Astronomerne studerer Mælkevejens indhold af stjerner på meget tæt hold, stjerne for stjerne, og ser på subtile aspekter i populationerne af stjerner, som giver dem direkte sport til, hvordan spiralgalakser dannes. Stjernernes kredsløb bestemmer for eksempel formerne på de forskellige dele af galaksen, og det er meget lettere at måle stjernernes kredsløb i Mælkevejen end i andre galakser. Stjernerne i Mælkevejens skive kredser rundt omkring galaksens centrum, og det samme gør støv og gas. Stjernerne i haloen, bevæger sig i kredsløb der svarer til dem i elliptiske galakser, nogle gange med høje hastigheder. Bjælken i Mælkevejens bule, er primært formet af stjerner og gas, både i stærkt aflange baner, op og ned gennem bjælkens længdeakse, og i korte kredsløb vinkelret på bjælken.
Solen er en midaldrende stjerne i skiven, som ligger blandt andre midaldrende stjerner, der kredser omkring galaksen i skiven. Men i nærheden af Solen er der andre stjerner, som regel meget aldre, som er en del af den galaktiske halo, og hvis baner fører dem gennem skiven. Ved at bruge aldrene, kemiske sammensætning og bevægelserne af nærliggende stjerner, kan astronomerne skelne mellem stjerner i skiven og haloen, og dermed lære mere om galaksens struktur.
Stjernerne har forskellige aldre og kemiske sammensætninger
Stjerners alder og kemiske sammensætning, udgør de mest grundlæggende kategorier, som stjernepopulationer kan grupperes i. Praktisk set, passer nogle stjerner ind i specifikke grupper, der opdeles langs disse to linjer. Ud over kuglehobene i haloen, kredser unge åbne stjernehobe omkring i Mælkevejens skive. Disse åbne stjernehobe, er mindre tæt bundet samlinger af et par dusin til flere tusinde stjerner (se figur 16.20b), Som med kuglehobene, blev alle stjernerne i en åben stjernehob, dannet i samme region på omtrent samme tidspunkt. Åbne stjernehobe har et bredere udvalg i stjernealdre. Nogle åbne stjernehobe indeholder nogle af de yngste kendte stjerner; andre indeholder stjerner, der er ældre end Solen. Fordi åbne stjernehobe er løst sammenbundne, forstyrres de let af tyngdekraften fra nærliggende objekter, se de overlever ikke længe i galaksens skive. De ældste åbne stjernehobe i skiven, er flere milliarder år yngre, end de yngste kuglehobe i haloen. Forskellene i alder mellem kuglehobene og de åbne stjernehobe indikerer, at stjerner i haloen blev dannet først, men denne epoke af stjernedannelse varede ikke længe. Der ses ingen unge kuglehobe. Stjernedannelsen i skiven startede senere, men har fortsat lige siden.
Husk fra kapitel 18, at da universet var meget ungt, eksisterede kun de letteste grundstoffer. Alle grundstoffer der var tungere end bor, blev dannet ved nukleosyntese i stjerner. Af denne grund, giver overfloden af tungere grundstoffer i det interstellare medium end optegnelse over den kumulative mængde stjernedannelse, der har fundet sted indtil nu. Gas, der viser højere brøkdele af tunge grundstoffer, må have gennemgået en stor del ”stjernebearbejdning”, mens gas med lavere mængder af tunge grundstoffer ikke har være den bearbejdning igennem.
Til gængæld, giver den relative overflod af tunge grundstoffer i atmosfæren for en stjerne, et øjebliksbillede af den kemiske sammensætning af det interstellare medium, på det tidspunkt hvor stjernen blev dannet (i hovedseriestjerner blandes materialet i kernen sig ikke med materialet i atmosfæren, så de relative mængder af kemiske grundstoffer, der udledes fra spektre af en stjerne, er de samme som de relative mængder i den interstellare gas, hvorfra stjernen blev dannet). Den kemiske sammensætning af en stjernes atmosfære, afspejler den kumulative mængde stjernedannelse, der har fundet sted indtil det øjeblik (se figur 20.8).
