De nevel N214 [1] is een groot gebied van gas en stof in een afgelegen deel van ons naburige sterrenstelsel, de Grote Magelhaense Wolk. N214 is een vrij opmerkelijke locatie waar zich zware sterren vormen. Vooral het hoofdbestanddeel, N214C (ook wel NGC 2103 of DEM 293 genoemd), is van bijzonder belang omdat het een zeer zeldzame massieve ster herbergt, bekend als Sk-71 51 [2] en behorend tot een bijzondere klasse met slechts een dozijn bekende leden in de hele lucht. N214C biedt dus een uitstekende gelegenheid om de formatieplaats van dergelijke sterren te bestuderen.
Met behulp van ESO's 3,5-meter New Technology-telescoop (NTT) in La Silla (Chili) en de SuSI2- en EMMI-instrumenten, hebben astronomen uit Frankrijk en de Verenigde Staten [3] deze ongebruikelijke regio diepgaand bestudeerd door beelden met de hoogste resolutie te nemen tot evenals een reeks spectra van de meest prominente aanwezige objecten.
N214C is een complex van geïoniseerd heet gas, een zogenaamd H II-gebied [4], dat zich over 170 tot 125 lichtjaar verspreidt (zie ESO PR Photo 12b / 05). In het midden van de nevel ligt Sk-71 51, de helderste en heetste ster van de regio. Op een afstand van ~ 12 lichtjaar ten noorden van Sk-71 51 loopt een lange boog van sterk gecomprimeerd gas, gecreëerd door de sterke sterrenwind van de ster. Er zijn een dozijn minder heldere sterren verspreid over de nevel en voornamelijk rond Sk-71 51. Bovendien zijn er verschillende fijne, draadvormige structuren en fijne pilaren zichtbaar.
De groene kleur in het composietbeeld, dat het grootste deel van het N214C-gebied beslaat, is afkomstig van dubbel geïoniseerde zuurstofatomen [5] en geeft aan dat de nevel in zeer grote mate extreem heet moet zijn.
De Star Sk-71 51 viel uiteen
Het centrale en helderste object in ESO PR Photo 12b / 05 is geen enkele ster, maar een kleine, compacte sterrenhoop. Om dit zeer nauwe cluster tot in detail te bestuderen, gebruikten de astronomen geavanceerde beeldverscheringssoftware om beelden met hoge resolutie te produceren waarop vervolgens nauwkeurige helderheid en positiemetingen konden worden uitgevoerd (zie ESO PR Photo 12c / 05). Deze zogenaamde "deconvolution" -techniek maakt het mogelijk om dit complexe systeem veel beter te visualiseren, wat leidt tot de conclusie dat de strakke kern van de Sk-71 51 cluster, die een gebied van ~ 4 boogseconden beslaat, bestaat uit minstens 6 componenten.
Uit aanvullende spectra die met EMMI (ESO Multi-Mode Instrument) zijn genomen, blijkt de helderste component tot de zeldzame klasse van zeer zware sterren van het spectraaltype O2 V ((f *)) te behoren. De astronomen leiden voor dit object een massa van ~ 80 zonsmassa's af, maar het is goed mogelijk dat dit een meervoudig systeem is, in welk geval elk onderdeel minder zwaar zou zijn.
Stellaire populaties
Van de unieke beelden die zijn verkregen en gereproduceerd als ESO PR Photo 12b / 05, konden de astronomen de eigenschappen van de 2341 sterren die naar het N214C-gebied liggen, diepgaand bestuderen. Dit werd gedaan door ze in een zogenaamd kleur-magnitude-diagram te plaatsen, waarbij de abscis de kleur is (representatief voor de temperatuur van het object) en de ordinaat de magnitude (gerelateerd aan de intrinsieke helderheid). Het uitzetten van de temperatuur van sterren tegen hun intrinsieke helderheid onthult een typische verdeling die hun verschillende evolutionaire stadia weerspiegelt.
In dit diagram (ESO PR Photo 12d / 05) verschijnen twee hoofdsterrenpopulaties: een hoofdreeks, dat wil zeggen sterren die net als de zon hun waterstof nog steeds centraal verbranden, en een geëvolueerde populatie. De hoofdreeks bestaat uit sterren met een initiële massa van ongeveer 2-4 tot ongeveer 80 zonsmassa's. De sterren die de rode lijn volgen op ESO PR Photo 12d / 05 zijn hoofdreekssterren die nog erg jong zijn, met een geschatte leeftijd van slechts ongeveer 1 miljoen jaar. De geëvolueerde populatie bestaat voornamelijk uit veel oudere sterren met een lagere massa en heeft een leeftijd van 1.000 miljoen jaar.
Uit hun werk hebben de astronomen verschillende massieve O- en B-sterren geclassificeerd, die geassocieerd zijn met het H II-gebied en daarom bijdragen aan de ionisatie ervan.
Een klodder geïoniseerd gas
Een opmerkelijk kenmerk van de N214C is de aanwezigheid van een bolvormige klodder heet en geïoniseerd gas op ~ 60 boogseconden (~ 50 lichtjaar in projectie) ten noorden van Sk-71 51. Het verschijnt als een bol van ongeveer vier lichtjaar in doorsnede, opgesplitst in twee lobben door een stofstrook die bijna in noord-zuidrichting loopt (ESO PR Photo 12d / 05). De klodder lijkt op een richel van geïoniseerd gas te zijn geplaatst die de structuur van de klodder volgt, wat een mogelijke interactie impliceert.
