Astronomien mielestä tähdet muodostuvat kylmän vetykaasun romahtavien pilvien sisälle. Näitä pilviä on erittäin vaikea nähdä, koska maan ilmapiiri absorboi suuren osan säteilemästään valosta; Toista kaasua, hiilimonoksidia on kuitenkin myös läsnä, ja se on helposti havaittavissa maasta. Tähtitieteilijät Max Planck -radioradion instituutista ovat kehittäneet yksityiskohtaisen kartan näistä tähtiä muodostavista alueista Andromedan galaksissa.
Kuinka tähdet muodostuvat? Tämä on yksi tärkeimmistä astronomian kysymyksistä. Tiedämme, että tähdet muodostuvat kylmissä kaasupilvissä, joiden lämpötila on alle -220 C (50 K). Vain näillä tiheän kaasun alueilla painovoima voi johtaa romahtamiseen ja tähtien muodostumiseen. Galaksien kylmäkaasupilvet koostuvat pääasiassa molekyylivetystä, H2: sta (kaksi vetyatomia, jotka ovat sitoutuneet yhdeksi molekyyliksi). Tämä molekyyli emittoi heikon spektrin viivan spektrin infrapunakaistanleveydessä, jota ei voida havaita maanpäällisillä kaukoputkilla, koska ilmapiiri absorboi tätä säteilyä. Siksi tähtitieteilijät tutkivat toista molekyyliä, joka löytyy aina H2: n läheisyydestä, nimittäin hiilimonoksidia, CO. CO: n voimakas spektrin viiva aallonpituudella 2,6 mm voidaan havaita radioteleskoopeilla, jotka on sijoitettu ilmakehän olosuhteisiin: korkea ja kuivia vuoria, autiomaassa tai etelänavalla. Hiilimonoksidi on kosmisessa avaruudessa osoitus olosuhteista, jotka ovat suotuisia uusien tähtien ja planeettojen muodostumiselle.
Galaksissamme, Linnunradalla, hiilimonoksidin jakautumista on tutkittu jo pitkään. Tähtitieteilijät löytävät tarpeeksi kylmää kaasua tähtiä varten miljoonien vuosien aikana. Mutta moniin kysymyksiin ei ole vastattu; esimerkiksi kuinka tämä molekyylisen kaasun raaka-aine tulee olemaan ensisijaisesti olemassa. Toimittaako se galaksin varhaisessa kehitysvaiheessa, vai voidaanko se muodostaa lämpimämmästä atomikaasusta? Voiko molekyylipilvi romahtaa itsestään vai tarvitseeko se toimia ulkopuolelta, jotta se olisi epävakaa ja romahtaa? Koska aurinko sijaitsee Linnunradan levyllä, on erittäin vaikea saada yleiskuvaa galaksissamme tapahtuvista prosesseista. Ulkopuolelta katsominen auttaisi, samoin myös kosmisten naapureidemme katselu.
Andromedan galaksi, joka tunnetaan myös nimellä luettelonumero M31, on miljardeja tähtiä käyttävä järjestelmä, joka on samanlainen kuin Linnunrata. M31: n etäisyys on 'vain' 2,5 miljoonaa valovuotta, joten se on lähin spiraaligalaksi. Galaksi ulottuu noin viiden asteen taivaassa ja voidaan nähdä paljain silmin pienenä hajanaisena pilvina. Tämän kosmisen naapurin tutkimukset voivat auttaa ymmärtämään prosessimme omassa galaksissamme. Valitettavasti näemme M31: n kaasu- ja tähtilevyn melkein reunalla (katso kuva 1, oikealla).
Vuonna 1995 ryhmä radioastronomeja Institut de Radioastronomie Millimérique (IRAM): ssa Grenoblessa (Michel Gueline, Hans Ungerechts, Robert Lucas) ja Max Planckin radioastronomian instituutissa (MPIfR) Bonnissa (Christoph Nieten, Nikolaus Neininger, Elly Berkhuijsen, Rainer Beck, Richard Wielebinski) aloitti kunnianhimoisen projektin kartoittaa koko Andromeda-galaksia hiilimonoksidispektrilinjaan. Projektiin käytetty instrumentti oli IRAM: n 30-metrinen radioteleskooppi, joka sijaitsee Pico Veleta -kadulla (2970 metriä) lähellä Granadaa Espanjassa. Kulmaresoluutiolla 23 kaarisekuntia (tarkkailutaajuudella 115 GHz = aallonpituus 2,6 mm) piti mitata 1,5 miljoonaa yksittäistä sijaintia. Tarkkailuprosessin nopeuttamiseksi käytettiin uutta mittausmenetelmää. Sen sijaan, että tarkkailisi kussakin sijainnissa, radioteleskooppi ajettiin nauhoina galaksin poikki jatkuvasti tallentamalla tietoja. Tämä tarkkailumenetelmä, nimeltään "lennossa", kehitettiin erityisesti M31-projektille; se on nyt vakiokäytäntö, ei vain Pico Veletan radioteleskoopilla, mutta myös muilla millimetrin aallonpituuksilla tarkkailevissa teleskoopeissa.
