Astronoomid arvavad, et tähed moodustuvad külma vesinikgaasi varisevate pilvede sees. Neid pilvi on väga raske näha, kuna Maa atmosfäär neelab suure osa valgust, mida see kiirgab; siiski on alati olemas ka teine gaas, vingugaas, mida saab Maalt hõlpsalt jälgida. Max Plancki Raadioastronoomia instituudi astronoomid on välja töötanud Andromeda galaktikas nende tähte moodustavate piirkondade üksikasjaliku kaardi.
Kuidas tähed moodustuvad? See on üks olulisemaid astronoomia küsimusi. Me teame, et tähtede moodustumine toimub külmades gaasipilvedes temperatuuril alla –220 C (50 K). Ainult nendes tiheda gaasi piirkondades võib gravitatsioon viia kokkuvarisemiseni ja seega tähtede moodustumiseni. Galaktikate külmad gaasipilved koosnevad eelistatavalt molekulaarsest vesinikust, H2 (kaks vesinikuaatomit, mis on seotud ühe molekulina). See molekul kiirgab spektri infrapuna ribalaiuses nõrka spektrijoont, mida Maa-põhised teleskoobid ei saa jälgida, kuna atmosfäär neelab seda kiirgust. Seetõttu uurivad astronoomid teist H2 naabruses leiduvat molekuli, nimelt süsinikoksiidi, CO. CO intensiivset spektraaljoont lainepikkusel 2,6 mm saab jälgida raadioteleskoopide abil, mis on paigutatud atmosfääri soodsatele kohtadele: kõrgele ja kuivad mäed, kõrbes või lõunapoolusel. Kosmilises ruumis on süsinikmonooksiid uute tähtede ja planeetide moodustamiseks soodsate tingimuste indikaator.
Meie galaktikas Linnutee on süsinikmonooksiidi jaotumise uuringuid läbi viidud pikka aega. Astronoomid leiavad miljonite aastate jooksul tähtede moodustamiseks piisavalt külma gaasi. Kuid paljudele küsimustele on vastamata; näiteks kuidas see molekulaarse gaasi tooraine üldse eksisteerib. Kas seda tarnib Galaktika varajane arenguetapp või saab selle moodustada soojemast aatomgaasist? Kas molekulaarpilv võib iseeneslikult kokku kukkuda või vajab see ebastabiilsuse ja varisemiseks väljastpoolt toimuvat? Kuna Päike asub Linnutee kettal, on väga keeruline saada ülevaadet meie galaktikas toimuvatest protsessidest. Väljastpoolt vaatamine aitaks ja nii ka meie kosmiliste naabrite pilk.
Andromeda galaktika, mida tuntakse ka katalooginumbri M31 all, on miljardite tähtede süsteem, mis sarnaneb meie Linnuteega. M31 kaugus on 'kõigest' 2,5 miljonit valgusaastat, mis teeb sellest lähima spiraalgalaktika. Galaktika ulatub taevas umbes 5 kraadi ja on palja silmaga näha kui pisike hajus pilv. Selle kosmilise naabri uuringud võivad aidata mõista protsesse meie enda galaktikas. Kahjuks näeme M31 gaasi- ja täheketast peaaegu ääre peal (vt joonis 1, paremal).
1995. aastal moodustas raadioastronoomide meeskond Grenoble'i Instituudis Radioastronomie Millimérique (IRAM) (Michel Gueline, Hans Ungerechts, Robert Lucas) ja Bonni Max Plancki raadioastronoomia instituudis (MPIfR) (Christoph Nieten, Nikolaus Neininger, Elly Berkhuijsen, Rainer Beck, Richard Wielebinski) alustasid ambitsioonikat projekti, mille eesmärk on kogu Andromeda galaktika kaardistamine süsinikmonooksiidi spektrijoonel. Selle projekti jaoks kasutati IRAM-i 30-meetrist raadioteleskoopi, mis asub Hispaanias Granada lähedal Pico Veleta (2970 meetrit). Nurga eraldusvõimega 23 kaaresekundit (vaatlussagedusel 115 GHz = lainepikkus 2,6 mm) tuli mõõta 1,5 miljonit üksikut positsiooni. Vaatlusprotsessi kiirendamiseks kasutati uut mõõtmismeetodit. Selle asemel, et igas positsioonis jälgida, sõideti raadioteleskoobiga ribade kaupa ribadega, pidevalt andmeid registreerides. See vaatlusmeetod, mida nimetatakse lennult, töötati välja spetsiaalselt projekti M31 jaoks; nüüd on see tavapraktika mitte ainult Pico Veleta raadioteleskoobi juures, vaid ka teiste millimeetri lainepikkustel asuvate teleskoopide juures.
