Mysteriet om spiralgalakser

Galakser kommer i mange forskellige størrelser, former og farver. Nogle er små og rodede, andre er fulde af støv, og atter andre spyr gas ud med hundreder af kilometer i sekundet.

For at forstå galaksernes udvikling kan det være praktisk for astronomer at klassificere dem. Én temmelig subjektiv, men alligevel meget behjælpelig, måde at klassificere galakser på er efter deres morfologiske type, altså deres struktur og udseende.

De to mest prominente typer er de strukturløse og ensfarvede elliptiske galakser, og de farverige og æstetisk tiltalende spiralgalakser, og med denne beskrivelse fornemmer du måske mine personlige præferencer.

Vores egen galakse, Mælkevejen, er en spiralgalakse, og i denne artikel vil vi se nærmere på, hvordan disse smukke formationer skabes.

Men før vi kan få en spiralgalakse, er vi selvfølgelig nødt til lige at lave en galakse først. Så lad os starte med dét.

Klumper af gas og mørkt stof kollapser

Næsten al struktur i universet — fra de allerstørste galaksehobe, der måler millioner af lysår tværsover, til stjerner, planeter, og helt ned til kilometerstore sten — samles i første omgang ved hjælp af tyngdekraften.

Tyngekraften er den eneste af de fire fundamentale naturkræfter, der har lang nok rækkevidde til at 'gribe fat' i stof på lang afstand.

Kort efter at universet blev født i Big Bang fik tyngdekraften små klumper i en ellers fuldstændig jævnt fordelt blanding af gas og mørkt stof til at vokse sig større, modstå universets udvidelse, og til sidst kollapse.

Turbulens fik disse proto-galakser til at hvirvle rundt, og når en gassky roterer, klapper den sammen til en flad skive.

Således dannedes de første galakser omkring 100-200 millioner år efter Big Bang.

Spiralgalakser i teleskopet

Seriøs forskning i galaksernes spiralstruktur er kun omkring 100 år gammel. De største fremskridt skete i 1960'erne og 70'erne, hvorefter der faktisk ikke rigtig har været nogen skelsættende udvikling.

Den første, der beskrev spiralgalakser, var den irske astronom Lord Rosse, som i begyndelsen af 1840'erne byggede sig et veritabelt monster af et teleskop; Leviathan of Parsonstown, opkaldt efter det bibelske havuhyre Livjatan.

Selv efter vore dages standarder var dette teleskop med sin diameter på 1,8 meter en ordentlig fætter.

Den primære forskel på dengang og nu er, at astro-fotografi stadig var i sin vorden; Lord Rosse kunne derfor ikke drage fordel af et kameras lange eksponeringstid, men måtte forlade sig på sit syn (der heldigvis var usædvanligt godt).

I løbet af 1920'erne gik det op for astronomerne, at M51/Malstrømsgalaksen - den første galakse, der blev klassificeret som spiralgalakse af Lord Rosse - og andre ’spiraltåger’ ikke lå inde i vores egen Mælkevej, men var selvstændige ’ø-universer’, ligesom Mælkevejen.

Hvorfor en spiral?

Men hvad kunne være årsagen til den smukke struktur?

Galakse-skiverne roterer ikke som faste legemer, ligesom eksempelvis en vinylplade. Gas og stjerner tættere på centrum drejer hurtigere rundt end det materiale, der liggere længere væk.

En struktur som eksempelvis en gassky vil derfor blive strukket ud i et spiralmønster, ligesom løbere på et stadion ville gøre, hvis de blev ved at løbe rundt i hver deres bane. Kunne denne såkaldte differentielle rotation være årsagen til spiralstrukturen?

Opvindingsproblemet

Astronomerne fandt ret hurtigt ud af, at rotationen burde få spiralstrukturen til at opløses for hurtigt i forhold til, hvor gamle galakserne faktisk er. Det kaldes ’opvindingsproblemet’, og er illustreret i figuren nedenfor.

At spiralarmene efter milliarder af år ikke er vundet op tyder på, at de ikke kan bestå af det samme stof gennem tiden.

Det lyder måske meget rimeligt, at en spiralarm ikke er et ’materielt’ legeme, men faktisk er det sådan, at magnetfelter kan fastholde elektrisk ladede gasskyer, og i 1950'erne var dette den mest accepterede forklaring.

Man kan dog vise, at energien i kosmiske magnetfelter er cirka 25 gange for lille til at spille en rolle i spiralarmenes struktur, i hvert fald ikke på stor skala.

Men hvordan fungerer spiralerne så?

Fra 1920'erne til sin død i 1965 arbejdede den svenske astronom Bertil Lindblad som en gal på at løse gåden om spiralarmenes dannelse og vedligeholdelse. Lindblads grundliggende idé var at betragte spiralarmene som mønstre, der opstod som følge af individuelle stjerners baner (se her, her og her).

Interaktionen mellem disse stjerne-baner kunne så skabe et antal ’quasi-stationære’ spiralmønstre. Altså mønstre, hvis form er fastfrosne, og bevæger sig rundt med en hastighed, som ikke er den samme hastighed som stjernernes.

