Hvordan opstår galakser?

I en nylig Forskerzonen-artikel kunne du læse om, hvad galakser – universets fundamentale byggesten – egentlig er, og hvad de består af.

I denne opfølgende artikel beskriver jeg, hvordan disse spektakulære samlinger af stjerner er opstået.

Erkendelsen af, at der findes andre galakser end vores egen Mælkevej, er ikke mere end 100 år gammel. I årene omkring 1920 bestemte flere astronomer – af hvem Edwin Hubble nok er den mest berømte – afstandene til nogle tågede objekter og viste, at de lå langt uden for Mælkevejen.

På dette tidspunkt var teorien om tyngdekraften allerede godt på plads, både den Newtonske tyngdelov fra slutningen af 1600-tallet, og Einsteins elegante og mere korrekte udlægning i den generelle relativitetsteori fra 1915.

Det stod klart, at tyngdekraften spillede en vigtig rolle ved at få gigantiske gasskyer til at kollapse under deres egen vægt og danne stjerner.

Den fulde historie og alle dens glorværdige detaljer tog dog tid at formulere og er stadig langt fra at være helt på plads. For eksempel var et centralt spørgsmål, om store skyer først dannede galakserne, som derefter begyndte at danne stjerner, eller om stjernerne blev dannet først og derefter klumpede sig sammen i galakser.

En berømt artikel fra 1962 argumenterede for det første scenarie, men virkeligheden, tror vi, er mere kompleks. I den fremherskende teori kan skabelsen af en galakse deles op i tre trin:

1. Et ‘ur-kollaps’ af stof til en klump i det tidlige, ekspanderende univers
2. Hierarkisk opbygning af større klumper fra mindre klumper
3. En mere rolig udvikling gennem interne processer som for eksempel dannelsen af spiralarme.

Tyngdekraften sætter det hele i gang

I første omgang har galakserne tyngdekraften at takke.

I universets ungdom lå gassen næsten fuldstændig jævnt fordelt. Men ikke helt!

Ganske små ujævnheder — hvis oprindelse kan spores tilbage til det kvantemekaniske ubestemmelighedsprincip — gjorde, at der nogle steder var lidt mere stof end andre steder, og dermed lidt mere tyngdekraft til at hive i det omkringliggende stof.

Disse små ujævnheder kan faktisk observeres i det allertidligste lys, vi kan se — den såkaldte kosmiske mikrobølgebaggrundsstråling.

Da dette lys blev udsendt, små 400.000 år efter Big Bang, var de tætte områder omtrent en hundredetusindedel tættere end de mindst tætte (se her, her og her).

Ved at tiltrække mere stof begyndte klumperne efterhånden at vokse sig større i det allerførste ‘ur-kollaps’, eller såkaldte ‘primordiale kollaps’. Men i starten var universets udvidelse rasende høj, og et kapløb mellem ekspansion og kollaps begyndte.

Her kom det mørke stof til hjælp. Hvis der kun havde været det ‘normale’ stof, havde klumperne ikke kunne nå at vokse nok, før udvidelsen havde hevet stoffet for langt fra hinanden.

Og så var der aldrig blevet dannet hverken galakser, stjerner, planeter, eller os.

Galakse-hierarki

Så galt gik det heldigvis ikke. Det mørke stof kollapsede, og gassen fulgte med. Hvilke strukturer blev så dannet først? Var det små klumper der blev til stjerner, som senere klumpede sammen til galakser? Eller var det gigantiske klumper, der blev til galakser, som senere fragmenterede til stjerner?

Teoretiske beregninger og computersimuleringer tyder på, at de første strukturer, som ‘løsrev’ sig fra universets udvidelse, var relativt små; måske omtrent på størrelse med kuglehobe, det vil sige med masser i omegnen af 100.000 gange så tunge som Solens.

Observationelt stemmer dette scenarie overens med, at observerede kuglehobe indeholder nogle af universets ældste stjerner.

Mens disse skyer begyndte at danne de første stjerner, samlede de sig til større, så endnu større, og så videre. De største galakser blev altså fortrinsvis dannet til sidst, mens galaksehobe blev dannet endnu senere.

Denne opbygning af universets struktur kaldes ‘hierarkisk’, og står i modsætning til hvad den tidligere omtalte artikel fra 1962 hævdede, nemlig at galakserne dannedes i ét stort, ‘monolitisk’ kollaps.

