Οι αστρονόμοι πιστεύουν ότι σχηματίζονται αστέρια μέσα σε καταρρέοντα σύννεφα ψυχρού αερίου υδρογόνου. Αυτά τα σύννεφα είναι πολύ δύσκολο να δουν επειδή η ατμόσφαιρα της Γης απορροφά μεγάλο μέρος του φωτός που εκπέμπει. Ωστόσο, ένα άλλο αέριο, το μονοξείδιο του άνθρακα υπάρχει πάντα, και μπορεί να παρατηρηθεί εύκολα από τη Γη. Οι αστρονόμοι από το Max Planck Institute for Radio Astronomy έχουν αναπτύξει έναν λεπτομερή χάρτη αυτών των περιοχών σχηματισμού αστεριών στον γαλαξία της Ανδρομέδας.
Πώς σχηματίζονται τα αστέρια; Αυτό είναι ένα από τα πιο σημαντικά ερωτήματα στην αστρονομία. Γνωρίζουμε ότι ο σχηματισμός αστεριών λαμβάνει χώρα σε σύννεφα ψυχρού αερίου με θερμοκρασίες κάτω των -220 C (50 K). Μόνο σε αυτές τις περιοχές πυκνού αερίου μπορεί η βαρύτητα να οδηγήσει σε κατάρρευση και επομένως σε σχηματισμό αστεριών. Τα σύννεφα ψυχρού αερίου στους γαλαξίες αποτελούνται κατά προτίμηση από μοριακό υδρογόνο, H2 (δύο άτομα υδρογόνου δεσμευμένα ως ένα μόριο). Αυτό το μόριο εκπέμπει μια αδύναμη φασματική γραμμή στο υπέρυθρο εύρος ζώνης του φάσματος που δεν μπορεί να παρατηρηθεί από τηλεσκόπια με βάση τη Γη, επειδή η ατμόσφαιρα απορροφά αυτήν την ακτινοβολία. Ως εκ τούτου, οι αστρονόμοι μελετούν ένα άλλο μόριο που βρίσκεται πάντα στη γειτονιά του H2, δηλαδή το μονοξείδιο του άνθρακα, CO. Η έντονη φασματική γραμμή του CO στο μήκος κύματος 2,6 mm μπορεί να παρατηρηθεί με ραδιοτηλεσκόπια που τοποθετούνται σε ατμοσφαιρικά ευνοϊκές τοποθεσίες: υψηλή και ξηρά βουνά, στην έρημο ή στο Νότιο Πόλο. Στον κοσμικό χώρο, το μονοξείδιο του άνθρακα είναι ένας δείκτης ευνοϊκών συνθηκών για το σχηματισμό νέων αστεριών και πλανητών.
Στον γαλαξία μας, τον Γαλαξία, διεξήχθησαν μελέτες για την κατανομή του μονοξειδίου του άνθρακα για μεγάλο χρονικό διάστημα. Οι αστρονόμοι βρίσκουν αρκετό κρύο αέριο για σχηματισμό αστεριών κατά τα επόμενα εκατομμύρια χρόνια. Αλλά πολλές ερωτήσεις είναι αναπάντητες. για παράδειγμα, πώς αυτή η πρώτη ύλη μοριακού αερίου υπάρχει στην πρώτη θέση. Παρέχεται από το αρχικό στάδιο ανάπτυξης του Γαλαξία ή μπορεί να σχηματιστεί από θερμότερο ατομικό αέριο; Μπορεί ένα μοριακό σύννεφο να καταρρεύσει αυθόρμητα ή χρειάζεται μια ενέργεια από έξω για να το κάνει ασταθές και να καταρρεύσει; Δεδομένου ότι ο Ήλιος βρίσκεται στο δίσκο του Γαλαξία μας, είναι πολύ δύσκολο να λάβουμε μια επισκόπηση των διαδικασιών που πραγματοποιούνται στον Γαλαξία μας. Το να κοιτάς από το "έξω" θα βοηθούσε και το ίδιο βλέπει και τους κοσμικούς γείτονές μας.
Ο γαλαξίας Andromeda, επίσης γνωστός με τον αριθμό καταλόγου M31, είναι ένα σύστημα δισεκατομμυρίων αστεριών, παρόμοιο με τον Γαλαξία μας. Η απόσταση του M31 είναι «μόνο» 2,5 εκατομμύρια έτη φωτός, καθιστώντας τον τον πλησιέστερο σπειροειδή γαλαξία. Ο γαλαξίας εκτείνεται πάνω από 5 μοίρες στον ουρανό και μπορεί να φανεί με γυμνό μάτι ως ένα μικρό διάχυτο σύννεφο. Μελέτες αυτού του κοσμικού γείτονα μπορούν να βοηθήσουν στην κατανόηση των διαδικασιών στο δικό μας Γαλαξία. Δυστυχώς, βλέπουμε τον δίσκο αερίου και αστέρια στο M31 σχεδόν άκρη (βλ. Εικ. 1, δεξιά).
