Các nhà thiên văn học nghĩ rằng các ngôi sao hình thành bên trong các đám mây khí hydro lạnh sụp đổ. Những đám mây này rất khó nhìn thấy vì bầu khí quyển Trái đất hấp thụ phần lớn ánh sáng mà nó tỏa ra; tuy nhiên, một loại khí khác, carbon monoxide luôn luôn có mặt và có thể quan sát dễ dàng từ Trái đất. Các nhà thiên văn học từ Viện thiên văn vô tuyến Max Planck đã phát triển một bản đồ chi tiết về các khu vực hình thành sao này trong thiên hà Andromeda.
Sao được hình thành như thế nào? Đây là một trong những câu hỏi quan trọng nhất trong thiên văn học. Chúng ta biết rằng sự hình thành sao diễn ra trong các đám mây khí lạnh với nhiệt độ dưới -220 C (50 K). Chỉ trong những vùng khí dày đặc này mới có thể hấp dẫn dẫn đến sự sụp đổ và do đó hình thành sao. Các đám mây khí lạnh trong các thiên hà được cấu tạo tốt hơn là hydro phân tử, H2 (hai nguyên tử hydro liên kết dưới dạng một phân tử). Phân tử này phát ra một vạch quang phổ yếu trong băng thông hồng ngoại của phổ không thể quan sát được bằng kính viễn vọng trên Trái đất vì bầu khí quyển hấp thụ bức xạ này. Do đó, các nhà thiên văn học nghiên cứu một phân tử khác luôn được tìm thấy trong vùng lân cận H2, đó là carbon monoxide, CO. Đường quang phổ cường độ cao của CO ở bước sóng 2,6 mm có thể được quan sát bằng kính viễn vọng vô tuyến được đặt trên các vị trí thuận lợi trong khí quyển: cao và núi khô, trong sa mạc hoặc ở Nam Cực. Trong vũ trụ, carbon monoxide là một chỉ số về các điều kiện thuận lợi cho sự hình thành của các ngôi sao và hành tinh mới.
Trong thiên hà của chúng ta, Dải Ngân hà, các nghiên cứu về sự phân phối carbon monoxide đã được thực hiện trong một thời gian dài. Các nhà thiên văn tìm thấy đủ khí lạnh để hình thành sao trong hàng triệu năm tới. Nhưng nhiều câu hỏi chưa được trả lời; ví dụ, làm thế nào nguyên liệu thô của khí phân tử này tồn tại ở nơi đầu tiên. Được cung cấp bởi giai đoạn phát triển ban đầu của Thiên hà, hay nó có thể được hình thành từ khí nguyên tử ấm hơn? Một đám mây phân tử có thể sụp đổ một cách tự nhiên hay nó cần một hành động từ bên ngoài để làm cho nó không ổn định và sụp đổ? Vì Mặt trời nằm trong đĩa của Dải Ngân hà nên rất khó có được cái nhìn tổng quan về các quá trình diễn ra trong Thiên hà của chúng ta. Nhìn từ bên ngoài thành phố sẽ giúp và nhìn vào những người hàng xóm vũ trụ của chúng ta.
Thiên hà Andromeda, còn được biết đến dưới danh mục M31, là một hệ thống gồm hàng tỷ ngôi sao, tương tự như Dải Ngân hà của chúng ta. Khoảng cách của M31 chỉ bằng 2,5 triệu năm ánh sáng, khiến nó trở thành thiên hà xoắn ốc gần nhất Thiên hà trải rộng trên 5 độ trên bầu trời và có thể nhìn thấy bằng mắt thường như một đám mây khuếch tán nhỏ. Các nghiên cứu về người hàng xóm vũ trụ này có thể giúp tìm hiểu các quá trình trong Thiên hà của chúng ta. Thật không may, chúng ta đang nhìn thấy đĩa khí và các ngôi sao trong M31 gần như cạnh trên (xem Hình 1, bên phải).
Năm 1995, một nhóm các nhà thiên văn vô tuyến tại Viện nghiên cứu Radioastronomie Millimà trique (IRAM) ở Grenoble (Michel Guà lin, Hans Ungerechts, Robert Lucas) và tại Viện thiên văn vô tuyến Max Planck (MP IfR) ở Bon (Christoph Nieten Nikolaus Neininger, Elly Berkhuijsen, Rainer Beck, Richard Wielebinski) đã bắt đầu dự án đầy tham vọng về việc lập bản đồ toàn bộ thiên hà Andromeda trong vạch phổ carbon monoxide. Thiết bị được sử dụng cho dự án này là kính viễn vọng vô tuyến 30 mét của IRAM, nằm trên Pico Veleta (2970 mét) gần Granada ở Tây Ban Nha. Với độ phân giải góc 23 vòng cung (ở tần số quan sát là 115 GHz = bước sóng 2,6 mm) phải đo 1,5 triệu vị trí riêng lẻ. Để tăng tốc quá trình quan sát, một phương pháp đo lường mới đã được sử dụng. Thay vì quan sát ở từng vị trí, kính viễn vọng vô tuyến được điều khiển theo dải trên khắp thiên hà với việc ghi dữ liệu liên tục. Phương pháp quan sát này, được gọi là ‘trên con ruồi, được phát triển đặc biệt cho dự án M31; bây giờ nó là tiêu chuẩn thực hành, không chỉ ở kính viễn vọng vô tuyến Pico Veleta mà còn ở các kính thiên văn khác quan sát ở bước sóng milimet.
