Tinh vân N214 [1] là một vùng khí và bụi lớn nằm ở một vùng xa xôi của thiên hà láng giềng của chúng ta, Đám mây Magellan Lớn. N214 là một trang web khá đáng chú ý nơi các ngôi sao lớn đang hình thành. Đặc biệt, thành phần chính của nó, N214C (còn có tên NGC 2103 hoặc DEM 293), được quan tâm đặc biệt vì nó chứa một ngôi sao lớn rất hiếm, được gọi là Sk-71 51 [2] và thuộc một lớp đặc biệt chỉ có một tá được biết đến thành viên trên toàn bầu trời. N214C do đó cung cấp một cơ hội tuyệt vời để nghiên cứu vị trí hình thành của những ngôi sao như vậy.
Sử dụng kính viễn vọng công nghệ mới (NTT) dài 3,5 m của ESO đặt tại La Silla (Chile) và các thiết bị SuSI2 và EMMI, các nhà thiên văn học từ Pháp và Hoa Kỳ [3] đã nghiên cứu sâu về khu vực khác thường này bằng cách chụp những bức ảnh có độ phân giải cao nhất cho đến nay cũng như một loạt các quang phổ của các đối tượng nổi bật nhất hiện nay.
N214C là một phức hợp khí nóng bị ion hóa, được gọi là vùng H II [4], trải rộng trên 170 x 125 năm ánh sáng (xem ESO PR Photo 12b / 05). Ở trung tâm của tinh vân là Sk-71 51, ngôi sao sáng nhất và nóng nhất khu vực. Ở khoảng cách ~ 12 năm ánh sáng về phía bắc của Sk-71 51 chạy một vòng cung khí nén có độ nén cao được tạo ra bởi luồng gió mạnh của ngôi sao. Có một tá các ngôi sao ít sáng hơn nằm rải rác trên tinh vân và chủ yếu xung quanh Sk-71 51. Ngoài ra, có thể nhìn thấy một số cấu trúc sợi nhỏ và cột trụ tốt.
Màu xanh lục trong hình ảnh tổng hợp, bao phủ phần lớn vùng N214C, đến từ các nguyên tử oxy bị ion hóa gấp đôi [5] và chỉ ra rằng tinh vân phải cực kỳ nóng ở một phạm vi rất lớn.
Chiếc Star Sk-71 51 bị phân hủy
Vật thể trung tâm và sáng nhất trong ESO PR Photo 12b / 05 không phải là một ngôi sao đơn lẻ mà là một cụm sao nhỏ, nhỏ gọn. Để nghiên cứu cụm rất chặt chẽ này rất chi tiết, các nhà thiên văn học đã sử dụng phần mềm làm sắc nét hình ảnh tinh vi để tạo ra hình ảnh có độ phân giải cao, trên đó có thể thực hiện các phép đo độ sáng và vị trí chính xác (xem ESO PR Photo 12c / 05). Cái gọi là kỹ thuật này được gọi là kỹ thuật giải mã dữ liệu, cho phép hình dung hệ thống phức tạp này tốt hơn nhiều, dẫn đến kết luận rằng lõi chặt của cụm Sk-71 51, bao phủ khu vực ~ 4 cung giây, được tạo thành ít nhất 6 các thành phần.
Từ quang phổ bổ sung được thực hiện với EMMI (Công cụ đa chế độ ESO), thành phần sáng nhất được tìm thấy thuộc về lớp hiếm của các ngôi sao rất lớn thuộc loại quang phổ O2 V ((f *)). Các nhà thiên văn học lấy được khối lượng ~ 80 khối lượng mặt trời cho vật thể này nhưng có thể đây là một hệ thống, trong trường hợp đó, mỗi thành phần sẽ ít lớn hơn.
