Pas sinds een paar decennia weten we dat sterrenstelsels elkaar van hun stuk kunnen brengen. Het levert spectaculaire foto’s en wetenschap op.

Edwin Hubble (1889 – 1953) toonde in de jaren 1920 aan dat een groot aantal nevelachtige objecten in feite verafgelegen sterrenstelsels zijn, verspreid door het zichtbare heelal. De verdere studie van sterrenstelsels in de daarop volgende jaren bracht steeds meer exemplaren met afwijkende vormen aan het licht. Zo waren er spiraalstelsels waarvan de schijf was ‘kromgetrokken’ of die onverwacht lange spiraalarmen bleken te hebben. In de jaren 1950 viel het Fritz Zwicky (1898 – 1974) op dat sommige vervormde sterrenstelsels aan de hemel dicht bij elkaar stonden. In 1959 publiceerden de Russische sterrenkundigen Vorontsov en Velyaminov de Atlas and Catalog of Interacting Galaxies. Enkele jaren later, in 1966, verscheen de Atlas of Peculiar Galaxies, samengesteld door Halton Arp (1927 – 2013). Beide atlassen tonen tientallen foto’s van vervormde sterrenstelsels en van sterrenstelsels die dicht bij elkaar staan en ‘blijkbaar op elkaar inwerken’ zoals onder meer Zwicky opmerkte. Alhoewel in de jaren 1950 bekend was dat vele sterrenstelsels voorkomen in clusters, hadden sterrenkundigen moeite met het idee dat individuele sterrenstelsels elkaar door hun zwaartekracht zouden beïnvloeden.

De Draaikolknevel, alias M51. Afbeelding: S. Beckwith (STScI) / Hubble Heritage Team / (STScI / AURA) / ESA / NASA, verder bewerkt door Robert Gendler.

Interactie
Een opvallend voorbeeld van twee sterrenstelsels die elkaar wederzijds beïnvloeden is M51, de Draaikolknevel, samen met NGC 5159. Het duo is te vinden in het sterrenbeeld Jachthonden. M51 werd in 1773 ontdekt door Charles Messier en Lord Rosse merkte in 1845 de spiraalstructuur op. Het sterrenstelsel bevindt zich op een afstand van 28 miljoen lichtjaar van de aarde. Aan het uiteinde van de uitgerekte noordelijke spiraalarm van M51 staat het begeleidende sterrenstelsel NGC 5195. Het valt op dat de uitloper van de zuidelijke spiraalarm zich verder van het centrum van M51 bevindt dan men zou verwachten. De spiraalstructuur van M51 is dus duidelijk vervormd onder invloed van de zwaartekracht van NGC 5159.
Een ander voorbeeld is het duo NGC 4038 en 4039, beter bekend als het Antennestelsel. De stelsels zijn te vinden in het sterrenbeeld Raaf. Langbelichte opnamen van het koppel tonen dat uit elk stelsel een lange ‘staart’ van gas en sterren ontspringt. Opnamen gemaakt met de Hubble Space Telescope laten in het gebied waar beide stelsels elkaar raken heel wat jonge blauwe sterrenhopen zien. Dat toont aan dat op die plaats recent intense stervorming is geweest.

Het Antennestelsel. Afbeelding: NASA / ESA / Hubble Heritage Team (STScI / AURA).

Een spectaculair voorbeeld van interactie is Arp 295, een tweetal sterrenstelsels in het sterrenbeeld Waterman. Ze staan aan de hemel 4,6 boogminuten uit elkaar, met daartussenin een dunne rechte sliert gas. Achter het zuidelijke stelsel zien we nog een ‘staart’ met een lengte van 2,5 boogminuten.

Arp 295. Afbeelding: Arne Henden / bewerkt door Al Kelly.

