Miglājs N214 [1] ir liels gāzes un putekļu reģions, kas atrodas mūsu kaimiņvalsts galaktikas attālajā daļā - Lielajā Magelāna mākoņā. N214 ir diezgan ievērojama vieta, kur veidojas masīvas zvaigznes. Jo īpaši tā galvenā sastāvdaļa, N214C (saukta arī par NGC 2103 vai DEM 293), ir īpaša interese, jo tajā atrodas ļoti reta masīva zvaigzne, kas pazīstama ar nosaukumu Sk-71 51 [2] un pieder savdabīgai klasei, kurai ir tikai ducis zināmi dalībnieki visā debesīs. Tādējādi N214C sniedz lielisku iespēju izpētīt šādu zvaigžņu veidošanās vietu.
Izmantojot ESO 3,5 m jaunās tehnoloģijas teleskopu (NTT), kas atrodas La Silla (Čīle), un SuSI2 un EMMI instrumentus, astronomi no Francijas un ASV [3] dziļi izpētīja šo neparasto reģionu, uzņemot līdz šim augstākās izšķirtspējas attēlus. kā arī visu redzamāko objektu spektru virkne.
N214C ir jonizētas karstas gāzes komplekss, tā sauktais H II reģions [4], kura izplatība pārsniedz 170 gaismas periodus (sk. ESO PR Foto 12b / 05). Miglāja centrā atrodas Sk-71 51, reģiona spožākā un karstākā zvaigzne. ~ 12 gaismas gadu attālumā uz ziemeļiem no Sk-71 51 iet garš ļoti saspiestas gāzes loks, ko rada spēcīgais zvaigznes zvaigžņu vējš. Pa miglāju un galvenokārt ap Sk-71 51 ir izkliedēts ducis mazāk spilgtu zvaigžņu. Turklāt ir redzamas vairākas smalkas, pavedienu struktūras un smalki pīlāri.
Zaļā krāsa kombinētajā attēlā, kas aptver lielāko daļu N214C reģiona, nāk no divkārši jonizētiem skābekļa atomiem [5] un norāda, ka miglājam ļoti lielā mērā jābūt ārkārtīgi karstam.
Star Sk-71 51 sadalījās
ESO PR Photo 12b / 05 centrālais un spilgtākais objekts nav viena zvaigzne, bet gan mazs, kompakts zvaigžņu kopums. Lai ļoti detalizēti izpētītu šo ļoti saspringto kopu, astronomi izmantoja sarežģītu attēlu asināšanas programmatūru, lai iegūtu augstas izšķirtspējas attēlus, pēc kuriem varētu veikt precīzus spilgtuma un pozicionēšanas mērījumus (sk. ESO PR Photo 12c / 05). Šī tā saucamā “dekonvolūcijas” tehnika ļauj daudz labāk vizualizēt šo sarežģīto sistēmu, novedot pie secinājuma, ka Sk-71 51 kopas saspringtais kodols, kas aptver ~ 4 loka sekundes, sastāv no vismaz 6 sastāvdaļas.
No papildu spektriem, kas ņemti ar EMMI (ESO Multi-Mode Instrument), tiek atklāts, ka spilgtākais komponents pieder pie O2 V ((f *)) spektra tipa ļoti masīvu zvaigžņu retajām klasēm. Astronomiem šim objektam ir atvasināta ~ 80 saules masu masa, taču varētu būt, ka šī ir daudzkārtīga sistēma, un tādā gadījumā katrs komponents būtu mazāk masīvs.
Zvaigžņu populācijas
No unikālajiem attēliem, kas iegūti un reproducēti kā ESO PR Photo 12b / 05, astronomi varēja dziļi izpētīt 2341 zvaigznes, kas atrodas N214C reģiona virzienā, īpašības. Tas tika izdarīts, ievietojot tos tā sauktajā krāsu-amplitūdas diagrammā, kur abscisa ir krāsa (attēlo objekta temperatūru) un ordinē magnitūdu (saistībā ar iekšējo spilgtumu). Zvaigžņu temperatūras attēlojums, salīdzinot ar to iekšējo spilgtumu, atklāj tipisku sadalījumu, kas atspoguļo to dažādās evolūcijas pakāpes.
Šajā konkrētajā diagrammā parādītas divas galvenās zvaigžņu populācijas (ESO PR Foto 12d / 05): galvenā secība, tas ir, zvaigznes, kurām, piemēram, Saule, joprojām centrāli deg savs ūdeņradis, un izveidojusies populācija. Galveno secību veido zvaigznes ar sākotnējām masām no aptuveni 2–4 līdz apmēram 80 saules masām. Zvaigznes, kas seko sarkanajai līnijai uz ESO PR Photo 12d / 05, ir galvenās secības zvaigznes, kas joprojām ir ļoti jaunas, un kuru aptuvenais vecums ir tikai aptuveni 1 miljons gadu. Izveidojusies populācija galvenokārt sastāv no daudz vecākām un zemākas masas zvaigznēm, kuru vecums ir 1000 miljoni gadu.
No sava darba astronomi klasificēja vairākas masīvas O un B zvaigznes, kas ir saistītas ar H II reģionu un tāpēc veicina tā jonizāciju.
Jonizētas gāzes lāse
Ievērojama N214C iezīme ir karstā un jonizētā gāzes plankumaina lāse ~ 60 loka sekundēs (projekcijā ~ 50 gaismas gadi) uz ziemeļiem no Sk-71 51. Tas parādās kā lode apmēram četrus gaismas gadus šķērsām, sadalīta divās daivās ar putekļu joslu, kas iet gandrīz ziemeļu-dienvidu virzienā (ESO PR Foto 12d / 05). Šķiet, ka lāse ir novietota uz jonizētas gāzes grēdas, kas seko lāseles struktūrai, norādot uz iespējamu mijiedarbību.
