Маглица Н214 [1] је велика област гаса и прашине која се налази у удаљеном делу наше суседне галаксије, Великом магеланском облаку. Н214 је прилично изванредно место где се формирају масивне звезде. Нарочито је његова главна компонента, Н214Ц (која се такође назива НГЦ 2103 или ДЕМ 293), од посебног интереса јер има веома ретку масивну звезду, познату као Ск-71 51 [2] и која припада посебној класи са само десетак. познати чланови на целом небу. Н214Ц тако пружа одличну прилику за проучавање места формирања таквих звезда.
Користећи 3,5-метарски телескоп Нове технологије (НТТ) ЕСО-а смјештен у Ла Силла (Чиле) и инструменте СуСИ2 и ЕММИ, астрономи из Француске и САД-а [3] су у великој дубини проучавали ову необичну регију правећи слике највеће резолуције до сад као и низ спектра најистакнутијих присутних објеката.
Н214Ц је комплекс јонизованог врућег гаса, такозвани Х ИИ регион [4], који се шири преко 170 до 125 светлосних година (види ЕСО ПР Пхото 12б / 05). У средишту маглице налази се Ск-71 51, најсјајнија и најзгоднија звезда региона. На удаљености од ~ 12 светлосних година северно од Ск-71 51 вози дугачак лук високо компресованог гаса створеног јаким звезданим ветром звезде. Десет мање светлих звезда разбацано је по магли и углавном око Ск-71 51. Штавише, видљиво је неколико финих, филаментних структура и финих стубова.
Зелена боја на композитној слици која покрива највећи део Н214Ц регије потиче од двоструко јонизованих атома кисеоника [5] и указује да маглина мора бити изузетно врућа у веома великом обиму.
Звезда Ск-71 51 се распадала
Централни и најсјајнији објекат на ЕСО ПР Пхото 12б / 05 није једна звезда, већ мали, компактни низ звезда. Да би детаљно проучили овај веома скучени кластер, астрономи су користили софистицирани софтвер за оштрење слика за производњу слика високе резолуције на којима би се затим могла извршити прецизна светлина и позициона мерења (види ЕСО ПР Пхото 12ц / 05). Ова такозвана техника „деконволуције“ омогућава визуелну визуелну визуализацију овог сложеног система, што доводи до закључка да је чврсто језгро кластера Ск-71 51, које покрива око 4 лучне секунде, састављено од најмање 6 компоненте.
Из додатних спектра снимљених ЕММИ (ЕСО Мулти-Моде Инструмент), најсјајнија компонента је утврђена да припада реткој класи врло масивних звезда спектралног типа О2 В ((ф *)). Астрономи добијају масу од око 80 сунчевих маса за овај објект, али можда би могло да се ради о вишеструком систему, у ком случају би свака компонента била мање масивна.
Звјездане популације
Из јединствених слика добијених и репродукованих као ЕСО ПР Пхото 12б / 05, астрономи су могли у великој дубини да проуче својства 2341 звезда које леже према региону Н214Ц. То је урађено стављањем у такозвани дијаграм величине и боје, где је апсциса боја (репрезентативна за температуру објекта) и ординатна величине (која се односи на унутрашњу светлину). Исцртавање температуре звезда у односу на њихову унутрашњу светлост открива типичну дистрибуцију која одражава њихове различите еволутивне фазе.
Две главне звјездане популације приказују се на овом посебном дијаграму (ЕСО ПР Пхото 12д / 05): главна секвенца, односно звијезде које попут Сунца још увијек централно сагоријевају водоник, и еволуирана популација. Главни низ чине звезде са почетним масама од отприлике 2-4 до око 80 соларних маса. Звезде које прате црвену линију на ЕСО ПР Пхото 12д / 05 су звезде главне секвенце, још увек врло младе, са процењеном старошћу од око милион година. Еволуирано становништво углавном се састоји од много старијих и звезда ниже масе, које имају старост од 1.000 милиона година.
Из свог рада астрономи су класификовали неколико масивних О и Б звезда, које су повезане са Х ИИ регионом и стога доприносе њеној јонизацији.
Блиц јонизованог гаса
Изузетна карактеристика Н214Ц је присуство глобуларне мрље врућег и јонизованог гаса на ~ 60 лучних секунди (~ 50 светлосних година у пројекцији) сјеверно од Ск-71 51. Изгледа као сфера око четири светлосне године, подељен на два режња прашином која се протеже готово у правцу север-југ (ЕСО ПР Пхото 12д / 05). Чини се да је мрља смештена на гребену јонизованог гаса који прати структуру мрље, имплицирајући могућу интеракцију.
