Mgławica N214 [1] jest dużym regionem gazu i pyłu zlokalizowanym w odległej części naszej sąsiedniej galaktyki, Wielkim Obłoku Magellana. N214 jest dość niezwykłym miejscem, w którym formują się masywne gwiazdy. W szczególności jego główny składnik, N214C (zwany także NGC 2103 lub DEM 293), jest przedmiotem szczególnego zainteresowania, ponieważ ma bardzo rzadką masywną gwiazdę, znaną jako Sk-71 51 [2] i należącą do szczególnej klasy z zaledwie tuzinem znani członkowie na całym niebie. N214C stanowi zatem doskonałą okazję do zbadania miejsca formacji takich gwiazd.
Korzystając z 3,5-metrowego teleskopu ESO (NTT) ESO znajdującego się w La Silla (Chile) oraz instrumentów SuSI2 i EMMI, astronomowie z Francji i USA [3] badali dogłębnie ten niezwykły region, wykonując zdjęcia o najwyższej rozdzielczości do tej pory a także szereg widm najbardziej znanych obecnych obiektów.
N214C to kompleks zjonizowanego gorącego gazu, tak zwany region H II [4], rozprzestrzeniający się na 170 na 125 lat świetlnych (patrz ESO PR Zdjęcie 12b / 05). W centrum mgławicy znajduje się Sk-71 51, najjaśniejsza i najgorętsza gwiazda regionu. W odległości ~ 12 lat świetlnych na północ od Sk-71 51 biegnie długi łuk silnie sprężonego gazu wytworzonego przez silny wiatr gwiazdowy gwiazdy. Jest tuzin mniej jasnych gwiazd rozrzuconych po mgławicy i głównie wokół Sk-71 51. Ponadto widać kilka drobnych, filamentowych struktur i cienkich filarów.
Zielony kolor na obrazie złożonym, który pokrywa większość obszaru N214C, pochodzi z podwójnie zjonizowanych atomów tlenu [5] i wskazuje, że mgławica musi być bardzo gorąca w bardzo dużym stopniu.
Star Sk-71 51 uległa rozkładowi
Centralnym i najjaśniejszym przedmiotem w ESO PR Photo 12b / 05 nie jest pojedyncza gwiazda, ale mała, zwarta gromada gwiazd. Aby szczegółowo zbadać tę bardzo ciasną gromadę, astronomowie wykorzystali zaawansowane oprogramowanie do wyostrzania obrazu w celu uzyskania obrazów o wysokiej rozdzielczości, na których można by następnie wykonać dokładne pomiary jasności i położenia (patrz PR ESO Zdjęcie 12c / 05). Ta tak zwana technika „dekonwolucji” umożliwia znacznie lepszą wizualizację tego złożonego układu, co prowadzi do wniosku, że ciasny rdzeń gromady Sk-71 51, obejmujący obszar ~ 4 sekund łukowych, składa się z co najmniej 6 składniki.
Z dodatkowych widm wykonanych za pomocą EMMI (ESO Multi-Mode Instrument), najjaśniejszy składnik należy do rzadkiej klasy bardzo masywnych gwiazd typu widmowego O2 V ((f *)). Astronomowie uzyskują dla tego obiektu masę ~ 80 mas Słońca, ale może się zdarzyć, że jest to układ wielokrotny, w którym to przypadku każdy element byłby mniej masywny.
Gwiezdne populacje
Na podstawie unikatowych obrazów uzyskanych i odtworzonych jako ESO PR Zdjęcie 12b / 05 astronomowie mogli dogłębnie zbadać właściwości 2341 gwiazd leżących w kierunku regionu N214C. Dokonano tego poprzez umieszczenie ich na tak zwanym schemacie jasności koloru, w którym odcięta jest kolorem (reprezentatywnym dla temperatury obiektu) i rzędną wielkości (w odniesieniu do jasności wewnętrznej). Wykreślenie temperatury gwiazd w stosunku do ich wewnętrznej jasności ujawnia typowy rozkład, który odzwierciedla ich różne etapy ewolucji.
Dwie główne populacje gwiazd ukazane są na tym szczególnym diagramie (ESO PR Zdjęcie 12d / 05): główna sekwencja, to znaczy gwiazdy, które podobnie jak Słońce nadal centralnie spalają swój wodór, oraz ewolucja populacji. Główna sekwencja składa się z gwiazd o początkowej masie od około 2-4 do około 80 mas Słońca. Gwiazdy, które podążają za czerwoną linią na ESO PR Zdjęcie 12d / 05, są gwiazdami o głównej sekwencji wciąż bardzo młodymi, których wiek szacowany jest na około 1 milion lat. Rozwinięta populacja składa się głównie z dużo starszych i mniej masowych gwiazd, mających wiek 1000 milionów lat.
Ze swojej pracy astronomowie sklasyfikowali kilka masywnych gwiazd O i B, które są związane z regionem H II i dlatego przyczyniają się do jego jonizacji.
Kropla zjonizowanego gazu
Niezwykłą cechą N214C jest obecność kulistej kropli gorącego i zjonizowanego gazu w ~ 60 sekundach łuku (w projekcji ~ 50 lat świetlnych) na północ od Sk-71 51. Wygląda jak kula o średnicy około czterech lat świetlnych, podzielony na dwa płaty pasmem pyłu, który biegnie prawie w kierunku północ-południe (ESO PR Zdjęcie 12d / 05). Kropla wydaje się być umieszczona na grzbiecie zjonizowanego gazu, który podąża za strukturą kropli, co sugeruje możliwą interakcję.
