Astronomer tror, at der dannes stjerner inden i kollapsende skyer af kold brintgas. Disse skyer er meget vanskelige at se, fordi Jordens atmosfære absorberer meget af det lys, den udstråler; en anden gas, kulilte er imidlertid altid også til stede og kan let observeres fra Jorden. Astronomer fra Max Planck-instituttet for radioastronomi har udviklet et detaljeret kort over disse stjernedannende regioner i Andromeda-galaksen.
Hvordan dannes stjerner? Dette er et af de vigtigste spørgsmål inden for astronomi. Vi ved, at stjernedannelse finder sted i kolde gasskyer med temperaturer under -220 C (50 K). Kun i disse regioner med tæt gas kan gravitation føre til et sammenbrud og dermed til stjernedannelse. Kolde gasskyer i galakser er fortrinsvis sammensat af molekylært brint, H2 (to hydrogenatomer bundet som et molekyle). Dette molekyle udsender en svag spektral linje i den infrarøde båndbredde i spektret, som ikke kan observeres af jordbaserede teleskoper, fordi atmosfæren absorberer denne stråling. Derfor studerer astronomer et andet molekyle, som altid findes i nærheden af H2, nemlig kulilte, CO. Den intense spektrale linje af CO i bølgelængden på 2,6 mm kan observeres med radioteleskoper, der er placeret på atmosfærisk gunstige steder: høj og tørre bjerge, i ørkenen eller på Sydpolen. I kosmisk rum er kulilte en indikator for forhold, der er gunstige for dannelsen af nye stjerner og planeter.
I vores galakse, Mælkevejen, er der blevet gennemført undersøgelser af distributionen af kulilte i lang tid. Astronomer finder nok kold gas til stjernedannelse i millioner af år fremover. Men mange spørgsmål er ubesvarede; for eksempel hvordan dette råmateriale af molekylær gas kommer til at eksistere i første omgang. Leveres det fra den tidlige udviklingsstadie af Galaxy, eller kan den dannes fra varmere atomgas? Kan en molekylær sky falde sammen spontant, eller har den brug for en handling udefra for at gøre den ustabil og kollaps? Da solen er placeret på disken på Mælkevejen, er det meget vanskeligt at få en oversigt over de processer, der finder sted i vores Galaxy. At se udefra ville hjælpe, og det gør også et kig på vores kosmiske naboer.
Andromeda-galaksen, også kendt under sit katalognummer M31, er et system med milliarder af stjerner, der ligner vores Mælkevej. Afstanden til M31 er 'kun' 2,5 millioner lysår, hvilket gør den til den nærmeste spiral galakse Galaksen strækker sig over nogle grader på himlen og kan ses med det blotte øje som en lille diffus sky. Undersøgelser af denne kosmiske nabo kan hjælpe med at forstå processer i vores egen Galaxy. Desværre ser vi disken med gas og stjerner i M31 næsten på kant (se fig. 1 til højre).
I 1995 blev et team af 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) startede det ambitiøse projekt med kortlægning af hele Andromeda-galaksen i kulilte-spektralinjen. Instrumentet, der blev brugt til dette projekt, var det 30 meter lange radioteleskop fra IRAM, der ligger på Pico Veleta (2970 meter) nær Granada i Spanien. Med en vinkelopløsning på 23 buesekunder (ved den observerede frekvens på 115 GHz = bølgelængde på 2,6 mm) måtte 1,5 millioner individuelle positioner måles. For at fremskynde observationsprocessen blev der anvendt en ny målemetode. I stedet for at observere på hver position blev radioteleskopet kørt i strimler over galaksen med kontinuerlig registrering af dataene. Denne observationsmetode, kaldet 'on the fly', blev specielt udviklet til M31-projektet; det er nu standardpraksis, ikke kun ved Pico Veleta-radioteleskopet, men også ved andre teleskoper, der observerer ved millimeterbølgelængder.
