Sterrenstelsels bewegen zich doorheen de leegte van het uitdijende heelal. Toch blijven ze daarbij niet onberoerd en onverstoord. De meeste sterrenstelsels komen immers voor in clusters. In deze clusters zitten ze betrekkelijk dicht opeen, zodat ze dikwijls in elkaars buurt komen en elkaar beïnvloeden. Botsingen tussen sterrenstelsels zijn dus geen zeldzame gebeurtenissen!
Soms passeren sterrenstelsels elkaar op een veilige afstand, soms scheren ze rakelings langs elkaar, maar af en toe komen er ook catastrofale kosmische botsingen voor. Dit alles verstoort de relatieve rust in de oneindige ruimte. Sterrenstelsels die zo'n botsing doorstonden, hebben een vorm die afwijkt van de klassieke vorm van een spiraalstelsel of elliptisch stelsel. Dikwijls vindt men ook slierten gas en sterren tussen de twee botsende sterrenstelsels. Deze noemt men 'bruggen', omdat ze de twee stelsels lijken te verbinden. Sommige botsende sterrenstelsels vertonen ook 'staarten', die zich van het andere stelsel hebben afgekeerd.
Het mechanisme
Wanneer twee sterrenstelsels in elkaars buurt komen, trekt alle massa in het ene stelsel alle materie van het andere stelsel aan. Dat gebeurt echter niet overal even sterk: sterrenstelsels zijn immers zeer uitgebreide objecten. Zo bedraagt de diameter van de schijf van het melkwegstelsel 60 000 lichtjaar, maar met zijn halo erbij komt dit op zo'n 600 000 lichtjaar. Als er dus een ander stelsel nadert, zal de voorkant van het eerste stelsel, vanwege zijn enorme omvang, veel sterker aangetrokken worden dan de achterkant. Aangezien sterrenstelsels geen vaste objecten zijn, maar bestaan uit losse sterren, wolken, gasmassa's en sterrenhopen die enkel bijeengehouden worden door de donkere (en in veel kleinere mate ook de gewone) materie in hun sterrenstelsel, zal het stelsel door de aantrekkingskracht van het naderende stelsel uit elkaar getrokken worden.
We kunnen ons dit gemakkelijker voorstellen als we beide sterrenstelsels afzonderlijk vereenvoudigen. Het ene stelsel 'A' wordt dan een schijf met een aantal 'proefsterren' die rond de kern draaien en het andere een puntmassa 'B'. Nu is het zo dat de aantrekkingskracht kwadratisch afneemt met de afstand. Terwijl de twee stelsels steeds sneller naar elkaar toe bewegen en langs elkaar heen scheren, worden de sterren uit 'A' die het dichtste bij het stelsel 'B' staan iets meer aangetrokken dan het gemiddelde. Ze beginnen steeds sneller naar het stelsel 'B' toe te bewegen. Het gevolg hiervan is dat tijdens de dichte nadering een stroom ontstaat van sterren die zich vanuit 'A' naar 'B' bewegen. Omdat de sterren uit 'A' ook nog een ronddraaiende beweging hebben (rond het centrum van 'A') geldt volgens het traagheidsprincipe dat de gevormde sterrenstroom gekromd is. Een dergelijke stroom vormt een brug die 'A' met 'B' lijkt te verbinden. Ook sterren uit het sterrenstelsel 'B' kunnen bijdragen tot de brug tussen de stelsels en het tweede stelsel kan uiteraard op zijn beurt een staart vormen onder invloed van het eerste stelsel.
De sterren uit het stelsel 'A' die het verste van 'B' afstaan worden iets minder dan het gemiddelde aangetrokken. Vergeleken met de sterren van de kern van 'A' zullen deze sterren zich dus iets van 'B' af bewegen: ze blijven wat achter. De sterren die 'achterblijven' vormen ook een sterrenstroom, die zich van 'B' lijkt af te keren. Deze stroom is ook gekromd door de ronddraaiende beweging van de sterren van 'A', en vormt een staart.
Het nettoresultaat is dat:
- Sterren zich losgemaakt hebben uit hun baan in één van de twee sterrenstelsels
- Er een verlies van geordende structuur is
- Gas- en stofwolken in beweging zijn gekomen. Hierin worden verdichtingen en schokgolven gecreëerd onder invloed van de gravitationele interacties.
