Astronomi misle da se zvijezde formiraju u oblacima koji se urušavaju od hladnog vodikovog plina. Ove je oblake jako teško vidjeti jer Zemljina atmosfera apsorbira većinu svjetlosti koje zrači; međutim, uvijek je prisutan još jedan plin, ugljični monoksid, i on se može lako promatrati sa Zemlje. Astronomi iz Instituta Max Planck za radio astronomiju razvili su detaljnu kartu tih regija koje stvaraju zvijezde u galaksiji Andromeda.
Kako nastaju zvijezde? Ovo je jedno od najvažnijih pitanja u astronomiji. Znamo da se formiranje zvijezda odvija u hladnim plinskim oblacima s temperaturom ispod -220 C (50 K). Samo u ovim područjima guste plinove gravitacija može dovesti do kolapsa i, prema tome, do stvaranja zvijezda. Oblaci hladnog plina u galaksijama sastoje se ponajprije od molekularnog vodika H2 (dva vodikova atoma povezana kao jedna molekula). Ova molekula emitira slabu spektralnu liniju infracrvene širine spektra koju teleskopi sa zemaljskim teleskopom ne mogu primijetiti jer atmosfera apsorbira ovo zračenje. Stoga astronomi proučavaju drugu molekulu koja se uvijek nalazi u susjedstvu H2, a to je ugljični monoksid, CO. Intenzivna spektralna linija CO na valnoj duljini 2,6 mm može se promatrati s radio teleskopima koji su postavljeni na atmosfersko povoljna mjesta: visoka i suhe planine, u pustinji ili na Južnom polu. U kozmičkom svemiru ugljični monoksid je pokazatelj uvjeta povoljnih za nastanak novih zvijezda i planeta.
U našoj galaksiji Mliječni put već dugo se provode studije raspodjele ugljičnog monoksida. Astronomi pronalaze dovoljno hladnog plina za stvaranje zvijezda tijekom milijuna godina koje dolaze. Ali na mnoga pitanja nema odgovora; na primjer kako ta sirovina molekularnog plina postoji u prvom redu. Nabavlja li ga rani razvojni stadij Galaksije ili se može stvoriti od toplijeg atomskog plina? Može li se molekularni oblak spontano srušiti ili mu je potrebna akcija izvana kako bi se učinila nestabilnom i srušila? Budući da se Sunce nalazi na disku Mliječnog puta, vrlo je teško dobiti pregled procesa koji se odvijaju u našoj Galaksiji. Gledanje izvana bi pomoglo, a isto tako i pogled na naše kozmičke susjede.
Galaksija Andromeda, poznata i pod kataloškim brojem M31, sustav je milijardi zvijezda, sličan našem Mliječnom putu. Udaljenost M31 iznosi „samo“ 2,5 milijuna svjetlosnih godina, što ga čini najbližom spiralnom galaksijom. Galaksija se prostire na nekih 5 stupnjeva na nebu i može se vidjeti golim okom kao maleni difuzni oblak. Studije ovog kozmičkog susjeda mogu vam pomoći razumjeti procese u našoj vlastitoj Galaksiji. Nažalost, u M31 vidimo disk plina i zvijezda gotovo na rubu (vidi Sliku 1, desno).
1995. tim radioastronoma na Institut de Radioastronomie Millimà © trique (IRAM) u Grenobleu (Michel Guà © lin, Hans Ungerechts, Robert Lucas) i na Institutu za radio astronomiju Max Planck (MPIfR) u Bonnu (Christoph Nieten, Nikolaus Neininger, Elly Berkhuijsen, Rainer Beck, Richard Wielebinski) započeli su ambiciozni projekt mapiranja čitave galaksije Andromeda u spektralnoj liniji ugljičnog monoksida. Instrument korišten za ovaj projekt bio je 30-metarski radioteleskop IRAM koji se nalazi na Pico Veleti (2970 metara) u blizini Granade u Španjolskoj. Kutnom razlučivošću od 23 lučne sekunde (na promatračkoj frekvenciji od 115 GHz = valna duljina 2,6 mm) trebalo je izmjeriti 1,5 milijuna pojedinačnih položaja. Da bi se ubrzao proces promatranja korišten je novi način mjerenja. Umjesto promatranja na svakom položaju, radioteleskop se vozio trakama preko galaksije uz neprekidno snimanje podataka. Ova metoda promatranja, nazvana "u letu", posebno je razvijena za projekt M31; to je sada uobičajena praksa, i to ne samo na radio-teleskopu Pico Veleta, već i na drugim teleskopima koji promatraju milimetarske valne duljine.
