Астрономи мисле да се звезде формирају унутар облака који се урушавају од хладног водоника. Ове облаке је врло тешко видети јер Земљина атмосфера апсорбује много светлости које зрачи; међутим, увек је присутан још један гас, угљен моноксид, и он се са Земље лако може посматрати. Астрономи из Института Мак Планцк за радио астрономију развили су детаљну карту ових региона који формирају звезде у галаксији Андромеда.
Како се формирају звезде? Ово је једно од најважнијих питања у астрономији. Знамо да се формирање звезда одвија у облацима хладног гаса са температурама испод -220 Ц (50 К). Само у овим регионима густе гасове гравитација може довести до колапса и, према томе, до формирања звезда. Облаци хладног гаса у галаксијама преферирано су састављени од молекуларног водоника, Х2 (два атома водоника везана као једна молекула). Овај молекул емитује слабу спектралну линију у инфрацрвеном опсегу спектра који телескопи са Земље не могу да примете јер атмосфера апсорбује ово зрачење. Стога астрономи проучавају још један молекул који се увек налази у близини Х2, а то је угљен моноксид, ЦО. Интензивна спектрална линија ЦО на таласној дужини од 2,6 мм може се посматрати радиотелескопима који су постављени на атмосферско повољним местима: високим и суве планине, у пустињи или на Јужном полу. У космичком свемиру угљен моноксид је показатељ услова повољних за формирање нових звезда и планета.
У нашој галаксији Млечни пут одавно се спроводе студије о расподјели угљен моноксида. Астрономи проналазе довољно хладног гаса за стварање звезда током милиона година које долазе. Али на многа питања нема одговора; на пример како та сировина молекулског гаса постоји у првом реду. Да ли се снабдева у раној фази развоја Галаксије или се може формирати од топлијег атомског гаса? Да ли се молекулски облак може спонтано срушити или му је потребна акција споља да би се нестабилно и колабирала? Пошто се Сунце налази на диску Млечног пута, врло је тешко добити преглед процеса који се одвијају у нашој Галаксији. Гледање извана би помогло, а исто тако и поглед на наше космичке комшије.
Галаксија Андромеда, такође позната под каталошким бројем М31, систем је милијарди звезда, сличан нашем Млечном путу. Растојање М31 је „само“ 2,5 милиона светлосних година, што га чини најближом спиралном галаксијом. Галаксија се простире на неких 5 степени на небу и може се видети голим оком као ситни дифузни облак. Студије овог космичког суседа могу вам помоћи да разумемо процесе у нашој сопственој Галаксији. На жалост, видимо диск гаса и звезда у М31 готово на ивици (види Слику 1, десно).
1995. тим радиоастронома на Институту за радиоастрономију Миллимерикуе (ИРАМ) у Греноблу (Мицхел Гуелин, Ханс Унгерецхтс, Роберт Луцас) и на Институту Мак Планцк за радио астрономију (МПИфР) у Бонну (Цхристопх Ниетен, Николаус Неинингер, Елли Беркхуијсен, Раинер Бецк, Рицхард Виелебински) започели су амбициозни пројекат мапирања читаве галаксије Андромеда у спектралној линији угљен-моноксида. Инструмент коришћен за овај пројекат био је 30-метарски радиотелескоп ИРАМ који се налази на Пицо Велети (2970 метара) у близини Гранаде у Шпанији. Са кутном резолуцијом од 23 арсекунде (на посматрачкој фреквенцији од 115 ГХз = таласна дужина 2,6 мм) требало је измерити 1,5 милиона појединачних положаја. Да би се убрзао процес посматрања коришћен је нови метод мерења. Уместо да посматра свако место, радио-телескоп возио се тракама широм галаксије уз непрестано снимање података. Ова метода посматрања, названа „у лету“, посебно је развијена за пројекат М31; то је сада уобичајена пракса, не само на радио-телескопу Пицо Велета, већ и на другим телескопима који посматрају милиметарске таласне дужине.
