SPEKTRUM - Fysik-c

Mælkevejen
HALSE · WÜRTZ
SPEKTRUM
FYSIK C
• Newton side 3
• Fototeknikken side 5
• Relativitetsteorierne 1905 og 1915 side 6
• Afstandsbestemmelse side 7
• Den store debat i 1920 side 8
Artiklen her knytter sig til kapitel 1, Verdensbilleder
Illustrationer:
Gyldendals billedbibliotek s. 2
Astronomy Today, 2002 s. 3
Gengivet efter Fra Kaos til kosmos, Gyldendal 2000 s. 4
NASA s. 9
NASA/HST s. 10 ø
ESO s. 10 n
Forlaget har forsøgt/forsøger at finde frem til alle rettighedshavere i forbindelse
med brug af billeder. Skulle enkelte mangle, vil de ved henvendelse til forlaget
blive betalt, som om aftale var indgået.
© GYLDENDAL 2005
- 1 -

Mælkevejen - verdensbilledet fra 1609 til 1924
Forståelsen af Mælkevejen begyndte med Galilei, da han i 1609
satte kikkerten for øjet og konstaterede, at natte-himlens lyse bånd
kan opløses i utallige enkeltstjerner. Men først omkring 1920 kom
der for alvor skred i forståelsen af Mælkevejen som vores egen
lokale galakse, hvor Solen kun er en enkelt af de 100 milliarder
stjerner.
I skitseform følger nu hovedoverskrifterne i det forbavsende lange
tidsrum, fra Galilei i 1609 erkendte stjernerne som Mælkevejens
grundlæggende byggesten, til man i 1920 stod på vippen til et
ganske nyt verdensbillede for hele Universet. Med moderne ord
vil vi kalde det et paradigmeskift i stil med den revolution,
Kopernikus satte i gang i 1543 ved at placere Solen i centrum af
verden, og som Kepler fuldførte i 1619.
Men hvorfor skulle der gå så lang tid før Mælkevejen var på
plads?
Newton
En af fysikkens allerstørste, Isaac Newton, fuldendte Keplers
1619-verdensbillede ved at forklare årsagen til planeternes
ellipseformede bevægelser omkring Solen. Med et enestående
matematisk talent og en for tiden overraskende indsigt i fysikkens
universelle love satte han lighedstegn mellem tyngdekræfter på
Jorden på den ene side, og de gigantiske kræfter, der virker
mellem Solen og planeterne på den anden. Kraftpåvirkningen fra
Jorden på en kaffekop er årsagen til, at koppen falder.
Kraftpåvirkningen fra Solen på Jorden er årsagen til Jordens
årlige ellipseformede bevægelse rundt om Solen.
Størrelsen af kraften afhænger af legemernes indbyrdes afstand.
Newton kunne matematisk vise, at denne afstand r skal regnes
fra centrum af den ene kugle til centrum af den anden, når deres
masse-fordelinger er symmetriske, som det gælder for Jorden og
Solen. Ved tyngden på Jorden skal afstanden r regnes fra tyngdepunktet
af kaffekoppen til centrum af Jorden. Tyngdekraften
nær ved jordoverfladen ser ud til at være konstant, idet afstanden
til Jordens centrum kun ændres ubetydeligt, når man stiger nogle
meter til vejrs. På et højt bjerg er tyngdekraften måleligt svagere
end ved bjergets fod.
- 2 -
En af Galileis tidlige kikkerter, hvormed
han revolutionerede astronomien.
Kikkertens beskedne størrelse står i
direkte modsætning til den betydning,
den fik for verdensbilledet.
Opbevares på Museo di Storia della
Scienza, Firenze, Italien.