Een vierde mooi voorbeeld van wisselwerking tussen sterrenstelsels is NGC 4676 in het sterrenbeeld Hoofdhaar (Coma). NGC 4676, ook bekend als de Muizen, bestaat uit een tweetal sterrenstelsels die dicht bij elkaar staan. Uit elk van de twee stelsels zien we een lange staart komen. Die van het noordelijke stelsel is recht en bijna 2 boogminuten lang. De staart van het zuidelijke stelsel is gekromd en heeft een lengte van anderhalve boogminuut. Hubble-opnamen laten ook duidelijk een sliert van gas en sterren tussen de beide stelsels zien.

NGC 4676. Afbeelding: NASA / H. Ford (JHU) / G. Illingworth (UCSC / LO) / M.Clampin (STScI) / G. Hartig (STScI) / ACS-team / ESA.

Stephans Kwintet, in het sterrenbeeld Pegasus, is een voorbeeld van interactie tussen meer dan twee sterrenstelsels. Hier zien we vier dicht opeengepakte sterrenstelsels met daartussen slierten van gas en sterren. Het vijfde stelsel van het kwintet bevindt zich op de voorgrond.

Stephans Kwintet. Afbeelding: NASA / ESA, / Hubble SM4 ERO Team.

Patronen
Wanneer we op elkaar inwerkende sterrenstelsels bestuderen, keren twee patronen steeds terug. Allereerst zien we slierten van gas en sterren die de stelsels met elkaar lijken te verbinden. Men noemt ze bruggen. Het tweede verschijnsel zijn de staarten, die zich meestal in de tegenovergestelde richting van de bruggen uitstrekken. Soms zijn die staarten lang en recht, zoals bij Arp 295 en de Muizen. In andere gevallen zijn ze sterk gekromd (Antennestelsel) of gaat het om spiraalarmen die naar buiten zijn getrokken (M51). Hoe ontstaan die staarten en bruggen?

Simulaties
Alhoewel Zwicky en andere sterrenkundigen reeds in de jaren vijftig spraken over ‘getijdenextensies’ en ‘tegengetijden’, hadden ze er moeite mee om te erkennen dat de afwijkende vormen van dicht bij elkaar staande sterrenstelsels werden veroorzaakt door hun onderlinge zwaartekrachtswerking. Dat zou pas duidelijk worden na computersimulaties van de uitwerking van de zwaartekracht op naburige sterrenstelsels. In het begin van de jaren zestig vond het gebruik van elektronische computers voor het uitvoeren van wetenschappelijke berekeningen steeds meer ingang. In 1961 simuleerde Jörg Pfleiderer van de universiteit van Tübingen (Duitsland) hoe de vorm van een schijfvormig sterrenstelsel veranderde onder invloed van de aantrekkingskracht van een passerend sterrenstelsel. Het doel was niet om vervormde sterrenstelsels te verklaren, maar wel om te ontdekken op welke manier de spiraalstructuur van sterrenstelsels ontstond. Pfleiderer vond dat door dergelijke passages inderdaad spiraalstructuren kunnen ontstaan, maar hij concludeerde (terecht) dat dichte passages te zeldzaam waren om de veelvuldig aanwezige spiraalstructuur van sterrenstelsels te verklaren. Het idee van interactie tussen sterrenstelsels brak definitief door met het werk van Alar en Juri Toomre in de jaren zeventig. In 1972 slaagden ze er niet alleen in om het ontstaan van bruggen en staarten te verklaren, maar konden ze met hun simulaties ook specifieke individuele gevallen reproduceren. Hun simulaties waren rudimentair. Ze veronderstelden dat alle massa van elk sterrenstelsel geconcentreerd zat in één enkel punt. In een schijf rond dat punt draaiden dan 120 massaloze ‘teststerren’, die bewogen onder de invloed van de zwaartekracht van de twee ‘puntvormige’ sterrenstelsels. Op die manier verkregen ze een eenvoudig maar doeltreffend model van schijfvormige spiraalstelsels en konden ze de rekentijd (met de computertechnologie van 1972) binnen de perken te houden.

