Astronomer tror att stjärnor bildas i kollapsande moln med kall vätgas. Dessa moln är mycket svåra att se eftersom jordens atmosfär absorberar mycket av det ljus som den strålar; emellertid finns en annan gas, kolmonoxid alltid närvarande, och kan lätt observeras från jorden. Astronomer från Max Planck Institute for Radio Astronomy har utvecklat en detaljerad karta över dessa stjärnbildande regioner i Andromeda-galaxen.
Hur bildas stjärnor? Detta är en av de viktigaste frågorna inom astronomi. Vi vet att stjärnbildning bildas i kalla gasmoln med temperaturer under -220 C (50 K). Endast i dessa områden med tät gas kan gravitationen leda till en kollaps och därmed till stjärnbildning. Kalla gasmoln i galaxer är företrädesvis sammansatt av molekylärt väte, H2 (två väteatomer bundna som en molekyl). Denna molekyl avger en svag spektrallinje i den infraröda bandbredden i spektrumet som inte kan observeras av jordbaserade teleskoper eftersom atmosfären absorberar denna strålning. Därför studerar astronomer en annan molekyl som alltid finns i närheten av H2, nämligen kolmonoxid, CO. Den intensiva spektralinjen av CO vid våglängden 2,6 mm kan observeras med radioteleskop som är placerade på atmosfäriskt gynnsamma platser: hög och torra berg, i öknen eller på Sydpolen. I kosmisk rymd är kolmonoxid en indikator på förhållanden som är gynnsamma för bildandet av nya stjärnor och planeter.
I vår galax, Vintergatan, har studier av distributionen av kolmonoxid genomförts under lång tid. Astronomer hittar tillräckligt med kall gas för stjärnbildning under miljoner år framöver. Men många frågor är obesvarade; till exempel hur detta råmaterial av molekylgas kommer att existera i första hand. Tillförs det från det tidiga utvecklingsstadiet av galaxen, eller kan den bildas av varmare atomgas? Kan ett molekylärt moln kollapsa spontant eller behöver det en åtgärd från utsidan för att göra det instabilt och kollapsa? Eftersom solen ligger på mjölkvägens skiva är det mycket svårt att få en översikt över de processer som äger rum i vår galax. Att titta från "utanför" skulle hjälpa och det gör också en titt på våra kosmiska grannar.
Andromeda-galaxen, också känd under sitt katalognummer M31, är ett system med miljarder stjärnor, liknande vår Vintergatan. Avståndet till M31 är 'bara' 2,5 miljoner ljusår, vilket gör den till den närmaste spiralgalaxen Galaxen sträcker sig över cirka 5 grader på himlen och kan ses med blotta ögat som ett litet diffus moln. Studier av denna kosmiska granne kan hjälpa till att förstå processer i vår egen galax. Tyvärr ser vi skivan med gas och stjärnor i M31 nästan kant-på (se fig. 1 till höger).
1995 ett team av radioastronomer vid Institut de Radioastronomie Millimé trique (IRAM) i Grenoble (Michel Guélin, Hans Ungerechts, Robert Lucas) och vid Max Planck Institute for Radio Astronomy (MPIfR) i Bonn (Christoph Nieten, Nikolaus Neininger, Elly Berkhuijsen, Rainer Beck, Richard Wielebinski) startade det ambitiösa projektet att kartlägga hela Andromeda-galaxen i kolmonoxidspektralinjen. Instrumentet som användes för detta projekt var det 30 meter långa radioteleskopet från IRAM som ligger på Pico Veleta (2970 meter) nära Granada i Spanien. Med en vinkelupplösning på 23 bågsekunder (vid observationsfrekvensen 115 GHz = våglängd 2,6 mm) måste 1,5 miljoner individuella positioner mätas. För att påskynda observationsprocessen användes en ny mätmetod. Istället för att observera vid varje position kördes radioteleskopet i remsor över galaxen med kontinuerlig registrering av data. Denna observationsmetod, kallad 'on the fly', utvecklades särskilt för M31-projektet; det är nu standardpraxis, inte bara vid Pico Veleta-radioteleskopet utan också vid andra teleskop som observerar vid millimetervåglängder.
