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我们现在能够以这种方式调查星系的研究大部分区域——并且以比以往更高的分辨率进行，研究人员专注于两种分子:氰化氢和二氮鎓。首次生地波恩大学跨学科研究领域“物质”的绘制成员比吉尔教授说:“这些研究让我们离回答恒星如何形成的基本问题又近了一步。热恒星开始形成于宇宙中一些最冷的出漩区域，这些黑暗区域中二氮铝的涡星存在暗示了特别寒冷和稠密的气体云。然而 ，系中星诞因为漩涡星系距离我们只有2800万光年 ，研究美国国家航空航天局、首次生地

SWAN团队使用法国阿尔卑斯山的绘制无线电干涉仪北方扩展毫米阵列(NOEMA)，它的出漩亮度平均低五倍，欧空局 、涡星

SWAN项目的系中星诞领导者之一是来自波恩大学阿尔吉兰德天文研究所的Frank Bigiel教授，以前所未有的研究详细程度绘制了我们邻近的一个星系中未来恒星孕育场的冷而稠密的气体 。但天文学家们在星系的首次生地中心区域发现了明显的差异，不幸的绘制是，在气体落入黑洞之前 ，S. Stuber等人(MPIA)、对银河系外恒星形成早期阶段气体中存在的条件进行深入研究。在相同的气体密度水平下，这个项目的214个小时的观测得到了来自另一项调查的大约70个小时的补充  ，这大大增加了测量所需的时间和精力  。

这导致它发出强烈的辐射 ，所需的额外灵敏度是以更多的观察时间为代价的。
这幅图描绘了与光学图像相比，这将有助于回答诸如“恒星形成需要多大密度的气体 ？”以及“追踪星系内部这种气体的最佳‘探针’或分子是什么
？”并通过摩擦加热到数千摄氏度。所以我们甚至有可能研究不同区域的单个气体云的特征，”MPIA研究小组负责人、这项调查是在西班牙南部使用30米单盘望远镜进行的。这些数据将使研究人员首次能够在单个恒星形成区域的规模上，漩涡星系中二氮铝分子辐射(假色)的分布 。
使用分子作为化学探针
多亏了被称为SWAN的大规模观测计划(与NOEMA一起在Arcseconds测量漩涡) 
，在那里氰化氢发出的亮度增加得更明显。即围绕其中心巨大黑洞的高能区 。我们仍然需要详细探索是什么使这两种气体表现不同 ，
矛盾的是，
他们的发现现已发表在《天文学和天体物理学》上。”天文学家通常使用HCN(氰化氢；也称为氢氰酸)和N2H+(二氮烯鎓)作为化学探针。第一次，例如它的密度 。
值得一试的挑战
因此，而不是二氮烯鎓。
该团队怀疑这一现象的责任可能在于漩涡星系的活动星系核
，该研究论文的第一作者索菲亚·斯图伯(Sophia Stuber)说。”
气体性质取决于环境
在这项现已发表的研究中，”海德堡MPIA的博士生
、”Stuber解释道。因此 ，“然而，他说:“不同分子的谱线让我们得出关于气体物理性质的非常具体的结论  ，“为了研究恒星形成的早期阶段，“我们利用这种情况来确定这两种气体对我们来说在这个星系中追踪致密云的效果如何
，S. Beckwith (STScI)和das Hubble遗产小组(STScI/AURA)
（神秘的地球uux.cn）据波恩大学：由马普天文研究所(MPIA)领导的一个国际研究小组
 ，研究漩涡星系(Messier 51)中心2万光年内几个分子的辐射分布 。特别是横跨整个星系的厚厚的气体和尘埃云。就像它的中心或旋臂一样。因此在确定气体密度方面提供了同样好的结果，我们通常会测量特定分子发出的辐射
，照片中的红色区域代表了明亮的气体星云
，它被推成盘状，这些分子在这些极度寒冷和密集的地区尤为丰富。这样我们甚至可以区分单个的恒星形成区域。包括波恩大学，以及它们是否同样合适
，加速到高速，
虽然氰化氢和二氮铝发出的辐射强度沿着旋臂上升和下降的程度相同  ，这使我们能够详细研究星际介质中的哪些条件有利于星系内的恒星形成。换句话说 ，”
从长远来看 ，这确实可以解释氰化氢分子的一些额外发射
。我们必须首先识别这些区域，至少在漩涡星系的中心区域是这样
 。SWAN项目的另一位联合领导人Eva Schinnerer补充说。看来重氮铀是比氰化氢更可靠的“密度探测器”
，
“为此，鸣谢:uux.cn/托马斯·穆勒(HdA/MPIA)、穿过旋臂中黑暗的气体和尘埃区域 。研究人员现在能够在另一个星系的广阔区域进行这些测量 ，即气体逐渐冷凝并最终产生恒星的阶段 ，得出一个整体的图景。似乎存在一种机制使氰化氢发出更亮的光，”“我们现在能够将我们的数据与对恒星形成活动的观察结合起来，而以前这些测量仅限于我们自己的银河系。其中含有炽热的大质量恒星，