Het ontstaan van bruggen en staarten door interactie tussen sterrenstelsels. Het zware sterrenstelsel (groen) vervormt tijdens de passage het lichtere stelsel (blauw). Onderaan is telkens de tijd in jaren aangegeven sinds het begin van de simulatie. Voor de duidelijkheid zijn de sterren van het ‘storende’ stelsel hier niet getekend. Figuur naar A. & J. Toomre.

Ondanks de beperkingen waren de resultaten van de berekeningen van de gebroeders Toomre verbluffend. In eerste instantie slaagden ze erin om het ontstaan van bruggen en staarten rond op elkaar inwerkende sterrenstelsels te verklaren. Daarvoor berekenden ze wat er gebeurt wanneer twee sterrenstelsels elkaar passeren langs een parabolische baan. De afbeelding hierboven toont een simulatie waarbij de beide stelsels elkaar in hetzelfde vlak naderen als het vlak van hun schijven. Het gesimuleerde schijfvormige stelsel (blauw) heeft een massa van honderd miljard zonsmassa. De ‘bezoeker’ (groen) is vier keer zwaarder. De figuur toont een aantal snapshots over een tijdsperiode van 200 miljoen jaar. Halverwege de simulatie staan beide stelsels het dichtste bij elkaar: 80.000 lichtjaar. De simulatie toont duidelijk hoe de bruggen en staarten ontstaan. Tijdens de dichtste nadering treedt getijdenwerking op. De sterren die zich dichter bij het storende stelsel bevinden dan het centrum van hun ‘eigen’ sterrenstelsel ondervinden iets meer aantrekkingskracht van de bezoeker dan de kern. Daardoor worden ze iets uit hun cirkelbaan rondom het centrum van het sterrenstelsel getrokken en bewegen ze in de richting van de bezoeker. Na verloop van tijd ontstaat zo een sliert van sterren die losgemaakt is uit het schijfvormige sterrenstelsel en zich naar de bezoeker toe beweegt. Dit is de ‘brug’ tussen de beide stelsels. Sterren die zich verder van de bezoeker af bevinden dan het centrum van het sterrenstelsel worden door de bezoeker minder aangetrokken. Daardoor blijven ze tijdens de dichte nadering iets achter op het centrum van het sterrenstelsel. De combinatie van de getijdenwerking met de draaiing rondom het centrum zorgt ervoor dat die sterren in een sliert achter het sterrenstelsel gaan hangen. Dit is de ‘staart’ van het sterrenstelsel. Bruggen en staarten ontstaan dus door de combinatie van rotatie rond het centrum van het sterrenstelsel en getijdenwerking, waardoor de zwaartekracht verschillend trekt aan sterren die zich wat verder van of wat dichter bij het storende sterrenstelsel bevinden. Ze ontstaan kort na de dichtste nadering tussen de twee stelsels en het duurt enkele honderden miljoenen jaren voordat de bruggen en staarten helemaal tot ontwikkeling zijn gekomen.

Individuele stelsels
Er zijn duizenden manieren waarop twee spiraalstelsels elkaar op korte afstand kunnen passeren. Ze kunnen frontaal botsen of in een parabolische of hyperbolische baan langs elkaar vliegen. Ook kan de oriëntatie van de schijven sterk verschillen: loodrecht op de bewegingsrichting, langs de bewegingsrichting, schuin, enzovoort. Bovendien maakt het verschil welke kant de sterren op draaien: de interactie is anders wanneer sterren meedraaien met de beweging van de bezoeker dan wanneer ze er tegenin draaien. Tenslotte kunnen we vanaf de aarde onder alle mogelijke hoeken naar de twee op elkaar inwerkende stelsels kijken, wat telkens voor een andere aanblik zorgt. Toen Alar en Juri Toomre het plan opvatten om bestaande sterrenstelsels met computersimulaties te reproduceren, begonnen ze, vanwege dit grote aantal mogelijkheden, aan een zoektocht naar een naald in een hooiberg. Zelf spraken ze in hun artikel uit 1972 wat eufemistisch over een fairly extensive search. Hun zoektocht was echter succesvol. Ze slaagden erin om met hun simulaties het aanzicht van Arp 295, M51 en NGC 5195, de Muizen en het Antennestelsel te reproduceren. Daarmee bewezen ze overtuigend dat het uiterlijk van vele botsende of bijna-botsende sterrenstelsels bepaald wordt door hun onderlinge zwaartekracht.

