Vintergatans alla stjärnor

Galaxer, och hopar av galaxer, är universums byggstenar. De är de största enheterna som bildades när massan började klumpa ihop sig i världsalltets begynnelse. Det mesta händer inne i galaxerna: där bildas stjärnor och planeter, där uppstår nya grundämnen. De är en sorts kemiska fabriker för allt som vi är gjorda av.

Vintergatan är en spiralgalax som består av gas och stoft och ett par hundra miljarder stjärnor. En av stjärnorna är vår sol. Men vår utkikspunkt ligger nästan precis i den tätaste delen av galaxskivan där det mesta skyms av gas- och stoftmoln.

Kartorna ritas om

Nu vill den europeiska rymdorganisationen ESA skapa en fullständig tredimensionell katalog över Vintergatans stjärnor.Projektet kallas Gaia och ska med hjälp av ett satellitburet teleskop kartlägga hur Vintergatan ser ut just nu, hur de synliga stjärnorna är fördelade och hur de rör sig. Med den kunskapen kan man sedan härleda den mörka materiens fördelning och även Vintergatans tillkomsthistoria. Den kan man sluta sig till genom att ta reda på hur gamla stjärnorna är och hur många stjärnor som har fötts vid olika tidpunkter.
– Vi vill använda vår egen galax som ett slags referens för att kunna förstå det man ser i andra galaxer långt borta. Det är huvudsyftet med Gaiasatelliten, säger Lennart Lindegren, professor i astronomi vid Lunds universitet.

Lundaastronomerna är med och planerar teleskopet som ska skjutas upp år 2011. Med Gaia vidareutvecklas de tekniker som först prövades med satelliten Hipparcos, som sändes upp i augusti 1989. Namnet är en förkortning av High precision parallax collecting satellite men är inspirerat av greken Hipparchos från Nikaia, en astronom född på 100-talet f Kr som studerade stjärnhimlen från den grekiska ön Rhodos. Han mätte lägen och ljusstyrkor på 850 stjärnor och sammanställde världens första stjärnkatalog. Den nämns senare av Ptolemaios, men själva katalogen har inte överlevt till våra dagar.

Numera finns dock en ny Hipparcoskatalog som innehåller 118 218 stjärnor. Ändå omfattar den nya kartan bara en mycket liten del av vår galax: om man tänker sig Vintergatan som en stor skiva med solen utåt kanten så kunde Hipparcos bara kartlägga ungefär 1 procent av avståndet från solen till centrum. Med Gaia räknar man med att se större delen av galaxen, till och med bortom dess centrum, 30 000 ljusår bort.

Greken Hipparchos var inte den förste som utvecklade astrometrin, som kartläggning av stjärnornas lägen och rörelser kallas numera. Men han var först i en lång rad astronomer som med allt bättre instrument försökte rita himlens karta.

Jakten på parallaxen

Till grund för att mäta avstånd till en stjärna ligger ett vardagligt fenomen som kallas parallax. Parallaxen är den skillnad i vinkel som man får när man tittar mot ett objekt från två olika punkter. Den utgör också grunden för hur vi själva bedömer avstånd – med två ögon uppfattar vi världens djup. Avstånd och parallax är ohjälpligt förbundna med varandra. Ju större avståndet är, desto mindre är parallaxen (bild 3).

En av de första att ta upp jakten på stjärnornas parallaxer var den danske astronomen Tycho Brahe i slutet av 1500-talet. Från Uraniborg, hans observatorium på ön Ven i Öresund, spanade Tycho Brahe mot himlen med egenbyggda sinnrika instrument. Trots att teleskopet inte hade uppfunnits än kunde han lokalisera sina himmelska objekt med en bågminuts noggrannhet.

Men det var först med Kopernikus solcentrerade världsbild som himlavalvet med sina fixstjärnor kunde omvandlas till ett tredimensionellt kosmos. Med kunskapen om att jorden kretsar kring solen kunde astronomerna titta mot en och samma stjärna från två avlägsna punkter i rymden – det största avståndet fick man med ett halv års mellanrum (bild 4). Det räckte dock inte för att mäta avståndet till stjärnan – ända långt in på 1800-talet var vinklarna alldeles för små och instrumenten alldeles för grova. Med nya instrument blev plötsligt konkurrensen stenhård om vem som skulle beräkna den första stjärnparallaxen.