Quần thể sao
Từ những hình ảnh độc đáo thu được và được sao chép dưới dạng ESO PR Photo 12b / 05, các nhà thiên văn học có thể nghiên cứu sâu về tính chất của 2341 ngôi sao nằm ở khu vực N214C. Điều này được thực hiện bằng cách đặt chúng vào một biểu đồ được gọi là màu sắc, trong đó abscissa là màu (đại diện cho nhiệt độ của vật thể) và độ lớn (liên quan đến độ sáng nội tại). Vẽ nhiệt độ của các ngôi sao chống lại độ sáng nội tại của chúng cho thấy sự phân bố điển hình phản ánh các giai đoạn tiến hóa khác nhau của chúng.
Hai quần thể sao chính xuất hiện trong sơ đồ cụ thể này (ESO PR Photo 12d / 05): một chuỗi chính, đó là, các ngôi sao như Mặt trời vẫn đang đốt cháy trung tâm hydro của chúng và một quần thể tiến hóa. Chuỗi chính được tạo thành từ các ngôi sao với khối lượng ban đầu từ khoảng 2-4 đến khoảng 80 khối lượng mặt trời. Những ngôi sao đi theo đường màu đỏ trên ESO PR Photo 12d / 05 là những ngôi sao theo trình tự chính vẫn còn rất trẻ, với tuổi ước tính chỉ khoảng 1 triệu năm. Dân số phát triển chủ yếu bao gồm các ngôi sao lớn hơn nhiều tuổi và thấp hơn, có tuổi 1.000 triệu năm.
Từ công trình của họ, các nhà thiên văn học đã phân loại một số ngôi sao O và B khổng lồ, có liên quan đến vùng H II và do đó góp phần vào sự ion hóa của nó.
Một đốm khí ion hóa
Một đặc điểm đáng chú ý của N214C là sự hiện diện của một khối khí nóng và ion hóa hình cầu ở ~ 60 giây giây (~ 50 năm ánh sáng) ở phía bắc Sk-71 51. Nó xuất hiện dưới dạng hình cầu khoảng bốn năm ánh sáng, chia thành hai thùy bởi một làn bụi chạy dọc theo hướng gần như bắc-nam (ESO PR Photo 12d / 05). Các đốm màu dường như được đặt trên một dải khí ion hóa theo cấu trúc của đốm màu, ngụ ý một sự tương tác có thể.
Blob H II trùng với nguồn hồng ngoại mạnh, 05423-7120, được phát hiện với vệ tinh IRAS. Các quan sát cho thấy sự hiện diện của một nguồn nhiệt khổng lồ, phát sáng gấp 200.000 lần so với Mặt trời. Điều này có lẽ là do một ngôi sao O7 V gồm khoảng 40 khối lượng mặt trời được nhúng trong một cụm hồng ngoại. Ngoài ra, nó cũng có thể là sự nóng lên phát sinh từ một ngôi sao rất lớn gồm khoảng 100 khối lượng mặt trời vẫn đang trong quá trình hình thành.
Mohammad Heydari-Malayeri từ Đài quan sát Paris cho biết, có thể các đốm màu xuất phát từ sự hình thành sao khổng lồ sau sự sụp đổ của lớp vỏ mỏng của vật chất trung tính được tích lũy thông qua hiệu ứng chiếu xạ mạnh và sưởi ấm của ngôi sao Sk-71 51. (Pháp) và là thành viên của đội. Sự hình thành ngôi sao tuần tự như vậy có lẽ đã xảy ra đối với sườn núi phía nam của N214C.
Người mới đến với gia đình
Vùng H II nhỏ gọn được phát hiện trong N214C có thể là người mới đến với gia đình HEBs (Hồi cao kích thích Blobs) trong Đám mây Magellanic, thành viên đầu tiên được phát hiện trong LMC N159 tại ESO. Trái ngược với các vùng H II điển hình của Đám mây Magellanic, là những cấu trúc mở rộng kéo dài hơn 150 năm ánh sáng và được cung cấp bởi một số lượng lớn các ngôi sao nóng, HEBs dày đặc, các vùng nhỏ thường chỉ cách 4 đến 9 năm ánh sáng rộng. Hơn nữa, chúng thường hình thành liền kề hoặc rõ ràng bên trong các vùng H II khổng lồ điển hình và hiếm khi bị cô lập.
