltstjerner i en særpræget spiralformet struktur.]

Også Parsons blev tiltrukket af Kants ideer om ø-universer langt uden for Mælkevejen.

Tidligere har vi set, at Harlow Shaply benyttede Cepheide metoden til at bestemme afstanden til de kugleformede stjernehobe i Mælkevejens halo. Da han ikke var opmærksom nok på virkningen af lysets absorption og spredning (ekstinktion) i det interstellare støv, fik han en alt for stor værdi for Mælkevejens udstrækning. Dette resultat fik ham til at forestille sig, at Mælkevejen var alt for stor til, at spiralerne kunne minde om den - til trods for, at han tidligt i sin karriere gik ind for tanken om ø-universerne og anså spiralerne for at være selvstændige galakser.

Shapley forsvarede sit nye synspunkt om, at spiraltågerne var små systemer knyttet til Mælkevejen, i den såkaldte Store Debat i starten af 1920-erne. [Galakserne 27-33] Han mente, at f. eks. De Magellanske Skyer indgår som dele af selve Mælkevejen, men Andromedagalaksen var en mindre galakse, som ligger forholdsvis tæt på Mælkevejen. Modstanderen var en anden amerikansk astronom, Heber Curtis, som mente, at Mælkevens udstrækning kun var en tiendedel af Shapleys bud, og at tågerne var selvstændige galakser. Curtis’ udgangspunkt var sammenligninger af novaudbrud i Andromedatågen med novaudbrud i Mælkevejen. Han bemærkede på baggrund af den forholdsvis store hyppighed af novaudbrud i Andromedagalaksen, at den dels måtte være meget stor og indeholde virkelig mange stjerner, dels ligge langt væk fra Mælkevejen. [Mogens Nørgaard Olesen, Astronomien gennem tiderne (Gyldendal, 1989) side 171]

Problemet var, at man desperat savnede en sikker bestemmelse af afstanden til en spiraltåge.

Frem til dette tidspunkt var det stadig ikke lykkedes at udskille enkeltstjerner - bortset fra novaer - på fotografierne af spiralerne. Det må vel være oplagt, at vejen frem kunne være en undersøgelse af den

Figur 24

nærmeste, store spiralgalakse, Andromedagalaksen (M31, NGC 224) - se Figur 24, hvor den hvide firkant angiver et område, som kan ses på Figur 25. Et af de helt store navne i udforskningen af galakser, Edwin Hubble holdt i et sådant område skarpt udkig efter de nålestik af lys, som eventuelle novaer ville kunne give.

Den 6. oktober 1923 tog Hubble et historisk fotografi af udkanten af Andromeda tågen. Her fandt han på lyspladen en lysprik af den slags, som han søgte efter. Ved at sammenligne med tidligere lysplader konstaterede Hubble triumferende, at der i virkeligheden var tale om en variabel stjerne - en Cepheide, ikke en nova. Dermed var grunden lagt for en bestemmelse af afstanden til tågen. Hubble kunne bygge videre på Shapleys bestemmelse af afstanden til kuglehobene i Mælkevejens halo. Cepheiderne i Andromeda tågen var meget mere lyssvage end dem, Shapley havde fundet i Mælkevejen, og afstanden til Andromeda galaksen viste sig da også at række langt ud over Mælkevejens område! En moderne værdi for afstanden er ca. 900 kparsec.

Figur 25

På Figur 25 angives positionen af to Cepheidevariable i det hvide område på Figur 24. Med bestemmelsen af den store afstand kan Andromeda galaksens udstrækning beregnes til 70 kparsec - større end vor egen Mælkevej!

På hver eneste del af himlen, hvor lyset går klart igennem til os, kan der observeres millioner af galakser. Det viser sig, at de forekommer med store variationer i såvel form som størrelse. Hubble klassificerede dem i fire hovedkategorier efter deres udseende: spiralgalakser, bjælkespiraler, elliptiske galakser og irregulære galakser.

Galakserne på Figur 23 og 24 er eksempler på spiralgalakser. Som vist på Figur 26 er buede striber af stjerner

Figur 26

som i Mælkevejen karakteristisk for spiralgalakserne. Spiralarmene indeholder unge, varme, blå stjerner sammen med de tilhørende HII områder, som tilsammen er tegn på, at der foregår stjernedannelse i galakserne. Når stjernerne gennemløber deres udvikling, dannes og udsendes tungere grundstoffer, som så indgår i nye stjernedannelser og giver Population I stjerner. Det er derfor ikke overraskende, at der forekommer stærke absorptionslinjer fra tungere grundstoffer i det synlige lys fra spiralgalaksernes skive. (Skiven indeholder såvel Population I som Population II stjerner.)

Derimod er der forholdsvis ringe stjernedannelse i den centrale udbulning, så her findes hovedsagelig Population II stjerner med kun ringe indhold af tunge grundstoffer. Det forklarer samtidig den rødlige farve af den centrale udbulning.