Hvis disse ideer om universets kemiske udvikling er korrekte, ville astronomerne forvente at se store forskelle i forekomsten af tunge grundstoffer i kuglehobe og åbne stjernehobe. Stjerner i kuglehobe, er blandt de første stjerner der blev dannet, og bør derfor kun indeholde meget små mængder tunge grundstoffer. Og det er præcis det der observeres. Nogle kuglehobes stjerner, indeholder kun 0,5 procent af den mængde tunge grundstoffer som Solen gør. Dette forhold mellem alder og mængde af tunge grundstoffer, fremgår tydeligt i hele galaksen. Den kemiske udvikling af Mælkevejen er fortsat inden for skiven, da den på hinanden følgende stjernedannelse, har beriget det interstellare medium yderligere, med produkterne af deres nukleosyntese. Inden for skiven, har yngre stjerner typisk en større mængde af tunge grundstoffer, end ældre stjerner har. På samme måde har ældre stjerner i de yderste dele af galaksens bule, en lavere mængde tunge grundstoffer, end lette stjerner i skiven. En sådan lavere mængde tunge grundstoffer, karakteriserer ikke kun kuglehobe, men alle stjernerne i galaksehaloen, hvor kuglehobene kun udgør en minoritet blandt det samlede antal stjerner i den galaktiske halo.
Inden for galaksens skive, kan astronomerne endda se forskelle i mængden af tunge grundstoffer, fra sted til sted, som er relateret til stjernernes dannelse i de forskellige regioner. Stjernedannelsen er generelt mere aktiv i de indre dele af Mælkevejen, end den er i de ydre dele. Dette høje aktivitetsniveau, er et resultat af de tættere koncentrationer af gas, som findes i den indre del af galaksen. Hvis en sådan aktivitet har fortsat gennem hele galaksens historie, så skal der være meget større mængder tunge grundstoffer i galaksens indre dele, end i de ydre dele. Observationer af mængderne af kemiske grundstoffer i det interstellare medium, som er baseret både på interstellare absorptionslinjer i spektre for stjerner, og på emissionslinjer i lysende H II regioner, bekræfter denne forudsigelse. Astronomerne har dokumenteret lignende tendenser i andre galakser. Disse tendenser kan ses med stjerner også. Inden for den galaktiske skive, har relativt gamle stjerner nær galaksens centrum, ofte større mængder tunge grundstoffer, end unge stjerner i udkanten af skiven har.
Grundideen omkring større mængder af tunge grundstoffer i den indre del af en galakse som følge af den utrolige stjernedannelse der, virker korrekt, men som altid er det fulde billede ikke helt så simpelt. Den kemiske sammensætning af det interstellare medium på ethvert sted, afhænger at et væld af faktorer. Nyt materiale der falder ind på galaksen, kan påvirke mængden af kemiske grundstoffer i det interstellare medium. Kemiske grundstoffer produceret i den indre del af skiven, kan blive blæst ud i haloen af store ”springvand”, drevet af energien fra tunge stjerner (se figur 20.9), og flader i sidste ende ned på skiven et andet sted. Tidligere interaktioner med andre galakser, kan have omrørt Mælkevejens interstellare medium, hvorved det er blevet blandet med gas fra andre galakser. Undersøgelser af hundredetusindvis af stjerner er i øjeblikket i gang, for bedre at kortlægge stjernernes mængder af kemiske grundstoffer i hele Mælkevejen. Disse undersøgelse, vil hjælpe astronomerne med at få en dybere forståelse af, hvad variationen af mængden af kemiske grundstoffer inden for Mælkevejen og andre galakser, fortæller om historien af stjernedannelse og nukleosyntese.
Selvom detaljerne er komplekse, kan man lære flere vigtige lektioner fra de observeret mønstre i mængden af tungere grundstoffer i galaksen. Den første er, at selv de ældste kuglehobe indeholder nogle kemiske grundstoffer, dannet i tidligere generationer af tunge stjerner. Denne observation indebærer, at kuglehobes stjerner og andre halo stjerner, ikke var de første stjerner der blev dannet. Mindst en generation af tunge stjerner levede og døde, og udstødte nyligt fremstillede tunge grundstoffer til rummet, inden selv de ældste kuglehobe blev dannet (vi vender tilbage til disse første stjerner i kapitel 22). Enhver stjerne der er lettere end cirka 0,8 M, som nogensinde er blevet dannet, findes stadig som en hovedseriestjerne den dag i dag. Alligevel, finder astronomerne ingen stjerner i skiven med exceptionelt lave mængder tunge grundstoffer. Derfor må gassen i Mælkevejens spiral, have oplevet en betydelig mængde stjernedannelse, før den lagde sig tilrette i galaksens skive, og begyndte at danne stjerner der.