Newton var klar over, at det er Jorden, der kredser omkring
Solen og ikke Solen, der kredser omkring Jorden, ligesom det er
kaffekoppen, der falder ind mod Jorden og ikke Jorden, der
falder ud mod kaffekoppen. Det forklarede han elegant ved at se
på masserne, idet hastighedsændringen (accelerationen) er størst
for den lette masse. Kræfterne er lige store, men virkningerne er
det ikke.
Newton var selv lidt bekymret over sit nye verdensbillede, for
når alle masser i Universet trækker i hinanden, vil Universet
have tendens til at kollapse, så stjernerne ramler ind i hinanden
med et stort brag. Denne undren over Universets udvikling har
holdt sig til den dag i dag, hvor det centrale spørgsmål i
kosmologien stadig er:
Hvordan kan Universet eksistere uden at falde sammen?
Hvordan er det startet? Hvordan udvikler det sig?
Uden at gå i detaljer skal vi konstatere, at massetiltrækningen
bærer ansvaret for tyngdekraften, for stjernedannelsen med
kredsende planeter, for galaksedannelsen, for dannelsen af
galaksehobe og superhobe og for dynamikken i Universet som
helhed. Samtidig er det helt centrale spørgsmål stadig, hvordan
Universet opfører sig. På den helt store skala med hele Universet
passer tingene ikke helt sammen. Her er der stadig meget, vi i
dag undrer os over.
Året 1687 er skelsættende for Newton, idet han udgiver sine
ideer i den berømte bog Principia, der med et gør ham berømt i
Europa som tidens førende videnskabsmand. De lærde tog hurtigt
Newtons ideer til sig - de ideer, der afgørende gav Kopernikus,
Kepler, Galilei m.fl. ret. Men for resten af samfundet og især for
kirken skete skiftet langsomt. Den Katolske Kirke har først i 1986
rehabiliteret Galilei - men bedre sent end aldrig. En god del af
nutidens mennesker tænker også fortsat Aristotelisk.
Newtons kikkert
Newton forbedrede kikkerterne fra Galileis tid betragteligt ved at
bruge hulspejle i stedet for glaslinser. Newton viste matematisk,
at et hulspejl med et tværsnit som en parabel kan gøre det ud for
en glaslinse. Hulspejlet benyttes stadig og laves nu om stunder af
et stabilt materiale, der pådampes en spejlende aluminiumsoverflade.
- 3 -
Princippet i enhver stjernekikkert efter
Newton. Kikkerten består af et rør med
et hulspejl. Røret sørger for at holde
uønsket lys ude, og hulspejlet samler
lyset - fokuserer lyset - i et billede af
objektet. Foran hulspejlet anbringes ofte
et hjælpespejl, så billedet bliver dannet
uden for kikkertrøret.

William Herschel
Den selvlærde William Herschel skal fremhæves i studiet af
Mælkevejens opbygning da han allerede i 1785 fremsætter en
teori, som med små modifikationer holder i dag. Herschel søgte
at kortlægge Mælkevejens stjerner med et stort hjemmelavet
teleskop. Han var født i Hannover, det daværende Preussen.
Under syvårskrigen, hvor Preussen var i alliance med England
mod resten af Europa, kom han med sit regiment til England.
Her bosatte han sig efter krigen og ernærede sig i starten hovedsageligt
som organist og musiklærer.
Men den 13. marts 1781 opdagede han planeten Uranus, som
han efter navnet på kongen kaldte George d. 3. Senere blev han
udnævnt til kongelig astronom og kunne nu koncentrere sig om
astronomien.
I 1785 udgiver W. Herschel en afhandling, hvori han skitserer
en model af Mælkevejen. Skitsen skal forstås som et lodret snit
af en skive ud af billedet, hvori Solen er placeret lidt til højre for
midten. Mælkevejens centrum, apex, er placeret i retning af de
to grene. Kortlægningen er lavet under den forudsætning, at
lyset ikke dæmpes undervejs fra stjerne til modtager. Det ved vi
nu er forkert, og det er netop årsagen til, at han ikke observerede
noget mellem de to grene bag apex. I Mælkevejens plan nær
skivens centrum er der store gasskyer, der skygger for de
bagvedliggende stjerner. Med den begrænsning, at Mælkevejen ikke
er vist bag centrum, holder modellen den dag i dag. Størrelserne er
dog ikke rigtige, og da W. Herschel senere fik et større teleskop, fandt
han langt flere stjerner, hvilket fik ham til at konkludere, at
Mælkevejen - og dermed Universet er "bundløst".
- 4 -
William Herschels model over
mælkevejen fra 1785 viser et snit
gennem Mælkevejsskiven med
centrum, apex, ca. midt i billedet. Man
skal forestille sig Mælkevejen som en
tallerken, der stikker ud af papiret. Vi
ved nu, at opsplitningen til venstre for
apex, centrum af Mælkevejen, skyldes
lysets absorption i gasskyer nær
centrum i Mælkevejens plan. Derfor
så han ingen stjerner bag apex. Solen
er markeret med gult lidt til højre for
midten. Kortet holder i princippet den
dag i dag med de forskelle, at Mælkevejen
er symmetrisk omkring apex og
at man på den tid opfattede Mælkevejen
som synonym med hele verden.

