खगोलविदों का मानना है कि ठंडी हाइड्रोजन गैस के बादलों के ढहने से तारे अंदर बनते हैं। इन बादलों को देखना बहुत मुश्किल है क्योंकि पृथ्वी का वायुमंडल बहुत अधिक प्रकाश को अवशोषित करता है जो इसे विकिरणित करता है; हालाँकि, एक अन्य गैस, कार्बन मोनोऑक्साइड हमेशा मौजूद रहती है, और इसे पृथ्वी से आसानी से देखा जा सकता है। मैक्स प्लैंक इंस्टीट्यूट फॉर रेडियो एस्ट्रोनॉमी के खगोलविदों ने एंड्रोमेडा आकाशगंगा में इन स्टार बनाने वाले क्षेत्रों का एक विस्तृत नक्शा विकसित किया है।
तारे कैसे बनते हैं? यह खगोल विज्ञान के सबसे महत्वपूर्ण प्रश्नों में से एक है। हम जानते हैं कि -220 C (50 K) से कम तापमान वाले ठंडे गैस बादलों में स्टार का निर्माण होता है। केवल घने गैस के इन क्षेत्रों में गुरुत्वाकर्षण का पतन हो सकता है और इसलिए तारा निर्माण हो सकता है। आकाशगंगाओं में ठंडे गैस बादलों को आणविक हाइड्रोजन, एच 2 (एक अणु के रूप में बंधे दो हाइड्रोजन परमाणुओं) से अधिमानतः बनाया जाता है। यह अणु स्पेक्ट्रम की अवरक्त बैंडविड्थ में एक कमजोर वर्णक्रमीय रेखा का उत्सर्जन करता है जिसे पृथ्वी-आधारित दूरबीनों द्वारा नहीं देखा जा सकता क्योंकि वायुमंडल इस विकिरण को अवशोषित करता है। इसलिए, खगोलविद एक और अणु का अध्ययन करते हैं जो हमेशा H2 के पड़ोस में पाया जाता है, जिसका नाम कार्बन मोनोऑक्साइड, CO है। 2.6 मिमी की तरंग दैर्ध्य पर CO की तीव्र वर्णक्रमीय रेखा को रेडियो दूरबीनों से देखा जा सकता है जिन्हें वायुमंडलीय रूप से अनुकूल स्थलों पर रखा जाता है: उच्च और। सूखे पहाड़, रेगिस्तान में या दक्षिणी ध्रुव पर। कॉस्मिक स्पेस में कार्बन मोनोऑक्साइड नए तारों और ग्रहों के निर्माण के लिए अनुकूल परिस्थितियों का एक संकेतक है।
हमारी आकाशगंगा, मिल्की वे में, लंबे समय से कार्बन मोनोऑक्साइड के वितरण के अध्ययन किए गए हैं। खगोलविदों को आने वाले लाखों वर्षों के दौरान स्टार गठन के लिए पर्याप्त ठंडी गैस मिलती है। लेकिन कई सवाल अनुत्तरित हैं; उदाहरण के लिए, आणविक गैस का यह कच्चा माल पहले स्थान पर कैसे आता है। क्या यह गैलेक्सी के शुरुआती विकास चरण द्वारा आपूर्ति की गई है, या इसे गर्म परमाणु गैस से बनाया जा सकता है? क्या एक आणविक मेघ अनायास गिर सकता है या इसे अस्थिर और ढहने के लिए बाहर से कार्रवाई की आवश्यकता है? चूंकि सूर्य मिल्की वे की डिस्क में स्थित है, इसलिए हमारी गैलेक्सी में होने वाली प्रक्रियाओं का अवलोकन प्राप्त करना बहुत मुश्किल है। “बाहर” से देखने से मदद मिलेगी और ऐसा हमारे ब्रह्मांडीय पड़ोसियों पर भी एक नज़र डालता है।
एंड्रोमेडा आकाशगंगा, जिसे इसके कैटलॉग नंबर M31 के तहत भी जाना जाता है, हमारे मिल्की वे के समान अरबों सितारों की एक प्रणाली है। M31 की दूरी ‘केवल million 2.5 मिलियन प्रकाश वर्ष है, जो इसे निकटतम सर्पिल आकाशगंगा बनाता है। आकाश में आकाशगंगा लगभग 5 डिग्री तक फैली हुई है और इसे नग्न आंखों के साथ एक छोटे से फैलते हुए बादल के रूप में देखा जा सकता है। इस ब्रह्मांडीय पड़ोसी के अध्ययन हमारी अपनी गैलेक्सी में प्रक्रियाओं को समझने में मदद कर सकते हैं। दुर्भाग्य से, हम M31 के किनारे-किनारे गैस और तारों की डिस्क देख रहे हैं (चित्र 1, दाएं देखें)।
