Astronomer tror at det dannes stjerner inne i kollapsende skyer med kald hydrogengass. Disse skyene er veldig vanskelige å se fordi jordens atmosfære absorberer mye av lyset som den stråler; Imidlertid er en annen gass, karbonmonoksid alltid tilstede også, og kan lett observeres fra Jorden. Astronomer fra Max Planck Institute for Radio Astronomy har utviklet et detaljert kart over disse stjernedannende regionene i Andromeda-galaksen.
Hvordan dannes stjerner? Dette er et av de viktigste spørsmålene i astronomi. Vi vet at stjernedannelse finner sted i kalde gassskyer med temperaturer under -220 C (50 K). Bare i disse regionene med tett gass kan gravitasjon føre til en kollaps og dermed til stjernedannelse. Kalde gassskyer i galakser er fortrinnsvis sammensatt av molekylært hydrogen, H2 (to hydrogenatomer bundet som ett molekyl). Dette molekylet avgir en svak spektrallinje i den infrarøde båndbredden til spekteret som ikke kan observeres av jordbaserte teleskoper fordi atmosfæren absorberer denne strålingen. Derfor studerer astronomer et annet molekyl som alltid finnes i nærheten av H2, nemlig karbonmonoksid, CO. Den intense spektrale linjen av CO i bølgelengden på 2,6 mm kan observeres med radioteleskoper som er plassert på atmosfærisk gunstige steder: høye og tørre fjell, i ørkenen eller på Sydpolen. I kosmisk rom er karbonmonoksid en indikator på forhold som er gunstige for dannelsen av nye stjerner og planeter.
I vår galakse, Melkeveien, har det vært utført studier av distribusjonen av karbonmonoksid i lang tid. Astronomer finner nok kald gass til stjernedannelse i løpet av millioner av år fremover. Men mange spørsmål er ubesvart; for eksempel hvordan dette råstoffet av molekylær gass kommer til å eksistere i utgangspunktet. Leveres det fra den tidlige utviklingsstadiet av Galaxy, eller kan den dannes fra varmere atomer? Kan en molekylær sky skyte sammen spontant, eller trenger den en handling utenfra for å gjøre den ustabil og kollapse? Siden solen ligger på disken til Melkeveien, er det veldig vanskelig å få en oversikt over prosessene som foregår i vår Galaxy. Å se utenfra vil hjelpe, og det gjør også en titt på våre kosmiske naboer.
Andromeda-galaksen, også kjent under katalognummeret M31, er et system med milliarder av stjerner, som ligner på Melkeveien vår. Avstanden til M31 er ‘bare’ 2,5 millioner lysår, noe som gjør den til den nærmeste spiralgalaksen Galaksen strekker seg over noen 5 grader på himmelen og kan sees med det blotte øye som en ørliten diffus sky. Studier av denne kosmiske naboen kan bidra til å forstå prosesser i vår egen Galaxy. Dessverre ser vi disken med gass og stjerner i M31 nesten på kant (se fig. 1 til høyre).
I 1995 kom et team med radioastronomer ved Institut de Radioastronomie Millimé trique (IRAM) i Grenoble (Michel Guélin, Hans Ungerechts, Robert Lucas) og ved Max Planck Institute for Radio Astronomy (MPIfR) i Bonn (Christoph Nieten, Nikolaus Neininger, Elly Berkhuijsen, Rainer Beck, Richard Wielebinski) startet det ambisiøse prosjektet med å kartlegge hele Andromeda-galaksen i karbonmonoksidspektralinjen. Instrumentet som ble brukt til dette prosjektet var det 30 meter lange radioteleskopet til IRAM som ligger på Pico Veleta (2970 meter) nær Granada i Spania. Med en vinkeloppløsning på 23 arkosekunder (med observasjonsfrekvensen 115 GHz = bølgelengde på 2,6 mm) måtte 1,5 millioner individuelle posisjoner måles. For å fremskynde observasjonsprosessen ble en ny målemetode brukt. I stedet for å observere på hver posisjon ble radioteleskopet kjørt i strimler over galaksen med kontinuerlig registrering av dataene. Denne observasjonsmetoden, kalt ‘on the fly’, ble spesielt utviklet for M31-prosjektet; Det er nå vanlig praksis, ikke bare ved Pico Veleta-radioteleskopet, men også ved andre teleskoper som observerer på millimeterbølgelengder.
