Astronomi domā, ka zvaigznēs veidojas sabrukušie aukstā ūdeņraža gāzes padebeši. Šos mākoņus ir ļoti grūti pamanīt, jo Zemes atmosfēra absorbē daudz gaismas, ko tā izstaro; tomēr vienmēr atrodas arī cita gāze, oglekļa monoksīds, un to var viegli novērot no Zemes. Astronomi no Maksa Planka Radioastronomijas institūta ir izstrādājuši detalizētu šo zvaigžņu veidošanās reģionu karti Andromedas galaktikā.
Kā veidojas zvaigznes? Šis ir viens no vissvarīgākajiem astronomijas jautājumiem. Mēs zinām, ka zvaigžņu veidošanās notiek aukstos gāzes mākoņos ar temperatūru zem –220 C (50 K). Tikai šajos blīvās gāzes reģionos gravitācija var izraisīt sabrukumu un līdz ar to zvaigžņu veidošanos. Auksto gāzu mākoņi galaktikās galvenokārt sastāv no molekulārā ūdeņraža, H2 (divi ūdeņraža atomi, kas saistīti kā viena molekula). Šī molekula izstaro vāju spektra līniju spektra infrasarkanā joslas platumā, ko nevar novērot ar Zemes teleskopiem, jo atmosfēra absorbē šo starojumu. Tāpēc astronomi pēta citu molekulu, kas vienmēr atrodas H2 tuvumā, proti, oglekļa monoksīdu, CO. CO intensīvo spektrālo līniju 2,6 mm viļņa garumā var novērot ar radioteleskopiem, kas izvietoti atmosfēriski labvēlīgās vietās: augstās un sausi kalni, tuksnesī vai pie Dienvidpola. Kosmiskajā telpā oglekļa monoksīds ir labvēlīgu apstākļu indikators jaunu zvaigžņu un planētu veidošanai.
Mūsu galaktikā, Piena Ceļā, oglekļa monoksīda izplatības pētījumi tika veikti jau ilgu laiku. Astronomi miljoniem gadu atrod zvaigžņu veidošanai pietiekami daudz aukstas gāzes. Bet daudzi jautājumi nav atbildēti; piemēram, kā šī molekulārās gāzes izejviela pastāv. Vai to piegādā Galaktika agrīnā attīstības posmā, vai arī to var veidot no siltākas atomu gāzes? Vai molekulārais mākonis var sabrukt spontāni vai arī tam ir nepieciešama darbība no ārpuses, lai padarītu to nestabilu un sabrūk? Tā kā Saule atrodas Piena Ceļa diskā, ir ļoti grūti iegūt pārskatu par procesiem, kas notiek mūsu Galaktikā. Skatīšanās no “ārpuses” palīdzētu, tāpat arī skatiens uz mūsu kosmiskajiem kaimiņiem.
Andromēdas galaktika, kas pazīstama arī ar tās kataloga numuru M31, ir miljardu zvaigžņu sistēma, līdzīga mūsu Piena ceļam. M31 attālums ir “tikai” 2,5 miljoni gaismas gadu, padarot to par tuvāko spirālveida galaktiku. Galaktika debesīs plešas ap kādiem 5 grādiem un to ar neapbruņotu aci var redzēt kā mazu izkliedētu mākoņu. Šī kosmiskā kaimiņa pētījumi var palīdzēt izprast procesus mūsu pašu Galaktikā. Diemžēl mēs redzam, ka M31 gāzes disks un zvaigznes atrodas gandrīz malā (sk. 1. att., Labajā pusē).
1995. gadā radioastronomu grupa Institut de Radioastronomie Millimé trique (IRAM) Grenoblē (Mišela Guinela, Hanss Ungerechts, Roberts Lūkass) un Maksas Plankas Radioastronomijas institūts (MPIfR) Bonā (Christoph Nieten, Nikolaus Neininger, Elly Berkhuijsen, Rainer Beck, Richard Wielebinski) uzsāka vērienīgo projektu, kas paredz visas Andromedas galaktikas kartēšanu oglekļa monoksīda spektrālajā līnijā. Šajā projektā izmantotais instruments bija IRAM 30 metru radioteleskops, kas atrodas uz Piko Veleta (2970 metri) netālu no Granādas Spānijā. Ar leņķa izšķirtspēju 23 loka sekundes (ar novērošanas frekvenci 115 GHz = viļņa garumu 2,6 mm) bija jāizmēra 1,5 miljoni atsevišķu pozīciju. Lai paātrinātu novērošanas procesu, tika izmantota jauna mērīšanas metode. Tā vietā, lai novērotu katrā pozīcijā, radioteleskops tika virzīts sloksnēs pa galaktiku, nepārtraukti reģistrējot datus. Šī novērošanas metode, ko sauc par “lidot”, tika īpaši izstrādāta M31 projektam; tagad tā ir ierasta prakse ne tikai Pico Veleta radioteleskopā, bet arī citos teleskopos, kas novēro milimetru viļņu garumu.