Fototeknikken
Fotografiet er opfundet omkring 1816, hvor franskmanden
Nicéphore Niepce laver det første holdbare billede ved lysets
hjælp. I løbet af 1800-tallet blev fototeknikken forfinet, og i
1850 optog den amerikanske astronom George Bond for første
gang et billede af stjernen Vega.
Fordelene ved den fotografiske teknik er, at man kan
1 se langt svagere objekter, da filmen (i princippet) kan
optages vilkårligt længe
2 dokumentere og arkivere optagelserne ved at gemme
filmen
3 adskille optagelse og analyse.
Spektroskopien
I astronomien er man tvunget til at analysere det lys, der nu
engang kommer til os. I vort lokale Solsystem kan man sende
satellitter op og fotografere på nært hold. Men uden for
Solsystemet må vi nøjes med lyset fra stjernerne. Astronomer
har som W. Herschel i 1789 poetisk kaldt himlen "en rig have af
blomsterbede" og senere et "laboratorium", hvor man kan
eksperimentere ved at se på de forskellige opstillinger, der
findes i form af stjerner.
Informationsmængden øges voldsomt ved at analysere
stjernelyset. Det sker i dag med et spektroskop, hvor
lysmængden registreres som funktion af bølgelængden.
Tidligere var man af gode grunde tvunget til at benytte øjets
farvesans, og det er let at konstatere, at nogle stjerner er blålige,
flere er almindeligt hvide og en del er rødlige. Spektroskopien
blev helt revolutionerende for den kosmologiske forskning, da
opdagelsen af forskydningen af bølgelængderne for de fjerne
objekter førte til et totalt ændret billede af det samlede univers.
Solens lys var naturligt nok det første man kastede sig over
omkring i 1840-erne. Lyset fortæller dels om temperaturen på
Solens overflade og dels om de kemiske stoffer, der findes der.
Sollyset kunne direkte sammenlignes med lyset fra atomerne i
laboratoriet, og det er fortsat et centralt astronomisk
forskningsfelt.
Science is a refinement of everyday thinking.
(Albert Einstein)
- 5 -

Relativitetsteorierne 1905 og 1915
Albert Einstein er givetvis den største fysiker i det 20. århundrede.
Fra at være en anonym embedsmand på patentkontoret i
Bern, hvor han uden den store opmærksomhed udgav flere
artikler i perioden 1902 til 1904, blev han med ét berømt i 1905,
hvor han udgav en række artikler.
1 marts: om lyskvanter til forklarelse af den fotoelektriske
effekt, hvilket gav ham Nobelprisen i fysik i 1922.
2 april: om bestemmelse af molekylers størrelse, hvilket
gav ham doktorgraden i fysik ved universitet i Zürich.
3 maj: om brownske bevægelser, hvor han lavede vores
nuværende model for luftmolekylernes bevægelse på
grund af molekylernes kinetiske energi (termisk energi).
4 maj: den specielle relativitetsteori, hvor han justerer
Newtons mekanik fra 1687 for legemer med hastigheder
i nærheden af lyset.
5 september: en videreførelse af den specielle
relativitetsteori, hvor han påviser sammenhængen
mellem energi og masse: E = m · c 2
Med disse artikler blev han med ét kendt i den akademiske
verden. I perioden 1908 til 1914 er han ansat flere forskellige
steder og i lyntempo avancerer han i graderne til professor ved
Det Preussiske Akademi i Berlin, hvor han ankommer kort før 1.
verdenskrigs udbrud august 1914.
I 1915 udgiver han den almene relativitetsteori, hvori han
påviser, at geometrien i verden (rummets krumning) påvirkes af
de masser, der er i det. Einstein forklarer herved en drejning af
Merkurs elliptiske bane omkring Solen, som man kun delvis
havde kunnet forklare med Newtons fysik.
I maj måned 1919 blev hans teorier om ækvivalensen mellem
energi og masse påvist ved to på hinanden følgende
solformørkelser ved, at lyset fra stjernerne afbøjes af Solens
tyngdefelt. I mørket under den totale solformørkelse kunne man
iagttage, at stjernerne på himlen nær Solen så ud til at have
rykket sig ind mod denne. På den måde flyttede de sig i forhold
til resten af stjernerne, der ikke havde Solen i nærheden. Fra at
være kendt i forskerkredse blev han nu via avisoverskrifterne
verden over kendt af alle.
- 6 -

