Bulutsusu N214 [1] komşu galaksimizin Büyük Macellan Bulutu'nun uzak bir bölümünde bulunan geniş bir gaz ve toz bölgesidir. N214, büyük yıldızların oluştuğu oldukça dikkat çekici bir alandır. Özellikle, ana bileşeni N214C (NGC 2103 veya DEM 293 olarak da adlandırılır), Sk-71 51 [2] olarak bilinen ve sadece bir düzine kadar tuhaf bir sınıfa ait çok nadir bir büyük yıldıza ev sahipliği yaptığı için özel ilgi çekicidir. tüm gökyüzünde bilinen üyeler. N214C böylece bu tür yıldızların oluşum bölgesini incelemek için mükemmel bir fırsat sunar.
ESO'nun La Silla (Şili) ve SuSI2 ve EMMI enstrümanlarında bulunan 3,5 metrelik Yeni Teknoloji teleskopunu (NTT) kullanarak, Fransa ve ABD'den gökbilimciler [3] şu ana kadarki en yüksek çözünürlüklü görüntüleri alarak bu olağandışı bölgeyi derinlemesine incelediler. aynı zamanda mevcut en önemli nesnelerin bir dizi spektrumunu içerir.
N214C, 170 x 125 ışıkyılı boyunca yayılan H II bölgesi [4] olarak adlandırılan iyonize sıcak gaz kompleksidir (bkz. ESO PR Photo 12b / 05). Bulutsunun merkezinde, bölgenin en parlak ve en sıcak yıldızı olan Sk-71 51 yer alır. Sk-71 51'in ~ 12 ışıkyılı uzaklıkta, yıldızın kuvvetli yıldız rüzgârının yarattığı yüksek basınçlı gazın uzun bir arkını çalıştırır. Bulutsu boyunca ve esas olarak Sk-71 51 çevresinde dağılmış bir düzine daha az parlak yıldız vardır. Dahası, birkaç ince, filamenter yapı ve ince sütunlar görülebilir.
N214C bölgesinin büyük kısmını kapsayan bileşik görüntüdeki yeşil renk, iki kat iyonize oksijen atomlarından gelir [5] ve bulutsunun çok büyük ölçüde aşırı sıcak olması gerektiğini gösterir.
Yıldız Sk-71 51 ayrıştırıldı
ESO PR Photo 12b / 05'teki merkezi ve en parlak nesne tek bir yıldız değil, küçük ve kompakt bir yıldız kümesidir. Bu çok sıkı kümeyi ayrıntılı olarak incelemek için, gökbilimciler, daha sonra üzerinde kesin parlaklık ve konumsal ölçümlerin yapılabileceği yüksek çözünürlüklü görüntüler üretmek için sofistike görüntü keskinleştirme yazılımı kullandılar (bkz. ESO PR Photo 12c / 05). Bu “dekonvolüsyon” tekniği, bu karmaşık sistemi daha iyi görselleştirmeyi mümkün kılar ve Sk-71 51 kümesinin ~ 4 ark saniye alanını kaplayan sıkı çekirdeğinin en az 6'dan oluştuğu sonucuna varır. bileşenler.
EMMI (ESO Çok Modlu Enstrüman) ile alınan ek spektrumlardan, en parlak bileşenin, O2 V ((f *)) spektral tipinde çok büyük yıldızların nadir sınıfına ait olduğu bulunmuştur. Gökbilimciler, bu nesne için ~ 80 güneş kütlesi kütlesi türetebilirler, ancak bunun çoklu bir sistem olması iyi olabilir, bu durumda her bileşen daha az kütleli olacaktır.
Yıldız popülasyonları
ESO PR Photo 12b / 05 olarak elde edilen ve çoğaltılan benzersiz görüntülerden, gökbilimciler N214C bölgesine doğru uzanan 2341 yıldızın özelliklerini derinlemesine inceleyebilirler. Bu, apsenin renk (nesnenin sıcaklığını temsil eden) ve büyüklük (içsel parlaklıkla ilgili) olduğu, renk büyüklüğü diyagramı olarak adlandırılarak yapılır. Yıldızların sıcaklığını içsel parlaklığına göre çizmek, farklı evrimsel aşamalarını yansıtan tipik bir dağılımı ortaya çıkarır.
Bu özel diyagramda iki ana yıldız popülasyonu ortaya çıkıyor (ESO PR Photo 12d / 05): ana dizi, yani Güneş gibi yıldızlar hala hidrojenlerini merkezi olarak yakıyor ve evrimleşmiş bir popülasyon. Ana dizi, yaklaşık 2-4 ila yaklaşık 80 güneş kütlesine sahip başlangıç kütlelerine sahip yıldızlardan oluşur. ESO PR Photo 12d / 05'teki kırmızı çizgiyi takip eden yıldızlar, hala yaklaşık 1 milyon yıl olan, hala çok genç olan ana dizi yıldızlarıdır. Evrimleşen nüfus esas olarak 1.000 milyon yıllık, çok daha yaşlı ve daha düşük kütleli yıldızlardan oluşmaktadır.
Astronomlar, çalışmalarından, H II bölgesi ile ilişkili olan ve bu nedenle iyonizasyonuna katkıda bulunan birkaç büyük O ve B yıldızını sınıflandırdılar.
İyonize Gaz Bloğu
N214C'nin göze çarpan bir özelliği, Sk-71 51'in kuzeyinde ~ 60 ark saniyede (~ 50 ışıkyılı projeksiyonda) küresel ve sıcak gazlı bir küresel blobun varlığıdır. Dört ışıkyılı boyunca, neredeyse kuzey-güney yönünde uzanan bir toz şeridi ile iki lob'a ayrılmıştır (ESO PR Photo 12d / 05). Damla, olası bir etkileşime işaret eden damla yapısını takip eden iyonize gaz sırtına yerleştirilmiş gibi görünmektedir.