Το 1995, μια ομάδα ραδιοαστρονομών στο Institut de Radioastronomie Millimà © trique (IRAM) στη Γκρενόμπλ (Michel Guà © lin, Hans Ungerechts, Robert Lucas) και στο Ινστιτούτο Max Planck για τη ραδιοαστρονομία (MPIfR) στη Βόννη (Christoph Nieten, Οι Nikolaus Neininger, Elly Berkhuijsen, Rainer Beck, Richard Wielebinski) ξεκίνησαν το φιλόδοξο σχέδιο χαρτογράφησης ολόκληρου του γαλαξία Andromeda στη φασματική γραμμή του μονοξειδίου του άνθρακα. Το όργανο που χρησιμοποιήθηκε για αυτό το έργο ήταν το ραδιο τηλεσκόπιο των 30 μέτρων του IRAM που βρίσκεται στο Pico Veleta (2970 μέτρα) κοντά στη Γρανάδα της Ισπανίας. Με γωνιακή ανάλυση 23 τόξων (στη συχνότητα παρατήρησης των 115 GHz = μήκος κύματος 2,6 mm) έπρεπε να μετρηθούν 1,5 εκατομμύρια μεμονωμένες θέσεις. Για να επιταχυνθεί η διαδικασία παρατήρησης χρησιμοποιήθηκε μια νέα μέθοδος μέτρησης. Αντί να παρατηρεί σε κάθε θέση, το ραδιο τηλεσκόπιο οδηγούσε σε λωρίδες κατά μήκος του γαλαξία με συνεχή καταγραφή των δεδομένων. Αυτή η μέθοδος παρατήρησης, που ονομάζεται «on the fly», αναπτύχθηκε ειδικά για το έργο M31. Είναι πλέον συνήθης πρακτική, όχι μόνο στο ραδιο τηλεσκόπιο Pico Veleta αλλά και σε άλλα τηλεσκόπια που παρατηρούν μήκη κύματος χιλιοστών.
Για κάθε παρατηρούμενη θέση στο Μ31 δεν καταγράφηκε μόνο μία τιμή έντασης CO, αλλά 256 τιμές ταυτόχρονα σε όλο το φάσμα με εύρος ζώνης 0,2% του κεντρικού μήκους κύματος 2,6 mm. Έτσι, το πλήρες σύνολο δεδομένων παρατήρησης αποτελείται από περίπου 400 εκατομμύρια αριθμούς! Η ακριβής θέση της γραμμής CO στο φάσμα μας δίνει πληροφορίες σχετικά με την ταχύτητα του ψυχρού αερίου. Εάν το αέριο κινείται προς εμάς, τότε η γραμμή μετατοπίζεται σε μικρότερα μήκη κύματος. Όταν η πηγή απομακρύνεται από εμάς, τότε βλέπουμε μια μετατόπιση σε μεγαλύτερα μήκη κύματος. Αυτό είναι το ίδιο εφέ (το φαινόμενο Doppler) που μπορούμε να ακούσουμε όταν η σειρήνα ενός ασθενοφόρου κινείται προς εμάς ή μακριά από εμάς. Στην αστρονομία, το φαινόμενο Doppler επιτρέπει τη μελέτη των κινήσεων των νεφών αερίου. Ακόμα και σύννεφα με διαφορετικές ταχύτητες που φαίνονται στην ίδια οπτική γραμμή μπορούν να διακριθούν. Εάν η φασματική γραμμή είναι ευρεία, τότε το σύννεφο μπορεί να επεκτείνεται ή αλλιώς αποτελείται από πολλά σύννεφα σε διαφορετικές ταχύτητες.
Οι παρατηρήσεις ολοκληρώθηκαν το 2001. Με περισσότερες από 800 ώρες χρόνου τηλεσκοπίου, αυτό είναι ένα από τα μεγαλύτερα έργα παρατήρησης που πραγματοποιήθηκαν με τα τηλεσκόπια IRAM ή MPIfR. Μετά από εκτεταμένη επεξεργασία και ανάλυση των τεράστιων ποσοτήτων δεδομένων, μόλις δημοσιεύθηκε η πλήρης διανομή του ψυχρού αερίου στο M31 (βλ. Εικ. 1, αριστερά).
