Hmlovina N214 [1] je veľká oblasť plynu a prachu, ktorá sa nachádza vo vzdialenej časti našej susednej galaxie, Veľkého Magellanovho oblaku. N214 je celkom pozoruhodné miesto, kde sa tvoria obrovské hviezdy. Osobitne zaujímavá je najmä jej hlavná zložka N214C (tiež označovaná ako NGC 2103 alebo DEM 293), pretože je hostiteľom veľmi zriedkavej masívnej hviezdy známej ako 71 51 Sk [2] a patrí do zvláštnej triedy s iba tuctom známi členovia na celej oblohe. N214C tak poskytuje vynikajúcu príležitosť na štúdium miesta vzniku takýchto hviezd.
Použitím 3,5-metrového ďalekohľadu ESO (NTT), ktorý sa nachádza v La Silla (Čile), a prístrojov SuSI2 a EMMI, astronómovia z Francúzska a USA [3] študovali túto neobvyklú oblasť do hĺbky pomocou snímok s najvyšším rozlíšením, pokiaľ ako aj sériu spektier najvýznamnejších prítomných predmetov.
N214C je komplex ionizovaného horúceho plynu, takzvaná oblasť H II [4], ktorá sa šíri cez 170 o 125 svetelných rokov (pozri ESO PR Photo 12b / 05). V strede hmloviny sa nachádza Sk-71 51 Sk, najjasnejšia a najteplejší hviezda v regióne. Vo vzdialenosti ~ 12 svetelných rokov severne od Sk-71 51 vedie dlhý oblúk vysoko stlačeného plynu vytváraného silným hviezdnym vetrom hviezdy. Cez hmlovinu a hlavne okolo 71 Sk je roztrúsených tucet menej jasných hviezd. Navyše je viditeľných niekoľko jemných vláknitých štruktúr a jemných stĺpikov.
Zelená farba na zloženom obrázku, ktorá pokrýva väčšinu oblasti N214C, pochádza z dvojnásobne ionizovaných atómov kyslíka [5] a naznačuje, že hmlovina musí byť vo veľmi veľkej miere extrémne horúca.
Star-71 51 sa rozložil
Ústredným a najjasnejším objektom v ESO PR Photo 12b / 05 nie je jediná hviezda, ale malý kompaktný zhluk hviezd. Aby bolo možné podrobne študovať tento veľmi úzky zhluk, astronómovia použili sofistikovaný softvér na zaostrenie obrazu na vytvorenie obrázkov s vysokým rozlíšením, na ktorých bolo možné vykonať presné merania jasu a polohy (pozri ESO PR Photo 12c / 05). Táto takzvaná „dekonvolučná“ technika umožňuje vizualizáciu tohto komplexného systému oveľa lepšie, čo vedie k záveru, že pevné jadro klastra Sk-71 51 pokrývajúce oblasť ~ 4 oblúkových sekúnd je tvorené najmenej 6 komponenty.
Z ďalších spektier získaných pomocou EMMI (ESO Multi-Mode Instrument) je najjasnejšia zložka patriaca do vzácnej triedy veľmi masívnych hviezd spektrálneho typu O2 V ((f *)). Astronómovia odvodzujú pre tento objekt hmotu ~ 80 slnečných hmôt, mohlo by sa však stať, že ide o viacpočetný systém, v takom prípade by každá zložka bola menej masívna.
Hviezdne populácie
Z jedinečných snímok získaných a reprodukovaných ako ESO PR Photo 12b / 05 mohli astronómovia študovať vo veľkej hĺbke vlastnosti 2341 hviezd ležiacich smerom k oblasti N214C. Dosiahlo sa to tak, že sa umiestnili do takzvaného diagramu farebnej veľkosti, kde súradnica je farba (predstavujúca teplotu objektu) a súradnica (súvisí s vnútorným jasom). Znázornenie teploty hviezd oproti ich vnútornému jasu odhaľuje typické rozdelenie, ktoré odráža ich rôzne vývojové štádiá.
V tomto konkrétnom diagrame sa zobrazujú dve hlavné hviezdne populácie (ESO PR Photo 12d / 05): hlavná sekvencia, to znamená, že hviezdy, ktoré majú radi Slnko, stále centrálne spaľujú vodík a vyvíjajúca sa populácia. Hlavná sekvencia sa skladá z hviezd s počiatočnou hmotnosťou od približne 2 do 4 do približne 80 slnečných hmôt. Hviezdy, ktoré nasledujú za červenou čiarou na ESO PR Photo 12d / 05, sú hviezdy hlavnej sekvencie stále veľmi mladé, s odhadovaným vekom približne 1 milión rokov. Vyvinutá populácia sa skladá hlavne z oveľa starších a nižších hmotných hviezd, ktoré majú vek 1 000 miliónov rokov.
Astronómovia zo svojej práce klasifikovali niekoľko masívnych hviezd O a B, ktoré súvisia s oblasťou H II, a preto prispievajú k jej ionizácii.