Galaksen falder til ro

Mørkt stof kan ikke støde sammen, hverken med sig selv, eller med normalt stof. Derfor tager det lang tid for det mørke stof at klumpe sammen, da partiklerne i et sammenstød går lige igennem hinanden.

For gassen er historien anderledes: Når gassen bliver tæt nok, begynder en anden proces at dominere over tyngdekraften, nemlig hydrodynamik.

Varm gas har højt tryk, og kan derfor ikke synke ned i centrum af haloen. Atomerne kan støde sammen, men hvis ikke de kan slippe af med deres energi, stiger trykket bare, når gassen presses sammen, så det bliver sværere og sværere for atomerne at trække sig sammen.

Det kan de heldigvis: Når to partikler støder sammen, har de en vis bevægelsesenergi. Noget af denne energi kan gå til at sparke et atoms elektron op i en højere energitilstand. Man siger, at atomer er exciteret.

Efter en stund ‘falder’ elektronen ned igen, og energien bliver nu frigivet som en lyspartikel (foton), som kan stikke af. På den måde falder gassen i temperatur og mister energi.

Gassen har desuden viskositet (det vil sige sejhed, gnidningsmodstand) og kan udvikle turbulens, hvilket er med til at ‘bremse den op’, så den til sidst kan falde til ro i midten.

Stjerner dør, stjerner fødes

Galakserne udvikler sig ikke kun ved at smelte sammen med andre galakser, men også ved ‘interne’ processer. Denne udvikling kaldes sekulær, da det typisk tager meget længere tid end de eksterne processer. Sekulære processer tager nogle milliarder år, mens eksterne processer tager nogle 100 millioner år.

Stjerner dør og giver en del af deres gas tilbage til det interstellare medium (rummet mellem stjernerne), men nu forurenet med metaller, det vil sige grundstoffer, der er tungere end brint og helium.

Nye stjerner fødes, både af den gamle gas, men også af ny gas, der langsomt tilføres galaksen fra det intergalaktiske medium (altså den del af universet, der ligger mellem galakserne).

Galakser kan ændre form og struktur ved at flyve tæt forbi andre galakser. Og måske mest prominent udvikler galaksernes gasskiver de velkendte spiralstrukturer, samt ‘bjælker’, som er en aflang struktur af gas og stjerner i galaksens centrum.

Som du kan læse om i den forrige artikel, findes der mange forskellige slags galakser. De to mest prominente typer er dog spiralgalakser og elliptiske galakser.

Hvordan de dannes, ser vi på i det følgende:

En gassky roterer som en skøjteløber

Når en halo af gas og mørkt stof begynder at blive dannet, får tyngdekraften fra nabohaloerne den til at rotere i højere eller lavere grad (se her og her). Nogle trækker den ene vej, og nogle trækker den anden, og den retning, der er flest, der trækker i, bestemmer, hvilken retning haloen kommer til at rotere.

Gassen køler og kollapser yderligere, og ligesom en skøjteløber drejer hurtigere rundt, når de trækker armene ind, roterer gasskyen hurtigere og hurtigere efterhånden, som den kollapser.

Dette kaldes at bevare sit impulsmoment og er en af de fundamentale bevaringslove i universet.

Mens gassen let kollapser langs med omdrejningsaksen, gør rotationen, at gasskyen har sværere ved at kollapse i det plan, den roterer i. Derfor dannes efterhånden en skive af gas, og dermed altså grundformen på en spiralgalakse.

Spiralarmene er fyldt med unge stjerner

Stjerner dannes i forskellige størrelser. De store lyser mange gange kraftigere end de små, og med meget højere energi. Derfor er deres lys blåhvidt, og derfor brænder de hurtigt ud, det vil sige i løbet af nogle millioner år.

Små stjerner lyser til gengæld orangerødt, og lever i milliarder af år.

Et område i en galakse, der er i gang med at danne nye stjerner vil derfor synes blåligt, mens et område hvor stjernedannelsen er gået i stå, med tiden vil synes rødligt.

Selvom det ser ud som om, at næsten alle stjernerne i galaksens skive ligger i de blå spiralarme, er tætheden faktisk kun 2-3 gange højere her. Grunden til, at spiralarmene er så prominente er altså ikke, at der er specielt mange flere stjerner, men derimod at det er her, stjernerne netop nu er i gang med at blive dannet.

