يعتقد علماء الفلك أن النجوم تتشكل داخل سحب من غاز الهيدروجين البارد المنهار. يصعب رؤية هذه الغيوم لأن الغلاف الجوي للأرض يمتص الكثير من الضوء الذي يشع. ومع ذلك ، يوجد دائمًا غاز آخر ، أول أكسيد الكربون ، ويمكن ملاحظته بسهولة من الأرض. طور علماء الفلك من معهد ماكس بلانك لعلم الفلك الراديوي خريطة تفصيلية لمناطق تشكل النجوم هذه في مجرة أندروميدا.
كيف تتكون النجوم؟ هذا هو أحد أهم الأسئلة في علم الفلك. نحن نعلم أن تكوين النجوم يحدث في السحب الغازية الباردة مع درجات حرارة أقل من -220 درجة مئوية (50 كلفن). فقط في هذه المناطق من الغاز الكثيف يمكن أن يؤدي الجاذبية إلى الانهيار وبالتالي إلى تكوين النجوم. تتكون السحب الغازية الباردة في المجرات بشكل تفضيلي من الهيدروجين الجزيئي ، H2 (ذرتان هيدروجين مرتبطان كجزيء واحد). ينبعث هذا الجزيء من خط طيفي ضعيف في عرض نطاق الأشعة تحت الحمراء من الطيف لا يمكن ملاحظته بواسطة التلسكوبات الأرضية لأن الغلاف الجوي يمتص هذا الإشعاع. لذلك ، يدرس الفلكيون جزيءًا آخر موجودًا دائمًا في حي H2 ، وهو أول أكسيد الكربون ، CO. ويمكن ملاحظة الخط الطيفي المكثف من CO عند الطول الموجي 2.6 مم باستخدام التلسكوبات الراديوية التي يتم وضعها في مواقع مواتية جويًا: عالية و الجبال الجافة ، في الصحراء أو في القطب الجنوبي. يعتبر أول أكسيد الكربون في الفضاء الكوني مؤشرا للظروف المواتية لتشكيل نجوم وكواكب جديدة.
في مجرتنا ، درب التبانة ، أجريت دراسات حول توزيع أول أكسيد الكربون لفترة طويلة. يجد الفلكيون ما يكفي من الغاز البارد لتكوين النجوم خلال ملايين السنين القادمة. لكن أسئلة كثيرة لم تتم الإجابة عليها. على سبيل المثال كيف تتواجد هذه المادة الخام للغاز الجزيئي في المقام الأول. هل يتم توفيره في مرحلة التطوير المبكرة للمجرة ، أم يمكن تشكيله من غاز ذري أكثر دفئًا؟ هل يمكن أن تنهار سحابة جزيئية بشكل عفوي أم أنها تحتاج إلى عمل من الخارج لجعلها غير مستقرة وانهيارها؟ نظرًا لأن الشمس تقع في قرص درب التبانة ، فمن الصعب جدًا الحصول على نظرة عامة على العمليات الجارية في مجرتنا. إن النظر من "الخارج" سيساعد وكذلك إلقاء نظرة على جيراننا الكونيين.
مجرة أندروميدا ، المعروفة أيضًا تحت رقم كتالوجها M31 ، هي نظام من مليارات النجوم ، على غرار درب التبانة. تبلغ مسافة M31 2.5 مليون سنة ضوئية فقط ، مما يجعلها أقرب مجرة حلزونية تمتد المجرة على مدى 5 درجات في السماء ويمكن رؤيتها بالعين المجردة على أنها سحابة صغيرة منتشرة. يمكن أن تساعد دراسات هذا الجار الكوني على فهم العمليات في مجرتنا. لسوء الحظ ، نرى قرص الغاز والنجوم في M31 على الحافة تقريبًا (انظر الشكل 1 ، على اليمين).
في عام 1995 قام فريق من علماء الفلك الراديوي في معهد الراديو المشع ثلاثي (IRAM) في غرونوبل (ميشيل جوين لين ، هانز أنغيرشتس ، روبرت لوكاس) ومعهد ماكس بلانك لعلم الفلك الراديوي (MPIfR) في بون (كريستوف نييتن ، بدأ نيكولاس نينينجر وإيلي بيرخويسن ورينر بيك وريتشارد ويليبينسكي) المشروع الطموح لرسم خريطة مجرة أندروميدا بأكملها في خط طيف أول أكسيد الكربون. الأداة المستخدمة في هذا المشروع هي التلسكوب الراديوي 30 مترا من IRAM الذي يقع على Pico Veleta (2970 متر) بالقرب من غرناطة في إسبانيا. باستبانة زاوية قدرها 23 ثانية قوسية (عند تردد المراقبة 115 جيجا هرتز = الطول الموجي 2.6 مم) ، كان يجب قياس 1.5 مليون موقع فردي. لتسريع عملية المراقبة تم استخدام طريقة جديدة للقياس. بدلاً من المراقبة في كل موقع ، تم تشغيل التلسكوب الراديوي في شرائط عبر المجرة مع التسجيل المستمر للبيانات. تم تطوير طريقة المراقبة هذه ، المسماة "على الطاير" ، خصيصًا لمشروع M31 ؛ وهي الآن ممارسة قياسية ، ليس فقط في التلسكوب الراديوي Pico Veleta ولكن أيضًا في التلسكوبات الأخرى التي تراقب أطوال الموجات المليمترية.
