Vetrarbrautir

Sólin okkar er hluti af Vetrarbraut sem inniheldur á bilinu 100 til 400 milljarða sólstjarna. Samt sem áður er Vetrarbrautin næstum galtóm. Fjarlægðin milli stjarna í Vetrarbrautinni er að meðaltali um 5 ljósár.

Vetrarbrautir eru flokkaðar eftir útliti í þyrilvetrarbrautir, sporvöluvetrarbrautir, linsulaga vetrarbrautir og óreglulegar vetrarbrautir. Þyrilvetrarbrautir eru flatar með arma sem einkennast af gasþokum og ungum, heitum og bláum stjörnum. Stundum hafa þær bjálka og nefnast þá bjálkaþyrilvetrarbrautir. Vetrarbrautin okkar er dæmi um bjálkaþyrilvetrarbraut. Sporvölur eru samfelldar með bjarta miðbungu en enga skarpa drætti. Í þeim er svo til ekkert gas og ryk og því lítil sem engin stjörnumyndun í gangi. 

Í hinum sýnilega alheimi eru á að giska 200 milljarðar vetrarbrauta. Þær eru sjaldnast stakar, heldur í hópum eins og grenndarhópnum, sem inniheldur í kringum 40 vetrarbrautir, og stærri þyrpingum eins og Meyjarþyrpingunni sem telur yfir 2000 vetrarbrautir. Vetrarbrautaþyrpingar mynda stærri reginþyrpingar og milli þeirra eru stórar eyður.

Vetrarbrautir í hópum og þyrpingum gagnverka hver á aðra. Gagnverkunin veldur afmyndun vetrarbrauta og í sumum tilvikum renna þær saman í eina vetrarbraut með tilheyrandi hrinu stjörnumyndunar. Þá verður til svonefnd hrinuvetrarbraut.

Rannsóknir á vetrarbrautum leika lykilhlutverk í heimsfræði – þá grein stjarnvísinda sem fæst við upphaf, þróun og örlög alheimsins. Edwin Hubble var frumherji á því sviði. Hann uppgötvaði að þyrilþokurnar, sem lengi voru deiluefni meðal stjarnfræðinga, voru aðrar vetrarbrautir, langt fyrir utan Vetrarbrautina okkar. Rannsóknir Hubbles leiddu til mikilvægustu uppgötvunar heimsfræðinnar: Næstum allar vetrarbrautir eru að fjarlægast okkur – alheimurinn er að þenjast út. Þessi uppgötvun Hubbles leiddi til Miklahvellskenningarinnar um upphaf alheims sem heimsmynd nútíma vísinda byggir á.

1. Goðsagnir og orðsifjar

Ef þú ferð útfyrir borgarljósin á stjörnubjartri tunglskinslausri vetrarnóttu kemur þú auga á daufa, ljósleita slæðu sem gengur þvert yfir himinhvolfið. Þetta er Vetrarbrautin okkar og allar stjörnurnar á himninum tilheyra henni.

Fyrr á tímum höfðu menn engar skýringar á slæðunni á reiðum höndum. Forfeður okkar Íslendinga, Víkingarnir, sáu hana fyrir sér sem veginn sem hinir látnu gengu á til Valhallar. Í huga Inka var slæðan fljót sem veðurguðinn Apu Illapu veitti vatni á til að útbúa regn. Egiptar höfðu svipaða sögu að segja en álitu hana hið himneska Nílarfljót.

Í mörgum erlendum tungumálum nefnist Vetrarbrautin Milky Way. Nafnið er dregið af latneska heitinu Via Lactea sem rekur uppruna sinn til gríska orðsins galaxias sem þýðir mjólkurkennt. Í grískri goðafræði hugðist Seifur gera son sinn Herkúles ódauðlegan meðan hann var smábarn með því að að leyfa honum að sjúga mjólk úr brjósti Heru. Hera svaf en vaknaði við bröltið, reif brjóst sitt úr munni Herkúlesar svo mjólkin úr brjósti hennar spýttist þvert yfir himinninn og myndaði Mjólkurslæðuna.

Íslenska orðið vetrarbraut er lýsandi fyrir slæðuna sem liggur eins og braut yfir vetrarhiminninn á Íslandi. Orðið birtist fyrst árið 1738 í latnesk-íslenskri orðabók Jóns Árnasonar (1665-1743) biskups í Skálholti. Í sænsku er vetrarbrautin kölluð Vintergatan en menn töldu sig geta spáð fyrir um vetrarveðrið með því að rýna í slæðuna.

360 gráðu víðmynd af Vetrarbrautinni okkar og öllu norður- og suðurhveli himins. Vetrarbrautin liggur sem slæða yfir himinninn. Á vefsíðunni GigaGalaxyZoom er hægt að skoða myndina í smáatriðum en hún er í heild 800 megapixlar. Mynd: ESO/S. Brunier

2. Vetrarbrautin uppgötvuð

Galíleó Galílei uppgötvaði fyrstu manna eðli Vetrarbrautarinnar. Árið 1609 smíðaði hann sér sjónauka og þegar hann beindi honum á Vetrarbrautarslæðuna sá hann hún var ekki úr neinu öðru en ótölulegum fjölda daufra stjarna. Galíleó skildi ekki fyllilega þessa uppgötvun og reyndi ekki að útskýra hana frekar.

Með tímanum urðu sjónaukar æ betri svo menn sáu sífellt lengra út í geiminn. Í gegnum sjónaukana sáu menn daufar þokur sem virtust gjörólíkar stjörnunum sjálfum og vöktu forvitni. Sumir töldu þokurnar dreifast um alheiminn en flestir álitu að þær væru hversdagslegri einingar innan okkar Vetrarbrautar.

Franski stjörnufræðingurinn Charles Messier tók fyrstur manna saman nákvæma skrá yfir þokurnar á himninum árið 1764. Messier var ákafur halastjörnuáhugamaður og leitaði þeirra eins og hann mest gat. Í leit sinni að skítugum snjóboltum urðu þokurnar á vegi hans og þeim var auðvelt að rugla saman við halastjörnur, enda bæði fyrirbæri oft harla lík á himninum. Halastjörnur færast en þokurnar ekki og því vildi Messier skrásetja þær svo hann eyddi ekki tíma sínum í að stara á þær. Skrá Messiers kom út árið 1781 og innihélt 103 þokukennd fyrirbæri.

William Herschel fékk skrá Messiers í hendurnar, beindi sínum sjónaukum til himins og útbjó mun ítarlegri skrá yfir meira en 2500 þokur. Hann velti uppruna þeirra mikið fyrir sér og tók eftir því að sumar voru þyrillaga. Herschel taldi að þyrilþokurnar væru stór gas og rykský sem umlykju ungar, nýmyndaðar stjörnur í Vetrarbrautinni okkar.

