Udu N214 [1] on suur gaasi- ja tolmupiirkond, mis asub meie naabergalaktika kauges osas, Suure Magellaani pilves. N214 on üsna tähelepanuväärne koht, kus moodustuvad massilised tähed. Eelkõige pakub selle põhikomponent N214C (nimetatud ka NGC 2103 või DEM 293) erilist huvi, kuna sellel on väga haruldane massiivtäht, tuntud kui Sk-71 51 [2] ja mis kuulub omapärasesse klassi, kus on vaid tosin tuntud liikmed kogu taevas. N214C annab seega suurepärase võimaluse uurida selliste tähtede tekkimiskohta.
Kasutades ESO 3,5-meetrist uue tehnoloogia teleskoopi (NTT), mis asub La Silla (Tšiili), ning SuSI2 ja EMMI instrumente, uurisid Prantsusmaa ja USA astronoomid [3] seda ebatavalist piirkonda põhjalikult, tehes seni kõige kõrgema eraldusvõimega pilte samuti rea silmapaistvate objektide spektrid.
N214C on ioniseeritud kuuma gaasi kompleks, nn H II piirkond [4], mis levib üle 170 valgusaasta 125 (vt ESO PR Foto 12b / 05). Udu keskel asub Sk-71 51, piirkonna eredaim ja kuumim täht. ~ 12 valgusaasta kaugusel Sk-71 51 põhja pool jookseb pikk kaar tugevalt kokkusurutud gaasi, mille tekitas tähe tugev tähetuul. Udul ja peamiselt Sk-71 51 ümbruses on hajunud tosin vähem eredat tähte. Lisaks on näha mitmeid peeneid, niitstruktuure ja peenesid.
Komposiitpildi roheline värv, mis katab suurema osa N214C piirkonnast, pärineb kahekordselt ioniseeritud hapnikuaatomitest [5] ja see näitab, et uduvine peab olema suures osas eriti kuum.
Star Sk-71 51 lagunes
ESO PR Photo 12b / 05 keskne ja eredaim objekt pole mitte üks täht, vaid väike, kompaktne tähtede klaster. Selle väga tiheda klastri üksikasjalikuks uurimiseks kasutasid astronoomid kõrgresolutsiooniga piltide saamiseks keerukat kujutise teravdamise tarkvara, mille abil saaks seejärel teha täpsed heleduse ja asukoha mõõtmised (vt ESO PR Foto 12c / 05). See niinimetatud dekonvolutsioonitehnika võimaldab seda keerukat süsteemi palju paremini visualiseerida, mis viib järeldusele, et Sk-71 51 klastri tihe tuum, mis hõlmab ~ 4 kaaresekundit, koosneb vähemalt 6 komponendid.
EMMI-ga (ESO mitme režiimiga instrument) tehtud täiendavatest spektritest leitakse, et kõige heledam komponent kuulub O2 V spektritüübi ((f *)) väga massiivsete tähtede haruldastesse klassidesse. Astronoomid tuletasid selle objekti jaoks massi ~ 80 päikesemassi, kuid võib olla, et see on mitmekordne süsteem, sel juhul oleks iga komponent vähem massiline.
Tähepopulatsioonid
ESO PR Photo 12b / 05 abil saadud ja taasesitatud ainulaadsete piltide põhjal said astronoomid uurida põhjalikult N214C piirkonna suunas paiknevate 2341 tähe omadusi. Selleks viidi need niinimetatud värvi-suurusjärgu diagrammile, kus abstsiss on värv (objekti temperatuuri esindav) ja ordinaadi suurusjärk (seotud sisemise heledusega). Tähtede temperatuuri graafik nende tegeliku heleduse järgi näitab tüüpilist jaotust, mis kajastab nende erinevaid evolutsiooni etappe.
Selles konkreetses diagrammis on näidatud kaks peamist tähepopulatsiooni (ESO PR Foto 12d / 05): põhijärjestus, st tähed, mis nagu Päike põlevad endiselt vesinikku keskselt, ja arenenud populatsioon. Põhijärjestus koosneb tähtedest, mille algmassid on umbes 2–4 kuni umbes 80 päikesemassi. Tähed, mis järgivad ESO PR Photo 12d / 05 punast joont, on peamised järjestustähed, kes on endiselt väga noored, nende vanus on hinnanguliselt ainult umbes miljon aastat. Välja kujunenud populatsioon koosneb peamiselt paljudest vanematest ja madalama massiga tähtedest, kelle vanus on 1000 miljonit aastat.
Oma töö põhjal klassifitseerisid astronoomid mitmeid massiivseid O- ja B-tähti, mis on seotud H II piirkonnaga ja aitavad seega kaasa selle ioniseerimisele.
Ioniseeritud gaasi kämp
N214C tähelepanuväärne tunnusjoon on kuuma ja ioniseeritud gaasi ümmarguse tämbri olemasolu umbes 60 kaaresekundiga (projektsioonis ~ 50 valgusaastat) Sk-71 51 põhja pool. See on kerakujuline, umbes neli valgusaastat, jaotatud tolmuribaga, mis kulgeb peaaegu põhja-lõuna suunal, kaheks lobeks (ESO PR Foto 12d / 05). Tundub, et kämp on paigutatud ioniseeritud gaasi harjale, mis järgib kämbla struktuuri ja viitab võimalikule koostoimele.