Stjernerne i galaksens skive, altså både i armene og imellem dem, vil have en overordnet bane rundt i galaksen, men vil også svinge lidt frem og tilbage omkring denne bane. Under bestemte forhold vil banerne have en tendens til at blive elliptiske, altså ovale.

Hvis stjerner i forskellige afstande følger elliptiske, forskudte baner, opstår der områder i galaksens skive, hvor tætheden af stjerner er større end i resten af skiven. Som det ses på figuren herunder, vil disse "over-tætheder" være spiralformede.

Havde Lindblad ret?

Lindblads teori kunne forklare visse aspekter ved spiralarmene, men de fleste af hans værker er efterhånden gået lidt i glemmebogen.

Han gjorde et væld af indsigtsfulde betragtninger, men har nok været hæmmet af mangel på både empiri, computerkraft og, især, falsificerbare forudsigelser; naturvidenskabens grundpille.

Desuden ændrede han ofte taktik i sine mange og ikke så læsbare artikler.

Ikke desto mindre har alle de problemer, der viste sig at være vigtige i den efterfølgende udvikling af teorier om spiralarme, på den ene eller den anden måde været berørt af Lindblad.

Er spiralarmene bølger?

Kort før Lindblads død i 1965 skete endelig et afgørende gennembrud:

Den kinesisk-amerikanske matematiker Chia-Chiao Lin, som ellers mest havde beskæftiget sig med hydrodynamik (læren om væsker og gassers bevægelse), og hans astrofysik-studerende Frank Shu, greb problemet anderledes an:

Ved at betragte gassen og stjernerne som sammenhængende væsker og bruge ligninger kendt fra hydrodynamikken viste de, at spiralarmene kunne opfattes som bølger i tætheden af gas og stjerner.

Grund-idéen i Lin & Shus teori er, at tyngdekraften fra primært stjernerne skaber bølger, og at disse bølger så bevæger sig gennem galaksens skive. Ligesom i Lindblads teori er tæthedsbølgerne quasi-stationære og bliver altså ikke vundet op.

Som biler i kø bag en lastbil

Når gas og stjerner er inde i bølgen, bevæger de sig lidt langsommere end ellers, sådan at tætheden her er lidt større end udenfor bølgen.

Effekten kan sammenlignes med biler på en motorvej, som hober sig op bag en langsom lastbil, og for en stund er nødt til at sænke farten; selv om alle biler hele tiden kører fremad, er tætheden af biler omkring lastbilen større.

Selve spiralmønstret bevæger sig altså ikke med samme hastighed som gassen og stjernerne. Indenfor en vis afstand af galaksens centrum overhaler stoffet bølgerne — længere ude er det bølgerne, der overhaler stoffet.

Derfor lyser armene op

Mellem stjernerne ligger skyer af gas — dét stof, stjerner er gjort af.

Når gasskyer bevæger sig ind i den forøgede tæthed, som en spiralarm er, udsættes de for chok og presses sammen. Denne effekt får skyerne til at kollapse og danne massevis af nye stjerner.

Stjerner fødes i forskellige størrelser; de små brænder deres brændstof langsomt og ved lav temperatur, hvilket gør dem rød-orange og lyssvage, mens de store brænder varmt og hurtigt, og dermed er hvid-blå og lysstærke.

Efterhånden forlader de nydannede stjerner spiralmønstrene. Men på grund af deres korte levetid, dør de hvid-blå stjerner ud inden de når ud af armene, og derfor er det kun de rød-orange og lyssvage stjerner, der ligger mellem armene.

Selvom det ser ud som om, at alle stjernerne i en spiralgalakses skive ligger inde i armene, er tætheden her faktisk ikke meget større end mellem armene, typisk blot 50 procent tættere.

Grunden til, at armene er så tydelige, er simpelthen, at det er her, de klareste stjerner ligger.

Hvordan opstår bølgerne i galaksens skive?

Lin & Shus teori forklarer, hvordan tæthedsbølgerne udbreder sig i galaksens skive, og hvordan de hjælper med at danne nye stjerner. Men hvad sætter bølgerne i gang?

For ikke bare at ende med en ensartet gasskive kræves en slags 'forstyrrelse' i starten, som så kan udbrede sig.

Hvad der sætter bølgerne i gang, er ikke helt klart, og kan nok skyldes forskellige forhold, for eksempel gravitationelle instabiliteter (ustabile små klumper i gassen) eller påvirkninger fra en nabogalakse.

Der er dog hjælp at hente fra computersimuleringer, hvor galakser kan studeres i 3D, tidsskridt for tidsskridt.

Lidt for nemt at simulere spiraler

Sådanne simuleringer udføres gerne parallelt på tusindvis af computere, der regner i månedsvis, og med al den fysik man kender og har nogenlunde implementeret i computeren, såsom tyngdekraft, magneto-hydrodynamik, stjernedannelse, kemisk udvikling af gassens tungere grundstoffer og effekten af sorte huller.