Za svaki promatrani položaj u M31 zabilježena je ne samo jedna vrijednost intenziteta CO, već 256 vrijednosti istovremeno u cijelom spektru, sa širinom pojasa od 0,2% središnje valne duljine 2,6 mm. Stoga se kompletan skup podataka za promatranje sastoji od oko 400 milijuna brojeva! Točan položaj CO linije u spektru daje nam podatke o brzini hladnog plina. Ako se plin kreće prema nama, onda se linija pomiče na kraće valne duljine. Kad se izvor udalji od nas, tada vidimo pomak na veće valne duljine. To je isti efekt (Doplerov efekt) koji možemo čuti kada se sirena kola hitne pomoći kreću prema nama ili dalje od nas. U astronomiji Dopplerov efekt omogućava proučavanje pokreta plinskih oblaka; mogu se razlikovati čak i oblaci različitih brzina koje se vide u istoj liniji vida. Ako je spektralna linija široka, onda se oblak može proširiti ili se sastoji od više oblaka s različitim brzinama.
Promatranja su završena 2001. S više od 800 sati teleskopskog vremena ovo je jedan od najvećih promatračkih projekata koji se provodi pomoću teleskopa IRAM-a ili MPIfR. Nakon opsežne obrade i analize ogromnih količina podataka, upravo je objavljena potpuna distribucija hladnog plina u M31 (vidi Sliku 1, lijevo).
Hladni plin u M31 koncentriran je u vrlo filigranskim strukturama u spiralnim krakovima. Čini se da je linija CO dobro prikladna za praćenje strukture spiralne ruke. Prepoznatljive spiralne ruke vide se na udaljenostima između 25.000 i 40.000 svjetlosnih godina od središta Andromede, gdje se odvija veći dio formiranja zvijezda. U središnjim krajevima, gdje se nalazi većina starijih zvijezda, ruke CO su znatno slabije. Kao rezultat velikog nagiba M31 u odnosu na vidnu liniju (oko 78 stupnjeva), čini se da spiralni krakovi tvore veliki, eliptični prsten s glavnom osi od 2 stupnja. Zapravo, Andromeda je pogrešno smatrana da je galaksija u obliku prstena.
Karta brzina plina (vidi Sliku 2) nalikuje snažnom pucanju divovskog vatrenog kola. S jedne strane (na jugu, lijevo) CO se kreće s oko 500 km / sekundu prema nama (plava), ali s druge strane (sjever, udesno) sa „samo“ 100 km / sekundi (crveno). Budući da se galaksija Andromeda kreće prema nama brzinom od oko 300 km / sekundi, ona će tijesno proći Mliječni put za oko 2 milijarde godina. Osim toga, M31 se okreće s oko 200 km / sekundi oko svoje središnje osi. Budući da se unutarnji CO oblaci kreću kraćom stazom od vanjskih, oni mogu nadvladati jedni druge. To dovodi do spiralne strukture.
Gustoća hladnog molekularnog plina u spiralnim krakovima znatno je veća nego u regijama između krakova, dok je atomski plin ravnomjernije raspoređen. Ovo sugerira da se iz atomskog plina u spiralnim krakovima stvara molekulski plin, posebno u uskom prstenu stvaranja zvijezda. Podrijetlo ovog prstena još uvijek nije jasno. Moglo bi biti da je plin u ovom prstenu samo materijal koji se još ne koristi za zvijezde. Ili možda vrlo pravilno magnetsko polje u M31 pokreće stvaranje zvijezda u spiralnim krakovima. Promatranja s Effelsbergovim teleskopom pokazala su da magnetsko polje pomno prati spiralne krake vidljive u CO.
Prsten nastajanja zvijezda („zona rođenja“) u našem vlastitom Mliječnom putu, koji se proteže od 10 000 do 20 000 svjetlosnih godina od središta, manji je nego u M31. Unatoč tome, sadrži gotovo 10 puta više molekularnog plina (vidi tablicu u dodatku). Kako su sve galaksije približno iste dobi, Mliječni put je bio ekonomičniji sa svojim sirovinama. S druge strane, mnoge stare zvijezde u blizini središta M31 ukazuju na to da je u prošlosti stopa stvaranja zvijezda bila mnogo veća nego sada: ovdje je većina plina već prerađena. Nova karta CO pokazuje da je Andromeda u prošlosti bila vrlo efikasna u oblikovanju zvijezda. Za nekoliko milijardi godina od sada će naš Mliječni put izgledati slično Andromedi.
Izvorni izvor: Objava vijesti Instituta Max Planck
