Nu vender vi os mod en anden vigtig egenskab for en galakse: dens masse. Husk fra kapitel 12 til 17, at masse spille den dominerende rolle i bestemmelse af en stjernes egenskaber. Massen spiller ikke en sådan klar rolle for galakser. Alligevel førte indsatsen for at måle galaksernes masser i de sidste årtier af det 20. århundrede, til nogle af de mest bemærkelsesværdige og overraskende fund i astronomiens historie. For at måle massen af en galakse, lægger astronomerne massen af de stjerner, den støv og det gas, som de observere, sammen. Fordi en galakses spektrum primært består af stjernelys, kan man, når man ved hvilke typer stjerner der er i galaksen, bruge stjerners udvikling til at estimere den samlede stjernemasse ud fra galaksens lysstyrke. Man estimerer massen af støv og gas, ved at bruge strålingsfysikken for interstellar gas, ved røntgen-, infrarøde-, og radiobølgelængder. Tilsammen, kaldes stjernerne, støvet og gassen i en galakse, for lysende stof (eller simpelthen normalt stof), fordi dette stof udsender elektromagnetisk stråling.
Men at se på lyset fra en galakse, er ikke tilstrækkeligt for at bestemme en galakses samlede masse. Forestil dig for eksempel, at Solen blev erstattet af et sort hul med samme masse som Solen. Der kommer ikke noget lys fra dette sorte hul, og dermed ville dets masse ikke blive medtaget i et skøn baseret på lysstyrken fra Mælkevejen. Planeterne ville dog fortsætte langs deres baner, og bevæge sig under påvirkning af det sorte huls tyngdekraft, hvilket viser at tyngdetiltrækningen stadig eksisterer, selvom der ikke kommer noget lys fra Solsystemets centrum. Heldigvis findes der en metode til bestemmelse af masse, der ikke involverer lysstyrke: tyngdekraftens effekt på et objekts bevægelse, kan bruges til at bestemme dets masse. Skiverne i spiralgalakser roterer, hvilket betyder, at stjernerne i disse skiver følger baner, der er meget som planeternes kepleriske kredsløb omkring en moderstjerne og som binære stjerners kredsløb om hinanden (se Matematiske Værktøjer 12.3). For at måle masse af en spiralgalakse, bruger astronomerne Keplers love, ligesom de gør for planet- og binære systemer.
Anvendelsen af Keplers love kræver, at man har en ide om, hvordan massen er fordelt i en galakse. Astronomerne antydede oprindeligt, at massen og lyset er fordelt på samme måde; det vil sige, at de antog at al massen i disse galakser var lysende masse. De observerede, at lyset fra alle galakser, herunder spiralgalakser, er stærk koncentreret ind mod midten (se figur 19.13a) og forudsagde derfor, at næsten hele massen for en spiralgalakse, ville være indeholdt i dens centrum (se figur 19.13b). Denne opfattelse er meget som Solsystemet, hvor næsten hele massen af det, er i Solen i centrum. Derfor forudsagde de hurtigere omløbshastigheder nær midten af spiralgalaksen, og langsommere omløbshastigheder længere ude (se figur 19.13c).
For at teste denne forudsigelse, anvendte astronomerne Dopplereffekten til måling af kredsløbsbevægelserne for stjerner, støv og gas. Først i midten af 1970erne, tilvejebragte teleskopinstrumenterne pålidelige målinger af kredsløbshastighederne for stjerner og interstellar gas, uden for de indre, lyse områder af galakserne. Stjernernes hastigheder måles fra observationer af absorptionslinjer i deres spektre. Hastigheden for interstellar gas, måles ved anvendelse af emissionslinjer som dem, der frembringes ved Hα-emission eller 21-centimeter emission fra neutralt helium. Når hastighederne er fundet, kan astronomerne optegne en graf, der viser hvordan omløbshastigheden i en galakse, varierer med afstanden fra galaksens centrum. Denne type graf, kaldes en rotationskurve (se figur 19.13c og 19.13d).
