Knud Erik Sørensen Solen i kosmologisk belysning · PDF filekosmologi. Med kikkertens ibrugtagen i begyndelsen af 1600-tallet opdagede Galilei såvel Venus’ fa-ser som andre centralbevægelser,

Knud Erik Sørensen

Solen i kosmologisk belysningIndledning 2Verdensbilleder 3

Mytologiske verdensbilleder 3Verdensbilleder baseret på matematiske modeller 3Solens plads i universet 3

Herschels model 4Stjernetællinger 4Kosmologiske problemer 5Tågekataloget 5

Tåger – galakser eller nye solsystemer under dannelse? 6Parsonstowns Leviathan 6Dreyers kataloger 6Fotografiets indtog i astronomien 7

Kapteyns univers 8Solens placering 8Andre modeller 9Absorption af lys 9

Shapleys univers 10Kuglehobene afslører Solens plads i Mælkevejen 10Shapleys metode 10To konkurrerende modeller 11

Den store debat 12Vesto Slipher 12Adriaan van Maanen 13Hvem havde ret? 13Edwin Hubble 13Afslutning 14

Kilder 15

Solen i kosmologisk belysning 2

IndlednIng

Mennesket har altid været nysgerrigt vedrørende oprindelsen, indretningen og størrelsen af den ver-den, som det er født ind i. Dette er naturligvis baggrunden for kosmologien, der er startet som en me-tafysisk lære om verdensaltet og har udviklet sig til studiet af Universet som helhed, dets struktur og udvikling,

Afstandsbestemmelser er fundamentale i kosmologien, og det er en kendsgerning, at den til enhver tid vindende model af Universet har været bestemt af nøjagtigheden af den måleteknik, som har været tilgængelig. Da Tycho bestemte parallaksen for en komet, blev det fastslået, at kometer er extraterri-stiske, men da han ikke kunne måle stjerners parallakse, kunne han ikke tilslutte sig en heliocentrisk kosmologi. Med kikkertens ibrugtagen i begyndelsen af 1600-tallet opdagede Galilei såvel Venus’ fa-ser som andre centralbevægelser, nemlig Jupitersystemet – og en ny kosmologi vandt indpas.

Bessel målte i 1838 små årlige positionsændringer for stjernen 61 Cygni, og da oplevede vi den før-ste afstandsbestemmelse til en stjerne baseret på en måling, og nok en kosmologisk milepæl blev sat. Forinden var det ikke lykkedes for Herschel at måle parallakser, men han havde til gengæld held til at fremsætte kosmologiske ideer, blandt andet om Mælkevejens form og Solens placering og bevæ-gelse i den.

Med kikkerten som redskab blev store celeste tåger observeret en masse og med kikkerter af dimensi-oner som Lord Rosses i Parsonstown blev tågers indre struktur, fx i M51, iagttaget midt i 1800-tallet, men uden at det kunne afgøre striden mellem tilhængere af Laplaces opfattelse af disse tåger som nye solsystemer under dannelse i modsætning til Kants hypotese om tågerne som fjerne galakser. Først med mere udviklede målemetoder og en energisk forskning i begyndelsen af 1900-tallet lykkedes det at få den del af kosmologien, der drejer sig rummets udstrækning og menneskets placering i rummet så nogenlunde på plads. Vi ved nu, at Solen er en stjerne, der sammen med millioner af andre stjerner roterer omkring vor mælkevejs centrum, og at Solen befinder sig ”et pænt stykke” ude i en spiralarm. Vor mælkevej er en blot en blandt et utal af gakser, som er spredt ud over universet, ikke jævnt, men i et kompliceret mønster.

I denne artikel vil jeg fokusere på vor nærmeste stjerne, Solen, og på, hvordan dens plads i kosmos blev fundet i et afsnit af kosmologiens historie fra begyndelsen af 1800-tallet og ca. 100 år frem. Historien er for omfattende til at blive fortalt i detaljer her, så kun udvalgte “episoder” og aktører er medtaget.


VerdensbIlleder

I Hawkings Univers kan man læse følgende anekdote: En kendt videnskabsmand holdt engang et of-fentligt foredrag om astronomi. Han beskrev, hvordan Jorden kredser omkring Solen, og hvordan Solen selv kredser omkring en umådelig samling af stjerner kaldet vor Galakse. Da foredraget var forbi, re-jste en lille gammel dame bagest i lokalet sig op og sagde: ”Det, de har fortalt, er noget vrøvl. Verden er i virkeligheden en flad tallerken, som ligger på ryggen af en kæmpeskildpadde”. Videnskabsmanden smilede overlegent inden sit svar: ”Hvad står skildpadden på?”. ”De er snedig, unge mand, meget snedig”, sagde den ældre dame. ”Der er da skildpadder hele vejen ned!”.

