Los astrónomos piensan que las estrellas se forman dentro del colapso de las nubes de gas frío de hidrógeno. Estas nubes son muy difíciles de ver porque la atmósfera de la Tierra absorbe gran parte de la luz que irradia; Sin embargo, otro gas, el monóxido de carbono también está siempre presente, y se puede observar fácilmente desde la Tierra. Los astrónomos del Instituto Max Planck de Radioastronomía han desarrollado un mapa detallado de estas regiones de formación estelar en la galaxia de Andrómeda.
¿Cómo se forman las estrellas? Esta es una de las preguntas más importantes en astronomía. Sabemos que la formación de estrellas tiene lugar en nubes frías de gas con temperaturas inferiores a -220 C (50 K). Solo en estas regiones de gas denso puede la gravitación conducir a un colapso y, por lo tanto, a la formación de estrellas. Las nubes de gas frío en las galaxias están compuestas preferentemente de hidrógeno molecular, H2 (dos átomos de hidrógeno unidos como una molécula). Esta molécula emite una línea espectral débil en el ancho de banda infrarroja del espectro que los telescopios terrestres no pueden observar porque la atmósfera absorbe esta radiación. Por lo tanto, los astrónomos estudian otra molécula que siempre se encuentra cerca del H2, a saber, el monóxido de carbono, CO. La línea espectral intensa de CO a la longitud de onda de 2.6 mm se puede observar con radiotelescopios que se colocan en sitios atmosféricos favorables: alto y montañas secas, en el desierto o en el Polo Sur. En el espacio cósmico, el monóxido de carbono es un indicador de condiciones favorables para la formación de nuevas estrellas y planetas.
En nuestra galaxia, la Vía Láctea, los estudios sobre la distribución del monóxido de carbono se han llevado a cabo durante mucho tiempo. Los astrónomos encuentran suficiente gas frío para la formación de estrellas durante millones de años. Pero muchas preguntas no tienen respuesta; por ejemplo, cómo esta materia prima de gas molecular comienza a existir. ¿Es suministrado por la etapa temprana de desarrollo de la Galaxia, o puede formarse a partir de un gas atómico más cálido? ¿Puede una nube molecular colapsar espontáneamente o necesita una acción externa para hacerla inestable y colapsar? Dado que el Sol está ubicado en el disco de la Vía Láctea, es muy difícil obtener una visión general de los procesos que tienen lugar en nuestra galaxia. Mirar desde "afuera" ayudaría, y también lo hace mirar a nuestros vecinos cósmicos.
La galaxia de Andrómeda, también conocida bajo su número de catálogo M31, es un sistema de miles de millones de estrellas, similar a nuestra Vía Láctea. La distancia de M31 es "solo" 2.5 millones de años luz, lo que la convierte en la galaxia espiral más cercana. La galaxia se extiende sobre unos 5 grados en el cielo y puede verse a simple vista como una pequeña nube difusa. Los estudios de este vecino cósmico pueden ayudar a comprender los procesos en nuestra propia galaxia. Desafortunadamente, estamos viendo el disco de gas y estrellas en M31 casi de borde (ver Fig. 1, derecha).
En 1995, un equipo de radioastrónomos en el Instituto de Radioastronomía Millimétrica (IRAM) en Grenoble (Michel Guélin, Hans Ungerechts, Robert Lucas) y en el Instituto Max Planck de Radioastronomía (MPIfR) en Bonn (Christoph Nieten, Nikolaus Neininger, Elly Berkhuijsen, Rainer Beck, Richard Wielebinski) comenzaron el ambicioso proyecto de mapear toda la galaxia de Andrómeda en la línea espectral de monóxido de carbono. El instrumento utilizado para este proyecto fue el radiotelescopio de 30 metros de IRAM que se encuentra en Pico Veleta (2970 metros) cerca de Granada en España. Con una resolución angular de 23 segundos de arco (a la frecuencia de observación de 115 GHz = longitud de onda de 2,6 mm) se tuvieron que medir 1,5 millones de posiciones individuales. Para acelerar el proceso de observación se utilizó un nuevo método de medición. En lugar de observar en cada posición, el radiotelescopio se condujo en tiras a través de la galaxia con un registro continuo de los datos. Este método de observación, llamado "sobre la marcha", fue especialmente desarrollado para el proyecto M31; ahora es una práctica estándar, no solo en el radiotelescopio Pico Veleta sino también en otros telescopios que observan longitudes de onda milimétricas.
