A csillagászok szerint csillagok alakulnak ki a hideg hidrogéngáz összeomló felhőiben. Ezeket a felhőket nagyon nehéz látni, mert a Föld légköre nagy részét elnyeli a sugárzott fény; azonban egy másik gáz, szén-monoxid is mindig jelen van, és a Földről könnyen megfigyelhető. A Max Planck Rádiócsillagászati Intézet csillagászai kidolgozták az Andromeda galaxis ezen csillagképző régióinak részletes térképét.
Hogyan formálódnak a csillagok? Ez a csillagászat egyik legfontosabb kérdése. Tudjuk, hogy a csillagok kialakulása hideg gázfelhőkben zajlik, amelyek hőmérséklete -220 C (50 K) alatt van. Csak a sűrű gáz ezeken a területein lehet a gravitáció összeomláshoz és ezáltal csillagképződéshez. A galaxisok hideggáz-felhői elsősorban molekuláris hidrogénből, H2-ből állnak (két hidrogénatom egy molekulán keresztül kötődik). Ez a molekula gyenge spektrumvonalat bocsát ki a spektrum infravörös sávszélességében, amelyet a földi távcsövek nem tudnak megfigyelni, mivel a légkör elnyeli ezt a sugárzást. Ezért az csillagászok egy másik, a H2 szomszédságában található molekulát, nevezetesen a szén-monoxidot, CO vizsgálják. A CO intenzív spektrális vonala 2,6 mm hullámhosszon megfigyelhető rádióteleszkópokkal, amelyeket légköri szempontból kedvező helyekre helyeznek: magas és száraz hegyek, a sivatagban vagy a déli póluson. A kozmikus űrben a szén-monoxid az új csillagok és bolygók kialakulásához kedvező feltételek mutatója.
A Tejút galaxisunkban a szén-monoxid eloszlásának tanulmányozását hosszú ideig végezték. A csillagászok elég sok hideg gázt találnak a csillagok kialakulásához az elkövetkező millió években. De sok kérdés megválaszolatlan; például hogyan jön létre ennek a molekuláris gáznak a nyersanyaga. A Galaxy korai fejlesztési szakaszában szolgáltatja, vagy melegebb atomgázból képezhető? Összehúzódhat-e egy molekuláris felhő spontán módon, vagy szüksége van-e kívülről működésbe, hogy instabilvá váljon és összeomoljon? Mivel a Nap a Tejút korongjában található, nagyon nehéz áttekintést szerezni a galaxisunkban zajló folyamatokról. A „kívülről” való nézet segít, és így néz ki a kozmikus szomszédaink is.
Az Andromeda galaxis, az M31 katalógusszám alatt is ismert, milliárd csillagrendszer, hasonló a Tejúthoz. Az M31 távolsága „csak” 2,5 millió fényév, ami a legközelebbi spirális galaxist képezi. A galaxis az égen mintegy 5 fokon átnyúlik, és szabad szemmel apró, diffúz felhőként látható. Ennek a kozmikus szomszédnak a tanulmányozása segíthet megérteni a saját galaxisunk folyamatait. Sajnos az M31-ben a gáz- és csillagtárcsát szinte élektől látjuk (lásd az 1. ábrát jobbra).
1995-ben a rádiócsillagászok egy csoportja az Institut de Radioastronomie Millimé trique-ban (IRAM) Grenoble-ban (Michel Gueline, Hans Ungerechts, Robert Lucas) és a Max Planck Rádiócsillagászati Intézetben (MPIfR) bonni (Christoph Nieten, Nikolaus Neininger, Elly Berkhuijsen, Rainer Beck, Richard Wielebinski) ambiciózus projektet indított az Andromeda galaxisának a szénmonoxid spektrális vonalon való feltérképezésére. A projekthez használt eszköz az IRAM 30 méteres rádióteleszkópja, amely a spanyolországi Granada közelében, Pico Veleta-n (2970 méter) található. 23 ívsebességű szögfelbontással (115 GHz megfigyelési frekvencián = 2,6 mm hullámhosszon) 1,5 millió egyedi helyzetet kellett megmérni. A megfigyelési folyamat felgyorsítása érdekében új mérési módszert használtunk. A rádiótávcsövet az egyes helyzetekben történő megfigyelés helyett csíkokkal hajtották át a galaxison az adatok folyamatos rögzítésével. Ezt a „menet közben” megfigyelési módszert különösen az M31 projekthez fejlesztették ki; ma szokásos gyakorlat, nem csak a Pico Veleta rádióteleszkópnál, hanem más, milliméter hullámhosszon megfigyelhető távcsöveknél is.
