Περιοχές σχηματισμού άστρων στην Ανδρομέδα

Πηγή: Max Planck Institute, Ιούλιος 2006

Οι αστρονόμοι νομίζουν ότι τα άστρα σχηματίζονται μέσα σε καταρρέοντα νέφη ψυχρού αερίου υδρογόνου. Αυτό το αέριο είναι κυρίως μοριακό υδρογόνο όπου δύο άτομα υδρογόνου συνδέονται μαζί. Αυτά όμως τα νέφη είναι πολύ δύσκολο να τα δούμε επειδή η γήινη ατμόσφαιρα απορροφά ένα μεγάλο μέρος του φωτός που αυτά ακτινοβολούν, εντούτοις, ένα άλλο αέριο, το μονοξείδιο του άνθρακα είναι μαζί του πάντα και μπορεί να παρατηρηθεί εύκολα από τη γη. Αστρονόμοι από το Ινστιτούτο Max Planck για τη ραδιοαστρονομία έχουν αναπτύξει έναν λεπτομερή χάρτη αυτής της περιοχής σχηματισμού των άστρων στο γαλαξία της Ανδρομέδας.

Πώς σχηματίζονται τα άστρα;

Αυτή είναι μία από τις σημαντικότερες ερωτήσεις στην αστρονομία. Ξέρουμε ότι ο σχηματισμός των αστεριών πραγματοποιείται στα ψυχρά νέφη αερίου με θερμοκρασίες κάτω από -220 C ή 50 Κ. Μόνο σε αυτές τις περιοχές με το πυκνό αέριο μπορεί η βαρύτητα να οδηγήσει σε μια κατάρρευση και ως εκ τούτου στο σχηματισμό των αστεριών. Τα ψυχρά νέφη αερίου στους γαλαξίες αποτελούνται κατά προτίμηση από το μοριακό υδρογόνο, H₂. Αυτό το μόριο εκπέμπει μια ασθενή φασματική γραμμή στο υπέρυθρο εύρος της ζώνης του φάσματος που δεν μπορεί να παρατηρηθεί από τα γήινα τηλεσκόπια, επειδή η ατμόσφαιρα απορροφά αυτήν την ακτινοβολία. Αλλά μπορούν οι αστρονόμοι να μελετήσουν ένα άλλο μόριο που βρίσκεται πάντα κοντά στο υδρογόνο, δηλαδή το μονοξείδιο άνθρακα. Η έντονη φασματική γραμμή του μονοξειδίου του άνθρακα - στο μήκος κύματος των 2,6 mm. μπορεί να παρατηρηθεί με τα ραδιοτηλεσκόπια που είναι τοποθετημένα σε περιοχές ευνοϊκές: σε υψηλά και ξηρά βουνά, στην έρημο ή στο Νότιο Πόλο. Στο κοσμικό διάστημα το μονοξείδιο του άνθρακα είναι ένας δείκτης των ευνοϊκών όρων για το σχηματισμό των νέων αστεριών και των πλανητών.

Στο Γαλαξία μας  έχουν πραγματοποιηθεί για πολύ καιρό μελέτες της κατανομής του μονοξειδίου άνθρακα. Οι αστρονόμοι βρίσκουν να υπάρχει αρκετό ψυχρό αέριο για το σχηματισμό άστρων κατά τη διάρκεια των επόμενων εκατομμυρίων ετών. Αλλά πολλές ερωτήσεις είναι αναπάντητες παραδείγματος χάριν πώς αυτή η πρώτη ύλη του μοριακού αερίου δημιουργήθηκε για πρώτη φορά. Υπήρχε από το αρχικό στάδιο της ανάπτυξης του Γαλαξία, ή μπορεί να σχηματίστηκε από θερμότερο ατομικό αέριο; Μπορεί να έγινε μια μοριακή κατάρρευση των νεφών αυθόρμητα ή χρειάζεται ένα εξωτερικό αίτιο για να γίνουν αυτά ασταθή και να ξεκινήσει η κατάρρευση; Δεδομένου ότι ο ήλιος βρίσκεται στο δίσκο του Γαλαξία είναι πολύ δύσκολο να δούμε τις διαδικασίες που πραγματοποιούνται στο Γαλαξία μας. Έτσι, η παρατήρηση από έξω θα βοηθούσε ώστε να δούμε και στους κοσμικούς γείτονές μας.

Ο γαλαξίας της Ανδρομέδα, που είναι γνωστός επίσης και σαν M31, είναι ένα σύστημα δισεκατομμυρίων αστεριών, παρόμοιος με το Γαλαξία μας. Η απόσταση του M31 από μας είναι μόνο 2,5 εκατομμύρια έτη φωτός, και γι αυτό είναι ο κοντινότερος σε μας σπειροειδής γαλαξίας. Ο γαλαξίας αυτός εκτείνεται περίπου σε 5 μοίρες στον ουρανό και μπορεί να ειδωθεί με το γυμνό μάτι ως μικροσκοπικό διάχυτο νέφος. Οι μελέτες αυτού του κοσμικού γείτονα μπορούν να βοηθήσουν ώστε να καταλάβουμε και τις αντίστοιχες διαδικασίες στο Γαλαξία μας. Δυστυχώς, βλέπουμε το δίσκο του αερίου και των αστεριών του M31 σχεδόν στο πάνω άκρο του.