Ovenstående anekdote illustrerer fint, hvad begrebet kosmologi er og ikke er. Kosmologi kan først betegnes som videnskab, når den er baseret på observationsdata af en sådan kvalitet, at de kan være grundlag for teoridannelser efter naturvidenskabelige metoder. Med andre ord skal teorien kunne be-skrive gjorte observationer og desuden levere forudsigelser vedrørende fremtidige observationer.

Mytologiske verdensbilleder

I enhver kulturkreds finder man en opfattelse af Universets opståen og indretning, oftest som en del af kredsens religion. Sådanne ikke-naturvidenskabelige verdensbilleder kaldes mytologiske eller filosofiske. Grænsen mellem mytologiske og naturvidenskabelige verdensbilleder er naturligvis ikke skarp, idet observationer af Solen, månen og stjerners daglige og årlige bevægelse jo ligger til grund for ethvert verdensbillede.

En opremsning af mytologiske verdensbilleder skal ikke forsøges her. Bedst kendt af de tidlige ver-densbilleder fra den vestlige kulturkreds er det ægyptiske og det hebraiske, som er overleveret via pa-pyrusruller og Det gamle Testamente.

Verdensbilleder baseret på matematiske modeller

Bevæger vi os tidsmæssigt frem til grækerne, finder vi tidligt egentlige kosmologiske modeller baseret på matematik, og allerede her møder vi såvel geocentriske som heliocentriske modeller. Det er her værd at bemærke, at de forskellige kosmologiske modeller lige op til 1900-tallet alle opererer med et centrum for Verden.

En gennemgang af det archaiske, det pythagoræiske, det eudoxiske, det herakleiske, det aristarchske, og det ptolemæiske verdensbillede som eksempler på antikkens verdensbilleder samt det copernikan-ske, det tychonske og det keplerske verdensbillede som eksempler fra renæssancen kan man finde be-handlet mange steder, fx i Vort Solsystem.

Solens plads i universet

Ikke blot i ældre verdensbilleder, men også i nyere teoridannelser er Solens placering i Universet en central parameter. Det tog mennesket tusinder af år at finde en korrekt teori for solsystemets indret-ning, nogle hundrede år at få Solen placeret korrekt i Mælkevejen, samt det meste af et århundrede at få en plausibel forståelse af Verdensrummets størrelse, opståen, og dynamik. Meget er nået, men mange finere detaljer resterer stadig. Selv vor egen stjerne, Solen, som vi mener at kende ret godt, gemmer stadig på dybe hemmeligheder – ikke blot hvad struktur og dynamik angår, men også, når det drejer sig om influensen på omgivelser, herunder de varierende livsbetingelser på Jorden.


HerscHels model

Man kan have en mening om Solens placering i Universet ud fra en filosofisk-religiøs anskuelse, som det var almindeligt frem til 1600-tallet, hvor Solen som dynamisk centrum for et planetsystem blev accepteret med baggrund i betragtninger om gravitationskræfter. At Solen selv skal ses i en større sammenhæng gør betragtninger over himlens konstruktion interessant, og On the construction of the Heavens var netop titlen på en afhandling af William Herschel 1) i 1785.

Stjernetællinger

Allerede i 1783 havde Herschel udgivet On the proper motion of the sun and solar system, hvori han bestemte retningen af solsystemets bevægelse gennem rummet, baseret på stjernernes egenbevægel-ser og radialhastigheder. Han fandt, at apex 2) måtte ligge nær stjernen λ i Hercules, men kunne ikke finde frem til Solens hastighed i denne bevægelse. Han tog derefter fat på Mælkevejens struktur, idet han lavede en statistik over stjernernes fordeling på himlen. Hertil udførte han et anstrengende arbej-de med stjernetælling i 683 udvalgte retninger på himlen.

For at bestemme afstanden til de enkelte stjerner var han nødt til at gøre to antagelser:

• Alle stjerner er ens - dvs. forskelle i lysstyrker skyldes alene forskelle i afstande.• Alle stjerner ligger i nogenlunde lige store afstande fra hinanden.

Det sidste blev selvfølgelig brugt til at bestemme afstande til de yderste, når mange stjerner ses i sam-me synsfelt.

Herschels antagelser rummer flere svagheder. Dels er alle stjerner naturligvis ikke lige lysstærke, og der er ikke taget hensyn til dobbeltstjerner. I Herschels model er Mælkevejens grænse bestemt af de svageste objekter, han kunne skelne i sin kikkert. Stjernernes magnituder blev bestemt ved et skøn – egentlige målemetoder fandtes ikke på det tidspunkt. Herschel kendte heller ikke til den interstel-lare absorption, og det førte til, at mange stjerners lysstyrker blev undervurderet – og ikke mindst i Mælkevejens plan er kikkertens “rækkevidde” stærkt begrænset. Herschels billede af Mælkevejen blev følgende:

1) William Herschel, 1738-1822, tysk født, engelsk astronom og kikkertbygger. Han støbte og polerede selv sin spej-le og byggede i 1783 en reflektor med en fri åbning på 46 cm. Den blev hans vigtigste instrument på grund af de fine optiske egenskaber. I 1783 finansierede den engelske konge bygningen af et kæmpeteleskop med enåbning på 122 cm. Instrumentet var verdens største og i sig selv en seværdighed, men desværre uhåndterlig. I modsætning til sine samti-dige, der især beskæftigede sig med Solen, Månen og planeterne, var stjernerne hans store interesse, og han er blevet kaldt ”stellarastronomiens fader”. Han nåede at opdage 848 dobbeltstjerner og 2500 tåger - og planeten Uranus. Under hele sit store arbejde blev han assisteret af sin søster, Caroline, der dog også foretog et stort selvstændigt astronomisk arbejde.2) Apex er det punkt på himmelkuglen, som Solen synes at bevæge sig imod. Positionen af apex og Solens hastighed imod apex afhænger noget af den valgte referencegruppe af stjerner. Moderne målinger viser, at apex ligger i stjernebil-ledet Lyren, og at Solen bevæger sig mod det med en hastighed af ca. 20 km/s i forhold til nærliggende stjerner


Herschels model af Mælkevejen. Solen er den sorte prik nær midten af figuren. Som rumlig figur mente Herschel, at Mælkevejens udstrækning var ca. 5 gange så stor i Mælkevejens plan som vinkelret derpå.

Senere i sit liv tog Herschel selv afstand fra denne model, idet han måtte erkende, at forbedringer af kikkerter førte til, at svagere, tidligere usete objekter blev opdaget. Generende for Herschel var også, at flere og flere stjernetåger blev opdaget på netop denne tid. Messiers katalog 3) over “tåger” vakte Herschels interesse, men tågernes eksistens passede ikke ind i Mælkevejsmodellen.

Kosmologiske problemer

Herschel var stærkt optaget af, hvad vi i dag ville kalde kosmologiske problemer. Godt forankret i den newtonske mekaniks model for den generelle gravitation lavede han modeller for stjernedannel-ser ud fra tåger, der koncentreres omkring deres tyngdepunkter, ligesom han beskrev, hvorledes stjer-ner kan klumpe sig sammen i kugleformede stjernehobe, mv. Skønt han således i grove træk kunne gøre rede for eksistensen af et univers med en lokalt meget ujævn massefordeling, var der dog tale om et “steady state”-univers, hvor den gode Gud sørgede for, at universet – trods massetiltrækningen – ikke kollapsede. Han fremfører ideer om, at en slags “projektilkræfter” kan være den Guds meto-de til at hindre kollapset, men at disse pojektilkræfter kun i lang tid - men ikke evigt - kan forhindre den totale sammenklumpning.

Tågekataloget

Herschelfamilien af astronomer – William, søsteren Caroline 4) og sønnen John 5), der for en tid opholdt sig i Sydafrika – katalogiserede i alt ca. 5.000 tåger fordelt over såvel den nordlige som den sydlige himmelhalvkugle. Allerede William Herschel kunne konkludere, at tågernes natur var meget forskel-lige og var overbevist om, at nogle af dem var selvstændige stjernesystemer – Kantske ø-universer, kaldt sådan efter den tyske filosof Kant. Kosmologisk er vi her ved et centralt spørgsmål i det næste hundrede år, nemlig Mælkevejens størrelse og Solens placering i den.

3) Mesiers katalog er en liste over tå;gede himmelobjekter, der kunne forveksles med kometer. Kataloget bestod i 1810 af 110 objekter. Messier, 1730-1817, var en fransk astronom.4) Caroline Herschel, 1750-1848, engelsk astronom, bror til William Herschel5) John Herschel, 1792-1871.


Tåger – galakser eller nye solsysTemer under dannelse?Et af de store kosmologiske diskussionsemner i 1800-tallets var udstrækningen og formen af Mælkevejen. Herschel havde baseret på en stjernetælling og en matematisk model lavet sin model, men var selv usikker på dens rigtighed. Med forbedrede kikkerter blev det muligt at se endnu svagere objekter, og det gjorde mønstret endnu mere broget. De opdagede tågers antal voksede eksplosivt, men hvad var deres natur og i hvilke afstande befandt de sig? To konkurrerende teorier sagde noget forskelligt: Dels Immanuel Kants galakseteori 6), dels Pierre-Simon Laplaces teori 7) om, at spiraltågerne blot var nye solsystemer under dannelse.

Parsonstowns Leviathan

Den 3. Jarl af Rosse, William Parsons, byggede på sit gods Birr Castle i Irland et kæmpeteleskop med et spejl på 183 cm. Det var placeret mellem to 17 m høje mure og kunne kun “se” 10° på hver side af meridianen. Med dette så han i 1845 spiralstrukturen i M51, hvilket overbeviste ham om, at M51 var et selvstændigt stjernesystem, altså en galakse som vores Mælkevej.

