19.1 – Galakser findes i mange former

Forestil dig, a du tager en håndfuld mønter og smider dem op i luften. Du ved at alle disse mønter er ens: de er alle flade og runde. Når man ser på disse objekter, mens de falder gennem luften, ser de imidlertid ikke ens ud. Nogle viser den ene side, nogle den anden. Nogle ser cirkulære ud, andre ses fra siden og ligner nogle tynde linjer. De fleste mønter, ses i en vinkel, der ligger mellem disse to ekstremer og med forskellige grader at ”ellipticitet”. I princippet, vil du kunne lære meget om mønternes egenskaber, ved at se på et billede som det i figur 19.1a. Hvis du begyndte med at antage, at mønterne har en speciel tredimensionel form, ville du kunne forudsige, hvad du ville se. Du kan så sammenligne din forudsigelse med det, du rent faktisk ser. Selvom dette billede var den eneste information du havde, kunne du bruge det til at finde den tredimensionelle form af en mønt – flad og cirkulær.

Astronomer spiller præcis dette spil i deres bestræbelser med at finde de sande tredimensionelle former af galakser. Figur 19.1b viser et sæt galakser set fra forskellige synsvinkler. Du kan fra dette billede og andre udlede, at i lighed med mønterne i figur 19.1a, er galakser ofte skiveformede og er tilfældigt orienteret på himlen.

Et hurtigt kig på en samling af galakser, afbildet af Gemini teleskopet (se figur 19.2) viser, at galakser findes i en bred vifte af tilsyneladende størrelser og former. Klassifikationerne for galakser som anvendes i dag, går tilbage til 1930’erne, da Edwin Hubble sorterede de forskellige galakser i kategorier, som dem der er vist i figur 19.3. Hubble grupperede alle galakser efter udseende, og placerede dem i et diagram, der ligner en stemmegaffel som bliver brugt til at stemme et musikinstrument.

I bunden (eller ”håndtaget” på) af dette stemmegaffel-diagram, findes objekter der generelt er elliptiske i tre dimensioner. Disse elliptiske galakser (mærket ”E” i diagrammet), kan have en ten sfæriske eller elliptiske former, og de udviser kun lidt beviser for den flade, runde skive, der ses i andre typer af galakser. På stemmegaflens to ”tænder”, findes spiralgalakserne sin, betegnet med et indledende ”S”. Det definerende træk ved en spiralgalakse er en flad, roterende skive. Spiralgalakser indeholder også spiralarme, der ligger til grund for disse galaksers navn. Ud over skive og arme, har spiralgalakser også en central bule, der ligner elliptiske galakser.

Hubble bemærkede, at bulerne på omkring halvdelen af spiralgalakserne er bjælkeformede. Han kaldte disse for bjælkespiralgalakser (”SB”), og placerede dem langs den højre tand på stemmegaflen (se figur 19.3). Spiralgalakser der mangler en bjælkelignende bule (”S”), ligger på den venstre tand. Bemærk, at Hubble placerede spiralgalakserne lodret, langs stemmegaflens tænder, i overensstemmelse med den centrale bules størrelse og hvor tæt spiralarmene er på denne. For eksempel har Sa og SBa galakser de største buler og spiralarmene kredser tæt omkring denne bule. Sc og SBc galakserne, har små centrale buler og mere løst bundne arme, der ofte er ret knudrede i udseendet.

Hubble erkendte, at sondringen mellem spiral- og elliptiske galakser ikke altid er helt klar. Nogle galakser synes af være en krydsning mellem de to typer, som har skiver af stjerner men ingen spiralarme. Hubble kaldte disse mellemliggende galakser for S0 galakser – enten bjælke (SB0) eller uden bjælke (S0) – og placerede dem nær tændernes begyndelse på stemmegaffeldiagrammet. I dag, er sonderingen mellem elliptiske og S0 galakser, endnu sværere. Moderne observationer med teleskoper har vist, at mange, hvis ikke de fleste elliptiske galakser, indeholder små roterende skiver ved deres centrum. Elliptiske og S0 galakser deler en anden lighed: Ingen af dem danner mange nye stjerner på nuværende tidspunkt.

Galakser der ikke falder ind i nogle af disse klasser, er irregulære galakser (”Irr” i figur 19.3). Som navnet antyder, mangler irregulære galakser ofte symmetri i form eller struktur, og de passer ikke ordentligt ind i Hubbles stemmegaffel. Omkring 25 procent af galakserne er irregulære, og nu mener astronomerne, at de fleste engang var spiraler eller elliptiske, som blev forvrænget af en anden galakses tyngdekraft.

Oprindeligt troede Hubble, at hans stemmegaffeldiagram kunne gøre for galakser, hvad H-R diagrammet havde gjort for stjerner. Det gjorde det ikke, men hans klassifikationssystem bruges stadig til at klassificere galakser ud fra deres udseende i synligt lys. Tabel 19.1 opsummere de kriterier, som Hubble anvendte til klassificeringen af galakser.