Hvorfor bliver spiralarmene så ikke efterhånden røde? Det er, fordi armene ikke består af de samme stjerner hele tiden. I stedet er er det en slags mønster, eller tæthedsbølger, som udbreder sig gennem skiven.

Oven i købet er mønstrene ret kortlivede; en spiralarm holder nok typisk kun en enkelt eller få omdrejninger før den opløses, og nye dannes.

Spiralarmenes opståen og udvikling — stadig lidt af en gåde

Fordi galakser set med vores kortlivede menneskeøjne er ‘fastfrosset i tiden’, kan vi dog ikke observere rotationen og spiralarmenenes opståen direkte, så derfor er deres livstid endnu er ret åbent spørgsmål.

Stjernerne bevæger sig rundt i galakser med typiske hastigheder på nogle hundrede km/s. Indenfor en vis afstand fra centrum (for Mælkevejen er dette punkt omtrent, hvor Solen ligger) overhaler stjernerne de mønstre som armene udgør, mens det længere ude er omvendt.

Om Solen bevæger sig ind og ud af Mælkevejens spiralarme, eller om vi ligger nogenlunde stille, er en løbende debat, og der findes i øjeblikket ikke nogle konkrete beviser.

Præcis hvordan spiralarmene opstår og udvikler sig er heller ikke helt veletableret, men har at gøre med, at instabiliteter i skiven kollapser og danner stjerner, og at de tungeste stjerner hurtigt eksploderer som supernovaer, hvilket sender trykbølger gennem det interstellare medium, som så kan få andre områder til at kollapse og danne stjerner.

Når gasskyer smadrer sammen

Så vidt spiralgalakserne. Men hvordan dannes de kæmpemæssige elliptiske galakser så?

Indimellem støder galakserne sammen. Når det sker, støder stjerner så godt som aldrig sammen, fordi der er så langt mellem dem. Men det gør gasskyerne til gengæld, hvorved de kollapser og danner nye stjerner, og tyngdekraften river i det hele taget galakserne godt og grundigt fra hinanden.

Efterhånden falder den sammensmeltede galakse til ro igen. Hvis der er stor forskel i størrelsen, ændrer den største sig ikke synderligt; den lille bliver simpelthen slugt af den store. Men hvis to spiralgalakser er nogenlunde lige store, er det ikke sikkert, at slutresultatet bliver til en skive igen – så kan det i stedet danne en elliptisk galakse.

I et såkaldt starburst opbruges næsten al gassen, enten til at danne stjerner, eller også ved at blive blæst ud af galaksen af stjernevinde. Derfor danner elliptiske galakser stort set ikke nye stjerner, og derfor er kun de langlivede, lette, og dermed rødorange stjerner tilbage, hvilket giver disse galakser deres farve.

Dette er én måde at danne elliptiske galakser på. En anden er i det tidlige univers, som et resultat af flere sammenstød af mindre proto-galakser.

Hvis stjernedannelsen i en protogalakse sker hurtigt, udtømmes den simpelthen for gas, inden de når at danne en skive. Dermed når den ikke at ‘klappe sammen’ til en skive, og stjernerne beholder deres oprindelige, tilfældige baner.

Når milliarder af stjerner har tilfældige baner, er resultatet en mere sfærisk fordeling end spiralgalaksernes skive.

Stadig mange mysterier at løse

De tungeste galakser i universet er elliptiske. Om de blev dannet tidligt eller sent i universets historie har længe været debatteret, men for nylig fandt et hold af astronomer fra Niels Bohr Institutets Cosmic Dawn Center og National Astronomical Observatory of Japan den hidtil fjerneste elliptiske galakse.

Fordi lyset har brugt tid på at rejse ned til os, betyder ‘fjern’ også ‘lang tid siden’, og denne galakse ser vi helt tilbage fra, da universet var 1/10 af sin nuværende alder.

Allerede her ser vi den som ‘uddød’, det vil sige, den er stoppet med at danne nye stjerner.

Dette bekræfter billedet om, at de elliptiske galakser blev dannet tidligt. Der er dog stadig masser af mysterier at tage fat på for astronomerne, som for eksempel præcis hvordan galakserne ‘lukker ned’ for deres stjernedannelse.

Denne såkaldte quenching er et af de hotteste astronomiske emner for tiden.