הערפילית N214 [1] היא אזור גדול של גז ואבק הנמצא בחלק נידח מהגלקסיה השכנה שלנו, הענן המגלני הגדול. N214 הוא אתר מדהים למדי בו נוצרים כוכבים מאסיביים. בפרט, המרכיב העיקרי שלו, N214C (נקרא גם NGC 2103 או DEM 293), מעניין במיוחד מכיוון שהוא מארח כוכב מסיבי נדיר מאוד, המכונה Sk-71 51 [2] ושייך למעמד משונה עם תריסר בלבד. חברים ידועים בכל השמים. אפוא N214C מספק הזדמנות מצוינת לחקר אתר היווצרותם של כוכבים כאלה.
באמצעות הטלסקופ 3.5 מ 'של ESO הטכנולוגיה החדשה (NTT) הממוקמת בלה סילה (צ'ילה) ומכשירי ה- SuSI2 ו- EMMI, אסטרונומים מצרפת ומארה"ב [3] למדו לעומק את האזור הלא שגרתי הזה על ידי צילום תמונות ברזולוציה הגבוהה ביותר עד כה כמו גם סדרת ספקטרום של האובייקטים הבולטים ביותר שנמצאים.
N214C הוא קומפלקס של גז חם מיונן, מה שמכונה אזור H II [4], המתפשט על 170 על 125 שנות אור (ראה תמונה של ESO PR 12b / 05). במרכז הערפילית שוכן Sk-71 51, הכוכב הבהיר והחם ביותר באזור. במרחק של ~ 12 שנות אור מצפון ל- Sk-71 51 פועל קשת ארוכה של גז דחוס מאוד שנוצר על ידי הרוח הכוכבת החזקה. ישנם תריסר כוכבים פחות בהירים הפזורים בערפילית ובעיקר סביב Sk-71 51. יתרה מזאת, ניתן לראות כמה מבנים דקים, חוטים ועמודים עדינים.
הצבע הירוק בתמונה המורכבת, המכסה את חלק הארי של אזור N214C, מגיע מאטומי חמצן מיוננים כפולים [5] ומצביע על כך שהערפילית חייבת להיות חמה במיוחד במידה רבה מאוד.
הכוכב Sk-71 51 מתפרק
האובייקט המרכזי והמואר ביותר בצילום 12b / 05 של ESO PR אינו כוכב אחד אלא אשכול כוכבים קטן וקומפקטי. על מנת ללמוד את האשכול ההדוק מאוד בפרטי פרטים, השתמשו האסטרונומים בתוכנת השחזת תמונות מתוחכמת כדי לייצר תמונות ברזולוציה גבוהה עליהן ניתן היה לבצע מדידות מדויקת של בהירות ומיקום (ראה תמונה של ESO PR 12c / 05). טכניקה זו של מה שמכונה "פירוק הרזולוציה" מאפשרת לדמיין את המערכת המורכבת הזו הרבה יותר טוב, מה שמוביל למסקנה שהליבה ההדוקה של אשכול Sk-71 51, המשתרע על שטח של ~ 4 קשת שניות, מורכבת לפחות מ- 6 רכיבים.
מספקטרומים נוספים שצולמו באמצעות EMMI (ESO Multi-Mode Instrument), נמצא שהרכיב הבהיר ביותר שייך למעמד הנדיר של כוכבים מאסיביים מאוד מסוג O2 V ספקטרלי ((f *)). האסטרונומים שואבים מסה של ~ 80 מסות שמש עבור אובייקט זה אך יתכן שמדובר במערכת מרובה, ובמקרה כזה, כל רכיב יהיה פחות מסיבי.
אוכלוסיות כוכבים
מהתמונות הייחודיות שהתקבלו ושוחזרו כ- ESO PR Photo 12b / 05, האסטרונומים יכלו ללמוד לעומק את תכונותיהם של 2341 הכוכבים השוכנים לכיוון אזור N214C. הדבר נעשה על ידי הצבתם בתרשים שנקרא "גודל צבע", שם האבסיססה היא הצבע (המייצג את הטמפרטורה של האובייקט) ואת הסדר גודל (קשור לבהירות המהותית). עלילת טמפרטורת הכוכבים כנגד בהירותם המהותית מגלה התפלגות אופיינית המשקפת את שלבי האבולוציה השונים שלהם.
שתי אוכלוסיות עיקריות עיקריות מופיעות בתרשים הספציפי הזה (ESO PR Photo 12d / 05): רצף עיקרי, כלומר כוכבים שכמו השמש עדיין שורפים את המימן שלהם במרכז, ואוכלוסייה שהתפתחה. הרצף העיקרי מורכב מכוכבים עם מסות התחלתיות בין בערך 2-4 לכ- 80 מסות שמש. הכוכבים העוקבים אחר הקו האדום בתמונות PR 12/05 של ESO הם כוכבי רצף עיקרי שעדיין צעירים מאוד, עם גיל מוערך של כמיליון שנים בלבד. האוכלוסייה המתפתחת מורכבת בעיקר מכוכבי המונים עתיקים ונמוכים בהרבה, עם גיל של 1,000 מיליון שנים.
מהעבודה שלהם סיווגו האסטרונומים כמה כוכבי O ו- B מסיביים, הקשורים לאזור H II ולכן תורמים ליינון שלו.
בועה של גז מיונס
תכונה מדהימה של N214C היא נוכחותה של נפיחה כדורית של גז חם ומוננן במהירות של ~ 60 שניות קשת (~ 50 שנות אור בהקרנה) צפונית ל- Sk-71 51. היא מופיעה ככדור שבערך ארבע שנות אור לרוחב, מפוצל לשתי אונות על ידי נתיב אבק העובר בכיוון צפון-דרום כמעט (צילום PR 12/5 של ESO). נראה כי הכתם מונחת על רכס של גז מיונן העוקב אחר מבנה הכתם, ומרמז על אינטראקציה אפשרית.