Το 1995 μια ομάδα ραδιοαστρονόμων στο Ινστιτούτο Ραδιοαστρονομίας (IRAM) στην Γκρενόμπλ και στο Ινστιτούτο Max Planck για τη ραδιοαστρονομία (MPIfR) στη Βόννη άρχισε το φιλόδοξο πρόγραμμα της χαρτογράφησης ολόκληρου του γαλαξία της Ανδρομέδας στη φασματική γραμμή του μονοξειδίου του άνθρακα. Το όργανο που χρησιμοποιήθηκε για αυτό το πρόγραμμα ήταν τοραδιο τηλεσκόπιο των 30 μέτρων που είναι τοποθετημένο στο Pico Veleta (υψόμετρο 2970 μέτρα) κοντά στη Γρανάδα στην Ισπανία. Με μια γωνιακή ανάλυση 23 δεύτερων (στη συχνότητα παρατήρησης των 115 GHz - το μήκος κύματος των 2,6 mm), έπρεπε να μετρηθούν 1,5 εκατομμύριο μεμονωμένες θέσεις. Για να επιταχυνθεί η διαδικασία παρατήρησης  χρησιμοποιήθηκε μια νέα μέθοδος μέτρησης. Αντί να γίνει παρατήρηση σε κάθε θέση, το ραδιοτηλεσκόπιο καθοδηγήθηκε σε παρατήρηση στενών λουρίδων στο γαλαξία με συνεχή καταγραφή των στοιχείων. Αυτή η μέθοδος παρατήρησης που αναπτύχθηκε αρχικά ειδικά για τον γαλαξία M31, είναι τώρα μια καθιερωμένη πρακτική, όχι μόνο στο ραδιοτηλεσκόπιο του Pico Veleta αλλά και σε άλλα τηλεσκόπια που παρατηρούν στα μήκη κύματος του χιλιοστού.

Οι παρατηρήσεις τελείωσαν το 2001, με πάνω από 800 ώρες παρατήρησης. Μετά από μια εκτενή επεξεργασία και ανάλυση των τεράστιων ποσοτήτων των στοιχείων, δημοσιεύθηκε μόλις τώρα η πλήρης κατανομή του ψυχρού αερίου στον M31.

Το ψυχρό αέριο στον M31 συγκεντρώνεται στα άστρα των σπειροειδών βραχιόνων του, εκεί δε υπάρχει και ο μεγαλύτερος σχηματισμός νέων άστρων - σε απόσταση μεταξύ 25.000 και 40.000 ετών φωτός από το κέντρο της Ανδρομέδας. Στις κεντρικές περιοχές, όπου βρίσκεται ο όγκος των παλαιότερων αστεριών, το CO είναι λιγότερο.

Στο νότιο άκρο του χάρτη το αέριο CO φαίνεται να κινείται με περίπου 500 χλμ/sec προς εμάς, αλλά από την άλλη πλευρά μόνο με 100 χλμ/sec. Δεδομένου ότι ο γαλαξίας της Ανδρομέδα κινείται προς μας με μια ταχύτητα περίπου 300 χλμ/sec, θα φτάσει στο Γαλαξία μας σε περίπου 2 δισεκατομμύρια έτη. Επιπλέον, ο M31 περιστρέφεται με περίπου 200 χλμ/sec γύρω από τον κεντρικό άξονά του. Και επειδή τα εσωτερικά νέφη κάνουν πιο μικρή απόσταση από τα εξωτερικά νέφη, μπορούν να προσπεράσουν το ένα το άλλο. Αυτό οδηγεί σε μια σπειροειδή δομή.

Ο δακτύλιος του σχηματισμού νέων άστρων (ζώνη γέννησης) στο Γαλαξία μας, που επεκτείνεται από 10.000 έως 20.000 έτη φωτός από το κέντρο, είναι μικρότερος απ' ό,τι στον M31. Παρά ταύτα, περιέχει σχεδόν 10 φορές περισσότερο μοριακό αέριο και δεδομένου ότι όλοι οι γαλαξίες είναι σχεδόν της ίδιας ηλικίας, ο Γαλαξίας φαίνεται να είναι πιο οικονομικός με την πρώτη ύλη του. Αφ' ετέρου, τα πολλά παλαιά άστρα κοντά στο κέντρο του M31 δείχνουν ότι στο παρελθόν ο ρυθμός σχηματισμού άστρων ήταν πολύ υψηλότερος από ό,τι είναι αυτή τη στιγμή: εδώ το μεγαλύτερο μέρος του αερίου έχει ήδη υποβληθεί σε επεξεργασία. Ο νέος χάρτης του μονοξειδίου μας παρουσιάζει ότι στην Ανδρομέδα ο σχηματισμός των αστεριών στο παρελθόν ήταν έντονος. Σε μερικά δισεκατομμύρια έτη από τώρα ο Γαλαξίας μας μπορεί να φαίνεται παρόμοιος με την Ανδρομέδα όπως είναι τώρα.