Lord Rosses skitse af Malstrømsgalaksen, M51

Dreyers kataloger

En af Rosses medarbejdere, Emil Dreyer 8), observerede tåger i stort tal, og i 1888 udgav han New

6) Immanuel Kant, 1724-1804, tysk filosof, født og bosat livet igennem i Kønigsberg. Skønt ikke uddannet i naturviden-skaberne interesserede han sig stærkt for geofysik og astronomi. Kant antog i sit store værk Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels fra 1755, at Universet oprindelig var et kaos af enkelte partikler, der styret af frastødende og tiltrækkende kræfter fremkalder et utal af kondensationskerner, om hvilke der dannes større og større legemer i rotation. Denne udvikling vil fortsætte kontinuerligt. Kant opfattede de observerede tåger som samlinger af stjerner af struktur som vor egen Mælkevej. Hans teori om tågernes natur var således ganske anderledes end Laplaces nebularteori. Kant forudsagde eksistensen af Uranus, endnu før Herschel opdagede den i 1781.7) Pierre Simon Laplace, 1749-1827, fransk matematiker og astronom. Laplaces astronomiske hovedskrift er et 5-binds storværk Système du monde, 1796, hvor han fremlagde sin berømte nebularhypotese for solsystemers oprindelse: sol-systemet opstod af en enorm stor gaståge, hvis centrale dele kollapsede og dannede Solen, medens resten klumpede sig sammen og dannede planeterne. De mange observerede tåger måtte dermed formodes at være solsystemer under dannel-se. Laplaces teori om tågernes natur er dermed ganske anderledes end Kants.8) John Louis Emil Dreyer, 1852-1926, dansk astronom, der tilbragte det meste af sin tid i Irland, først som assistent for Lord Rosse på William Parsons observatorium på Birr Castle, senere fra 1882 direktør for Armagh Observatory. Dreyers katalog over stjernetåger, The New General Catalogue, fra 1888 er en revideret og stærkt forøget udgave af


General Catalogue (NGC-kataloget) med i alt 7840 objekter. Det katalog blev i 1895 og 1908 af Dreyer – medens han var ved Armagh-observatoriet – forøget med et Index Catalogue (IC-kataloget) med yderligere 5.086 nyopdagede tåger og stjernehobe.

Det blev snart klart for alle – allerede Herschel havde opdaget det – at tågerne naturligt kunne ind-deles i flere kategorier. Tåger som M51, hvor en indre struktur var tydelig, gav næring til Kants teo-ri om tågerne som ø-universer.

Fotografiets indtog i astronomien

Den detaljerigdom, som kunne afsløres i de enkelte tåger voksede eksplosivt med fotografiets ibrug-tagen i astronomien. Pioneren Henry Draper 9) fotograferede himmelområder fra 1872 og i årene frem til sin død. Den fotografiske teknik gav ikke blot mulighed for at se svagere objekter, men muliggjor-de en kvantitativ måling af objekters lysstyrke.

John Herschels katalog. Dreyer er desuden kendt som forfatter af den første autoritative astronomihistorie, History of Planetary Systems from Thales to Kepler, samt forfatter til en biografi over Tycho Brahe.9) Henry Draper, 1837-1882, amerikansk amatørastronom og pioner i astrofotografering. Draper tog i 1843 det før-ste vellykkede fotografi af et stjernespektrum, nemlig Vegas. I 1880 fotograferede han Oriontågen. Hans enke donerede store summer til udarbejdelse af en klassifikation af stjernespektrer. Hovedkataloget, Henry Draper-kataloget, udkom 1918-1924 og indeholdt 225.300 stjerner ned til 8. magnitude.


kapTeyns unIVers

Med astronomiens nye redskab, fotografiet, kunne man ikke blot se svagere objekter end tidligere, men også i tågerne se flere detaljer. Desuden kunne man få et bedre grundlag for bestemmelsen af form og udstrækning af vor egen mælkevej.

Den hollandske astronom Jacobus Kapteyn 10) udnyttede den fotografiske teknik i et forsøg på at få en bedre model af Mælkevejens form og størrelse. Han udvalgte 200 jævnt fordelte områder, hvor han med fotografiske data hentet fra astronomer verden over kunne modellere Mælkevejen. I 1922 var han færdig med sine undersøgelser og kunne konkludere, at

• Mælkevejen er formet som en ellipsoide med Solen placeret nær centrum.

Hans målinger viste, at tætheden af stjerner faldt til det halve i forhold til maximum i afstanden 800 pc 11) fra Mælkevejens centrum i Mælkevejens plan og i afstanden 150 pc vinkleret på planen. I pla-nen faldt densiteten til 10% i afstanden 2,8 kpc og til 1% i afstanden 8,5 kpc. Kapteyns model blev hurtigt kendt under navnet Kapteyns univers, idet datidens astronomer stadig anså Mælkevejen og Universet for at være en og samme ting.

Solens placering

Påstanden om, at Solen befinder sig nær Mælkevejens centrum var begrundet i, at målingerne viste, at tætheden af stjerner var størst i Solens nærhed. Faktisk nåede Kapteyn til det resultat, at Solen be-fandt sig blot 650 pc fra Mælkevejens centrum – let hævet over Mælkevejens plan. Vores placering i Universet må derfor siges at være exceptionel.