I oktober 1838 kom nyheten att den tyske astronomen Friedrich Wilhelm Bessel i Köningsberg efter flera års observationer hade lyckats bestämma stjärnan 61 Cygnis parallax till 0,314 bågsekunder. Det motsvarar ett avstånd av 11 ljusår, drygt 100 miljoner miljoner kilometer. Att stjärnan låg så fantastiskt långt bort förvånade kanske inte astronomerna men fick många andra att försjunka i begrundan över rymdens oerhörda vidd.

Bara två månader efter Bessel publicerade skotten Thomas Henderson sina mätningar för vår närmaste stjärna, Alfa Centauri. Och ett år senare kom den i Dorpat i Estland verksamme Wilhelm Struve med ett parallaxvärde för stjärnan Vega. På tre år hade rymden fått ett djup, men det låg flera års observationer bakom resultaten. I dag kan astronomerna mäta en miljon stjärnparallaxer under den tid det tog för Bessel att räkna fram en enda.

Att se det osynliga

Hittills har astronomerna mest kunnat observera andra galaxer långt borta där det fortfarande inte går att se så mycket detaljer. Vår egen Vintergata har man inte kunnat studera särskilt ingående, eftersom en stor del av den är skymd av interstellära stoftmoln som är ogenomskinliga för synligt ljus. Det är först med senare års infraröda teleskop och radioteknik som man kan se långt in mot Vintergatans centrum.

Men hur mycket astronomerna än kan se är det inte tillräckligt för att begripa hur det gick till när Vintergatan bildades en gång för länge sedan. För detta måste de också kartlägga sådant som är osynligt. Och det är mycket som man inte kan se – bara 10 procent av Vintergatans massa sänder ut strålning som teleskopen kan fånga. Resten är materia som inte lyser, s k mörk materia.

Det går dock att räkna ut att den finns, eftersom våra satellitgalaxer rör sig i närheten av Vintergatan på ett sätt som tyder på att det måste finnas en mycket större gravitationskraft i Vintergatan än vad som går att förklara utifrån den synliga materiens massa.

Redan på 1920-talet gjordes mätningar på stjärnrörelser i Vintergatan, och man började få grepp om hur vår hemgalax ser ut – att den roterar, att vi befinner oss i utkanten av den, att det finns mörk materia.

Det var schweizaren Fritz Zwicky, verksam vid observatoriet på Palomarberget i Kalifornien, som kom fram till att galaxhopen Coma till största delen måste ha okänt innehåll. Dunkle Materie, mörk materia, kallade han den. Zwicky betraktades under sin livstid som stollig, men han fick rätt 40 år senare.

Nu vet vi alltså att Vintergatan till 90 procent består av mörk materia. Men var är den? Kanske är den samlad kring galaxskivan? Eller är den jämnt utspridd över ett större område, i en sfär – en halo – runt om Vintergatan?
– Vi tror att de mörka halorna runt varje galax är så stora att de inom en galaxhop övergår i varandra. Men utanför galaxhopen är det mycket tunnare med mörk materia, säger Lennart Lindegren.

Ingen vet heller vad den mörka materien kan vara för något – kanske består den av mycket lätta partiklar eller av mycket tunga – eller hur fort den rör sig. Det avgör i sin tur hur den är fördelad.

Stjärnorna guppar inuti skivan

– Att bara bygga större och kraftigare teleskop räcker alltså inte för att rita en karta över vår galax, säger Lennart Lindegren. Det är här astrometrin kommer in. Vi bestämmer stjärnornas rörelser och de beror på gravitationskrafterna som i sin tur beror på materiens fördelning. Så genom att kartlägga hur stjärnorna rör sig i Vintergatan kan man beräkna hur mycket materia som finns där.