De onderlinge baan van M51 en NGC 5195. De cirkeltjes tonen sterren van M51, de kruisjes zijn sterren die behoren tot NGC 5195. We zien het uitzicht aan de hemel (links) en een zicht ‘van opzij’ (rechts). Afbeelding: A. & J. Toomre, 1972.

De simulatie van M51 door de gebroeders Toomre (zie hierboven) toont het verleden van dit stelsel. Enkele honderden miljoenen jaren geleden was het een ‘gewoon’ spiraalvormig sterrenstelsel en NGC 5195 een klein stelsel met ongeveer 35 miljard sterren. Dat kwam onderaan rechts (ten zuidwesten) van M51 aangevlogen van ‘voren’ naar ‘achteren’. Ongeveer 300 miljoen jaar geleden passeerde het rechts van M51. De aantrekkingskracht van M51 boog de baan van NGC 5159 af, zodat het stelsel zich nu van de aarde uit gezien achter en net boven M51 bevindt. Tijdens de passage ontstond de brug tussen beide sterrenstelsels en werd de spiraalstructuur van M51 grondig verwrongen. De ontmoeting ‘roerde’ de sterpopulatie van NGC 5195 helemaal door elkaar. Tijdens de passage werd ook heel wat gas uit M51 weggetrokken, dat nu in slierten rondom beide stelsels hangt. Ze zijn te zien op lang belichte opnamen.

Botsingen tussen sterrenstelsels en tussen sterren

De gemiddelde afstand tussen sterren in de omgeving van de zon is ongeveer een parsec (3,26 lichtjaar). Dat betekent dat elke ster gemiddeld een volume ‘voor zich alleen’ heeft van ongeveer 30 kubieke lichtjaar. Sterren hebben typische afmetingen van enkele miljoenen kilometer, ongeveer een drie miljoenste van een lichtjaar. Beweegt de ster met een typische snelheid van 300 km/s (een duizendste van de lichtsnelheid), dan duurt het gemiddeld 1017 tot 1018 jaar voordat hij in botsing komt met een andere ster. In een systeem met 100 miljard sterren is dat nog maar één enkele botsing om de 1 à 10 miljoen jaar. Tijdens een botsing tussen twee sterrenstelsels zullen dus hoogstens enkele individuele sterren (op 100 miljard) elkaar ook effectief raken. De baan van sterren zou ook kunnen worden beïnvloed door dichte naderingen van andere sterren, bijvoorbeeld dichter dan enkele tientallen astronomische eenheden. In dit geval duurt het zowat 40 miljard jaar voordat een ster noemenswaardig uit zijn normale baan wordt getrokken door een op korte afstand passerende ster, veel langer dan de duur van een botsing. Zowel botsingen tussen sterren als dichte naderingen tussen sterren zijn dus tijdens botsingen van sterrenstelsels verwaarloosbaar. Wel kunnen de banen van sterren veranderen door de eerder beschreven getijdenwerking tussen botsende of bijna-botsende sterrenstelsels, wat aanleiding geeft tot het vormen van staarten en bruggen.

