Som du har lært i kapitel 18 og 19, er universet fuld af galakser i mange størrelser og typer. Disse galakser er synlige i astronomernes kraftigste teleskoper, helt ud til kanten af det observerbare univers. Men når du går ud om natten, langt væk fra byens lys og kigger op, er det ikke dette univers af galakser du ser. Snarere er nattehimlen fyldt med en enkelt galakse – galaksen kaldet Mælkevejen. Med det du kender til galakser fra foregående kapitel, kan du lære meget om den lokale galakse, ved blot at kigge på nattehimlen. Figur 20.1a viser, hvordan Mælkevejsgalaksen ser ud på Jordens himmel. Til sammenligning, er figur 20.1b, et billede af en spiralgalakse set fra siden, hvilket antyder at Mælkevejen er en flad galakse. Fra et mørkt sted om natten, kan du endda se de mørke bånd, hvor skyer af interstellart støv og gas, blokerer for meget af det centrale plan i Mælkevejen. Denne opfattelse af Mælkevejen set indefra, tilbyder et meget anderledes og tættere perspektiv af en galakse, end det der kan opnås ved at observere en ekstern galakse. Astronomer kan flette dette perspektiv inde fra vores egen galakse, sammen med hvad man ved om galakser, til bedre at kunne forstå Mælkevejen som en spiralgalakse.
Spiralstrukturen i Mælkevejen
Fordi Solen og dens planeter er begravet inden for Mælkevejens skive, mangler astronomerne et fugleperspektiv af Jordens galaktiske hjem. Støv i den omgivende interstellare medium, komplicerer yderligere situationen ved at begrænse udsynet. Figur 20.2a viser en model af Mælkevejens struktur, som den blev foreslået i slutningen af 1700-tallet af William Herschel. Herschels model, bærer ikke nogen ligheder med moderne ideer om Mælkevejen, men baserede sig simpelthen på at tælle stjernernes antal i forskellige retninger og måle deres lysstyrker. Herschel kendte ikke noget til den interstellare blokering af stjernelys, stjernernes egenskaber, eller forholdet mellem Mælkevejen og ”spiraltågen”, som han havde studeret gennem hele sit liv. Før multibølgelængdeastronomien, var det lettere for observatører at se spiralarmenes fremtoning, tilstedeværelsen af en bjælke og størrelsen på bulen i fjerne galakser, end det var at se disse træk i Mælkevejen.
Det krævede moderne infrarøde og radioobservationer, at danne den nuværende model af Mælkevejen, og dette billede er under stadig revision. Husk fra kapitel 14, at neutralt hydrogen, udsender stråling ved en bølgelængde på 21 cm (se figur 14.10 og figur 14.11). Denne stråling blev forudsagt i 1940’erne, og blev derefter påvist i begyndelsen af 1950’erne. I 1952, havde astronomerne det første kort over det neutrale hydrogen i Mælkevejen og andre galakser. Kortene viste spiralstrukturer i de andre galakser og antydede en spiralstruktur i Mælkevejen. På omtrent samme tidspunkt, viste observationer af ioniseret hydrogengas foretaget i synligt lys, to spiralarme med koncentrationer af unge, varme O go B stjerner. Det blev bekræftet at Mælkevejen var en spiralgalakse.
Der gøres imidlertid stadig nye opdagelser omkring formen på vores galakse. I 1990’erne var der nogle antydninger på, at Mælkevejen har en bjælke, og dette blev bekræftet i 2005 med Spitzers infrarøde observationer af stjernernes fordeling og bevægelser mod galaksens centrum. Figur 20.2n viser en kunstners gengivelse af de vigtigste egenskaber for Mælkevejen. Mælkevejen har en betydelig bjælke med en beskeden bule i centrum. To store spiralarme – Scutum-Centaurus og Perseus – forbindes til enden af den centrale bjælke, og fejer gennem galaksens skive, ligesom armene observeret i eksterne spiralgalakser. Der er flere mindre armsegmenter, herunder Orion-armen, som er hjemsted for Solen og Solsystemet. Astronomerne konkluderer, at Mælkevejen er en kæmpe bjælkespiralgalakse, og at den er kraftigere lysende end en gennemsnitlig spiral. Udefra, ligner den nok galaksen der er vist i figur 21.3, med en Hubble klassifikation af SBbc.
Kuglehobe og størrelse af Mælkevejen
I kapitel 18 nævnte vi, at Harlow Shapley foretog den første bestemmelse af Mælkevejens størrelse og Solens afstand fra centrum. Vi så også på Hubbles opdagelse af Cepheid variable stjerner i andre galakser, og hvordan afstande til galakser vurderes ved brug af standardlys. På samme måde, var nøglen til at finde Mælkevejens størrelse, at finde standardlys i hele galaksen, hvis afstande kunne måles. Husk fra kapitel 16, at kuglehobe (se figur 20.4) er store, sfæriske grupper af stjerner, holdt sammen af tyngdekraften. Mange stjernehobe kan ses gennem små teleskoper. Ved første øjekast, ser de ud som elliptiske dværggalakser, og bevægelserne af stjernerne i en kuglehob, er meget som bevægelsen af stjernerne i en elliptiske galakse. Imidlertid adskiller kuglehobe sig fra elliptiske dværggalakser i deres koncentration af stjerner, og deres mangel på et supermassivt sort hul og mørkt stof.