Kropla H II pokrywa się z silnym źródłem podczerwieni 05423-7120, które zostało wykryte przez satelitę IRAS. Obserwacje wskazują na obecność masywnego źródła ciepła, 200 000 razy jaśniejszego niż Słońce. Jest to bardziej prawdopodobne z powodu gwiazdy O7 V o masie około 40 mas Słońca osadzonej w gromadzie podczerwieni. Alternatywnie może się zdarzyć, że ogrzewanie powstaje z bardzo masywnej gwiazdy o masie około 100 mas Słońca, która wciąż się formuje.
„Możliwe jest, że kropla powstała w wyniku masywnego formowania się gwiazdy po zapadnięciu się cienkiej powłoki neutralnej materii nagromadzonej w wyniku silnego napromieniowania i nagrzania gwiazdy Sk-71 51”, mówi Mohammad Heydari-Malayeri z Observatoire de Paris (Francja) i członek zespołu. ”Taka„ sekwencyjna formacja gwiazd ”prawdopodobnie miała miejsce także w kierunku południowego grzbietu N214C”.
Przybysz do rodziny
Zwarty region H II odkryty w N214C może być nowicjuszem w rodzinie HEB („High Excitation Blob”) w Obłokach Magellana, którego pierwszy członek wykryto w LMC N159 w ESO. W przeciwieństwie do typowych regionów H II Obłoków Magellana, które są rozbudowanymi strukturami obejmującymi ponad 150 lat świetlnych i są zasilane przez dużą liczbę gorących gwiazd, HEB są gęstymi, małymi regionami zwykle „tylko” 4 do 9 lat świetlnych szeroki. Co więcej, często tworzą przylegające lub najwyraźniej wewnątrz typowych gigantycznych regionów H II i rzadko w izolacji.
„Mechanizmy formowania tych obiektów nie są jeszcze w pełni zrozumiałe, ale wydaje się jednak pewne, że reprezentują one najmłodsze masywne gwiazdy swoich stowarzyszeń OB”, wyjaśnia Frederic Meynadier, inny członek zespołu z Observatoire de Paris. „Do tej pory tylko pół tuzina z nich zostało wykrytych i zbadanych za pomocą teleskopów ESO, jak również Kosmicznego Teleskopu Hubble'a. Ale gwiazdy odpowiedzialne za wzbudzanie najściślejszych lub najmłodszych członków rodziny wciąż pozostają do wykrycia. ”
Więcej informacji
Badania przeprowadzone na N214C zostały przedstawione w artykule zaakceptowanym do publikacji przez wiodące czasopismo branżowe Astronomy and Astrophysics („Region LMC H II N214C i jego szczególna kropla mgławicowa”, F. Meynadiera, M. Heydari-Malayeri i Nolana R. Walborn). Pełny tekst jest swobodnie dostępny jako plik PDF ze strony internetowej A&A.
Notatki
[1]: Litera „N” (dla „Mgławicy”) w oznaczeniu tych obiektów wskazuje, że zostały one uwzględnione w „Katalogu gwiazd emisji M-alfa i mgławic w Obłokach Magellana” opracowanym i opublikowanym w 1956 r. Przez amerykański astronom-astronauta Karl Henize (1926 - 1993).
[2]: Nazwa Sk-71 51 to skrót od Sanduleak -71 51. Amerykański astronom Nicholas Sanduleak, pracując w Obserwatorium Cerro Tololo, opublikował w 1970 ważną listę obiektów (gwiazd i mgławic ukazujących linie emisji w swoich widmach) w Obłokach Magellana. „-71” w nazwie gwiazdy to deklinacja obiektu, natomiast „51” to numer pozycji w katalogu.
[3]: W skład zespołu astronomów wchodzą Frederic Meynadier i Mohammad Heydari-Malayeri (LERMA, Paris Observatory, Francja) oraz Nolan R. Walborn (Space Telescope Science Institute, USA).
[4]: Mówi się, że gaz jest zjonizowany, gdy jego atomy straciły jeden lub więcej elektronów - w tym przypadku w wyniku działania energetycznego promieniowania ultrafioletowego emitowanego przez bardzo gorące i świecące gwiazdy w pobliżu. Ogrzany gaz świeci głównie w świetle zjonizowanych atomów wodoru (H), co prowadzi do mgławicy emisyjnej. Takie mgławice są nazywane „regionami H II”. Znana Mgławica Oriona jest znakomitym przykładem tego rodzaju mgławicy, por. Zdjęcia ESO PR 03a-c / 01 i ESO PR Zdjęcie 20/04.
[5]: Im cieplejszy centralny obiekt mgławicy emisyjnej, tym cieplejsza i bardziej podekscytowana będzie otaczająca mgławica. Słowo „wzbudzenie” odnosi się do stopnia jonizacji gazu mgławicowego. Im bardziej energiczne są uderzające cząstki i promieniowanie, tym więcej elektronów zostanie utraconych, a wyższy jest stopień wzbudzenia. W N214C centralna gromada gwiazd jest tak gorąca, że atomy tlenu są dwukrotnie zjonizowane, tj. Utraciły dwa elektrony.
Oryginalne źródło: ESO News Release
