Астрономите смятат, че звезди се образуват вътре в свиващи се облаци от студен водороден газ. Тези облаци са много трудни за наблюдение, тъй като земната атмосфера поглъща голяма част от светлината, която излъчва; Въпреки това, винаги присъства и друг газ, въглероден окис и може лесно да се наблюдава от Земята. Астрономите от Института за радиоастрономия Макс Планк са разработили подробна карта на тези звездообразуващи региони в галактиката Андромеда.
Как се образуват звезди? Това е един от най-важните въпроси в астрономията. Знаем, че образуването на звезди се извършва в студени газови облаци с температури под -220 С (50 К). Само в тези области на гъст газ може гравитацията да доведе до колапс и оттам до образуване на звезди. Облаците от студен газ в галактиките са съставени за предпочитане от молекулен водород, H2 (два водородни атома, свързани като една молекула). Тази молекула излъчва слаба спектрална линия в инфрачервената честотна лента на спектъра, която не може да бъде наблюдавана от телескопи, базирани на Земята, тъй като атмосферата поглъща това излъчване. Следователно астрономите изучават друга молекула, която винаги се намира в съседство на H2, а именно въглероден оксид, CO. Интензивната спектрална линия на CO с дължина на вълната от 2,6 mm може да се наблюдава с радио телескопи, поставени на атмосферно благоприятни места: високи и сухи планини, в пустинята или на Южния полюс. В космическото пространство въглеродният оксид е показател за условия, благоприятни за образуването на нови звезди и планети.
В нашата галактика Млечният път са проведени проучвания за разпределението на въглеродния оксид отдавна. Астрономите намират достатъчно студен газ за образуване на звезди през милиони години напред. Но много въпроси са без отговор; например как на първо място съществува тази суровина от молекулярния газ. Доставя ли се от ранния етап на развитие на Галактиката, или може да се образува от по-топъл атомен газ? Може ли молекулярният облак да се срине спонтанно или се нуждае от действие отвън, за да стане нестабилен и да се срине? Тъй като Слънцето е разположено в диска на Млечния път, е много трудно да се направи преглед на процесите, протичащи в нашата Галактика. Погледът отвън би помогнал и също така поглед към нашите космически съседи.
Галактиката Андромеда, известна още под каталожния си номер M31, представлява система от милиарди звезди, подобна на нашия Млечен път. Разстоянието на М31 е „само“ 2,5 милиона светлинни години, което го прави най-близката спирална галактика Галактиката се простира на около 5 градуса в небето и може да се види с просто око като малък дифузен облак. Проучванията на този космически съсед могат да помогнат да разберем процесите в нашата собствена Галактика. За съжаление виждаме диска от газ и звезди в M31 почти на ръба (виж фиг. 1, вдясно).
През 1995 г. екип от радиоастрономи от Institut de Radioastronomie Millimà © trique (IRAM) в Гренобъл (Michel Guà © lin, Hans Ungerechts, Robert Lucas) и в Института за радиоастрономия Макс Планк (MPIfR) в Бон (Кристоф Нитен, Николаус Нейнингер, Ели Беркхуйсен, Райнер Бек, Ричард Вилебински) започнаха амбициозния проект за картографиране на цялата галактика Андромеда в спектралната линия на въглеродния оксид. Инструментът, използван за този проект, беше 30-метровият радио телескоп на IRAM, който се намира на Пико Велета (2970 метра) близо до Гранада в Испания. С ъглова резолюция от 23 арсекунди (при наблюдателна честота от 115 GHz = дължина на вълната от 2,6 mm) трябва да бъдат измерени 1,5 милиона индивидуални позиции. За ускоряване на процеса на наблюдение се използва нов метод за измерване. Вместо да наблюдава на всяка позиция, радиотелескопът се движеше в ленти през галактиката с непрекъснато записване на данните. Този метод на наблюдение, наречен „в движение“, е разработен специално за проекта M31; сега това е стандартна практика, не само в радиотелескопа Pico Veleta, но и при други телескопи, наблюдаващи на милиметрова дължина на вълната.
