Astronomerne kunne gøre enorme fremskridt i kortlægningen af Mælkevejens spiralstruktur efter opdagelsen af 21-cm-linjen, der kommer fra koldt brint (se Mellem stjernerne: Gas og støv i rummet). Husk, at den slørende effekt af interstellart støv forhindrer os i at se stjerner på store afstande i disken ved synlige bølgelængder. Radiobølger med en bølgelængde på 21 cm går imidlertid lige igennem støvet, hvilket gør det muligt for astronomer at opdage brintatomer i hele galaksen. Nyere undersøgelser af den infrarøde emission fra stjerner i skiven har givet et lignende støvfrit perspektiv på vores galakses stjernefordeling. På trods af alle disse fremskridt i løbet af de sidste 50 år er vi stadig kun lige begyndt at få fastlagt Mælkevejens præcise struktur.

Vælkevejens arme

Vores radioobservationer af diskens gasformige komponent viser, at Mælkevejen har to store spiralarme, der udgår fra baren, og flere svagere arme og kortere udløbere. Du kan se et nyligt sammensat kort over vores galakses armstruktur, der er udledt af undersøgelser i det infrarøde område, i figur 1.

Solen befinder sig nær den indre kant af en kort arm kaldet Orionsporen, som er omkring 10.000 lysår lang og indeholder så iøjnefaldende træk som Cygnussplitten (den store mørke tåge i sommerens Mælkevej) og den lyse Orionnetåge. Figur 2 viser nogle få andre objekter, der deler denne lille del af galaksen med os, og som er lette at se. Husk, at jo længere væk vi forsøger at se fra vores egen arm, jo mere støvet i galaksen ophober sig og gør det svært at se med synligt lys.

Formation af spiralstruktur

I Solens afstand fra dens centrum roterer galaksen ikke som et solidt hjul eller en cd i din afspiller. I stedet er den måde, som de enkelte objekter drejer rundt om galaksens centrum, mere lig solsystemet. Stjerner, såvel som gas- og støvskyer, adlyder Keplers tredje lov. Objekter længere væk fra centrum tager længere tid om at fuldføre en bane rundt om galaksen end objekter tættere på centrum. Med andre ord halter stjerner (og interstellar stof) i større baner i galaksen efter dem i mindre baner. Denne effekt kaldes differentiel galaktisk rotation.

Differentiel rotation synes at kunne forklare, hvorfor så meget af materialet i Mælkevejens skive er koncentreret i aflange træk, der ligner spiralarme. Uanset hvad den oprindelige fordeling af materialet måtte være, kan galaksens differentielle rotation strække det ud til spiralformede træk. Figur 3 viser udviklingen af spiralarmene fra to uregelmæssige klumper af interstellar stof. Bemærk, at efterhånden som de dele af klumperne, der er tættest på galaktisk centrum, bevæger sig hurtigere, bliver de dele, der er længere ude, efterladt.

Men dette billede af spiralarmer giver astronomerne et umiddelbart problem. Hvis det var alt, ville differentiel rotation – i løbet af galaksens ca. 13 milliarder år lange historie – have viklet galaksens arme tættere og tættere sammen, indtil enhver antydning af spiralstruktur var forsvundet. Men havde Mælkevejen rent faktisk spiralarme, da den blev dannet for 13 milliarder år siden? Og holder spiralarmene, når de først er dannet, så længe?

Med Hubble-rumteleskopet er det blevet muligt at observere strukturen af meget fjerne galakser og se, hvordan de så ud kort tid efter, at de begyndte at blive dannet for mere end 13 milliarder år siden. Observationerne viser, at galakserne i deres barndom havde lyse, klumpede stjernedannende områder, men ingen regelmæssig spiralstruktur.

I løbet af de næste par milliarder år begyndte galakserne at “falde til ro”. De galakser, der skulle blive til spiraler, mistede deres massive klumper og udviklede en central udbuling. Turbulensen i disse galakser aftog, rotation begyndte at dominere stjernernes og gassens bevægelser, og stjerner begyndte at blive dannet i en meget roligere skive. Mindre stjernedannende klumper begyndte at danne uklare, ikke særlig tydelige spiralarme. Lysende, veldefinerede spiralarmer begyndte først at dukke op, da galakserne var omkring 3,6 milliarder år gamle. Oprindeligt var der to veldefinerede arme. Flerarmede strukturer i galakser, som vi ser i Mælkevejen, dukkede først op, da universet var omkring 8 milliarder år gammelt.

Vi vil diskutere galaksernes historie mere detaljeret i The Evolution and Distribution of Galaxies (Galaksernes udvikling og udbredelse). Men selv ud fra vores korte gennemgang kan du få en fornemmelse af, at de spiralstrukturer, som vi nu observerer i modne galakser, er kommet senere i den fulde historie om, hvordan tingene udvikler sig i universet.

Videnskabsfolk har brugt supercomputerberegninger til at modellere dannelsen og udviklingen af armene. Disse beregninger følger bevægelserne af op til 100 millioner “stjernepartikler” for at se, om gravitationskræfter kan få dem til at danne spiralformet struktur. Det, som disse beregninger viser, er, at gigantiske molekylære skyer (som vi diskuterede i Between the Stars: Gas and Dust in Space) har tilstrækkelig gravitationel indflydelse på deres omgivelser til at sætte gang i dannelsen af strukturer, der ligner spiralarme. Disse arme bliver derefter selvforstærkende og kan overleve i mindst flere milliarder år. Armene kan ændre deres lysstyrke med tiden, efterhånden som stjernedannelsen kommer og går, men de er ikke midlertidige træk. Koncentrationen af stof i armene udøver tilstrækkelig gravitationskraft til at holde armene sammen over lange perioder.

Glossar

differentiel galaktisk rotation:

den idé, at forskellige dele af galaksen drejer med forskellig hastighed, da delene af galaksen følger Keplers tredje lov: fjernere objekter tager længere tid om at gennemføre et fuldt kredsløb omkring galaksens centrum

spiralarm:

en spiralformet region, der er karakteriseret ved relativt tæt interstellar materiale og unge stjerner, og som observeres i spiralgalaksenes skiver