H II bloğu, IRAS uydusu ile tespit edilen 05423-7120 güçlü bir kızılötesi kaynağına denk gelir. Gözlemler, Güneş'ten 200.000 kat daha parlak olan büyük bir ısı kaynağının varlığını göstermektedir. Bu daha çok, bir kızılötesi kümeye gömülü yaklaşık 40 güneş kütlesindeki O7 V yıldızından kaynaklanmaktadır. Alternatif olarak, ısıtmanın hala oluşma aşamasında olan yaklaşık 100 güneş kütlesinden oluşan çok büyük bir yıldızdan kaynaklanması iyi olabilir.
Observatoire de Paris'ten Mohammad Heydari-Malayeri, “Blobun, yıldız Sk-71 51'in güçlü ışınlanması ve ısıtılması etkisiyle biriken ince bir nötr madde kabuğunun çökmesinin ardından büyük yıldız oluşumundan kaynaklanması mümkündür” diyor. (Fransa) ve takım üyesi. ”Böyle bir“ sıralı yıldız oluşumu ”muhtemelen N214C'nin güney sırtına doğru da meydana gelmiştir”.
Aileye Yeni Gelen
N214C'de keşfedilen kompakt H II bölgesi, ilk üyesi ESO'da LMC N159'da tespit edilen Macellan Bulutları'ndaki HEB'ler ailesine (“Yüksek Uyarma Blobları”) yeni gelen biri olabilir. Macellan Bulutlarının 150 ışık yılını kapsayan genişletilmiş yapılar olan tipik H II bölgelerinin aksine, çok sayıda sıcak yıldızla çalışan HEB'ler yoğun, küçük bölgeler genellikle “sadece” 4 ila 9 ışık yılı geniş. Ayrıca, genellikle tipik dev H II bölgelerine bitişik veya görünüşte iç kısımlarda ve nadiren izolasyonda oluşurlar.
Observatoire de Paris ekibinin bir başka üyesi olan Frederic Meynadier, “Bu nesnelerin oluşum mekanizmaları henüz tam olarak anlaşılamamıştır, ancak OB derneklerinin en genç büyük yıldızlarını temsil ettiklerinden emin görünüyorlar” diye açıklıyor. “Şimdiye kadar sadece yarım düzine tanesi ESO teleskoplarının yanı sıra Hubble Uzay Teleskobu kullanılarak incelenmiş ve incelenmiştir. Ancak ailenin en sıkı veya en genç üyelerinin uyarılmasından sorumlu yıldızlar hala tespit edilmeye devam ediyor. ”
Daha fazla bilgi
N214C üzerinde yapılan araştırma, önde gelen profesyonel dergi Astronomi ve Astrofizik (“LMC H II Bölgesi N214C ve kendine özgü bulutsusu bloğu” tarafından F. Meynadier, M. Heydari-Malayeri ve Nolan tarafından yayınlanmak üzere kabul edilen bir makalede sunulmuştur. R. Walborn). Tam metne A&A web sitesinden PDF dosyası olarak ücretsiz erişilebilir.
notlar
[1]: Bu nesnelerin tanımlanmasında “N” (“Nebula” için) harfi, bunların 1956 yılında Amerikan tarafından derlenen ve yayınlanan “Macellan Bulutları'ndaki H-alfa emisyon yıldızları ve bulutsular Kataloğu” na dahil edildiğini gösterir. astronom-astronot Karl Henize (1926 - 1993).
[2]: Sk-71 51 adı, Sanduleak -71 51'in kısaltmasıdır. Amerikalı astronom Nicholas Sanduleak, Cerro Tololo Gözlemevi'nde çalışırken, 1970'de önemli bir nesne listesi (emisyon çizgilerini gösteren yıldızlar ve bulutsular) Macellan Bulutları'nda. Yıldızın adındaki “-71” nesnenin eğimidir, “51” ise katalogdaki giriş numarasıdır.
[3]: Gökbilimciler ekibi Frederic Meynadier ve Mohammad Heydari-Malayeri (LERMA, Paris Gözlemevi, Fransa) ve Nolan R. Walborn (Uzay Teleskopu Bilim Enstitüsü, ABD) 'den oluşuyor.
[4]: Bir gazın atomları bir veya daha fazla elektron kaybettiğinde iyonize olduğu söylenir - bu durumda, çok sıcak ve parlak yıldızların yakınından yaydığı enerjik ultraviyole radyasyonun etkisi ile. Isıtılan gaz, çoğunlukla iyonize hidrojen (H) atomları ışığında parlar ve bir emisyon bulutsusuna yol açar. Bu tür bulutsular “H II bölgeleri” olarak adlandırılır. İyi bilinen Orion Bulutsusu, bu tür bulutsunun olağanüstü bir örneğidir, bkz. ESO PR Fotoğrafları 03a-c / 01 ve ESO PR Fotoğrafları 20/04.
[5]: Bir emisyon bulutsusunun merkezi nesnesi ne kadar sıcak olursa, çevreleyen bulutsunun o kadar sıcak ve daha heyecanlı olması gerekir. "Uyarma" kelimesi, bulutsu gazının iyonlaşma derecesini belirtir. Çarpıcı parçacıklar ve radyasyon ne kadar enerjik olursa, o kadar fazla elektron kaybolacak ve uyarma derecesi daha yüksek olacaktır. N214C'de merkezi yıldız kümesi o kadar sıcaktır ki oksijen atomları iki kez iyonize olur, yani iki elektronu kaybetmiştir.
Orijinal Kaynak: ESO Haber Bülteni
