천문학 자들은 별들이 차가운 수소 가스의 붕괴하는 구름 내부에서 형성된다고 생각합니다. 이 구름들은 지구의 대기가 방출하는 빛의 대부분을 흡수하기 때문에보기가 매우 어렵습니다. 그러나 다른 가스 인 일산화탄소도 항상 존재하며 지구에서 쉽게 관찰 할 수 있습니다. Max Planck Institute for Radio Astronomy의 천문학 자들은 안드로메다 은하에서 이러한 별 형성 영역의 상세한지도를 개발했습니다.
별은 어떻게 형성됩니까? 이것은 천문학에서 가장 중요한 질문 중 하나입니다. 우리는 별이 형성되는 온도가 -220 C (50 K) 이하인 차가운 가스 구름에서 일어난다는 것을 알고 있습니다. 밀도가 높은 가스 영역에서만 중력이 붕괴되어 별이 형성 될 수 있습니다. 은하에서의 차가운 가스 구름은 분자 수소, H2 (1 개의 분자로 결합 된 2 개의 수소 원자)로 우선적으로 구성된다. 이 분자는 대기의 적외선이 흡수하기 때문에 지구 기반 망원경으로는 관측 할 수없는 스펙트럼의 적외선 대역폭에서 약한 스펙트럼 선을 방출합니다. 따라서 천문학 자들은 H2 근처에서 항상 발견되는 또 다른 분자, 즉 일산화탄소, CO를 연구합니다. 2.6mm의 파장에서 강한 CO의 스펙트럼 선은 대기 중 유리한 위치에있는 전파 망원경으로 관찰 할 수 있습니다. 사막이나 남극의 마른 산. 우주 우주에서 일산화탄소는 새로운 별과 행성의 형성에 유리한 조건의 지표입니다.
우리 은하, 은하수에서 일산화탄소 분포에 대한 연구가 오랫동안 수행되었습니다. 천문학 자들은 앞으로 수백만 년 동안 별을 형성하기에 충분한 차가운 가스를 발견합니다. 그러나 많은 질문에 답이 없습니다. 예를 들어 어떻게이 분자 가스의 원료가 처음에 존재하게됩니까? Galaxy의 초기 개발 단계에서 공급됩니까, 아니면 따뜻한 원 자성 가스로 형성 할 수 있습니까? 분자 구름이 자발적으로 붕괴 될 수 있습니까? 아니면 불안정하고 붕괴하기 위해 외부에서 행동이 필요합니까? 태양이 은하수의 디스크에 위치하기 때문에 우리 은하에서 일어나는 과정에 대한 개요를 얻는 것은 매우 어렵습니다. “외부”에서 보는 것은 우리의 우주 이웃을 보는 데 도움이 될 것입니다.
카탈로그 번호 M31로도 알려진 안드로메다 은하계는 우리 은하수와 비슷한 수십억 개의 별계입니다. M31의 거리는 250 만 광년으로 가장 가까운 나선 은하가된다. 은하계는 하늘에서 약 5도 이상 펼쳐져 있으며 육안으로는 작은 확산 구름으로 볼 수있다. 이 우주 이웃에 대한 연구는 우리 은하의 과정을 이해하는 데 도움이 될 수 있습니다. 불행하게도, 우리는 M31의 가스 디스크와 별이 거의 가장자리에 있음을보고 있습니다 (오른쪽 그림 1 참조).
1995 년 Grenoble (Michel Guà © lin, Hans Ungerechts, Robert Lucas)에있는 Institut de Radioastronomie Millimétrique (IRAM) 및 Bonn (Christoph Nieten, Nikolaus Neininger, Elly Berkhuijsen, Rainer Beck, Richard Wielebinski)는 일산화탄소 스펙트럼 라인에서 안드로메다 갤럭시 전체를 매핑하는 야심 찬 프로젝트를 시작했습니다. 이 프로젝트에 사용 된 장비는 스페인 그라나다 근처 Pico Veleta (2970 미터)에 위치한 IRAM의 30 미터 무선 망원경이었습니다. 23 arcseconds의 각도 분해능 (관심 주파수 115 GHz = 파장 2.6 mm)으로 150 만 개의 개별 위치를 측정해야했습니다. 관찰 과정의 속도를 높이기 위해 새로운 측정 방법이 사용되었습니다. 무선 망원경은 각 위치에서 관측하는 대신 데이터를 지속적으로 기록하면서 은하계를 가로 질러 스트립으로 구동되었습니다. '즉석에서'라는이 관측 방법은 특히 M31 프로젝트를 위해 개발되었습니다. 현재는 Pico Veleta 전파 망원경뿐만 아니라 밀리미터 파장에서 관측되는 다른 망원경에서도 표준 관행입니다.