H II plekk langeb kokku tugeva infrapunaallikaga 05423-7120, mis tuvastati IRAS-i satelliidi abil. Vaatlused näitavad tohutu soojusallika olemasolu, mis on Päikesest 200 000 korda heledam. Tõenäoliselt on selle põhjuseks umbes 40 päikesemassiga O7 V-täht, mis on manustatud infrapuna klastrisse. Teise võimalusena võib juhtuda, et kuumutamine tekib väga massiivsest tähest, umbes 100 päikesemassiga, mis on alles kujunemisjärgus.
"Võimalik, et kämp tekkis massilise tähe moodustumise tagajärjel pärast tähe Sk-71 51 tugeva kiiritamise ja kuumutamise tagajärjel kogunenud õhukese neutraalse aine koore kokkuvarisemist," ütleb Mohammad Heydari-Malayeri Pariisi observatooriumist. (Prantsusmaa) ja meeskonna liige. ”Selline„ järjestikune tähtede moodustumine ”on tõenäoliselt aset leidnud ka N214C lõunapoolse harja suunas.
Perekonna uustulnuk
N214C-st avastatud kompaktne H II piirkond võib olla uus tulija Magellaani pilvede HEB-de perekonnas (“kõrge erutusvõimega plekid”), mille esimene liige tuvastati ESO-s LMC N159-l. Vastupidiselt Magellaani pilvede tüüpilistele H II piirkondadele, mis on üle 150 valgusaasta ulatuvad laiendatud struktuurid ja mida toidab suur hulk kuumaid tähti, on HEB-d tihedad, väikesed piirkonnad on tavaliselt „ainult” 4–9 valgusaastat lai. Veelgi enam, nad moodustavad sageli tüüpiliste hiiglaslike H II piirkondade läheduses või ilmselt nende sees ja harva isoleeritult.
“Nende objektide moodustumise mehhanisme ei ole veel täielikult mõistetud, kuid tundub siiski kindel, et nad esindavad oma OB ühingute noorimaid massiivseid tähti,” selgitas Frederic Meynadier, teine meeskonna liige Pariisi observatooriumist. „Siiani on neist ESO teleskoopide ja Hubble'i kosmoseteleskoobi abil avastatud ja uuritud vaid pool tosinat. Kuid perekonna kõige väiksemate või noorimate liikmete erutuse eest vastutavad tähed on veel tuvastamata. "
Rohkem informatsiooni
N214C kohta tehtud uurimistöö on esitatud juhtiva erialaajakirja Astronomy and Astrophysics poolt avaldamiseks heaks kiidetud artiklis (“LMC H II piirkonna N214C ja selle omapärane nebulaarne kämp”, autorid F. Meynadier, M. Heydari-Malayeri ja Nolan R. Walborn). Terviktekstile on A&A veebisaidil PDF-failina vabalt juurdepääsetav.
Märkused
[1]: N-täht (udukogu jaoks) tähistab nende objektide tähistamist, et need olid kantud ameeriklaste 1956. aastal koostatud ja avaldatud H-alfa emissioonitähtede ja udukogude kataloogi Magellaani pilvedes. astronoom-astronaut Karl Henize (1926 - 1993).
[2]: Nimi Sk-71 51 on lühend Sanduleak -71 51. Ameerika astronoom Nicholas Sanduleak avaldas Cerro Tololo observatooriumis töötades 1970. aastal olulise objektide loendi (tähed ja udud, millel on heitejooned) nende spektrites) Magellaani pilvedes. Tärni nimes sisalduv „-71” on objekti deklinatsioon ja „51” on kataloogi kande number.
[3]: Astronoomide meeskonda kuuluvad Frederic Meynadier ja Mohammad Heydari-Malayeri (LERMA, Pariisi observatoorium, Prantsusmaa) ja Nolan R. Walborn (Kosmoseteleskoobi teadusinstituut, USA).
[4]: Gaasi ioniseeritakse siis, kui selle aatomid on kaotanud ühe või mitu elektroni - sel juhul energeetilise ultraviolettkiirguse toimel, mida kiirgavad läheduses olevad väga kuumad ja helendavad tähed. Kuumutatud gaas paistab enamasti ioniseeritud vesiniku (H) aatomite valguses, viies emissioonimullu. Selliseid udusid nimetatakse H II piirkondadeks. Tuntud Orioni udukogu on seda tüüpi udukogu silmapaistev näide, vt. ESO PR fotod 03a-c / 01 ja ESO PR Foto 20/04.
[5]: Mida kuumem on emissioonihädu keskne objekt, seda kuumem ja erutum on ümbritsev udukogu. Sõna “ergastamine” tähistab udukogugaasi ionisatsiooni astet. Mida energilisemad on mõjutavad osakesed ja radiatsioon, seda rohkem elektronid kaovad ja seda suurem on ergastusaste. N214C-s on tähtede keskne klaster nii kuum, et hapnikuaatomid on kaks korda ioniseeritud, st nad on kaotanud kaks elektroni.
Algne allikas: ESO pressiteade