Herschel reyndi líka að áætla fjarlægðir til stjarnanna og kortleggja þannig vetrarbrautina. Þótt hann hefði ekki þau verkfæri sem þurfti til að meta fjarlægðirnar nákvæmlega bentu athuganir hans engu að síður sterklega til þess að Vetrarbrautin væri skífa; mjög breið en ekkert sérstaklega þykk, nokkurn veginn eins og pönnukaka í laginu. Herschel taldi allar stjörnurnar og allar þokurnar sem hann sá í sjónaukanum sínum tilhera Vetrarbrautinni.

Þýski 18. aldar heimspekingurinn Immanuel Kant tók annan pól í hæðina en Herschel og fleiri. Hann taldi að sumar þokur væru sjálfstæðir hópar stjarna, eyjur í alheiminum, svipaðrar stærðar og Vetrarbrautin okkar en langt handan hennar. Kant áleit að þokurnar væru sem ský á himni því þær innihéldu milljónir stjarna og væru órafjarri. Hann ímyndaði sér alheiminn sem haf sem í væru aðskildir eyjuheimar. Vetrarbrautin okkar væri slík eyja úr stjörnum.

Árið 1845 lauk William Parsons, Rosse-lávarður, við smíði risasjónauka. Parsons hafði kvænst auðugri konu og erft Birr-kastala á Írlandi. Með peningana að vopni einsetti hann sér að smíða stærsta og besta stjörnusjónauka heims. Að þremur árum liðnum hafði Parson varið jafngildi meira en 100 milljónum króna í sjónaukann sem var 16,5 metra langur og með 1,8 metra breiðum spegli. Sjónaukinn gerði Parsons kleift að sjá mikil smáatriði í þyrilþokunum. Hann beindi sjónaukanum sínum á M51 og sá vel þyrilarma. Mynd hans af þokunni varð fræg um alla Evrópu og því hefur jafnvel verið haldið fram að hún sé fyrirmyndin af stjörnunum í málverki Van Goghs, Stjörnubjartar nætur. Parsons taldi sig sjá að M51 var meira en gasþoka og sannfærðist um að í henni væru stakar stjörnur.

3. Risasjónaukar til sögunnar

Sjá nánar: Sjónaukar og rannsóknir í stjarnvísindum

Í upphafi 20. aldar urðu miklar framfarir í rannsóknum í stjarnvísindum. Risasjónaukar hófu innreið sína sem gerðu stjörnufræðingum kleift að sjá lengra en nokkru sinni fyrr. Stjörnufræðingurinn George Ellery Hale var þar í broddi fylkingar. Hale var úr auðugri fjölskyldu. Faðir hans hafði stofnað fyrirtæki í Chicago sem framleiddi lyftur fyrir skýjakljúfa borgarinnar og gerði það gott. Fjölskylduauðurinn gaf Hale færi á að stunda áhugamál sitt af kappi sem voru smásjár og sjónaukar.

Hale átti sér þann draum að koma á laggirnar stærstu stjörnusjónaukum heims. Undir lok 19. aldar sannfærði hann auðjöfurinn Charles Yerkes um að greiða fyrir smíði 1 metra linsusjónauka og stjörnustöð fyrir Chicagoháskóla, Yerkes-stjörnustöðina. Sjónaukinn var tekinn í notkun árið 1897 og hefur upp frá því verið stærstu linsusjónauki heims.

100 tommu Hooker sjónaukinn á Wilsonfjalli. Mynd: Caltech

En Hale hugsaði enn stærra. Áratug síðar hafði hann aflað styrkja frá Carnegie stofnuninni og kom upp stjörnustöð á Wilsonfjalli, nærri Pasadena í Kaliforníu. Fyrstu sjónaukinn sem þar var tekinn í notkun var 1,5 metra spegilsjónauki. Hale var enn ekki sáttur og sannfærði auðjöfurinn John Hooker um að fjármagna smíði 2,5 metra (100 tommu) spegilsjónauk sem tekinn var í notkun árið 1917. Með honum sáu stjörnufræðingar alheiminn skýrar en nokkru sinni fyrr. Sjónaukinn var svo næmur að með honum var hægt að greina kertaloga í 15 þúsund km fjarlægð. Hooker-sjónaukinn var stærsti sjónauki jarðar næstu 30 ár á eftir.

Árið 1917 lauk Edwin Hubble námi sínu í stjörnufræði við Chicagoháskóla og bauðst strax staða við stjörnustöðina á Wilsonfjalli. Í apríl sama ár drógust Bandaríkin í fyrri heimsstyrjöldina og í stað þess að þekkjast boðið bauð Hubble sig fram til herþjónustu. Hann sendi stjörnustöðinni símskeyti sem í stóð: „Harma að geta ekki þekkst boð yðar. Farinn að taka þátt í stríðinu.” Hubble gegndi herþjónustu í Frakklandi og varð hershöfðingi áður en hann sneri aftur til Bandaríkjana. Hann tók við starfi á Wilsonfjalli árið 1919.

3.1. Rökræðan mikla

Harlow Shapley taldi vetrarbrautina okkar allan alheiminn.

Á þessum tíma deildu menn hart um eðli þyrilþokanna. Leiddi það til sögulegra rökræðna milli stjörnufræðinga um stærð alheimsins sem Vísindafélag Bandaríkjanna stóð fyrir. Rökræðan mikla, sem svo er nefnd, fór fram 26. apríl 1920 á Smithsonsafninu í höfuðborg Bandaríkjanna.

Stjörnufræðingar skiptust í tvær fylkingar. Hvor fylking hafði undir höndum athuganir sem í besta falli voru ófullkomnar en í versta falli rangar. Stjörnufræðingarnir á Wilsonfjalli voru eindregnir stuðningsmenn þess, að Vetrarbrautin okkar væri gjörvallur alheimurinn. Þeir sendu Harlow Shapley, sem þá var ungur og upprennandi stjörnufræðingur, til að tala sínu máli.

Shapley rökstuddi mál sitt meðal annars með stjörnu sem jók skyndilega birtu sína í Andrómeduþokunni árið 1885. Birta hennar varð 1/10 af heildarbirtu þokunnar. Það hljómaði sennilegt ef Andrómeda var hópur stjarna í Vetrarbrautinni okkar. Ef Andrómeda var önnur vetrarbraut, innihéldi hún milljarða stjarna og þá hefði stjarnan 1885 verið álíka björt og 100 milljón stjörnur! Þetta þótti honum og öðrum heldur ósennilegt. Shapley sagði því að ef Andrómeda og aðrar þyrilþokur væru ekki hluti af Vetrarbrautinni okkar þyrfti fjarlægðin til þeirra að vera milljónir ljósára. Það var fjarlægð sem stjörnufræðingum á þessum tíma þótti fráleit.