Kapteyns univers består af et sæt koncentriske ellipsoider. Numrene til højre: 0.63, 0.40, 0.25, 0.16, 0.10, 0.063, 0.040, 0.025, 0.016 og 0.010 viser densiteten på overfladen af ellipsoiderne i enheder af den centrale densitet, som Kapteyn beregnede til 0,045 stjerner pr. pc3. Cirklen S indikerer Solens

position, som dermed er placeret i ellipsoide 5, hvor densiteten er 1/10 af den centrale densitet. Fra Astrophysical Journey, 1922.

10) Jacobus Cornelius Kapteyn, 1851-1922, hollandsk astronom, fra 1878 professor i astronomi og teoretisk mekanik i Groningen. I en periode over 12 år fra1886 reducerede han fotografiske plader fra observatoriet i Cape, Sydafrika, Cape Durchmusterung, med omkring 455.000 stjerner. Han undersøgte såvel stjernernes fordeling i rummet som deres egen-bevægelser. Han opdagede herved, at stjernerne har to tilsyneladende foretrukne retninger for deres bevægelse. Disse "stjernestrømme" er senere blevet forstået som den differentielle rotation af vor Mælkevej. Kapteyn var en af grundlæggerne af moderne stellar statistik. Et af hans resultater var, at kæmpestjerner er tusind gange sjældnere end dværgstjerne som vor sol. Kapteyn udmålte – assisteret af straffefanger fra statsfængslet i Groningen – på fotografier ta-get på Cape-observatoriet særdeles præcise positioner og lysstyrker for 454.875 stjerner beliggende mellem sydpolen og deklinationen -18°. På baggrund af sine mange særdeles værdifulde undersøgelser foreslog Kapteyn, at vor sol er an-bragt nær midten af en roterende linseformet galakse. 11) pc = parsec = 206.265 AE = 3,26 lysår


Andre modeller

Også andre fremtrædende astronomer forsøgte sig med modeller af Mælkevejen på den tid. Fx Hugo von Seeliger 12), der fandt en model for Mælkevejen ikke ulig Kapteyns, men dog med nogle mindre dimensioner, især hvad Mælkevejens fladeudstrækning angår. von Seeliger opererede med halvakser på 3.625 pc og 900 pc for Mælkevejsellipsoiden.

En anden model blev foreslået af Karl Schwarzschild 13) i 1910. På mange områder lignede denne mo-del Kapteyns og von Seeligers, men Schwarzschilds univers var ret fladt med en diameter på omkring 10.000 parsec og en tykkelse på 2.000 parsec.

Ved opstilling af modeller for Mælkevejens form anvendtes en antagelse om, at lysstyrken faldt med kvadratet på afstanden mellem lysgiver og observator, idet man gik ud fra, at Mælkevejen er transparent.

Absorption af lys

Muligheden af, at lys absorberes på dets vej fra stjerne til modtager, var åbenbar for enhver, idet der var store mørke områder langs Mælkevejens centrale plan. Der kunne ikke blot være tale om stjerne-tomme områder, for så måtte fjerne stjerner ses som svage objekter gennem områderne.

Rayleigh-spredning, hvor lyset spredes uden frekvensændring ved vekselvirkning med partikler, der er små sammenlignet med lysets bølgelængde, var opdaget og beskrevet af Lord Rayleigh i 1871, og var altså et kendt fænomen. Da de korte bølger i spektret svækkes mere end de lange, vil der foruden egentlig absorption også kunne ske en rødforskydning af lyset ved passage af interstellart stof. De ovenfor nævnte astronomer var opmærksomme på dette, men kunne ikke umiddelbart tage højde for problemet. Kapteyn fandt dog en teknik baseret på det faktum, at fotografiske plader er mere følsom-me over for blåt lys, end det menneskelige øje er. Rødforskydningen af fjerne stjerner skulle derfor give en større lysstyrke målt visuelt sammenlignet med fotografisk, men Kapteyn fandt ikke en sådan effekt og vurderede derfor, at absorptionsfænomenet var negligibelt

I dag ved vi, at den dominerende absorptionseffekt stammer fra absorption i støv og ikke fra Rayleigh-spredning. Absorptionen i støv er langt mindre bølgelængdeafhængig end Rayleighspredningen.

Absorption i galaktisk støv blev først helt forstået og beskrevet af Robert Trumpler 14) i 1930-erne.

