Spiralgalakserne tager deres navn efter deres spiralarme, men hvad er en spiralarm? Fra billeder af spiralgalakser, ser det ud som om stjernerne i en spiralgalakses skive, er koncentreret i spiralarmene. Det viser sig dog ikke at være tilfældet. Figur 19.9, viser billeder af Andromeda galaksen, taget ved ultraviolet og synligt lys. Bemærk, at spiralarmene er relativt fremtrædende i UV-billedet (figur 19.9a) og mindre fremtrædende, når de ses i synligt lys (figur 19.9b). Hvis astronomerne talte det faktiske antal stjerner i stedet for blot deres lysstyrke, ville de opdage, at selv om stjernerne er lidt koncentrerede i spiralarmene, er denne koncentration ikke stærk nok til, at tage højde for fremhævelsen af de observerede spiralarme. Faktisk varierer koncentrationen af stjerner i spiralgalaksernes skiver ganske let, som man bevæger sig udad fra midten af skiven og ud til galaksens synlige kant.
Spiralarmene ser så meget mere fremtrædende ud, når de ses i blåt eller ultraviolet lys, fordi armene indeholder betydelige mængder af unge, tunge, kraftigt lysende stjerner. Med andre ord, hvad der er koncentreret i armene hos spiralgalakser, er løbende stjernedannelse. H II regioner, molekylære skyer, foreninger af O og B stjerner og andre strukturer der er forbundet med stjernedannelse, findes alle i overvejende mængder i armene på spiralgalakser.
Husk fra kapitel 14, at stjerner dannes, når tætte interstellare skyer, bliver så tætte og koncentrerede, at de begynder at kollapse under deres egen tyngdekraft. Hvis stjerner dannes i spiralarmene, skal spiralarmene være steder hvor interstellar gas opfanges og komprimeres. Dette er faktisk tilfældet. Der er mange måder at spore tilstedeværelsen af gas i galaksernes spiralarme på. Billeder af spiralgalakser lige på, som det der er illustreret i figur 19.10a, viser mørke bånd hvor skyer af støv, blokerer for stjernelyset. Disse bånd, udgør et af de bedste spor af en spiralarm. Spiralarmene fremkommer også i målinger i andre spektre, som for eksempel radioemissioner fra neutralt hydrogen og carbonmonooxid (se figur 19.10b).
Hα emissioner fra ioniseret gas (rød).
Spiralarmene er koncentrationer af gas, hvor stjerner dannes, men hvorfor eksisterer spiralarmene overhovedet? En del af svaret er, at enhver forstyrrelse i en spiralgalakses skive, naturligt vil danne et spiralmønster, fordi skiven roterer. Skiven roterer ikke som et solidt objekt. I stedet bruger materiale der ligger tættere på centrum, mindre tid på at fuldføre et kredsløb om galaksen, end det materiale der ligger længere ude i galaksen. Figur 19.11 illustrerer dette. Begyndende med en enkelt lineær ”arm” gennem centrum af en modelgalakse, så se hvad der sker med modelgalaksen efterhånden som den roterer. På den tid det tager objekter i den indre del af galaksen at foretage flere hele kredsløb, der har objekter i den ydre del af modelgalaksen ikke gennemført en helt kredsløb endnu. I denne proces, bliver de oprindeligt lige arme, langsomt lavet om til den viste spiralstruktur.
Som det fremgår af figur 19.11, vil eventuelle forstyrrelser på en galakses skive, naturligt føre til en spiralstruktur i denne skive. En spiralgalakse kan forstyrres af for eksempel tyngdeinteraktioner med andre galakser, eller ved et udbrud af stjernedannelse. En enkelt forstyrrelse, vil dog ikke danne et stabilt spiralmønster. Spiralarmene fra en enkelt forstyrrelse, vil sno dem selv helt op i løbet af to til tre rotationer, hvorefter de forsvinder. På denne måde, kan denne mekanisme kun danne kortvarige spiralmønstre.