Heber Curtis taldi að vetrarbrautin okkar væri hluti af miklu stærri alheimi.

Heber Curtis frá Lick-stjörnustöðinni mælti fyrir hönd stjörnufræðinga sem töldu að Vetrarbrautin okkar væri aðeins lítil eyja í alheiminum. Hann svaraði röksemdum Shapleys á þá leið að í Andrómedu og fleiri þyrilþokum hefðu fleiri samskonar stjörnur blossað upp og sást árið 1885 og þær hafi verið daufari. Þær voru svo daufar að sögn Curtis, að það sannaði að þokurnar væru óhemju fjarlægar, langt fyrir utan Vetrarbrautina okkar. Curtis týndi til fleiri röksemdur, t.d. að rykrákirnar í Vetrarbrautinni okkar sæjust líka í öðrum þyrilþokum.

Hvorki Shapley né Curtis bar sigur úr býtum. Báðir vissu að lykilatriðið var fjarlægðin til þyrilþokanna en engum hafði tekist að mæla fjarlægðina með óyggjandi hætti. Fyrsta vísbendingin um raunverulega fjarlægð þyrilþokanna kom fram árið 1912. Það ár gerði stjörnufræðingurinn Vesto Slipher litrófsgreiningu á þyrilþokum með sjónauka í Lowell-stjörnustöðinni í Arizona sem sýndi að litrófslínur þokanna færðust í átt að rauða enda litrófsins. Rauðvikið benti til þess að þokurnar væru að fjarlægast okkur. Slipher tók líka eftir að í litrófinu voru engar ljómlínur eins og hefði mátt búast við ef um gasþokur væri að ræða.

3.2. Uppgötvun Hubbles

Á Wilsonfjalli einhenti Edwin Hubble sér í rannsóknir á þyrilþokunum. Hubble var á þeirri skoðun að þokurnar væru sjálfstæðar vetrarbrautir sem var andstætt almennri skoðun stjörnufræðinganna á Wilsonfjalli. Shapley bauðst staða við stjörnustöð Harvardháskóla sem hann þáði svo Hubble færðist ofar í goggunarröðina. Það þýddi meiri tími til að nota sjónaukana.

Aðfaranótt 4. október 1923 var Hubble að ljósmynda þyrilþokur með Hooker-sjónaukanum. Aðstæður til stjörnuathugana voru slæmar en Hubble tókst samt að taka 40 mínútna ljósmynd af Andrómeduþokunni. Næsta dag framkallaði hann myndina og tók eftir nýjum bletti sem var annað hvort galli í ljósmyndinni eða stjarna að auka birtu sína. Næstu nótt var veðrið öllu skárra og tók hann aðra mynd af Andrómeduþokunni í þeirri von að geta staðfest að um stjörnu væri að ræða. Stjarnan var þarna enn og mögulega tvær aðrar sem hann merkti með bókstafnum N.

Hubble bar ljósmyndaplöturnar sínar saman við eldri myndir af þokunni til að kanna hvort stjörnurnar væru raunveruleg nýstirni. Tvær reyndust nýstirni en sú þriðja var svonefndur sefíti.

Sefítar eru sérstök tegund stjarna sem breyta birtu sinni á mjög reglubundinn hátt þegar þær þenjast út og dragast saman, ekki ósvipað hjarta sem slær. Árið 1908 uppgötvaði Henrietta Leavitt sterk tengsl milli sveiflutímans og reyndarbirtu sefíta, svonefnt sveiflulýsilögmál. Sefíti með þriggja daga sveiflutíma er um 800 sinnum bjartari en sólin en sefíti með þrjátíu daga sveiflutíma er um 10.000 sinnum bjartari en sólin. Þetta samband, ásamt mikilli birtu sefíta, veldur því að þeir eru sýnilegir úr mikilli fjarlægð, jafnvel milli vetrarbrauta. Þess vegna er hægt að nota sefíta sem staðalkerti til að reikna út fjarlægðir milli vetrarbrauta.

Hubble hafði gert sína mestu uppgötvun. Þetta var fyrsti sefítinn sem fannst í Andrómeduþokunni svo Hubble gat nú reiknað út fjarlægðina. Sveiflutími sefítans var 31,415 dagar og samkvæmt sveiflulýsilögmáli Leavitts var stjarnan 7.000 sinnum bjartari en sólin. Með því að bera saman reyndarbirtu og sýndarbirtu stjörnunnar reiknaði Hubble út fjarlægðina: 900.000 ljósár. Vetrarbrautin okkar var ríflega 100.000 ljósár í þvermál svo Andrómeduþokan var greinilega langt fyrir utan. Ef Andrómeda var svona langt í burtu en samt sýnileg með berum augum, hlyti hún að innihalda milljarða stjarna. Andrómeduþokan var heil vetrarbraut!

Fjarlægðin til Andrómeduvetrarbrautarinnar kom Hubble svo á óvart að hann birti ekki niðurstöðuna fyrr en hann gat stutt hana með frekari mælingum. Hann tók fleiri myndir af Andrómedu og fann fleiri sefíta sem renndu stoðum undir fyrri útreikninga.

Hubble vanmat fjarlægðina um rúman helming því hann vissi ekki (enginn vissi það þá) að til eru tvær gerðir sefíta sem hlýða sveiflulýsilögmálinu á ólíkan hátt. Sveiflulýsilögmál Leavitt átti við um daufari tegund sefíta en þeir sem Hubble rannsakaði voru bjartari tegundin. Það skipti svo sem ekki máli, niðurstaða útreikningana sýndi hvort eð var að Andrómeda var langt fyrir utan Vetrarbrautina okkar.

Hubble rauf þögnina í febrúar 1924. Þá tilkynnti hann Shapley niðurstöður sínar í bréfi. Þegar Shapley las bréf Hubbles sagði hann: „Hér er bréfið sem hefur eyðilagt alheiminn minn.“

Uppgötvun Hubbles er ein áhrifamesta vísindauppgötvun allra tíma. Hún gjörbreytti sýn okkar á alheiminn og skipaði Hubble í flokk mestu stjarnvísindamanna sögunnar. Skyndilega stækkaði alheimurinn gífurlega. Vetrarbrautin okkar er aðeins ein af fjölmörgum í risastórum alheimi.

Næstu ár á eftir hélt Hubble áfram ásamt Milton Humason að mæla fjarlægðir til vetrarbrauta. Þeir sönnuðu að þær voru allar milljónir ljósára í burtu, miklu fjarlægari en áður var talið. Í leiðinni gerði Hubble eina mestu uppgötvun í sögu vísindanna: Vetrarbrautirnar eru nánast allar að fjarlægjast okkur: Alheimurinn er að þenjast út. Því fjarlægari sem vetrarbrautirnar eru, þeim mun hraðar fjarlægast þær okkur (sjá Hubbleslögmálið).

