Nebula N214 [1] er et stort område av gass og støv som ligger i en avsidesliggende del av vår nabogalakse, den store magellanske skyen. N214 er et ganske bemerkelsesverdig sted der det dannes massive stjerner. Spesielt er hovedkomponenten, N214C (også kalt NGC 2103 eller DEM 293), av spesiell interesse siden den er vert for en veldig sjelden massiv stjerne, kjent som Sk-71 51 [2] og tilhører en særegen klasse med bare et dusin kjente medlemmer på hele himmelen. N214C gir dermed en utmerket mulighet for å studere dannelsesstedet til slike stjerner.
Ved å bruke ESOs 3,5 m New Technology teleskop (NTT) lokalisert ved La Silla (Chile) og SuSI2 og EMMI instrumentene, studerte astronomer fra Frankrike og USA [3] i dybden denne uvanlige regionen ved å ta bilder med høyeste oppløsning så langt som samt en serie spektre av de mest fremtredende gjenstandene som er til stede.
N214C er et kompleks av ionisert varm gass, en såkalt H II-region [4], som sprer seg over 170 med 125 lysår (se ESO PR Photo 12b / 05). I sentrum av tåken ligger Sk-71 51, regionens lyseste og hotteste stjerne. I en avstand på ~ 12 lysår nord for Sk-71 51 går en lang bue med sterkt komprimert gass skapt av den sterke stjernevinden til stjernen. Det er et dusin mindre lyse stjerner spredt over tåken og hovedsakelig rundt Sk-71 51. Dessuten er flere fine, glødende strukturer og fine søyler synlige.
Grønnfargen i det sammensatte bildet, som dekker hoveddelen av N214C-regionen, kommer fra dobbelt ioniserte oksygenatomer [5] og indikerer at tåken må være ekstremt varm i veldig stor grad.
Star Sk-71 51 spaltes
Det sentrale og lyseste objektet i ESO PR Photo 12b / 05 er ikke en eneste stjerne, men en liten, kompakt klynge av stjerner. For å studere denne veldig stramme klyngen i detalj, brukte astronomene sofistikert programvare for skjerping av bilder for å produsere bilder med høy oppløsning som nøyaktige lysstyrker og posisjonsmålinger deretter kunne utføres (se ESO PR Photo 12c / 05). Denne såkalte "dekonvolusjon" -teknikken gjør det mulig å visualisere dette komplekse systemet mye bedre, noe som fører til konklusjonen at den tette kjernen i Sk-71 51-klyngen, som dekker et område på ca. 4 buer, består av minst 6 komponenter.
Fra flere spektre tatt med EMMI (ESO Multi-Mode Instrument), er det funnet at den lyseste komponenten tilhører den sjeldne klassen til veldig massive stjerner av spektraltype O2 V ((f *)). Astronomene henter en masse på ~ 80 solmasser for dette objektet, men det kan godt hende at dette er et flere system, i så fall vil hver komponent være mindre massiv.
Stellarpopulasjoner
Fra de unike bildene som ble oppnådd og gjengitt som ESO PR Photo 12b / 05, kunne astronomene studere i dybden dybden til de 2341 stjernene som ligger mot N214C-regionen. Dette ble gjort ved å sette dem i et såkalt farge-størrelsesdiagram, der abscissen er fargen (representativ for temperaturen til objektet) og ordinere størrelsesorden (relatert til den iboende lysstyrken). Å plotte temperaturen til stjerner mot deres egen lysstyrke avslører en typisk fordeling som gjenspeiler deres forskjellige evolusjonsstadier.
To viktigste stjernebestander dukker opp i dette spesifikke diagrammet (ESO PR Photo 12d / 05): en hovedsekvens, det vil si stjerner som liker sola som fortsatt brenner hydrogenet sitt sentralt, og en utviklet befolkning. Hovedsekvensen består av stjerner med begynnende masser fra omtrent 2-4 til omtrent 80 solmasser. Stjernene som følger den røde linjen på ESO PR Photo 12d / 05 er hovedsekvensstjerner som fortsatt er veldig unge, med en estimert alder på bare 1 million år. Den utviklede befolkningen består hovedsakelig av mye eldre og lavere massestjerner, med en alder på 1000 millioner år.
Fra sitt arbeid klassifiserte astronomene flere massive O- og B-stjerner, som er assosiert med H II-regionen og derfor bidrar til ionisering.
En klat av ionisert gass
Et bemerkelsesverdig trekk ved N214C er tilstedeværelsen av en kuleformet kløft av varm og ionisert gass ved ~ 60 bue sekunder (~ 50 lysår i projeksjon) nord for Sk-71 51. Den ser ut som en sfære omtrent fire lysår på tvers, delt opp i to fliser ved en støvfelt som går langs en nesten nord-sør retning (ESO PR Photo 12d / 05). Klatret ser ut til å være plassert på en ås med ionisert gass som følger strukturen til klatt, noe som innebærer en mulig samhandling.