12) Hugo von Seeliger, 1849-1924, tysk astronom, professor og direktør for observatorier skiftende steder i Tyskland. I 1874 ledede han den tyske Venusekspediton til Aucklandsøerne. En overgang var han præsident for Astronomische Gesellschaft og tillige medlem af den europæiske gradmåling. Han medvirkede ved udarbejdelsen af et større stjerneka-talog, men hans betydeligste indsats ligger på det teoretiske område, især inden for astrofotometri og stellarastronomi, hvor han indgående beskæftigede sig med den rumlige fordeling af fiksstjerner og teorien for novaer.13) Karl Schwarzschild, 1873-1916, tysk astronom, især kendt for Schwarzschild-radius, som er den radius, et meget tæt legeme skal have, for at escapehastigheden er lig lyshastigheden14) Robert Trumpler, 1886-1956, schweizisk-amerikansk astronom, observator på Lick-observatoriet 1919-1938, pro-fessor ved Berkeley University 1938-51.


sHapleys unIVers

Kapteyns univers var kendt blandt astronomerne længe før Kapteyns analyse af stjernetællingerne blev publiceret i hans dødsår, 1922. I 1914, medens Kapteyn opholdt sig på Mount Wilson-observatoriet, fik han forelagt en nogle resultater, der direkte stred mod størrelsen af hans univers. Astronomen Harlow Shapley 15) havde i sine undersøgelser af kugleformede stjernehobe fundet afstande til disse hobe på helt op til 30 kpc, hvorved de lå langt uden for grænserne af Kapteyns univers.

Kapteyn troede ikke på Shapleys afstandsbestemmelser, og Shapley selv, der oprindelig var tilhæn-ger af Kapteyns univers, mente så, at de store afstande antydede, at kuglehobene var selvstændige galakser – eller “ø-universer”.

Kuglehobene afslører Solens plads i Mælkevejen

Nogle få år senere – i 1918 – havde Shapley fået indsamlet endnu flere data, og det stod nu klart for ham, at Mælkevejen måtte være mindst 10 gange så stor, som de fleste astronomer mente. Shapley på-viste, at kuglehobene var fordelt over hele himlen, nogenlunde ligeligt på begge sider af Mælkevejens plan, men ikke uniformt langs Mælkevejens plan. Shapley havde undersøgt 93 kuglehobe og argu-menterede for, at de mange og enorme kugleformede stjernehobe med hver op til en million stjerner måtte være en almindelig byggeklods i Mælkevejens struktur, hvorfor de måtte forventes at være for-delt nogenlunde symmetrisk omkring Mælkevejens centrum. Den observerede skæve fordeling måt-te da være et tegn på, at vi iagttagere – og dermed Solen – ikke var placeret nær strukturens centrum, men tværtimod befandt os i betragtelig afstand fra centret.

Hermed var Shapleys model i modstrid med tidligere modeller som Herschels og samtidige modeller som Kapteyns med flere. Kosmologisk var der tale om radikal ændring: Med Kopernikus blev Jorden fjernet som det centrale sted i Universet. Med denne nye model blev også Solen for alvor forvist som et centralt placeret objekt i Mælkevejen og dermed i Universet.

Shapleys metode

Til en grov skalamodel kan man gøre to antagelser om kuglehobe, nemlig

• enten at de har samme fysiske diameter, og i så fald er afstanden til dem omvendt proportional med den målte angulære diameter,

• eller man kan antage, at de alle har samme luminositet, hvorved afstanden til dem er omvendt pro-portional med kvadratroden af den observerede fluxtæthed.

Begge antagelser førte til en sfærisk fordeling om et centrum, langt fra Solen. Til en finere modeldan-nelse benyttede Shapley RR Lyrae-variable stjerner. Desværre er der ingen stjerner af denne type, der ligger tæt nok på Solen til en afstandsbestemmelse ved parallaksemetoden, så for at få kalibreret en

15) Harlow Shapley, 1885-1972, amerikansk astronom, først ansat på Mount Wilson observatoriet i Californien, hvor han studerede cepheider for at kunne bruge dem til afstandsbestemmelse. Shapley skabte en ny model for universet – en konkurrent til den gængse opfattelse på den tid, skabt af Kapteyn. Shapley deltog i den store debat med Curtis i 1921. Samme år blev han direktør for Harvard College Observatory, Cambridge, Massachusetts, hvor han forblev til sin tilba-getræden i 1952.


afstandsskala måtte han anvende statisk parallakse-metoden 16), men desværre førte hans målinger her til, at RR-Lyrae stjerner blev vurderet til at have en absolut magnitude på -0,5, medens den nu kendte værdi er +0,6. Som nævnt tidligere var betydningen af absorptionen heller ikke tilstrækkeligt kendt før Trumplers arbejde på dette område i 1930’erne.

Shapleys univers med kuglehobenes placering.

Mælkevejens udstrækning var i Shapleys univers ca. 100 kpc i planen. Bemærk, at Solen i denne mo-del ligger langt fra skivens centrum, men er placeret i en lokal stjernefortætning. Dette må være ef-

fekten af, at der i målingerne ikke er korrigeret for absorption fra interstellart stof.

To konkurrerende modeller

Med de nævnte fejlkilder fandt Shapley en model af Mælkevejen, hvor Solen var placeret ca. 15 kpc fra galaksecentret. Kapteyns minigalakse havde nu fået en konkurrent i Shapleys storgalakse. Shapley bemærkede, at de kugleformede hobe tydeligvis var koncentreret i retningen mod stjernebilledet Saggitarius, og han konkluderede, at galaksens centrum, som også måtte være centrum for fordelin-gen af hobene, altså måtte ligge i den retning.