Sjá nánar: Útþensla alheimsins og Miklihvellur

4. Lögun og form

Vetrarbrautaflokkun Edwins Hubble. Mynd: ESO og Stjörnufræðivefurinn.

Eftir að Edwin Hubble hafði komist að raun um fjarlægðir til vetrarbrauta og stærð alheimsins hóf hann að flokka vetrarbrautir eftir lögun. Í bók sinni The Realm of the Nebulae, sem gefin var út árið 1936, skipti Hubble vetrarbrautum í fjóra flokka:

• þyrilvetrarbrautir (S, spiral galaxies)

• bjálkaþyrilvetrarbrautir (SB, barred spiral galaxies)

• sporvöluvetrarbrautir (E, elliptical) 

• óreglulegar (Irr, irregular).
  

Vetrarbrautirnar eru ekki aðeins ólíkar að lögun heldur á sér stað mismikil stjörnumyndun, mishraður snúningur o.fl. innan þeirra. Síðar bættu aðrir stjörnufræðingar flokkunarkerfið. Við skulum skoða nánar hverja tegund fyrir sig.

4.1. Þyrilvetrarbrautir

Sjá nánar: Þyrilvetrarbrautir

M74 í Fiskunum er dæmi um sérstaklega tignarlega þyrilvetrarbraut. Hér sést hún á mynd frá Hubble geimsjónaukanum. Í miðri vetrarbrautinni er miðbunga úr gulum, gömlum stjörnum en armarnir eru úr yngri stjörnum þar sem þær bláu og hvítu skína skærast. Rauðu flekkirnir eru stjörnumyndunarsvæði sem stjörnufræðingar kalla röfuð vetnisský. Mynd: NASA/ESA.

Þyrilvetrarbrautir eru flatar, skífulaga vetrarbrautir með þyrilörmum sem skaga út frá kúlulaga bungu í miðjunni. Vetrarbrautin í heild er umlukin miklu daufari hjúpi úr öldruðum stjörnum sem sumar hafast við í kúluþyrpingum. Þyrilvetrarbrautir geta verið á bilinu 1-1000 milljarðar sólmassar, en dæmigerð þyrilvetrarbraut er rúmlega 100 milljarðar sólmassa. Þær eru oftast milli 15-300.000 ljósár í þvermál en þykktin ekki nema 1/50 af þvermálinu. Þyrilvetrarbrautir eru þess vegna ekkert ósvipaðar að lögun og venjulegir borðdiskar.

Í þyrilörmunum eru ungar, massamiklar, heitar og bláar stjörnur sem gera þyrilarmana áberandi. Í örmunum eru fjölmörg virk stjörnumyndunarsvæði þar sem gas og ryk eru í óðaönn að mynda nýjar stjörnur og ný sólkerfi. Við sjáum þessi stjörnuhreiður í þyrilörmunum sem rauðglóandi stjörnuþokur.

Í geimnum milli stjarnanna er gas og ryk sem mynda bjarta og dökka bletti og rákir meðfram þyrilörmunum. Frá okkar sjónarhóli hér á jörðinni er miðja Vetrarbrautarinnar okkar falin á bakvið þessi þykku gas- og ryklög.

Í miðbungu þyrilvetrarbrauta eru gamlar rauðleitar stjörnur. Þar eru fá stjörnumyndunarsvæði öfugt við armana. Þetta skýrir litamuninn milli armanna og bungunnar.

Talið er að í flestum, ef ekki öllum, þyrilvetrarbrautum lúri risasvarthol í miðjunni. Risasvarthol eru milli 100.000 til 10 milljarðar sólmassa. Þrátt fyrir ofsafengna stærð sína hafa slík svarthol aldrei greinst með beinum hætti en ótal vísbendingar benda til tilvistar þeirra. Í miðju Vetrarbrautarinnar okkar er 4 milljóna sólmassa risasvarthol og hafa stjörnufræðingar kortlagt hreyfingu stjarna í kringum það.

Stjörnur þyrilvetrarbrauta eru á nokkurn veginn hringlaga brautum umhverfis miðjuna. Það skýrir hvers vegna þær eru skífulaga. Uppruni þyrilarmanna er öllu erfiðara að útskýra og hefur verið mönnum ráðgáta í áratugi. Fljótlega eftir að menn áttuðu sig á eðli þyrilvetrarbrauta komust þeir að því að þyrilarmarnir gátu ekki verið fastar einingar. Snúningshraði vetrarbrautarinnar breytist með aukinni fjarlægð frá miðjunni svo smám saman myndu slíkir armar vinda upp á sig að fáeinum snúningum loknum. Þyrilarmar hyrfu á nokkur hundruð milljón árum.

Í dag nýtur sú skýring mestrar hylli að þéttleikabylgjur eigi sök á þessum fallegu þyrilmynstrum. Samkvæmt þeirri skýringu eru armarnir svæði þar sem þéttleikinn hefur aukist þótt stjörnurnar séu ekkert endilega fleiri þar en milli armanna. Þéttleikabylgjunum er oft líkt við umferðarteppu á hraðbraut. Bílar losna úr teppunni á sama tíma og aðrir bílar bætast við í hana svo teppan viðhelst. Í þyrilörmum vetrarbrauta bætast nýjar stjörnur við armana á sama tíma og aðrar yfirgefa þá svo armarnir haldast við. Þéttleikabylgjan snýst hægar efnið í vetrarbrautarskífunni svo stjörnur og gas geta tekið fram úr bylgjunni. Gas sem berst inn í þéttleikabylgjuna þéttist sem leiðir til myndunar nýrra stjarna.

Hópur málara á ferð í vetrarbrautinni. Mynd: W. H. Freeman og Stjörnufræðivefurinn.

Heitustu og björtustu stjörnurnar brenna eldsneyti sínu svo hratt að æviskeið þeirra er stutt. Þær lifa og deyja mjög nálægt þéttleikabylgjunni. Þess vegna eru þyrilarmarnir meira áberandi - þar eru björtustu stjörnurnar samankomnar. Milli armanna eru miklu fleiri daufar stjörnur og fáar bjartar því þær björtustu hafa fyrir löngu sprungið og horfið af sjónarsviðinu. Þótt sjónarsviptir sé af þeim þeyta þær hráefni í nýjar stjörnur út í geiminn og hrinda ef til vill af stað frekari stjörnumyndun.