Stjernernes bevægelse giver galakserne deres form

En galakse er ikke et solidt objekt som en mønt, men en samling af stjerner, støv og gas, under påvirkning af galaksens samlede tyngdefelt. Formen på elliptiske galakser, bestemmes ud fra de næste tilfældige kredsløb af deres stjerner. For eksempel, i nogle områder af en elliptisk galakse, bevæger nogle stjerner sig indad, mens andre bevæger sig udad. Faktisk, bevæger stjernerne sig i alle mulige retninger. I modsætning til planeterne i Solsystemet, som bevæger sig langs enkle elliptiske baner omkring Solen, følger stjerner i elliptiske galakser kredsløb, med en bred vifte af forskellige former (se figur 19.4). Disse kredsløb er mere komplekse end planeternes baner, fordi tyngdefeltet inden for en elliptisk galakse, ikke kommer fra et enkelt centralt objekt. Samlet set, er alle disse stjerners baser det, som giver en elliptisk galakse dens form.

Kredsløbshastigheder er også en faktor. Desto hurtigere stjernerne bevæger sig, desto mere bliver galaksen spredt ud (hvis ikke stjernerne var i bevægelse, ville de alle klumpe sig sammen i midten af galaksen). Hvis stjernerne i en elliptisk galakse, bevæger sig i sande tilfældige retninger, får galaksen en sfærisk form. Men hvis stjernerne har tendens til at bevæge sig hurtigere i en retning end i andre, bliver galaksen mere spredt ud i den retning, og giver den en mere langstrakt form. Forskelle i stjernernes baner, er ansvarlig for de forskellige former, som Hubble observerede. Nogle elliptiske galakser (dem i bunden af stemmegaflens håndtag i figur 19.3) er sfæriske, men andre (dem øverst på håndtaget) er aflange. Et problem for de astronomer der studerer elliptiske galakser er, at deres udseende på himlen, ikke nødvendigvis angiver deres sande form. For eksempel kan en galakse faktiske form være formet som en fodbold, men hvis den ses fra siden, kan den se ud som en amerikansk fodbold i stedet.

Stjernernes kredsløb i spiralgalakser, er helt forskellige fra stjernerne i elliptiske galakser. Komponenterne i en spiralgalakse er vist i figur 19.5. Det afgørende træk ved en spiralgalakse er, at den har en flad, roterende skive. Ligesom Solsystemets planeter, følger de fleste stjerner i skiven på en spiralgalakse, næsten cirkulære kredsløb, og bevæger sig i samme retning omkring en koncentration af masse, i midten af galaksen. Men stjernernes kredsløb i en spiralgalakse centrale bule, er helt forskellig fra dem i galaksens skive. Som med elliptiske galakser, kommer tyngdefeltet inden for bulen, ikke fra et enkelt objekt, og stjernerne følger derfor, tilfældige kredsløb. Bulen på en spiralgalakse, bliver således en sfærisk form.

Andre forskelle blandt galakser

Ud over forskellene i deres stjerners kredsløb, er der en anden vigtig forskel mellem spiral- og elliptiske galakser. De fleste spiralgalakser indeholder store mængder støv og kold, tæt molekylær gas, koncentreret i centerplanet af deres skiver. Ligesom støvet i Mælkevejens skive kan ses på en klar sommeraften, som et mørkt bånd, der deler galaksen i to (se figur 14.1), forekommer støvet i en spiralgalakse, som et mørkt, dunkelt bånd, der løber langs midten af skiven (se figur 19.6). Den kolde molekylære gas der ledsager støvet, kan også ses i radioobservationer af spiralgalakser. I modsætning hertil, er elliptiske galakser, ekstremt fattige på gas.

Nogle af de kæmpemæssige elliptiske galakser, indeholder meget varm gas, som astronomerne primært observerer ved de røntgenstråler som gassen udsender. Forskellen i form mellem elliptiske og spiralgalakser giver et indblik i, hvorfor gassen i kæmpemæssige elliptiske galakser er varm, mens spiralgalakserne indeholder store mængder kold, tæt gas. Ligesom gassen falder ind til en skive omkring en stjerne under dannelse, falder kold gas ned på en spiralgalakses skive, som et resultat af impulsmomentets bevarelse. Det eneste sted i en elliptisk galakse hvor kold gas ville kunne samle sig, er i dens centrum. Tætheden af stjerner i elliptiske galakser er dog så høj, at type Ia supernovaer kontinuerligt opvarmer denne gas, og forhindrer det meste af den i, at danne kolde gasskyer.