Verschillende soorten botsingen
Echte frontale botsingen komen niet veel voor. Veel frequenter zien we sterrenstelsels die in elkaars buurt komen, rond elkaar gaan draaien (en daarbij elkaars sterren en gas aantrekken), om daarna hun eigen weg door het heelal verder te zetten. Ook bij een frontale botsing komen de sterrenstelsels nooit volledig tot stilstand, maar bewegen ze door elkaar heen. Zelfs als de stelsels elkaar slechts passeren zijn ze hierdoor al zwaar aangetast door de onderlinge aantrekkingskracht en de sterke getijdenkrachten. Daarom rekenen we zulke sterrenstelsels ook tot de botsende sterrenstelsels.
Er zijn honderden verschillende manieren waarop sterrenstelsels met elkaar in botsing kunnen komen. Grosso modo zijn ze onder te verdelen in een aantal hoofdsoorten:
- frontale botsing
- opslokking
- met een lage botsingssnelheid
- in een baan rond elkaar
- met hun schijven naar elkaar toegekeerd
- met hun schijven loodrecht op elkaar
- in allerlei oriëntaties
Bij de laatste vier voorbeelden botsen de sterrenstelsels niet. Ze passeren elkaar alleen op een voldoende kleine afstand, zodat ze elkaars invloed voelen. Deze stelsels interageren dus, maar botsen strikt genomen niet. Toch beschouwt men deze sterrenstelsels tot de botsende sterrenstelsels.
Als de gemiddelde snelheid waarmee de sterrenstelsels door of voorbij elkaar bewegen klein is, vindt er een ander proces plaats. Daarbij daalt de gemiddelde snelheid nog verder door de onderlinge wrijving van interstellaire gaswolken, en gaat er kinetische energie verloren door het vervormen van het andere stelsel. Het gevolg hiervan is dat de stelsels nog verder afgeremd worden. De stelsels zullen na de eerste ontmoeting met een kleinere snelheid dan de vorige hun baan vervolgen. Ze zullen elkaar verder afremmen en terug naar elkaar toevallen. Vervolgens zullen ze met een steeds kleiner wordende snelheid nog een aantal malen zich verwijderen van elkaar en terugvallen, tot ze uiteindelijk één groter stelsel worden. Na honderden miljoenen jaren, als de stelsels volledig in elkaar zijn opgegaan, is het nog moeilijk de 2 oorspronkelijke sterrenstelsels te achterhalen. De spiraalarmen zijn compleet uiteen gerukt, de sterren zijn ontspoord en er is geen ordelijke structuur meer.
Af en toe kan er een nieuw evenwicht gevonden worden en dan ontwikkelt zich wellicht een nieuw spiraalsterrenstelsel. Maar meestal is dit niet het geval. Het stelsel is immers veel gegroeid en hierdoor is ook zijn aantrekkingskracht op zijn omgeving toegenomen. Het zal, vooraleer het zo'n nieuw evenwicht heeft kunnen vinden, reeds andere sterrenstelsels hebben aangetrokken. Hiermee komt het ook in botsing en uiteindelijk zal het een gigantisch elliptisch sterrenstelsel worden. De sterren in dit stelsel zullen de meest uiteenlopende banen hebben. Terwijl spiraalsterrenstelsels in een plat vlak liggen, zal dit stelsel bolvormig of 'pompoenvormig' zijn.
Duur
Een typische dichte nadering tussen twee sterrenstelsels duurt enkele honderden miljoenen jaren. De brug en staart(en) ontstaan kort na de dichtste nadering en komen ten volle ontwikkeling na 150 tot 200 miljoen jaar. Pas 1 miljard jaar na de kosmische aanvaring is er eventueel een nieuw elliptisch sterrenstelsel gevormd. Als we een botsend sterrenstelsel bestuderen, kunnen we dus enkel een momentopname zien. Stel dat zelfs de eerste mensen een botsend sterrenstelselpaar zouden bestudeerd hebben, dan nog zouden er geen verschillen met de hedendaagse waarnemingen zijn. Daarom is men reeds vroeg in het onderzoek met computersimulaties beginnen werken.
