Το νεφέλωμα N214 [1] είναι μια μεγάλη περιοχή φυσικού αερίου και σκόνης που βρίσκεται σε ένα απομακρυσμένο μέρος του γειτονικού μας γαλαξία, το Μεγάλο Μαγγελικό Σύννεφο. Το N214 είναι ένας αρκετά αξιόλογος ιστότοπος όπου σχηματίζονται τεράστια αστέρια. Συγκεκριμένα, το κύριο συστατικό του, N214C (ονομάζεται επίσης NGC 2103 ή DEM 293), παρουσιάζει ιδιαίτερο ενδιαφέρον καθώς φιλοξενεί ένα πολύ σπάνιο τεράστιο αστέρι, γνωστό ως Sk-71 51 [2] και ανήκει σε μια ιδιαίτερη κατηγορία με μόλις δώδεκα γνωστά μέλη σε ολόκληρο τον ουρανό. Το N214C παρέχει έτσι μια εξαιρετική ευκαιρία για τη μελέτη του τόπου σχηματισμού τέτοιων αστεριών.
Χρησιμοποιώντας το τηλεσκόπιο Νέας Τεχνολογίας 3,5-m (NTT) της ESO που βρίσκεται στη La Silla (Χιλή) και τα όργανα SuSI2 και EMMI, αστρονόμοι από τη Γαλλία και τις ΗΠΑ [3] μελέτησαν σε βάθος αυτήν την ασυνήθιστη περιοχή λαμβάνοντας εικόνες με την υψηλότερη ανάλυση μέχρι καθώς και μια σειρά φασμάτων από τα πιο εξέχοντα αντικείμενα που υπάρχουν.
Το N214C είναι ένα σύμπλεγμα ιονισμένου θερμού αερίου, μια λεγόμενη περιοχή Η II [4], που απλώνεται πάνω από 170 επί 125 έτη φωτός (βλέπε ESO PR Photo 12b / 05). Στο κέντρο του νεφελώματος βρίσκεται το Sk-71 51, το πιο φωτεινό και θερμότερο αστέρι της περιοχής. Σε απόσταση ~ 12 ετών φωτός βόρεια του Sk-71, 51 τρέχει ένα μακρύ τόξο υψηλής συμπίεσης αερίου που δημιουργήθηκε από τον ισχυρό αστρικό άνεμο του αστεριού. Υπάρχουν δεκάδες λιγότερο φωτεινά αστέρια διάσπαρτα σε όλο το νεφέλωμα και κυρίως γύρω από το Sk-71 51. Επιπλέον, είναι ορατές αρκετές λεπτές, νηματώδεις δομές και λεπτές κολόνες.
Το πράσινο χρώμα στη σύνθετη εικόνα, που καλύπτει το μεγαλύτερο μέρος της περιοχής N214C, προέρχεται από διπλά ιονισμένα άτομα οξυγόνου [5] και υποδεικνύει ότι το νεφέλωμα πρέπει να είναι εξαιρετικά ζεστό σε πολύ μεγάλο βαθμό.
Το Star Sk-71 51 αποσυντέθηκε
Το κεντρικό και φωτεινότερο αντικείμενο της ESO PR Photo 12b / 05 δεν είναι ένα μόνο αστέρι αλλά ένα μικρό, συμπαγές σύμπλεγμα αστεριών. Για να μελετήσουν αυτό το πολύ σφιχτό σύμπλεγμα με μεγάλη λεπτομέρεια, οι αστρονόμοι χρησιμοποίησαν εξελιγμένο λογισμικό ενίσχυσης εικόνων για την παραγωγή εικόνων υψηλής ανάλυσης στις οποίες θα μπορούσαν τότε να πραγματοποιηθούν ακριβείς μετρήσεις φωτεινότητας και θέσης (βλ. ESO PR Photo 12c / 05). Αυτή η λεγόμενη τεχνική «αποσυγκρότησης» επιτρέπει την οπτικοποίηση αυτού του πολύπλοκου συστήματος πολύ καλύτερα, οδηγώντας στο συμπέρασμα ότι ο στενός πυρήνας του συμπλέγματος Sk-71 51, που καλύπτει μια περιοχή ~ 4 τόξων, αποτελείται από τουλάχιστον 6 συστατικά.
Από τα πρόσθετα φάσματα που λαμβάνονται με το EMMI (ESO Multi-Mode Instrument), το πιο φωτεινό συστατικό βρίσκεται στην σπάνια κατηγορία πολύ μαζικών αστεριών φασματικού τύπου O2 V ((f *)). Οι αστρονόμοι αντλούν μια μάζα ~ 80 ηλιακών μαζών για αυτό το αντικείμενο, αλλά μπορεί να είναι ότι αυτό είναι ένα πολλαπλό σύστημα, οπότε κάθε συστατικό θα ήταν λιγότερο ογκώδες.
