Astronomové se domnívají, že hvězdy se tvoří uvnitř kolabujících mraků studeného vodíku. Tyto mraky je velmi obtížné vidět, protože zemská atmosféra pohlcuje většinu světla, které vyzařuje; vždy je však přítomen i další plyn, oxid uhelnatý, který lze snadno pozorovat ze Země. Astronomové z Institutu Maxe Plancka pro rozhlasovou astronomii vyvinuli podrobnou mapu těchto hvězdotvorných oblastí v galaxii Andromeda.
Jak vznikají hvězdy? To je jedna z nejdůležitějších otázek v astronomii. Víme, že tvorba hvězd probíhá v oblacích studeného plynu s teplotami pod -220 ° C (50 K). Pouze v těchto oblastech hustého plynu může gravitace vést ke kolapsu a tím ke vzniku hvězd. Mraky studeného plynu v galaxiích jsou složeny přednostně z molekulárního vodíku, H2 (dva atomy vodíku vázané jako jedna molekula). Tato molekula emituje slabou spektrální čáru v infračervené šířce pásma spektra, kterou nelze pozorovat pozemskými dalekohledy, protože atmosféra absorbuje toto záření. Astronomové proto studují další molekulu, která se vždy nachází v sousedství H2, jmenovitě oxid uhelnatý, CO. Intenzivní spektrální čáru CO na vlnové délce 2,6 mm lze pozorovat pomocí radioteleskopů, které jsou umístěny na atmosféricky příznivých místech: vysoká a suché hory, v poušti nebo na jižním pólu. V kosmickém prostoru je oxid uhelnatý indikátorem příznivých podmínek pro vznik nových hvězd a planet.
V naší galaxii Mléčná dráha byly studie distribuce oxidu uhelnatého prováděny po dlouhou dobu. Astronomové najdou dostatek studeného plynu pro vznik hvězd během následujících milionů let. Mnoho otázek však není zodpovězeno; například jak tato surovina molekulárního plynu vůbec existuje. Je dodáván v rané fázi vývoje Galaxie, nebo může být tvořen z teplejšího atomového plynu? Může molekulární oblak spontánně zhroutit nebo vyžaduje zásah zvenku, aby byl nestabilní a zhroutil se? Protože se Slunce nachází na disku Mléčné dráhy, je velmi obtížné získat přehled o procesech probíhajících v naší Galaxii. Pohled z „venku“ by pomohl a také pohled na naše kosmické sousedy.
Galaxie Andromeda, známá také pod svým katalogovým číslem M31, je systém miliard hvězd, podobný naší Mléčné dráze. Vzdálenost M31 je „pouze“ 2,5 milionu světelných let, což z ní činí nejbližší spirálovou galaxii. Galaxie se rozprostírá na obloze asi 5 stupňů a může být pouhým okem viděna jako malý difúzní mrak. Studie tohoto kosmického souseda mohou pomoci pochopit procesy v naší vlastní Galaxii. Bohužel vidíme disk plynu a hvězd v M31 téměř na okraji (viz obr. 1, vpravo).
V roce 1995 tým rádiových astronomů v Institutu Radioastronomie Millimé trique (IRAM) v Grenoblu (Michel Guèlin, Hans Ungerechts, Robert Lucas) a na Institutu Maxe Plancka pro radioastronomii (MPIfR) v Bonnu (Christoph Nieten, Nikolaus Neininger, Elly Berkhuijsen, Rainer Beck, Richard Wielebinski) zahájili ambiciózní projekt mapování celé galaxie Andromeda v spektrální linii oxidu uhelnatého. Nástrojem použitým pro tento projekt byl 30metrový radioteleskop IRAM, který se nachází na Pico Veleta (2970 metrů) poblíž španělské Granady. S úhlovým rozlišením 23 vteřin (při pozorovací frekvenci 115 GHz = vlnová délka 2,6 mm) muselo být změřeno 1,5 milionu jednotlivých pozic. Pro urychlení pozorovacího procesu byla použita nová metoda měření. Raději než pozoroval v každé poloze, byl radioteleskop řízen v proužcích napříč galaxií s nepřetržitým zaznamenáváním dat. Tato metoda pozorování, zvaná „za běhu“, byla vyvinuta speciálně pro projekt M31; to je nyní standardní praxe, a to nejen u radioteleskopu Pico Veleta, ale také u jiných dalekohledů pozorujících na milimetrových vlnových délkách.