Enkele voorbeelden
De Draaikolknevel (M51 & NGC 5195)
Het best waarneembare stel botsende sterrenstelsels is M51, ook wel bekend als de Draaikolknevel, en zijn begeleider NGC 5195. Ze zijn gelegen in het sterrenbeeld de Jachthonden. Het stelsel werd ontdekt door Messier in oktober 1773. Het was Lord Rosse die in 1845 de spiraalstructuur opmerkte, wat een primeur was, vermits men nog nooit een spiraalstructuur in een nevel had gezien. Toch linkte men de ontdekking niet met de mogelijkheid dat er nog andere sterrenstelsels dan ons melkwegstelsel zouden bestaan.
Het is niet toevallig dat Lord Rosse net bij M51 een spiraalstructuur ontdekte. Dit stelsel staat namelijk op slechts 25 miljoen lichtjaar, is redelijk groot en we kijken bijna loodrecht op het stelsel. M51 heeft een prachtige, lichtjes onregelmatige spiraalstructuur, die zich naar het noorden uitstrekt tot de begeleider NGC 5195. Men krijgt de indruk dat die begeleider aan de noordelijke spiraalarm werd 'vastgemaakt'. In de kernzone van M51 zijn er heet en snel bewegend gas, stof en talrijke jonge hete sterren aanwezig.
NGC 5195 is eerder blauw van kleur en waarschijnlijk veel jonger dan M51. Het is onregelmatig van vorm en drie keer minder massief dan M51. NGC 5195 draait traag rond M51 met een omlooptijd van honderden miljoenen jaren.
Men ziet duidelijk dat beide stelsels elkaar beïnvloeden. Zo zijn de buitenste spiraalarmen van M51 helemaal 'verwrongen'. Aan de zuidkant van het stelsel bevindt zich een 'brug' van kosmisch materiaal tussen twee spiraalarmen, iets wat bij gewone spiralen niet voorkomt.
De materie van de begeleider NGC 5195 is helemaal door elkaar gegooid tot een vormeloze structuur. Toch lijkt het erop dat NGC 5195 evolueert naar een gebalkt spiraalstelsel. De centrale balk wordt gevormd onder invloed van de aantrekkingskracht van M51.
De lichte staart M51 bestaat voornamelijk uit waterstofgas, dat tijdens de ontmoeting uit het stelsel is 'weggezogen' en bevindt zich grotendeels vóór het stelsel. De gasstroom maakt deel uit van een brug tussen de beide stelsels. NGC 5195 lijkt vlak boven M51 te staan, maar ligt in werkelijkheid 130 000 lichtjaar achter M51. De brug tussen beide stelsels loopt nog zo'n 100 000 lichtjaar achter NGC 5195 door.
Wanneer men een lange belichte opname van de twee stelsels maakt of wanneer men in radiogolflengten 'kijkt', ziet men nog meer anomalieën. Zowel in het noordwesten als in het zuidoosten zit een lange staart die uit waterstofgas bestaat.
Links: M51 in visueel licht.
Rechts: M51 in radiogolven.
Enkele honderden miljoen jaar geleden was M51 wellicht een 'gewoon' spiraalstelsel, met zowat 100 miljard sterren in een platte roterende schijf. NGC 5195 was een kleiner stelsel met ongeveer 35 miljard sterren. Wetenschappers proberen de huidige vorm van het systeem op twee mogelijke manieren te verklaren. Ofwel vloog 300 miljoen jaar geleden NGC 5195 langs onderaan rechts, vóór M51 en bewoog zich achter M51 door. Ofwel draaide NGC 5195 meerdere malen rond M51 om tot zijn uiteindelijke plaats te komen. De laatste theorie lijkt tegenwoordig niet meer te kloppen, omdat men in nevels aan de rand van M51 niet genoeg verstoringen heeft gevonden. Tijdens de nauwe passage(s?) ontstonden de twee staarten en de brug en werd de spiraalstructuur van M51 grondig verwrongen.
Lord Rosse (1800-1867)
Lord Rosse, of William Parsons, was de derde graaf van Rosse. Hij was een ingenieur-astronoom, die zich voornamelijk bezig hield met het verbeteren van het telescopenmodel van William Herschel. Hij bouwde de toenmalige grootste telescoop ter wereld, Leviathan genaamd. Leviathan had een spiegel van 6 voet (182 cm), en kon sterren tot magnitude 18 onderscheiden.