За всяка наблюдавана позиция в M31 не беше записана само една стойност на интензитета на СО, а 256 стойности едновременно в целия спектър с широчина на лентата 0,2% от дължината на централната вълна от 2,6 mm. По този начин пълният набор от наблюдения се състои от около 400 милиона числа! Точната позиция на CO линия в спектъра ни дава информация за скоростта на студения газ. Ако газът се движи към нас, тогава линията се измества на по-къси дължини на вълната. Когато източникът се отдалечи от нас, тогава виждаме изместване към по-дълги вълни. Това е същия ефект (ефектът на Доплер), който можем да чуем, когато сирената на линейка се движи към нас или далеч от нас. В астрономията ефектът на Доплер позволява да се изследват движенията на газовите облаци; дори облаци с различна скорост, наблюдавани в една и съща зрителна линия, могат да бъдат разграничени. Ако спектралната линия е широка, тогава облакът може да се разширява или иначе се състои от няколко облака с различна скорост.
Наблюденията бяха завършени през 2001 г. С повече от 800 часа телескоп време това е един от най-големите проекти за наблюдение, осъществен с телескопите на IRAM или MPIfR. След задълбочена обработка и анализ на огромните количества данни, току-що е публикувано пълното разпределение на студения газ в M31 (виж фиг. 1, ляво).
Студеният газ в М31 е концентриран в много филигранни структури в спиралните рамена. CO линията изглежда добре подходяща за проследяване на структурата на спиралните рамена. Отличителните спираловидни рамена се наблюдават на разстояния между 25 000 и 40 000 светлинни години от центъра на Андромеда, където се осъществява по-голямата част от образуването на звезди. В централните райони, където е разположена по-голямата част от по-старите звезди, ръцете на СО са много по-слаби. В резултат на големия наклон на М31 спрямо линията на зрение (около 78 градуса) спиралните рамена сякаш образуват голям елипсовиден пръстен с основна ос от 2 градуса. Всъщност дълго време Андромеда беше приета погрешно като галактика.
Картата на скоростите на газ (виж фиг. 2) прилича на моментна снимка на гигантско огнено колело. От едната страна (на юг, вляво) газът на CO се движи с около 500 км / секунда към нас (син), но от другата страна (на север, вдясно) със „само“ 100 км / секунда (червен). Тъй като галактиката Андромеда се движи към нас със скорост около 300 км / секунда, тя ще премине плътно Млечния път след около 2 милиарда години. В допълнение, M31 се върти с около 200 км / секунда около централната си ос. Тъй като вътрешните CO облаци се движат по по-къс път от външните облаци, те могат да изпреварят един друг. Това води до спирална структура.
Плътността на студения молекулен газ в спиралните рамена е много по-голяма, отколкото в регионите между раменете, докато атомният газ е по-равномерно разпределен. Това предполага, че молекулярният газ се образува от атомния газ в спиралните рамена, особено в тесния пръстен на образуване на звезди. Произходът на този пръстен все още е неясен. Възможно е газът в този пръстен да е просто материал, който все още не се използва за звезди. Или може би много правилното магнитно поле в M31 задейства образуването на звезди в спиралните рамена. Наблюденията с телескопа на Ефелсберг показаха, че магнитното поле отблизо следва спиралните рамена, наблюдавани в СО.
Пръстенът на образуване на звезди („зона на раждане“) в нашия собствен Млечен път, простиращ се от 10 000 до 20 000 светлинни години от центъра, е по-малък, отколкото в М31. Въпреки това, той съдържа близо 10 пъти повече молекулен газ (виж таблицата в допълнение). Тъй като всички галактики са на една и съща възраст, Млечният път е бил по-икономичен със своята суровина. От друга страна, многото стари звезди в близост до центъра на М31 показват, че в миналото скоростта на образуване на звезди е била много по-висока, отколкото в момента: тук по-голямата част от газа вече е обработен. Новата карта на CO ни показва, че Андромеда е била много ефективна при формирането на звезди в миналото. След няколко милиарда години нашия Млечен път може да изглежда подобно на Андромеда сега.
Оригинален източник: Институт Max Planck News Release
