Astronómovia si myslia, že hviezdy sa vytvárajú vo vnútri padajúcich mrakov studeného vodíka. Tieto oblaky sú veľmi ťažko viditeľné, pretože zemská atmosféra pohlcuje väčšinu svetla, ktoré vyžaruje; vždy je však prítomný aj iný plyn, oxid uhoľnatý a dá sa ľahko pozorovať zo Zeme. Astronómovia z Inštitútu Maxa Plancka pre Rádio astronómiu vyvinuli podrobnú mapu týchto oblastí tvoriacich hviezdy v galaxii Andromeda.
Ako vznikajú hviezdy? Toto je jedna z najdôležitejších otázok v astronómii. Vieme, že tvorba hviezd prebieha v oblakoch studeného plynu s teplotami pod -220 ° C (50 K). Iba v týchto oblastiach s hustým plynom môže gravitácia viesť ku kolapsu, a tým k tvorbe hviezd. Mraky studeného plynu v galaxiách sa skladajú predovšetkým z molekulárneho vodíka H2 (dva atómy vodíka viazané ako jedna molekula). Táto molekula emituje slabú spektrálnu čiaru v infračervenej šírke pásma spektra, ktorú nemôžu pozorovať pozemské teleskopy, pretože atmosféra absorbuje toto žiarenie. Preto astronómovia študujú inú molekulu, ktorá sa vždy nachádza v susedstve H2, menovite oxid uhoľnatý, CO. Intenzívnu spektrálnu čiaru CO pri vlnovej dĺžke 2,6 mm je možné pozorovať pomocou rádioteleskopov, ktoré sú umiestnené na atmosféricky výhodných miestach: vysoké a suché hory, na púšti alebo na južnom póle. V kozmickom priestore je oxid uhoľnatý indikátorom priaznivých podmienok na vytváranie nových hviezd a planét.
V našej galaxii Mliečna dráha sa štúdie distribúcie oxidu uhoľnatého už dlho vykonávajú. Astronómovia nájdu dostatok chladného plynu na vznik hviezd v priebehu nasledujúcich miliónov rokov. Mnoho otázok však nie je zodpovedaných; napríklad, ako táto surovina molekulárneho plynu v prvom rade existuje. Je dodávaná v ranom štádiu vývoja Galaxie alebo môže byť tvorená z teplejších atómových plynov? Môže sa molekulárny oblak samovoľne zrútiť alebo vyžaduje zásah zvonka, aby bol nestabilný a zrútil sa? Keďže sa Slnko nachádza na disku Mliečnej dráhy, je veľmi ťažké získať prehľad o procesoch prebiehajúcich v našej Galaxii. Pohľad z „vonkajšej strany“ by pomohlo, a tiež sa pozrieme aj na našich kozmických susedov.
Galaxia Andromeda, známa aj pod svojím katalógovým číslom M31, je systém miliárd hviezd, podobný našej Mliečnej dráhe. Vzdialenosť M31 je „iba“ 2,5 milióna svetelných rokov, čo z nej robí najbližšiu špirálovú galaxiu. Galaxia sa rozprestiera na oblohe asi 5 stupňov a môže byť voľným okom videná ako malý rozptýlený mrak. Štúdie tohto kozmického suseda môžu pomôcť pochopiť procesy v našej vlastnej Galaxii. Bohužiaľ vidíme, že plyn a hviezdy v M31 sú takmer na okraji (pozri obr. 1, vpravo).
V roku 1995 tím rádiových astronómov v inštitúte Radioastronomie Millimé trique (IRAM) v Grenobli (Michel Guèlin, Hans Ungerechts, Robert Lucas) a na Inštitúte Maxa Plancka pre astronómiu (MPIfR) v Bonne (Christoph Nieten, Nikolaus Neininger, Elly Berkhuijsen, Rainer Beck, Richard Wielebinski) začali ambiciózny projekt mapovania celej galaxie Andromeda v spektrálnej línii oxidu uhoľnatého. Nástrojom, ktorý sa použil na tento projekt, bol 30 metrový rádioteleskop IRAM, ktorý sa nachádza na Pico Veleta (2970 metrov) neďaleko Granady v Španielsku. Pri uhlovom rozlíšení 23 sekúnd (pri pozorovacej frekvencii 115 GHz = vlnová dĺžka 2,6 mm) sa muselo zmerať 1,5 milióna jednotlivých pozícií. Na urýchlenie pozorovacieho procesu bola použitá nová metóda merania. Namiesto pozorovania v každej polohe bol rádioteleskop vedený po pásoch naprieč galaxiou s nepretržitým zaznamenávaním údajov. Táto metóda pozorovania, nazývaná „za behu“, bola vyvinutá špeciálne pre projekt M31; v súčasnosti je to bežná prax, a to nielen na rádiovom teleskopu Pico Veleta, ale aj na iných ďalekohľadoch pozorujúcich pri milimetrových vlnových dĺžkach.