Her, har vi primært fokuseret på variationer i mængden af kemiske grundstoffer, fra sted til sted. Disse variationer, viser meget om galaksens historie og oprindelsen af det materiale, som udgør Solen, Solsystemet, planeterne og os. Det er imidlertid vigtigt at huske, at selv en kemisk ”rig” stjerne som Solen, er lavet af gas der er blevet behandlet gennem cirka 9 milliarder år, af tidligere generationer af stjerner, der bestod af mindre end 2 procent tunge grundstoffer. Lysende stof i universet, domineres stadig af hydrogen og helium dannet lige efter Big Bang, længe før de første stjerner.
Kig på et tværsnit af galaksens skive
De fleste astronomer mener, at Mælkevejens skive består af en tynd bestanddel og en tyk bestanddel (se figur 20.10). De yngste stjerner i galaksen, er mest koncentrerede i det galaktiske plan, og definerer en skive på cirka 300 pc (1.000 lysår) tyk (med over 30.000 pc eller 100.000 lysår på tværs). Dette forhold mellem diameteren og skivens tykkelse, svarer til det for en DVD. Den ældre population af skivens stjerner, der kan skelnes på grund af den lavere mængde af tunge grundstoffer, har en meget bredere fordeling, omkring 3.700 pc (12.000 lysår) på tværs. Populationen af stjerner ændres med afstanden vinkelret på galaksens plan. De yngste stjerner er koncentreret tættest på galaksens plan, fordi det er her de molekylære skyer findes. Disse stjerner udviser et fald i mængden af tunge grundstoffer, som afstanden fra det galaktiske centrum øges. Ældre stjerner udgør de tykkere dele af skiven. Stjernerne længere fra det galaktiske plan, har tilsvarende mængder tunge grundstoffer, på alle afstande fra det galaktiske centrum.
Der findes to hypoteser for oprindelsen af denne tykkere skive. Man antyder, at disse stjerner blev dannet i skivens midterplan for længe siden, men blev påvirket af tyngdeinteraktioner med massive molekylære skyer i spiralarmene, og derefter blev sparket uf ad galaksens plan. Den anden hypotese antyder, at disse stjerner blev indfanget fra de fusionsprocesser, som dannede Mælkevejen.
Som vi så på i kapitel 6 og 14, dannes tilvækstsskiver fra en roterende gassky, som falder sammen til en tynd skive som følge af, at gas falder fra en retning (over skiven), og kolliderer med gas som falder fra den modsatte retning (under skiven). Gasskyerne kan ikke passere hinanden, så de kolliderende gasskyer, lægger sig i stedet til rette som en skive. Den samme proces gælder for gasskyer, der af tyngdekraften trækkes mod midterplanet af en spiralgalakses skive. Selvom stjernerne er fire til at bevæge sig frem og tilbage fra den ene side af skiven til den anden, sætter kolde, tætte skyer af interstellar gas sig til rette, i skivens centrale plan. Disse skyer optræder, som de koncentrerede støvbånd, der gennemskærer spiralgalaksens skive (som vist i figur 20.1). Dette tynge bånd som skærer gennem midten af skiven, er stedet hvor nye stjerner dannes, og hvor der findes nye stjerner.