4.2. Bjálkaþyrilvetrarbrautir

Sjá nánar: Bjálkaþyrilvetrarbrautir

Bjálkaþyrilvetrarbrautin M83 á ljósmynd sem tekin var með Wide Field Imager á 2,2 metra ESO/MPG sjónauka ESO á La Silla í Chile. Í vetrarbrautinni er fjöldi rafaðra vetnisskýja (stjörnumyndunarsvæða) eins og sjá má (bleiku svæðin). Mynd: ESO.

Í sumum þyrilvetrarbrautum gengur bjálki þvert í gegnum miðjuna. Nefnast þær bjálkaþyrilvetrarbrautir (e. barred spiral galaxy). Bjálkinn er alla jafna mjög áberandi og getur allt að einn þriðji hluti af heildarútgeislun vetrarbrautar stafað af honum.

Á bjálkunum eru oft skarpar, beinar rykrákir á snúningshlið vetrarbrautanna. Við ytri enda bjálkanna, þar sem þyrilarmarnir byrja, eru oft þyrpingar bjartra rafaðra vetnisskýja og mjóir hringir af stjörnum.

Hubble flokkaði bjálkaþyrilvetrarbrautir út frá stærð miðbungnanna og einkennum þyrilarmanna, á sama hátt og þyrilvetrarbrautir, nema mismunandi gerðir eru táknaðar SBa, SBb og SBc. Árið 2006 staðfestu innrauðar athuganir með Spitzer geimsjónaukanum að við búum í bjálkaþyrilvetrarbraut af SBb-gerð.

Enn er margt á huldu varðandi myndun bjálkaþyrilvetrarbrauta en ljóst er að þær eru algengar. Fyrir hverja þyrilvetrarbraut eru að minnsta kosti tvær bjálkaþyrilvetrarbrautir. Tölvulíkön sýna að í mörgum tilvikum myndist bjálki í mörgum þyrilvetrarbrauta vegna þyngdarkrafts frá stjörnum á sveimi um miðjuna. Rannsóknir sýna ennfremur að bjálki myndast ekki í þyrilvetrarbraut nema hún sé sveipuð hulduefni í nægu magni. Skilin milli bjálkaþyrilvetrarbrauta og þyrilvetrarbrauta gæti legið í því: magni hulduefnis sem vetrarbrautin býr yfir.

Á næturhimninum eru fjölmargar bjálkaþyrilvetrarbrautir sem áhugafólk getur greint með sínum stjörnusjónaukum, t.d. M61, M91, M95 og M109. Ein sú allra tignarlegasta er M83 í stjörnumerkinu Vatnaskrímslinu. Hún er reyndar því miður of sunnarlega á himinhvolfinu til að sjást frá Íslandi

4.3. Sporvöluvetrarbrautir

Sjá nánar: Sporvöluvetrarbrautir

Sporvöluvetrarbrautin ESO 306-17 á ljósmynd Hubble geimsjónaukans. ESO 306-17 er risasporvala um 1 milljón ljósár í þvermál. Hún er í um 500 milljón ljósára fjarlægð og tilheyrir stjörnumerkinu Dúfan. Mynd: NASA, ESA og Michael West (ESO)

Sporvöluvetrarbrautir eru nefndar svo því þær hafa slétta, nánast flekklausa sporvölulögun. Þær hafa gjarnan háa yfirborðsbirtu fyrir miðju sem minnkar eftir því sem fjær dregur. Þær hafa mjög dreifða hjúpa sem innihalda þúsundir kúluþyrpinga. Algengasti viðverustaður þeirra er nálægt miðju stórra vetrarbrautaþyrpinga.

Útlitslega séð eru sporvölur harla ólíkar þyrilvetrarbrautum. Þær hafa nánast ekkert gas og ryk og enga þyrilarma svo útlit þeirra er fremur svipbrigðalaust. Athuganir í innrauðu ljósi og útvarpsgeislun sýna að í þeim er nánast ekkert ryk og gas. Þar af leiðandi er lítið sem ekkert hráefni í þeim í nýjar stjörnur. Eru enda engar vísbendingar um að í flestum spörvölum eigi stjörnumyndun sér hreinlega stað. Stjörnumyndun í sprvölum lauk líklega fyrir langa löngu. Þess vegna er mest um gamlar rauðleitar stjörnur úr Stjörnubyggð II í spörvöluvetrarbrautum.

Hubble flokkaði sporvölur út frá ílengd þeirra, þ.e. hve kringlóttar eða ílangar þær sýndust. Kringlóttustu sporvölurnar eru af gerð E0 en þær ílengstu af E7-gerð. Allar hinar falla þarna einhvers staðar á milli. Ílengdin er reiknuð út frá hlutföllum langáss (a) á móti skammáss (b) með formúlunni 10(a-b)/a. Sporvala með langásinn 5 og skammásinn 3 er af E4-gerð (10(5-3)/5 = 4). Þessi flokkun endurspeglar ekki endilega raunverulega lögun sporvalanna heldur er hún háð sjónarhorni okkar á þær.

Sýnilegt ljós vetrarbrautar kemur frá stjörnunum í henni. Í litrófi vetrarbrauta eru þess vegna gleypilínur. Stjörnurnar eru á fleygiferð um vetrarbrautirnar svo sumar stefna í átt til okkar en aðrar frá okkur. Við það lengjast gleypilínurnar vegna Dopplerhrifa. Hægt er að finna út meðalhreyfingu stjarna í vetrarbraut með því að grannskoða einkenni gleypilínanna.

Með þessum hætti hafa stjörnufræðingar komist að því að stjörnur hreyfast handahófskennt í mörgum sporvölum. Í E0-sporvölum er hreyfingin stefnusnauð, þ.e. jöfn í allar áttir. Þar sem stjörnurnar þjóta í allar áttir er vetrarbrautin kúlulaga. Í E7-sporvölum eru hreyfingar stjarna stefnuhneigðar, þ.e. misátta, sem þýðir að stjörnurnar hreyfast með mismiklum hraða í ólíkar áttir.

Sporvölur eru mjög misstórar. Stærstu sporvölurnar geta verið meira en milljón ljósár í þvermál og innihaldið meira en trilljón stjörnur. Smæstar eru dvergvölur sem eru stundum ekki mikið stærri en stærstu kúluþyrpingar.

Á næturhimninum eru nokkrar forvitnilegar sporvölur sem stjörnuáhugafólk getur skoðað með eigin stjörnusjónaukum. M32 og M110 eru litlar sporvölur, fylgivetrarbrautir Andrómeduvetrarbrautarinnar. Í Meyjunni eru M49, M59, M60, M87 og M89 allt sporvölur.

