Mlhovina N214 [1] je velká oblast plynu a prachu, která se nachází ve vzdálené části naší sousední galaxie, Velkého Magellanova mračna. N214 je docela pozoruhodné místo, kde se tvoří obrovské hvězdy. Zejména jeho hlavní složka, N214C (také pojmenovaná NGC 2103 nebo DEM 293), je zvláště zajímavá, protože je hostitelem velmi vzácné masivní hvězdy známé jako 71 71 Sk [2] a patřící do zvláštní třídy s pouze tuctem známí členové na celé obloze. N214C tak poskytuje vynikající příležitost pro studium místa vzniku takových hvězd.
S využitím 3,5m dlouhého dalekohledu ESO (NTT) umístěného v La Silla (Chile) a přístrojů SuSI2 a EMMI astronomové z Francie a USA [3] studovali tuto neobvyklou oblast do velké hloubky tak, že doposud pořídili snímky s nejvyšším rozlišením. stejně jako řada spekter nejvýznamnějších přítomných předmětů.
N214C je komplex ionizovaného horkého plynu, tzv. Oblast H II [4], rozprostírající se přes 170 až 125 světelných let (viz ESO PR Photo 12b / 05). Uprostřed mlhoviny leží Sk-71 51, nejjasnější a nejteplejší hvězda v regionu. Ve vzdálenosti ~ 12 světelných let severně od Sk-71 51 běží dlouhý oblouk vysoce stlačeného plynu vytvářeného silným hvězdným větrem hvězdy. Po mlhovině a hlavně kolem Sk-71 51 je rozptýleno tucet méně jasných hvězd. Navíc je vidět několik jemných vláknitých struktur a jemných sloupů.
Zelená barva na kompozitním obrázku, která pokrývá většinu oblasti N214C, pochází z dvojnásobně ionizovaných atomů kyslíku [5] a ukazuje, že mlhovina musí být ve velkém rozsahu extrémně horká.
Hvězda Sk-71 51 se rozložila
Ústředním a nejjasnějším objektem v ESO PR Photo 12b / 05 není jediná hvězda, ale malý kompaktní shluk hvězd. Aby bylo možné podrobně studovat tento velmi těsný klastr, astronomové použili sofistikovaný software pro zaostření obrazu, aby vytvořili obrazy s vysokým rozlišením, na nichž by pak bylo možné provést přesné měření jasu a polohy (viz ESO PR Photo 12c / 05). Tato tzv. „Dekonvoluční“ technika umožňuje vizualizovat tento složitý systém mnohem lépe, což vede k závěru, že pevné jádro klastru Sk-71 51 pokrývající oblast ~ 4 obloukových sekund je tvořeno nejméně 6 komponenty.
Z dalších spekter pořízených pomocí EMMI (ESO Multi-Mode Instrument) se zjistilo, že nejjasnější složka patří do vzácné třídy velmi hmotných hvězd spektrálního typu O2 V ((f *)). Astronomové odvozují pro tento objekt hmotu ~ 80 solárních hmot, ale mohlo by se stát, že se jedná o vícenásobný systém, v tomto případě by každá složka byla méně masivní.
Hvězdné populace
Z jedinečných snímků získaných a reprodukovaných jako ESO PR Photo 12b / 05 mohli astronomové ve velké hloubce studovat vlastnosti 2341 hvězd ležící k oblasti N214C. To bylo provedeno jejich umístěním do tzv. Diagramu barevné magnitudy, kde vodorovná osa je barva (představující teplotu objektu) a ordinace velikosti (vztahující se k vnitřnímu jasu). Vykreslení teploty hvězd proti jejich přirozenému jasu odhaluje typické rozdělení, které odráží jejich různé vývojové fáze.
V tomto konkrétním diagramu se objevují dvě hlavní hvězdné populace (ESO PR Photo 12d / 05): hlavní sekvence, to znamená, že hvězdy, jako je Slunce, stále centrálně spalují svůj vodík a vyvíjená populace. Hlavní sled je tvořen hvězdami s počáteční hmotností od zhruba 2 do 4 až okolo 80 solárních hmot. Hvězdy, které sledují červenou čáru na ESO PR Photo 12d / 05, jsou hvězdy hlavní sekvence stále velmi mladé, s odhadovaným věkem pouze asi 1 milion let. Evoluční populace je složena hlavně z mnohem starších a nižších hmotných hvězd, které mají věk 1 000 milionů let.
Ze své práce astronomové klasifikovali několik masivních hvězd O a B, které jsou spojeny s oblastí H II, a proto přispívají k její ionizaci.
