天文学者は、冷たい水素ガスの崩壊する雲の中に星が形成されると考えています。地球の大気が放射する光の多くを吸収するため、これらの雲は非常に見えにくくなっています。ただし、別のガスである一酸化炭素も常に存在し、地球から簡単に観測できます。マックスプランク電波研究所の天文学者たちは、アンドロメダ銀河のこれらの星形成領域の詳細な地図を作成しました。
星はどのように形成されますか？これは天文学で最も重要な問題の1つです。星が形成されるのは、気温が-220℃（50 K）未満の冷たいガス雲の中で起こることです。密度の高いガスのこれらの領域でのみ、重力が崩壊を引き起こし、したがって星の形成を引き起こす可能性があります。銀河の冷たいガス雲は、水素分子H2（1つの分子として結合した2つの水素原子）から優先的に構成されます。この分子は、大気がこの放射線を吸収するため、地球ベースの望遠鏡では観測できないスペクトルの赤外線帯域幅で弱いスペクトル線を放出します。したがって、天文学者はH2の近くで常に見られる別の分子、すなわち一酸化炭素COを研究しています。COの波長2.6 mmの強烈なスペクトル線は、大気に好都合な場所に設置された電波望遠鏡で観測できます。砂漠や南極の乾燥した山々。宇宙空間では、一酸化炭素は新しい星や惑星の形成に有利な条件の指標です。
私たちの銀河である天の川では、一酸化炭素の分布の研究が長い間行われてきました。天文学者は、これから何百万年もの間、恒星を形成するのに十分な冷たいガスを見つけます。しかし、多くの質問には答えがありません。たとえば、この分子ガスの原料が最初にどのように存在するようになるかなどです。それは銀河の初期開発段階から供給されますか、それともより暖かい原子ガスから形成できますか？分子雲は自然に崩壊する可能性がありますか、それとも不安定にして崩壊させるために外部からのアクションが必要ですか？太陽は天の川の円盤に位置しているため、私たちの銀河で行われているプロセスの概要を取得することは非常に困難です。 「外」から見ることは助けとなるでしょうし、私たちの宇宙の隣人を見ることもそうでしょう。
アンドロメダ銀河は、カタログ番号M31でも知られていますが、私たちの天の川と同様に数十億の星のシステムです。 M31の距離は250万光年の「わずか」で、最も近い渦巻銀河になります。この銀河は空中で約5度広がり、肉眼では小さな拡散雲として見ることができます。この宇宙の隣人の研究は、私たち自身の銀河のプロセスを理解するのに役立ちます。残念ながら、M31ではガスと星の円盤がほぼ真正面に見えています（図1の右を参照）。
1995年にグルノーブル（ミシェルギュリン、ハンスウンゲレヒト、ロバートルーカス）の電波天文学研究所ミリミトリク（IRAM）とボン（クリストフニエテン、マックスプランク電波天文研究所） Nikolaus Neininger、Elly Berkhuijsen、Rainer Beck、Richard Wielebinski）は、一酸化炭素スペクトル線でアンドロメダ銀河全体をマッピングするという野心的なプロジェクトを開始しました。このプロジェクトに使用された機器は、スペインのグラナダ近くのピコベレタ（2970メートル）にあるIRAMの30メートル電波望遠鏡でした。 23アーク秒の角度分解能で（115 GHzの観測周波数= 2.6 mmの波長で）150万の個々の位置を測定する必要がありました。観察プロセスをスピードアップするために、新しい測定方法が使用されました。電波望遠鏡は、各位置で観測するのではなく、データを連続的に記録しながら銀河を横切って帯状に駆動されました。 「オンザフライ」と呼ばれるこの観測方法は、M31プロジェクト用に特別に開発されました。現在では、Pico Veleta電波望遠鏡だけでなく、ミリ波で観測する他の望遠鏡でも標準的な方法となっています。
M31で観測された位置ごとに、CO強度の1つの値だけでなく、2.6 mmの中心波長の0.2％の帯域幅でスペクトル全体で256の値が同時に記録されました。したがって、完全な観測データセットは約4億の数値で構成されます！スペクトル内のCOラインの正確な位置は、冷たいガスの速度に関する情報を提供します。ガスが私たちに向かって移動している場合、ラインはより短い波長にシフトします。光源が遠ざかると、より長い波長にシフトします。これは、救急車のサイレンが近づいたり遠ざかったりしたときに聞こえるのと同じ効果（ドップラー効果）です。天文学では、ドップラー効果によりガス雲の動きを研究できます。同じ視線で見られる速度の異なる雲でさえ区別できます。スペクトル線が広い場合、雲は拡大している可能性があります。そうでない場合は、異なる速度のいくつかの雲で構成されています。
観測は2001年に終了しました。800時間を超える望遠鏡の時間で、これはIRAMまたはMPIfRの望遠鏡を使用して行われた最大の観測プロジェクトの1つです。膨大な量のデータを広範囲に処理および分析した後、M31の冷ガスの完全な分布が公開されました（図1左を参照）。
M31の冷たいガスは、スパイラルアームの非常に細い構造に集中しています。 COラインは、スパイラルアーム構造のトレースに適しています。アンドロメダの中心から25,000光年から40,000光年の距離に特徴的ならせん状の腕が見られます。ここでは、星の形成がほとんど行われています。古い星の大部分が配置されている中央領域では、COアームははるかに弱いです。視線に対してM31の傾斜が高いため（約78度）、らせん状のアームは、長軸が2度の大きな楕円形のリングを形成しているように見えます。実際、アンドロメダは長い間、誤って「リング」銀河と見なされていました。
ガス速度のマップ（図2を参照）は、巨大な消防車のスナップショットに似ています。一方（南、左）では、COガスは約500 km /秒で私たちに向かって移動しています（青）が、もう一方（北、右）では「わずか」100 km /秒（赤）で移動しています。アンドロメダ銀河は毎秒約300 kmの速度で私たちに向かって移動しているので、約20億年で銀河系を間もなく通過します。また、M31は中心軸を中心に毎秒約200kmで回転しています。内側のCO雲は外側の雲よりも短いパスで移動しているため、それらは互いに追い越すことができます。これは、らせん構造をもたらします。
スパイラルアーム内の冷たい分子ガスの密度は、アーム間の領域よりもはるかに大きくなりますが、原子ガスはより均一に分布します。これは、分子ガスが、特に星形成の狭いリングで、らせん状の腕の中で原子ガスから形成されることを示唆しています。このリングの起源はまだ不明です。このリングのガスは、まだ星に使われていない物質である可能性があります。あるいは、M31の非常に規則的な磁場が、らせん状の腕に星の形成を引き起こしたのかもしれません。 Effelsberg望遠鏡での観測では、磁場はCOに見られるらせん状の腕に密接に追従していることがわかりました。
私たち自身の天の川の星形成のリング（「誕生ゾーン」）は、中心から1万光年から2万光年に伸びており、M31よりも小さくなっています。それにもかかわらず、分子ガスのほぼ10倍の量が含まれています（付録の表を参照）。すべての銀河はほぼ同じ年齢であるため、天の川はその原料により経済的でした。一方、M31の中心近くの多くの古い星は、過去の星形成率が現在よりもはるかに高かったことを示しています。ここでは、ほとんどのガスがすでに処理されています。新しいCOマップは、アンドロメダが過去の星形成に非常に効果的であったことを示しています。今から数十億年後に私たちの天の川はアンドロメダに似ているように見えるかもしれません。
元のソース：Max Planck Instituteニュースリリース