I solens omedelbara närhet finns inte nämnvärt mycket mörk materia. Mindre än 10 procent, fann Johan Holmberg, doktorand i astronomi i Lund, med hjälp av Hipparcossatellitens mätningar. För att räkna ut detta har astronomerna observerat hur stjärnor guppar upp och ner genom galaxskivan. Ju mer materia som finns i skivan, desto starkare är kraften som drar tillbaka stjärnan mot skivan: alltså snabbare svängningar och kortare period.

Vår egen sol rör sig med en period av cirka 60 miljoner år och är just nu på väg upp genom skivan mot det som kallas norr med en hastighet av ungefär 7 kilometer per sekund. Den befinner sig ca 20 ljusår ovanför skivan, vilket innebär att vi korsade skivans mittlinje för ungefär en miljon år sedan.

Men inget särskilt dramatiskt hände då. Skivan är ganska gles och bara cirka 1 000 ljusår tjock. Så även om solen om 15 miljoner år når sin högsta punkt på 160 ljusår innan den börjar sjunka igen, ryms dess hela rörelse inuti skivan.

Om man kunde följa en enskild stjärna under hela svängningsperioden, skulle man kunna räkna ut densiteten i galaxskivan. Det kan man inte. Men man kan ta samma typ av stjärnor som solen och se dels vilka hastigheter de har i genomsnitt när de korsar skivan, dels hur högt de når. Då kan man tänka sig att stjärnor med den genomsnittliga hastigheten når upp till den genomsnittliga höjden, och därigenom få fram perioden.

Sådana undersökningar har astronomerna gjort ända sedan 1930-talet. Men det var först med hjälp av satelliten Hipparcos som de kunde göras noggrannare. Och då visade det sig att det inte alls finns så mycket mörk materia i solens närhet, knappast mer än några procent. Men det motsäger inte att hela vår galax till största delen ändå kan bestå av mörk materia.

Stjärnorna bildas ojämnt

Inuti galaxskivan, som är vår utkikspunkt, dominerar den synliga materien. Men i halon runt om Vintergatan är den synliga materiedensiteten mycket låg och där domineras troligen massan av den mörka materien.

– Det visade sig att vi med hjälp av Hipparcos kunde kartlägga solens omgivning ganska bra, berättar Lennart Lindegren. Men solens omgivning kanske inte är den mest intressanta, utan vi vill veta vad som händer långt ute i galaxhalon. Så vi måste göra motsvarande mätningar på mycket större avstånd och helst i hela Vintergatan.

Det är först då, med en nästintill fullständig karta av Vintergatan, som astronomerna kan komma underfund med skapelseprocesserna i vår närmaste kosmiska omgivning. Man tänker sig att det från början funnits ett jättemoln av gas, kanske 100 gånger större än vår galax är nu. Ur molnet uppstod så småningom inte bara vår egen Vintergata utan även de andra galaxerna i den lokala hopen.

Men när ett sådant gasmoln drar ihop sig, sker det olika fort i olika delar av molnet. Det betyder att molnet fragmenteras och att vissa fragment fortsätter in mot varandra. Om två gasmoln kolliderar blandas gaserna och hettas upp så att stjärnor antagligen får svårt att bildas där.

Å andra sidan, om stjärnor redan har hunnit bli till i de två molnen, har en del massa bundits upp i dem och mellanrummet mellan stjärnorna blir relativt tomt och stort. Då kan molnen passera genom varandra utan att det knappt märks. Händelseutvecklingen beror alltså mycket på när stjärnorna föds.
– Nu skapas inte alla stjärnor på en gång. Ur relativt stora gasklumpar uppstår stjärnhopar som innehåller en massa stjärnor. De tyngsta stjärnorna har oftast relativt kort livslängd, och därför hinner de explodera som supernovor och blåsa bort gasen innan alla stjärnor har hunnit bildas färdigt där.

Å andra sidan komprimeras kanske gasen på andra ställen och sätter i gång stjärnutvecklingen där. Så när väl stjärnorna har börjat bildas, blir det mycket komplicerade processer. I vilken ordning har allting hänt? Kom en massa små galaxer först som sedan på något sätt slog ihop sig till en stor galax? Eller bildades en stor galax från början som kanske i sin tur åt upp de små galaxer som kommit för nära?
– Teorierna följer modevågor. I dag tror man på ett slags mellanting: det bildades nog stjärnor på ett mycket tidigt stadium. Fast inte fullständigt. Gasmolnen hann klumpa sig och blandas ihop innan alla stjärnor hade fötts, och sedan fortsatte stjärnbildningen naturligtvis. Därefter bildades den andra, tredje och även fjärde generationen stjärnor från den gas som kastats ut vid supernovautbrott.