Botsen en samensmelten
In het geval van M51 en NGC 5195 passeerden de beide stelsels elkaar op korte afstand. Bij het Antennestelsel en bij de Muizen is er echter sprake van een botsing van de twee sterrenstelsels, waarbij de centra van de beide sterrenstelsels dichter bij elkaar kwamen dan de afmetingen van de sterrenstelsels zelf. In een dergelijke situatie dringen sterren en gaswolken van elk stelsel in het andere stelsel binnen. In tegenstelling tot wat men misschien zou verwachten treden hierbij zo goed als geen botsingen op tussen individuele sterren. Vergeleken met hun afmetingen staan sterren in sterrenstelsels immers gemiddeld ver uiteen en wanneer twee sterrenstelsels door elkaar bewegen, vliegen alle sterren gewoon langs elkaar heen. De kans is uiterst klein dat sterren met elkaar botsen; de kans is ook klein dat een beduidend aantal sterren door dichte naderingen van andere sterren noemenswaardig van bewegingsrichting verandert (zie kader). Dat is anders voor moleculaire gaswolken. Die zijn veel groter en veel ijler dan sterren. Bij een botsing tussen twee sterrenstelsels kunnen deze wolken elkaar wel dicht naderen en elkaar soms zelfs raken. Daarbij worden ze wat samengedrukt, waardoor zich in de wolk binnen enkele miljoenen jaren — nog tijdens de botsing of dichte nadering — grote hoeveelheden sterren vormen. We kunnen daarom verwachten dat een nauwe passage of botsing van twee spiraalstelsels — die veel gas bevatten — aanleiding geeft tot een golf aan stervorming in beide stelsels. Daardoor zouden we in botsende spiraalstelsels grote hoeveelheden blauwe hete sterren moeten vinden. Waarnemingen aan dergelijke sterrenstelsels tonen aan dat die grote hoeveelheden jonge sterren er ook werkelijk zijn. Zo is het hart van het Antennestelsel gevuld met een duizendtal jonge sterrenhopen.

Moderne simulaties
Sinds het werk van de gebroeders Toomre is er heel wat vooruitgang geboekt in de simulatie van interacties tussen sterrenstelsels, vooral dankzij de enorm toegenomen rekenkracht van computers. Tegenwoordig kunnen in simulaties de banen van miljoenen testdeeltjes (sterren) gevolgd worden. Men hoeft niet meer te veronderstellen dat de massa van elk sterrenstelsel geconcentreerd is in één enkel punt. De simulaties houden nu ook rekening met de beweging van gas en moleculaire wolken, met halo’s van donkere materie rondom de sterrenstelsels en met de vorming van nieuwe sterren. Uit deze moderne simulaties blijkt dat botsingen tussen sterrenstelsels hun levensloop fundamenteel beïnvloeden. Bij botsingen maken sterrenstelsels grote hoeveelheden sterren, waardoor heel wat van hun gasvoorraad wordt opgebruikt. Dikwijls treden er ook verschillende botsingen op, waarbij de stelsels eerst door elkaar heen vliegen, maar dan weer naar elkaar toe vallen. Dit kan zich enkele keren herhalen, waardoor de stelsels steeds dichter bij elkaar komen en tenslotte zelfs samensmelten. Daardoor ontstaan uiteindelijk reusachtige elliptische sterrenstelsels, met zeer veel sterren maar zeer weinig tot geen gas. Dat is bijvoorbeeld het meest voor de hand liggende toekomstscenario van Stephans Kwintet: dit viertal botsende sterrenstelsels zal uiteindelijk samensmelten tot één gigantisch stelsel.

Het Karrenwielstelsel. Afbeelding: NASA / STScI.

