Principskitse af fordelingen af kuglehobe omkring Mælkevejen

Principskitse af vores placering i Mælkevejssystemet
Klik for en forstørrelse

Kugleformet stjernehob
ESO fot.
Klik på billedet for at se en forstørrelse

Andromedagalaksen
ESA fot.

Hubbles diagram over galaksetyper
Klik for forstørrelse

Galaksernes flugt / Universets udvidelse
I en rosinbolle, som hæver, vil alle rosiner fjerne sig fra hverandre samtidig med at de hver for sig ser de andre rosiner på flugt væk fra sig selv. Nogenlunde sådan kan man anskueliggøre universets udvidelse

Galaksehob
ESO fot.
Klik på billedet for at se en forstørrelse

Lovell radioteleskopet ved Jodrell Bank observatoriet
Billedgalleri

Kvasar PKS 2349
ESA Hubble fot

COBE-satelliten
Klik for forstørrelse
NASA

COBE-satellitens målinger af dem kosmiske mikrobølgestråling
NASA

Hubble Deep Field

Fot: NASA

Verdensbilledet i det 20. århundrede

På tærsklen til 1900-tallet måtte astronomerne konstatere, at deres verdensbillede havde været stort set uforandret i hele det forløbne århundrede.

Som et velkendt og naturligt led i datidens verdensbillede-erkendelse indgik, at stjernerne var himmellegemer af samme natur som vores Sol. Ud fra fordelingen af stjerner på himlen - der udviser en markant øget koncentration langs Mælkevejens bånd - fremgik, at den rumlige fordeling af de fjerne sole måtte svare til en affladet skive. Denne skive, der formodedes at være det i øvrigt uendelig udstrakte univers' eneste indhold, blev kaldt for Galaksen (med stort begyndelsesbogstav), efter det græske ord gala, der betyder mælk.

Den første systematiske kortlægning af Galaksen gik tilbage til 1780'erne, hvor den tysk-engelske astronom William Herschel (1792-1871) udarbejdede det første 3D-kort over Galaksen, dvs. over hele universet, sådan som man så på tingene dengang.

"Herschels univers", som det resulterende billede af verdensrummet blev kaldt, blev udnyttet og udbygget gennem hele 1800-tallet uden større forandringer, og omkring år 1900 havde det skiftet navn til "Kapteyns univers" efter den hollandske astronom Jacobus Kapteyn (1851-1922), der havde gentaget Herschels kortlægning under brug af forbedret observationsteknik. I Kapteyns univers var Galaksen et skiveformet stjernesystem med en omtrentlig diameter på 30.000 lysår, mens tykkelsen var 6.000 lysår.

Kapteyns univers havde imidlertid en foruroligende egenskab, nemlig at vi ganske som i oldtidens verdensmodeller boede i universets centrum. Argumentet var, at eftersom Mælkevejens stjernebånd udgør et nogenlunde jævnt panorama over himlen, og hvis vi havde beboet en yderlig position i Galaksen, ville vi have set en forøget tæthed af stjerner i retningen ind mod centret.

Først i 1918 blev disse forestillinger om vores kosmiske placering kuldkastet, nemlig da den amerikanske astronom Harlow Shapley (1885-1972) kortlagde Galaksens fordeling, ikke af stjerner, men af kugleformede stjernehobe. Shapley benyttede en nyudviklet metode til afstandsbestemmelse, hvor man udser sig en bestemt type variable stjerner, de såkaldte cepheider. Ud fra cepheidernes direkte observerbare variationsperiode kan man finde deres sande lysstyrke, og ved at sammenligne denne med den tilsyneladende lysstyrke kan afstanden omgående bestemmes. Herudfra konstaterede Shapley, at kuglehobene rumligt fordelte sig omkring et punkt, der lå af størrelsesordenen 100.000 lysår herfra, i retning af stjernebilledet Skytten - faktisk ikke alene i Mælkevejens bånd, men også i den retning, hvor tætheden af stjerner, stjernehobe og såvel mørke som lysende tåger er allerstørst. (Shapley overvurderede denne afstand en del; dagens bedste værdi er godt 25.000 lysår.)

Dette punkt er Galaksens egentlige centrum, og menneskeheden var nu for bestanding forvist fra en central position i universet. Forklaringen på Mælkevejens nogenlunde ensartede stjernebånd var den enkle, at der i Galaksens skive ligger interstellart stof - støv og gas - som blokerer for stjernelyset fra større afstande end det, der svarer til Kapteyns univers.