För varje observerad position i M31 registrerades inte bara ett värde av CO-intensitet utan 256 värden samtidigt över spektrumet med en bandbredd på 0,2% av den centrala våglängden på 2,6 mm. Således består den kompletta observationsdatauppsättningen av cirka 400 miljoner nummer! Den exakta positionen för CO-linjen i spektrumet ger oss information om den kalla gasens hastighet. Om gasen rör sig mot oss flyttas linjen till kortare våglängder. När källan rör sig bort från oss ser vi en övergång till längre våglängder. Det är samma effekt (Doppler-effekten) som vi kan höra när en ambulanssiren rör sig mot oss eller bort från oss. I astronomi gör Doppler-effekten det möjligt att studera rörelserna med gasmoln; även moln med olika hastigheter sett i samma siktlinje kan särskiljas. Om den spektrala linjen är bred kan molnet expandera eller annars består det av flera moln med olika hastigheter.
Observationerna avslutades 2001. Med mer än 800 timmars teleskoptid är detta ett av de största observationsprojekten som utförts med teleskop från IRAM eller MPIfR. Efter omfattande bearbetning och analys av de enorma datamängderna har den kompletta distributionen av kall gas i M31 just publicerats (se fig. 1 till vänster).
Den kalla gasen i M31 koncentreras i mycket filigranstrukturer i spiralarmarna. CO-linjen verkar väl lämpad för att spåra spiralarmstrukturen. De distinkta spiralarmarna ses på avstånd mellan 25 000 och 40 000 ljusår från centrum av Andromeda, där de flesta av stjärnbildningen inträffar. I de centrala regionerna, där huvuddelen av äldre stjärnor finns, är CO-armarna mycket svagare. Som ett resultat av den höga lutningen av M31 relativt siktlinjen (cirka 78 grader) verkar spiralarmarna bilda en stor, elliptisk ring med en huvudaxel på 2 grader. I själva verket ansågs Andromeda under lång tid, felaktigt, vara en 'ring'-galax.
Kartan över gashastigheterna (se fig. 2) liknar ett snäppskott från ett jätteeldhjul. På den ena sidan (i söder, till vänster) rör sig CO-gasen med cirka 500 km / sekund mot oss (blå), men på andra sidan (norr, höger) med 'bara' 100 km / sekund (röd). Eftersom Andromeda-galaxen rör sig mot oss med en hastighet på cirka 300 km / sekund kommer den att passera Vintergatan på cirka 2 miljarder år. Dessutom roterar M31 med cirka 200 km / sekund runt sin centralaxel. Eftersom de inre CO-molnen rör sig på en kortare väg än de yttre molnen, kan de köra varandra. Detta leder till en spiralstruktur.
Densiteten för den kalla molekylära gasen i spiralarmarna är mycket större än i regionerna mellan armarna, medan atomgasen är mer jämnt fördelad. Detta antyder att molekylgas bildas från atomgas i spiralarmarna, särskilt i den smala ringen av stjärnbildningen. Ursprunget på denna ring är fortfarande oklart. Det kan vara så att gasen i denna ring bara är material som ännu inte används för stjärnor. Eller kanske det mycket reguljära magnetfältet i M31 utlöser stjärnbildningen i spiralarmarna. Observationer med Effelsberg-teleskopet visade att magnetfältet följer spiralarmarna i CO.
Stjärnbildningens ring ('födelszon') i vår egen mjölkväg, som sträcker sig från 10.000 till 20.000 ljusår från centrum, är mindre än i M31. Trots detta innehåller den nästan tio gånger så mycket molekylär gas (se tabell i bilaga). Eftersom alla galaxer är ungefär samma ålder har mjölkvägen varit mer ekonomisk med sin råvara. Å andra sidan indikerar de många gamla stjärnorna nära M31 centrum att tidigare bildningen av stjärnbilden var mycket högre än för närvarande: här har mest av gasen redan bearbetats. Den nya CO-kartan visar att Andromeda var mycket effektiv när det gäller att bilda stjärnor tidigare. På några miljarder år från och med nu kan vår Vintergatan se ut som Andromeda nu.
Ursprunglig källa: Max Planck Institute nyhetsmeddelande
