Nebul N214 [1] on suuri kaasu- ja pölyalue, joka sijaitsee viereisen galaksimme syrjäisessä osassa, Suuressa Magellanin pilvessä. N214 on melko merkittävä paikka, jossa massiiviset tähdet ovat muodostumassa. Erityisesti sen pääkomponentti N214C (nimeltään myös NGC 2103 tai DEM 293) on erityisen kiinnostava, koska siinä istuu erittäin harvinainen massiivinen tähti, joka tunnetaan nimellä Sk-71 51 [2] ja joka kuuluu erikoiseen luokkaan, jolla on vain tusina tunnetut jäsenet koko taivaalla. N214C tarjoaa siten erinomaisen tilaisuuden tutkia tällaisten tähtien muodostumispaikkaa.
Ranskan ja Yhdysvaltojen astronomit [3] tutkivat perusteellisesti tätä epätavallista aluetta käyttämällä ESOn 3,5 metrin uuden tekniikan kaukoputkea (NTT), joka sijaitsee La Sillassa (Chile), ja SuSI2- ja EMMI-instrumentteja [3] ottamalla korkeimman resoluution kuvia toistaiseksi. sekä joukko näkyvien esineiden spektriä.
N214C on ionisoidun kuuman kaasun kompleksi, ns. H II-alue [4], joka leviää yli 170 valovuonna (ks. ESO PR Photo 12b / 05). Nebulin keskellä on Sk-71 51, alueen kirkkain ja kuumin tähti. ~ 12 valovuoden etäisyydellä Sk-71 51: n pohjoispuolella kulkee pitkä kaari erittäin paineistettua kaasua, jonka on luonut tähden voimakas tähtituuli. Niissä on kymmenkunta vähemmän kirkkaita tähtiä, jotka ovat hajallaan sumun yli ja lähinnä Sk-71 51: n ympärille. Lisäksi näkyy useita hienoja, säierakenteita ja hienoja pylväitä.
Yhdistelmäkuvan vihreä väri, joka kattaa suurimman osan N214C-alueesta, tulee kaksinkertaisesti ionisoiduista happiatomeista [5] ja osoittaa, että sumun on oltava erittäin kuuma erittäin suuressa määrin.
Star Sk-71 51 hajosi
ESO PR Photo 12b / 05: n keskeisin ja kirkkain esine ei ole yksi tähti, vaan pieni, kompakti tähtiryhmä. Tämän erittäin tiukan klusterin tutkimiseksi erittäin yksityiskohtaisesti tähtitieteilijät käyttivät hienostuneita kuvan terävöittämisohjelmia tuottamaan korkearesoluutioisia kuvia, joille sitten voidaan suorittaa tarkat vaaleuden ja sijainnin mittaukset (katso ESO PR Photo 12c / 05). Tämä niin kutsuttu ”dekonvoluutio” -tekniikka tekee mahdolliseksi visualisoida tämä monimutkainen järjestelmä paljon paremmin, mikä johtaa siihen johtopäätökseen, että Sk-71 51-klusterin tiukka ydin, joka kattaa ~ 4 kaarisekunnin alueen, koostuu vähintään 6: sta komponentteja.
EMMI: llä (ESO Multi-Mode Instrument) otetuista lisäspektristä kirkkaimman komponentin havaitaan kuuluvan harvinaiseen luokkaan erittäin massiivisia spektrityypin O2 V tähtiä ((f *)). Tähtitieteilijät saavat noin 80 aurinkomassan massaa tälle esineelle, mutta saattaa olla hyvä, että tämä on monijärjestelmä, jolloin jokainen komponentti olisi vähemmän massiivinen.
Tähtien populaatiot
ESO PR Photo 12b / 05: llä saatujen ja toistettujen ainutlaatuisten kuvien perusteella tähtitieteilijät voivat tutkia perusteellisesti N214C-aluetta kohti sijaitsevien 2341 tähden ominaisuuksia. Tämä tehtiin asettamalla ne ns. Väri- ja suuruuskaavioon, jossa abskissa on väri (edustaa esineen lämpötilaa) ja ordinaatin suuruus (suhteessa sisäiseen kirkkauteen). Tähtien lämpötilan piirtäminen niiden todelliseen kirkkauteen nähden paljastaa tyypillisen jakauman, joka heijastaa niiden erilaisia evoluutiovaiheita.
Kaksi tärkeintä tähtipopulaatiota näkyvät tässä erityisessä kaaviossa (ESO PR Photo 12d / 05): pääjärjestys, eli tähdet, jotka auringon tavoin palavat edelleen keskitetysti vetyä, ja kehittynyt populaatio. Pääsekvenssi koostuu tähtiä, joiden alkuperäiset massat ovat noin 2 - 4 - noin 80 aurinkomassaa. Tähdet, jotka seuraavat punaista viivaa ESO PR Photo 12d / 05 -sarjassa, ovat pääsekvenssitähtiä vielä hyvin nuoria, joiden ikä arvioidaan olevan vain noin miljoona vuotta. Kehittynyt populaatio koostuu pääasiassa paljon vanhemmista ja pienemmistä massatähdistä, joiden ikä on 1 000 miljoonaa vuotta.
Tähtitieteilijät luokittelivat työstään useita massiivisia O- ja B-tähtiä, jotka liittyvät H II -alueeseen ja osallistuvat siten sen ionisaatioon.
Ionisoidun kaasun möykky
N214C: n huomattava piirre on lämpimän ja ionisoidun kaasun pallomainen läiski läsnä ~ 60 kaarisekunnin päässä (projektiossa ~ 50 valovuotta) Sk-71 51: n pohjoispuolella. Se näkyy pallona, joka on noin neljä valovuotta poikki, jaettu kahteen lohkoon pölykaistalla, joka kulkee melkein pohjoisen ja etelän suuntaan (ESO PR Photo 12d / 05). Möykky näyttää olevan sijoitettuna ionisoidun kaasun harjanteelle, joka seuraa möykän rakennetta, mikä viittaa mahdolliseen vuorovaikutukseen.
