Galakser

Tekst: Peter Laursen

Galakser er gigantiske samlinger af stjerner, gas, støv og — tror vi — det såkaldte mørke stof, holdt sammen af tyngdekraften. Dannet og udviklet over milliarder af år og fulde af sorte huller, hvirvlende gasskyer og eksploderende stjerner, virker de på én gang majestætisk rolige og dramatisk action-packed.

 

Vores egen galakse er flad, og set "indefra" ligner den derfor et smalt, lysende bånd, strakt ud over himlen. Dens lighed med en strøm af mælk fik derfor de gamle grækere til at kalde den Galaxías Kýklos — "Mælkecirklen".

Fremskridt i vores forståelse af galaksernes udvikling

Siden det for cirka hundrede år siden rigtig gik op for os, at vores Mælkevej ikke er hele Universet, men blot én af utallige galakser, har astronomer gjort mange store landvindinger indenfor teorier om galaksernes dannelse, struktur og udvikling.

På Niels Bohr Institutet forsker vi i flere af disse teorier, og med vores involvering i mange store observationelle programmer, foretaget med nogle af verdens (og rummets) største teleskoper, samt detaljerede computersimuleringer, udfører vi til stadighed den fremmeste forskning på området.

På denne side kan du læse lidt om, hvad galakser egentlig er, hvordan de dannes og udvikler sig, og indenfor hvilke områder vi på Niels Bohr Institutet forsker i galakser. Denne forskning bedrives i forskergruppen Cosmic Dawn Center, som Niels Bohr Institutet huser i samarbejde med DTU Space, og på Dark Cosmology Centre.

De første galakser

Kimen til al struktur i Universet lagdes allerede i det allerførste splitsekund efter Big Bang, for 13.8 milliarder år siden, da kvantefluktuationer skabte mikroskopiske klumper i en ellers fuldstændig jævn fordeling af stof.

 

 

Universet udvidede sig i starten med rasende hast, og et kapløb satte ind mellem udvidelsen, der prøvede at rive alt fra hinanden, og tyngdekraften, der prøvede at få klumperne til at vokse og kollapse. Men ved hjælp af tyngdekraften fra mørkt stof lykkedes det efter et par 100 millioner år de klumper, der var store nok, at vokse til den struktur vi ser i dag — stjerner, galakser, og galaksehobe.

 

 

Teleskop som tidsmaskine

Jo længere væk en galakse ligger, jo længere har lyset været undervejs, og jo længere ser vi derfor tilbage i tiden. Jagten på "den første galakse" involverer derfor at detektere de fjerneste og dermed lyssvageste objekter, hvilket kun er muligt med de største teleskoper på Jorden eller, alternativt, rumbaserede teleskoper.

I skrivende stund går vi længselsfuldt og venter på opsendelsen af "Hubble-teleskopets efterfølger", rumteleskopet James Webb Space Telescope (JWST), som kommer til at revolutionere vores viden om det tidlige Univers.

 

I samarbejde med DTU Space er Niels Bohr Institutet involveret i den teknologiske udvikling af instrumenter til James Webb, samt den fremtidige dataindsamling og -analyse.

Galakserne fortæller historien om universet

Den nuværende "rekord" for den tidligste galakse er 400 millioner år efter Big Bang, da Universet var kun 3% af sin nuværende alder. Men at finde de fjerneste galakser er ikke bare et spørgsmål om at slå en rekord. Fordi vi kigger tilbage til tiden kort efter Big Bang, vil en detektion der ligger blot 50 eller 100 millioner tættere på Big Bang give os en betydelig indsigt i de tidsskalaer og processer der styrer galaksedannelse. Og det er hvad vi forventer at se med James Webb, hvis ikke vi endda kommer endnu tættere på Big Bang.

Hvordan disse objekter vil se ud, er dog endnu uvist. Mængderne af data vil blive store, og kommer til at kræve ikke bare astrofysisk viden, men også avancerede analyseapparater, som f.eks. machine learning. Så der er også rig mulighed for at bidrage til forskning i galakser hvis du er interesseret i computere og data science.

