Hvordan dannes galakser?

Ur-kollaps

I første omgang har galakserne tyngdekraften at takke. I Universets ungdom lå gassen næsten fuldstændig jævnt fordelt. Men ikke helt! Ganske små ujævnheder gjorde, at der nogle steder var lidt mere tyngdekraft end andre.

Disse små ujævnheder kan faktisk observeres i det allertidligste lys som vi kan se — den kosmiske mikrobølgebaggrundsstråling. Da dette lys blev udsendt, var de tætte områder omtrent en hundredetusindedel tættere end de tynde.

Ved at tiltrække mere stof begyndte klumperne at vokse sig større. 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.

Relaxation — galaksen falder til ro

Mørkt stof kan ikke støde sammen, hverken med sig selv, eller med normalt stof. Derfor tager det lang tid 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 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 foton, altså en lyspartikel, som kan stikke af.

På den måde falder gassen i temperatur og mister energi. Gassen har desuden viskositet og kan udvikle turbulens, hvilket er med til at "bremse den op", så den til sidst kan falde til ro i midten.

Spiralgalakser

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. 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 han trækker armene ind, roterer gasskyen hurtigere og hurtigere efterhånden som den kollapser. Dette kaldes "at bevare sit impulsmoment", og er én 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.

Spiralarmene

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 dør de hurtigt, dvs. 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. Ovenikøbet er mønstrene ret kortlivede; en spiralarm "holder" nok typisk kun en enkelt omdrejning før den opløses, og nye dannes.

Stjernerne bevæger sig rundt i galakser med typiske hastigheder på (et par) 100 km/s. Indenfor en vis afstand fra centrum (for Mælkevejen er dette punkt omtrent hvor Solen ligger) overhaler stjernerne mønstre, mens længere ude er det omvendt.

Præcis hvordan spiralarmene opstår og udvikler sig er 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.