Nebula N214 [1] er en stor region af gas og støv placeret i en fjern del af vores nabokalakse, den store magellanske sky. N214 er et ganske bemærkelsesværdigt sted, hvor massive stjerner dannes. Især dens hovedkomponent, N214C (også kaldet NGC 2103 eller DEM 293), er af særlig interesse, da den er vært for en meget sjælden massiv stjerne, kendt som Sk-71 51 [2] og tilhører en ejendommelig klasse med kun et dusin kendte medlemmer i hele himlen. N214C giver således en fremragende mulighed for at studere dannelsesstedet for sådanne stjerner.
Ved hjælp af ESOs 3,5 m New Technology teleskop (NTT) placeret ved La Silla (Chile) og SuSI2 og EMMI instrumenterne studerede astronomer fra Frankrig og USA [3] i dybden denne usædvanlige region ved at tage billeder med den højeste opløsning indtil videre samt en række spektre af de mest fremtrædende objekter, der er til stede.
N214C er et kompleks af ioniseret varm gas, en såkaldt H II-region [4], der spreder sig over 170 med 125 lysår (se ESO PR-foto 12b / 05). I midten af tågen ligger Sk-71 51, regionens lyseste og hotteste stjerne. I en afstand af ~ 12 lysår nord for Sk-71 51 løber en lang bue med stærkt komprimeret gas skabt af stjernens stærke stjernevind. Der er et dusin mindre lyse stjerner spredt over tågen og hovedsageligt omkring Sk-71 51. Desuden er flere fine, filamentære strukturer og fine søjler synlige.
Den grønne farve i det sammensatte billede, der dækker hovedparten af N214C-regionen, kommer fra dobbelt ioniseret iltatom [5] og indikerer, at tågen skal være ekstremt varm i meget stor udstrækning.
Star Sk-71 51 nedbrydes
Det centrale og lyseste objekt i ESO PR Photo 12b / 05 er ikke en enkelt stjerne, men en lille, kompakt klynge af stjerner. For at studere denne meget stramme klynge i detaljer, anvendte astronomerne sofistikeret billedskærpesoftware til at fremstille billeder i høj opløsning, hvorpå nøjagtige lysstyrker og positionsmålinger derefter kunne udføres (se ESO PR Photo 12c / 05). Denne såkaldte "dekonvolution" -teknik gør det muligt at visualisere dette komplekse system meget bedre, hvilket fører til konklusionen om, at den stramme kerne i Sk-71 51-klyngen, der dækker et område på ca. 4 buesekunder, består af mindst 6 komponenter.
Fra yderligere spektre taget med EMMI (ESO Multi-Mode Instrument) viser det sig, at den lyseste komponent tilhører den sjældne klasse af meget massive stjerner af spektraltype O2 V ((f *)). Astronomerne henter en masse på ~ 80 solmasser til dette objekt, men det kan godt være, at dette er et multiple system, i hvilket tilfælde hver komponent ville være mindre massiv.
Stellarpopulationer
Fra de unikke billeder, der blev opnået og gengivet som ESO PR Photo 12b / 05, kunne astronomerne i dybden undersøge egenskaberne for de 2341 stjerner, der ligger mod N214C-regionen. Dette blev gjort ved at placere dem i et såkaldt farve-magnitude diagram, hvor abscissen er farven (repræsentativ for temperaturen på objektet) og ordinere størrelsen (relateret til den iboende lysstyrke). At kortlægge stjernenes temperatur mod deres egen lysstyrke afslører en typisk fordeling, der afspejler deres forskellige evolutionære stadier.
To vigtigste stjernepopulationer dukker op i dette særlige diagram (ESO PR Photo 12d / 05): en hovedsekvens, det vil sige stjerner, som ligesom solen stadig brænder deres brint centralt og en udviklet befolkning. Hovedsekvensen består af stjerner med startmasser fra ca. 2-4 til ca. 80 solmasser. Stjernerne, der følger den røde linje på ESO PR Photo 12d / 05, er stadig vigtigste sekvensstjerner med en estimeret alder på kun 1 million år. Den udviklede befolkning består hovedsageligt af meget ældre og lavere massestjerner med en alder på 1.000 millioner år.
Fra deres arbejde klassificerede astronomerne adskillige massive O- og B-stjerner, som er forbundet med H II-regionen og derfor bidrager til dens ionisering.
En klat af ioniseret gas
Et bemærkelsesværdigt træk ved N214C er tilstedeværelsen af en kugleformet klods med varm og ioniseret gas ved ~ 60 lysbue sekunder (~ 50 lysår i projektion) nord for Sk-71 51. Den ser ud som en sfære omkring fire lysår på tværs, opdelt i to fliser ved en støvbane, der løber langs en næsten nord-syd retning (ESO PR Photo 12d / 05). Klodsen ser ud til at være placeret på en kam med ioniseret gas, der følger strukturen af klatten, hvilket indebærer en mulig interaktion.
