اخترشناسان بر اين باورند که ستارگان درون ابرهايى از گاز در حال رمبش هيدروژن به وجود مى آيند. اين گاز به طور عمده از مولکول هاى هيدروژن تشکيل شده است. هر مولکول هيدروژن از دو اتم هيدروژن متصل به هم به وجود مى آيد. ديدن اين ابرها بسيار دشوار است، زيرا جو زمين بخش عمده نور گسيل شده از آن را جذب مى کند. با اين همه گاز ديگرى به نام کربن منواکسيد هميشه وجود دارد که مى توان به سادگى آن را از زمين مشاهده کرد. اخترشناسان راديواخترشناسى بنياد ماکس پلانک نقشه دقيقى از اين منطقه تشکيل ستارگان در کهکشان آندرومدا تهيه کرده‌ند.
ستارگان چگونه به وجود آمدند؟ اين يکى از مهمترين پرسش هاى اخترشناسى است. مى دانيم که فرآيند تشکيل ستاره ها در ابرهاى گازى سرد که دمايشان کمتر از oc ۲۲۰- (k ۵ ) است، روى مى دهد. فقط در چنين منطقه هايى با گازهاى چگال است که گرانش مى تواند به رمبش و تشکيل ستارگان منجر شود. ابرهاى گازى سرد کهکشان ها به طور عمده از مولکول هاى هيدروژن يا H2 تشکيل شده اند. (مولکول هاى هيدروژن از دو اتم هيدروژن متصل به هم به وجود مى آيند.) اين مولکول ها يک خط طيفى در محدوده زير قرمز طيف منتشر مى کنند که به وسيله تلسکوپ هاى زمينى نمى توان آن را مشاهده کرد، زيرا جو زمين اين تابش را جذب مى کند. بنابراين اخترشناسان مولکول ديگرى را بررسى مى کنند که هميشه همراه H2 است. اين مولکول کربن منواکسيد ( CO ) است. خط طيفى شديد CO در طول موج mm ۲ ‎ /۶ را مى توان به وسيله راديوتلسکوپ هاى زمينى مستقر در مکان هاى مناسب جوى مشاهده کرد. کوهستان هاى مرتفع و خشک صحراها يا قطب جنوب براى اين منظور مناسب است. وجود کربن منواکسيد در فضاى کيهانى نشانى است بر وضعيت مطلوب براى تشکيل ستارگان و سياره هاى جديد.
پژوهش هاى مربوط به توزيع کربن منواکسيد در کهکشان راه شيرى ما مدت هاى زيادى انجام شده است. اخترشناسان مقدار زيادى گاز سرد يافته اند که براى تشکيل ستاره طى ميليون ها سال آينده کفايت مى کند. اما هنوز پرسش هاى بسيارى بدون پاسخ مانده است، براى مثال چگونه اين مولکول هاى گاز که ماده خام تشکيل ستاره است، به وجود آمده اند. آيا اين ماده خام در مراحل ابتدايى تشکيل کهکشان ها به وجود مى آيد؟ آيا اين ماده خام از گازهاى اتمى داغ به وجود مى آيد؟ آيا ابرهاى مولکولى خود به خود مى رمبند يا لازم است که از بيرون کارى صورت گيرد تا آن را ناپايدار کند و باعث رمبش شود؟ از آنجايى که خورشيد در صفحه راه شيرى واقع است، به دست آوردن بينشى از فرآيندهاى انجام شده در کهکشان ما بسيار دشوار است. نگاه از «بيرون» در اين مورد کمک خوبى است و به همين دليل نگاهى به همسايه کيهانى ما مى تواند بسيار مفيد باشد.