1995 में ग्रेनोबल में इंस्टीट्यूट डी रेडियोएस्ट्रोनोमी मिलिमो © ट्रिक (आईआरएएम) में रेडियो खगोलविदों की एक टीम (मिशेल गुआ © लिन, हैंस अनगेरेक्ट्स, रॉबर्ट लुकास) और बॉन (क्रिस्टोफ नीटन) में मैक्स प्लैंक इंस्टीट्यूट फॉर रेडियो एस्ट्रोनॉमी (एमपीआईएफआर) में। निकोलस नीनिंगर, एली बर्खुइजसेन, रेनर बेक, रिचर्ड विलेबिंस्की) ने कार्बन मोनोऑक्साइड वर्णक्रमीय रेखा में पूरे एंड्रोमेडा आकाशगंगा को मैप करने की महत्वाकांक्षी परियोजना शुरू की। इस परियोजना के लिए इस्तेमाल किया जाने वाला उपकरण IRAM का 30 मीटर का रेडियो टेलीस्कोप था जो स्पेन में ग्रेनेडा के पास पिको वेलेटा (2970 मीटर) पर स्थित है। 23 चापलूसी के कोणीय रिज़ॉल्यूशन (115 गीगाहर्ट्ज़ = 2.6 मिमी की तरंग दैर्ध्य) के साथ 1.5 मिलियन व्यक्तिगत पदों को मापा जाना था। अवलोकन प्रक्रिया को गति देने के लिए माप की एक नई विधि का उपयोग किया गया था। प्रत्येक स्थिति का अवलोकन करने के बजाय, रेडियो टेलीस्कोप को डेटा की निरंतर रिकॉर्डिंग के साथ आकाशगंगा के पार स्ट्रिप्स में संचालित किया गया था। यह अवलोकन विधि, जिसे 'मक्खी पर' कहा जाता है, विशेष रूप से M31 परियोजना के लिए विकसित की गई थी; यह अब केवल पिको वेलेटा रेडियो टेलीस्कोप पर ही नहीं, बल्कि मिलीमीटर तरंगदैर्ध्य को देखने वाले अन्य दूरबीनों पर भी मानक अभ्यास है।
M31 में प्रत्येक देखी गई स्थिति के लिए CO तीव्रता का न केवल एक मान दर्ज किया गया था, बल्कि 2.6 मिमी के केंद्रीय तरंग दैर्ध्य के 0.2% की बैंडविड्थ के साथ स्पेक्ट्रम भर में 256 मान एक साथ थे। इस प्रकार पूर्ण पर्यवेक्षणीय डेटा सेट में लगभग 400 मिलियन संख्याएँ होती हैं! स्पेक्ट्रम में सीओ लाइन की सटीक स्थिति हमें ठंडी गैस के वेग के बारे में जानकारी देती है। यदि गैस हमारी ओर बढ़ रही है, तो लाइन को छोटी तरंग दैर्ध्य में स्थानांतरित कर दिया जाता है। जब स्रोत हमसे दूर चला जाता है, तो हम लंबे समय तक तरंग दैर्ध्य में बदलाव देखते हैं। यह एक ही प्रभाव (डॉपलर प्रभाव) है जिसे हम तब सुन सकते हैं जब एक एम्बुलेंस का सायरन हमारे पास या हमसे दूर जाता है। खगोल विज्ञान में डॉपलर प्रभाव गैस बादलों की गतियों का अध्ययन करने की अनुमति देता है; यहां तक कि एक ही पंक्ति में देखे जाने वाले विभिन्न वेगों वाले बादलों को भी पहचाना जा सकता है। यदि वर्णक्रमीय रेखा व्यापक है, तो हो सकता है कि मेघ का विस्तार हो रहा हो या फिर इसमें विभिन्न वेगों पर कई बादल हों।
अवलोकन 2001 में समाप्त हो गए थे। 800 घंटे से अधिक दूरबीन समय के साथ यह आईआरएएम या एमपीआईएफआर के दूरबीनों के साथ किए गए सबसे बड़े अवलोकन परियोजनाओं में से एक है। डेटा की विशाल मात्रा के व्यापक प्रसंस्करण और विश्लेषण के बाद, M31 में ठंडी गैस का पूर्ण वितरण सिर्फ प्रकाशित किया गया है (चित्र 1, बाएं देखें)।