Blob ionizovaného plynu
Pozoruhodnou črtou N214C je prítomnosť guľovitého bloka horúceho a ionizovaného plynu vo vzdialenosti ~ 60 oblúkových sekúnd (v priemere ~ 50 svetelných rokov) severne od 71,9 Sk. Zdá sa, že ide o guľu s priemerom asi štyri svetelné roky, rozdelené na dve laloky prachovým pruhom, ktorý vedie pozdĺž takmer severojužného smeru (ESO PR Photo 12d / 05). Zdá sa, že blob je umiestnený na hrebeni ionizovaného plynu, ktorý sleduje štruktúru bloka, čo naznačuje možnú interakciu.
Blok H II sa zhoduje so silným zdrojom infračerveného žiarenia 05423-7120, ktorý bol detegovaný satelitom IRAS. Pozorovania naznačujú prítomnosť obrovského zdroja tepla, ktorý je 200 000-krát jasnejší ako Slnko. Je to pravdepodobne spôsobené tým, že hviezda O7 V má asi 40 slnečných hmôt zabudovaných v infračervenom zväzku. Alternatívne by sa mohlo stať, že k zahrievaniu dochádza z veľmi masívnej hviezdy asi 100 slnečných hmôt, ktoré sú ešte v procese formovania.
„Je možné, že guľka vznikla masívnym formovaním hviezd po zrútení tenkej škrupiny neutrálnej hmoty nahromadenej v dôsledku silného ožarovania a zahrievania hviezdy Sk-71 51,“ hovorí Mohammad Heydari-Malayeri z Observatoire de Paris (Francúzsko) a člen tímu. “Takáto„ postupná formácia hviezd “pravdepodobne nastala aj smerom na južný hrebeň N214C“.
Nováček pre rodinu
Kompaktný región H II objavený v N214C môže byť nováčikom v rodine HEB („High excitation Blobs“) v Magellanových mračnách, ktorých prvý člen bol detekovaný v LMC N159 v ESO. Na rozdiel od typických oblastí H II Magellanovho mračna, ktoré sú rozšírenými štruktúrami trvajúcimi viac ako 150 svetelných rokov a sú poháňané veľkým počtom horúcich hviezd, HEB sú husté, malé regióny zvyčajne „iba“ 4 až 9 svetelných rokov široký. Navyše sa často tvoria v susedstve alebo zjavne vnútri typických obrovských oblastí H II a zriedka izolovane.
„Mechanizmy formovania týchto objektov ešte nie sú úplne objasnené, zdá sa však, že sú najmladšími hviezdami ich združení OB,“ vysvetľuje Frederic Meynadier, ďalší člen tímu Observatoire de Paris. „Doteraz bolo detegovaných a študovaných iba pol tucta pomocou ďalekohľadov ESO a Hubbleovho vesmírneho teleskopu. Hviezdy zodpovedné za vzrušenie najužších alebo najmladších členov rodiny však stále treba odhaliť. “
Viac informácií
Výskum uskutočnený na N214C bol prezentovaný v príspevku prijatom na publikovanie popredným odborným časopisom Astronómia a astrofyzika („Región LMC H II N214C a jeho zvláštna hmlovina“, F. Meynadier, M. Heydari-Malayeri a Nolan. R. Walborn). Celý text je voľne prístupný ako súbor PDF z webovej stránky A&A.
Poznámky
[1]: Písmeno „N“ (pre „hmlovinu“) v označení týchto objektov naznačuje, že boli zahrnuté do „Katalógu emisných hviezd a hmlovín H-alfa v Magellanových oblakoch“ zostaveného a uverejneného v roku 1956 Američanom astronóm-astronaut Karl Henize (1926 - 1993).
[2]: Názov Sk-71 51 je skratkou Sanduleak -71 51. Americký astronóm Nicholas Sanduleak pri práci na Observatóriu Cerro Tololo uverejnil v roku 1970 dôležitý zoznam objektov (hviezdy a hmloviny s emisnými čiarami). v ich spektrách) v Magellanových oblakoch. „-71“ v názve hviezdy je deklinácia objektu, zatiaľ čo „51“ je číslo záznamu v katalógu.
[3]: Tím astronómov sa skladá z Frederica Meynadiera a Mohammada Heydari-Malayeriho (LERMA, Parížske observatórium, Francúzsko) a Nolana R. Walborna (Space Telescope Science Institute, USA).
[4]: O plyne sa hovorí, že je ionizovaný, keď jeho atómy stratili jeden alebo viac elektrónov - v tomto prípade pôsobením energetického ultrafialového žiarenia vyžarovaného veľmi horúcimi a žiariacimi hviezdami blízko. Ohrievaný plyn svieti väčšinou vo svetle atómov ionizovaného vodíka (H), čo vedie k emisnej hmlovine. Takéto hmloviny sa označujú ako „regióny H II“. Známe hmlovina Orion je vynikajúcim príkladom tohto typu hmloviny, porov. Fotografie ESO PR 03a-c / 01 a ESO PR Fotografia 20/04.
[5]: Čím teplejší je centrálny objekt emisnej hmloviny, tým teplejšia a vzrušenejšia bude okolitá hmlovina. Slovo „excitácia“ označuje stupeň ionizácie hmlového plynu. Čím energetickejšie sú dopadajúce častice a žiarenie, tým viac elektrónov sa stratí a tým vyšší je stupeň excitácie. V N214C je centrálny zhluk hviezd tak horúci, že atómy kyslíka sú dvakrát ionizované, t. J. Stratili dva elektróny.
Pôvodný zdroj: ESO News Release
