Astronomi menijo, da se zvezde tvorijo znotraj strmoglavljenih oblakov hladnega vodikovega plina. Te oblake je zelo težko opaziti, ker Zemljina atmosfera absorbira večino svetlobe, ki jo izžareva; Vendar je vedno prisoten še en plin, ogljikov monoksid, ki ga je mogoče zlahka opazovati z Zemlje. Astronomi z Inštituta za radio astronomijo Max Planck so razvili podroben zemljevid teh zvezd, ki tvorijo zvezde v galaksiji Andromeda.
Kako nastajajo zvezde? To je eno najpomembnejših vprašanj v astronomiji. Vemo, da nastajanje zvezd poteka v hladnih plinskih oblakih s temperaturami pod -220 C (50 K). Le v teh regijah gostega plina lahko gravitacija povzroči kolaps in s tem tudi nastanek zvezd. Oblaki hladnega plina v galaksijah so prednostno sestavljeni iz molekularnega vodika, H2 (dva vodikova atoma, vezana kot ena molekula). Ta molekula oddaja šibko spektralno črto v infrardeči pasu spektra, ki je ne morejo opazovati zemeljski teleskopi, ker atmosfera absorbira to sevanje. Zato astronomi preučujejo drugo molekulo, ki jo vedno najdemo v soseščini H2, in sicer ogljikov monoksid, CO. Intenzivno spektralno črto CO pri valovni dolžini 2,6 mm lahko opazujemo z radijskimi teleskopi, ki so postavljeni na atmosfersko ugodna mesta: visoka in suhe gore, v puščavi ali na Južnem polu. V kozmičnem vesolju je ogljikov monoksid pokazatelj pogojev, ki so ugodni za nastanek novih zvezd in planetov.
V naši galaksiji Mlečna pot že dolgo izvajajo študije o porazdelitvi ogljikovega monoksida. Astronomi najdejo dovolj hladnega plina za nastanek zvezd v milijonih let, ki prihajajo. Toda veliko vprašanj je brez odgovora; na primer, kako ta surovina molekularnega plina sploh obstaja. Ali ga napaja zgodnja razvojna faza Galaksije ali je mogoče tvoriti iz toplejšega atomskega plina? Ali se molekulski oblak lahko spontano sesede ali potrebuje zunanje delovanje, da postane nestabilen in propada? Ker se Sonce nahaja na disku Mlečne poti, je zelo težko dobiti pregled nad procesi, ki se odvijajo v naši Galaksiji. Pogled od zunaj bi pomagal in tako tudi pogled na naše kozmične sosede.
Galaksija Andromeda, znana tudi pod svojo kataloško številko M31, je sistem milijard zvezd, podoben naši Mlečni poti. Razdalja M31 je "le" 2,5 milijona svetlobnih let, kar pomeni, da je najbližja spiralna galaksija. Galaksija se razprostira na približno 5 stopinjah na nebu in jo je s prostim očesom videti kot majhen difuzni oblak. Študije tega kozmičnega soseda lahko pomagajo razumeti procese v naši lastni Galaksiji. Na žalost vidimo v M31 disk plina in zvezd skoraj na robu (glej sliko 1, desno).
Leta 1995 je skupina radioastronomov na Institut za Radioastronomie Millimà © trique (IRAM) v Grenoblu (Michel Guà © lin, Hans Ungerechts, Robert Lucas) in na Inštitutu za radio astronomijo Max Planck (MPIfR) v Bonnu (Christoph Nieten, Nikolaus Neininger, Elly Berkhuijsen, Rainer Beck, Richard Wielebinski) so začeli ambiciozen projekt preslikave celotne galaksije Andromeda v spektralni liniji ogljikovega monoksida. Instrument, uporabljen za ta projekt, je bil 30-metrski radijski teleskop IRAM, ki leži na Pico Veleti (2970 metrov) v bližini Granade v Španiji. Z kotno ločljivostjo 23 arcsekund (pri opazovalni frekvenci 115 GHz = valovna dolžina 2,6 mm) je bilo treba izmeriti 1,5 milijona posameznih položajev. Za pospešitev postopka opazovanja je bila uporabljena nova metoda merjenja. Namesto da bi opazoval na vsakem položaju, je bil radioteleskop speljan v trakovih po galaksiji z nenehnim beleženjem podatkov. Ta metoda opazovanja, imenovana „med letenjem“, je bila posebej razvita za projekt M31; Zdaj je to običajna praksa, ne le na radijskem teleskopu Pico Veleta, ampak tudi pri drugih teleskopih, ki opazujejo na milimetrskih valovnih dolžinah.
