Мъглявината N214 [1] е голям район от газ и прах, разположен в отдалечена част на съседната ни галактика, Големият Магеланов облак. N214 е доста забележителен сайт, където се образуват масивни звезди. По-специално основният му компонент N214C (наричан също NGC 2103 или DEM 293) представлява особен интерес, тъй като е домакин на много рядка масивна звезда, известна като Sk-71 51 [2] и принадлежи към особен клас с само десетина известни членове в цялото небе. По този начин N214C предоставя отлична възможност за проучване на мястото за формиране на такива звезди.
Използвайки 3,5-метровия телескоп за нова технология (NTT) на ESO, разположен в Ла Сила (Чили) и инструментите SuSI2 и EMMI, астрономите от Франция и САЩ [3] проучиха в голяма дълбочина този необичаен регион, като направиха снимки с най-висока разделителна способност досега както и поредица от спектри на най-видните присъстващи обекти.
N214C е комплекс от йонизиран горещ газ, така нареченият H II регион [4], който се разпростира на 170 от 125 светлинни години (виж ESO PR Photo 12b / 05). В центъра на мъглявината се намира Sk-71 51, най-ярката и гореща звезда в региона. На разстояние ~ 12 светлинни години северно от Sk-71 51 протича дълга дъга от силно сгъстен газ, създаден от силния звезден вятър на звездата. Има десетина по-малко ярки звезди, разпръснати по мъглявината и главно около Sk-71 51. Освен това се виждат няколко фини, нишковидни структури и фини стълбове.
Зеленият цвят в съставното изображение, което обхваща по-голямата част от N214C областта, идва от двойно йонизирани кислородни атоми [5] и показва, че мъглявината трябва да е изключително гореща в много голяма степен.
Star Sk-71 51 се разложи
Централният и най-ярък обект в ESO PR Photo 12b / 05 не е единична звезда, а малък, компактен куп звезди. За да проучат подробно този много стегнат клъстер, астрономите използвали сложен софтуер за заточване на изображения, за да произведат изображения с висока разделителна способност, върху които след това могат да се извършват прецизни яркости и позиционни измервания (виж ESO PR Photo 12c / 05). Тази така наречена "деконволюция" техника позволява визуализирането на тази сложна система много по-добре, което води до заключението, че плътното ядро на кластера Sk-71 51, обхващащо ~ 4 дъгови секунди, е съставено от поне 6 компоненти.
От допълнителни спектри, взети с EMMI (ESO Multi-Mode Instrument), се установява, че най-ярката съставка принадлежи към редкия клас на много масивни звезди от спектрален тип O2 V ((f *)). Астрономите извличат маса от около 80 слънчеви маси за този обект, но е възможно да се окаже, че това е множество системи, в този случай всеки компонент би бил по-малко масивен.
Звездни популации
От уникалните изображения, получени и възпроизведени като ESO PR Photo 12b / 05, астрономите биха могли да изучат в голяма дълбочина свойствата на 2341 звезди, разположени към региона N214C. Това беше направено чрез поставянето им в така наречената диаграма на цветовата величина, където абсцисата е цветът (представител на температурата на обекта) и ординатната величина (свързана с вътрешната яркост). Начертаването на температурата на звездите спрямо тяхната вътрешна яркост разкрива типично разпределение, което отразява различните им еволюционни етапи.
В тази конкретна диаграма са показани две основни звездни популации (ESO PR Photo 12d / 05): основна последователност, тоест звезди, които като Слънцето все още централно изгарят водорода си, и еволюирала популация. Основната последователност е съставена от звезди с начални маси от приблизително 2-4 до около 80 слънчеви маси. Звездите, които следват червената линия на ESO PR Photo 12d / 05, са звезди от основната последователност, все още много млади, с приблизителна възраст около 1 милион години. Развитието на населението се състои главно от много по-стари и по-ниски масови звезди, имащи възраст от 1000 милиона години.
От своята работа астрономите класифицират няколко масивни O и B звезди, които са свързани с H II региона и следователно допринасят за нейното йонизиране.
Едно кълбо от йонизиран газ
Забележителна особеност на N214C е наличието на кълбовидна петна от горещ и йонизиран газ на ~ 60 дъгови секунди (~ 50 светлинни години в проекция) северно от Sk-71 51. Изглежда като сфера около четири светлинни години, разделен на два лопата чрез прашна лента, която върви по посока почти север-юг (ESO PR Photo 12d / 05). Изглежда, петна е поставена върху гребен от йонизиран газ, който следва структурата на петна, което предполага възможно взаимодействие.