4.4. Linsulaga vetrarbrautir

NGC 5866 í Drekanum er líklega linsulaga vetrarbraut. Hún er í um 50 milljón ljósára fjarlægð. Eins og sjá má umlykur víðfeðmur hjúpur vetrarbrautakringluna og  liggur þykk rykrönd þvert í gegnum hana. Mynd: NASA og ESA

Linsulaga vetrarbrautir (e. lenticular galaxies) eru útlitslega séð nokkurn veginn miðja vegu milli sporvala og þyrilvetrarbrauta. Þrátt fyrir að þær séu nokkuð sporvölulaga hafa þær engu að síður bæði greinilega miðbungu og skífu líkt og þyrilvetrarbrautir en enga greinilega þyrilarma. Nafnið er dregið af því, að þegar þær liggja því sem næst á rönd líkjast þær linsum.

Í linsulaga vetrarbrautum er stundum lítið sem ekkert gas og ryk og því lítil stjörnumyndun í gangi. Þess vegna eru oftast stjörnur á miðjum aldri í linsulaga vetrarbrautum.

Í Hubblesflokkuninni eru linsulaga vetrarbrautir af gerð S0, flokkaðar sem nokkurs konar millistig milli sporvöluvetrarbrauta og þyrilvetrarbrauta. Í flokkunarkerfi de Vaucouleurs skiptast linsulaga vetrarbrautir í þrjá undirflokka eftir því hvort þær hafi bjálka eða ekki.

• SA0-gerð: Linsulaga vetrarbraut án sjáanlegs bjálka.

• SAB0-gerð: Linsulaga vetrarbraut með ógreinilegan bjálka.

• SB0-gerð: Linsulaga vetrarbraut með greinilegan bjálka.

Á næturhimninum eru nokkrar linsulaga vetrarbrautir sem auðvelt er að sjá með stjörnusjónauka: M84 og M86 í Meyjunni og M85 í Bereníkuhaddi. Einnig er vert að nefna NGC 5866 í Drekanum sem er annað hvort linsulaga eða þyrilvetrarbraut.

4.5. Óreglulegar vetrarbrautir

Sjá nánar: Óreglulegar vetrarbrautir

M82 í Stórabirni er óregluleg vetrarbraut. Mynd: NASA og ESA

Vetrarbrautir sem ekki er hægt að flokka sem þyril-, bjálkaþyril- eða sporvöluvetrarbrautir eru óreglulegar vetrarbrautir. Óreglulegar vetrarbrautir hafa hvorki miðbungu né þyrilarma en eru engu að síður gas- og rykríkar. Í þeim eru bæði ungar og gamlar stjörnur. Massinn er mismikill, yfirleitt milli 100.000 til 10 milljón sólmassar og stærðin á bilinu nokkur þúsund til nokkrir tugir þúsunda ljósára.

Hubble skilgreindi tvær tegundir óreglulegra vetrarbrauta:

• Irr I-vetrarbrautir sýna óljós merki um byggingu en ekki nógu mikla svo unnt sé að skilgreina þær sem sporvölur eða þyrilvetrarbrautir. Í þeim eru mörg OB-stjörnufélög og röfuð vetnisský þar sem nýmyndun stjarna á sér stað. Þekktustu dæmin um Irr I vetrarbrautir eru Magellanskýin (Stóra og Litla) sem báðar eru fylgivetrarbrautir Vetrarbrautarinnar okkar og sjást með berum augum frá suðurhveli jarðar. Í báðum er töluvert magn af gasi. Flóðkraftar frá Vetrarbrautinni okkar hafa áhrif á gasið og þéttir það sem er ástæða þess að í báðum Magellanskýjunum eru virk stjörnumyndunarsvæði, t.d. Tarantúluþokan í Stóra-Magellanskýinu.

• Irr II-vetrarbrautir eru þær óreglulegu vetrabrautir sem eru ósamhverfar og mjög aflagaðar, hugsanlega vegna árekstrar við aðrar vetrarbrautir eða vegna mikillar virkni í kjarna þeirra. Vetrarbrautin M82 í Stórabirni er dæmi um Irr II-vetrarbraut. Hún er eina óreglulega vetrarbrautin í Messierskránni. Lögun hennar er afleiðing af nálægðinni við M81.

4.6. Afbrigðilegar vetrarbrautir

Árið 1966 birti bandaríski stjörnufræðingurinn Halton Arp skrá sína yfir 338 afbrigðilegar vetrarbrautir (e. peculiar galaxies) sem hann hafði ljósmyndað með hinum Palomar sjónaukanum. Skráin nefnist Atlas of Peculiar Galaxies og var meginmarkmið hennar að rannsaka ýmsar afbrigðilegar myndanir í nálægum vetrarbrautum.

Í dag eru þessar afbrigðilegu myndanir stjörnufræðingum ljósar. Sumar eru afleiðingar árekstra milli vetrarbrauta, t.d. M51 (Arp 85) Loftnetið NGC 4038/NGC 4039 (Arp 244), Mýsnar NGC 4676 (Arp 242), Halakartan (Arp 188) og Vindlavetrarbrautin M82 (Arp 337), en aðrar vetrarbrautir með virka kjarna eins og eins og M87 (Arp 152) og Centaurus A (Arp 153).

Loftnetið (NGC 4038 og NGC 4039) eru tvær vetrarbrautir að renna saman í eina. Eftir ef til vill um 5 milljarða ára gerist þetta hjá okkur þegar Vetrarbrautin okkar rekst á Andrómeduvetrarbrautina. Mynd: NASA/ESA

Vert er að minnast á bláar þéttar dvergvetrarbrautir (blue compact dwarf galaxies) sem eru litlar og óvenju bláar vetrarbrautir, oft óreglulegar eða næstum sporvölulaga. Litur þeirra bendir til þess að þær innihaldi talsvert af ungum, heitum stjörnum á meginröð í litrófsflokki A. Það bendir til þess að þær séu að ganga í gegnum hrinu stjörnumyndunar. Í þeim er enda mikið magn af gasi sem telur milli 15% til 20% af heildarmassa vetrarbrautarinnar. Þessar vetrarbrautir eru venjulega um einn milljarður sólmassar og innan við 10.000 ljósár í þvermál.

5. Vetrarbrautaþyrpingar og stórgerð alheims

Sjá nánar: Vetrarbrautaþyrpingar

Rannsóknir stjarnvísindamanna sýna að vetrarbrautir dreifast ekki handahófskennt um alheiminn. Flestar hópa sig saman og mynda enn stærri þyrpingar og allar eru á fleygiferð um geiminn. Þyrpingarnar eru svo aftur hluti af enn stærri heild, reginþyrpingum.