H II klodset faller sammen med en sterk infrarød kilde, 05423-7120, som ble oppdaget med IRAS-satellitten. Observasjonene indikerer tilstedeværelsen av en massiv varmekilde, 200.000 ganger mer lysende enn sola. Dette skyldes sannsynligvis en O7 V-stjerne på rundt 40 solmasser som er innebygd i en infrarød klynge. Alternativt kan det være at oppvarmingen oppstår fra en veldig massiv stjerne på rundt 100 solmasser som fortsatt er i ferd med å dannes.
"Det er mulig at kløften ble resultatet av massiv stjernedannelse etter kollapsen av et tynt skall med nøytralt materiale akkumulert gjennom effekten av sterk bestråling og oppvarming av stjernen Sk-71 51," sier Mohammad Heydari-Malayeri fra Observatoire de Paris (Frankrike) og medlem av teamet. ”En slik“ sekvensiell stjernedannelse ”har trolig skjedd også mot den sørlige ryggen til N214C.
Nykommer i familien
Den kompakte H II-regionen som ble oppdaget i N214C, kan være en nykommer i familien til HEBs (“High Excitation Blobs”) i Magellanic Clouds, der det første medlemmet ble oppdaget i LMC N159 ved ESO. I motsetning til de typiske H II-områdene i de magelliske skyene, som er utvidede strukturer som spenner over mer enn 150 lysår og drives av et stort antall varme stjerner, er HEB-er tette, små regioner vanligvis "bare" 4 til 9 lysår bred. Dessuten danner de ofte tilstøtende eller tilsynelatende inne i de typiske gigantiske H II-regionene, og sjelden isolert.
"Dannelsesmekanismene til disse objektene er ennå ikke fullt ut forstått, men det virker imidlertid sikkert at de representerer de yngste massive stjernene i OB-foreningene," forklarer Frederic Meynadier, et annet medlem av teamet fra Observatoire de Paris. Så langt er bare et halvt dusin av dem blitt oppdaget og studert ved bruk av ESO-teleskopene så vel som Hubble-romteleskopet. Men de stjernene som er ansvarlige for eksitasjonen av de tetteste eller yngste medlemmene av familien, gjenstår å oppdage. "
Mer informasjon
Forskningen gjort på N214C er presentert i en artikkel som er akseptert for publisering av det ledende fagtidsskriftet, Astronomy and Astrophysics (“The LMC H II Region N214C and its peculiar nebular blob”, av F. Meynadier, M. Heydari-Malayeri og Nolan R. Walborn). Hele teksten er fritt tilgjengelig som en PDF-fil fra A & A-nettstedet.
Merknader
[1]: Bokstaven “N” (for “Nebula”) i betegnelsen på disse objektene indikerer at de var inkludert i “Catalog of H-alpha emission stars and nebulae in the Magellanic Clouds” samlet og utgitt i 1956 av American astronom-astronaut Karl Henize (1926 - 1993).
[2]: Navnet Sk-71 51, er forkortelsen til Sanduleak -71 51. Den amerikanske astronomen Nicholas Sanduleak, mens han arbeidet ved Cerro Tololo Observatory, publiserte i 1970 en viktig liste over objekter (stjerner og tåler som viser utslippslinjer i sitt spektre) i de magellanske skyene. "-71" i stjernens navn er objektets deklinasjon, mens "51" er oppføringsnummeret i katalogen.
[3]: Teamet av astronomer består av Frederic Meynadier og Mohammad Heydari-Malayeri (LERMA, Paris Observatory, Frankrike), og Nolan R. Walborn (Space Telescope Science Institute, USA).
[4]: En gass sies å være ionisert når atomene har mistet en eller flere elektroner - i dette tilfellet ved virkning av energisk ultrafiolett stråling som sendes ut av veldig varme og lysende stjerner i nærheten. Den oppvarmede gassen skinner for det meste i lys av ioniserte hydrogen (H) -atomer, noe som fører til en utslippsnevel. Slike tåler blir referert til som “H II-regioner”. Den kjente Orion-tåken er et enestående eksempel på den typen tåler, jfr. ESO PR-bilder 03a-c / 01 og ESO PR-foto 20/04.
[5]: Jo varmere den sentrale gjenstanden for en utslippsnebula, desto varmere og mer opphisset vil være den omkringliggende tåken. Ordet "eksitasjon" refererer til graden av ionisering av nebulær gass. Jo mer energiske de påtrengende partiklene og strålingen er, jo mer elektroner vil gå tapt og høyere er graden av eksitasjon. I N214C er den sentrale stjerneklyngen så varm at oksygenatomene blir to ganger ionisert, dvs. at de har mistet to elektroner.
Originalkilde: ESO News Release