H II петна съвпада със силен инфрачервен източник 05423-7120, който беше засечен със сателита IRAS. Наблюденията показват наличието на масивен източник на топлина, 200 000 пъти по-светещ от Слънцето. Това по-вероятно се дължи на O7 V звезда с около 40 слънчеви маси, вградени в инфрачервен клъстер. Като алтернатива може да се окаже, че нагряването възниква от много масивна звезда с около 100 слънчеви маси, които все още са в процес на формиране.
„Възможно е петна да се получи в резултат на масивно образуване на звезди след срутването на тънка обвивка от неутрална материя, натрупана в резултат на силното облъчване и нагряване на звездата Sk-71 51“, казва Мохамед Хайдари-Малайер от Обсерваторията в Париж (Франция) и член на екипа. ”Подобно„ последователно образуване на звезди ”вероятно е имало и към южното било на N214C”.
Новак в семейството
Компактният H II регион, открит в N214C, може да е новодошъл в семейството на HEBs („Blobs с високо възбуждане“) в Magellanic Clouds, първият член на който е открит в LMC N159 в ESO. За разлика от типичните H II райони на Магелановите облаци, които са удължени структури, простиращи се на повече от 150 светлинни години и захранвани от голям брой горещи звезди, HEB са плътни, малки региони обикновено са "само" 4 до 9 светлинни години широк. Освен това, те често образуват съседни или видимо вътре в типичните гигантски райони H II и рядко в изолация.
„Механизмите за формиране на тези обекти все още не са напълно разбрани, но изглежда все пак сигурно, че те представляват най-младите масивни звезди на техните асоциации на ОВ“, обяснява Фредерик Мейнадиер, друг член на екипа от Обсерватория Париж. „Досега само половин дузина от тях са открити и проучени с помощта на телескопи ESO, както и космическия телескоп Хъбъл. Но звездите, отговорни за възбуждането на най-силните или най-младите членове на семейството, все още остават да бъдат открити. "
Повече информация
Изследванията, направени на N214C, са представени в документ, приет за публикуване от водещото професионално списание „Астрономия и астрофизика“ („Регионът на LMC H II N214C и неговото специфично мъгляво петно“, от F. Meynadier, M. Heydari-Malayeri и Nolan Р. Уолбърн). Пълният текст е свободно достъпен като PDF файл от уеб сайта на A&A.
бележки
[1]: Буквата „N“ (за „Мъглявина“) при обозначаването на тези обекти показва, че те са били включени в „Каталог на звездите и мъглявините на Н-алфа-емисиите в магелановите облаци“, съставен и публикуван през 1956 г. от American астроном-астронавт Карл Хенизе (1926 - 1993).
[2]: Името Sk-71 51 е съкращението от Sanduleak -71 51. Американският астроном Никълъс Сандулеак, докато работеше в обсерваторията Cerro Tololo, публикува през 1970 г. важен списък на обекти (звезди и мъглявини, показващи емисионни линии в техните спектри) в Магелановите облаци. "-71" в името на звездата е деклинацията на обекта, докато "51" е вписващият номер в каталога.
[3]: Екипът от астрономи се състои от Фредерик Мейнадиер и Мохамед Хайдари-Малайери (LERMA, Парижка обсерватория, Франция) и Нолан Р. Уолборн (Научен институт за космически телескопи, САЩ).
[4]: Газ се казва, че се йонизира, когато неговите атоми са загубили един или повече електрони - в този случай чрез действието на енергийна ултравиолетова радиация, излъчвана от много горещи и светещи звезди в близост. Загрятият газ свети най-вече в светлината на йонизирани водородни (Н) атоми, което води до емисионна мъглявина. Такива мъглявини се наричат „H II региони“. Известната мъглявина Орион е изключителен пример за този тип мъглявина, вж. ESO PR Photos 03a-c / 01 и ESO PR Photo 20/04.
[5]: Колкото по-горещ е централният обект на емисионната мъглявина, толкова по-горещ и развълнуван ще бъде заобикалящата мъглявина. Думата "възбуждане" се отнася до степента на йонизация на мъглявия газ. Колкото по-енергични са ударните частици и излъчването, толкова повече електрони ще бъдат загубени и по-висока е степента на възбуждане. В N214C централният сноп звезди е толкова горещ, че кислородните атоми са два пъти йонизирани, т.е. те са загубили два електрона.
Оригинален източник: ESO News Release