Det interstellare medium er et dynamisk sted: energi fra stjernedannende regioner, kan forme det til imponerende store strukturer. Som nævnt tidligere, kunne energi fra områder med stjernedannelse, give det interstellare medium en interessant struktur, som fjernede store gasområder i galaksen. Mange tunge stjerner der dannes i samme region, kan blæse ”springvand” af varm gas ug gennem galaksens skive, ved hjælp af en kombination af supernovaeksplosioner og stærke stjernevinde. Hvis nok tunge stjerner dannes sammen, kan der afsættes tilstrækkeligt med energi til, at blæse huller helt igennem galaksens plan (se figur 20.9). Når gassen er et par kiloparsec over eller under skiven, udstråles det og afkøles, og falder tilbage på skiven. Bevis for disse ”springvand” ses på kort over 21 centimeter emissionerne fra neutralt hydrogen i galaksen, i røntgen observationer og billeder i synligt lys af hydrogenemission fra nogle galakser der observeret fra siden.
Haloen består af mere end kuglehobe
Kuglehobene i den galaktiske halo, fortæller astronomerne en hel del om stjernedannelsens historie i haloen. Men kuglehobene tegnersig kun for omkring 1 procent af den samlede masse af stjerner i haloen. Som en stjerne i haloen falder igennem Mælkevejens skive, passerer nogle af dem tæt på Solen, hvilket giver en prøve af haloen, der kan studeres på nærmere hold.
De fleste af stjernerne nær Solen er stjerner i skiven ligesom Solen, men astronomerne kan skelne nærliggende stjerner fra haloen på to forskellige måder. For det første, har de fleste stjerner fra haloen en meget mindre mængde tunge grundstoffer end stjernerne i skiven har. For det andet, ser stjernerne fra haloen ud til at fare forbi ved høje hastigheder. Faktisk er de ofte ikke stjernerne fra haloen der bevæger sig hurtigt, men Solen der bevæger sig hurtigt i forhold til dem. Stjerner i haloen, roterer ikke omring galaksens centrum på samme måde som stjerner i skiven gør. I stedet har de lignende kaotiske kredsløb, som stjernerne i elliptiske galakser. I modsætning hertil, bevæger stjernerne i skiven nær Solen, sig med omkring samme hastighed, omkring 220 km/s, omkring centrum af galaksen. Ligesom det er let at se forskel på en person der sidder ved siden af dig i bussen, og på de personer der (i din referenceramme) farer forbi uden for vinduet, så kan astronomerne også se forskel på stjerner i skiven der deler Jordens bevægelse, og på stjerner i haloen, som bare passerer igennem skiven.
Astronomerne kalder stjernerne for højhastighedsstjerner (selvom det normalt er stjernerne i skiven, som bevæger sig hurtigere i forhold til galaksen som helhed). Der er nok stjerner fra haloen nær Solen til, at astronomerne kan måle deres afstande og kortlægge deres baner, og dermed præsentere et meget detaljeret billede af den slags kredsløb, som stjernerne i en halo har. Billedet er komplekst. Haloen har to separate bestanddele: en indre halo, som omfatter stjerner op til cirka 15 Kpc fra centrum, og en ydre halo ud over de 15 Kpc (se figur 20.5a). Stjernerne i den ydre halo, har lavere procentdele af tunge grundstoffer, og mange af dem bevæger sig i modsat retning i forhold til galaksens rotation, hvilket tyder på, at den ydre halo måske er opstået efter en fusion med en lille dværggalakse. De komplette kredsløb for stjerner i haloen nær Solen, kan udledes ved at måle deres bevægelser. Sådanne kredsløb tyder på, at stjernerne i haloen fylder et volumen, der ligne det, som optages af kuglehobene i haloen.
Nylige observationer med flere røntgenteleskoper tyder på, at der er en halo af varm gas omkring Mælkevejen. Haloen af gas, kan strække sig helt op til 100 Kpc fra det galaktiske centrum, og indeholde so meget masse som alle stjernerne i galaksen tilsammen gør (se figur 20.11). Dens temperatur, skønnes til at være 1,0-2,5 millioner kelvin, hvilket betyder at gaspartiklerne bevæger sig meget hurtigt. Men gassen er ekstrem diffus, så partiklerne kolliderer ikke med hinanden og overfører dermed heller ikke energi til hinanden. Gassen ville ikke føles varm, meget lig Solens korona som vi så på i kapitel 13.