Vera Rubin (1928-2016), var pioner i arbejdet med galaksers rotationshastigheder. Hun opdagede, i modsætning til hvad den tidligere forudsigelse sagde, at rotationshastighederne i spiralgalakser, er den samme for selv de målet objekter der er fjernest fra centrum (se figur 20.13d). Observationer af 21-centimeter stråling fra neutralt hydrogen viser, at rotationskurverne ser ud til at flade ud i deres ydre dele, snarere end at skråne nedad som forudsagt, selv godt uden for de synlige skivers udstrækning. Disse observationer viste, at hypotesen om, at masse og lys er fordelt på samme måde, er forkert.
Rotationskurven for en spiralgalakse, gør det muligt for astronomerne at bestemme, hvordan massen i den galakse er fordelt, ved at anvende Keplers love på rotationskurverne og spørge: Hvilken massedistribution vil forårsage denne uventede rotationskurve? Husk fra kapitel 3, at kun massen inden for en given radius bidrager til nettotyngdekraften, der føles af et objekt (strengt taget, gælder dette kun for sfærisk symmetriske objekter, men en spiralgalakse er symmetrisk nok til at give en god tilnærmelse). Ud over det centralt koncentrerede lysende stof, skal disse galakser have et andet komponent, bestående af materiale som ikke optræder i mængden af stjerner, støv og gas. Dette materiale, der kun afslører sin tilstedeværelse ved dets tyngdekrafts indflydelse, kaldes mørkt stof. I grafen i figur 19.14a, viser den røde linje, hvor meget lysende masse der er inden for en given radius; den blå linje viser hvor meget mørkt stof der inden for en given radius; den sorte linje viser rotationshastigheden ved en given radius.
Rotationskurverne for de indre dele af spiralgalakser, matcher forudsigelserne baseret på deres lysende stof, hvilket indikerer, at de indre dele af spiralgalakser er de kraftigst lysende. Inden for det samlede billede af en galakse, er blandingen af mørkt og lysende stof omkring halvt af hver. Rotationskurverne målt ved 21-centimeter stråling fra neutralt hydrogen indikerer imidlertid, at de yderste dele af spiralgalakser hovedsageligt består af mørkt stof. Astronomerne vurderer i øjeblikket, at så meget som 95 procent af den samlede masse i nogle spiralgalakser består af en halo af mørkt stof (se figur 19.14b), der kan strække sig op til 10 gange længere ud, end den synlige spiraldel af galaksen placeret i galaksens centrum. Dette er en opsigtsvækkende udmelding. Den lysende del af en spiralgalakse, er kun en lille del af en meget større massefordeling, der domineres af en slags usynligt mørkt stof.
Hvad med elliptiske galakser? Igen skal astronomerne sammenligne den lysende masse, målt fra det lys de kan observere, med tyngdemassen målt ud fra tyngdekraftens påvirkninger. Da elliptiske galakser ikke roterer, kan astronomerne ikke bruge Keplers love til at måle tyngdemassen. I stedet opdagede de, at en elliptisk galakses evne til at holde fast på dens varme røntgenudsende gas, afhænger af dens masse (ligesom planetens evne til at fastholde en atmosfære, afhænger af dens masse). Hvis galaksen ikke er massiv nok, vil de varme atomer og molekyler slippe ud i det intergalaktiske rum. For at finde massen for en elliptisk galakse, udleder astronomerne først den samlede mængde gas fra røntgenbilleder, som for eksempel den blå og lilla halo, der ses i figur 19.15. Derefter beregner de den masse, der er nødvendig for at holde fast på gassen, og sammenligner den tyngdemasse med den lysende masse. Mængden af mørkt stof er forskellen imellem, hvad der er nødvendigt for at holde fast på den beregnede mængde gas, og den observerede mængde lysende stof.