Galaksernes udvikling

I modsætning til andre fysikere kan du som astronom ikke gå ned i en kælder og eksperimentere med galakser, hvis du vil vide f.eks. hvad der sker når de støder sammen. Og som menneske er det alt for længe at vente, på at se hvordan galakserne udvikler sig. Det kan vare 100 millioner år.

Til gengæld kan du noget der langt sejere: Du kan kigge tilbage i tiden! En givet galakse ser godt nok ud for os til at være frosset i tiden, men ved at observere større populationer af galakser i forskellige afstande, kan vi se hvordan galakserne — statistisk set — udvikler sig gennem tiden.

Rejs gennem det dybeste billede der nogensinde er taget af Universet. Copyright: BBC

Computermodeller af universet er et vigtigt værktøj

At konstruere fysiske og matematiske modeller af denne udvikling er en af de væsentligste opgaver blandt Niels Bohr Institutets astronomer og studerende. På den måde kan vi lære hvordan galakserne fødes, lever og dør, hvorfor de kan ende med at se helt forskellige ud, hvordan deres bestanddele ændrer sig, og hvilke processer der er vigtige for forløbet.

De tidlige galakser gennemgik i starten en rivende udvikling, hvor tilførsel af ny gas fra det intergalaktiske medium - rummet mellem galakserne - gav anledning til intens stjernedannelse, samtidig med at mindre galakser smeltede sammen til større.

De største stjerner brænder ud hurtigst, og eksploderer i supernovaer, som beriger det interstellare medium — dvs. det stof der ligger mellem stjerner — med tungere grundstoffer; især kulstof, ilt og kvælstof, men også f.eks. silicium, magnesium og jern. Nogle af disse grundstoffer danner molekyler, og nogle molekyler danner støvkorn, som også på virker galaksens udvikling, fx ved at accelerere stjernedannelsen.

Alt i universet er opbygget af små partikler

Galaksernes interstellare medium udvikler sig altså med tiden. Omvendt påvirker det interstellare medium galaksernes udvikling. Af gassen dannes nye stjerner, og stjernerne har omfattende indvirkning på galaksens udvikling:

Omkring 2–3 milliarder år efter Universets dannelsen var stjernedannelses-hastigheden på sit højeste. Selve strålingen fra de varmeste af stjernerne udøvede et tryk på gassen, og når de senere eksploderede som supernovaer, blev gassen presset endnu mere udad. I samme periode udviklede galakserne et supertungt sort hul i midten.

Gas, der hvirvler ned i de sorte huller, varmes op til millioner af grader, og som en sidste dødsrallen inden det for altid forlader den verden vi kan se, udsendes noget af stoffet i ekstremt energirige jets. De kraftigste af disse "aktive galaksekerner", altså de sorte huller i centrum af galakserne — såkaldte kvasarer —  kan ses på tværs af det meste af det observerbare Univers.

Hvad der skal til for at de sorte huller skaber disse jets, og hvordan de aktive galaksekerner udvikler sig i samspil med deres "værtsgalakse", er også noget vi forsker meget i på Niels Bohr Institutet.

Galaksernes død

Den voldsomme feedback fra strålingstryk, supernova-eksplosioner og aktive galaksekerner, beskrevet ovenfor, kan blæse gassen ud af galakserne i galaksevinde med flere hundreder af kilometer i sekundet. Somme tider falder gassen tilbage til galaksen, men i nogle tilfælde risikerer galaksen at løbe tør for gas — den bliver simpelthen "kvalt", eller på engelsk quenched.

Andre processer kan også føre til quenching. For eksempel kan de voldsomste galaksesammenstød rive gassen ud af galakserne, eller gassen kan blive for varm til at kunne danne stjerner. Hvordan nogle galakser kan opbygge en stjernepopulation svarende til Mælkevejens nutidige størrelse på "bare" et par milliarder år, for derefter at dø fuldstændig ud og forblive passive de næste 12 milliarder år, er lidt af et mysterium som vi prøver at løse.