Pro každou pozorovanou polohu v M31 nebyla zaznamenána pouze jedna hodnota intenzity CO, ale 256 hodnot současně napříč spektrem s šířkou pásma 0,2% střední vlnové délky 2,6 mm. Kompletní soubor observačních dat tedy obsahuje asi 400 milionů čísel! Přesná poloha vedení CO ve spektru nám poskytuje informace o rychlosti studeného plynu. Pokud se plyn pohybuje směrem k nám, čára se posunuje na kratší vlnové délky. Když se zdroj vzdálí od nás, uvidíme posun k delším vlnovým délkám. Je to stejný účinek (Dopplerův efekt), který můžeme slyšet, když se siréna sanitky pohybuje směrem k nám nebo od nás. V astronomii Dopplerův efekt umožňuje studovat pohyby plynových mraků; lze rozeznat i mraky s různými rychlostmi viditelnými ve stejném zorném poli. Pokud je spektrální čára široká, může se oblak rozšiřovat nebo jinak sestává z několika mraků při různých rychlostech.
Pozorování byla dokončena v roce 2001. S více než 800 hodinami dalekohledu je to jeden z největších pozorovacích projektů prováděných s dalekohledy IRAM nebo MPIfR. Po rozsáhlém zpracování a analýze obrovského množství dat byla právě publikována kompletní distribuce studeného plynu v M31 (viz obr. 1, vlevo).
Studený plyn v M31 je ve spirálových ramenech koncentrován ve velmi filigránových strukturách. Linie CO se jeví jako vhodná pro sledování struktury spirálního ramene. Výrazná spirální ramena jsou vidět ve vzdálenosti mezi 25 000 a 40 000 světelných let od centra Andromedy, kde se vyskytuje většina hvězdných útvarů. Ve středních oblastech, kde se nachází většina starších hvězd, jsou zbraně CO mnohem slabší. V důsledku vysokého sklonu M31 vzhledem k přímce výhledu (asi 78 stupňů) se zdá, že spirálová ramena tvoří velký eliptický prsten s hlavní osou 2 stupňů. Ve skutečnosti byl Andromeda po dlouhou dobu omylem považován za „prstenovou“ galaxii.
Mapa plynových rychlostí (viz obr. 2) připomíná snímek výstřelu obrovského požárního kola. Na jedné straně (na jihu, vlevo) se plynný CO pohybuje s rychlostí přibližně 500 km / s směrem k nám (modrá), ale na druhé straně (na sever, vpravo) s „pouze“ 100 km / s (červená). Jelikož se galaxie Andromeda pohybuje směrem k nám rychlostí asi 300 km / s, bude kolem 2 miliard let těsně procházet Mléčnou dráhou. Kromě toho se M31 otáčí rychlostí asi 200 km / s kolem své centrální osy. Protože se vnitřní mraky CO pohybují kratší cestou než vnější mraky, mohou se navzájem předjíždět. To vede ke spirálové struktuře.
Hustota studeného molekulárního plynu ve spirálních ramenech je mnohem větší než v oblastech mezi rameny, zatímco atomový plyn je rovnoměrněji distribuován. To naznačuje, že molekulární plyn je tvořen z atomového plynu ve spirálových ramenech, zejména v úzkém kruhu tvorby hvězd. Původ tohoto prstenu je stále nejasný. Mohlo by se stát, že plyn v tomto prstenci je jen materiál, který se dosud nepoužívá pro hvězdy. Nebo možná velmi pravidelné magnetické pole v M31 spouští tvorbu hvězd ve spirálních ramenech. Pozorování pomocí Effelsbergova dalekohledu ukázala, že magnetické pole úzce sleduje spirálová ramena pozorovaná v CO.
Prsten hvězdné formace („zóna narození“) v naší vlastní Mléčné dráze sahající od 10 000 do 20 000 světelných let od středu je menší než v M31. Přesto obsahuje téměř 10krát tolik molekulárního plynu (viz tabulka v dodatku). Protože všechny galaxie jsou přibližně ve stejném věku, Mléčná dráha byla díky své surovině úspornější. Na druhé straně mnoho starých hvězd poblíž centra M31 naznačuje, že v minulosti byla rychlost tvorby hvězd mnohem vyšší než v současnosti: zde již byla většina plynu zpracována. Nová mapa CO ukazuje, že Andromeda byla v minulosti velmi účinná při vytváření hvězd. Za několik miliard let se naše Mléčná dráha může nyní podobat Andromedě.
Původní zdroj: Max Planck Institute News Release