Men omtrent samtidig med Shapleys epokegørende revision af verdensbilledet var en ny debat ved at tage form. Udgjorde vores ø af stjerner virkelig alt, der var i universet? Det mente Shapley, men flere af datidens store astronomer var af den opfattelse, at mange af himlens diffuse stjernetåger, især tågerne med en vis tydelig spiralstruktur, måtte være selvstændige stjernesystemer i lighed med vores Galakse. Det mest slående eksempel var den store, aflange spiraltåge i stjernebilledet Andromeda.

Der var imidlertid flere argumenter imod sidstnævnte opfattelse. Et af dem var, at spiraltågerne syntes at undgå vores Galakses plan, sådan at de fleste af dem kunne ses i retningerne vinkelret på denne - et tegn på en fysisk forbindelse mellem Galaksen og spiraltågerne. Et andet var visse overbevisende redegørelser for, at man fotografisk kunne følge, hvordan Andromedatågen roterede. Og hvis denne virkelig befandt sig uden for Galaksen, ville disse bevægelser modsvares af fysiske hastigheder over lysets - et resultat i modstrid med Einsteins relativitetsteori.

Gennembruddet kom i 1923, da det lykkedes den amerikanske astronom Edwin Powell Hubble (1889-1953) at påvise tilstedeværelsen af cepheider i Andromedatågen og derigennem finde dennes afstand. Hubble nåede frem til en værdi på knap en million lysår, langt over Galaksens dimensioner, hvilket gjorde Andromedatågen til et isoleret, selvstændigt stjernesystem.

I virkeligheden havde Hubble åbnet døren til et univers af ubegribelige dimensioner. Himlen bød på et utal af objekter mindende om Andromeda"tågen", men ud fra disses tilsyneladende lysstyrker og udstrækning måtte man konkludere, at de var systemer af samme type. For dem indførte man betegnelsen "ydre galakser", hvilket dog hurtigt blev til "galakser". Afstandene til galakserne skal måles i milloner og milliarder af lysår. Vores eget hjemsted i denne verden har fortsat bibeholdt sit store begyndelsesbogstav G, men omtales i dag fortrinsvis som "Mælkevejssystemet".

Hubbles store bidrag fulgte seks år senere, i 1929, da han påviste fænomenet kaldt galaksernes "vigen" eller "flugt" (the recession of the nebulæ). Hubble påviste, med inspiration fra datidens kosmologiske teorier, at samtlige galakser i universet fjerner sig fra hinanden, og at denne universelle bevægelse adlyder det, der siden hen er kaldt Hubbles lov: Jo større indbyrdes afstand, desto større indbyrdes hastighed bort fra hinanden.

Hubbles opdagelse førte til et radikalt brud med tidligere tiders opfattelse af universets struktur. Grundlaget for en teoretisk forståelse af universet var blevet leveret af Einstein (1879-1955), der ud fra sin almene relativitetsteori i en sammenfattende kosmologisk model fra 1917 havde forestillet sig en struktur, der var rumligt lukket på grund af rummets krumning. Einsteins univers var imidlertid statisk - noget, der næsten definitionsmæssigt hører sammen med de mest umiddelbare kosmiske ideer. Men Hubbles galakseflugt kunne nu tolkes som et udtryk for en generel udvidelse af rummet, hvori galakserne nu lå fast og blot fungerede som en slags stedlige markører for den lokale tilstand af hvile.

Med denne nyfortolkning, også kaldt universets udvidelse, fulgte samtidig forestillingen om et dynamisk univers, et univers med fødsel, udvikling og mulig undergang. Når man forestiller sig universets udvidelse afviklet baglæns i tiden, når man frem til en umådelig tæt og sammenpresset begyndelsestilstand, og især den belgiske kosmolog Georges Lemaître (1894-1966) slog til lyd for, at universet havde startet sin tilværelse som et ur-atom i en form for kosmisk eksplosion.

De nye, dynamiske kosmologiske modeller kunne også beskrives inden for rammerne af Einsteins almene relativitetsteori. Det store spørgsmål var imidlertid, om observationerne tillod at skelne mellem de forhåndenværende muligheder, frem for alt, om universet var endeligt eller uendeligt. Sammenhængende hermed var spørgsmålet om universets skæbne, idet nemlig en rumligt lukket verdensmodel hører sammen med en tidslig udvikling, hvor den nuværende udvidelse vil afløses af en sammentrækning og en mulig afsluttende total kollaps. Den afgørende observationsstørrelse her var universets gennemsnitlige massetæthed - stor tæthed giver lukket model, lav tæthed åben - og det var påfaldende, at observationerne pegede på en værdi meget nær, om end en smule under, skillelinien mellem det lukkede og det åbne univers. Ud fra mange kosmologers rent æstetisk foretrukne valgmulighed talte man herefter om "problemet med den manglende masse", nemlig at man ved at identificere et mindre, ekstra massebidrag ville kunne opnå et lukket univers.