بالنسبة لكل موقع تم رصده في M31 ، لم يتم تسجيل قيمة واحدة فقط لكثافة ثاني أكسيد الكربون ، ولكن تم تسجيل 256 قيمة في نفس الوقت عبر الطيف بعرض نطاق يبلغ 0.2٪ من الطول الموجي المركزي 2.6 مم. وهكذا تتكون مجموعة بيانات المراقبة الكاملة من حوالي 400 مليون رقم! يعطينا الموقع الدقيق لخط CO في الطيف معلومات حول سرعة الغاز البارد. إذا كان الغاز يتحرك نحونا ، فإن الخط يتحول إلى أطوال موجية أقصر. عندما يتحرك المصدر بعيدًا عنا ، فإننا نرى تحولًا إلى أطوال موجية أطول. هذا هو نفس التأثير (تأثير دوبلر) الذي يمكننا سماعه عندما تتحرك صفارات سيارات الإسعاف نحونا أو بعيدًا عنا. في علم الفلك يسمح تأثير دوبلر بدراسة حركات السحب الغازية. حتى الغيوم بسرعات مختلفة يمكن رؤيتها في نفس خط الرؤية يمكن تمييزها. إذا كان الخط الطيفي عريضًا ، فقد تتوسع السحابة أو أنها تتكون من عدة غيوم بسرعات مختلفة.
تم الانتهاء من الملاحظات في عام 2001. مع أكثر من 800 ساعة من وقت التلسكوب ، يعد هذا أحد أكبر مشاريع المراقبة التي يتم تنفيذها باستخدام تلسكوبات IRAM أو MPIfR. بعد معالجة وتحليل مكثف للبيانات الضخمة ، تم نشر التوزيع الكامل للغاز البارد في M31 (انظر الشكل 1 ، إلى اليسار).
يتركز الغاز البارد في M31 في الهياكل الصغرى للغاية في الأذرع الحلزونية. يبدو أن خط CO مناسب تمامًا لتتبع هيكل الذراع اللولبي. تظهر الأذرع الحلزونية المميزة على مسافات تتراوح بين 25000 و 40000 سنة ضوئية من مركز أندروميدا ، حيث يحدث معظم تكوين النجوم. في المناطق الوسطى ، حيث يقع الجزء الأكبر من النجوم القديمة ، تكون أذرع ثاني أكسيد الكربون أضعف بكثير. نتيجة لارتفاع الميل M31 نسبة إلى خط البصر (حوالي 78 درجة) يبدو أن الأذرع الحلزونية تشكل حلقة بيضاوية كبيرة مع محور رئيسي من درجتين. في الواقع ، لفترة طويلة ، تم أخذ أندروميدا ، عن طريق الخطأ ، لتكون "مجرة حلقية".
تشبه خريطة سرعات الغاز (انظر الشكل 2) لقطة سريعة لعجلة نار عملاقة. من جهة (في الجنوب ، يسار) يتحرك غاز ثاني أكسيد الكربون بسرعة نحو 500 كيلومتر / ثانية تجاهنا (أزرق) ، ولكن على الجانب الآخر (شمال ، يمين) بسرعة 100 كيلومتر / ثانية (أحمر) فقط. نظرًا لأن مجرة Andromeda تتجه نحونا بسرعة حوالي 300 كم / ثانية ، فإنها ستمر بشكل وثيق بدرب التبانة في حوالي 2 مليار سنة. بالإضافة إلى ذلك ، تدور M31 بسرعة 200 كم / ثانية حول محورها المركزي. نظرًا لأن الغيوم CO الداخلية تتحرك على مسار أقصر من السحب الخارجية ، يمكن أن تتفوق على بعضها البعض. هذا يؤدي إلى هيكل حلزوني.
كثافة الغاز الجزيئي البارد في الأذرع الحلزونية أكبر بكثير من المناطق بين الأذرع ، في حين أن الغاز الذري موزع بشكل أكثر انتظامًا. هذا يشير إلى أن الغاز الجزيئي يتكون من الغاز الذري في الأذرع الحلزونية ، خاصة في الحلقة الضيقة لتكوين النجوم. أصل هذا الخاتم لا يزال غير واضح. يمكن أن يكون الغاز الموجود في هذه الحلقة مادة لم تُستخدم بعد للنجوم. أو ربما يؤدي المجال المغناطيسي المنتظم للغاية في M31 إلى تكوين النجوم في الأذرع الحلزونية. أظهرت الملاحظات مع تلسكوب Effelsberg أن المجال المغناطيسي يتبع عن كثب الأذرع الحلزونية التي شوهدت في ثاني أكسيد الكربون.
حلقة تكوين النجوم ("منطقة الولادة") في درب التبانة ، والتي تمتد من 10000 إلى 20000 سنة ضوئية من المركز ، أصغر من M31. وعلى الرغم من ذلك ، فإنه يحتوي على ما يقرب من 10 أضعاف كمية الغاز الجزيئي (انظر الجدول في الملحق). نظرًا لأن جميع المجرات في نفس العمر تقريبًا ، فإن مجرة درب التبانة كانت أكثر اقتصادا بموادها الخام. من ناحية أخرى ، تشير العديد من النجوم القديمة بالقرب من مركز M31 إلى أنه في الماضي كان معدل تكوين النجوم أعلى بكثير مما كان عليه في الوقت الحاضر: هنا تم معالجة معظم الغاز بالفعل. توضح لنا خريطة CO الجديدة أن أندروميدا كان فعالاً للغاية في تكوين النجوم في الماضي. في بعض بلايين السنين من الآن ، قد تبدو درب التبانة مشابهة لأندروميدا الآن.
المصدر الأصلي: بيان صحفي لمعهد ماكس بلانك