Observationer af galakser

Som beskrevet ovenfor, består galakser ikke kun af stjerner, men også af det komplekse interstellare medium. Når vi observerer galakser, kigger vi derfor ikke kun efter stjernelys, men også efter lys fra atomer, molekyler og støv. Selvom støv formørker vores observationer, gløder det også selv i infrarøde bølgelængder og kan dermed afsløre en galakse, som udsender lys, der ikke umiddelbart er synligt for os.

Molekylerne — eksempelvis kulilte (CO) — udsender gerne lys med endnu længere bølgelængder, helt ude i radiobølgeområdet. Selvom radiobølger bare er lys med længere bølgelængde end f.eks. infrarødt og optisk lys, kræver det en noget anden teknik end at observere de kortere bølgelængder.

Jo længere bølgelængden er, jo dårligere opløsning får billedet, mens jo større teleskop man bruger, jo bedre opløsning får man (udover at man også kan indsamle mere lys, og dermed kan se mere lyssvage objekter). For radiobølger bruger man en smart teknik, kaldet "interferometri". Det virker sådan her:

Ved at placere flere teleskoper langt fra hinanden i et såkaldt "array" får man effektivt set et teleskop med en diameter svarende til afstanden mellem teleskoperne. Flere af disse arrays findes rundt omkring i verden — på Niels Bohr Institutet er vi især glade for at bruge Atacama Large Millimeter Array, eller "ALMA", som består af 66 teleskoper/antenner, hver med en diameter på op til 12 meter. Antennerne kan køre på skinner op til 16 kilometer fra hinanden.

Optiske observationer af galakser foretager vi f.eks. med Hubble-rumteleskopet, med Very Large Telescope (VLT) i Chile, eller med det Nordiske Optiske Teleskop (NOT) på La Palma.

Hvert år har de specialestuderende mulighed for at tage et kursus i observationel astronomi, der inkluderer en uges ophold ved NOT'en; en fantastisk mulighed for at prøve at styre et 43 tons tungt teleskop, opleve den smukke kanariske natur, holde sig vågen til solopgang med mikrobølgeopvarmet pulverkaffe, og måske endda efterfølgende skrive en artikel, hvis man har observeret noget interessant.

Gravitationelle linser

Galakser er spændende i sig selv, men kan også fungere som et uvurderligt værktøj, nemlig "gravitationelle linser", eller tyngdelinser. Galaksehobe med hundreder eller tusinder af galakser er med deres kolossale masser på tusind billioner solmasser i stand til at krumme selve rummet i så høj grad, at lyset fra fjerne, bagvedliggende galakser bliver afbøjet, forvrænget, og forstærket på dets vej ned til os.

Lyset fra de fjerne galakser kan i mange tilfælde blive forstærket 10 eller endda 100 gange. Galaksehoben kommer således til at fungere som et slags "kosmisk teleskop", som gør det muligt for os at detektere objekter, vi ellers ikke ville kunne se.

Og ikke nok med det: Lyset fra baggrundsgalakserne kan tage forskellige veje rundt om hoben, og dermed nå ned til os fra forskellige retninger. Når vi kigger i nærheden af en galaksehob, ser vi derfor ofte den samme baggrundsgalakse flere steder på himlen på én gang.

De forskellige ruter, som lyset rejser, tager ikke lige lang tid (både fordi de ikke er lige lange, men også fordi lysstrålens tid går langsommere, jo stærkere tyngdekraft det rejser igennem). Denne effekt har en interessant konsekvens:

Hvis galaksen på en eller anden måde ændrer udseende over kort tid — f.eks. hvis en kvasar flimrer, eller en supernova eksploderer — kan man måle den præcise tidsforskel.

Udover at man kan "sidde parat" til at observere f.eks. eksplosionen af en supernova, og dermed fange de allerførste faser af eksplosionen, kan den præcise tidsforskel bruges til at måle nogle af de vigtigste parametre i kosmologi — altså den del af astronomi, som beskæftiger sig med Universet som helhed — nemlig Hubble-konstanten H₀, det tal der fortæller, hvor hurtigt Universet udvider sig, eller de tal der fortæller hvor meget mørkt stof og mørk energi, der er i Universet.