16) Statistisk parallakse. Solens bevægelse i forhold til de nærmeste stjerner kan bestemmes ved at måle rumhastighe-den for stjernerne. Det viser sig så, at Solen bevæger sig med hastigheden 4 AU pr år. På 10 år fx vil Solen derfor ha-ve flyttet sig 40 AU, og denne afstand kan man så bruge som basislinie ved parallaksemålinger til fjernere objekter. Uheldigvis har også de stjerner, hvis afstand skal bestemmes, flyttet sig på de 10 år, men hvis man betragter en stjerne-gruppe, vil medlemmernes tilfældige bevægelse i gennemsnit være nul. Herved kan man finde deres gennemsnitlige af-stand og deres gennemsnitlige luminositet.


den sTore debaT

I 1920 stod modstridende opfattelser af Mælkevejens størrelse, Solens placering i den og naturen af de mange spiraltåger, som var observeret, stadig over for hinanden. Menneskets placering i den kos-miske orden blev genstand for en stor – nu berømt – debat med Harlow Shapley og Heber D. Curtis 17) som deltagere. Mødet var arrangeret af George Ellery Hale 18) og fandt sted ved årsmødet på National Academy og Sciences, Washington D.C.

En egentlig debat var der nu ikke tale om, men i stedet om to korte forelæsninger. Da de to forelæsere hver især talte for deres sag uden en egentlig efterfølgende diskussion, førte debatten ikke til en vinder og en taber, men de synspunkter, som blev klart trukket frem ved den lejlighed gav anledning til den egentlige debat, der blev ført i de følgende år, hvor antallet af publikationer om emnet var meget stort.

Forud for debatten stod Shapley svagt, idet hans ideer ikke havde mange tilhængere.

Uenighederne var mange og komplicerede, men et par hovedforskelle i opfattelserne er interessante her:

• Curtis argumenterede for, at de observerede spiraltåger var fjerne galakser som vores egen Mælkevej, medens Shapley mente af spiraltågerne bare var nære gasskyer, og at Universet kun bestod af én galakse.

• Curtis mente som tilhænger af Kapteyns model for Universet, at Solen lå nær centret i en lille ga-lakse, medens Shapley argumenterede for, Solen lå langt fra centrum i en meget stor galakse, der udgjorde hele universet.

Hele debatten kan studeres på http://antwrp.gsfc.nasa.gov/diamond_jubilee/debate20.html

Vesto Slipher

Curtis gjorde i sin argumentation brug af resultater fra spektroskopikeren Vesto Slipher 19) på Lowell Observatory i Flagstaff, Arizona. I 1912 havde Slipher samlet tilstrækkeligt meget lys fra spiraltågen M31 (=Andromedagalaksen) til at kunne måle dens dopplerforskydning og fandt, at tågen nærmede sig Jorden med en fart af 300 km i sekundet. Slipher fandt lignende store radialhastigheder for femten an-dre tåger. Så store hastigheder kunne Slipher ikke tro var skabt gravitationelt af Mælkevejen. Shapley var enig i dette, men mente så, at tågerne lå lige uden for Mælkevejen, hvorfor de selvfølgelig måt-te være meget små i forhold til selve Mælkevejen. De store hastigheder tilskrev han et strålingstryk!

17) Heber Doust Curtis, 1872-1942, amerikansk astronom, først ansat på Lick Observatoriets afdeling i Chile, fra 1920 direktør for Allegheny Observatory og fra 1930 direktør for Michigan University Observatory. Han beskæftigede sig især med spiraltåger. Han var overbevist om, at disse var selvstændige stjernesystemer uden for vor galakse. Curtis var egentlig klassisk uddannet og startede sin akademiske karriere som professor i latin på Napa College, Californien. Han var en fremragende taler – også i den store debat.18 ) George Ellery Hale, 1868-1938, amerikansk astronom, pioner i astrofysikken og grundlægger af observatorierne Yerkes, Mount Wilson og Mount Palomar, opfinder af spektroheliografen og grundlægger af tidsskriftet Astrophysical Journal. Også astronomisk nåede han store resultater, bl.a. vedrørende Solen og solpletter.19) Vesto Melvin Slipher, 1875-1969, amerikansk pioner i spektralanalyse af galakser. Hans spektralanalyse af planetat-mosfærer gav vigtig information om deres kemiske sammensætning

http://antwrp.gsfc.nasa.gov/diamond_jubilee/debate20.html


Adriaan van Maanen

Påstanden om den lille afstand var baseret på resultater fra Adriaan van Maanen 20), der mente at have påvist, at spiralarmene i tågerne bevægede sig, og han kunne endda bestemme omløbstider på 60.000-240.000 år. Hvis spiraltågerne var fjerne galakser, ville den slags bevægelser ikke kunne ses - og i øv-rigt: hvis fx M33 var et selvstændigt stjernesystem på størrelse med Mælkevejen, ville de målte egen-bevægelser svare til rotationshastigheder sammenlignelige med lyshastigheden. Altså – konkluderede van Maanen – må M32 høre til i Mælkevejens område.