1920 fuldfører han en artikel om relativistisk kosmologi, som
danner fundamentet for vores nuværende kosmologiske
forståelse af verden. Heri har han overvejelser over Universets
udvikling svarende til dem, Newton havde knap 250 år tidligere.
Einstein vælger at indføre en kosmologisk konstant kaldet Λ
(stort græsk lambda), der bevirkede, at han fik et statisk univers,
der ikke kollapsede. Talværdien af denne konstant har man
været meget usikker på, og er den dag i dag stadig et af de helt
store spørgsmål i kosmologien.
Afstandsbestemmelse
Ved at udnytte Jordens årlige kredsløb omkring Solen kunne
man påvise, at de nærmeste stjerner fra Jorden "ser ud til at
flytte sig" i forhold til resten af stjernerne. Fænomenet kaldes
parallakse. Det har været benyttet til afstandsbestemmelse siden
1838. Oprindeligt var stjernernes manglende parallakse årsagen
til, at Aristoteles, Ptolemaios, Tycho Brahe og mange flere i
tidens løb valgte at sætte Jorden i centrum for Universet. Men
nu var målenøjagtigheden stor nok til, at parallaksen kunne
bruges til afstandsbestemmelse for de nærmeste stjerner. Den
kunne dog ikke bruges på tågerne, de var åbenbart var for langt
væk.
Cepheider havde været kendt siden 1784. Det er en type stjerner,
som pulserer med en præcis periode på nogle døgn. I 1908
opdagede Henrietta Swann Leavitt, at der er en nøje sammenhæng
mellem lysstyrken og svingningstiden for cepheiderne.
Ved at undersøge 16 cepheider i Den Lille Magellanske Sky,
som hun antog alle havde samme afstand til Jorden, kunne hun
påvise en direkte sammenhæng mellem lysstyrken og perioden
af de variable stjerner.
Danskeren Einer Hertzsprung brugte princippet ved en
sammenligning med parallaksen målt ud til Den Lille
Magellanske Sky. Men afstandene lå på grænsen af det mulige
med denne metode, og derfor var resultatet ikke ret nøjagtigt.
Den amerikanske astronom Harlow Shapley arbejdede videre
med Cepheidemetoden fra 1912 til 1918, hvor han løste
problemet med at få de to metoder til at stemme overens.
På den måde fik man en standardlyskilde i verdensrummet, som
kunne bruges til afstandsbestemmelse. Ved at måle perioden for
svingningerne kan man slå lysstyrken op i en tabel, og ved at gå
ud og måle lyset, man modtager, kan afstanden beregnes. Det
- 7 -

gav for første gang mulighed for at bestemme afstandene til de
af tågerne, der kunne opløses i enkeltstjerner. Det fik store
konsekvenser for verdensbilledet.
Den store debat i 1920
Efter 1. verdenskrigs afslutning i 1918 var man begyndt at få
samling på tingene. Efterhånden var astronomerne delt i to lejre.
Den ene lejr holdt på, at de mange tåger skyldes galakser som
vores egen Mælkevej - blot langt ude i rummet. De kaldte
Mælkevejen for et ø-univers for at antyde, at Universet består af
mange øer. Den anden fløj holdt fast på W. Herschels opfattelse
fra 1785, som vi har set ovenfor, at verden slutter med
Mælkevejen. Situationen mindede om tiden omkring
Kopernikus, hvor han ændrede verdensbilledet ved at sætte
Solen i centrum af verden, hvor Jorden havde været tidligere.
Videnskaben var i krise.
Flere astronomer som Kapteyn, Shapley m.fl. var i færd med en
kortlægning af Mælkevejen indefra. De vedblev at have
overbevisningen, at Mælkevejen udgør hele verdensrummet.
Kapteyn målte stjerners afstande og hastigheder i forhold til
Jorden. Shapley målte i stedet på afstandene til de kuglehobe,
der er i umiddelbar nærhed af Mælkevejen.
Andre astronomer, deriblandt Vesto Slipher, Heber Curtis, Ejner
Hertzsprung m.fl. havde målt bevægelser for nogle af
spiraltågerne på himlen. Det var ikke de enkelte stjerner, men
derimod hele tågens samlede bevægelse. Da de samtidig ikke
kunne måle nogen parallakse i forhold til Jordens årlige omløb
omkring Solen, måtte de konkludere, at spiraltågerne dels var
langt væk og dels bevægede sig med meget store hastigheder.
Det fik dem igen til at konkludere, at spiraltågerne måtte være
uden for Mælkevejen.
I et forsøg på at nå til afklaring valgte man på årsmødet i USA’s
National Academy of Science i 1920 at sætte en dag af til
debatten om ø-univers-teorien og Mælkevejen. Det blev Shapley
og Curtis, der skulle debattere som repræsentanter for hvert sit
synspunkt som ved en politisk debat. Der kom dog ikke den
store klarhed ud af det. Men det kom til at markere et
vendepunkt, hvor alle var klar over, at det enten var det ene eller
det andet verdensbillede, der var det rigtige.
- 8 -