Farverne af spiral- og elliptiske galakser, afslører meget om deres stjernedannelseshistorie. Husk fra kapitel 14, at stjerner dannes fra tætte skyer af kold molekylær gas. Fordi gassen der kan observeres i elliptiske galakser er meget varm, ved astronomer at aktiv stjernedannelse ikke finder sted i disse galakser i dag. De rødlige farver af elliptiske og S0 galakser bekræfter, at der er foregået lidt eller ingen stjernedannelse der i nogen tid. Stjernerne i disse galakser, er en ældre population af lette stjerner. De blålige farver på en spiralgalakses skive, angiver derimod, at massive, unge, varme stjerner dannes, i de kolde molekylære skyder som skiven indeholder. Selvom de fleste stjerner i en spiralskive er gamle, er de tunge, unge stjerner så stærkt lysende, at deres blå lys dominerer. Når det kommer til stjernedannelse, ligner de fleste irregulære galakser spiralgalakserne. Nogle irregulære galakser danner nye stjerner med en utrolig hastighed, i betragtning af deres forholdsvise små størrelser. Irregulære og spiralgalakser, der gennemgår intense byger af stjernedannelse, kaldes for starburst galakser.

Forholdet mellem lysstyrke og størrelse mellem de forskellige typer af galakser, er ikke ligetil. Normale galakser, spænder i lystyrker fra titusinder op til en billion (en million millioner) Sollystyrker (10⁴ til 10¹² L), og i størrelse fra omkring et par hundrede til hundrede tusinde parsec. Der er ingen specifik størrelsesforskel mellem elliptiske og spiralgalakser; omkring halvdelen af begge typer af galakser, falder inden for en tilsvarende række af størrelser. Selvom det er rigtigt, at de stærkest lysende elliptiske galakser, er stærkere lysende en de stærkest lysende spiralgalakser, er der en betydelig overlapning i lysstyrken mellem alle Hubbletyper.

Masse, er den vigtigste parameter til bestemmelse af en stjernes egenskaber og udvikling. I modsætning hertil, fører forskellige i masse og størrelse, ikke til tydelige forskelle i galakser. Kun subtile forskelle i farve og koncentration, eksistere mellem små og store galakser, hvilket gør det vanskeligt at skelne mellem disse. Selv når en mindre, nærliggende spiralgalakse ses ved siden af en større, fjernere spiralgalakse, som i figur 19.7, kan det være svært at se, hvilken der er hvilken. Alligevel, kaldes galakser med en relativ lav lysstyrke (mindre end en milliard L) for dværggalakser, og de som er stærkere lysende end dette, kaldes for kæmpegalakser. Kun elliptiske og irregulære galakser, findes i begge typer; blandt spiral- og S0 galakser, er der kun kæmpegalakser. Det er relativt nemt, at se forskellen mellem en elliptisk dværggalakse og en elliptisk kæmpegalakse (se figur 19.8). Elliptiske kæmpegalakser, har en meget højere tæthed af stjerner der er mere centralt koncentreret, end elliptiske dværggalakser.

Stjernernes bevægelser i galakser, giver anledning til to ”sekundære” metoder til at estimere afstanden til en galakse (ud over de metoder, der er omtalt i kapitel 18). I roterende spiralgalakser, nærmer noget af lyset sig Jorden og er dermed blåforskudt; noget lys bevæger sig væk fra Jorden og er dermed rødforskudt. Disse rød- og blåforskydninger, udvider tilsammen galaksen spektrallinjer, og størrelsen på udvidelsen angiver, hvor hurtigt galaksen roterer. Astronomer kan måle udvidelsen som følge af Dopplerforskydningen på 21-cemtimeter radioemissionslinjen for hydrogen, der fortæller dem om rotationens hastighed, der relaterer sig til galaksens masse ved Newtons udgave af Keplers lov. De mere massive galakser, har flere stjerner og er derfor stærkere lysende. Denne empiriske relation, mellem den målte bredde på 21-centimeter linjen og spiralgalaksens lysstyrke, kaldes for Tully-Fisher forholdet. Når galaksens lysstyrke er kendt, kan den sammenlignes med galaksens observerede tilsyneladende lysstyrke, for at estimere afstanden. Denne metode, forventes at kunne fungere ud til cirka 100 megaparsec (Mpc).

Elliptiske galakser og bulerne på S0 galakser, roterer ikke, så i stedet ser astronomerne på fordelingen af galaksefladens lystyrke for at estimere afstanden. Tætte dalakser udviser flere variationer i overfladens lysstyrke, fordi fordelingen af stjerner i hele galaksen ikke er helt ensartet. For fjernere galakser, er disse forskelle mindre mærkbare, og overfladens lysstyrke synes mere ensartet henover galaksen. Denne metode, er mindre præcis end Tully-Fisher-metoden for spiralgalakser, men generelt menes den også at fungere ud til omkring 100 Mpc.

Næste afsnit →