H II lāse sakrīt ar spēcīgu infrasarkano staru avotu 05423-7120, kas tika atklāts ar IRAS satelītu. Novērojumi norāda uz masīva siltuma avota klātbūtni, kas ir 200 000 reizes vairāk gaismas nekā Saule. Tas, visticamāk, ir saistīts ar O7 V zvaigzni, kurā ir apmēram 40 saules masu, kas iegulta infrasarkanajā klasterī. Alternatīvi, iespējams, varētu būt, ka sildīšana rodas no ļoti masīvas zvaigznes ar apmēram 100 saules masām, kas joprojām veidojas.
"Iespējams, ka lāse radās masīvu zvaigžņu veidošanās rezultātā pēc plānas neitrālas vielas apvalka sabrukšanas, kas uzkrāts, pateicoties spēcīgai starojuma apstarošanai un zvaigznes Sk-71 51 karsēšanai," saka Mohammads Heydari-Malayeri no Parīzes observatorijas. (Francija) un komandas loceklis. ”Šāda“ secīga zvaigžņu veidošanās ”, iespējams, ir notikusi arī virzienā uz N214C dienvidu grēdu”.
Ģimenes jaunpienācējs
N214C atklātais kompaktais H II reģions var būt jaunpienācējs HEB (“High Excitation Blobs”) ģimenei Magelanas mākoņos, kura pirmais loceklis tika atklāts LMC N159 ESO. Pretstatā Magelanas mākoņu tipiskajiem H II reģioniem, kas ir pagarinātas struktūras, kas aptver vairāk nekā 150 gaismas gadus un kurus darbina liels skaits karstu zvaigžņu, HEB ir blīvi, mazi reģioni parasti ir “tikai” no 4 līdz 9 gaismas gadiem. plašs. Turklāt tie bieži atrodas blakus tipiskajiem H II reģioniem vai acīmredzami to iekšienē, un reti izolēti.
“Šo objektu veidošanās mehānismi vēl nav pilnībā izprotami, tomēr šķiet pārliecināts, ka tie pārstāv savas OB asociācijas visjaunākās zvaigznes,” skaidro Frederiks Meinadjē, cits komandas loceklis no Parīzes observatorijas. “Līdz šim tikai pusducis no tiem ir atklāti un pētīti, izmantojot ESO teleskopus, kā arī Habla kosmisko teleskopu. Bet zvaigznes, kas ir atbildīgas par visciešāko vai jaunāko ģimenes locekļu ierosmi, joprojām ir atklājamas. ”
Vairāk informācijas
Pētījumi, kas veikti par N214C, ir iesniegti dokumentā, kas pieņemts publicēšanai vadošajā profesionālajā žurnālā Astronomy and Astrophysics (“LMC H II reģiona N214C un tā īpatnējā miglāja lāse”, autori F. Meinadjē, M. Heydari-Malayeri un Nolan R. Valborns). Pilns teksts ir brīvi pieejams kā PDF fails no A&A vietnes.
Piezīmes
[1]: Burts “N” (apzīmējums “Miglājs”) šo objektu apzīmējumā norāda, ka tie ir iekļauti “H-alfa emisijas zvaigžņu un miglāju katalogs Magelanas mākoņos”, kuru sastādījis un publicējis 1956. gadā Amerikas astronoms-astronauts Kārlis Henīze (1926 - 1993).
[2]: Nosaukums Sk-71 51 ir saīsinājums no Sanduleak -71 51. Amerikāņu astronoms Nikolass Sanduleak, strādājot Cerro Tololo observatorijā, 1970. gadā publicēja svarīgu objektu sarakstu (zvaigznes un miglāji, kas parāda emisijas līnijas). viņu spektros) Magelāņu mākoņos. Zvaigžņu nosaukumā “-71” ir objekta deklinācija, bet “51” ir ieraksta numurs katalogā.
[3]: Astronomu komandu veido Frederiks Meinadjē un Mohammads Heydari-Malayeri (LERMA, Parīzes observatorija, Francija) un Nolans R. Valborns (Kosmiskā teleskopa zinātnes institūts, ASV).
[4]: Gāze tiek jonizēta, kad tās atomi ir zaudējuši vienu vai vairākus elektronus - šajā gadījumā enerģētiskā ultravioletā starojuma iedarbībā, ko izstaro ļoti karstas un gaišas zvaigznes tuvu. Uzkarsētā gāze galvenokārt spīd jonizētu ūdeņraža (H) atomu gaismā, radot izmešu miglāju. Šādus miglājus sauc par “H II reģioniem”. Plaši pazīstamais Oriona miglājs ir izcils šāda veida miglāja piemērs, sk. ESO PR Photos 03a-c / 01 un ESO PR Photo 20/04.
[5]: Jo karstāks ir emisijas miglāja centrālais objekts, jo karstāks un satrauktāks būs apkārtējais miglājs. Vārds “ierosināšana” attiecas uz miglojošās gāzes jonizācijas pakāpi. Jo enerģiskākas būs daļiņas un starojums, jo vairāk elektronu tiks zaudēts, un jo augstāka ir ierosmes pakāpe. N214C centrālais zvaigžņu kopums ir tik karsts, ka skābekļa atomi ir divreiz jonizēti, t.i., tie ir zaudējuši divus elektronus.
Oriģinālais avots: ESO ziņu izlaidums