Плоча Х ИИ коинцидира с јаким инфрацрвеним извором, 05423-7120, који је детектиран са ИРАС сателитом. Посматрања указују на присуство огромног извора топлоте, 200.000 пута јачег од Сунца. То је вероватније последица звезде О7 В од око 40 соларних маса уграђених у инфрацрвени кластер. Могуће је да грејање потиче од веома велике звезде од око 100 соларних маса, која је још увек у процесу формирања.
"Могуће је да је мрља настала као резултат масовног формирања звезда после колапса танке љуске неутралне материје нагомилане дејством јаког зрачења и загревања звезде Ск-71 51", каже Мохаммад Хеидари-Малаиери са Обсерватоире де Парис (Француска) и члан тима. “Таква„ секвенцијална формација звезда “вероватно се догодила и према јужном гребену Н214Ц“.
Нова породица
Компактни Х ИИ регион откривен у Н214Ц може бити ново место у породици ХЕБ („Блобс Хигх Екцитатион“) у Магеланским облацима, чији је први члан откривен у ЛМЦ Н159 на ЕСО. За разлику од типичних Х ИИ региона Магеланских облака, који су проширене структуре које обухватају више од 150 светлосних година и које покреће велики број врућих звезда, ХЕБ су густе, мале области обично „само“ 4 до 9 светлосних година широк. Штавише, оне се често формирају поред или привидно унутар типичних гигантских региона Х ИИ, а ретко у изолацији.
„Механизми формирања ових објеката још увек нису у потпуности схваћени, али изгледа да је сигурно да они представљају најмлађе масовне звезде њихових ОБ асоцијација“, објашњава Фредериц Меинадиер, још један члан тима из Обсерватоире де Парис. „До сада је откривено и проучено тек пола десетине помоћу ЕСО телескопа, као и Хуббле свемирског телескопа. Али звезде одговорне за узбуђење најстрожих или најмлађих чланова породице још увек нису откривене. "
Више информација
Истраживање урађено на Н214Ц представљено је у раду прихваћеном за објављивање водећег стручног часописа Астрономи анд Астропхисицс („Регион Л21Ц Х ИИ Н214Ц и његова осебујна маглина“, Ф. Меинадиер, М. Хеидари-Малаиери и Нолан Р. Валборн). Комплетан текст је слободно доступан у облику ПДФ датотеке са веб локације А&А.
Напомене
[1]: Слово „Н“ (за „маглу“) у означавању ових објеката указује да су оне укључене у „Каталог звезда и маглина емисија Х-алфа у магеланским облацима“ који је саставио и објавио 1956. године Американац астроном-астронаут Карл Хенизе (1926 - 1993).
[2]: Име Ск-71 51 скраћеница је Сандулеак -71 51. Амерички астроном Ницхолас Сандулеак је, радећи у Опсерваторију Церро Тололо, објавио 1970. важну листу објеката (звезде и маглице које приказују емисионе линије у њиховим спектрима) у Магеллановим облацима. „-71“ у имену звезде је деклинација објекта, док је „51“ уносни број у каталогу.
[3]: Тим астронома чине Фредериц Меинадиер и Мохаммад Хеидари-Малаиери (ЛЕРМА, Париска опсерваторија, Француска) и Нолан Р. Валборн (Спаце Телесцопе Сциенце Институте, УСА).
[4]: Каже се да се гас јонизује када његови атоми изгубе један или више електрона - у овом случају дејством енергијског ултраљубичастог зрачења које емитују веома вруће и блиставе звезде у близини. Загрејани гас сија углавном у светлости јонизованих атома водоника (Х), што доводи до маглице емисије. Такве маглице се називају „Х ИИ региони“. Позната Орионова маглица је изванредан примјер те врсте маглине, усп. ЕСО ПР Пхотос 03а-ц / 01 и ЕСО ПР Пхото 20/04.
[5]: Што је топлији централни објект маглине емисије, топлија и узбуђенија биће околна маглина. Реч "побуђивање" односи се на степен јонизације маглина. Што су честице и зрачење енергичније енергичне, то ће се више електрона изгубити и већи је степен побуде. У Н214Ц, централни скуп звезда је толико врућ да су атоми кисеоника два пута јонизовани, тј. Изгубили су два електрона.
Изворни извор: ЕСО Невс Релеасе