Frederic Meynadier, một thành viên khác của nhóm nghiên cứu từ Observatoire de Paris, cho biết, cơ chế hình thành của các vật thể này vẫn chưa được hiểu đầy đủ nhưng có vẻ như chắc chắn rằng chúng đại diện cho những ngôi sao lớn nhất trẻ nhất trong các hiệp hội OB của họ. Cho đến nay, chỉ có một nửa tá trong số chúng đã được phát hiện và nghiên cứu bằng kính viễn vọng ESO cũng như Kính viễn vọng Không gian Hubble. Nhưng những ngôi sao chịu trách nhiệm cho sự kích động của những thành viên nhỏ nhất hoặc trẻ nhất trong gia đình vẫn bị phát hiện.
Thêm thông tin
Nghiên cứu được thực hiện trên N214C đã được trình bày trong một bài báo được chấp nhận để xuất bản bởi tạp chí chuyên nghiệp hàng đầu, Thiên văn học và Vật lý thiên văn (Hồi The LMC H II Vùng N214C và blob nebular nebular đặc biệt của nó, bởi F. Meynadier, M. Heydari-Malayeri R. Walborn). Toàn bộ văn bản có thể truy cập miễn phí dưới dạng tệp PDF từ trang web A & A.
Ghi chú
[1]: Chữ cái Niết (cho Nebula ') trong chỉ định của các vật thể này cho thấy rằng chúng được đưa vào Danh mục các ngôi sao phát xạ H-alpha và tinh vân trong Đám mây Magellanic được biên soạn và xuất bản năm 1956 bởi American nhà thiên văn học - nhà du hành vũ trụ Karl Henize (1926 - 1993).
[2]: Tên Sk-71 51, là tên viết tắt của Sanduleak -71 51. Nhà thiên văn học người Mỹ Nicholas Sanduleak, khi làm việc tại Đài thiên văn Cerro Tololo, xuất bản năm 1970 một danh sách các vật thể quan trọng (sao và tinh vân hiển thị đường phát xạ trong quang phổ của chúng) trong các đám mây Magellanic. Số -71 và trong tên Ngôi sao là sự suy giảm của đối tượng, trong khi đó 51 51 là số mục nhập trong danh mục.
[3]: Nhóm các nhà thiên văn học bao gồm Frederic Meynadier và Mohammad Heydari-Malayeri (LERMA, Đài thiên văn Paris, Pháp) và Nolan R. Walborn (Viện Khoa học Kính viễn vọng Không gian, Hoa Kỳ).
[4]: Một chất khí được cho là bị ion hóa khi các nguyên tử của nó bị mất một hoặc nhiều electron - trong trường hợp này là do tác động của bức xạ cực tím năng lượng phát ra từ các ngôi sao rất nóng và phát sáng ở gần đó. Khí nóng tỏa sáng chủ yếu dưới ánh sáng của các nguyên tử hydro (H) bị ion hóa, dẫn đến một tinh vân phát xạ. Những tinh vân như vậy được gọi là các khu vực của H H II. Tinh vân Orion nổi tiếng là một ví dụ nổi bật về loại tinh vân đó, x. ESO PR Ảnh 03a-c / 01 và ESO PR Ảnh 20/04.
[5]: Vật thể trung tâm của tinh vân phát xạ càng nóng, tinh vân nóng hơn và kích thích hơn sẽ là tinh vân xung quanh. Từ kích thích từ đỉnh đề cập đến mức độ ion hóa của khí tinh vân. Các hạt imping và bức xạ càng mạnh mẽ, càng nhiều electron sẽ bị mất và mức độ kích thích càng cao. Trong N214C, cụm sao trung tâm nóng đến mức các nguyên tử oxy bị ion hóa hai lần, tức là chúng đã mất hai electron.
Nguồn gốc: ESO News Release
