אסטרונומים חושבים שכוכבים נוצרים בתוך עננים קורסים של גז מימן קר. קשה מאוד לראות את העננים הללו מכיוון שהאטמוספירה של כדור הארץ סופגת הרבה מהאור שהוא מקרין; עם זאת, תמיד קיים גם גז אחר, פחמן חד חמצני, וניתן לראות אותו בקלות מכדור הארץ. אסטרונומים ממכון מקס פלאנק לאסטרונומיה רדיו פיתחו מפה מפורטת של אזורים יוצרי כוכבים אלה בגלקסיית אנדרומדה.
איך נוצרים כוכבים? זו אחת השאלות החשובות באסטרונומיה. אנו יודעים כי היווצרות כוכבים מתרחשת בענני גז קרים עם טמפרטורות מתחת ל -220 צלזיוס (50 K). רק באזורים אלה של גז צפוף יכולה הכבידה להוביל לקריסה ומכאן להיווצרות כוכבים. ענני גז קר בגלקסיות מורכבים באופן עדיף ממימן מולקולרי, H2 (שני אטומי מימן הנקשרים כמולקולה אחת). מולקולה זו פולטת קו ספקטרלי חלש ברוחב הפס האינפרא אדום של הספקטרום שלא ניתן לצפות בטלסקופים מבוססי כדור הארץ מכיוון שהאטמוספירה סופגת קרינה זו. לפיכך, אסטרונומים חוקרים מולקולה אחרת שנמצאת תמיד בשכונה של H2, כלומר פחמן חד חמצני, CO. ניתן לראות את הקו הספקטרלי האינטנסיבי באורך הגל של 2.6 מ"מ באמצעות טלסקופים רדיו שמונחים על אתרים חיוביים באטמוספירה: גבוה ו הרים יבשים, במדבר או בקוטב הדרומי. בחלל הקוסמי פחמן חד חמצני הוא אינדיקטור לתנאים חיוביים ליצירת כוכבים וכוכבי לכת חדשים.
בגלקסיה שלנו, שביל החלב, נעשו מחקרים על התפלגות הפחמן החד-חמצני במשך זמן רב. אסטרונומים מוצאים מספיק גז קר להיווצרות כוכבים במהלך מיליוני שנים רבות. אולם שאלות רבות אינן נענות; למשל כיצד חומר גלם זה של גז מולקולרי מתרחש מלכתחילה. האם הוא מסופק על ידי שלב הפיתוח המוקדם של הגלקסיה, או שמא הוא יכול להיווצר מגז אטומי חם יותר? האם ענן מולקולרי יכול לקרוס באופן ספונטני או שהוא זקוק לפעולה מבחוץ כדי להפוך אותו לא יציב ולהתמוטט? מכיוון שהשמש ממוקמת בדיסק של שביל החלב, קשה מאוד להשיג סקירה כללית של התהליכים המתרחשים בגלקסיה שלנו. מבט "מבחוץ" יעזור וכך גם מבט על שכנינו הקוסמיים.
גלקסיית אנדרומדה, הידועה גם תחת הקטלוג שלה M31, היא מערכת של מיליארדי כוכבים, בדומה לשביל החלב שלנו. המרחק של M31 הוא 'רק' 2.5 מיליון שנות אור, מה שהופך אותה לגלקסיית הספירלה הקרובה ביותר. הגלקסיה משתרעת על פני כ -5 מעלות בשמיים וניתן לראות אותה בעין בלתי מזוינת כענן מפוזר זעיר. מחקרים על שכנה קוסמית זו יכולים לעזור בהבנת תהליכים בגלקסיה שלנו. לרוע המזל אנו רואים את דיסק הגז והכוכבים ב- M31 כמעט קצה-על (ראה איור 1, מימין).
בשנת 1995 צוות אסטרונומים ברדיו במכון דה רדיאוסטרונומיה מילימיי (Triam) בגרנובל (מישל גולין, האנס אונגרכט, רוברט לוקאס) ובמכון מקס פלאנק לאסטרונומיה (MPIfR) בבון (כריסטוף ניטן, ניקולאוס נינינגר, אלי ברכוז'סן, ריינר בק, ריצ'רד ויילבינסקי) התחיל את הפרויקט השאפתני של מיפוי כל גלקסיית אנדרומדה בקו הספקטרלי של חד תחמוצת הפחמן. המכשיר ששימש לפרויקט זה היה טלסקופ הרדיו באורך 30 מטרים של IRAM שנמצא על פיקו וולטה (2970 מטר) ליד גרנדה בספרד. עם רזולוציה זוויתית של 23 שניות קשת (בתדר הצפייה של 115 ג'יגה הרץ = אורך גל של 2.6 מ"מ) היה צריך למדוד 1.5 מיליון עמדות בודדות. כדי להאיץ את תהליך הצפייה נעשה שימוש בשיטת מדידה חדשה. במקום להתבונן בכל עמדה, הטלסקופ הרדיו הונע ברצועות ברחבי הגלקסיה תוך הקלטה רציפה של הנתונים. שיטת התבוננות זו, המכונה 'תוך כדי תנועה', פותחה במיוחד עבור פרויקט M31; עכשיו זה נוהג רגיל, לא רק בטלסקופ הרדיו פיקו וולטה, אלא גם בטלסקופים אחרים המתבוננים באורך גל מילימטר.