Nogle elliptiske galakser indeholder op til 20 gange så meget masse, som det der udgøres af stjerner og gas alene, så de må domineres af mørkt stof, ligesom spiralgalakserne er det. Som med spiralgalakser, er det lysende stof i elliptiske galakser mere centralt koncentreret end det mørke stof. Overgangen fra de indre dele af galaksen (hvor det lysende stof dominerer) til de ydre dele (der domineres af mørkt stof), er bemærkelsesværdig glat. Nogle galakser kan indeholde mindre mørkt stof end andre, men cirka 90 til 95 procent af den samlede masse i en typisk galakser, findes i form af mørkt stof. Det samme gælder for de mindre dværggalakser, og denne høje procentdel af mørkt stof, skelner mindre dværggalakser fra kuglestjernehobe, der ikke indeholder mørkt stof. Dette er en vigtig observation, der forklares i forbindelse med udviklingen af galakser senere.
Hvad er det mørke stof, som udgør det meste af en galakse? En række forslag er under undersøgelse. Nogle kandidater, er astronomiske objekter store som planeter, kompakte stjerner og eksotiske ukendte elementarpartikler. Disse kandidater kan samles i to grupper: MACHO’er og WIMP’er.
Mørkt stof kandidater, som for eksempel små hovedserie M stjerner, Jupiter store planeter, hvide dværge, neutronstjerner og sorte huller, kaldes samlet MACHO’er, der står for Massive Compact Halo Objects. Hvis det mørke stof i en galaksehalo består af MACHO’er, skal der være mange af disse objekter, og de skal hver især udøve tyngdekraft, men ikke udsende lys. Fordi de har masse, afbøjer MACHO’er lys med deres tyngdekraft, efter Einsteins generelle relativitetsteori – et fænomen kaldet tyngdelinser (se kapitel 17). Hvis astronomer observerede en fjern stjerne og en MACHO befandt sig mellem Jorden og stjernen, ville stjernens lys blive afbøjet, og hvis geometrien var helt rigtigt, ville den blive fokuseret af den foranliggende MACHO som den passerede ind foran stjernen (se figur 19.16a). Fordi tyngdekraften påvirker alle bølgelængder lige, bør sådanne linsebegivenheder se ens ud i alle farver, og udelukke andre årsager til variabiliteten.
Astronomer ville være usædvanligt heldige, hvis en sådan begivenhed opstod, præcis som de observerede en enkelt fjern stjerne. Da de overvågede stjernerne i både den Store og Lille Magellanske Sky (to af Mælkevejens små ledsagergalakser), og observerede titusindvis af stjerner i flere år, så de mange eksempler på begivenheder som dem, der er repræsenteret i graferne i figur 20.16b. Imidlertid var der ikke nær nok til, at kunne tage højde for mængden af mørkt stof i Mælkevejens halo. Det blev således konkluderet, at det mørke stof i denne galakse, ikke primært består af MACHO’er.
De andre mørkt stof kandidater, er de eksotiske, ukendte elementarpartikler, der almindeligvis er kendt som WIMP’er, der står for Weakly Interacting Massive Particles. WIMP’er forudsiges til at ligne neutrinoer (se kapitel 13), fordi de næsten ikke ville interagerer med normalt stof, men ville være mere massive, og ville bevæge sig langsommere. WIMP’er er i øjeblikket den favoriserede forklaring, fordi der ganske enkelt ikke er nok MACHO’er til at redegøre for de observerede effekter. Eksperimenter er under udarbejdelse på Large Hadron Collider (LHC) og på den internationale rumstation (ISS), for at detektere eksistensen af sådanne partikler, og der udføres yderligere eksperimenter for at detektere sådanne partikler fra Mælkevejens halo, der passerer gennem Jorden.
Nogle foreslåede forklaringer på den ”manglende masse”, er ikke afhængige af mørkt stof. For eksempel kræver Modified Newtonian Dynamics (MOND), modifikationer til Newtons tyngdelov, som kun forekommer i stor skala. Observationer ved mellemskalaer – for eksempel Bullet Cluster (se figur 22.23), hvor to galakseklynger kolliderer – viser at den oprindelige formulering af MOND, ikke kan forklare denne observation. Fortalere for ideen, foreslår at ændre MOND yderligere. Som videnskaben fortsætter, vil MOND, såvel som andre foreslåede forklaringer, blive testet som mulige alternativer til mørkt stof. Til sidst, vil alle forklaringer undtagen en, kunne udelukkes, og den overlevende forklaring, bliver den teori der skal forklare problemet med galakserotationskurverne.