Blob ionizovaného plynu
Pozoruhodnou vlastností N214C je přítomnost globulární blokace horkého a ionizovaného plynu ve vzdálenosti ~ 60 obloukových sekund (~ 50 světelných let v projekci) severně od Sk-71 51. Vypadá to jako koule o průměru asi čtyři světelné roky, rozdělené na dvě laloky prachovým pruhem, který vede podél téměř severojižního směru (ESO PR Photo 12d / 05). Zdá se, že blob je umístěn na hřeben ionizovaného plynu, který sleduje strukturu blob, což naznačuje možnou interakci.
Blok H II se shoduje se silným infračerveným zdrojem 05423-7120, který byl detekován pomocí satelitu IRAS. Pozorování ukazují na přítomnost obrovského zdroje tepla, který je 200 000krát jasnější než Slunce. Je to pravděpodobně způsobeno hvězdou O7 V s asi 40 solárními hmotami zabudovanými do infračerveného klastru. Alternativně by mohlo být dobře, že zahřívání vzniká z velmi masivní hvězdy asi 100 solárních hmot, které jsou stále v procesu formování.
"Je možné, že kulička vznikla masivní tvorbou hvězd po zhroucení tenké skořápky neutrální hmoty nahromaděné působením silného ozáření a zahřátí hvězdy Sk-71 51," říká Mohammad Heydari-Malayeri z Observatoire de Paris (Francie) a člen týmu. “K takové„ postupné formaci hvězd “pravděpodobně došlo také směrem k jižnímu hřebenu N214C.“
Nováček v rodině
Kompaktní oblast H II objevená v N214C může být nováčkem v rodině HEB („High excitation Blobs“) v Magellanových mracích, z nichž první člen byl detekován v LMC N159 v ESO. Na rozdíl od typických oblastí H II Magellanova mračna, které jsou rozšířenými strukturami trvajícími více než 150 světelných let a jsou poháněny velkým počtem horkých hvězd, jsou HEB husté, malé regiony obvykle „pouze“ 4 až 9 světelných let široký. Navíc se často tvoří v sousedství nebo zřejmě uvnitř typických obřích oblastí H II a zřídka v izolaci.
„Mechanismy formování těchto objektů ještě nejsou zcela pochopeny, zdá se však jisté, že představují nejmladší masivní hvězdy jejich OB asociací,“ vysvětluje Frederic Meynadier, další člen týmu z Observatoire de Paris. "Dosud bylo detekováno a prostudováno jen půl tuctu z nich pomocí dalekohledů ESO a Hubbleova vesmírného dalekohledu." Hvězdy zodpovědné za vzrušení nejpřísnějších nebo nejmladších členů rodiny však stále zbývá odhalit. “
Více informací
Výzkum provedený na N214C byl prezentován v příspěvku přijatém k publikaci předním odborným časopisem Astronomie a astrofyzika („Region LMC H II N214C a jeho zvláštní mlhovina“, F. Meynadier, M. Heydari-Malayeri a Nolan R. Walborn). Celý text je volně přístupný jako soubor PDF z webu A&A.
Poznámky
[1]: Písmeno „N“ (pro „mlhovinu“) v označení těchto objektů naznačuje, že byly zahrnuty do „katalogu emisních hvězd a mlhovin H-alfa v Magellanových mracích“, který v roce 1956 sestavil a publikoval Američan astronom-astronaut Karl Henize (1926 - 1993).
[2]: Jméno Sk-71 51 je zkratkou Sanduleak -71 51. Americký astronom Nicholas Sanduleak při práci na observatoře Cerro Tololo publikoval v roce 1970 důležitý seznam objektů (hvězd a mlhovin zobrazujících emisní čáry) v jejich spektrech) v Magellanových mracích. „-71“ v názvu hvězdy je deklinace objektu, zatímco „51“ je číslo záznamu v katalogu.
[3]: Tým astronomů tvoří Frederic Meynadier a Mohammad Heydari-Malayeri (LERMA, Pařížská observatoř, Francie) a Nolan R. Walborn (Space Telescope Science Institute, USA).
[4]: O plynu se říká, že je ionizován, když jeho atomy ztratily jeden nebo více elektronů - v tomto případě působením energetického ultrafialového záření emitovaného velmi horkými a zářícími hvězdami poblíž. Zahřátý plyn svítí většinou ve světle atomů ionizovaného vodíku (H), což vede k emisní mlhovině. Takové mlhoviny se označují jako „regiony H II“. Známá mlhovina Orion je vynikajícím příkladem tohoto typu mlhoviny, srov. Fotografie ESO PR 03a-c / 01 a ESO PR Photo 20/04.
[5]: Čím je centrální objekt emisní mlhoviny teplejší, tím teplejší a vzrušenější bude okolní mlhovina. Slovo „excitace“ označuje stupeň ionizace mlhovinového plynu. Čím energičtější jsou dopadající částice a záření, tím více elektronů bude ztraceno a vyšší je stupeň excitace. V N214C je centrální shluk hvězd tak horký, že atomy kyslíku jsou dvakrát ionizované, tj. Ztratily dva elektrony.
Původní zdroj: ESO News Release