At simulere spiralarme er ikke svært — faktisk måske lidt for let. Selv hvis man udelader al detaljefysikken og kun betragter det mørke stof og dets tyngdekraft af isolerede galakser, opstår der nemt spiralmønstre.

Endda fejl i programmet eller afrunding af tal kan give anledning til spiralmønstre, så bare fordi man har simuleret en spiralgalakse, skal man altså ikke tro, at man har fundet de vises sten.

Vi er stadig ikke sikre på, hvorfor de helt præcist opstår, men Lin og Shus bud er et af de bedste, vi har at arbejde med

Lin og Shus teori er stadig udbredt

Selv med over et halvt århundrede på bagen, og selvom der stadig er flere uklare og uforklarede omstændigheder omkring spiralarme, er Lin & Shus ’tæthedsbølge-teori’ stadig én af de to fremherskende teorier om spiralstruktur.

Deres originale artikel fra 1964 er citeret i den videnskabelige litteratur langt flere gange end alle Lindblads samlede værker gennem 50 år tilsammen - og det er ikke uden grund:

Tæthedsbølge-teorien kan detaljeret og kvantitativt forklare en lang række elementer ved spiralgalakser, eksempelvis tætheden i armene, deres bredde og levetid, og hvordan støvskyer ligger i forhold til armene.

Alligevel er det ikke hele forklaringen, og flere andre teorier har været fremsat gennem tiden.

Eksplosions-drevne spiralarme

Især én teori har opnået bred anerkendelse, nemlig den såkaldte 'selv-propagerende stjernedannelse', fremsat i 1976 af astrofysikerne Mark W. Mueller og W. David Arnett og forbedret to år senere af astrofysikerne Humberto Gerola og Philip E. Seiden.

Bag teoriens lidet mundrette navn gemmer sig en helt anden mekanisme end Lin og Shu’s bølge-teori: Når de tungeste stjerner eksploderer som supernovaer, sender de ’detonationsbølger’ gennem den interstellare gas i galaksen, og det skaber spiralarmene.

Ved eksplosionen chok-kollapser nærliggende gasskyer og danner stjerner, og på den måde udbreder — eller propagerer — stjernedannelsen sig som 'ringe i vandet' fra ét område og udad.

Men på grund af den differentielle rotation (forskellen i hastighed tæt på og langt fra centrum) af galaksens skive, stikker de dele af ringene, som er nærmest galaksens centrum, af fra de fjerneste dele.

Ringene, som altså består af unge, klare stjerner og gasskyer, der lyses op af stjernernes lys, bliver derfor hurtigt trukket ud i aflange formationer.

En kombination af flere teorier

Resultatet af de eksploderende tunge stjerner, der får gasskyer til at kollapse og danne stjerner, der udbreder sig som ringe i vand, er en såkaldt flokkulent spiralgalakse.

Ordet betyder ’uld-agtig’ og hentyder til, at skiven består af en masse smådele af spiralarme, der tilsammen giver et "tottet" spiralmønster.

De enkelte dele vindes hurtigt op, men nye dannes hele tiden. Flokkulente galakser har derfor typisk ikke et veldefineret antal spiralarme, i modsætning til eksempelvis Lord Rosses Malstrømsgalakse, der er nævnt i begyndelsen af artiklen.

Man kan altså sige, at hvor stjernedannelsen i Lin & Shus tæthedsbølge-teori skyldes spiralarmene, er det i Mueller & Arnetts teori altså spiralarmene, der skyldes stjernedannelsen.

I nogle galakser er det tydeligt, at den ene eller den anden teori er forklaringen, mens der i andre galakser, for eksempel Mælkevejen, kan være en blanding af flere mekanismer på spil.

Nye opdagelser i vores egen galakse

Især Mælkevejen er genstand for aktiv forskning. Hvor andre galakser (som ikke er for langt væk) let lader sig observere, kan vi i vores egen galakse så at sige ikke se skoven for bare træer.

Vi ligger inde i Mælkevejens skive, og vi må derfor forlade os på forskellige indirekte målemetoder, når vi prøver at kortlægge den.

Så sent som i juli 2021 gik det således op for astronomer, at den spiralarm, som Solen ligger i, er længere, og at to af de andre arme er mindre snoede end hidtil antaget.

Og hvor vi hidtil troede, at Mælkevejen havde fire arme, blev der for nylig fundet en langstrakt gassky i den anden ende af galaksen, som muligvis kan være en femte arm.

Gaia måler en milliard stjerner og objekter i Mælkevejen

Der er altså rigeligt at give sig i kast med som spiralarmsforsker.

Vi har stadig bedre udviklede teorier, teknologiske og computermæssige fremskridt, og nye og præcise observationer.

Sidstnævnte får vi eksempelvis leveret af rumteleskopet Gaia, der er i gang med at måle præcise positioner og bevægelser af ikke mindre end omkring en milliard stjerner og andre objekter i og udenfor Mælkevejen.

Med den teknologiske udvikling og forfinede teorier kommer vi stadig nærmere på en forståelse af dette prægtige og forunderlige fænomen, som spiralgalakser er.

Dette er en let redigeret version af en artikel bragt i det norske blad 'Astronomi'.