Billede af Andromedagalaksen.
Mælkevejen
Erling Poulsen
Vor egen galakse, Mælkevejen, har fået sit navn, fordi den strækker sig som et hvidt uregelmæsigt bånd hen over stjernehimlen. Den ser dog kun sådan ud fordi solsystemet ligger inden i den; udefra ligner den billedet, som forestiller vor nabogalakse M-311) i stjernebilledet Andromeda.
Vor galakse er en stor spiral af stjerner (ca. 100 mia.), som måler ca. 100000 lysår2) i diameter og har en tykkelse på 10000 lysår på midten og 700 lysår længere fra rotationsaksen. Solen ligger ca. 30000 lysår fra centrum og er 225 mill. år om at fuldføre et omløb.
Da vi befinder os inde i galaksen ser vi mange stjerner når vi ser på himlen i galaksens plan, ser vi derimod ud i rummets dybder er der ikke så mange stjerner at se. Stjernerne i galaksens plan vil flyde sammen for det blotte øje og vise sig som et svagt lysende bånd, men med en lille håndkikkert vil myriader af sole kunne ses.
Dens centrum

Fotografierne som er sammensat til denne lille film er taget gennen NTT på la Silla, Chile af European Southern Observatory. Man ser stjernernes bevægelse nærmest Mælkevejens centrum, stjernen i den mindste bane er den omtalte.Sidelængde 10 lysårI Mælkevejens centrum er et sort hul som indeholder 2,6 mill. solmasser på et område mindre end 10 lysminutter2a) (ca. afstanden fra Jorden til Solen). Billedet til højre viser de inderste dele af vor galakse og dets sidelængde er 10 lysår, centrum er den orange kugle til venstre for midten. Billedet er optaget i røngtenstråling af Chandra X-ray Observatory. Andre galakser har også et stort sort hul i deres centrum.
Der er opdaget en stjerne i kredsløb om Mælkevejens centrum, den har en langstrakt bane og en omløbstid på 15 år. Den er kun 17 lystimer2b) fra centrum når den er nærmest og dens hastighed er da 5000 km/sek (det er disse målte størrelser der gør at man kan beregne hullets masse). Stjernens kredsløb vil efterhånden blive mindre og når den når ind til en mindsteafstand på ca. 2-3 lystimer vil tidevandskræfter rive den i stykker og dens stof vil i en skive hvivle ind mod hullet. Mens stoffet hvivler ind vil gnidning opvarme stoffet til meget høje temperaturer og der udsendes gammastråling, til sidst forsvinder stoffet i det sorte hul.
I modsætning til andre tunge sorte huller, der er opdaget, er vort hul meget stille så for øjeblikket er der ikke meget stof som falder ned i det. I røngten-stråling blusser det dog lidt op flere gange hver dag og udfra strålingen kan beregnes at Mælkevejens sorte centerhul sluger hvad der svarer til en gennemsnits komet om dagen (en beskidt snekugle med en diameter på ca. en km.). Så for øjeblikket er der ikke ret meget stof i nærheden af det, men radiostråling i dets nærhed viser at tidligere har det været mere livligt og det vil det sikkert blive igen.

Afstanden til galakserne.
I begyndelsen af det tyvende århundrede opdagede astronomerne en type variable stjerner, der ikke blot udsendte meget energi, men hvor lysstyrken og deres periode hang sammen, de blev kaldt cephider. Tidligt i 1920'erne lykkedes det at fotografere cephider i M-31, og ved at måle deres periode kunne man nu finde deres samlede lysudsendelse. Denne kunne så sammenlignes med deres lysstyrke set fra Jorden, og dermed kunne afstanden findes, for jo længere væk en lyskilde er jo svagere ses den. Det viste sig at M-31 var over to mill. lysår væk, og dermed langt fra vor Mælkevej. Tidligere havde mange regnet M-31 for en gaståge i Mælkevejen.
Hubbels Lov.
Siden er afstanden til mange galakser målt på tilsvarende måde. Når galakser er meget fjerne, kan selv cephider ikke identificeres, og andre metoder til afstandsbestemmelse må bruges. En af de mest brugte metoder i dag er supernovaer, de gigantiske eksplosioner der afslutter tunge stjerners tilværelse. Energiudsendelsen ved disse begivenheder er ret ens og en sammenligning med supernovaens tilsyneladende lysstyrke giver afstanden til galaksen, som rummer novaen. Med denne metode kan afstande på op til ca. fire mia. lysår måles.
Om et objekt nærmer sig eller fjerner sig kan måles ved, at se om det lys vi modtager er mere blåt eller mere rødt end det skulle være3). Og det har vist sig at de fjerne galakser bevæger sig væk fra os med hastigheder der vokser jo fjernere de er, det kaldes Hubbels lov. Med den kan endnu fjernere galaksers afstand måles, man måler rødforskydningen, og får direkte afstanden.
Den manglende masse.
Stjernerne bevæger sig rundt om galaksernes centre, jo hurtigere en stjerne bevæger sig jo tungere må galaksen være, for at kunne holde stjernen i kredsløb. Man kan altså måle massen af galakser ved at undersøge hastighedsfordelingen blandt dens stjerner.
Men her er astronomerne stødt ind i et stort problem, galaksernes masse er omkring ti gange højere end massen af de stjerner og gasskyer vi kan se. Hvad den manglende masse skyldes vides ikke, men der er gættet på alt fra eksotiske partikler (som ikke kendes fra jordisk højenergifysik) og til utallige sorte huller i miniformat.
Galaksernes fordeling.
Galakserne klumper sig sammen i hobe. I vor lokale hob er ca. tyve medlemmer, heraf er tre spiralgalakser (Mælkevejen, M-31 og M-33) og en række små uregelmæsige galakser. Galaksehobene er ikke jævnt fordelt i rummet, man finder store områder hvor der ingen hobe er. Universet ligner mest sæbeskum, med galakser dér hvor sæbehinderne er og store tomme bobler imellem. Grunden til at Universet har den opbygning kendes ikke.

KLIK og se et billede fra en større undersøgelse
Billedet viser en "skive" af Universet.
Fordelingen af de ca. 14000 synlige galakser,
der er nærmere end ½ mia. lysår, viser store
tomrum og koncentration i "hinder", der omgiver
tomrummene. Vor mælkevej er ved pilen.

Mere om Universets skabelse.
1)Man møder ofte betegnelsen M og et nummer på stjernekort. Det stammer fra en liste over tågeagtige objekter på himlen, som franskmanden Messier fra 1771-84 fik offentliggjort. Formålet var at andre astronomer ikke skulle tage fejl af disse tåger og kometer, som var meget populære objekter på den tid.

2)Et lysår er den længde et lysglimt bevæger sig på et år, ca. 9,5 *1012 km.

2a)Et lysminut er den længde et lysglimt bevæger sig på et minut, ca. 17987550 km.

2b)En lystime er den længde et lysglimt bevæger sig på en time, ca. 1079253000 km.

3)Det kaldes Dopplerforskydningen og kendes fra f.eks den lyd, der kommer fra en bil; står man i vejkanten vil billydens tone være højere når den nærmer sig og lavere når den fjerner sig. Lys er bølger, og en lysgiver der nærmer sig ser ud som den udsender lys med højere frekvens (blåforskudt), når den fjerner sig ses lyset med en lavere frekvens (rødforskudt).