Í geimnum eru mun fleiri litlir vetrarbrautahópar en stórar þyrpingar. Vetrarbrautin okkar, Andrómeduvetrarbrautin og Þríhyrningsvetrarbrautin eru stærstu vetrarbrautirnar í hópi vetrarbrauta sem nefnist grenndarhópurinn (e. local group). Í grenndarhópnum eru meira en 40 vetrarbrautir, langflestar dvergvölur, á svæði sem er rúm 6 milljón ljósár í þvermál (~2 Mpc). Sennilega komum við aldrei til með að vita nákvæmlega heildarfjölda vetrarbrauta í grenndarhópnum því dvergvölurnar eru litlar og daufar og Vetrarbrautin okkar skyggir sömuleiðis á allstórt svæði á himninum.

Haddþyrpingin (Coma cluster) í Bereníkuhaddi er þyrping meira en 1000 vetrarbrauta í ríflega 300 milljón ljósára fjarlægð. Þyrpingin er nefnd eftir stjörnumerkinu sem hún tilheyrir, Bereníkuhaddi. Flestar vetrarbrautirnar í miðju þyrpingarinnar eru sporvölur (gulleitu kekkirnir á myndinni). Myndin var tekin með Hubble geimsjónaukanum. Mynd: NASA og ESA.

Grenndarhópurinn tilheyrir enn stærri vetrarbrautaþyrpingu, Meyjarþyrpingunni sem svo er nefnd, en hún er nálægasta stóra vetrarbrautaþyrpingin. Í Meyjarþyrpingunni eru yfir 2000 vetrarbrautir á svæði sem er um 9 milljón ljósár í þvermál (3 Mpc). Birtumælingar á sefítum í vetrarbrautum Meyjarþyrpingarinnar sýna að hún er í um 59 milljón ljósára fjarlægð. Í miðri Meyjarþyrpingunni eru þrjár risasporvölur, sú stærsta M87.

Vetrarbrautaþyrpinginar mynda saman reginþyrpingar. Dæmigerð reginþyrping inniheldur tugi vetrarbrautaþyrpinga á svæði sem er í kringum 150 milljónir ljósára í þvermál (45 Mpc). Grenndar-ofurþyrpingin (e. local supercluster) nefnist það safn vetrarbrauta í kringum Meyjarþyrpinguna sem inniheldur líka grenndarhópinn. Aðrar þyrpingar tilheyra öðrum reginþyrpingum. Massamesta reginþyrpingin sem þekkist nefnist Miklidragi (e. Great Attractor) sem er gríðarlegt samansafn vetrarbrauta og hulduefnis í stjörnumerkinu Mannfáki. Þyngdartog Mikladraga er svo mikið að Vetrarbrautin okkar og aðrar vetrarbrautir í grenndar-ofurþyrpingunni togast í átt til hans á nokkur hundruð kílómetra hraða á sekúndu.

Rannsóknir benda til að þyngdarkrafturinn bindi ekki reginþyrpingar saman, ólíkt öðrum þyrpingum og hópum. Þyrpingar hverrar reginþyrpingar rekur þar af leiðandi frá öðrum þyrpingum í sömu reginþyrpingu. Auk þess færast allar reginþyrpingar í sundur vegna Hubblesþenslunar.

6. Hulduefni

Sjá nánar: Hulduefni

Víxlverkun venjulegs efnis (bleikt) og hulduefnis (blátt) á samsettri mynd Chandra og Hubble geimsjónaukanna af vetrarbrautaþyrpingunni MACSJ0025. Þyrpingin myndaðist þegar tvær vetrarbrautaþyrpingar rákust saman. Venjulegt efni á formi heits gass hægði á sér og safnaðist saman fyrir miðju en hulduefnið fór beint í gegn. Mynd: NASA, ESA, CXC, M. Bradac (University of California, Santa Barbara, USA), og S. Allen (Stanford University, USA).

Þyngdarkrafturinn er sá kraftur sem heldur vetrarbrautaþyrpingum saman. Til þess að svo sé verður að vera nægur massi sem kemur í veg fyrir að þyrpingin leysist upp og vetrarbrautirnar reki sundur. Athuganir sýna engu að síður að heildarmagn sýnilega efnisins (þ.e. stjörnur, gas og ryk) í þyrpingunum nægir engan veginn til að binda þyrpingarnar saman. Vetrarbrautirnar eru á slíkri fleygiferð að þyrpingarnar ættu að hafa sundrast fyrir löngu. Útreikningar sýna að tífalt meiri massa þarf til að binda saman vetrarbrautaþyrpingu en við greinum í þeim á ljósmyndum.

Seint á áttunda áratug 20. aldar fundu menn merki um mjög heitt gas í vetrarbrautaþyrpingum sem gaf frá sér röntgengeislun. Stjörnufræðingar mældu gasmagnið og komust að því að heildarmassi þess gat verið meiri en samanlagður massi allra stjarna í öllum vetrarbrautum þyrpingar. Þetta magn skýrir þó einungis 10% ósýnilega massans. Afgangurinn, 90%, er svokallað hulduefni af óþekktum uppruna.

Sama á við um vetrarbrautirnar sjálfar. Mælingar á stjörnum í skífum þyrilvetrarbrauta sýna að brautarhraði þeirra helst svo til jafn út að brúnum skífanna. Við brúnirnar ætti að draga úr brautarhraða stjarna í samræmi við þriðja lögmál Keplers. Þessi hraðaminnkun mælist ekki. Þess vegna er heildarmassi vetrarbrautanna miklu meiri en magn sýnilegs efnis gefur til kynna. Vetrarbrautir og vetrarbrautaþyrpingar hljóta því að búa yfir miklu magni hulduefnis.

Hulduefnið er ein mikilvægasta ráðgáta nútíam vísinda. Enginn veit hvers eðlis það er. Það gefur hvorki frá sér né dreifir ljósi eða annarri rafsegulgeislun og virðist aðeins bregðast við þyngdarkraftinum.

7. Myndun og þróun

Sjá nánar: Myndun og þróun vetrarbrauta

Myndun og þróun vetrarbrauta er meðal mikilvægustu viðfangsefna nútíma stjarnvísinda. Tilgátur eru jafnframt umdeildar enda er mannsævin er alltof stutt til þess að við getum fylgst með þeim myndast og þróast. Engu að síður getum við dregið upp mynd af þróunarsögu þeirra með hjálp stjörnusjónaukans og ljóshraðans.

Þar sem ljóshraðinn er endanlegur tekur það ljósgeisla ákveðinn tíma að berast milli staða. Vetrarbrautirnar eru allar svo órafjarri að ljósið er milljónir ára að berast til okkar. Við sjáum þess vegna allar vetrarbrautir eins og þær litu út í fjarlægri fortíð. Öflugir stjörnusjónaukar gera okkur kleift að skyggnast aftur í tímann á sífellt eldri vetrarbrautir. Þegar við horfum eins langt út í geiminn og við getum eru fjarlægustu vetrarbrautirnar sem við greinum í rúmlega 13 milljarða ljósára fjarlægð. Við sjáum, með öðrum orðum, þessar vetrarbrautir eins og þær litu út fyrir 13 milljörðum ára.