M31에서의 각각의 관찰 된 위치에 대해, CO 강도의 하나의 값뿐만 아니라 2.6 mm의 중심 파장의 0.2 %의 대역폭으로 스펙트럼에 걸쳐 동시에 256 개의 값이 기록되었다. 따라서 전체 관측 데이터 세트는 약 4 억 개의 숫자로 구성됩니다! 스펙트럼에서 CO 라인의 정확한 위치는 차가운 가스의 속도에 대한 정보를 제공합니다. 가스가 우리쪽으로 움직이면 라인은 더 짧은 파장으로 이동합니다. 소스가 우리에게서 멀어지면 더 긴 파장으로 이동합니다. 이것은 구급차의 사이렌이 우리를 향하거나 멀어 질 때들을 수있는 것과 동일한 효과 (도플러 효과)입니다. 천문학에서 도플러 효과는 가스 구름의 움직임을 연구 할 수있게한다. 같은 시선에서 보이는 다른 속도의 구름조차도 구별 될 수 있습니다. 스펙트럼 선이 넓 으면 구름이 확장되고 있거나 다른 속도로 여러 구름으로 구성되어있을 수 있습니다.
관측은 2001 년에 끝났습니다. 800 시간 이상의 망원경 시간으로 IRAM 또는 MPIfR의 망원경으로 수행 된 가장 큰 관측 프로젝트 중 하나입니다. 방대한 양의 데이터를 광범위하게 처리하고 분석 한 후 M31의 전체 냉기 분배가 발표되었습니다 (왼쪽 그림 1 참조).
M31의 차가운 가스는 나선형 암의 매우 선조 구조에 집중되어 있습니다. CO 라인은 나선형 암 구조를 추적하는 데 적합합니다. 독특한 나선 팔은 대부분의 별 형성이 일어나는 안드로메다 중심에서 25,000 광에서 40,000 광년 떨어진 거리에서 보입니다. 대부분의 오래된 별이 위치한 중앙 지역에서는 CO 무기가 훨씬 약합니다. 가시선 (약 78도)에 대한 M31의 높은 경사의 결과로, 나선형 아암은 장축이 2 도인 큰 타원형 링을 형성하는 것으로 보인다. 사실, 오랫동안 안드로메다는 실수로 '반지'갤럭시로 여겨졌습니다.
가스 속도 맵 (그림 2 참조)은 거대한 불 바퀴의 스냅 샷과 유사합니다. 한쪽 (남쪽, 왼쪽)에서는 CO 가스가 약 500km / 초로 우리쪽으로 (파란색) 움직이고 다른 쪽 (북쪽, 오른쪽)에서는 '만'100km / 초 (빨간색)로 움직입니다. 안드로메다 은하가 약 300km / 초의 속도로 우리를 향해 움직이고 있기 때문에 약 20 억 년 안에 은하수를 밀접하게 지나갈 것입니다. 또한 M31은 중심 축을 중심으로 약 200km / 초로 회전합니다. 내부 CO 구름은 외부 구름보다 짧은 경로로 이동하기 때문에 서로를 추월 할 수 있습니다. 이것은 나선형 구조로 이어집니다.
나선형 아암에서의 차가운 분자 가스의 밀도는 아암 사이의 영역보다 훨씬 더 큰 반면, 원자 가스는보다 균일하게 분포된다. 이것은 나선 암의 원자 가스, 특히 좁은 별 형성 고리에서 분자 가스가 형성됨을 시사합니다. 이 고리의 기원은 여전히 불분명합니다. 이 반지의 가스는 아직 별에 사용되지 않은 물질 일 수 있습니다. 또는 M31의 매우 규칙적인 자기장은 나선형 팔의 별 형성을 유발합니다. Effelsberg 망원경으로 관찰 한 결과, 자기장은 CO에서 볼 수있는 나선형 팔을 밀접하게 따른다는 것을 알 수 있습니다.
우리 은하수의 별 형성 고리 ( '출생 지대')는 중심에서 10,000 광년에서 20,000 광년으로 확장되어 M31보다 작습니다. 그럼에도 불구하고, 그것은 거의 10 배 많은 분자 가스를 포함합니다 (부록의 표 참조). 모든 은하의 나이가 거의 같기 때문에 은하수는 그 원료로 더욱 경제적이었습니다. 반면에 M31 중심 근처에있는 많은 오래된 별들은 과거에 별 형성 속도가 현재보다 훨씬 높다는 것을 나타냅니다. 여기서 대부분의 가스가 이미 처리되었습니다. 새로운 CO 맵은 Andromeda가 과거에 별을 형성하는 데 매우 효과적이라는 것을 보여줍니다. 지금부터 수십억 년 동안 우리의 은하수는 이제 안드로메다와 비슷하게 보일 수 있습니다.
원본 출처 : Max Planck Institute 뉴스 릴리스