Overal?
Het is niet altijd evident om in een sterrenstelsel interactie te ontdekken. Een voorbeeld daarvan is het Karrenwielstelsel in het sterrenbeeld Beeldhouwer, een sterrenstelsel met een vreemde vorm (zie de afbeelding hiernaast). Het staat op een afstand van 500 miljoen lichtjaar en heeft een diameter van 150.000 lichtjaar. De schijnbare diameter bedraagt ongeveer één boogminuut. Het stelsel bestaat uit een centrale kern met daaromheen een cirkelvormige ring. Filamenten van gas en sterren, die er als de spaken van een wiel uitzien, verbinden de kern met de ring. De buitenste ring bestaat bijna uitsluitend uit jonge sterrenhopen met hete blauwe sterren. Dit toont aan dat het sterrenstelsel recent een fase van globale en intense stervorming heeft doorgemaakt. Het stelsel heeft een drietal kleine begeleiders. Het Karrenwielstelsel vertoont geen bruggen of staarten. Toch is de vreemde vorm het gevolg van interactie, in dit geval een frontale botsing met een kleiner sterrenstelsel. Eén van de kleinere sterrenstelsels in de buurt is enkele tientallen miljoen jaar geleden loodrecht op de schijf dwars door het grote stelsel gevlogen. Die passage veroorzaakte een korte periode van grotere zwaartekracht in het stelsel. Daardoor ontstond een soort golf die de ring deed ontstaan, te vergelijken met het effect van een in een vijver geworpen steen. De golf drukte ook het interstellaire gas samen, waardoor in de ring grote hoeveelheden nieuwe sterren werden gevormd. Men kon niet vaststellen welke van de drie begeleiders de ‘schuldige’ is. Een van de begeleiders is erg blauw en bevat dus veel jonge sterren, wellicht een symptoom van een recente botsing. Een andere begeleider bevat weinig gas, ook een mogelijk gevolg van een botsing.

M81 in close-up. Afbeelding: NASA / CXC / SAO / Detlef Hartmann (optisch) / NASA / JPL-Caltech (infrarood).

Onverwachte plaatsen
Voorbeelden van interactie tussen sterrenstelsels zijn ook op onverwachte plaatsen te vinden. In het sterrenbeeld Grote Beer vinden we een bekend drietal sterrenstelsels: M81, M82 en NGC 3077. Op het eerste gezicht lijkt het om drie afzonderlijke sterrenstelsels te gaan. M81 is een ‘normaal’ spiraalstelsel. M82 ziet er bijzonder uit: een vrij vormeloos stelsel vol filamenten. NGC 3077 ziet er uit als een elliptisch sterrenstelsel maar wel met donkere vlekken, wat wijst op de aanwezigheid van donkere, koude gas- en stofwolken. Het visuele beeld van dit drietal is misleidend. Wanneer we met radiotelescopen het gas in de buurt van de drie stelsels in kaart brengen, levert dan een ander beeld op. We zien dan lange slierten waterstofgas die de drie stelsels lijken te verbinden, een teken dat de stelsels elkaar beïnvloed hebben. Men kon zelfs een simulatie maken van de mogelijke interactie tussen de stelsels.

Magelhaense Wolken
Ook rondom ons eigen melkwegstelsel zien we de gevolgen van interactie. De Grote en de Kleine Magelhaense Wolken zijn twee satellietsterrenstelsels van ons eigen melkwegstelsel. Tussen beide bevindt zich een brug van neutraal waterstofgas. Recent is ook een sliert van sterren tussen beide stelsels ontdekt. Met behulp van waarnemingen met de Gaia-satelliet zijn veranderlijke sterren van het type RR Lyrae en jonge hoofdreekssterren (sterren die net als de zon in hun inwendige waterstof omzetten in helium) tussen de beide wolken in kaart gebracht. Achter de Kleine Magelhaense Wolk, aan de van de Grote Wolk afgekeerde zijde, hangt nog een lange sliert ijl gas die men de Magelhaense Stroom noemt. Dit gas strekt zich uit langs de baan die de Magelhaense Wolken om ons Melkwegstelsel volgen. Ook aan de voorkant van de Grote Wolk vinden we slierten gas. Het is niet duidelijk hoe deze gasstromen zijn ontstaan. De voor de hand liggende verklaring zijn getijdenkrachten door ons Melkwegstelsel op de Magelhaense Wolken. De gasstroom achter de beide Wolken kan echter ook zijn gevormd doordat de beide stelsels zich door het intergalactisch gas bewegen. De tegendruk van dit gas heeft interstellaire materie uit de Magelhaense Wolken geduwd. Het gas achter de stelsels is vooral afkomstig van de Kleine Wolk en is daaruit een tweetal miljard jaar geleden ontsnapt. De gasslierten die vóór de Grote Wolk hangen kunnen alleen door getijdenwerking zijn ontstaan.