Za vsak opazovani položaj v M31 ni bila zabeležena le ena vrednost intenzivnosti CO, ampak 256 vrednosti hkrati v celotnem spektru s pasovno širino 0,2% osrednje valovne dolžine 2,6 mm. Tako celoten nabor podatkov o opazovanju obsega približno 400 milijonov številk! Natančen položaj CO linije v spektru nam daje podatke o hitrosti hladnega plina. Če se plin giblje proti nam, potem se premica premakne na krajše valovne dolžine. Ko se vir odmakne od nas, potem opazimo premik na daljše valovne dolžine. To je enak učinek (Doplerov učinek), ki ga slišimo, ko se sirenska rešilna naprava premakne proti nam ali stran od nas. V astronomiji Dopplerjev učinek omogoča preučevanje premikov plinskih oblakov; ločimo lahko celo oblake z različnimi hitrostmi, videnimi v isti vidni liniji. Če je spektralna črta široka, se lahko oblak širi ali pa je sestavljen iz več oblakov z različnimi hitrostmi.
Opazovanja so bila končana leta 2001. Z več kot 800 urami teleskopskega časa je to eden največjih projektov opazovanja, izveden s teleskopi IRAM ali MPIfR. Po obsežni obdelavi in analizi ogromnih količin podatkov je bila ravnokar objavljena popolna porazdelitev hladnega plina v M31 (glej sliko 1, levo).
Hladen plin v M31 je koncentriran v zelo filigranskih strukturah v spiralnih krakih. Črta se, da je linija CO zelo primerna za sledenje strukture spiralnih krakov. Karakteristične spiralne roke so vidne na razdaljah med 25.000 in 40.000 svetlobnih let od središča Andromede, kjer se zgodi večina nastajanja zvezd. V osrednjih regijah, kjer se nahaja večina starejših zvezd, so roke CO precej šibkejše. Zaradi velikega naklona M31 glede na vidno črto (približno 78 stopinj) se zdi, da spiralne roke tvorijo velik eliptični obroč z glavno osjo 2 stopinji. Pravzaprav je dolgo časa veljalo, da je Andromedo pomotoma veljalo za "obročano" galaksijo.
Zemljevid hitrosti plina (glej sliko 2) spominja na posnetek velikanskega požarnega kolesa. Na eni strani (na jugu, levo) se plin CO giblje s približno 500 km / sekundo proti nam (modra), na drugi strani (severno, desno) pa s „samo“ 100 km / sekundo (rdeča). Ker se galaksija Andromeda giblje proti nam s hitrostjo približno 300 km / sekundo, bo čez približno 2 milijardi let tesno prešla Mlečno pot. Poleg tega se M31 vrti s približno 200 km / sekundo okoli svoje osrednje osi. Ker se notranji oblaki CO gibljejo po krajši poti kot zunanji, lahko drug drugega prehitevajo. To vodi do spiralne strukture.
Gostota hladnega molekularnega plina v spiralnih krakih je veliko večja kot v regijah med rokama, medtem ko je atomski plin enakomerneje razporejen. To kaže, da se molekularni plin tvori iz atomskega plina v spiralnih krakih, zlasti v ozkem obroču tvorbe zvezd. Izvor tega obroča še vedno ni jasen. Mogoče je, da je plin v tem obroču le material, ki še ni uporabljen za zvezde. Ali morda ravno pravilno magnetno polje v M31 sproži nastanek zvezd v spiralnih krakih. Opazovanja s teleskopom Effelsberg so pokazala, da magnetno polje natančno sledi spiralnim krakom, ki jih vidimo v CO.
Obroč nastajanja zvezd ('rojstna cona') v naši lastni Mlečni poti, ki sega od središča od 10.000 do 20.000 svetlobnih let, je manjši kot v M31. Kljub temu vsebuje skoraj 10-krat več molekularnega plina (glej tabelo v prilogi). Ker so vse galaksije približno iste starosti, je bila Mlečna pot varčnejša s svojimi surovinami. Po drugi strani številne stare zvezde v bližini središča M31 kažejo, da je bila v preteklosti stopnja nastajanja zvezd precej višja kot trenutno: tukaj je bila večina plina že predelana. Novi zemljevid CO nam kaže, da je bila Andromeda v preteklosti zelo učinkovita pri oblikovanju zvezd. Čez nekaj milijard let bo naša Mlečna pot morda videti podobna kot Andromeda zdaj.
Izvirni vir: Novice zavoda Max Planck