Rannsóknir stjarnvísindamanna sýna að elstu stjörnurnar í Vetrarbrautinni okkar og kúluþyrpingum urðu til um svipað leyti og stjörnur þessara vetrarbrauta sem sendu ljósgeislana frá sér fyrir 13 milljörðum ára. Við getum því dregið þá ályktun að vetrarbrautir hafi þegar verið að myndast fyrir um 13 milljörðum ára, svo vel flestar vetrarbrautir eru sennilega á svipuðum aldri.

7.1. Myndun

Miklihvellur markar upphaf rúms og tíma, lögmála náttúrunnar, efnis og orku. Fyrstu árþúsundin eftir Miklahvell var alheimurinn einsleitur, ógegnsær og alltof heitur til að frumefni gætu myndast. Alheimurinn var lítið annað en súpa öreinda og geislunar.

Um 300.000 árum eftir Miklahvell létti þokunni. Alheimurinn hafði kólnað nóg svo fyrstu vetnis- og helíumatómin gátu myndast. Þessi atburður kallast skilnaðarstund og markar þann tíma í sögu alheims þegar efnisskeiðið tók við af geislunarskeiðinu. Á ljósmyndum af örbylgjugeisluninni, sem barst frá þessum tíma, sést örlítill þéttleikamunur á geisluninni. Þar hóf venjulegt vetni að þéttast innan um mikið magn hulduefnis og þar byrjuðu vetrarbrautirnar að myndast.

Elstu vetrarbrautir sem við sjáum í dag urðu til rétt um 750 milljón árum eftir Miklahvell. Þær eru því fjarlægustu vetrarbrautir sem sést hafa í alheimi hingað til. Það bendir til þess að frumvetrarbrautirnar hafi orðið til á skeiði í sögu alheims sem nefnst Myrku aldirnar. Þótt 750 milljón ár kunni að hljóma eins og langur tími er þetta örstutt í samanburði við aldur alheims sem talinn er 13,7 milljarðar ára.

7.2. Þróun

Samkvæmt hefðbundnu skýringunni á myndun vetrarbrauta uxu og þróuðust frumvetrarbrautir snemma í sögu alheims þegar smærri byggingareiningar þeirra runnu saman. Athuganir með Hubblessjónaukanum sýna að margar mikilvægar byggingareiningar þeirra – kúluþyrpingar, risasvarthol og miðbunga - eru sýnilegar innan við milljarði ára eftir að vetrarbrautirnar myndast. Svo virðist sem risasvarthol leiki lykilhlutverk í vexti vetrarbrauta. Svartholið vex með því að éta stjörnur sem óvart gerðust of nærgöngular, en það hefur líka áhrif á myndun nýrra stjarna. Athuganir á fjarlægum vetrarbrautum sýna einmitt að á þessu skeiði í sögu alheims varð hrina stjörnumyndunar í vetrarbrautunum. Það sést á því að vetrarbrautirnar eru óvenju bláar, mun blárri en þær eru í dag. Liturinn er völdum heitra, bjartra og skammlífra O- og B-stjarna sem einkenna stjörnumyndunarhrinur.

Stjörnufræðingum hefur reynst einna erfiðast að skýra fjölda þyrilvetrarbrauta í alheiminum í dag. Þyrilvetrarbrautir eru viðkvæmar og gagnverkan við nálægar vetrarbrautir hefur tilhneigingu til að aflaga þær. Hugsanlegt er að ástæða þess að við sjáum þyrilvetrarbrautir allt í kringum okkur í dag sé sú að þær hafi enn ekki gagnverkað við aðrar stærri vetrarbrautir.

Myndun stjarna í sporvölum og þyrilþokum Mynd: W. H. Freeman og Stjörnufræðivefurinn

Það hve hratt stjörnumyndun á sér stað í vetrarbraut gæti ráðið því hvort úr verður þyrilvetrarbraut eða sporvala. Ef stjörnur myndast tiltölulega hægt í vetrarbraut hefur gasið og rykið nægan tíma til að setjast til og mynda skífu. Úr verður þyrilvetrarbraut eða linsulaga vetrarbraut. Myndist stjörnur hratt í frumvetrarbrautinni klárast hráefnið í stjörnurnar hratt, löngu áður en skífa myndast svo úr verður sporvöluvetrarbraut. Með tímanum vaxa sporvölur þegar þær sameinast öðrum vetrarbrautum.

Línuritið hér til hliðar ber saman myndunartíðni stjarna í sporvölum og þyrilvetrarbrautum. Eins og sjá má myndast stjörnur hratt í sporvölum en hægt og rólega í þyrilvetrarbrautum. Talið er að í frumvetrarbrautunum hafi næstum eingöngu verið vetni og helíum svo fyrstu stjörnurnar í þeim voru málmsnauðar stjörnur úr Stjörnubyggð II. Þegar þessar stjörnur deyja dreifa þær þyngri frumefnum um vetrarbrautirnar sem nýjar stjörnur geta myndast úr. Þessar stjörnur eru málmríkari, úr Stjörnubyggð I, eins og sólin okkar. Í sporvölum verður hrina stjörnumyndunar þegar vetrarbrautin er ung. Þess vegna sjáum við nánast eingöngu málmsnauðar stjörnur úr Stjörnubyggð II í sporvölum.

Sjá nánar: Örlög alheimsins

Tengt efni

• Stjörnur
• Vetrarbrautin okkar
• Þyrilvetrarbrautir
  
• Bjálkaþyrilvetrarbrautir
• Sporvöluvetrarbrautir
• Vetrarbrautaþyrpingar
• Svarthol
• Hulduefni
• Heimsfræði
• Miklihvellur

Heimildir

1. Jeffrey Bennett, Megan Donahue, Nicholas Schneider og Mark Voit. 2010. The Cosmic Perspective. Addison-Wesley, San Francisco.
2. Carroll, B. W. og D. A. Ostlie (2007). An Introduction to Modern Astrophysics. San Fransisco: Addison Weasley.
3. Lars Lindberg Christensen, Davide DeMartine og Raquel Yumi Shida. 2010. Cosmic Collisions. Wiley-VCH Verlag, Weinheim, Þýskalandi.
   
4. Roger Freedman og William Kaufmann. 2008. Universe, 8. útgáfa. W. H. Freeman & Company, New York.

Hvernig vitna skal í þessa grein

• Sævar Helgi Bragason (2010). Vetrarbrautir. Stjörnufræðivefurinn. http://www.stjornuskodun.is/vetrarbrautir (sótt: DAGSETNING).