Meglica N214 [1] je veliko območje plina in prahu, ki se nahaja v odročnem delu naše sosednje galaksije, Velikem Magelanskemu oblaku. N214 je precej izjemno mesto, kjer nastajajo ogromne zvezde. Še posebej je zanimiva njegova glavna komponenta N214C (imenovana tudi NGC 2103 ali DEM 293), saj gosti zelo redko masivno zvezdo, znano kot Sk-71 51 [2] in pripada posebnemu razredu z le ducatom znani člani na celem nebu. N214C tako ponuja odlično priložnost za preučevanje mesta tvorjenja takšnih zvezd.
S 3,5-metrskim teleskopom Nove tehnologije (NTT) ESO, ki se nahaja v La Silla (Čile), in instrumentoma SuSI2 in EMMI, so astronomi iz Francije in ZDA [3] v veliki globini preučili to nenavadno regijo, tako da so posneli slike najvišje ločljivosti tako daleč pa tudi niz spektrov najvidnejših prisotnih predmetov.
N214C je kompleks ioniziranega vročega plina, tako imenovane regije H II [4], ki se razprostira na 170 do 125 svetlobnih let (glej ESO PR Photo 12b / 05). V središču meglice je Sk-71 51, najsvetlejša in najbolj vroča zvezda v regiji. Na razdalji ~ 12 svetlobnih let severno od Sk-71 51 teče dolg lok močno stisnjenega plina, ki ga ustvari močan zvezdni veter zvezde. Po meglici in večinoma okoli Sk-71 51 je raztresenih deset manj svetlih zvezd. Poleg tega je vidnih več finih, nitastih struktur in drobnih stebrov.
Zelena barva na sestavljeni sliki, ki pokriva večji del regije N214C, izvira iz dvakrat ioniziranih atomov kisika [5] in pomeni, da mora biti meglica zelo vroča.
Star Sk-71 51 se je razpadel
Osrednji in najsvetlejši objekt ESO PR Photo 12b / 05 ni ena sama zvezda, temveč majhna, kompaktna skupina zvezd. Da bi podrobno preučili to zelo tesno gručo, so astronomi uporabili prefinjeno programsko opremo za ostrenje slike za izdelavo slik z visoko ločljivostjo, na katerih bi nato lahko izvedli natančno svetlost in položajne meritve (glej ESO PR Photo 12c / 05). Ta tako imenovana "dekonvolucija" tehnika omogoča veliko boljši prikaz tega zapletenega sistema, kar privede do zaključka, da je tesno jedro grozda Sk-71 51, ki pokriva ~ 4 loka sekund, sestavljeno iz vsaj 6 sestavni deli.
Med dodatnimi spektri, posnetimi z EMMI (ESO Multi-Mode Instrument), je najsvetlejša komponenta pripadla redkemu razredu zelo masivnih zvezd spektralnega tipa O2 V ((f *)). Astronomi dobijo za ta objekt maso približno 80 sončnih mas, vendar je morda res, da gre za več sistemov, v tem primeru bi bila vsaka komponenta manj množična.
Zvezdne populacije
Iz edinstvenih slik, pridobljenih in reproduciranih kot ESO PR Photo 12b / 05, so lahko astronomi v veliki globini preučili lastnosti 2341 zvezd, ki ležijo proti regiji N214C. To smo storili tako, da smo jih postavili v tako imenovani barvno-magnetni diagram, kjer je abscisna barva (reprezentativna za temperaturo objekta) in ordinatna jakost (povezana z notranjo svetlostjo). Načrtovanje temperature zvezd glede na njihovo notranjo svetlost razkrije značilno porazdelitev, ki odraža njihove različne evolucijske stopnje.
Na tem posebnem diagramu sta prikazani dve glavni zvezdni populaciji (ESO PR Photo 12d / 05): glavno zaporedje, to je zvezde, ki so kot Sonce, še vedno gorijo vodik, in razvijajoča se populacija. Glavno zaporedje sestavljajo zvezde z začetnimi masami od približno 2-4 do približno 80 sončnih mas. Zvezde, ki sledijo rdeči črti na ESO PR Photo 12d / 05, so zvezde glavnega zaporedja, še vedno zelo mlade, in ocenjena starost je približno 1 milijon let. Razvito prebivalstvo je sestavljeno večinoma iz mnogo starejših in nižje masnih zvezd, katerih starost je 1.000 milijonov let.
V svojem delu so astronomi uvrstili več ogromnih zvezd O in B, ki so povezane z območjem H II in zato prispevajo k njeni ionizaciji.
Napihnjen ionizirani plin
Izjemna značilnost N214C je prisotnost kroglastega bloba vročega in ioniziranega plina na približno 60 ločnih sekund (~ 50 svetlobnih let v projekciji) severno od Sk-71 51. Pojavlja se kot krogla čez štiri svetlobna leta, razdeli na dva režnja s prahom, ki poteka skoraj v smeri sever-jug (ESO PR Photo 12d / 05). Zdi se, da je blob postavljen na greben ioniziranega plina, ki sledi strukturi bloba, kar pomeni možno interakcijo.
