Gökbilimciler yıldızların çökmekte olan soğuk hidrojen gazı bulutlarının içinde oluştuğunu düşünüyorlar. Bu bulutları görmek çok zordur çünkü Dünya atmosferi yaydığı ışığın çoğunu emer; bununla birlikte, başka bir gaz olan karbon monoksit de her zaman mevcuttur ve Dünya'dan kolayca gözlemlenebilir. Max Planck Radyo Astronomi Enstitüsü'nden gökbilimciler, Andromeda galaksisindeki bu yıldız oluşturan bölgelerin ayrıntılı bir haritasını geliştirdiler.
Yıldızlar nasıl oluşur? Bu, astronomi alanındaki en önemli sorulardan biridir. Yıldız oluşumunun sıcaklıkları -220 C'nin (50 K) altında olan soğuk gaz bulutlarında gerçekleştiğini biliyoruz. Sadece yoğun gazın bu bölgelerinde yerçekimi bir çöküşe ve dolayısıyla yıldız oluşumuna yol açabilir. Galaksilerdeki soğuk gaz bulutları tercihen moleküler hidrojen, H2'den (bir molekül olarak bağlı iki hidrojen atomu) oluşur. Bu molekül, spektrumun kızılötesi bant genişliğinde Dünya tabanlı teleskoplar tarafından gözlemlenemeyen zayıf bir spektral çizgi yayar çünkü atmosfer bu radyasyonu emer. Bu nedenle, gökbilimciler her zaman H2 mahallesinde bulunan başka bir molekülü, yani karbon monoksit, CO'yu incelerler. 2,6 mm dalga boyunda CO'nun yoğun spektral çizgisi, atmosferik olarak elverişli yerlere yerleştirilen radyo teleskopları ile gözlemlenebilir: yüksek ve kuru dağlar, çölde veya Güney Kutbu. Kozmik uzayda karbon monoksit, yeni yıldızların ve gezegenlerin oluşumu için elverişli koşulların bir göstergesidir.
Galaksimizde Samanyolu, karbon monoksit dağılımı ile ilgili çalışmalar uzun bir süredir yürütülmektedir. Gökbilimciler gelecek milyonlarca yıl boyunca yıldız oluşumu için yeterince soğuk gaz bulurlar. Ancak birçok soru cevapsızdır; örneğin, moleküler gazın bu hammaddesinin nasıl ilk ortaya çıktığı Galaksinin erken gelişim aşamasıyla mı tedarik ediliyor yoksa daha sıcak atomik gazdan mı oluşturulabilir? Moleküler bir bulut kendiliğinden çökebilir mi yoksa kararsız hale gelip çökmek için dışarıdan bir eyleme ihtiyacı var mı? Güneş Samanyolu'nun diskinde bulunduğundan Gökadamızda gerçekleşen süreçlere genel bir bakış elde etmek çok zordur. “Dışarıdan” bakmak yardımcı olur ve kozmik komşularımıza da bir bakış atar.
Katalog numarası M31 ile de bilinen Andromeda gökadası, Samanyolu'muza benzeyen milyarlarca yıldız sistemidir. M31'in mesafesi 'sadece' 2,5 milyon ışıkyılıdır, bu da onu en yakın sarmal gökada haline getirir Gökada, gökyüzünde 5 dereceden fazla uzanır ve çıplak gözle küçük bir dağınık bulut olarak görülebilir. Bu kozmik komşunun çalışmaları kendi Galaksimizdeki süreçleri anlamaya yardımcı olabilir. Ne yazık ki, M31'deki gaz ve yıldızların diskini neredeyse görüyoruz (bkz. Şekil 1, sağ).
1995 yılında Grenoble'daki (Michel Guà lin, Hans Ungerechts, Robert Lucas) Institut de Radioastronomie Millimé trique'de (IRAM) ve Bonn'daki (Planph Nieten'deki Max Planck Radyo Astronomi Enstitüsü'nde (MPIfR) bir radyo astronom ekibi Nikolaus Neininger, Elly Berkhuijsen, Rainer Beck, Richard Wielebinski), Andromeda galaksisinin tamamını karbon monoksit spektral çizgisinde haritalama iddialı projesine başladı. Bu proje için kullanılan enstrüman İspanya'da Granada yakınlarındaki Pico Veleta (2970 metre) üzerinde bulunan IRAM'ın 30 metrelik radyo teleskopuydu. 23 arcseconds açısal çözünürlüğü ile (115 GHz gözlem frekansında = 2.6 mm dalga boyunda) 1.5 milyon bireysel pozisyon ölçülmek zorundaydı. Gözlem sürecini hızlandırmak için yeni bir ölçüm yöntemi kullanıldı. Radyo teleskop, her pozisyonda gözlemlemek yerine, verilerin sürekli kaydı ile galaksi boyunca şeritler halinde sürülmüştür. "Anında" adı verilen bu gözlem yöntemi, özellikle M31 projesi için geliştirilmiştir; şimdi sadece Pico Veleta radyo teleskopunda değil, aynı zamanda milimetre dalga boylarında gözlemlenen diğer teleskoplarda da standart bir uygulamadır.