Andre former for forstyrrelser er gentagne, så de er i stand til at opretholde spiralstrukturen på ubestemt tid. Nogle forstyrrelser kommer fra galaksen selv. For eksempel når bulen i midten af en spiralgalakse er langstrakt, i stedet for sfærisk symmetrisk (som det synes at være tilfældet for de fleste spiralgalakser), frembringer bulen en tyngdeforstyrrelse i skiven. Da skiven roterer gennem denne forstyrrelse, opstår der gentagne episoder af stjernedannelse, og dermed danne mere stabile spiralarme.
Processen med stjernedannelse, kan også selv danne en spiralstruktur. Stjernedannende regioner, frigiver betydelige mængder energi til deres omgivelser, i form af ultraviolet stråling, stjernevind og supernovaeksplosioner. Denne energi, øger trykket i regionen, komprimere gasskyen, og udløser yderligere stjernedannelse. Typisk dannes mange tunge stjerner i samme region, omtrent samtidigt; deres kombinerede masseudstrømning og supernovaeksplosioner, forekommer fortløbende på hinanden, i samme område i løbet af kun få millioner år. Resultatet kan være store og ekspanderende bobler af varm gas, der udfylder hulrum i det interstellare medium, og koncentrerer den opsamlede gas i tætte stjernedannende skyer, sige som sneen der ophobes foran en sneplov. På denne måde, kan stjernedannelse faktisk forplante sig gennem galaksens skive. Rotationen, bøjer de resulterende strenge af stjernedannende regioner, ind i spiralstrukturer.
Mange galakser, viser tydelige tegn på et forhold mellem formen på deres buler og deres spiralarmes struktur. Bjælkespiralgalakser, har for eksempel et karakteristisk toarmet spiralmønster, der er forbundet med den langstrakte bule. Selv bulerne på galakser der ikke åbenlyst er bjælkeformede, kan være ikke-sfæriske nok til, at bidrage til dannelsen af en toarmet struktur. Mindre galakser i kredsløb omkring større galakser, kan også give ophav til en periodisk tyngdeforstyrrelse, der udløser den samme form for toarmet struktur.
Regelmæssige forstyrrelser i spiralgalaksers skiver, kaldes spirale densitetsbølger, fordi de er regioner med større massetæthed og øget tryk i galaksens interstellare medium. Disse bølger bevæger sig rundt om skiven i mønsteret af en toarmet spiral. Spirale densitetsbølger opfører sig som et spiralformet blad i en blender der skærer sig igennem væsken. Modeller af, hvordan spirale densitetsbølger dannes, indikerer at dette spiralformede, toarmede bølgemønster, ikke nødvendigvis roterer i samme hastighed som resten af galaksen. Som følge her af, passerer materialet i skiven gennem de spirale densitetsbølger. Fordi de er bølger, er det forstyrrelsen (bølgen) som bevæger sig. Stjernerne i en arm i dag, er ikke de samme stjerner der var i armen for 20 millioner år siden.
En spiral densitetsbølge, har meget lidt effekt på stjernernes bevægelse som de passerer gennem den, men komprimerer den gas der strømmer gennem den. Som en analogi til denne proces, skal du tænke på hvad der sker, når du tænder for vandhanen ved din køkkenvask (se figur 19.12). Vandet ramme bunden af vasken og spredes ud i et tyndt, hurtigt bevægende lag. Et par centimeter ude, afhængig af den hastighed som vandet strømmer med, forekommer der en pludselig stigning i dybden af vandet, kaldet et hydrostatisk spring. Spiralarmene på galakser, virker på samme måde. Gas strømmer ind i den spirale densitetsbølge, og hober sig op som vandet i vasken. Stjerner dannes i den resulterende komprimerede gas. Tunge stjerner har så korte liv (typisk omkring 10 millioner år), at de aldrig når at få mulighed for at drive langt væk fra spiralarmene hvor de blev dannet, så det er i spiralarmene de ses. Lettere stjerner, har imidlertid masser af tid til at bevæge sig væk fra det sted hvor de blev dannet, då de danner og udfylder en glat, underliggende skive.