Vanuit zijn waarnemingspost nabij Dublin ontdekte Lord Rosse ondermeer de spiraalstructuur van M51, de Draaikolknevel. Later ontdekte hij bij meer dan 100 andere nevels een spiraalstructuur. Rosse zelf ontwikkelde de theorie dat de spiraalarmen van deze nevels uit honderdduizenden sterren bestonden - in die tijd was het bestaan van andere sterrenstelsels nog niet ontdekt.
Rechts: Lord Rosse's tekening van M51, sindsdien de Draaikolknevel genoemd.
De Antennestelsels (NGC 4038 & NGC 4039)
NGC 4038 en NGC 4039 zijn een paar botsende sterrenstelsels, die beter bekend staan als de Antennestelsels. Beide stelsels staan op 63 miljoen lichtjaar van ons. Ze bevinden zich in het sterrenbeeld de Raaf. De Antennes vallen op door hun frappante vervorming, die ontstaan is door getijdenkrachten. Zo liggen de centra van de stelsels op ongeveer 65 000 lichtjaar van elkaar. De twee uiteinden van de staarten daarentegen zijn meer dan 500 000 lichtjaar van elkaar verwijderd. Dit is minstens vijf keer de diameter van ons eigen melkwegstelsel! De stelsels hebben hun naam te danken aan deze staarten, die doen denken aan de twee voelsprieten van insecten. Op de top van de langste 'voelspriet' liggen zeer veel pas gevormde sterren.
De Antennestelsels [Foto: HST]
Het Karrenwiel (ESO350-40 & ESO350-40A)
Het Karrenwielsterrenstelsel is een vreemd, ringvormig sterrenstelsel in het sterrenbeeld Sculptor. Dit sterrenstelsel met een diameter van 150 000 lichtjaar staat op een afstand van 500 miljoen lichtjaar tot ons. Het bestaat uit een grote ring, met daarbinnen een kleinere heldere ring en een kern. Tussen de 2 ringen lopen dunne slierten sterren en gas die op de spaken van een wiel lijken. Aan zijn speciale vorm heeft het stelsel zijn naam te danken. De buitenste ring bestaat bijna volledig uit sterrenhopen met jonge en blauwe sterren, wat aantoont dat het stelsel onlangs een 'babyboom' heeft meegemaakt. Deze buitenste ring zet nog steeds uit en heeft een diameter even groot als deze van ons eigen melkwegstelsel. In de kern en de 'spaken' komen voornamelijk oude rode sterren voor.
Het Karrenwiel [Foto: STScI]
Hoewel het Karrenwielstelsel geen bruggen of staarten vertoont, is het vreemde uitzicht van het stelsel wel degelijk te wijten aan een frontale botsing met een klein sterrenstelsel. Het andere stelsel moet zo'n 300 miljoen jaar geleden dwars doorheen het stelsel gevlogen zijn. De kern van zo'n klein stelsel, die bevolkt wordt door sterren en een hoge dichtheid heeft, kan vrij gemakkelijk passeren door de meer diffuse en gasbevattende schijf van het grotere stelsel. Die kern wekt tijdens zijn doortocht een ringvormige golf op, analoog aan de golf die je verkrijgt wanneer je een steentje in water gooit. Deze golf neemt tijdens zijn passage gas mee uit de schijf van het grote stelsel en komt op een bepaalde afstand van de kern tot stilstand. Het gas wordt hierdoor in een cirkelvormige beweging uitgestoten en samengedrukt. In het Karrenwielsterrenstelsel heeft deze eerste samendrukking een groot aantal massieve heldere jonge sterren geproduceerd. Hierdoor kreeg het stelsel een blauwige sterrenkrans. Dit weet men doordat vandaag aan een tempo dat maar liefst 100 keer hoger ligt dan het normale tempo in het heelal, er supernova's gevormd worden in het Karrenwielsterrenstelsel.
De Muizen (NGC 4676)
De Muizen zijn een paar botsende sterrenstelsels in het sterrenbeeld Coma Berenices. Het is in de actualiteit gekomen toen de Hubble Ruimtetelescoop op 7 april 2002 (met de Advanced Camera for Surveys) er een haarscherpe foto van genomen heeft.
Men ziet twee spiraalsterrenstelsels die via een gebogen brug met elkaar verbonden zijn. Elk stelsel heeft nu afzonderlijk een lange stof- en sterrenstaart. Ook hebben ze beiden een verwrongen structuur in hun spiraalvorm. Ze naderden elkaar het dichtst 160 miljoen jaar geleden en zullen uiteindelijk één groot elliptisch stelsel vormen.