For hver observeret position i M31 blev ikke kun en værdi af CO-intensitet registreret, men 256 værdier samtidigt over spektret med en båndbredde på 0,2% af den centrale bølgelængde på 2,6 mm. Således består det komplette observationsdatasæt af omkring 400 millioner numre! Den nøjagtige placering af CO-linjen i spektret giver os information om koldgasens hastighed. Hvis gassen bevæger sig mod os, flyttes linjen til kortere bølgelængder. Når kilden bevæger sig væk fra os, ser vi et skift til længere bølgelængder. Dette er den samme effekt (Doppler-effekten), som vi kan høre, når en ambulancesirene bevæger sig mod os eller væk fra os. I astronomi gør Doppler-effekten det muligt at studere bevægelser af gasskyer; selv skyer med forskellige hastigheder set i samme synslinie kan skelnes. Hvis den spektrale linje er bred, kan skyen udvides, ellers består den af flere skyer med forskellige hastigheder.
Observationerne blev afsluttet i 2001. Med mere end 800 timers teleskoptid er dette et af de største observationsprojekter, der blev udført med teleskoperne fra IRAM eller MPIfR. Efter omfattende behandling og analyse af de enorme mængder data, er den komplette distribution af den kolde gas i M31 netop blevet offentliggjort (se fig. 1 til venstre).
Den kolde gas i M31 koncentreres i meget filigranstrukturer i spiralarmene. CO-linjen ser godt ud til at spore spiralarmsstrukturen. De karakteristiske spiralarme ses i afstande mellem 25.000 og 40.000 lysår fra centrum af Andromeda, hvor det meste af stjernedannelsen forekommer. I de centrale regioner, hvor hovedparten af ældre stjerner befinder sig, er CO-armene meget svagere. Som et resultat af den høje hældning af M31 i forhold til sigtelinien (ca. 78 grader) ser spiralarmene ud til at danne en stor elliptisk ring med en hovedakse på 2 grader. Faktisk blev Andromeda i lang tid forkert taget til at være en 'ring'-galakse.
Kortet over gashastighederne (se fig. 2) ligner et snapskud fra et kæmpe brandhjul. På den ene side (i syd, til venstre) bevæger CO-gassen sig med ca. 500 km / sek. Mod os (blå), men på den anden side (nord, til højre) med 'kun' 100 km / sekund (rød). Da Andromeda-galaksen bevæger sig mod os med en hastighed på cirka 300 km / sekund, vil den passere Mælkevejen om cirka 2 milliarder år. Derudover roterer M31 med omkring 200 km / sekund omkring sin centrale akse. Da de indre CO-skyer bevæger sig på en kortere sti end de ydre skyer, kan de overhale hinanden. Dette fører til en spiralstruktur.
Densiteten af den kolde molekylære gas i spiralarmene er meget større end i regionerne mellem armene, mens atomgassen er mere ensartet fordelt. Dette antyder, at molekylær gas dannes fra atomgassen i spiralarme, især i den smalle ring af stjernedannelse. Oprindelsen af denne ring er stadig uklar. Det kan være, at gassen i denne ring bare er materiale, der endnu ikke er brugt til stjerner. Eller måske det meget regelmæssige magnetfelt i M31 udløser stjernedannelsen i spiralarmene. Observationer med Effelsberg-teleskopet viste, at magnetfeltet tæt følger spiralarmene set i CO.
Stjernedannelsesringen ('fødselszone') i vores egen Mælkevej, der strækker sig fra 10.000 til 20.000 lysår fra centrum, er mindre end i M31. På trods af dette indeholder den næsten 10 gange så meget molekylær gas (se tabel i appendiks). Da alle galakser er omkring samme alder, har Mælkevejen været mere økonomisk med dens råmateriale. På den anden side indikerer de mange gamle stjerner nær centrum af M31, at stjernedannelseshastigheden tidligere var meget højere end for tiden: her er det meste af gassen allerede behandlet. Det nye CO-kort viser os, at Andromeda var meget effektiv til at danne stjerner i fortiden. I nogle milliarder af år kan nu vores Mælkeveje ligner Andromeda nu.
Original kilde: Max Planck Institute nyhedsmeddelelse