H II blob sovpada z močnim infrardečim virom 05423-7120, ki je bil zaznan s satelitom IRAS. Opazovanja kažejo na prisotnost ogromnega vira toplote, 200.000-krat bolj svetlobnega kot Sonce. Verjetno je to posledica zvezde O7 V s približno 40 sončnimi masami, vdelanimi v infrardeči grozd. Druga možnost je, da segrevanje izhaja iz zelo velike zvezde s približno 100 sončnimi masami, ki še vedno nastajajo.
"Mogoče je, da je blob posledica množičnega tvorjenja zvezd po padcu tanke lupine nevtralne snovi, ki se je nabrala zaradi učinka močnega obsevanja in segrevanja zvezde Sk-71 51," pravi Mohammad Heydari-Malayeri iz Observatoire de Paris (Francija) in član ekipe. "Takšna" zaporedna tvorba zvezd "se je verjetno zgodila tudi proti južnemu grebenu N214C".
Novinec družine
Kompaktno območje H II, odkrito v N214C, je morda novica družine HEB ("Blobs High Excitation") v Magellanskih oblakih, katerih prvi član je bil odkrit v LMC N159 na ESO. V nasprotju s tipičnimi regijami H II Magelanskih oblakov, ki so razširjene strukture, ki segajo več kot 150 svetlobnih let in jih poganja veliko število vročih zvezd, so HEB gosto, majhne regije pa običajno "le" 4 do 9 svetlobnih let širok. Poleg tega se pogosto tvorijo v bližini tipičnih orjaških regij H II ali menda znotraj njih, redko pa so osamljeni.
"Mehanizmi oblikovanja teh predmetov še niso popolnoma razumljeni, vendar se zdi vseeno prepričano, da predstavljajo najmlajše množične zvezde njihovih združenj OB," pojasnjuje Frederic Meynadier, še en član ekipe iz Observatoire de Paris. "Doslej jih je bilo odkritih in preučenih le pol ducata s pomočjo teleskopov ESO in vesoljskega teleskopa Hubble. Toda zvezde, odgovorne za vzburjenje najtesnejših ali najmlajših članov družine, še vedno zaznamo. "
Več informacij
Raziskava na N214C je bila predstavljena v prispevku, ki ga je za objavo sprejela vodilna strokovna revija Astronomy and Astrophysics ("Regija LMC H II N214C in njena posebna meglica", F. Meynadier, M. Heydari-Malayeri in Nolan R. Walborn). Celotno besedilo je prosto dostopno v obliki datoteke PDF s spletne strani A&A.
Opombe
[1]: Črka "N" (za "meglico") pri označevanju teh predmetov pomeni, da so bile vključene v "Katalog zvezd in meglic emisij H-alfa v magelanskih oblakih", ki jih je leta 1956 sestavil in objavil Američan astronom-astronavt Karl Henize (1926 - 1993).
[2]: Ime Sk-71 51 je kratica Sanduleak -71 51. Ameriški astronom Nicholas Sanduleak je med delom v Observatoriju Cerro Tololo leta 1970 objavil pomemben seznam predmetov (zvezde in meglice, ki prikazujejo emisijske črte v njihovih spektrih) v Magellanskih oblakih. "-71" v imenu zvezde je deklinacija predmeta, medtem ko je "51" vpisna številka v katalogu.
[3]: Ekipo astronomov sestavljajo Frederic Meynadier in Mohammad Heydari-Malayeri (LERMA, Paris Observatory, Francija), in Nolan R. Walborn (Space Telescope Science Institute, ZDA).
[4]: Plin se ionizira, ko njegovi atomi izgubijo enega ali več elektronov - v tem primeru z delovanjem energijskega ultravijoličnega sevanja, ki ga oddajajo zelo vroče in svetleče zvezde blizu. Segreti plin sveti večinoma v luči ioniziranih vodikovih (H) atomov, kar vodi do meglice emisij. Take meglice se imenujejo "regije II II". Znana Orionova meglica je izjemen primer te vrste meglice, prim. ESO PR Fotografije 03a-c / 01 in ESO PR Photo 20/04.
[5]: Bolj vroči bo osrednji objekt meglice emisij, bolj vroča in navdušena bo okoliška meglica. Beseda "vzbujanje" se nanaša na stopnjo ionizacije nebularnega plina. Čim bolj so energični vtisni delci in sevanje, tem več izgubljenih elektronov in višja je stopnja vzbujanja. V N214C je osrednji grozd zvezd tako vroč, da so atomi kisika dvakrat ionizirani, to pomeni, da so izgubili dva elektrona.
Izvirni vir: ESO News Release
