Leert je het heelal te begrijpen!

Achtergrondinformatie 

Het ontstaan van spiraalarmen

Voorheen dachten de astronomen dat de spiraalarmen van spiraalstelsels bestonden uit sterren en stof en dat die armen om de centra van die stelsels bewogen. Het probleem daarbij is dat men op een bepaald moment wist dat het heelal al miljarden jaren oud is, en dat zulke armen allang rond hun centrum zouden zijn opgewonden.
In 1964 kwamen Lin en Shu met het idee dat de armen niet materieel van natuur waren maar gebieden met een grotere dichtheid. Het kunt het vergelijken het met een file op de snelweg met één strook, als iemand vooraan 80 rijdt (we kennen allemaal het gevoel…) blijft de rest daarachter hangen (tot die gast een afslag neemt). Er zit nog steeds beweging in, dus de file gaat wel voort, maar op dat stuk weg is een verhoogd dichtheid van auto’s. Je zou dat een dichtheidsgolf kunnen noemen.  
In een spiraalstelsel bewegen sterren, gas, stof en andere onderdelen door zo’n dichtheidsgolf, zodat met name de gas- en stofwolken iets (tot 10%) dichter worden, waarna ze ‘gewoon’ verder bewegen. Alleen zorgt die kleine verhoging (druk) van die gas- en stofwolken dat deze gaan samentrekken, en dat is waardoor sterren ontstaan!
 
Hoe ontstaan dichtheidsgolven?
Het gaat hier alleen om spiraalstelsels: platte, schijfvormige stelsels. De sterren in zo’n stelsel bewegen met verschillende snelheden, afhankelijk van hun afstand tot het centrum van het Melkwegstelsel. Dat veroorzaakt een differentiële omloop van alle sterren: dichter bij dat centrum bewegen ze sneller, verder weg langzamer. Ze volgen daardoor allemaal ellipsbanen. De onderlinge getijdenkrachten zorgen voor een spiraalvormige verstoring: de dichtheidsgolf. Denk ook aan geluid (een drukgolf door de lucht) of de boeggolf van een schip (het water kan daar alleen naar boven). Ook naburige stelsels zouden zo'n dichtheidsgolf kunnen veroorzaken. 
Toch zou ook die spiraalvorm uiteindelijk moeten worden opgewonden. De hypothese van Lin en Shu stelt echter die intact blijft door de onderlinge zwaartekracht van sterren op de diverse afstanden tot het centrum van een stelsel.
Overigens zien we in de ringen van Saturnus hetzelfde verschijnsel; die ringen zijn daarom heel belangrijk voor het onderzoek van spiraalstelsels.

Rode nevels

Stervormingsgebieden 
De rode nevels in sterrenstelsels zijn gewoonlijk stervormingsgebieden: hier wordt moleculaire waterstof (H₂) geïoniseerd door de felle UV-straling van jonge, hete en daardoor blauwe sterren (zie hieronder). We noemen deze nevels daatom ook emissienevels: ze zenden rood licht uit. 
Verder zie je altijd donkere gebieden van koud, neutraal gas, en stof: de donkere wolken in de foto. Deze zijn donker omdat ze afsteken tegen de achtergrond van sterren en stervormingsgebieden.
 
De kleur van sterren
Net als bij een stuk ijzer in het vuur vertelt de kleur ons iets over de temperatuur: het ijzer wordt eerst rood (roodgloeiend) en gaat dan via andere kleuren naar blauw: witheet. Rode sterren zijn dus het koelst (kleine, lichte rode dwergen, of rode reuzen: sterren die op hun eind zijn en enorm zijn uitgezet, en daardoor afgekoeld). Blauwe sterren zijn het heetst; sterren beginnen hun ‘leven’ als zeer hete, en dus blauwe sterren.

O- en B-sterren
Sterren zijn naar hun kleur geclassificeerd, met een letter (zie mijn boek Genieten van het heelal). De zon is een vrij gemiddelde ster, met een temperatuur aan de buitenkant (de fotosfeer) van 5500ºC, wat hem een gele ster maakt.
De allerheetste sterren zijn de O-sterren, met temperaturen van 30.000 tot 60.000ºC. Het zijn de allerzwaarste, allergrootste sterren. Daarna komen de B-sterren, met 10.000 tot 30.000ºC. Hieronder vind je een illustratie uit genoemd boek, die de spectraalklassen toont.
Deze zware sterren zijn ook miljoenen malen helderder dan de zon, zodat je ze hun (gezamenlijke) licht op enorme afstanden kunt zien, bijvoorbeeld in de spiraalarmen van sterrenstelsels die vele miljoenen lichtjaren ver weg liggen.
Hoe zwaarder een ster, des te kort leeft hij. De zon kan 10-12 miljard jaar oud worden, maar O-sterren leven hooguit een paar miljoen jaar. Als  sterren en stof door de dichtheidsgolf zijn gekomen, zijn zulke sterren al dood, en zie je daar niet meer. Verder terug komt nieus gas en stof door de dichtheidsgolf, zodat nieuwe zware sterren de spiraalarmen zichtbaar maken.

Hieronder: de spectraalklassen, waarvan de codering een overblijfsel van de eerste indelingen, toen men nog niet wist waar de kleur van sterren mee te maken heeft. Daarna zijn veel 'letters' uit de lijst gevallen, terwijl later de in de 'oude' M-klasse L-, R-, N- en S-klassen werden geïdentificeerd. De W-klasse, de Wolf-Rayetsterren, hoort hier feitelijk niet bij. Dat ze heel heet zijn komt doordat deze zeer zware, stervende sterren hun buitenste lagen hebben afgestoten: je kijkt feitelijk in hun binnenste, waar het veel heter is dan aan de buitenkant (hun fotosfeer).
Amerikanen zijn goed in het bedenken van ezelsbruggetjes om bijvoorbeeld de planeten van het zonnestelsel, en hier de spectraalklassen te kunnen aangeven. Oorspronkelijk was dat 'Oh, Be A Fne Girl, Kiss Me', maar door de toevoegingen is dat uitgebreid.
Je ziet verder voorbeelden van sterren van de betreffende klasse. 
Linksonder: als je een stuk ijzer in het vuur houdt gaat dat gloeien, van rood tot blauwwit.