Mælkevejen

Af Erling Poulsen

Vor egen galakse, Mælkevejen, har fået sit navn, fordi den strækker sig som et hvidt uregelmæssigt 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-311¹ 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
I 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 hvirvle ind mod hullet. Mens stoffet hvirvler 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 man beregne, 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 vokse, 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 uregelmæssige 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.


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 for eksempel 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).