H II -rutto vastaa samaan aikaan voimakkaan infrapunalähteen 05423-7120, joka havaittiin IRAS-satelliitin avulla. Havainnot osoittavat, että läsnä on massiivinen lämmönlähde, joka on 200 000 kertaa valoisampi kuin aurinko. Tämä johtuu todennäköisimmin infrapunaklusteriin upotettujen O7 V-tähtiä, joka koostuu noin 40 aurinkomassasta. Vaihtoehtoisesti saattaa olla mahdollista, että kuumennus johtuu erittäin massiivisesta tähdestä, joka on noin 100 aurinkopainoa ja joka on vielä muodostumassa.
"On mahdollista, että möykky johtui massiivisesta tähtien muodostumisesta, kun tähden Sk-71 51 voimakkaan säteilytyksen ja kuumenemisen seurauksena kertynyt ohut neutraalin aineen kuori on romahtanut", sanoo Mohammad Heydari-Malayeri Pariisin observatoriosta. (Ranska) ja joukkueen jäsen. "Tällainen" peräkkäinen tähden muodostuminen "on todennäköisesti tapahtunut myös kohti N214C: n eteläistä harjaa."
Perheen uusi tulokas
N214C: stä löydetty kompakti H II -alue voi olla uusi tulokas Magellanin pilvien HEB: ien (”High Excitation Blobs”) perheelle, jonka ensimmäinen jäsen havaittiin ESC: n LMC N159: ssä. Toisin kuin Magellanin pilvien tyypillisillä H II -alueilla, jotka ovat yli 150 valovuoden ulottuvia rakenteita ja joita saa suuret määrät kuumia tähtiä, HEB: t ovat tiheitä, pienet alueet ovat yleensä “vain” 4–9 valovuotta. leveä. Lisäksi ne muodostuvat usein tyypillisten jättiläinen H II -alueiden vieressä tai näennäisesti niiden sisällä ja harvoin eristyksissä.
"Näiden esineiden muodostumismekanismeja ei ole vielä täysin ymmärretty, mutta näyttää kuitenkin varmalta, että ne edustavat OB-yhdistystensä nuorimpia massiivisia tähtiä", selittää Frederic Meynadier, toinen ryhmän jäsen Pariisin observatoriosta. ”Toistaiseksi vain puoli tusinaa heistä on havaittu ja tutkittu käyttämällä ESO-kaukoputkia ja Hubble-avaruusteleskooppia. Mutta tähdet, jotka ovat vastuussa perheen tiukimpien tai nuorimpien jäsenten herättämisestä, ovat vielä jäljellä. "
Lisää tietoa
N214C: llä tehty tutkimus on esitetty julkaisussa, jonka johtava ammattilehti Astronomy and Astrophysics on julkaissut (”LMC H II -alueen N214C ja sen erikoinen sumuinen blob”, kirjoittaneet F. Meynadier, M. Heydari-Malayeri ja Nolan R. Walborn). Kokoteksti on vapaasti saatavana PDF-tiedostona A&A-verkkosivustolta.
Huomautuksia
[1]: N-kirjain (sanalle ”Nebula”) näiden esineiden nimeämisessä osoittaa, että ne sisältyivät ”H-alfa-päästötähteiden ja sumujen Magellanin pilvissä luetteloon”, jonka amerikkalainen on laatinut ja julkaissut vuonna 1956. tähtitieteilijä-astronautti Karl Henize (1926 - 1993).
[2]: Nimi Sk-71 51, on lyhenne Sanduleak -71 51: stä. Amerikkalainen tähtitieteilijä Nicholas Sanduleak julkaisi Cerro Tololo-observatoriossa työskennellessään vuonna 1970 tärkeän luettelon kohteista (tähdet ja sumut, jotka osoittavat päästöviivoja) heidän spektreissään) Magellanin pilvissä. Tähteen nimessä ”-71” on esineen deklinaatio, kun taas ”51” on merkinnän numero luettelossa.
[3]: Tähtitieteilijöiden ryhmään kuuluvat Frederic Meynadier ja Mohammad Heydari-Malayeri (LERMA, Pariisin observatorio, Ranska) ja Nolan R. Walborn (Space Telescope Science Institute, USA).
[4]: Kaasun sanotaan ionisoituneen, kun sen atomeista on kadonnut yksi tai useampi elektroni - tässä tapauksessa energian ultraviolettisäteilyn vaikutuksesta, jonka läheltä lähettävät erittäin kuumat ja hehkuvat tähdet. Kuumennettu kaasu paistaa enimmäkseen ionisoituneiden vety (H) -atomien valossa, mikä johtaa päästökeskukseen. Tällaisia sumuja kutsutaan ”H II -alueiksi”. Tunnettu Orionin sumu on erinomainen esimerkki tällaisesta sumusta, vrt. ESO PR Photos 03a-c / 01 ja ESO PR Photo 20/04.
[5]: Mitä kuumempi emissiosumulan keskikohde, sitä kuumempi ja innostuneempi on ympäröivä nebula. Sana ”heräte” viittaa sumulisen kaasun ionisaatioasteeseen. Mitä energiatehokkaampia kohdistuvat hiukkaset ja säteily ovat, sitä enemmän elektronia häviää ja sitä suurempi on heräteaste. N214C: ssä tähtiryhmä on niin kuuma, että happiatomit ovat kahdesti ionisoituneita, ts. Ne ovat menettäneet kaksi elektronia.
Alkuperäinen lähde: ESO-lehdistötiedote