Magnetfelter og kosmiske stråler fylder galaksen
Det interstellare medium i Mælkevejen er overstrøet med magnetfelter, der er snoet op og styrket, af galaksens skives rotation. Det samlede galaktiske magnetfelt, er imidlertid en million gange svagere end Jordens magnetfelt. Generelt bevæger ladede partikler sig omkring i magnetfelter i spiralbevægelser, hvilket forårsager en nettobevægelse langs magnetfeltet, fremfor igennem det. Derudover kan magnetfelter ikke frit undslippe fra en sky af gas, der indeholder ladede partikler. De tætte skyer af interstellar gas i midterplanet af Mælkevejen, forankrer galaksens magnetfelt til skiven (se figur 20.12). Disse magnetiske felter, fælder kosmiske stråler inden for galaksen. På trods af deres navn, er kosmiske stråler ikke en form for elektromagnetisk stråling; de er ladede partikler, som bevæger sig med næsten lysets hastighed (de blev navngivet, før deres sande natur var kendt).
Kosmiske stråler rammer hele tiden Jorden. De fleste kosmiske strålepartikler er protoner, men nogle af dem er kerner fra helium, carbon og andre grundstoffer dannet ved nukleosyntese. Nogle få af dem, er højernergiske elektroner og andre subatomare partikler. Kosmiske stråler spænder over et enormt interval af partikelenergi. Astronomerne kan observere de kosmiske stråler med lavest energi, ved hjælp af interplanetariske rumsonder. Disse kosmiske stråler, har energiniveauer så lave som cirka 10-11 joule, hvilket svarer til en protons energi der bevæger sig med få tiendedele af lysets hastighed.
I modsætning hertil, er de mest energirige kosmiske stråler 10 billioner (1013) gange så energiske som de energisk laveste kosmiske stråler, og de bevæger sig meget tæt på lysets hastighed, 0,99999 c. Disse højenergiske kosmiske stråler op dages fra de byger af elementarpartikler, de forårsagre, når de farer gennem Jordens atmosfære. Astronomerne mener, at de kosmiske stråler accelereres til disse utrolige energier ved chokbølger der dannes i supernovaeksplosioner. De kosmiske stråler med de allerhøjeste energiniveauer, må have en anden oprindelse, og er meget svære at forklare, men de kunne stamme fra aktive galaktiske kerner (AGK’er), gammastråleudbrud, eller endda mørkt stof partikler.
Galaksens skive lyser, som følge af synkrotronstråling (se kapitel 16), der dannes af kosmiske stråler (for det meste elektroner) der bevæger sig i spiraler omkring galaksens magnetfelt. En sådan synkrotronemission ses også i skiverne på andre spiralgalakser, hvilket tyder på, at de også har magnetiske felter og populationer af energirige kosmiske stråler. Alligevel, bevæger de kosmiske stråler med de højeste energiniveauer sig alt for hurtigt til, at være begrænset af tyngdekraftens styrke fra deres oprindelige galakse. Enhver sådan kosmisk stråling der blev dannet i Mælkevejen, ville hurtigt strømme ud fra galaksen og ud i det intergalaktiske rum. Det er derfor sandsynligt, at noget af den energirige kosmiske stråling som når Jorden, stammer fra energirige begivenheder uden for Mælkevejen.
Den samlede mængde energi fra alle de kosmiske stråler i galaksens skive, kan estimeres ud fra energien på de kosmiske stråler, der når Jorden. Styrken af det interstellare magnetfelt, kan måles på flere forskellige måder, herunder ved at observere den effekt, det har på radiobølgernes egenskaber, som passerer gennem det interstellare medium. Disse målinger tyder på, at magnetfeltenergien og den kosmiske strålingsenergi i Mælkevejen, er omtrent lig med hinanden. Begge er sammenlignelig med den energi, der findes i andre energirige bestanddele af galaksen, herunder bevægelserne af den interstellare gas og den samlede energi fra elektromagnetisk stråling fra galaksen. Denne lighed i energiniveauet tyder på, at de alle er forbundet med hinanden. Et muligt scenarie er, at supernovaeksplosioner fremskyder de kosmiske stråler, omrører det interstellare medium, og genererer turbulente bevægelser og magnetfeltet. Trykket fra alle disse bestanddele, understøtter skiven, og holder den i en lodret ligevægt (se figur 20.12).