Nebulan N214 [1] är en stor region av gas och damm som ligger i en avlägsen del av vår närliggande galax, det stora magellanska molnet. N214 är en ganska anmärkningsvärd plats där massiva stjärnor bildas. I synnerhet är dess huvudkomponent, N214C (även benämnd NGC 2103 eller DEM 293), av särskilt intresse eftersom den är värd för en mycket sällsynt massiv stjärna, känd som Sk-71 51 [2] och tillhör en speciell klass med bara ett dussin kända medlemmar på hela himlen. N214C ger således en utmärkt möjlighet att studera bildningsplatsen för sådana stjärnor.
Med hjälp av ESO: s 3,5 m-telekop för ny teknologi (NTT) beläget vid La Silla (Chile) och SuSI2- och EMMI-instrumenten studerade astronomer från Frankrike och USA [3] i stort djup denna ovanliga region genom att ta bilder med högsta upplösning så långt som liksom en serie spektra av de mest framstående objekt som finns.
N214C är ett komplex av joniserad varm gas, en så kallad H II-region [4], som sprids över 170 med 125 ljusår (se ESO PR Photo 12b / 05). I centrum av nebulosan ligger Sk-71 51, regionens ljusaste och hetaste stjärna. På ett avstånd av ~ 12 ljusår norr om Sk-71 51 går en lång båge med mycket komprimerad gas som skapas av stjärnans starka vind. Det finns ett dussin mindre ljusa stjärnor spridda över nebulosan och främst runt Sk-71 51. Dessutom är flera fina, glödtrådiga strukturer och fina pelare synliga.
Den gröna färgen i den sammansatta bilden, som täcker huvuddelen av N214C-regionen, kommer från dubbelt joniserade syreatomer [5] och indikerar att nebulosan måste vara extremt het i mycket stor utsträckning.
Star Sk-71 51 sönderdelas
Det centrala och ljusaste objektet i ESO PR Photo 12b / 05 är inte en enda stjärna utan ett litet, kompakt kluster av stjärnor. För att studera detta mycket snäva kluster i detalj, använde astronomerna sofistikerad programvara för skärpa för att producera högupplösta bilder på vilka exakt ljusstyrka och positionsmätningar sedan kunde utföras (se ESO PR Photo 12c / 05). Denna så kallade "deconvolution" -teknik gör det möjligt att visualisera detta komplexa system mycket bättre, vilket leder till slutsatsen att den täta kärnan i Sk-71 51-klustret, som täcker ett område på 4 bågsekunder, består av minst 6 komponenter.
Från ytterligare spektra tagna med EMMI (ESO Multi-Mode Instrument), visar sig att den ljusaste komponenten tillhör den sällsynta klassen av mycket massiva stjärnor av spektraltyp O2 V ((f *)). Astronomerna erhåller en massa av ~ 80 solmassor för detta objekt men det kan mycket väl vara att detta är ett multipelt system, i vilket fall varje komponent skulle vara mindre massiv.
Stellarpopulationer
Från de unika bilderna som erhölls och reproducerades som ESO PR Photo 12b / 05, kunde astronomerna studera i stort djup egenskaperna hos de 2341 stjärnorna som ligger mot N214C-regionen. Detta gjordes genom att placera dem i ett så kallad färgstorleksdiagram, där abscissen är färgen (representativ för temperaturen på objektet) och ordinerar storleken (relaterad till den inneboende ljusstyrkan). Plottning av stjärnans temperatur mot deras inneboende ljusstyrka avslöjar en typisk fördelning som återspeglar deras olika evolutionära stadier.
Två huvudstjärnpopulationer dyker upp i detta specifika diagram (ESO PR Photo 12d / 05): en huvudsekvens, det vill säga stjärnor som gillar solen fortfarande bränner sitt väte centralt och en utvecklad befolkning. Huvudsekvensen består av stjärnor med initialmassor från ungefär 2-4 till cirka 80 solmassor. Stjärnorna som följer den röda linjen på ESO PR Photo 12d / 05 är huvudsekvensstjärnor som fortfarande är mycket unga, med en uppskattad ålder på endast 1 miljon år. Den utvecklade befolkningen består huvudsakligen av mycket äldre och lägre massastjärnor med en ålder av 1 000 miljoner år.
Från sitt arbete klassificerade astronomerna flera massiva O- och B-stjärnor, som är associerade med H II-regionen och därför bidrar till dess jonisering.
En klump av joniserad gas
En anmärkningsvärd egenskap hos N214C är närvaron av en kulaformig klump av varm och joniserad gas vid ~ 60 bågsekunder (~ 50 ljusår i projektion) norr om Sk-71 51. Det verkar som en sfär omkring fyra ljusår över, delas upp i två flikar med en dammfält som går längs en nästan nord-syd-riktning (ESO PR Photo 12d / 05). Klosan verkar vara placerad på en ås med joniserad gas som följer klosstrukturen, vilket innebär en möjlig interaktion.