Hubble fortog en underinddeling af spiralgalakserne. Der viser sig en sammenhæng mellem, hvor stor en del udbulingen udgør af galaksen, og vindingen af spiralarmene. Af Figur 26 fremgår det, at spiralgalakser med tæt vundne arme og en fremtrædende, fed udbulning benævnes Sa galakser. Galakser med knap så tæt vundne arme og knap så dominerende udbulning som M51 og M31 kaldes Sb galakser - og galakser med løst vundne spiraler og en lille bitte udbulning er Sc galakser.

Forskellene mellem galakserne i de tre underafdelinger kan hænge sammen med deres indhold af gas og støv. Observationer i det infrarøde område af stråling fra det interstellare støv og i radio området af stråling fra den interstellare gas viser, at ca. 4% af Sa galakserne består af gas og støv, mens tallene for Sb galakserne er ca. 8% og ca 25% for Sc galakserne. Da stjernedannelse bygger på støv og gas, er det naturligt, at der f. eks. i Sc galakser med større mængder af dette materiale er forholdsvis store områder med stjernedannelse - altså med spiralarme - og forholdsvis ubetydelige udbulninger, hvor der jo næsten ikke finder stjernedannelse sted.

I bjælkespiralerne - Figur 27 - udgår spiralarmene fra enderne af en bjælke, som går gennem galaksens kerne.

Figur 27

Igen opdelte Hubble disse galakser i SBa, SBb og SBc galakser, og de har karakteristiske egenskaber som spiralgalakserne.

Ved forsøg på at simulere udviklingen af galakser på computere viser det sig, at der tilsyneladende naturligt opstår en bjælke, når man lader hundred tusinder af "stjerner" kredse rundt om et fælles tyngdepunkt under indflydelse af gravitationskræfter mellem dem. I afsnittet om Mælkevejen så vi også, at noget tyder på, at dens udbulning har en vis bjælkeagtig form. Det kan så undre, at ikke alle spiralgalakser har bjælker. Visse beregninger tyder på, at en forholdsvis massiv mørk halo af mørkt stof i en spiralgalakse kan forhindre udviklingen af en bjælke.

Disse galakser har Hubble navngivet efter deres udprægede elliptiske form. De har ikke spiralarme. Hubble

Figur 28

foretog også en underopdeling af dem efter, hvor fladtrykte, de ser ud - se Figur 28. Inddelingen går fra E0 for de mest runde til E7 for de fladeste.

Det er vigtigt at gøre sig klart, at inddelingen ikke siger noget afgjort om galaksens faktiske form - måske er en E1 eller E2 galakse blot en meget flad skive af stjerner, som vi tilfældigvis ser vinkelret ind på skiven, og også en cigarformet E7 galakse vil se kugleformet ud, hvis den ses fra enden.

De elliptiske galakser ser ikke nær så dramatiske ud, som spiralgalakserne. Observationer i det infrarøde og radio området fortæller, at de er praktisk talt tømt for støv og gas. Der er således heller ikke spor af nye stjerner i de fleste elliptiske galakser - stjernedannelsen er for længst afsluttet. Galakserne består altså af gamle, røde Population II stjerner.

Elliptiske galakser omfatter store variationer i størrelser og masser. Både de største og de mindste galakser er elliptiske.

Undersøgelser af Doppler forskydninger i strålingen fra elliptiske galakser viser, at stjernerne deri har ganske tilfældige bevægelser. Det er fuldstændig tilfældet i meget runde galakser, mens stjernenes hastighedsfordeling i en flad elliptisk galakse er forskellig i forskellige retninger.

Den hidtil beskrevne opdeling af galakser opsummerede Hubble i sit såkaldte gaffeldiagram - Figur 29. Heri genkendes de tre grupperinger, der netop er omtalt.

Figur 29

På det sted, hvor de tre typer forbindes i diagrammet, ses en ny type galakser, de linseformede. De ligner til en vis grad elliptiske galakser; men de har både en central udbulning og en skive, så de kan passende kategoriseres som spiralgalakser uden arme. På Figur 30 kan ses et par eksemplarer af typen.

Figur 30

De galakser, som ikke kan passe ind i de hidtil beskrevne grupper, samles så under betegnelsen irregulære galakser. Hubble definerede to typer:

Irr I ligner underudviklede spiralgalakser med mange O og B samlinger og H II områder. De bedst kendte

Figur 31

eksempler på denne type er Den store Magellanske sky - Figur 31 - og Den lille Magellanske sky - Figur 32,

Figur 32

som begge er nære ledsagere til Mælkevejen. De indeholder begge betydelige mængder af interstellar gas. Stjernedannelsen er sandsynligvis gået i gang som følge af tidevands påvirkninger fra Mælkevejen.