De Muizen [Foto: STScI]
Het Seyfert Sextet (VV 115)
Dit vreemd ensemble bestaat eigenlijk uit 5 sterrenstelsels en een grote gaswolk (onderaan rechts). Deze wolk is vroeger uit het hoofdstelsel NGC 6027 gestoten. NGC 6027 zelf is een totaal verstoord spiraalstelsel. Van deze 5 sterrenstelsels is er één (het blauwste stelsel bovenaan) dat eigenlijk veel verder weg staat en dus niet met deze sterrenstelsels interageert. De andere sterrenstelsels en de gaswolk liggen op 260 miljoen lichtjaar van ons melkwegstelsel.
Het Seyfert sextet [Foto: STScI]
De Magellaanse Wolken
Interacties tussen sterrenstelsels zijn niet noodzakelijk een ver-van-mijn-bed show. Men heeft ontdekt dat de twee grootste dichtsbijzijnde begeleiders van ons melkwegstelsel ook interageren met ons eigen sterrenstelsel. Zo zijn er zes H I-gaswolken die de Grote Magellaanse Wolk volgen op zijn baan rond ons melkwegstelsel. (De Magellaanse Wolken beschrijven een baan rondom het melkwegstelsel in 500 miljoen jaar tijd.)
Deze gaswolken zien eruit als ijle 'banden', en worden de Magellaanse Stroom genoemd. Ze zijn vermoedelijk uit de Grote Magellaanse Wolk gestoten door de getijdenkrachten van ons Melkwegstelsel en worden op dit moment door ons sterrenstelsel opgeslokt. De gaswolken zelf zullen steeds dichter rond ons melkwegstelsel gaan draaien en door ons stelsel over honderden miljoenen jaren verzwolgen worden.
Tevens is er tussen de Wolken onderling een brede brug van gasdeeltjes, wat aangeeft dat deze sterrenstelsels elkaar ook beïnvloeden. Maar ook omgekeerd gebeurt de interactie: ons eigen Melkwegstelsel wordt ook beïnvloed door de de Magellaanse Wolken. Ze zorgen er namelijk voor dat de schijf van het melkwegstelsel wat krom is: ze is niet netjes plat, maar is aan de ene kant wat 'opgekruld'.
Men verwacht dat tijdens het komende miljard jaar de Magellaanse Wolken in een steeds nauwere baan rondom het melkwegstelsel zullen draaien, zodat beide stelsels uiteindelijk met ons melkwegstelsel zullen samensmelten.
Het Sagittariusdwergstelsel
Wetenschappers waren er al jaren van overtuigd dat de Magellaanse Wolken onze naaste buren zijn, tot men in 1994 ontdekte dat er een dwergstelsel is dat bijna tegen ons melkwegstelsel aangeplakt is. Men heeft het stelsel pas zo laat ontdekt doordat het verborgen bleef achter honderden sterren en stofwolken van ons eigen Melkwegstelsel. Het Sagittariusdwergstelsel staat op 78 000 lichtjaar en zal de komende 750 miljoen jaar terug door de schijf van ons melkwegstelsel schuiven. Terug, omdat de baan van het stelsel erop wijst dat het al verscheidene malen door ons stelsel heen is getrokken. Normaal gezien zou het stelsel al lang uiteengevallen moeten zijn, maar wetenschappers vermoeden dat er veel donkere materie in het Sagittariusstelsel aanwezig is die het stelsel sterk bijeenhoudt.
Het Sagittariusstelsel zal de komende miljoenen jaren volledig oplossen in ons Melkwegstelsel, en over enkele miljarden jaren amper nog terug te vinden zijn. De enige manier om het dan nog op te sporen is doordat sommige sterren een vreemde beweging zullen maken ten opzichte van de andere sterren. Het Melkwegstelsel zelf is zo veel groter dan het Sagittariusstelsel dat ons stelsel geen last van deze botsing zal ondervinden.