Az M31-ben megfigyelt minden helyzetnél nem csak a CO-intenzitás egy értékét regisztrálták, hanem a spektrumon egyszerre 256 értéket rögzítettünk, a sávszélesség a 2,6 mm-es középső hullámhossz 0,2% -ával. Így a teljes megfigyelési adatkészlet mintegy 400 millió számból áll! A CO-vonal pontos helyzete a spektrumban információt nyújt a hideggáz sebességéről. Ha a gáz felé fordul, akkor a vezetéket rövidebb hullámhosszra toljuk el. Amikor a forrás elmozdul tőlünk, akkor eltolódást tapasztalunk a hosszabb hullámhosszokra. Ez ugyanaz a hatás (Doppler-effektus), amelyet akkor hallunk, amikor egy mentőautó sziréna felé fordul, vagy távol van tőlünk. A csillagászatban a Doppler-hatás lehetővé teszi a gázfelhők mozgásának tanulmányozását; még ugyanazon látványvonalon látható különböző sebességű felhők is megkülönböztethetők. Ha a spektrális vonal széles, akkor a felhő tágulhat, vagy különféle sebességgel több felhőből áll.
A megfigyelések 2001-ben befejeződtek. A több mint 800 órás távcsöves idővel ez az egyik legnagyobb megfigyelési projekt, amelyet IRAM vagy MPIfR távcsöveivel hajtottak végre. A hatalmas mennyiségű adat alapos feldolgozása és elemzése után a hideg gáz teljes eloszlását az M31-ben közzétették (lásd az 1. ábrát, balra).
Az M31-ben lévő hideggáz a spirálkarokban nagyon filigrán struktúrákban koncentrálódik. A CO vonal jól tűnik a spirális kar szerkezetének nyomon követésére. A megkülönböztető spirálkarok 25 000 és 40 000 fényév távolságra láthatók Andromeda központjától, ahol a csillagképződés nagy része fordul elő. A központi régiókban, ahol az idősebb csillagok nagy része található, a CO-fegyverek sokkal gyengébbek. Az M31 látóvonalhoz viszonyított nagy dőlésének (kb. 78 fok) eredményeként a spirális karok nagy, elliptikus gyűrűt képeznek, amelynek főtengelye 2 fok. Valójában hosszú ideig Andromeda tévesen véve úgy lett, hogy egy gyűrű-galaxis.
A gázsebességek térképe (lásd a 2. ábrát) egy hatalmas tűzkerék pillanatképeire hasonlít. Az egyik oldalon (délen, balra) a szén-dioxid-gáz körülbelül 500 km / s sebességgel halad feléjük (kék), a másik oldalon (észak, jobb oldalon) pedig „csak” 100 km / másodperc (piros) sebességgel. Mivel az Andromeda galaxis körülbelül 300 km / s sebességgel halad feléjük, körülbelül 2 milliárd év alatt szorosan átjut a Tejút felé. Ezen felül az M31 körülbelül 200 km / s sebességgel forog a központi tengelye körül. Mivel a belső CO-felhők rövidebb úton haladnak, mint a külső felhők, képesek elkerülni egymást. Ez spirális szerkezethez vezet.
A spirális karokban a hideg molekuláris gáz sűrűsége sokkal nagyobb, mint a karok közötti régiókban, míg az atomgáz egyenletesebben oszlik meg. Ez arra utal, hogy a spirális karokban az atomgázból molekuláris gáz képződik, különösen a csillagképződés keskeny gyűrűjében. A gyűrű eredete még mindig nem egyértelmű. Lehet, hogy ebben a gyűrűben a gáz csak olyan anyag, amelyet még nem használtak a csillagokhoz. Vagy az M31 rendkívül szabályos mágneses tere csillagképződést válthat ki a spirálkarokban. Az Effelsberg távcsővel végzett megfigyelések azt mutatták, hogy a mágneses mező szorosan követi a CO-ban látható spirálkarokat.
A saját Tejútunkban a csillagképződés gyűrűje („születési zóna”), amely 10 000 - 20 000 fényévre fekszik a központtól, kisebb, mint az M31-ben. Ennek ellenére közel tízszer annyi molekuláris gázt tartalmaz (lásd a függelék táblázatát). Mivel az összes galaxis nagyjából azonos korú, a Tejút sokkal gazdaságosabb volt nyersanyagával. Másrészről, az M31 központja közelében lévő sok régi csillag azt jelzi, hogy a múltban a csillagok képződési aránya sokkal magasabb volt, mint jelenleg: itt a gáz nagy részét már feldolgozták. Az új CO-térkép azt mutatja, hogy Andromeda nagyon hatékonyan alakította ki a csillagokat a múltban. Néhány milliárd év múlva a Tejút hasonló lehet az Andromedának.
Eredeti forrás: Max Planck Institute sajtóközlemény