For hver observerte posisjon i M31 ble ikke bare en verdi av CO-intensitet registrert, men 256 verdier samtidig over spekteret med en båndbredde på 0,2% av den sentrale bølgelengden på 2,6 mm. Dermed består det komplette observasjonsdatasettet av rundt 400 millioner tall! Den nøyaktige plasseringen av CO-linjen i spekteret gir oss informasjon om hastigheten på kald gass. Hvis gassen beveger seg mot oss, flyttes linjen til kortere bølgelengder. Når kilden beveger seg bort fra oss, ser vi et skifte til lengre bølgelengder. Dette er den samme effekten (Doppler-effekten) som vi kan høre når en ambulansesirene beveger seg mot oss eller bort fra oss. I astronomi lar Doppler-effekten studere bevegelsene til gassskyer; til og med skyer med forskjellige hastigheter sett i samme siktlinje kan skilles. Hvis spektrallinjen er bred, kan skyen utvide seg, ellers består den av flere skyer med forskjellige hastigheter.
Observasjonene var ferdige i 2001. Med mer enn 800 timers teleskoptid er dette et av de største observasjonsprosjektene som ble utført med teleskopene til IRAM eller MPIfR. Etter omfattende behandling og analyse av de enorme datamengdene, er den komplette distribusjonen av kald gass i M31 nettopp blitt publisert (se fig. 1 til venstre).
Den kalde gassen i M31 er konsentrert i veldig filigranstrukturer i spiralarmene. CO-linjen virker godt egnet til å spore spiralarmsstrukturen. De særegne spiralarmene sees i avstand mellom 25.000 og 40.000 lysår fra Andromeda sentrum, der det meste av stjernedannelsen forekommer. I de sentrale regionene, der hoveddelen av eldre stjerner befinner seg, er CO-armene mye svakere. Som et resultat av den høye hellingen av M31 i forhold til siktlinjen (ca. 78 grader) ser spiralarmene ut til å danne en stor elliptisk ring med en hovedakse på 2 grader. Faktisk ble Andromeda i lang tid feilaktig tatt til å være en ‘ring’-galakse.
Kartet over gasshastighetene (se fig. 2) ligner et snapskudd fra et gigantisk brannhjul. På den ene siden (i sør, til venstre) beveger CO-gassen seg med rundt 500 km / sekund mot oss (blå), men på den andre siden (nord, til høyre) med ‘bare’ 100 km / sekund (rød). Siden Andromeda-galaksen beveger seg mot oss med en hastighet på omtrent 300 km / sekund, vil den passere Melkeveien om cirka 2 milliarder år. I tillegg roterer M31 med rundt 200 km / sekund rundt sin sentrale akse. Siden de indre CO-skyene beveger seg på en kortere bane enn de ytre skyene, kan de overhale hverandre. Dette fører til en spiralstruktur.
Tettheten av den kalde molekylære gassen i spiralarmene er mye større enn i områdene mellom armene, mens atomgassen er mer jevn fordelt. Dette antyder at molekylær gass dannes fra atomgassen i spiralarmene, spesielt i den smale ringen av stjernedannelse. Opprinnelsen til denne ringen er fremdeles uklar. Det kan hende at gassen i denne ringen bare er materiale som ennå ikke er brukt til stjerner. Eller kanskje det veldig regelmessige magnetfeltet i M31 utløser stjernedannelsen i spiralarmene. Observasjoner med Effelsberg-teleskopet viste at magnetfeltet følger tett spiralarmene sett i CO.
Ringen til stjernedannelse (‘fødselssone’) i vår egen Melkevei, som strekker seg fra 10.000 til 20.000 lysår fra sentrum, er mindre enn i M31. Til tross for dette inneholder den nesten 10 ganger så mye molekylær gass (se tabell i vedlegg). Ettersom alle galakser er omtrent på samme alder, har Melkeveien vært mer økonomisk med råmaterialet. På den annen side indikerer de mange gamle stjernene nær sentrum av M31 at stjernedannelseshastigheten tidligere var mye høyere enn for tiden: her er mesteparten av gassen allerede behandlet. Det nye CO-kartet viser oss at Andromeda var veldig effektiv i å danne stjerner i fortiden. Om noen milliarder av år kan Melkeveien vår se ut som Andromeda nå.
Original kilde: Max Planck Institute nyhetsutgivelse