De gevolgen van een botsing
Geboortegolf
De impact van botsende sterrenstelsels heeft ook een verrassend gevolg. In sterrenstelsels komen niet alleen miljarden sterren voor, maar ook enorme hoeveelheden gas, in de vorm van moleculaire wolken. Als stelsels interageren, kan het zijn dat deze wolken uit hun baan getrokken worden of met elkaar botsen. Onder invloed van de aantrekkingskracht van het andere stelsel of door te botsen, gaat het gas in de wolken op sommige plaatsen samenklonteren.
Nu is het zo dat sterren gevormd worden uit kleine verdichtingen in een gaswolk. Bij botsende sterrenstelsels worden de gaswolken zo hard samengeperst, dat er binnen enkele miljoenen jaren heel veel sterren tegelijkertijd gevormd worden. 'Kort' na een botsing verschijnen er dus veel jonge, blauwe en hete sterren in een sterrenstelsel.
Een mooi voorbeeld hiervan zijn de Antennestelsels. Het centrum van deze twee sterrenstelsels werd haarscherp gefotografeerd met de Hubble Ruimtetelescoop. Die kon in het hart van de stelsels, waar de botsing het hevigste was, meer dan duizend jonge open sterrenhopen ontdekken. Deze open sterrenhopen zijn gevuld met hete, blauwe sterren. Grote delen van een sterrenstelsel krijgen hierdoor een felle en heldere blauwe kleur.
Honderden miljoenen jaren later zullen de meeste open sterrenhopen verdwenen zijn, doordat hun sterren uiteen gedreven zijn. De meest massieve sterren zullen reeds snel sterven en krachtig exploderen. Hierdoor versnellen ze de verwoesting van de open sterrenhoop. Maar als er voldoende massa geconcentreerd is in een klein volume, ontstaat er een bolhoop.
Ook in M51, een spiraalsterrenstelsel, kon men recente stervorming ontdekken. Die is waarschijnlijk slechts onrechtstreeks veroorzaakt door de passerende begeleider. De armen van een spiraalsterrenstelsel zijn eigenlijk 'dichtheidsgolven', tijdelijke verdichtingen van het gas waar nieuwe sterren geboren worden. Door de passage van een ander sterrenstelsel, zoals bijvoorbeeld NGC 5195 langs M51 miljoenen jaren geleden, wordt zo'n dichtheidsgolf versterkt. Daardoor worden gas en sterren dichter op elkaar gedrukt en onstaan er sneller nieuwe sterren. Die 'versterkte' dichtheidsgolf kan nog honderden miljoenen jaren actief zijn en dus ook nog lang ná de botsing intense stervorming veroorzaken.
Tijdens onderzoek van M51 vond men opvallend veel zware stergroepen met een leeftijd van 200 miljoen jaar. Die zijn waarschijnlijk het resultaat van een eerste geboortegolf, kort na de botsing met NGC 5195. De meerderheid van de clusters was echter veel jonger: hoogstens 30 miljoen jaar. Die zijn het gevolg van een tweede geboortegolf.
Sterren die onstaan door dichtheidsgolven worden in generaties geboren. De eerste dichtheidsgolf ontstaat net na de botsing en veroorzaakt de eerste generatie sterren (de eerste geboortegolf). Deze sterren zijn voornamelijk zwaar. Als zij sterven, wordt een deel van hun materiaal gerecycleerd om de tweede generatie vormen. Dit is de tweede geboortegolf. Dit proces gaat nog enkele generaties verder, afhankelijk van de impact van de botsing en de grootte van de stelsels. Er zitten tientallen miljoenen jaren tussen twee geboortegolven in.
Een gedetailleerde studie van de vormen, kleuren en spectra van samensmeltende stelsels in een cluster op 8 miljard lichtjaar afstand toonde echter aan dat de sterren in de samensmeltende stelsels in de meeste gevallen al behoorlijk oud zijn, en dat er maar heel weinig nieuwe sterren worden gevormd tijdens de botsingen. Dit komt waarschijnlijk omdat de samensmeltende stelsels hun gas op de één of andere manier al kwijt zijn geraakt vóór de botsing. De botsingen vonden dus plaats toen de sterren in de sterrenstelsels al behoorlijk 'op leeftijd' waren. Hoe het dan komt dat er in dichterbij gelegen (en dus oudere) botsende sterrenstelsels wél een babyboom is en niet in sommige veraf gelegen (en dus relatief jonge) botsende sterrenstelsels, is nog een onopgelost probleem. Men vermoedt wel dat elliptische sterrenstelsels op een zeer jonge leeftijd hun gasvoorraad hebben opgebruikt. Als er dus in die verafgelegen cluster voornamelijk elliptische sterrenstelsels met elkaar botsen, dan kan het zijn dat er maar weinig gas botst en dus maar weinig nieuwe sterren worden gevormd.