De H II-blob valt samen met een sterke infraroodbron, 05423-7120, die werd gedetecteerd met de IRAS-satelliet. De waarnemingen wijzen op de aanwezigheid van een enorme warmtebron, 200.000 keer meer licht dan de zon. Dit komt waarschijnlijk door een O7 V-ster van ongeveer 40 zonsmassa's ingebed in een infraroodcluster. Het kan ook zijn dat de verwarming afkomstig is van een zeer massieve ster van ongeveer 100 zonsmassa's die nog in ontwikkeling is.
"Het is mogelijk dat de klodder het gevolg is van massieve stervorming na het instorten van een dunne laag neutrale materie die is geaccumuleerd door het effect van sterke straling en verwarming van de ster Sk-71 51", zegt Mohammad Heydari-Malayeri van het Observatoire de Paris (Frankrijk) en lid van het team. ”Zo'n“ opeenvolgende stervorming ”heeft zich waarschijnlijk ook voorgedaan op de zuidelijke rand van de N214C”.
Nieuwkomer in het gezin
Het compacte H II-gebied dat in N214C is ontdekt, kan een nieuwkomer zijn in de familie van HEB's ("High Excitation Blobs") in de Magelhaense Wolken, waarvan het eerste lid werd gedetecteerd in LMC N159 bij ESO. In tegenstelling tot de typische H II-regio's van de Magelhaense Wolken, die uitgestrekte structuren zijn die meer dan 150 lichtjaar beslaan en worden aangedreven door een groot aantal hete sterren, zijn HEB's dicht, kleine regio's zijn gewoonlijk "slechts" 4 tot 9 lichtjaren breed. Bovendien vormen ze vaak grenzend aan of schijnbaar binnen de typische gigantische H II-regio's, en zelden geïsoleerd.
"De vormingsmechanismen van deze objecten zijn nog niet volledig begrepen, maar het lijkt er zeker op dat ze de jongste zware sterren van hun OB-associaties vertegenwoordigen", legt Frederic Meynadier uit, een ander teamlid van het Observatoire de Paris. “Tot dusver zijn er maar een half dozijn van hen ontdekt en bestudeerd met de ESO-telescopen en de Hubble-ruimtetelescoop. Maar de sterren die verantwoordelijk zijn voor de opwinding van de strakste of jongste leden van het gezin moeten nog worden ontdekt. ”
Meer informatie
Het onderzoek naar N214C is gepresenteerd in een paper die geaccepteerd is voor publicatie door het toonaangevende vakblad Astronomy and Astrophysics ("The LMC H II Region N214C and its peculiar nebular blob") door F. Meynadier, M. Heydari-Malayeri en Nolan R. Walborn). De volledige tekst is vrij toegankelijk als PDF-bestand vanaf de A & A-website.
Opmerkingen
[1]: De letter "N" (voor "Nebula") in de aanduiding van deze objecten geeft aan dat ze waren opgenomen in de "Catalogus van H-alfa-emissiesterren en nevels in de Magelhaense Wolken", opgesteld en gepubliceerd in 1956 door American astronoom-astronaut Karl Henize (1926 - 1993).
[2]: De naam Sk-71 51 is de afkorting van Sanduleak -71 51. De Amerikaanse astronoom Nicholas Sanduleak publiceerde in 1970 bij het Cerro Tololo Observatorium een belangrijke lijst met objecten (sterren en nevels met emissielijnen) in hun spectra) in de Magelhaense Wolken. De "-71" in de naam van de ster is de declinatie van het object, terwijl de "51" het itemnummer in de catalogus is.
[3]: Het team van astronomen bestaat uit Frederic Meynadier en Mohammad Heydari-Malayeri (LERMA, Paris Observatory, Frankrijk), en Nolan R. Walborn (Space Telescope Science Institute, VS).
[4]: Een gas wordt geïoniseerd wanneer zijn atomen een of meer elektronen hebben verloren - in dit geval door de werking van energetische ultraviolette straling die wordt uitgezonden door zeer hete en heldere sterren in de buurt. Het verwarmde gas schijnt voornamelijk in het licht van geïoniseerde waterstof (H) -atomen, wat leidt tot een emissienevel. Dergelijke nevels worden "H II-regio's" genoemd. De bekende Orionnevel is een uitstekend voorbeeld van dat type nevel, vgl. ESO PR-foto's 03a-c / 01 en ESO PR-foto 20/04.
[5]: Hoe heter het centrale object van een emissienevel, hoe heter en opgewondener de omliggende nevel zal zijn. Het woord 'excitatie' verwijst naar de mate van ionisatie van het nevelgas. Hoe energieker de invallende deeltjes en straling, hoe meer elektronen verloren gaan en hoe hoger de mate van excitatie. In N214C is de centrale sterrenhoop zo heet dat de zuurstofatomen twee keer worden geïoniseerd, d.w.z. ze hebben twee elektronen verloren.
Oorspronkelijke bron: ESO-persbericht