Αστρικοί πληθυσμοί
Από τις μοναδικές εικόνες που λαμβάνονται και αναπαράγονται ως ESO PR Photo 12b / 05, οι αστρονόμοι θα μπορούσαν να μελετήσουν σε βάθος τις ιδιότητες των 2341 αστεριών που βρίσκονται προς την περιοχή N214C. Αυτό έγινε με την τοποθέτησή τους σε ένα λεγόμενο διάγραμμα χρώματος-μεγέθους, όπου η τετμημένη είναι το χρώμα (αντιπροσωπευτική της θερμοκρασίας του αντικειμένου) και το τεταγμένο μέγεθος (που σχετίζεται με την εγγενή φωτεινότητα). Η καταγραφή της θερμοκρασίας των αστεριών σε σχέση με την εγγενή φωτεινότητα τους αποκαλύπτει μια τυπική κατανομή που αντικατοπτρίζει τα διαφορετικά εξελικτικά τους στάδια.
Δύο κύριοι αστρικοί πληθυσμοί εμφανίζονται σε αυτό το συγκεκριμένο διάγραμμα (ESO PR Photo 12d / 05): μια κύρια ακολουθία, δηλαδή, τα αστέρια που σαν τον Ήλιο καίνε κεντρικά το υδρογόνο τους και έναν εξελισσόμενο πληθυσμό. Η κύρια ακολουθία αποτελείται από αστέρια με αρχικές μάζες από περίπου 2-4 έως περίπου 80 ηλιακές μάζες. Τα αστέρια που ακολουθούν την κόκκινη γραμμή στο ESO PR Photo 12d / 05 είναι τα κύρια αστέρια ακολουθίας ακόμα πολύ μικρά, με εκτιμώμενη ηλικία περίπου 1 εκατομμύριο ετών μόνο. Ο εξελιγμένος πληθυσμός αποτελείται κυρίως από πολύ μεγαλύτερα και χαμηλότερα αστέρια μάζας, ηλικίας 1.000 εκατομμυρίων ετών.
Από τη δουλειά τους, οι αστρονόμοι ταξινόμησαν αρκετά τεράστια αστέρια Ο και Β, τα οποία σχετίζονται με την περιοχή Η II και συνεπώς συμβάλλουν στον ιονισμό του.
Μια σταγόνα ιονισμένου αερίου
Ένα αξιοσημείωτο χαρακτηριστικό του N214C είναι η παρουσία σφαιρικής σφαίρας θερμού και ιονισμένου αερίου στα ~ 60 τόξα δευτερόλεπτα (~ 50 έτη φωτός σε προβολή) βόρεια του Sk-71 51. Εμφανίζεται ως σφαίρα περίπου τεσσάρων ετών φωτός, χωρίζονται σε δύο λοβούς από μια λωρίδα σκόνης που διατρέχει μια κατεύθυνση σχεδόν βορρά-νότου (ESO PR Photo 12d / 05). Η σταγόνα φαίνεται να τοποθετείται σε μια κορυφογραμμή ιονισμένου αερίου που ακολουθεί τη δομή της σταγόνας, υπονοώντας μια πιθανή αλληλεπίδραση.
Το H II blob συμπίπτει με μια ισχυρή υπέρυθρη πηγή, 05423-7120, η οποία εντοπίστηκε με τον δορυφόρο IRAS. Οι παρατηρήσεις δείχνουν την παρουσία μιας τεράστιας πηγής θερμότητας, 200.000 φορές πιο φωτεινή από τον Ήλιο. Αυτό πιθανότατα οφείλεται σε ένα αστέρι O7 V περίπου 40 ηλιακών μαζών που είναι ενσωματωμένο σε ένα υπέρυθρο σύμπλεγμα. Εναλλακτικά, μπορεί να είναι ότι η θέρμανση προκύπτει από ένα πολύ τεράστιο αστέρι με περίπου 100 ηλιακές μάζες που βρίσκονται ακόμη στη διαδικασία σχηματισμού.
«Είναι πιθανό ότι η σταγόνα προήλθε από μαζικό σχηματισμό αστεριών μετά την κατάρρευση ενός λεπτού κελύφους ουδέτερης ύλης που συσσωρεύτηκε μέσω της επίδρασης της ισχυρής ακτινοβολίας και της θέρμανσης του αστεριού Sk-71 51», λέει ο Mohammad Heydari-Malayeri από το Observatoire de Paris (Γαλλία) και μέλος της ομάδας. »Ένας τέτοιος« διαδοχικός σχηματισμός αστεριών »πιθανότατα έχει συμβεί και προς τη νότια κορυφογραμμή του N214C».
Νέος στην οικογένεια
Η συμπαγής περιοχή H II που ανακαλύφθηκε στο N214C μπορεί να είναι νεοεισερχόμενος στην οικογένεια HEBs ("High Excitation Blobs") στα Magellanic Clouds, το πρώτο μέλος του οποίου εντοπίστηκε στο LMC N159 στο ESO. Σε αντίθεση με τις τυπικές περιοχές H II των Magellanic Clouds, οι οποίες είναι εκτεταμένες δομές που εκτείνονται σε περισσότερα από 150 έτη φωτός και τροφοδοτούνται από μεγάλο αριθμό καυτών αστεριών, τα HEB είναι πυκνά, οι μικρές περιοχές συνήθως «μόνο» 4 έως 9 έτη φωτός πλατύς. Επιπλέον, συχνά σχηματίζονται γειτονικά ή προφανώς εντός των τυπικών γιγαντιαίων περιοχών Η II και σπάνια μεμονωμένα.