Meervoudige kernen
In sommige onderzochte sterrenstelsels heeft men meerdere stelselkernen gevonden. Dit wijst erop dat deze stelsels enkele miljoenen jaren geleden gebotst zijn met een middelmatig groot sterrenstelsel. De aantrekkingskracht tussen de kerndeeltjes van het 'opgeloste' sterrenstelsel was sterker dan de vervormingskrachten van het eerste sterrenstelsel. Hierdoor blijven er twee (of meerdere) kernen in een groter geworden stelsel achter.
Sterren
Sterrenstelsels bestaan voornamelijk uit een lege ruimte. Daardoor botsen de sterren binnenin een stelsel niet of nauwelijks. Je kan dit vergelijken met 2 zwermen muggen. Deze zijn ook voornamelijk leeg en als de zwermen door elkaar vliegen, botsen er ook geen muggen. Gebeurt er dan helemaal niets met de sterren? Jawel, hun omloopbanen worden grondig verstoord. We hebben reeds gezegd dat in spiraalstelsels alle sterren rond de kern draaien. Zij draaien hierbij allemaal in dezelfde richting. Maar als er in spiraalstelsels vreemde sterren worden opgenomen, draaien zij niet noodzakelijk in dezelfde zin rond de kern of liggen ze zelfs niet in het vlak van de schijf. Als men dus in een sterrenstelsel zo'n sterren ontdekt, weet men dat dit sterrenstelsel lang geleden minstens één keer gebotst is.
Ontstaan van sterrenstelsels
De ontdekking van het grote aantal botsende stelsels in het jeugdige heelal heeft verstrekkende gevolgen. De belangrijkste theorieën proberen de vorming van sterrenstelsels te verklaren uit kleine verstoringen in de kosmische achtergrondstraling. In deze hiërarchische theorieën worden grote stelsels, onder invloed van de aantrekkingskracht, gevormd door samensmeltingen van kleinere stelsels.
De ontdekking van die botsende stelsels is in overeenstemming met het principe van hiërarchische vorming. De meest specifieke modellen namen aan dat bij dergelijke botsingen veel nieuwe sterren worden gevormd. Uit het feit dat de meeste sterren in de botsende stelsels al lang vóór de botsingen gevormd waren, valt af te leiden dat deze modellen nog onvolkomen zijn.
Ons Melkwegstelsel en het Andromedastelsel
Het Andromedastelsel nadert ons met een snelheid van 300 km per seconde. Als het stelsel recht op ons afstevent, zal het stelsel over zowat 2,5 miljard jaar met ons eigen melkwegstelsel botsen. Beide stelsels zullen dan door elkaar heen vliegen (een frontale botsing). Sterren van het Andromedastelsel zullen met snelheden van honderden kilometer per seconde langs ons zonnestelsel vliegen. Gaswolken zullen botsen en nieuwe sterren vormen. Ons melkwegstelsel zal overrompeld worden met jonge sterren, die onze nachthemel vaalblauw (in plaats van zwart) zullen kleuren. Zowel het melkwegstelsel als het Andromedastelsel zullen gedurende honderden miljoenen jaren compleet door elkaar geschud worden.
Het probleem in het hele onderzoek is echter dat niemand de werkelijke snelheid van het Andromedastelsel kent. Dit komt doordat het heelal uit drie dimensies bestaat en men nog niet met zekerheid weet onder welke hoek men vanop aarde naar het Andromedastelsel kijkt. Als de hoek tussen de kijkrichting hier op aarde en de bewegingsrichting van het Andromedastelsel aanzienlijk is, zal de nevel over enkele honderden miljoenen jaren een wijde bocht rondom ons melkwegstelsel maken en slechts beperkte vervormingen veroorzaken. Misschien zal het hier en daar een kleine geboortegolf opwekken, maar voor de rest niets spectaculairs. Toch blijft dan nog steeds de mogelijkheid dat de stelsels vele miljarden jaren later samensmelten tot één reuzenelliptisch sterrenstelsel.