Computersimuleringer

Teorier om Universet og galakserne er ikke mulige uden input fra observationer og eksperimenter. Omvendt bruger vi teorierne til at fortolke og forudsige, hvad vi observerer. Selvom en computer i princippet ikke kan noget, et menneske ikke kan, kan den gøre det en milliard gange hurtigere, og derfor udvikler vi også omfangsrige computersimuleringer, somme tider udført på et netværk af flere hundreder computere.

At simulere en galakse kan gøres på flere forskellige måder. En typisk måde er såkaldte "partikelsimuleringer", hvor partikler, som hver især repræsenterer en mængde af enten gas, stjerner eller mørkt stof, følges rundt i rummet, efterhånden som de bevæger sig under påvirkning af diverse kræfter, f.eks. tyngdekraften, hydrodynamik, og magnetfelter.

 

Jo flere partikler man baserer simuleringen på, jo højere opløsning og dermed mere præcis bliver simuleringen. Til gengæld bliver den også "dyrere" at køre ift. antal timer (eller dage eller måneder) den tager, og hvor mange processorer der skal bruges.

Alt efter hvad man er interesseret i, kan man vælge at simulere et stort eller et lille volumen af Universet. Er man interesseret i Universets storskalastruktur og hvordan galakserne fordeler sig i Universet, hvor mange der er af de forskellige typer og størrelser, kan man f.eks. simulere en boks der er et par milliarder lysår på hver led.

I sådanne "kosmologiske simuleringer" vil de enkelte galakser dog være ret dårlig opløst, så hvis man er mere interesseret i galaksernes struktur, de forskellige faser af det interstellare medium, eller hvilke kriterier der skal være opfyldt for at stjerner dannes, kan man vælge at simulere et lille område af Universet, måske endda bare en enkelt galakse. Her kan kan virkelig zoome ind på ganske lille skala, men mister til gengæld den fysik der ligger i, at nabogalakser kan have en vigtig indvirkning på en galakses udvikling.

Et af de største mysterier i astrofysik er, hvad mørkt stof — som, hvis det overhovedet findes, udgør 5/6 af en galakse — egentlig består af, og hvad dets generelle egenskaber er. Fordi det udgør langt størstedelen af en galakse, kan man få ganske fornuftige resultater af helt at droppe det "almindelige", ikke-mørke stof i sin simulering, og i stedet bruge regnekraften på endnu højere opløsning, eller endnu større voluminer. De største såkaldte "N-body-simuleringer" indeholder billioner af partikler, hvis udvikling beregnes på mange tusinde computere på én gang.

I stedet for "realistiske" simuleringer af galakser, hvor vi prøver at få så meget fysik med, som vores computere (og viden) tillader, kan man også vælge at bygge mere simple modeller af galakser, hvor man fokuserer på nogle få parametre, som man mener har betydning for sit problem.

For eksempel kan man repræsentere en galakse som en kugle af gas med en bestemt tæthed, temperatur, og hastighedsmønster. Man kan så bygge et helt bibliotek af tusindvis af modeller, hvor den eneste forskel fra én model til den næste er, at f.eks. temperaturen er lidt højere. Ved at finde den model, der bedst passer til en "rigtig", observeret galakse — altså ved at fitte en model til en observation — kan man så lære noget om sine observerede galakser.

Studerende i astrofysik

Som studerende i astrofysik på Niels Bohr Institutet får du hurtigt mulighed for bidrage til frontforskningen. Vælger du at forske i galakser, vil du ikke blot få indblik i Universets dybeste og smukkeste hemmeligheder, men også skabe dig en solid baggrund i matematiske, fysiske og statistiske analyseværktøjer, som vil være værdifulde både inden for og uden for universitetsverdenen.

Her er et par eksempler på studerende, som har udført regulær forskning:

• Dansk studerende løser hvordan lyset reflekteres nær sorte huller (Albert Sneppen).
• Kategorisering af gammaglimt: Studerende står bag videnskabeligt gennembrud (Christian Kragh Jespersen).