Το ψυχρό αέριο στο M31 συγκεντρώνεται σε πολύ συρματερή δομή στους σπειροειδείς βραχίονες. Η γραμμή CO φαίνεται κατάλληλη για τον εντοπισμό της σπειροειδούς δομής του βραχίονα. Οι διακριτικοί σπειροειδείς βραχίονες φαίνονται σε αποστάσεις μεταξύ 25.000 και 40.000 ετών φωτός από το κέντρο της Ανδρομέδας, όπου συμβαίνει το μεγαλύτερο μέρος του σχηματισμού άστρων. Στις κεντρικές περιοχές, όπου βρίσκεται το μεγαλύτερο μέρος των παλαιότερων αστεριών, οι βραχίονες CO είναι πολύ πιο αδύναμοι. Ως αποτέλεσμα της υψηλής κλίσης του M31 σε σχέση με την οπτική γωνία (περίπου 78 μοίρες), οι σπειροειδείς βραχίονες φαίνεται να σχηματίζουν ένα μεγάλο, ελλειπτικό δακτύλιο με κύριο άξονα 2 μοίρες. Στην πραγματικότητα, για μεγάλο χρονικό διάστημα η Ανδρομέδα θεωρήθηκε λανθασμένα ως «δακτύλιος-γαλαξίας».
Ο χάρτης των ταχυτήτων αερίου (βλ. Εικ. 2) μοιάζει με ένα στιγμιότυπο ενός γιγαντιαίου τροχού φωτιάς. Από τη μία πλευρά (στα νότια, αριστερά) το αέριο CO κινείται με περίπου 500 χλμ / δευτερόλεπτο προς εμάς (μπλε), αλλά στην άλλη πλευρά (βόρεια, δεξιά) με «μόνο» 100 χλμ / δευτερόλεπτο (κόκκινο). Δεδομένου ότι ο γαλαξίας της Ανδρομέδας κινείται προς εμάς με ταχύτητα περίπου 300 χλμ / δευτερόλεπτο, θα περάσει στενά τον Γαλαξία σε περίπου 2 δισεκατομμύρια χρόνια. Επιπλέον, το M31 περιστρέφεται με περίπου 200 km / δευτερόλεπτο γύρω από τον κεντρικό του άξονα. Δεδομένου ότι τα εσωτερικά σύννεφα CO κινούνται σε μικρότερη διαδρομή από τα εξωτερικά σύννεφα, μπορούν να προσπεράσουν το ένα το άλλο. Αυτό οδηγεί σε μια σπειροειδή δομή.
Η πυκνότητα του ψυχρού μοριακού αερίου στους σπειροειδείς βραχίονες είναι πολύ μεγαλύτερη από ό, τι στις περιοχές μεταξύ των βραχιόνων, ενώ το ατομικό αέριο κατανέμεται πιο ομοιόμορφα. Αυτό υποδηλώνει ότι το μοριακό αέριο σχηματίζεται από το ατομικό αέριο στους σπειροειδείς βραχίονες, ειδικά στον στενό δακτύλιο σχηματισμού αστεριών. Η προέλευση αυτού του δακτυλίου εξακολουθεί να είναι ασαφής. Θα μπορούσε να είναι ότι το αέριο σε αυτόν τον δακτύλιο είναι απλώς υλικό που δεν έχει χρησιμοποιηθεί ακόμη για αστέρια. Ή ίσως το πολύ κανονικό μαγνητικό πεδίο στο M31 ενεργοποιεί τον σχηματισμό άστρων στους σπειροειδείς βραχίονες. Οι παρατηρήσεις με το τηλεσκόπιο Effelsberg έδειξαν ότι το μαγνητικό πεδίο ακολουθεί στενά τους σπειροειδείς βραχίονες που φαίνονται στο CO.
Ο δακτύλιος του σχηματισμού αστεριών («ζώνη γέννησης») στον δικό μας Γαλαξία, που εκτείνεται από 10.000 έως 20.000 έτη φωτός από το κέντρο, είναι μικρότερος από ό, τι στο M31. Παρ 'όλα αυτά, περιέχει σχεδόν 10 φορές περισσότερο μοριακό αέριο (βλέπε πίνακα στο Παράρτημα). Καθώς όλοι οι γαλαξίες έχουν την ίδια ηλικία, ο Γαλαξίας μας ήταν πιο οικονομικός με την πρώτη του ύλη. Από την άλλη πλευρά, τα πολλά παλιά αστέρια κοντά στο κέντρο του M31 δείχνουν ότι στο παρελθόν ο ρυθμός σχηματισμού άστρων ήταν πολύ υψηλότερος από ό, τι σήμερα: εδώ το μεγαλύτερο μέρος του αερίου έχει ήδη υποστεί επεξεργασία. Ο νέος χάρτης CO μας δείχνει ότι η Ανδρομέδα ήταν πολύ αποτελεσματική στο σχηματισμό αστεριών στο παρελθόν. Σε μερικά δισεκατομμύρια χρόνια από τώρα ο Γαλαξίας μας μπορεί να μοιάζει με την Ανδρομέδα τώρα.
Πρωτότυπη πηγή: Δελτίο ειδήσεων Max Planck Institute