Pre každú pozorovanú polohu v M31 sa nezaznamenala iba jedna hodnota intenzity CO, ale 256 hodnôt súčasne v celom spektre so šírkou pásma 0,2% centrálnej vlnovej dĺžky 2,6 mm. Kompletný súbor údajov o pozorovaní teda pozostáva z približne 400 miliónov čísel! Presná poloha vedenia CO v spektre nám poskytuje informácie o rýchlosti studeného plynu. Ak sa plyn pohybuje smerom k nám, linka sa posunie na kratšie vlnové dĺžky. Keď sa zdroj vzdiali od nás, vidíme posun k dlhším vlnovým dĺžkam. Je to rovnaký účinok (Dopplerov efekt), ktorý môžeme počuť, keď sa siréna sanitky pohne smerom k nám alebo od nás. V astronómii Dopplerov jav umožňuje študovať pohyby plynových oblakov; možno rozlíšiť aj oblaky s rôznymi rýchlosťami pozorovanými v rovnakom zornom uhle. Ak je spektrálna čiara široká, môže sa oblak rozširovať alebo môže pozostávať z niekoľkých oblakov pri rôznych rýchlostiach.
Pozorovania boli ukončené v roku 2001. S viac ako 800 hodinami času ďalekohľadu je to jeden z najväčších pozorovacích projektov realizovaných s ďalekohľadmi IRAM alebo MPIfR. Po rozsiahlom spracovaní a analýze obrovského množstva údajov bola práve publikovaná kompletná distribúcia studeného plynu v M31 (pozri obrázok 1, vľavo).
Studený plyn v M31 je v špirálovitých ramenách koncentrovaný vo veľmi filigránových štruktúrach. Línia CO sa javí ako vhodná na sledovanie štruktúry špirálového ramena. Charakteristické špirálové ramená sú vidieť vo vzdialenosti medzi 25 000 a 40 000 svetelných rokov od centra Andromedy, kde sa vyskytuje väčšina hviezdnych útvarov. V stredných oblastiach, kde sa nachádza väčšina starších hviezd, sú ramená CO oveľa slabšie. V dôsledku vysokého sklonu M31 vzhľadom na čiaru pohľadu (asi 78 stupňov) sa zdá, že špirálové ramená tvoria veľký eliptický krúžok s hlavnou osou 2 stupne. V skutočnosti bol Andromeda na dlhú dobu omylom považovaný za „prstencovú“ galaxiu.
Mapa rýchlostí plynu (pozri obr. 2) sa podobá snímke obrovského požiarneho kolesa. Na jednej strane (na juhu, vľavo) sa plynný CO pohybuje rýchlosťou približne 500 km / s smerom k nám (modrá), ale na druhej strane (na sever, doprava) s „iba“ 100 km / s (červená). Keďže galaxia Andromeda sa pohybuje smerom k nám rýchlosťou asi 300 km / sekundu, bude okolo 2 miliárd rokov tesne prechádzať Mliečnou cestou. Okrem toho sa M31 točí okolo 200 km / s okolo svojej centrálnej osi. Pretože vnútorné oblaky CO sa pohybujú na kratšej ceste ako vonkajšie oblaky, môžu sa navzájom predbiehať. To vedie k špirálovej štruktúre.
Hustota studeného molekulového plynu v špirálovitých ramenách je oveľa väčšia ako v oblastiach medzi ramenami, zatiaľ čo atómový plyn je rovnomernejšie distribuovaný. To naznačuje, že molekulárny plyn sa vytvára z atómového plynu v špirálovitých ramenách, najmä v úzkom kruhu tvorby hviezd. Pôvod tohto kruhu je stále nejasný. Mohlo by sa stať, že plyn v tomto kruhu je iba materiálom, ktorý sa doteraz nepoužíval na hviezdy. Alebo možno veľmi pravidelné magnetické pole v M31 spúšťa tvorbu hviezd v ramenách špirály. Pozorovania pomocou Effelsbergovho ďalekohľadu ukázali, že magnetické pole pozorne sleduje špirálové ramená pozorované pri CO.
Prstencový útvar hviezd („zóna narodenia“) v našej vlastnej Mliečnej dráhe siahajúci od 10 000 do 20 000 svetelných rokov od centra je menší ako v M31. Napriek tomu obsahuje takmer desaťkrát toľko molekulárneho plynu (pozri tabuľku v dodatku). Keďže všetky galaxie sú približne v rovnakom veku, Mliečná dráha bola vďaka svojej surovine úspornejšia. Na druhej strane veľa starých hviezd v blízkosti centra M31 naznačuje, že v minulosti bola rýchlosť tvorby hviezd oveľa vyššia ako v súčasnosti: tu už bola väčšina plynu spracovaná. Nová mapa CO nám ukazuje, že Andromeda bola v minulosti veľmi schopná formovať hviezdy. Za pár miliárd rokov sa naša Mliečná dráha môže teraz podobať Andromede.
Pôvodný zdroj: Max Planck Institute News Release