Gaia kommer att se 10 000 gånger fler stjärnor, 100 gånger noggrannare. Den kommer att se objekt som lyser 400 000 gånger svagare än vad ögat kan se. Noggrannheten motsvarar ett hårstrås diameter på 1 000 kilometers håll! Forskarna hoppas också kunna mäta stjärnrörelser i Andromedagalaxen, mer än 2,5 miljoner ljusår bort.

Vill åt stjärnornas identitet

I stället för Hipparcos hundra tusen stjärnor kommer Gaia att observera en miljard. Det beror på halvledartekniken, de s k CCD-detektorerna. En CCD omvandlar ljus till elektricitet och en enda detektor kan samtidigt observera tusentals stjärnor. I Hipparcos använde man s k fotomultiplikatorer, vilket bland annat innebar att satelliten kunde se bara en stjärna i taget.

Gaia har ett litet större teleskop också, primärspegeln är 1,5 meter i diameter. Allt detta är i huvudsak förbättringar av själva tekniken.
– Men Gaia är också ett kvalitativt annorlunda projekt. Hipparcos mätte stjärnpositioner, stjärnornas egenrörelser och parallaxer. Det är fortfarande huvudsyftet med Gaia, men vi har också lagt stor vikt vid kompletterande mätningar, som att mäta stjärnornas ljusstyrka i flera olika våglängder, spektralband. Det är för att vi gärna vill klassificera stjärnorna, t ex bestämma deras ålder, säger Lennart Lindegren.

Dessutom vill man med Gaia mäta stjärnornas hastigheter längs synlinjen, s k radialhastigheter, med hjälp av dopplereffekten. Effekten innebär att stjärnor som rör sig bort från oss sänder ut rödare ljus, och de som rör sig mot oss sänder ut ljus i blåare våglängder. På så sätt får man fram den del av rörelsen som man inte kommer åt med astrometrin.
– Vi har insett att vi med den här mycket ambitiösa målsättningen att kartlägga Vintergatans utvecklingshistoria måste veta mer om stjärnorna än var de är någonstans och hur de rör sig. Vi vill också veta mer om deras identitet: hur gamla de är och ur vilken typ av gas de har uppstått.

Att genomföra detta projekt är en stor teknisk utmaning. I centrum av teleskopet ska 150 CCD trängas ihop på en yta av ungefär en halv kvadratmeter. Var och en av dem ska kunna arbeta självständigt med egen elektronik, utan att störa varandra, och utföra extremt noggranna mätningar av både stjärnornas ljusstyrka och deras exakta lägen.

Varje CCD är ett par kvadratcentimeter stor och är uppdelad i några miljoner bildelement, pixlar. I princip kan man inte lokalisera stjärnan noggrannare än på en pixel när. Det skulle kunna betyda att man borde göra pixlarna så små som möjligt för att få så många som möjligt.
– Så är det inte riktigt. Bilden är oftast utsuddad och inte en punkt – på Gaia blir bilden ungefär en hundradels millimeter. Det betyder att om pixlarna är så små att varje stjärna täcker ett par pixlar, så lönar det sig inte att göra dem ännu mindre.

Hur observationerna ska bearbetas är nästa stora projekt. Ett femtiotal forskningsgrupper i Europa arbetar redan nu, nio år före den planerade uppskjutningen, med hur man ska ta hand om Gaias mätdata.
– Enligt vårt schema ska det ta ungefär två år att efter det att observationerna har slutat att få kartläggningen av Vintergatan klar. Det blir, om allt går väl, år 2018.

JOANNA ROSE ÄR VETENSKAPSJOURNALIST OCH REDAKTÖR PÅ FORSKNING & FRAMSTEG.
Lennart lindegrens arbete med gaia finansieras av rymdstyrelsen.