کهکشان آندرومدا که آن را با نام M31 نيز مى شناسند، منظومه اى از ميلياردها ستاره است که به کهکشان راه شيرى ما شباهت دارد. فاصله M31 از ما فقط ۵/۲ ميليون سال نورى است و نزديکترين کهکشان مارپيچ محسوب مى شود. پهناى اين کهکشان در آسمان حدود ۵ درجه است و مى توان آن را با چشم غيرمسلح هم ديد که به صورت ابر کمرنگى مشاهده مى شود. بررسى اين همسايه کيهانى به ما کمک مى کند فرآيندهاى انجام شده در کهکشان خودمان را درک کنيم.
در سال ۱۹۹۵ گروهى از اخترشناسان راديواخترشناسى ميلى مترى ( IRAM ) و گروهى از بخش راديواخترشناسى موسسه ماکس پلانک ( MPIfR ) طرح بلندپروازانه نقشه بردارى از کل کهکشان آندرومدا در خط طيفى کربن منواکسيد را آغاز کردند. ابزارى که در اين طرح به کار رفت، راديوتلسکوپ ۳۰ مترى IRAM بود که در پيکو وله تا (۲۹۷۰ متر) در نزديکى گراناداى اسپانيا مستقر است. با توجه به قدرت تفکيک زاويه اى ۲۳ ثانيه قوسى (در فرکانس مشاهده اى ۱۱۵ GH2 و طول موج mm ۲ ‎ /۶) ۵/۱ ميليون مکان مجزا و منفرد بايد اندازه گيرى مى شد. براى تسريع فرآيند مشاهده، از شيوه جديدى براى اندازه گيرى استفاده شد. راديوتلسکوپ در اين شيوه به جاى مشاهده جداگانه هر موقعيت، اطلاعات را به طور پيوسته از تمام کهکشان جمع آورى مى کند. اين شيوه رصد که «در حرکت» ( on the fly ) ناميده مى شود، به طور اختصاصى براى طرح M31 ابداع شد که امروزه روشى استاندارد نه فقط در راديوتلسکوپ پيکو وله تا بلکه در ديگر راديوتلسکوپ هايى است که در طول موج هاى ميلى مترى رصد مى کنند.
براى هر مکان مشاهده شده در M31 فقط يک مقدار براى شدت CO ثبت نشد، بلکه به طور همزمان ۲۵۶ مقدار به دست آمد که پهناى باند آن ۲/۰ درصد طول موج مرکزى ۶/۲ ميلى مترى است. بنابراين کل اطلاعات رصدى مجموعه اى ۴۰۰ ميليونى را به وجود آورد! مکان دقيق خط CO در طيف، اطلاعاتى در مورد سرعت گاز سرد به ما مى دهد. اگر گاز به سمت ما حرکت کند، خط به سمت طول موج هاى کوتاه تر مى رود. هنگامى که منبع از ما دور مى شود، جابه جايى به سمت طول موج هاى بزرگتر روى مى دهد. اين پديده که اثر داپلر نام دارد، همان پديده اى است که هنگام آژير کشيدن آمبولانسى که به سمت ما مى آيد، يا از ما دور مى شود به وقوع مى پيوندد. در اخترشناسى با استفاده از اثر داپلر حرکت ابرهاى گاز را بررسى مى کنند. حتى در مواردى که ابرهايى با سرعت هاى متفاوت در خط واحدى مشاهده مى شوند، تمايز آنها امکان پذير است. اگر خط طيفى پهن باشد، يا ابر در حال انبساط است، يا ابرشامل چندين بخش است که هر کدام سرعت متفاوتى دارند.
اين رصدها در سال ۲۰۰۱ به پايان رسيد. با توجه به بيش از ۸۰۰ ساعت کار تلسکوپ اين طرح يکى از بزرگترين طرح هايى است که به وسيله تلسکوپ هاى IRAM يا MPIfR انجام شده است. پس از پردازش و تحليل کامل مقدار زيادى از اطلاعات، توزيع کامل گاز سرد در M31 منتشر شد. (شکل بالا سمت چپ)
خط CO در طيف گاز سرد M31 در جاى مناسبى واقع شده و بررسى ساختار بازوى مارپيچ را امکان پذير مى سازد. بازوهاى مارپيچ مجزا در فاصله ۲۵ هزار تا ۴۰ هزار سال نورى از مرکز آندرومدا واقع شده اند که بيشتر ستاره ها در اين منطقه تشکيل مى شوند. در منطقه مرکزى که ستارگان پير متمرکز شده اند، خط هاى CO بسيار ضعيف ترند. با توجه به شيب زياد M31 نسبت به خط ديد (حدود ۷۸ درجه) بازوهاى مارپيچ حلقه بيضوى بزرگى را مى سازند. در حقيقت مدت هاى زيادى به اشتباه آندرومدا را کهکشانى حلقوى در نظر مى گرفتند.
نقشه سرعت گازها (شکل زير) شبيه به عکس يک حلقه آتش است. در يک سمت (در بخش پايين، چپ) گاز CO با سرعت حدود ۵۰۰ کيلومتر بر ثانيه به سمت ما حرکت مى کند (بخش آبى) اما در سمت ديگر (بالا، راست) با سرعت ۱۰۰ کيلومتر بر ثانيه (قرمز) حرکت مى کند. از آنجايى که کهکشان آندرومدا با سرعت ۳۰۰ کيلومتر بر ثانيه به سمت ما حرکت مى کند، حدود دو ميليارد سال ديگر از کهکشان راه شيرى کاملاً عبور مى کند. علاوه بر آن M31 با سرعت حدود ۲۰۰ کيلومتر حول محور اصلى مى گردد. از آنجايى که ابرهاى داخلى CO مسير کوتاه ترى نسبت به ابرهاى بيرونى را مى پيمايند، مى توانند سبقت بگيرند. اين پديده به ساختار مارپيچ منجر مى شود.چگالى گازهاى مولکولى سرد در بازوهاى مارپيچ بيشتر از چگالى گازها بين اين بازوها است، اما گازهاى اتمى به طور يکنواخت ترى توزيع شده است. اين پديده بيانگر آن است که گازهاى مولکولى از گازهاى اتمى موجود در بازوهاى مارپيچ به ويژه در حلقه هاى باريک تشکيل ستاره به وجود آمده است. منشاء اين حلقه هنوز نامعلوم است. شايد گاز موجود در حلقه موادى باشد که هنوز براى تشکيل ستارگان استفاده نشده است، شايد هم ميدان مغناطيسى M31 موجب تشکيل ستارگان در بازوهاى مارپيچ شود. رصدهاى انجام شده با تلسکوپ افلسبرگ ( Effelsberg ) نشان داد که ميدان مغناطيسى از همان بازوهاى مارپيچ ديده شده در CO تبعيت مى کند.حلقه تشکيل ستارگان (ناحيه تولد) در کهکشان راه شيرى ما از ۱۰ تا ۲۰ هزار سال نورى از مرکز کهکشان وسعت دارد که از منطقه مشابه M31 کوچکتر است. اما به رغم آن، مولکول هاى گاز راه شيرى ۱۰ برابر بيشتر است. با توجه به اينکه سن کهکشان ها برابر است، بازدهى کهکشان راه شيرى نسبت به مواد اوليه اش بيشتر است. از طرف ديگر تعداد زياد ستارگان پير در مرکز M31 بيانگر آن است که سرعت تشکيل ستارگان در گذشته بسيار بيشتر از زمان حال بوده. از اين رو بيشتر گازها پيش از اين مصرف شده اند. نقش جديد CO نشان مى دهد که فرآيند تشکيل ستارگان در آندرومدا در گذشته بسيار کارآمد بود. شايد ميلياردها سال پس از اين، کهکشان راه شيرى ما به وضعيت فعلى آندرومدا شبيه شود.

منبع:

www.universetoday.com