Par katru novēroto stāvokli M31 tika reģistrēta ne viena CO intensitātes vērtība, bet 256 vērtības vienlaicīgi visā spektrā ar joslas platumu 0,2% no centrālā viļņa garuma 2,6 mm. Tādējādi pilns novērojumu datu kopums sastāv no aptuveni 400 miljoniem numuru! Precīza CO līnijas atrašanās vieta spektrā dod mums informāciju par aukstās gāzes ātrumu. Ja gāze virzās uz mums, tad līnija tiek novirzīta uz īsākiem viļņu garumiem. Kad avots attālinās no mums, mēs redzam pāreju uz garākiem viļņu garumiem. Tas ir tas pats efekts (Doplera efekts), ko mēs dzirdam, kad ambulances sirēna virzās uz mums vai prom no mums. Astronomijā Doplera efekts ļauj izpētīt gāzes mākoņu kustības; var atšķirt pat mākoņus ar dažādu ātrumu, kas redzami vienā redzamības līnijā. Ja spektrālā līnija ir plaša, tad mākonis var paplašināties vai arī tas sastāv no vairākiem mākoņiem ar dažādu ātrumu.
Novērojumi tika pabeigti 2001. gadā. Ar vairāk nekā 800 stundu ilgu teleskopu tas ir viens no lielākajiem novērošanas projektiem, kas tiek veikts ar IRAM vai MPIfR teleskopiem. Pēc plaša milzīgo datu apjoma apstrādes un analīzes tikko tika publicēts pilns aukstās gāzes sadalījums M31 (sk. 1. att., Pa kreisi).
M31 aukstā gāze ir koncentrēta spirālveida rokās ļoti filigrānās struktūrās. Šķiet, ka CO līnija ir piemērota spirālveida rokas struktūras izsekošanai. Atšķirīgās spirālveida rokas ir redzamas attālumā no 25 000 līdz 40 000 gaismas gadiem no Andromedas centra, kur notiek lielākā daļa zvaigžņu veidošanās. Centrālajos reģionos, kur atrodas lielākā daļa vecāku zvaigžņu, CO ieroči ir daudz vājāki. Lielā M31 slīpuma dēļ attiecībā pret redzes līniju (apmēram 78 grādi) spirālveida balsti, šķiet, veido lielu eliptisku gredzenu ar galveno asi 2 grādus. Faktiski ilgu laiku Andromeda kļūdaini tika uzskatīta par “gredzena” galaktiku.
Gāzes ātrumu karte (sk. 2. att.) Atgādina milzu uguns riteņa momentuzņēmumu. No vienas puses (dienvidos, pa kreisi) CO gāze pārvietojas ar aptuveni 500 km / sekundē pret mums (zilā krāsā), bet no otras puses (uz ziemeļiem, pa labi) ar “tikai” 100 km / sekundē (sarkana). Tā kā Andromedas galaktika virzās pret mums ar ātrumu aptuveni 300 km / sekundē, aptuveni 2 miljardu gadu laikā tā cieši šķērsos Piena ceļu. Turklāt M31 griežas ar aptuveni 200 km / sekundē ap savu centrālo asi. Tā kā iekšējie CO mākoņi pārvietojas pa īsāku ceļu nekā ārējie mākoņi, tie var apdzīt viens otru. Tas noved pie spirālveida struktūras.
Aukstās molekulārās gāzes blīvums spirālveida daļās ir daudz lielāks nekā reģionos starp ieročiem, turpretī atomu gāze ir vienmērīgāk sadalīta. Tas liek domāt, ka molekulārā gāze veidojas no atomu gāzes spirāles rokās, it īpaši šaurā zvaigžņu veidošanās gredzenā. Šī gredzena izcelsme joprojām nav skaidra. Varētu būt, ka šī gredzena gāze ir tikai materiāls, kas vēl nav izmantots zvaigznēm. Vai varbūt ļoti regulārs magnētiskais lauks M31 izraisa zvaigznes veidošanos spirāles rokās. Novērojumi ar Effelsberga teleskopu parādīja, ka magnētiskais lauks cieši seko spirāles balstiem, kas redzami CO.
Zvaigžņu veidošanās gredzens (“dzimšanas zona”) mūsu pašu Piena ceļā, kas no centra sniedzas no 10 000 līdz 20 000 gaismas gadiem, ir mazāks nekā M31. Neskatoties uz to, tas satur gandrīz desmit reizes vairāk molekulārās gāzes (sk. Tabulu pielikumā). Tā kā visas galaktikas ir aptuveni viena vecuma, Piena ceļš ir bijis ekonomiskāks ar savu izejvielu. No otras puses, daudzas vecās zvaigznes, kas atrodas netālu no M31 centra, norāda, ka agrāk zvaigžņu veidošanās ātrums bija daudz lielāks nekā šobrīd: šeit lielākā daļa gāzes jau ir pārstrādāta. Jaunā CO karte mums parāda, ka Andromeda pagātnē bija ļoti efektīva, veidojot zvaigznes. Pēc dažiem miljardiem gadu mūsu Piena ceļš var izskatīties līdzīgs Andromedai.
Oriģinālais avots: Maks Planka institūta jaunumu izlaidums