En galakse af den anden type, Irr II, har en usymmetrisk, forstyrret form, som tilsyneladende har baggrund i kollisioner med andre galakser eller meget voldsom aktivitet i deres kerner.

En del af de irregulære galakser synes tydeligt at have en form, som må skyldes kollisioner af galakser. Forholdene i en galakse kan også udvikles af påvirkninger fra nabogalakser - både hvad angår stjernedannelse og udvikling af spiralarme samt bjælker. Her skal blot henvises til videre studier af Kaufmann og Freedman, Universe 5. ed. (W. H. Freeman and Company, New York, 1999) Kap 27-7 og Joshua Barnes’ hjemmeside med simulerede galakse kollisioner

http://www.ifa.hawaii.edu/~barnes/transform.html

Beskrivelsen af galaksetyper skal her afsluttes med en meget kort omtale af særlig aktive galakser. [Mogens Nørgaard Olesen, Astronomien gennem tiderne (Gyldendal, 1989) side 188-189]

Den første Seyfert-galakse blev opdaget i 1943. Der er her tale om - typisk spiralgalakser - med et meget lille, meget lysstærkt centralområde. Her foregår der voldsomme begivenheder med udslyngning af store mængder meget varm ioniseret gas. Denne type galakser udsender særdeles meget infrarød stråling.

Den første kvasar blev opdaget i 1963. Umiddelbart så den ud som en stjerne; men dens energiudsendelse viste sig at være større end den totale energiudsendelse fra nogen hidtil kendt galakse! Det sker på trods af, at udstrækningen er under en tredjedel parsec.

Seyfert-galakser kan opfattes som en overgangsform mellem de sædvanlige galakser og kvasarerne.

Ligesom stjernerne er samlet i galakser, er galakserne samlet i de såkaldte galaksehobe. De har meget forskellige størrelser - nogle består af ganske få galakser, andre af flere tusinde. Galaksehobene inddeles i to typer, de regulære og de irregulære galaksehobe.

De regulære galaksehobe er kugleformede. De indeholder altid mange galakser - i reglen over 1000 - og

Figur 33

tætheden af galakser vokser jo nærmere man kommer hobens centrum. På Figur 33 ses den såkaldte Coma hob. Næsten alle lyspletter på figuren er enkelte galakser i hoben, der består af 10.000 eller flere galakser. Regulære hobe som Coma hoben består hovedsagelig af elliptiske og S0 galakser. Hobens centrum domineres

Figur 34

af to kæmpestore elliptiske galakser NGC 4889 og NGC 4874. Den sidste med en diameter på ca. 600 kparsec kan ses i nærbillede på Figur 34, hvor den ses omgivet af mange galakser af mere normal størrelse.

Omkring 80 % af de klareste galakser i Coma hoben er elliptiske - forholdsvis få spiralgalakser ligger spredt rundt i hobens ydre områder.

Der hersker nogen usikkerhed med hensyn til, hvor mange galakser, der er i en hob. Der er tilsyneladende et utal af dværggalakser, som ikke alle bliver observeret.

I de irregulære galaksehobe ligger galakserne i et uregelmæssigt spredt område. Den nærmeste forholdsvis velbefolkede hob er Virgo hoben med en sådan spredt samling af mere end 2000 galakser. Dens centrale

Figur 35

område domineres af tre kæmpe elliptiske galakser, hvoraf de to kan ses på Figur 35.

Figur 36

Herkules hoben ses på Figur 36. Den er ikke nær så tæt befolket som Coma hoben, og den indeholder mange spiralgalakser - en del samlet i par eller små grupper.

I de irregulære grupper er der en nogenlunde ligelig fordeling mellem antallet af elliptiske og spiral galakser.

Den hob, som Mælkevejen er medlem af - Den lokale Hob - burde egentlig kaldes Den lokale Gruppe, fordi den er lille.

Figur 37

Den hører til de irregulære hobe. På Figur 37 ses en skitse af de 21 nærmeste medlemmer af Den lokale Hob - galakserne er naturligvis i virkeligheden spredt i tre dimensioner. Andromedagalaksen med dens to elliptiske følgesvende er den største og tungeste med Mælkevejen på anden pladsen. Langt de fleste galakser er dværgelliptiske - og dem observeres der stadig nye af. De to Magellanske skyer er også medlemmer.

Figur 38

Galaksehobe er igen grupperet i såkaldte superhobe - og således kan man muligvis fortsætte. På Figur 38 ses et kort over fordelingen af ca. to millioner galakser i et område på ca. 10% af himlen. Statistiske analyser af kortet viser, at galakserne klumper sig sammen på afstande på ca. 50 Mparsec. På en endnu større afstandsskala synes galakserne "smurt" nogenlunde jævnt ud over universet.