Diskussionen fortsatte, og først omkring 1923 kom der for alvor
argumenter på bordet. Det skete da den senere berømte
astronom Edwin Hubble benyttede cepheidemetoden udviklet
tidligere af Leavitt, Hertzsprung og Shapley til bestemmelse af
afstanden til Andromedaspiraltågen. Hubble opløste tågen i
enkeltstjerner og fandt tilfældigvis en cepheide. Altså en
variabel stjerne, som kunne bruges som standardlys. Ved at måle
perioden kunne han slå dens lysstyrke op i tabellen, og ved at
måle lyset fra stjernen kunne han beregne afstanden. Han fandt
en afstand på knap 1 million lysår, hvilket var beviset for, at
Andromedatågen er en galakse uden for Mælkevejen - i øvrigt
meget lig Mælkevejen, har det senere vist sig. Moderne
målinger giver en afstand på ca. 2,5 millioner lysår til
Andromedagalaksen.
Hubble offentliggjorde resultatet i 1924, og dermed
forstummede diskussionen af, om der er mere i verden end
Mælkevejen. Nu blev spørgsmålet i stedet:
Hvor stor er verden så?
- 9 -
Et moderne billede af Andromedaspiraltågen
M31, som Edwin Hubble i 1924 påviste
måtte ligge uden for Mælkevejen.
Andromedagalaksen minder meget om
Mælkevejen i type og form og med de
mindre kuglehobe i nærheden uden for den
tallerkenformede skive.

Mælkevejen år 2005
De moderne teleskoper kan "se" uden om de tåger, der findes nær
Mælkevejens centrum. Det sker ved at benytte radiobølger og
infrarødt lys, som ikke absorberes af gassen.
Nu om stunder kan man opløse enkeltstjernerne i galaksens
centrum, og det har givet en større overraskelse i form af et sort
hul. Man har målt en stjerne, som kredser i sin elliptiske
Keplerbane omkring det galaktiske centrum med en omløbstid på
kun ca. 18 år. Det lyder måske ikke af noget særligt, men Jorden er
ca. 225 millioner år om et tilsvarende kredsløb om Mælkevejens
centrum. For at en stjerne kan have så kort en omløbstid, må
massen i centrum være omkring 7,8 · 10 36 eller 2,6 millioner
solmasser vel at mærke i et enkelt objekt, som man ikke kan se!
Det regnes i øvrigt for det første "bevis" for, at der findes et sort
hul i centrum af Mælkevejen. Tilsvarende regner man med, at der
findes sorte huller i centrum af de øvrige galakser i verden
Mælkevejens sorte hul
"Billede" af mælkevejens centrale sorte hul. Korset i centrum markerer
det massive, usynlige objekt SGR A*, som stjernen S2 kredser
omkring. Omløbstiden for stjernen S2 er beregnet til ca. 18 år, hvilket
giver en masse på omkring 2,6 millioner solmasser for det centrale
usynlige objekt. Det opfatter man i dag som "beviset for", at SGR A* er
et sort hul. På billedet til venstre ses det sorte hul, SgrA* og stjernen,
S2 oven i hinanden. Det er synsbedrag og svarer til at Keplerellipsebanen
for S2 hælder i forhold til synsretningen fra Jorden.
Nyd animationen af S2-bevægelsen på ESO´s hjemmeside
www.eso.org
- 10 -
Et vidvinkelbillede taget fra Jorden i det
infrarøde område i retning mod
Mælkevejens galaktiske centrum. Man
bemærker det kraftige lys i skivens plan
og at skiven er kuppelformet på midten.
Stjernerne i billedet ser ud til at være
uden for skiven. Det er blot stjerner i
Mælkevejen, der tilfældigvis befinder sig
tæt på vores eget solsystem.