Mælkevejen indeholder over 150 katalogiserede kuglehobe (og meget sandsynligt flere, der er skjult af støvet i skiven). De kendte kuglehobe, har lysstyrker der går fra lavest 400 Sollysstyrker (LB) til højest på cirka 1 million LB. En typisk kuglehob, består af 500.000 stjerner pakket ind i et volumen med en radius på 5 parsec. For at sætte denne tæthed i perspektiv, så tænk på at der inden for 5 parsec fra Solen, kun er omkring 50 stjerner. Kuglehobe er meget tætte koncentrationer af stjerner, end hvad gennemsnittet er i hele Mælkevejen, men de indeholder kun cirka 0,1 procent af Mælkevejens stjerner (det er interessant at forestille sig, hvordan Jordens himmel ville se ud, hvis Solsystemet lå i midten af en kuglehob, som bekrevet i Grundlæggende Viden 20.1).
Cirka en fjerdedel af kuglehobene i Mælkevejen, ligger i eller nær galaksen. Resten af dem, ligger i en halo omkring skiven og bulen. Kuglehobe er meget stærkt lysende, så dem der ligger uden for den støvede skive, kan nemt ses på store afstande. For at finde hobenes faktiske afstand, ser astronomerne på egenskaberne for stjernerne inde i hver kuglehob, der kan bruges som standardlys. De bedste kandidater er primært RR Lyrae variable stjerner og nogle Cepheid variable stjerner. Disse stjerner, har et periode-lysstyrkeforhold (se figur 16.5b), så ved at måle deres periode, kan astronomerne estimere deres lysstyrke, sammenligne den beregnede lysstyrke med den observerede og dermed beregne deres afstand.
Husk også fra kapitel 16, at H-R diagrammerne for kuglehobe viser, at de er gamle, med hovedsekvensafgangspunkter der er mindre en 1 Solmasse (M), så astronomerne ville ikke forvente af finde lyse blå, eller røde superkæmpestjerner (se figur 16.21b). Hovedserieafvigelsen i H-R diagrammerne for kuglehobe, forekommer for stjerner med masser på cirka 0,8 M
, hvilket svarer til en hovedserielevetid på næsten 13 milliarder år. Kuglehobe er de ældste objekter, der er kendt i Mælkevejen og i en hver anden nærliggende galakse. Kuglehobe må været blevet dannet, da universet og galaksen var meget unge. Sammenlignet med kuglehobes stjerner, er Solen omkring fem milliarder år gammel, og er et relativt ungt medlem af Mælkevejen.
I et H-R diagram for en gammel kuglehob, krydser den horisontale gren ustabilitetsstriben. Disse RR Lyrae stjerner, som du lærte om i kapitel 16, er nemme at få øje på i kuglehobe, fordi de er relativt lysende, og har en karakteristisk lyskurve. Astronomen Henriette Leavitt (1868-1921) fastslog, at der er en forhold mellem perioden og lysstyrken for RR Lyrae stjerner. Som med Cepheid variable stjerner, er den tid det tager for en RR Lyrae stjerne at gennemgå en pulsering, relateret til stjernens lysstyrke. Harlow Shapley, brugte dette periode-lysstyrkeforhold, til at finde lysstyrkerne af RR Lyrae stjerner i kuglehobe. Han brugte herefter den afstandskvadratloven til at kombinere disse lysstyrker med de målte lysstyrker, for at bestemme afstanden til kuglehobene. Endelig krydstjekkede Shapley sine resultater ved at bemærke, at fjernere hobe (målt ved dens standardlys), også havde en tendens til at forekomme mindre på himlen, end forventet.
Shapley lavede et tredimensionelt kort over kuglehobene ud fra de afstande som han havde bestemt, og hobens placering på himlen. På dette kort, indtager kuglehobene et groft sfærisk område, med en diameter på cirka 90 kiloparsec. Disse kuglehobe, ligger i den lysende halo omkring Mælkevejen, og dette afspejler den moderne opfattelse af kuglehobenes distribution.
Kuglehobene rundt om Mælkevejen, bevæger sig under tyngdepåvirkningen fra galaksen, præcis som stjernerne i en elliptisk galakse bevæger sig under tyngdepåvirkningen fra galaksen. Derfor falder centrummet for kuglehobenes fordeling sammen med galaksens tyngdepunkt. Shapley indså, at fordi han kunne bestemme afstanden til midten af denne fordeling, havde han faktisk også bestemt Solens afstand fra midten af Mælkevejen, såvel som størrelsen af galaksen selv. En moderne bestemmelse indikerer, at Solen ligger omkring 8.300 parsec (27.000 lysår) fra galaksens midte, eller omtrent halvvejs ud mod kanten af skiven. Figur 20.5 identificerer Mælkevejens skive, bule, og indre og ydre haloer.