Hvordan udvikler galakser sig? Det er muligt at give et vist svar på spørgsmålet ved at undersøge meget fjerne galakser. Lyset derfra er udsendt for så længe siden, at vi betragter galakser, der befinder sig i de tidligste trin i deres udvikling. På den måde har astronomerne (Harvey Butcher og Augustus Oemler i 1978) erfaret, at galakserne i fortiden var mere blå end i dag, og at den blå farve skyldtes kraftig stjernedannelse (James Gunn og Alan Dressler, 1980). I 1992 samarbejdede alle fire astronomer i fællesskab om observationer af to fjerne, rigt besatte galaksehobe med Hubble Space Teleskopet. Resultatet blev, at der i disse hobe for 4 mia. år siden var et overraskende stort antal spiralgalakser - ca. 30% mod 5% i nære, rigt besatte hobe. Ansvaret for dette fald i antal spiralgalakser i de rige hobe må tilskrives galakse kollisioner og sammensmeltninger, som igen har holdt gang i stjernedannelse, som i tidens løb er faldet ganske langsomt, efterhånden som den interstellare gas bliver brugt op.

Resultatet af udviklingen kan ikke blive flere elliptiske eller S0 galakser. HST billederne viser, at disse galakser for 4 mia. år siden var fuldt udviklede. Overvægten af Population II stjerner i de elliptiske galakser viser - sammen med manglen på gas og støv - at stjernedannelsen deri er foregået eksplosivt for 10 - 15 mia. år siden.

Figur 39

På Figur 39 fremgår det, hvordan astronomerne mener, at stjernernes "fødselsrater" har udviklet sig i tidens løb.

Tilbage i 1960-erne blev der udformet en teori, hvori der argumenteres for, at galakserne er dannet ved gravitationskræfternes sammentrækning af umådelige skyer i ur-gassen. I en sky afgjorde den hastighed, hvormed stjernedannelsen fandt sted under sammentrækningen, hvorvidt den ville udvikle sig til en spiral eller elliptisk galakse. Foregik stjernedannelsen langsomt, gav det gassen tid nok til at udvikle sig til en flad skive - det skete som en naturlig konsekvens af en vis samlet rotation i den oprindelige gassky. Stjernedannelsen fortsatte i skiven, fordi den indeholdt hydrogen til overflod - og således var en spiralgalakse skabt. Men hvis stjernedannelsen foregik hurtigt, blev al gassen brugt op, inden en skive nåede at tage form - resultatet blev en elliptisk galakse.

Figur 40

Denne teori illustreres på Figur 40 som tilfælde a. Tilfælde b blev fremsat i 1977: Flere mellemstore gasskyer smelter sammen og danner en galakse, mens der i tilfælde c er adskillige små gasskyer, som i forening danner en galakse.

Nogle observationer foretaget med Hubble teleskopet peger i retning af, at galakser er dannet ved

Figur 41

sammensmeltning af gasskyer. På Figur 41 kan man se en række gallakselignende objekter. Lyset fra de markerede genstande er udsendt for ca. 11 mia. år siden, og deres udstrækninger er kun på 600 parsec til 900 parsec - større end en kuglehob, men mindre end en dværgelliptisk galakse. I nærbillede - Figur 42 -

Figur 42

viser disse subgalaktiske objekter deres uregelmæssige form og blå farve, som tyder på, at de indeholder unge stjerner. Astronomerne forestiller sig så, at gravitationskræfterne vil få disse objekter til hurtigt at smelte sammen og danne galakser i voksen størrelse, som vi ser dem i den nære del af universet.

Opgave 2

Find billederne fra Hubble Space Telescope på http://oposite.stsci.edu/pubinfo/Subject.html og hent dem hjem sammen med forklaringerne dertil (Caption). Gør rede for væsentlige punkter i disse forklaringer.

- og dermed må denne beskrivelse af galakserne og deres struktur og fordeling i universet være nået sin afslutning.

En sidste bemærkning kunne passende være, at en erkendelse af, at det meste stof i verden åbenbart ikke kan registreres direkte - det såkaldte mørke stof må forudsættes for at give forklaringer på en række observationer. Ved undersøgelser af de enkelte galaksers hastigheder i sigteretningen vha. Doppler forskydninger i galaksehobene, bliver det klart, at hobene slet ikke kan holdes sammen af gravitationskræfterne, skabt af de registrerede objekter. Lige som det var tilfældet med de målte banehastigheder af objekterne i Mælkevejens skive, fremviser rotationskurverne for fire spiralgalakser på Figur

Figur 43

43, at banehastighederne for stoffet i disse galakser holder sig nogenlunde konstante ud gennem skiven - det peger i retning af en halo af mørkt stof vidt udstrakt ud over den registrerede del af galakserne. Altså endnu en gang: Der er rigeligt at gå i gang med for fremtidens astronomer!