H II klatten falder sammen med en stærk infrarød kilde, 05423-7120, som blev fundet med IRAS-satellitten. Observationerne viser tilstedeværelsen af en massiv varmekilde, der er 200.000 gange mere lysende end Solen. Dette skyldes sandsynligvis en O7 V-stjerne på ca. 40 solmasser indlejret i en infrarød klynge. Alternativt kan det godt være, at opvarmningen stammer fra en meget massiv stjerne på ca. 100 solmasser, der stadig er under dannelse.
”Det er muligt, at kløbet skyldtes massiv stjernedannelse efter sammenbruddet af et tyndt shell af neutralt stof akkumuleret gennem virkningen af stærk bestråling og opvarmning af stjernen Sk-71 51”, siger Mohammad Heydari-Malayeri fra Observatoire de Paris (Frankrig) og medlem af teamet. ”En sådan” fortløbende stjernedannelse ”er sandsynligvis også sket mod den sydlige bjerg af N214C”.
Begynder i familien
Den kompakte H II-region, der blev opdaget i N214C, kan være en nybegynder i familien af HEB'er (“High Excitation Blobs”) i de magellanske skyer, hvor det første medlem blev påvist i LMC N159 ved ESO. I modsætning til de typiske H II-regioner i de magelliske skyer, som er udvidede strukturer, der spænder over mere end 150 lysår og er drevet af et stort antal varme stjerner, er HEB'er tætte, små regioner normalt "kun" 4 til 9 lysår bred. Desuden dannes de ofte ved siden af eller tilsyneladende i de typiske kæmpe H II-regioner og sjældent isoleret.
”Dannelsesmekanismerne for disse objekter er endnu ikke fuldt ud forstået, men det ser dog ud til, at de repræsenterer de yngste massive stjerner i deres OB-foreninger”, forklarer Frederic Meynadier, et andet medlem af teamet fra Observatoire de Paris. ”Indtil videre er kun et halvt dusin af dem blevet fundet og undersøgt ved hjælp af ESO-teleskoper såvel som Hubble-rumteleskopet. Men de stjerner, der er ansvarlige for ophidselsen af de strameste eller yngste familiemedlemmer, gjenstår stadig at opdage. ”
Mere information
Forskningen, der er foretaget på N214C, er præsenteret i en artikel, der er accepteret til offentliggørelse af det førende fagtidsskrift, Astronomy and Astrophysics ("LMC H II-regionen N214C og dets særegne nebulære klods", af F. Meynadier, M. Heydari-Malayeri og Nolan R. Walborn). Den fulde tekst er frit tilgængelig som en PDF-fil fra A&A-webstedet.
Noter
[1]: Bogstavet "N" (for "Nebula") i betegnelsen på disse objekter indikerer, at de var inkluderet i "Catalog of H-alpha emission stars and nebulae in the Magellanic Clouds" udarbejdet og offentliggjort i 1956 af amerikanske astronom-astronaut Karl Henize (1926 - 1993).
[2]: Navnet Sk-71 51 er forkortelsen af Sanduleak -71 51. Den amerikanske astronom Nicholas Sanduleak, mens han arbejdede på Cerro Tololo-observatoriet, der udkom i 1970 en vigtig liste over objekter (stjerner og tåger, der viser emissionslinjer i deres spektre) i de magellanske skyer. "-71" i stjernens navn er objektets deklination, mens "51" er indgangsnummeret i kataloget.
[3]: Teamet af astronomer består af Frederic Meynadier og Mohammad Heydari-Malayeri (LERMA, Paris Observatorium, Frankrig) og Nolan R. Walborn (Space Telescope Science Institute, USA).
[4]: Det siges, at en gas ioniseres, når dens atomer har mistet en eller flere elektroner - i dette tilfælde ved hjælp af energisk ultraviolet stråling udsendt af meget varme og lysende stjerner i nærheden. Den opvarmede gas skinner for det meste i lyset af ioniserede brint (H) -atomer, hvilket fører til en emissionstågel. Sådanne tåge kaldes ”H II-regioner”. Den velkendte Orion-tåge er et fremragende eksempel på den type tåge, jf. Stk. ESO PR-fotos 03a-c / 01 og ESO PR-foto 20/04.
[5]: Jo varmere det centrale objekt i en emissionstågel, desto varmere og mere ophidset vil være den omgivende tåge. Ordet "excitation" henviser til graden af ionisering af nebulær gas. Jo mere energiske de påvirkende partikler og stråling er, jo flere elektroner vil gå tabt, og højere er eksitationsgraden. I N214C er den centrale stjerneklynge så varm, at oxygenatomerne ioniseres to gange, dvs. de har mistet to elektroner.
Original kilde: ESO News Release