Đối với mỗi vị trí quan sát trong M31, không chỉ ghi lại một giá trị cường độ CO, mà 256 giá trị đồng thời trên toàn phổ với băng thông 0,2% của bước sóng trung tâm 2,6 mm. Do đó, bộ dữ liệu quan sát hoàn chỉnh bao gồm khoảng 400 triệu số! Vị trí chính xác của dòng CO trong phổ cho chúng ta thông tin về vận tốc của khí lạnh. Nếu khí di chuyển về phía chúng ta, thì dòng được chuyển sang bước sóng ngắn hơn. Khi nguồn di chuyển ra xa chúng ta, thì chúng ta sẽ thấy sự dịch chuyển sang bước sóng dài hơn. Đây là hiệu ứng tương tự (hiệu ứng Doppler) mà chúng ta có thể nghe thấy khi còi báo động xe cứu thương di chuyển về phía chúng ta hoặc cách xa chúng ta. Trong thiên văn học, hiệu ứng Doppler cho phép nghiên cứu chuyển động của các đám mây khí; thậm chí các đám mây với vận tốc khác nhau nhìn thấy trong cùng một đường ngắm có thể được phân biệt. Nếu đường quang phổ rộng, thì đám mây có thể đang mở rộng hoặc nếu không thì nó bao gồm một số đám mây với vận tốc khác nhau.
Các quan sát đã kết thúc vào năm 2001. Với hơn 800 giờ thời gian của kính viễn vọng, đây là một trong những dự án quan sát lớn nhất được thực hiện với các kính viễn vọng IRAM hoặc MP IfR. Sau khi xử lý và phân tích rộng rãi lượng dữ liệu khổng lồ, sự phân phối hoàn toàn khí lạnh trong M31 vừa được công bố (xem hình 1, bên trái).
Khí lạnh trong M31 tập trung ở các cấu trúc rất nhỏ trong các nhánh xoắn ốc. Dòng CO xuất hiện rất phù hợp để theo dõi cấu trúc cánh tay xoắn ốc. Các nhánh xoắn ốc đặc biệt được nhìn thấy ở khoảng cách từ 25.000 đến 40.000 năm ánh sáng từ trung tâm Andromeda, nơi hầu hết sự hình thành sao xảy ra. Ở các khu vực trung tâm, nơi đặt phần lớn các ngôi sao cũ, các nhánh CO yếu hơn nhiều. Do độ nghiêng cao của M31 so với đường ngắm (khoảng 78 độ), các nhánh xoắn ốc dường như tạo thành một vòng tròn lớn, hình elip với trục chính là 2 độ. Trên thực tế, trong một thời gian dài Andromeda đã bị lấy nhầm, là một thiên hà ‘ring.
Bản đồ vận tốc khí (xem hình 2) giống như một cú bắn nhanh của một bánh xe lửa khổng lồ. Ở một bên (ở phía nam, bên trái) khí CO đang di chuyển với tốc độ 500 km / giây về phía chúng tôi (màu xanh), nhưng ở phía bên kia (phía bắc, bên phải) với ‘chỉ cách 100 km / giây (màu đỏ). Vì thiên hà Andromeda đang di chuyển về phía chúng ta với vận tốc khoảng 300 km / giây, nó sẽ theo sát dải Ngân hà trong khoảng 2 tỷ năm. Ngoài ra, M31 đang quay với khoảng 200 km / giây quanh trục trung tâm của nó. Vì các đám mây CO bên trong đang di chuyển trên một con đường ngắn hơn các đám mây bên ngoài, chúng có thể vượt qua nhau. Điều này dẫn đến một cấu trúc xoắn ốc.
Mật độ của khí phân tử lạnh trong các nhánh xoắn ốc lớn hơn nhiều so với các khu vực giữa các nhánh, trong khi đó khí nguyên tử phân bố đồng đều hơn. Điều này cho thấy khí phân tử được hình thành từ khí nguyên tử trong các nhánh xoắn ốc, đặc biệt là trong vòng hẹp của sự hình thành sao. Nguồn gốc của chiếc nhẫn này vẫn chưa rõ ràng. Có thể là khí trong vòng này chỉ là vật liệu chưa được sử dụng cho các ngôi sao. Hoặc có lẽ từ trường rất đều trong M31 kích hoạt sự hình thành sao trong nhánh xoắn ốc. Các quan sát với kính viễn vọng Effelsberg cho thấy từ trường bám sát các nhánh xoắn ốc nhìn thấy trong CO.
Vòng hình thành sao (‘vùng sinh ra) trong Dải Ngân hà của chúng ta, kéo dài từ 10.000 đến 20.000 năm ánh sáng từ trung tâm, nhỏ hơn so với M31. Mặc dù vậy, nó chứa lượng khí phân tử gần gấp 10 lần (xem bảng trong Phụ lục). Vì tất cả các thiên hà đều ở cùng độ tuổi, Dải Ngân hà đã tiết kiệm hơn với nguyên liệu thô. Mặt khác, nhiều ngôi sao cũ gần trung tâm của M31 chỉ ra rằng trong quá khứ, tốc độ hình thành sao cao hơn nhiều so với hiện tại: ở đây hầu hết khí đã được xử lý. Bản đồ CO mới cho chúng ta thấy rằng Andromeda rất hiệu quả trong việc hình thành các ngôi sao trong quá khứ. Trong vài tỷ năm nữa, Dải Ngân hà của chúng ta có thể trông giống với Andromeda bây giờ.
Nguồn gốc: Bản tin của Viện Max Planck