De Magelhaense Stroom (roze) is een sliert van neutraal waterstofgas die zich over meer dan 200° aan de hemel uitstrekt. Tussen de twee Magelhaense Wolken zit ook een sliert van sterren. Afbeelding: Nidever et al. / NRAO / AUI / NSF / Mellinger / Argentine / BonnSurvey / Parkes Observatory / Westerbork Observatory / Arecibo Observatory.

Andromedastelsel
M31, de Andromedanevel, is één van de bekendste objecten aan de hemel. Het is een groot spiraalvormig sterrenstelsel en met een afstand van slechts 2,5 miljoen jaar het dichtstbijzijnde grote spiraalstelsel. M31 beweegt zich naar ons toe met een snelheid van 110 km/s. Over vier miljard jaar zullen onze Melkweg en het Andromedastelsel elkaar tot 100.000 lichtjaar naderen — ongeveer de diameter van ons melkwegstelsel. De Andromedanevel zal dan een reusachtig (maar nog altijd zwak) object zijn aan de nachtelijke hemel. Door de getijdenwerking tijdens deze dichte nadering zullen beide sterrenstelsels ook vervormen.

Het Andromedastelsel. Afbeelding: Adam Evans (via Wikimedia Commons).

Na deze eerste nadering verwijderen beide stelsels zich weer van elkaar, om dan opnieuw naar elkaar toe te vallen. Eén à twee miljard jaar na de eerste nadering zullen ze met elkaar botsen, wat een golf van versterkte stervorming in gang zal zetten. De zwaartekracht van het Andromedastelsel leidt ook tot verstoring van de baan van de zon om het centrum van de Melkweg. Nog enkele honderden miljoenen jaren later smelten beide stelsels samen tot één groot sterrenstelsel.

Zo zal de botsing tussen het Andromedastelsel en de Melkweg er waarschijnlijk uit gaan zien. Afbeelding: NASA / ESA / Z. Levay / R. van der Marel / STScI / T. Hallas / A. Mellinger.

Ook M33, het spiraalstelsel in het sterrenbeeld Driehoek, zal aan deze dans der sterrenstelsels meedoen. Het stelsel wordt immers zowel door ons melkwegstelsel als door M31 aangetrokken. De kans bestaat dat M33 in een baan om ons Melkwegstelsel komt en smelt misschien zelfs uiteindelijk met ons sterrenstelsel en het Andromedastelsel samen. In dit geval is het zelfs mogelijk dat de zon en de aarde tijdelijk tot M33 zullen behoren, om uiteindelijk toch terug te keren naar het samengesmolten Melkweg-M31-stelsel. Of M33 wel of niet zal samensmelten met onze Melkweg en M31 hangt af van de snelheid van M33, dwars op de gezichtsrichting (de eigenbeweging). Die snelheid kennen we (nog) niet.
In deze verre toekomst zal de hemel er vanaf de aarde heel anders uitzien. De zon is dan op weg naar het rode reuzen-stadium, helderder, groter en roder, en zal de aarde verschroeien. ’s Nachts zullen er eerst twee of drie ‘Melkwegen’ te zien zijn, met veel jonge blauwe sterren die tijdens de botsing ontstonden. Nog later zullen die ‘Melkwegen’ oplossen in een zee van sterren en samen een ellipsvormig sterrenstelsel vormen. Ondertussen zal de zon een witte dwerg geworden zijn, kortstondig omringd door een planetaire nevel. Of er dan nog een mensheid is om dit schouwspel te aanschouwen?

Dit artikel is afkomstig uit het tijdschrift Zenit
Hét populair-wetenschappelijke maandblad over sterrenkunde, weerkunde en ruimteonderzoek. Met grote regelmaat schrijven binnen- en buitenlandse wetenschappers zoals Claude Doom in het blad over hun onderzoek.
Benieuwd wat er in het komende nummer allemaal te ontdekken valt? Kijk dan op zenitonline.nl!