H II-klumpen sammanfaller med en stark infraröd källa, 05423-7120, som upptäcktes med IRAS-satelliten. Observationerna indikerar förekomsten av en massiv värmekälla, 200 000 gånger mer lysande än solen. Detta beror troligen på en O7 V-stjärna på cirka 40 solmassor inbäddade i ett infrarött kluster. Alternativt kan det vara så att uppvärmningen härrör från en mycket massiv stjärna med cirka 100 solmassor som fortfarande håller på att bildas.
"Det är möjligt att klostret resulterade från massiv stjärnbildning efter kollapsen av ett tunt skal med neutralt material som ackumulerades genom effekten av stark bestrålning och uppvärmning av stjärnan Sk-71 51", säger Mohammad Heydari-Malayeri från Observatoire de Paris (Frankrike) och medlem av teamet. ”En sådan” sekventiell stjärnformation ”har antagligen inträffat också mot den södra kanten av N214C”.
Nykomling i familjen
Den kompakta H II-regionen som upptäcktes i N214C kan vara en nykomling i HEB: s familj (“High Excitation Blobs”) i Magellanic Clouds, vars första medlem upptäcktes i LMC N159 vid ESO. Till skillnad från de typiska H II-regionerna i de magelliska molnen, som är utökade strukturer som sträcker sig över 150 ljusår och drivs av ett stort antal heta stjärnor, är HEB-täta, små regioner vanligtvis "bara" 4 till 9 ljusår bred. Dessutom bildas de ofta intill eller uppenbarligen i de typiska gigantiska H II-regionerna, och sällan isolerat.
"Bildningsmekanismerna för dessa objekt är ännu inte helt förstås men det verkar dock säkert att de representerar de yngsta massiva stjärnorna i deras OB-föreningar", förklarar Frederic Meynadier, en annan medlem av teamet från Observatoire de Paris. ”Hittills har bara ett halvt dussin av dem upptäckts och studerats med hjälp av ESO-teleskop samt Hubble-rymdteleskopet. Men de stjärnor som ansvarar för upphetsningen av de tätaste eller yngsta familjemedlemmarna återstår fortfarande att upptäcka. ”
Mer information
Forskningen som gjorts på N214C har presenterats i ett uppsats som accepterats för publicering av den ledande professionella tidskriften Astronomi och astrofysik (”LMC H II-regionen N214C och dess speciella nebulära klump”, av F. Meynadier, M. Heydari-Malayeri och Nolan R. Walborn). Den fullständiga texten är fritt tillgänglig som en PDF-fil från A&A: s webbplats.
anteckningar
[1]: Bokstaven "N" (för "Nebula") i beteckningen av dessa objekt indikerar att de ingick i "Catalog of H-alpha emission stars and nebulae in the Magellanic Clouds" sammanställd och publicerad 1956 av American astronom-astronaut Karl Henize (1926 - 1993).
[2]: Namnet Sk-71 51 är förkortningen Sanduleak -71 51. Den amerikanska astronomen Nicholas Sanduleak, medan han arbetade vid Cerro Tololo Observatory, publicerade 1970 en viktig lista över föremål (stjärnor och nebulosor som visar utsläppslinjer i deras spektra) i de magelliska molnen. "-71" i stjärnans namn är objektets deklination, medan "51" är postnumret i katalogen.
[3]: Teamet av astronomer består av Frederic Meynadier och Mohammad Heydari-Malayeri (LERMA, Paris Observatory, Frankrike) och Nolan R. Walborn (Space Telescope Science Institute, USA).
[4]: En gas sägs vara joniserad när dess atomer har tappat en eller flera elektroner - i detta fall genom verkan av energisk ultraviolett strålning som utsänds av mycket heta och lysande stjärnor i närheten. Den uppvärmda gasen lyser mest i ljuset av joniserade väteatomer (H) -atomer, vilket leder till en utsläppsnebula. Sådana nebulosa kallas "H II-regioner". Den välkända Orion Nebula är ett enastående exempel på den typen av nebula, jfr. ESO PR Photos 03a-c / 01 och ESO PR Photo 20/04.
[5]: Ju varmare det centrala föremålet för en utsläppsnebula, desto varmare och mer upphetsad blir den omgivande nebulosan. Ordet "excitation" avser graden av jonisering av den nebulära gasen. Ju mer energiska de påträngande partiklarna och strålningen, desto fler elektroner kommer att gå förlorade och högre är graden av excitation. I N214C är det centrala stjärnklusteret så varmt att syreatomerna joniseras två gånger, dvs de har förlorat två elektroner.
Ursprungskälla: ESO News Release