Iga täheldatud positsiooni kohta M31-s registreeriti mitte üks CO intensiivsuse väärtus, vaid 256 väärtust üheaegselt kogu spektris ribalaiusega 0,2% keskmisest lainepikkusest 2,6 mm. Seega koosneb täielik vaatlusandmete kogum umbes 400 miljonist arvust! CO-liini täpne asukoht spektris annab meile teavet külma gaasi kiiruse kohta. Kui gaas liigub meie poole, nihutatakse liin lühematele lainepikkustele. Kui allikas meist eemaldub, näeme nihet pikematele lainepikkustele. See on sama efekt (Doppleri efekt), mida võime kuulda, kui kiirabi sireen liigub meie poole või meist eemale. Astronoomias võimaldab Doppleri efekt uurida gaasipilvede liikumist; võib eristada isegi erineva kiirusega pilve, mida on näha samal vaatealal. Kui spektraaljoon on lai, siis võib pilv laieneda või koosneb see mitmest erineva kiirusega pilvest.
Vaatlused viidi lõpule 2001. aastal. Rohkem kui 800 tunni teleskoobi ajaga on see üks suuremaid vaatlusprojekte, mida teostatakse IRAM või MPIfR teleskoopidega. Pärast tohutute andmete koguste põhjalikku töötlemist ja analüüsimist avaldati äsja M31-s külma gaasi täielik jaotus (vt joonis 1, vasakul).
M31 külm gaas on kontsentreeritud spiraalharude väga filigraansetesse struktuuridesse. CO joon näib sobivat spiraalse haru struktuuri jälgimiseks. Eristatavaid spiraalseid relvi nähakse vahemikus 25 000 kuni 40 000 valgusaastat Andromeda kesklinnast, kus toimub suurem osa tähtede moodustumisest. Keskpiirkondades, kus asub suurem osa vanemaid tähti, on CO-relvad palju nõrgemad. M31 suure kalde tõttu vaatejoone suhtes (umbes 78 kraadi) näivad spiraalharud moodustavat suure elliptilise rõnga, mille peatelg on 2 kraadi. Tegelikult peeti Andromeeda pikka aega ekslikult „rõngagalaktikaks”.
Gaasikiiruste kaart (vt joonis 2) sarnaneb hiiglasliku tuleratta lühikese löögiga. Ühel pool (lõunas, vasakul) liigub CO-gaas kiirusega umbes 500 km / sekundis meie poole (sinine), kuid teisel pool (põhja, paremale) kiirusega 'ainult' 100 km / sekundis (punane). Kuna Andromeda galaktika liigub meie poole kiirusega umbes 300 km / sekundis, läbib see umbes 2 miljardi aasta jooksul tihedalt Linnutee. Lisaks pöörleb M31 kesktelje ümber umbes 200 km / sekundis. Kuna sisemised CO-pilved liiguvad välimistest pilvedest lühemal teel, võivad nad üksteist mööduda. See viib spiraalse struktuuri.
Külma molekulaarse gaasi tihedus spiraalsetes harudes on palju suurem kui harude vahelistes piirkondades, samal ajal kui aatomgaas jaotub ühtlasemalt. See viitab sellele, et spiraalharudes moodustub aatomgaasist molekulaarne gaas, eriti tähtede moodustumise kitsas ringis. Selle rõnga päritolu on endiselt ebaselge. Võib juhtuda, et selle rõnga gaas on lihtsalt materjal, mida tähtede jaoks veel ei kasutata. Või vallandab M31 väga regulaarne magnetväli tähe moodustumise spiraaliharudes. Effelsbergi teleskoobiga tehtud vaatlused näitasid, et magnetväli järgib täpselt CO-s nähtud spiraalivarusid.
Tähtede moodustumise ring ('sünnitsoon') meie enda Linnutees, mis ulatub kesklinnast 10 000 kuni 20 000 valgusaastani, on väiksem kui M31-l. Hoolimata sellest sisaldab see peaaegu kümme korda rohkem molekulaarset gaasi (vt lisa tabel). Kuna kõik galaktikad on umbes ühes vanuses, on Linnutee olnud oma toorainega säästlikum. Teisest küljest näitavad M31 keskuse lähedal asuvad paljud vanad tähed, et varem oli tähtede moodustumise määr palju suurem kui praegu: siin on suurem osa gaasist juba töödeldud. Uus CO-kaart näitab meile, et Andromeda oli minevikus tähtede moodustamisel väga tõhus. Mõne miljardi aasta pärast võib meie Linnutee sarnaneda praegu Andromeedaga.
Algne allikas: Max Planck Institute'i pressiteade