Hvem havde ret?

Set med vor nuværende viden, må vi konstatere, at begge debattanterne havde fat i vigtige aspekter af sandheden, men også at begge tog alvorligt fejl – dog på forskellige områder. En fejl var de dog fæl-les om: de mente begge, at der ikke var nogen væsentlig interstellar absorption.

• Shapley tog fejl, hvad angår antallet af galakser i Universet.• Curtis tog fejl, hvad angår Mælkevejens størrelse og Solens placering i den.

I øvrigt talte de mest forbi hinanden – og mente begge bagefter, at de havde “vundet” debatten. Årsagen til den manglende konsensus var i høj grad, at der endnu ikke fandtes pålidelige metoder til sikre af-standsbestemmelser, men det skulle komme i løbet af få år!

Edwin Hubble

I 1923-1924 fandt Hubble 21) cepheider i Andromedatågen. Han anvendte Shapleys arbejde over cephei-derne til at beregne tågens afstand, og konstaterede derved, at tågen er en galakse. Hubble fandt, at afstanden til tågen er 250 kpc og dermed, at den lå langt uden for Shapleys univers!

Først i 1925 offentliggjorde Hubble sine resultaterne, der blev forelagt på et møde arrangeret af Henry Norrel Russel 22). I løbet af ganske få måneder havde alle ”overgivet” sig, selv Shapley måtte erkendte sine fejltagelser, hvad Universet størrelse angår.

Van Maanen havde anvendt stereokomparatoren på Mount Wilson til at sammenligne fotografier af spiraltåger. Den bevægelse, han mente at kunne måle sig frem til, indrømmede han lå på den yderste grænse af instrumentets ydeevne. Man mener nu, at han fandt bevægelserne i spiralarmene simpelt hen, fordi han ventede at finde dem. I 1935 overgav også han sig - og den sidste indvending mod ø-universet var blevet fjernet.

20 ) Adriaan van Maanen, 1884-1946, hollandsk astronom21) Edwin Powell Hubble, 1889-1953, amerikansk astronom, kosmolog og grundlægger af den moderne extragalaktiske astronomi. Ved sine undersøgelser opdagede han universets ekspansion og revolutionerede vores viden om universets struktur og størrelse, idet han påviste, at galakser er universets øer. 22 ) Henry Norris Russell, 1877-1957, amerikansk astronom, der sammen med danskeren Hertzsprung opdagede sam-menhængen mellem en stjerners lysstyrke og farve, HR-diagrammet. Russel var i øvrigt en førende astronom i studiet af formørkelsesvariable stjerner. Desuden beskæftigede han sig med stjernernes kemiske sammensætning.


Afslutning

I 1925 med Hubbles konstatering af eksistensen af galakser uden for Mælkevejen kunne en ny æra i kosmologien tage sin begyndelse: Solen var blevet placeret korrekt i vores Mælkevej og vores galak-se var erkendt at være blot én blandt mange. Mange uafklarede problemstillinger eksisterede stadig, men herom skal der ikke berettes i denne historie.


kIlder

Denne artikel er baseret på data fra følgende kilder:

Bøger

• Pedersen, Olaf og Helge Krag: Fra KAOS til KOSMOS, Gyldendal 2000,ISBN 87-00-38458-5

• Binney, James and Michael Merrifield: Galactic Astronomy, Princeton University Press, 1998ISBN 0-691-02565-7

• Hawking, Stephen W.: Hawkings Univers, Gyldendal 1988ISBN 87-00-72192-1

• Kjeldsen, Peter og Mogens Nørgaard Olesen: Vort solsystem, Systime 1984ISBN 87-7351-206-0

• Galakserne fra serien På rejse gennem Universet. Dansk udg. v. Jan Teuber, Lademann 1991ISBN 87-15-08676-3

• Gingerich, Owen (ed.): The Great Copernicus Chase, Sky Publishing Corporation, 1992 ISB 0521-32688-5

• Muir, Hazel (ed.): Dictionary of Scientists, Larousse, New York, 1994ISBN 0-7523-0036-9

• Astronomileksikon (red. Ian Ridpath), Lademanns forlag, København 1976,ISBN 87-15-07356-4

Internet

• http://antwrp.gsfc.nasa.gov/diamond_jubilee/debate20.html • http://utrao.as.utexas.edu/ast307/log/log36.html

http://antwrp.gsfc.nasa.gov/diamond_jubilee/debate20.html

http://utrao.as.utexas.edu/ast307/log/log36.html

Documents

Knud Erik Sørensen Solen i kosmologisk belysning · PDF filekosmologi. Med kikkertens ibrugtagen i begyndelsen af 1600-tallet opdagede Galilei såvel Venus’ fa-ser som andre centralbevægelser,