Jokaiselle havaitulle asemalle M31: ssä ei tallennettu vain yhtä CO-intensiteetin arvoa, vaan 256 arvoa samanaikaisesti spektrin yli kaistanleveydellä, joka oli 0,2% keskiaallonpituudesta 2,6 mm. Täten täydellinen havaintotietojoukko koostuu noin 400 miljoonasta numerosta! CO-linjan tarkka sijainti spektrissä antaa meille tietoa kylmän kaasun nopeudesta. Jos kaasu liikkuu kohti meitä, linja siirretään lyhyemmille aallonpituuksille. Kun lähde siirtyy pois meistä, niin näemme siirtymisen pidempiin aallonpituuksiin. Tämä on sama vaikutus (Doppler-ilmiö), jonka voimme kuulla, kun ambulanssin sireeni liikkuu kohti meitä tai kaukana meistä. Tähtitieteessä Doppler-efekti mahdollistaa kaasupilvien liikkeiden tutkinnan; jopa pilvet, joilla on eri nopeudet samassa näkökulmassa, voidaan erottaa. Jos spektriviiva on leveä, voi pilvi laajentua tai se koostuu useista pilvistä eri nopeuksilla.
Havainnot saatiin päätökseen vuonna 2001. Yli 800 tunnin kaukoputken aikana tämä on yksi suurimmista tarkkailuprojekteista, jotka suoritetaan IRAM: n tai MPIfR: n teleskoopeilla. Valtavien tietomäärien laajan käsittelyn ja analysoinnin jälkeen M31: n kylmän kaasun täydellinen jakautuminen on juuri julkaistu (katso kuva 1, vasen).
M31: n kylmä kaasu on keskittynyt spiraalivarren erittäin filigraanisiin rakenteisiin. CO-linja näyttää olevan sopiva seuraamaan spiraalivarren rakennetta. Erottuvat spiraalivarret nähdään 25 000 - 40 000 valovuoden etäisyydellä Andromedan keskustasta, missä suurin osa tähtiä muodostuu. Keskialueilla, joilla suurin osa vanhemmista tähtiistä sijaitsee, CO-aseet ovat paljon heikompia. M31: n korkean kaltevuuden suhteessa näkölinjaan (noin 78 astetta) spiraalivarret näyttävät muodostavan suuren, elliptisen renkaan, jonka pääakseli on 2 astetta. Itse asiassa pitkään Andromedaa pidettiin erehdyksessä olevan ”rengasgalaksi”.
Kaasun nopeuksien kartta (katso kuva 2) muistuttaa hetkestä laukausta jättiläisestä palopyörästä. Toisella puolella (etelässä, vasemmalla) CO-kaasu liikkuu noin 500 km / sekunnissa kohti meitä (sininen), mutta toisella puolella (pohjoisessa, oikealla) nopeudella 'vain' 100 km / sekunnissa (punainen). Koska Andromedan galaksi liikkuu kohti meitä nopeudella noin 300 km / sekunnissa, se ohittaa tiukasti Linnunradan noin 2 miljardissa vuodessa. Lisäksi M31 pyörii noin 200 km / sekunnissa keskiakselinsa ympäri. Koska sisäiset CO-pilvet liikkuvat lyhyemmällä tiellä kuin ulkoiset pilvet, ne voivat ohittaa toisensa. Tämä johtaa spiraalirakenteeseen.
Kylmän molekyylikaasun tiheys spiraalivarsissa on paljon suurempi kuin varsien välisillä alueilla, kun taas atomikaasu on jakautunut tasaisemmin. Tämä viittaa siihen, että spiraalivarsissa, etenkin kapeassa tähtiä muodostuvassa renkaassa, atomikaasusta muodostuu molekyylikaasua. Tämän renkaan alkuperä on edelleen epäselvä. Voi olla, että tämän renkaan kaasu on vain materiaalia, jota ei ole vielä käytetty tähtiin. Tai ehkä M31: n hyvin säännöllinen magneettikenttä laukaisee tähden muodostumisen spiraalivarsissa. Effelsbergin kaukoputkella tehdyt havainnot osoittivat, että magneettikenttä seuraa tarkasti CO: n näkemiä spiraalivarsia.
Tähtien muodostumisrengas ('syntymävyöhyke') omassa Linnunradassa, joka ulottuu 10 000 - 20 000 valovuotta keskustasta, on pienempi kuin M31: ssä. Tästä huolimatta se sisältää lähes kymmenen kertaa niin paljon molekyylikaasua (katso liitteen taulukko). Koska kaikki galaksit ovat suunnilleen saman ikäisiä, Linnunrata on ollut raaka-aineellaan taloudellisempaa. Toisaalta, monet M31: n keskustan lähellä olevat vanhat tähdet osoittavat, että aikaisemmin tähtien muodostumisnopeus oli paljon nykyistä korkeampi: täällä suurin osa kaasusta on jo käsitelty. Uusi CO-kartta osoittaa meille, että Andromeda oli aikaisemmin erittäin tehokas muodostamaan tähtiä. Joidenkin miljardien vuosien jälkeen Linnunrata voi näyttää samanlaiselta kuin nyt Andromeda.
Alkuperäinen lähde: Max Planck Institute -lehden lehdistötiedote