M31 में ठंडी गैस सर्पिल भुजाओं में बहुत ही फ़िलींगर संरचनाओं में केंद्रित होती है। सीओ लाइन सर्पिल बांह संरचना का पता लगाने के लिए अच्छी तरह से अनुकूल है। विशिष्ट सर्पिल बाहों को एंड्रोमेडा के केंद्र से 25,000 और 40,000 प्रकाश वर्ष के बीच की दूरी पर देखा जाता है, जहां अधिकांश स्टार गठन होता है। मध्य क्षेत्रों में, जहां पुराने सितारों के थोक स्थित हैं, सीओ हथियार बहुत कमजोर हैं। दृष्टि की रेखा (लगभग 78 डिग्री) के सापेक्ष M31 के उच्च झुकाव के परिणामस्वरूप सर्पिल हथियार 2 डिग्री के प्रमुख अक्ष के साथ एक बड़ी, अण्डाकार अंगूठी बनाने लगते हैं। वास्तव में, लंबे समय तक एंड्रोमेडा को गलती से, एक for रिंग-गैलेक्सी ’माना जाता था।
गैस वेग का नक्शा (चित्र 2 देखें) एक विशाल अग्निचक्र के एक स्नैप शॉट जैसा दिखता है। एक तरफ (दक्षिण में, बाएं) CO गैस 500 किमी / सेकंड के साथ हमारे (नीले) की ओर बढ़ रही है, लेकिन दूसरी तरफ (उत्तर, दाएं) केवल ‘100 किमी / सेकंड (लाल) के साथ। चूंकि एंड्रोमेडा आकाशगंगा लगभग 300 किमी / सेकंड के वेग के साथ हमारी ओर बढ़ रही है, यह लगभग 2 बिलियन वर्षों में मिल्की वे को बारीकी से पार कर जाएगी। इसके अलावा, M31 अपने केंद्रीय अक्ष के चारों ओर लगभग 200 किमी / सेकंड के साथ घूम रहा है। चूंकि आंतरिक सीओ बादल बाहरी बादलों की तुलना में कम पथ पर आगे बढ़ रहे हैं, वे एक दूसरे से आगे निकल सकते हैं। यह एक सर्पिल संरचना की ओर जाता है।
सर्पिल भुजाओं में ठंडी आणविक गैस का घनत्व हथियारों के बीच के क्षेत्रों की तुलना में बहुत बड़ा होता है, जबकि परमाणु गैस अधिक समान रूप से वितरित होती है। इससे पता चलता है कि आणविक गैस सर्पिल भुजाओं में परमाणु गैस से बनती है, विशेष रूप से तारे के गठन की संकीर्ण रिंग में। इस वलय की उत्पत्ति अभी भी अस्पष्ट है। यह हो सकता है कि इस रिंग में गैस सिर्फ सामग्री है जो अभी तक सितारों के लिए उपयोग नहीं की गई है। या शायद M31 में बहुत ही नियमित चुंबकीय क्षेत्र सर्पिल बाहों में स्टार गठन को ट्रिगर करता है। एफ़ेल्सबर्ग टेलीस्कोप के साथ अवलोकन से पता चला है कि चुंबकीय क्षेत्र सीओ में देखे गए सर्पिल हथियारों का बारीकी से अनुसरण करता है।
हमारे अपने मिल्की वे में स्टार गठन (zone जन्म क्षेत्र ’) की अंगूठी, केंद्र से 10,000 से 20,000 प्रकाश वर्ष तक फैली हुई है, यह M31 से छोटी है। इसके बावजूद, इसमें लगभग 10 गुना आणविक गैस है (परिशिष्ट में तालिका देखें)। जैसा कि सभी आकाशगंगाएं एक ही उम्र के हैं, मिल्की वे अपने कच्चे माल के साथ अधिक किफायती रहे हैं। दूसरी ओर, M31 के केंद्र के पास के कई पुराने सितारे इंगित करते हैं कि अतीत में स्टार गठन की दर वर्तमान की तुलना में बहुत अधिक थी: यहां अधिकांश गैस पहले ही संसाधित हो चुकी है। नया CO मैप हमें दिखाता है कि अतीत में तारे बनाने में एंड्रोमेडा बहुत प्रभावी था। अब से कुछ वर्षों में हमारे मिल्की वे अब एंड्रोमेडा के समान दिख सकते हैं।
मूल स्रोत: मैक्स प्लैंक इंस्टीट्यूट न्यूज रिलीज