«Οι μηχανισμοί σχηματισμού αυτών των αντικειμένων δεν είναι ακόμη πλήρως κατανοητοί, αλλά φαίνεται ωστόσο βέβαιο ότι αντιπροσωπεύουν τα νεότερα τεράστια αστέρια των ενώσεων OB», εξηγεί ο Frederic Meynadier, άλλο μέλος της ομάδας από το Observatoire de Paris. «Μέχρι στιγμής μόνο μισή ντουζίνα έχουν εντοπιστεί και μελετηθεί χρησιμοποιώντας τα τηλεσκόπια ESO καθώς και το Διαστημικό Τηλεσκόπιο Hubble. Ωστόσο, τα αστέρια που είναι υπεύθυνα για τον ενθουσιασμό των πιο στενών ή νεότερων μελών της οικογένειας δεν έχουν ακόμη εντοπιστεί. "
Περισσότερες πληροφορίες
Η έρευνα που πραγματοποιήθηκε στο N214C έχει παρουσιαστεί σε ένα έγγραφο που έγινε αποδεκτό για δημοσίευση από το κορυφαίο επαγγελματικό περιοδικό, Astronomy and Astrophysics («The LMC H II Region N214C and the aneh nebular blob», των F. Meynadier, M. Heydari-Malayeri και Nolan R. Walborn). Το πλήρες κείμενο είναι ελεύθερα προσβάσιμο ως αρχείο PDF από τον ιστότοπο της A&A.
Σημειώσεις
[1]: Το γράμμα «N» (για το «νεφέλωμα») στον προσδιορισμό αυτών των αντικειμένων υποδηλώνει ότι συμπεριλήφθηκαν στον «Κατάλογο των αστεριών και νεφελωμάτων εκπομπής H-άλφα στα Magellanic Clouds» που καταρτίστηκε και δημοσιεύθηκε το 1956 από την American αστρονόμος-αστροναύτης Karl Henize (1926 - 1993).
[2]: Το όνομα Sk-71 51, είναι η συντομογραφία του Sanduleak -71 51. Ο Αμερικανός αστρονόμος Nicholas Sanduleak, ενώ εργαζόταν στο Παρατηρητήριο Cerro Tololo, δημοσίευσε το 1970 μια σημαντική λίστα αντικειμένων (αστέρια και νεφελώματα που δείχνουν γραμμές εκπομπών) στα φάσματα τους) στα Magellanic Clouds. Το "-71" στο όνομα του αστεριού είναι η απόκλιση του αντικειμένου, ενώ το "51" είναι ο αριθμός καταχώρησης στον κατάλογο.
[3]: Η ομάδα των αστρονόμων αποτελείται από τους Frederic Meynadier και Mohammad Heydari-Malayeri (LERMA, Paris Observatory, France) και Nolan R. Walborn (Space Telescope Science Institute, USA).
[4]: Ένα αέριο λέγεται ότι ιονίζεται όταν τα άτομα του έχουν χάσει ένα ή περισσότερα ηλεκτρόνια - στην περίπτωση αυτή από τη δράση ενεργητικής υπεριώδους ακτινοβολίας που εκπέμπεται από πολύ ζεστά και φωτεινά αστέρια κοντά. Το θερμαινόμενο αέριο λάμπει κυρίως υπό το φως ατόμων ιονισμένου υδρογόνου (Η), οδηγώντας σε νεφέλωμα εκπομπής. Τέτοια νεφελώματα αναφέρονται ως «περιοχές Η II». Το γνωστό νεφέλωμα Orion είναι ένα εξαιρετικό παράδειγμα αυτού του τύπου νεφελώματος, βλ. ESO PR Photos 03a-c / 01 και ESO PR Photo 20/04.
[5]: Όσο πιο ζεστό είναι το κεντρικό αντικείμενο ενός νεφελώματος εκπομπών, τόσο πιο ζεστό και πιο ενθουσιασμένο θα είναι το γύρω νεφέλωμα. Η λέξη «διέγερση» αναφέρεται στον βαθμό ιονισμού του νεφελώδους αερίου. Όσο πιο ενεργητικά τα σωματίδια και η ακτινοβολία, τόσο περισσότερα ηλεκτρόνια θα χαθούν και όσο υψηλότερος είναι ο βαθμός διέγερσης. Στον N214C, το κεντρικό σύμπλεγμα των αστεριών είναι τόσο ζεστό που τα άτομα οξυγόνου ιονίζονται δύο φορές, δηλαδή έχουν χάσει δύο ηλεκτρόνια.
Πρωτότυπη πηγή: Δελτίο ειδήσεων ESO