M31'de gözlenen her bir pozisyon için sadece bir CO yoğunluğu değeri kaydedilmedi, aynı zamanda spektrum boyunca aynı anda 2.6 mm'lik merkezi dalga boyunun% 0.2'lik bir bant genişliği ile 256 değer kaydedildi. Böylece, tam gözlemsel veri seti yaklaşık 400 milyon sayıdan oluşur! CO hattının spektrumdaki kesin konumu bize soğuk gazın hızı hakkında bilgi verir. Gaz bize doğru hareket ediyorsa, hat daha kısa dalga boylarına kaydırılır. Kaynak bizden uzaklaştığında, daha uzun dalga boylarına doğru bir kayma görürüz. Bu, bir ambulans sireni bize doğru veya bizden uzaklaştığında duyabildiğimiz aynı etki (Doppler etkisi). Astronomide Doppler etkisi gaz bulutlarının hareketlerinin incelenmesine izin verir; aynı görüş çizgisinde görülen farklı hızlara sahip bulutlar bile ayırt edilebilir. Spektral çizgi genişse, bulut genişliyor olabilir veya farklı hızlarda birkaç buluttan oluşur.
Gözlemler 2001 yılında tamamlanmıştır. 800 saatten fazla teleskop süresi ile bu, IRAM veya MPIfR teleskopları ile yürütülen en büyük gözlem projelerinden biridir. Büyük miktardaki verilerin kapsamlı bir şekilde işlenmesi ve analizinden sonra, M31'deki soğuk gazın tam dağılımı henüz yayınlanmıştır (bakınız Şekil 1, sol).
M31'deki soğuk gaz, spiral kollarda çok telkari yapılarda konsantre edilir. CO hattı, spiral kol yapısını izlemek için çok uygun görünmektedir. Farklı spiral kollar, yıldız oluşumunun çoğunun meydana geldiği Andromeda'nın merkezinden 25.000 ila 40.000 ışık yılı arasındaki mesafelerde görülür. Daha yaşlı yıldızların bulunduğu merkezi bölgelerde, CO kolları çok daha zayıftır. M31'in görüş hattına (yaklaşık 78 derece) göre yüksek eğiminin bir sonucu olarak, spiral kollar 2 derece ana ekseni olan büyük, eliptik bir halka oluşturuyor gibi görünmektedir. Aslında, Andromeda uzun süre yanlışlıkla 'halka' galaksi olarak alındı.
Gaz hızlarının haritası (bkz. Şekil 2), dev bir yangın tekerleğinin anlık görüntüsüne benzemektedir. Bir tarafta (güneyde, solda) CO gazı 500 km / saniye ile bize doğru (mavi), diğer tarafta (kuzey, sağ) 'sadece' 100 km / saniye (kırmızı) ile hareket ediyor. Andromeda galaksisi yaklaşık 300 km / saniye hızla bize doğru ilerlediğinden, Samanyolu'nu yaklaşık 2 milyar yıl içinde yakından geçecek. Ek olarak, M31 merkezi ekseni etrafında yaklaşık 200 km / saniye dönmektedir. İç CO bulutları dış bulutlardan daha kısa bir yolda ilerlediğinden, birbirlerini geçebilirler. Bu spiral bir yapıya yol açar.
Spiral kollardaki soğuk moleküler gazın yoğunluğu, kollar arasındaki bölgelerden çok daha fazladır, oysa atomik gaz daha düzgün bir şekilde dağılmıştır. Bu, moleküler gazın spiral kollardaki atomik gazdan, özellikle yıldız oluşumunun dar halkasında oluştuğunu gösterir. Bu halkanın kökeni hala belirsiz. Bu halkadaki gazın henüz yıldızlar için kullanılmayan bir malzeme olması olabilir. Ya da belki de M31'deki çok düzenli manyetik alan spiral kollardaki yıldız oluşumunu tetikler. Effelsberg teleskopu ile yapılan gözlemler manyetik alanın CO'da görülen spiral kolları yakından takip ettiğini gösterdi.
Merkezden 10.000 ila 20.000 ışıkyılı kadar uzanan kendi Samanyolu'ndaki yıldız oluşumu halkası ("doğum bölgesi"), M31'den daha küçüktür. Buna rağmen yaklaşık 10 kat daha fazla moleküler gaz içerir (bkz. Ek'teki tablo). Tüm galaksiler aynı yaşta olduğundan, Samanyolu hammaddesi ile daha ekonomiktir. Öte yandan, M31 merkezine yakın birçok eski yıldız, geçmişte yıldız oluşum oranının şu andan çok daha yüksek olduğunu göstermektedir: burada gazın çoğu zaten işlenmiştir. Yeni CO haritası bize Andromeda'nın geçmişte yıldız oluşturmada çok etkili olduğunu gösteriyor. Bundan milyarlarca yıl sonra Samanyolu'muz şimdi Andromeda'ya benzeyebilir.
Orijinal Kaynak: Max Planck Enstitüsü Haber Bülteni