Para cada posición observada en M31 no solo se registró un valor de intensidad de CO, sino 256 valores simultáneamente en todo el espectro con un ancho de banda del 0.2% de la longitud de onda central de 2.6 mm. ¡Así, el conjunto completo de datos de observación consta de unos 400 millones de números! La posición exacta de la línea de CO en el espectro nos da información sobre la velocidad del gas frío. Si el gas se mueve hacia nosotros, entonces la línea se desplaza a longitudes de onda más cortas. Cuando la fuente se aleja de nosotros, vemos un cambio a longitudes de onda más largas. Este es el mismo efecto (el efecto Doppler) que podemos escuchar cuando la sirena de una ambulancia se mueve hacia nosotros o lejos de nosotros. En astronomía, el efecto Doppler permite estudiar los movimientos de las nubes de gas; Incluso se pueden distinguir nubes con diferentes velocidades vistas en la misma línea de visión. Si la línea espectral es amplia, entonces la nube puede estar expandiéndose o, de lo contrario, consta de varias nubes a diferentes velocidades.
Las observaciones finalizaron en 2001. Con más de 800 horas de tiempo de telescopio, este es uno de los mayores proyectos de observación realizados con los telescopios de IRAM o MPIfR. Después de un extenso procesamiento y análisis de las enormes cantidades de datos, se acaba de publicar la distribución completa del gas frío en M31 (ver Fig. 1, izquierda).
El gas frío en M31 se concentra en estructuras muy filigrana en los brazos espirales. La línea CO parece muy adecuada para trazar la estructura del brazo espiral. Los brazos espirales distintivos se ven a distancias entre 25,000 y 40,000 años luz desde el centro de Andrómeda, donde ocurre la mayor parte de la formación estelar. En las regiones centrales, donde se encuentra la mayor parte de las estrellas más antiguas, los brazos de CO son mucho más débiles. Como resultado de la alta inclinación de M31 en relación con la línea de visión (aproximadamente 78 grados), los brazos espirales parecen formar un gran anillo elíptico con un eje mayor de 2 grados. De hecho, durante mucho tiempo se tomó a Andrómeda, erróneamente, como una galaxia de "anillo".
El mapa de las velocidades del gas (ver Fig. 2) se asemeja a una instantánea de una rueda de fuego gigante. Por un lado (en el sur, izquierda), el gas CO se mueve con unos 500 km / segundo hacia nosotros (azul), pero por el otro lado (norte, derecha) con "solo" 100 km / segundo (rojo). Dado que la galaxia de Andrómeda se está moviendo hacia nosotros con una velocidad de aproximadamente 300 km / segundo, pasará de cerca la Vía Láctea en aproximadamente 2 mil millones de años. Además, M31 está girando con unos 200 km / segundo alrededor de su eje central. Como las nubes de CO internas se mueven en un camino más corto que las nubes externas, pueden adelantarse entre sí. Esto lleva a una estructura en espiral.
La densidad del gas molecular frío en los brazos espirales es mucho mayor que en las regiones entre los brazos, mientras que el gas atómico se distribuye de manera más uniforme. Esto sugiere que el gas molecular se forma a partir del gas atómico en los brazos espirales, especialmente en el anillo estrecho de la formación de estrellas. El origen de este anillo aún no está claro. Podría ser que el gas en este anillo sea solo material que aún no se usa para las estrellas. O tal vez el campo magnético muy regular en M31 desencadena la formación de estrellas en los brazos espirales. Las observaciones con el telescopio Effelsberg mostraron que el campo magnético sigue de cerca los brazos espirales vistos en CO.
El anillo de formación estelar ("zona de nacimiento") en nuestra Vía Láctea, que se extiende desde 10,000 hasta 20,000 años luz desde el centro, es más pequeño que en M31. A pesar de esto, contiene casi 10 veces más gas molecular (ver tabla en el Apéndice). Como todas las galaxias tienen aproximadamente la misma edad, la Vía Láctea ha sido más económica con su materia prima. Por otro lado, las muchas estrellas antiguas cercanas al centro de M31 indican que en el pasado la tasa de formación de estrellas era mucho más alta que en la actualidad: aquí la mayor parte del gas ya se ha procesado. El nuevo mapa de CO nos muestra que Andrómeda fue muy efectiva en la formación de estrellas en el pasado. En algunos miles de millones de años a partir de ahora, nuestra Vía Láctea puede parecerse ahora a Andrómeda.
Fuente original: Comunicado de prensa del Instituto Max Planck