Som et alternativ til dette dynamiske billede af universets struktur og udvikling opstillede H. Bondi (f. 1919), T. Gold (f. 1920) og F. Hoyle (f. 1915) i 1948 den såkaldte steady state-model, ifølge hvilken den stadige udtynding af universets stof kompenseres af vedvarende skabelse - et vel ikke mindre uforståeligt fænomen end den eksplosive tilblivelse - hvorved der kan opnås en stationær situation, et univers uden egentlig udvikling. Den mere traditionelle, konkurrerende dynamiske model blev i 1951 for øvrigt nedsættende døbt "Big Bang" af Hoyle, og dette navn kom til at slå an.

Det var gennem den nye disciplin ved navn radioastronomien, at steady state-kosmologien led sit første alvorlige nederlag. Optællinger af fjerne radiokilder, foretaget i 1950'erne, viste at universet havde overstået en periode med langt større aktivitet, end tilfældet er i dag.

Dødsstødet kom efter manges mening i 1965, da de amerikanske radioingeniører Arno Penzias (f. 1933) og Robert Wilson (f. 1936) opdagede den kosmologiske mikrobølgestråling, der bedst kan karakteriseres som eftervarmen fra Big Bang - en begivenhed, der må have fundet sted for mere end 10 milliarder år siden.

Til 1960'ernes store opdagelser hører også kvasarerne, de umådelig fjerne, punktagtige galaksekerner med enorm produktion af alle former for stråling. Kvasarernes store afstande i forbindelse med deres store lysstyrke gjorde dem på papiret til ideelle kosmologiske objekter, og de rummede store løfter om at bidrage til løsningen af de afgørende spørgsmål om universets struktur og udvikling.

Løfterne kunne imidlertid ikke indfris, og de næste store fremskridt inden for kosmologien hører 1980'erne til, hvor astronomerne begyndte at tage den nye teknologi i brug, idet de erstattede de traditionelle fotografiske plader i deres teleskoper med CCD-chips (CCD: Charge-Coupled Device). En CCD-chip har i modsætning til den fotografiske plade en følsomhed på tæt ved de hundrede procent, en forbedring med en faktor på 10-20, ud over at dens udlæste signal eksakt følger det indkommende lys. Herved havde astronomerne nu for første gang mulighed for at se en betydelig del af hele det principielt observerbare univers, hvilket fulgte til et væld af nye, kosmologisk relevante observationsdata.

Som en teoretisk nyskabelse fra omtrent samme periode er den såkaldte inflationsmodel, der med blandt andre amerikaneren Alan Guth (f. 1947) som ophavsmænd foreskriver, hvordan universets allerførste udvikling har fundet sted. Inflationsmodellen løser flere af de uforklarede inkonsistenser i den traditionelle Big Bang-teori og kan blandt andet redegøre for, hvorfor universets massetæthed ligger så tæt på den kritiske værdi (se ovenfor).

Den stigende betydning af observationerne fra rummet (hvorved man undgår absorption og billedforringelse i Jordens atmosfære) eksemplificeres slående af de to satellitter COBE (Cosmic Background Explorer) og HST (Hubble Space Telescope), der blev opsendt i henholdsvis 1989 og 1990. COBE afslørede efter ganske kort tids drift, at den kosmologiske mikrobølgestråling svarer perfekt til varmestråling - et resultat i glimrende overensstemmelse med teorien om universets udvikling fra en tæt og hed tidlig fase. Endvidere målte COBE mikrobølgestrålingens bittesmå variationer over himlen og berettede herigennem om beskaffenheden af de allerførste stofkondensationer i universet, måske kun 300.000 år efter dets fødsel.

Ved udgangen af det 20. århundrede er disse målinger blevet fulgt op af jordbaserede observationer, som har under- og udbygget konklusionerne fra COBE, og som rummer de tilsyneladende bedste muligheder for det nye årtusindes forsøg på at forstå det storslåede univers, vi er en så ubetydelig del af.

Tekst: Jan Teuber