За сваку посматрану позицију у М31 није забележена само једна вредност ЦО интензитета, већ 256 вредности истовремено широм спектра са ширином опсега 0,2% централне таласне дужине 2,6 мм. Стога се комплетан скуп података о посматрању састоји од око 400 милиона бројева! Тачан положај ЦО линије у спектру даје нам информације о брзини хладног гаса. Ако се гас креће према нама, онда се линија помера на краће таласне дужине. Кад се извор удаљи од нас, тада видимо помицање ка већим таласним дужинама. То је исти ефекат (Доплеров ефекат) који можемо да чујемо када се сирена кола хитне помоћи крећу ка нама или даље од нас. У астрономији Доплеров ефекат омогућава проучавање кретања гасних облака; могу се разликовати чак и облаци различитих брзина које се виде у истој линији вида. Ако је спектрална линија широка, облак се може проширити или се састоји од више облака различитих брзина.
Опажања су завршена 2001. године. Са више од 800 сати телескопског времена ово је један од највећих пројеката посматрања који се спроводи помоћу телескопа ИРАМ или МПИфР. После опсежне обраде и анализе огромних количина података, управо је објављена комплетна дистрибуција хладног гаса у М31 (видети Слику 1, лево).
Хладни гас у М31 концентрисан је у врло филигранским структурама у спиралним краковима. Чини се да је ЦО линија погодна за праћење структуре спиралних кракова. Препознатљиве спиралне руке виде се на удаљеностима између 25.000 и 40.000 светлосних година од центра Андромеде, где се одвија највећи део формирања звезда. У централним регионима, где се налази већина старијих звезда, руке ЦО су много слабије. Као резултат великог нагиба М31 у односу на видну линију (око 78 степени), чини се да спирални кракови формирају велики елиптични прстен са главном осовином од 2 степена. У ствари, Андромеда је погрешно сматрана да је галаксија у облику прстена.
Мапа брзина гаса (види Слику 2) наликује снажном кадру џиновског ватреног кола. С једне стране (на југу, лево) гас ЦО се креће са неких 500 км / секунду према нама (плави), али на другој страни (северно, десно) са „само“ 100 км / секунди (црвено). Будући да се галаксија Андромеда креће према нама брзином од око 300 км / секунду, она ће блиско проћи Млечни пут за око 2 милијарде година. Поред тога, М31 се окреће са око 200 км / секунди око своје централне осе. Пошто се унутрашњи облаци ЦО крећу краћом стазом од спољних облака, они могу превладати једни друге. То доводи до спиралне структуре.
Густина хладног молекуларног гаса у спиралним краковима много је већа него у регионима између кракова, док је атомски гас равномерно распоређен. Ово сугерише да се из атомског гаса у спиралним краковима ствара молекулски гас, нарочито у уском прстену формирања звезда. Још увек није јасно порекло овог прстена. Могло би бити да је гас у овом прстену само материјал који још није коришћен за звезде. Или можда врло правилно магнетно поље у М31 покреће стварање звезда у спиралним краковима. Посматрања са Еффелсберговим телескопом показала су да магнетно поље пажљиво прати спиралне краке виђене у ЦО.
Прстен формирања звезда („зона рођења“) у нашем сопственом Млечном путу, који се протеже од 10.000 до 20.000 светлосних година од центра, мањи је него у М31. Упркос томе, садржи готово 10 пута више молекуларног гаса (види табелу у Прилогу). Како су све галаксије приближно исте старости, Млечни пут је био економичнији због своје сировине. С друге стране, многе старе звезде у близини центра М31 указују на то да је у прошлости стопа формирања звезда била много већа него тренутно: овде је већина гаса већ прерађена. Нова мапа ЦО показује нам да је Андромеда у прошлости била веома ефикасна у формирању звезда. За неколико милијарди година наш Млечни пут можда сада изгледа слично Андромеди.
Изворни извор: Извештај вести Института Мак Планцк