עבור כל מיקום שנצפה ב- M31 לא נרשם ערך אחד בלבד של עוצמת CO, אלא 256 ערכים בו זמנית על פני הספקטרום עם רוחב פס של 0.2% מאורך הגל המרכזי של 2.6 מ"מ. לפיכך מערך הנתונים התצפיות השלם מורכב מכ -400 מיליון מספרים! המיקום המדויק של קו CO בספקטרום נותן לנו מידע על מהירות הגז הקר. אם הגז נע לעברנו, הקו מועבר לאורך גל קצר יותר. כאשר המקור מתרחק מאיתנו, אנו רואים מעבר לאורכי גל ארוכים יותר. זו אותה השפעה (אפקט דופלר) שאנחנו יכולים לשמוע כאשר צפירת אמבולנס מתקדמת לעברנו או הרחק מאיתנו. באסטרונומיה אפקט דופלר מאפשר ללמוד את תנועות ענני הגז; ניתן להבחין אפילו בעננים עם מהירות שונה הנראית באותו קו ראיה. אם הקו הספקטרלי הוא רחב, הענן עשוי להתרחב או אחרת הוא מורכב מכמה עננים במהירויות שונות.
התצפיות הסתיימו בשנת 2001. עם יותר מ- 800 שעות של זמן הטלסקופ זהו אחד הפרויקטים הגדולים בתצפית שבוצעו עם הטלסקופים של IRAM או MPIfR. לאחר עיבוד וניתוח מקיף של כמויות הנתונים האדירות פורסמה זה עתה הפצה המלאה של הגז הקר ב M31 (ראה איור 1 משמאל).
הגז הקר ב M31 מרוכז במבנים פיליגרפיים מאוד בזרועות הספירלה. קו CO נראה מתאים להתחקות אחר מבנה הזרוע הספירלית. זרועות הספירלה הייחודיות נראות במרחקים בין 25,000 ל- 40,000 שנות אור ממרכז אנדרומדה, שם מתרחשת מרבית היווצרות הכוכבים. באזורים המרכזיים, שבהם מרבית הכוכבים הוותיקים יותר נמצאים, זרועות ה- CO חלשות בהרבה. כתוצאה מהנטייה הגבוהה של M31 ביחס לקו הראיה (בערך 78 מעלות), נראה שזרועות הספירלה מהוות טבעת גדולה ואליפטית עם ציר מרכזי של 2 מעלות. למעשה, במשך זמן רב נראתה אנדרומדה, בטעות, כגלקסיית 'טבעת'.
מפת מהירות הגז (ראה איור 2) דומה לתמונת הצמד של גלגל כיבוי ענק. בצד האחד (בדרום, משמאל) דלק ה- CO נע כ -500 קמ"ש לשנינו (כחול), אך בצד השני (צפון, ימינה) עם 'רק' 100 קמ"ש (אדום). מכיוון שגלקסיית אנדרומדה מתקדמת לעברנו במהירות של כ -300 קמ"ש, היא תעבור מקרוב את שביל החלב בעוד כ -2 מיליארד שנה. בנוסף, M31 מסתובב עם כ -200 קמ"ש סביב הציר המרכזי שלו. מכיוון שענני ה- CO הפנימיים נעים בדרך קצרה יותר מהעננים החיצוניים, הם יכולים לעקוף זה את זה. זה מוביל למבנה ספיראלי.
צפיפות הגז המולקולרי הקר בזרועות הספירלה גדולה בהרבה מאשר באזורים שבין הזרועות, ואילו הגז האטומי מופץ בצורה אחידה יותר. זה מצביע על כך שגז מולקולרי נוצר מהגז האטומי בזרועות הספירלה, בעיקר בטבעת הצרה של היווצרות הכוכבים. מקור טבעת זו עדיין לא ברור. יכול להיות שהגז בטבעת זו הוא פשוט חומר שטרם שימש לכוכבים. או אולי השדה המגנטי הסדיר מאוד ב- M31 מעורר את היווצרות הכוכבים בזרועות הספירלה. תצפיות בטלסקופ אפלסברג הראו כי השדה המגנטי עוקב מקרוב אחר זרועות הספירלה שנראו ב- CO.
טבעת היווצרות הכוכבים ('אזור לידה') בדרך החלב שלנו, המשתרעת בין 10,000 ל 20,000 שנות אור מהמרכז, קטנה יותר מאשר ב- M31. למרות זאת הוא מכיל גז מולקולרי כמעט פי עשרה (ראו טבלה בנספח). מכיוון שכל הגלקסיות בערך באותו גיל, דרך החלב הייתה חסכונית יותר עם חומר הגלם שלה. מצד שני, הכוכבים הוותיקים הרבים הסמוכים למרכז M31 מעידים כי בעבר קצב היווצרות הכוכבים היה גבוה בהרבה מכפי שכרגע: כאן רוב הגז כבר עבר עיבוד. מפת ה- CO החדשה מראה כי אנדרומדה הייתה יעילה מאוד ביצירת כוכבים בעבר. בעוד מיליארדי שנים מעכשיו שביל החלב שלנו עשוי להיראות דומה לאנדרומדה כעת.
המקור המקורי: פרסום חדשות מכון מקס פלאנק