גוש ה- H II חופף עם מקור אינפרא אדום חזק, 05423-7120, שהתגלה באמצעות לוויין ה- IRAS. התצפיות מצביעות על נוכחות של מקור חום מאסיבי, פי 200,000 יותר מאור השמש. ככל הנראה זה נובע מכוכב O7 V שמונה כ- 40 מסות שמש המשובצות באשכול אינפרא אדום. לחילופין יכול להיות שהחימום נובע מכוכב מסיבי מאוד של כמאה מסות שמש שעדיין נמצא בתהליך היווצרותו.
"יתכן שהספוג נבע מהיווצרות כוכבים מסיבית בעקבות התמוטטות מעטפת דקה של חומר ניטרלי שהצטברה כתוצאה מההשפעה של הקרנה וחימום של הכוכב Sk-71 51", אומר מוחמד היידארי-מלארי ממצפה הכוכבים דה פריז. (צרפת) וחבר הצוות. "כזה" היווצרות כוכבים רציפה "התרחש ככל הנראה גם לעבר הרכס הדרומי של N214C".
חדש במשפחה
אזור ה- H II הקומפקטי שהתגלה ב- N214C עשוי להיות חדש במשפחת ה- HEBs ("כתמי התלהבות גבוהה") בענני מגלן, שהחבר הראשון בהם התגלה ב- LMC N159 ב- ESO. בניגוד לאזורי ה- H II הטיפוסיים של ענני מגלן, שהם מבנים מורחבים שמשתרעים על יותר מ -150 שנות אור ומונעים על ידי מספר גדול של כוכבים חמים, HEBs צפופים, אזורים קטנים בדרך כלל "רק" 4 עד 9 שנות אור רחב. יתרה מזאת, הם נוצרים לעיתים קרובות סמוך לאזור האזור הענק השני הטיפוסי או ככל הנראה, ולעתים נדירות בבידוד.
"מנגנוני ההיווצרות של חפצים אלה אינם מבינים עדיין עד תום, אך נראה כי הם בטוחים כי הם מייצגים את הכוכבים המסיביים הצעירים ביותר של עמותות ה- OB שלהם", מסביר פרדריק מיינאדייר, חבר אחר בצוות מצפה הכוכבים דה פריז. "עד כה רק כחצי תריסר מהם התגלו ונחקרו באמצעות טלסקופ ESO כמו גם טלסקופ החלל האבל. אבל עדיין נותרו לאתר את הכוכבים האחראים על עירורם של בני המשפחה ההדוקים או הצעירים ביותר. "
עוד מידע
המחקר שנערך ב- N214C הוצג במאמר שהתקבל לפרסום על ידי כתב העת המקצועי המוביל, אסטרונומיה ואסטרופיסיקה ("אזור LMC H II N214C והגוש הערבי המוזר שלו", מאת פ. מיינאדיר, מ. היידרי-מלאיירי ונולן ר 'וולבורן). הטקסט המלא נגיש באופן חופשי כקובץ PDF מאתר A&A.
הערות
[1]: האות "N" (עבור "ערפילית") בייעודם של חפצים אלה מצביעה על כך שהם נכללו בקטלוג של כוכבי פליטת H-alpha בעננים מגלניים "שחובר ופורסם בשנת 1956 על ידי אמריקאים האסטרונום-אסטרונאוט קארל הניז (1926 - 1993).
[2]: השם Sk-71 51, הוא הקיצור של Sanduleak -71 51. האסטרונום האמריקני Nicholas Sanduleak, בעת שעבד במצפה הכוכבים Cerro Tololo, שפרסם בשנת 1970 רשימה חשובה של חפצים (כוכבים וערפיליות המראים קווי פליטה) בספקטרום שלהם) בעננים המגלניים. "-71" בשם הכוכב הוא נטיית האובייקט ואילו "51" הוא מספר הכניסה בקטלוג.
[3]: צוות האסטרונומים מורכב מפרדריק מיינאדייה ומוחמד היידארי-מלארי (LERMA, מצפה הכוכבים בפריס, צרפת) ונולן ר 'וולבורן (מכון המדע לטלסקופ החלל, ארה"ב).
[4]: נאמר כי גז מיונן כאשר האטומים שלו איבדו אלקטרונים אחד או יותר - במקרה זה על ידי פעולת קרינה אולטרה סגולה אנרגטית הנפלטת מכוכבים חמים ומאירים מאוד בסביבה. הגז המחומם מאיר בעיקר לאור אטומי מימן (H) מיוננים, מה שמוביל לערפילית פליטה. ערפיליות כאלה מכונות "אזורי H II". ערפילית אוריון הידועה היא דוגמא יוצאת מן הכלל לסוג הערפילית הזה. תמונות PR PR של ESO 03a-c / 01 ותצלום PR PR 20/04.
[5]: ככל שהאובייקט המרכזי יותר של ערפילית פליטה, חם יותר ונרגש יותר יהיה הערפילית שמסביב. המילה "עירור" מתייחסת למידת היינון של הגז הערפילי. ככל שהחלקיקים והקרינה הכואבים אנרגטיים יותר, כך יאבדו אלקטרונים ויהיה גבוה יותר מידת ההתרגשות. ב- N214C, אשכול הכוכבים המרכזי הוא כה חם עד כי אטומי החמצן מיוננים פעמיים, כלומר איבדו שני אלקטרונים.
המקור המקורי: פרסום חדשות ESO
