Der Nebel N214 [1] ist eine große Region aus Gas und Staub, die sich in einem entfernten Teil unserer Nachbargalaxie, der Großen Magellanschen Wolke, befindet. N214 ist ein bemerkenswerter Ort, an dem sich massive Sterne bilden. Insbesondere die Hauptkomponente N214C (auch NGC 2103 oder DEM 293 genannt) ist von besonderem Interesse, da sie einen sehr seltenen massiven Stern beherbergt, der als Sk-71 51 [2] bekannt ist und zu einer besonderen Klasse mit nur einem Dutzend gehört bekannte Mitglieder am ganzen Himmel. N214C bietet daher eine hervorragende Gelegenheit, die Entstehungsstelle solcher Sterne zu untersuchen.
Mit dem 3,5-m-New-Technology-Teleskop (NTT) von ESO in La Silla (Chile) und den SuSI2- und EMMI-Instrumenten haben Astronomen aus Frankreich und den USA [3] diese ungewöhnliche Region eingehend untersucht, indem sie Bilder mit der höchsten Auflösung aufgenommen haben sowie eine Reihe von Spektren der bekanntesten Objekte.
N214C ist ein Komplex aus ionisiertem heißem Gas, einer sogenannten H II -Region [4], die sich über 170 mal 125 Lichtjahre erstreckt (siehe ESO PR Photo 12b / 05). In der Mitte des Nebels liegt Sk-71 51, der hellste und heißeste Stern der Region. In einer Entfernung von ~ 12 Lichtjahren nördlich von Sk-71 51 verläuft ein langer Bogen hochkomprimierten Gases, der durch den starken Sternwind des Sterns erzeugt wird. Es gibt ein Dutzend weniger heller Sterne, die über den Nebel und hauptsächlich um Sk-71 51 verstreut sind. Außerdem sind mehrere feine, filamentäre Strukturen und feine Säulen sichtbar.
Die grüne Farbe im zusammengesetzten Bild, die den Großteil der N214C-Region bedeckt, stammt von doppelt ionisierten Sauerstoffatomen [5] und weist darauf hin, dass der Nebel sehr stark extrem heiß sein muss.
Der Star Sk-71 51 zerfiel
Das zentrale und hellste Objekt in ESO PR Photo 12b / 05 ist kein einzelner Stern, sondern eine kleine, kompakte Gruppe von Sternen. Um diesen sehr engen Cluster detailliert zu untersuchen, verwendeten die Astronomen eine hochentwickelte Bildschärfungssoftware, um hochauflösende Bilder zu erstellen, an denen dann präzise Helligkeits- und Positionsmessungen durchgeführt werden konnten (siehe ESO PR Photo 12c / 05). Diese sogenannte „Entfaltungstechnik“ ermöglicht es, dieses komplexe System viel besser zu visualisieren, was zu der Schlussfolgerung führt, dass der enge Kern des Sk-71 51-Clusters, der einen Bereich von ~ 4 Bogensekunden abdeckt, aus mindestens 6 besteht Komponenten.
Aus zusätzlichen Spektren, die mit EMMI (ESO Multi-Mode Instrument) aufgenommen wurden, geht hervor, dass die hellste Komponente zur seltenen Klasse sehr massereicher Sterne vom Spektraltyp O2 V ((f *)) gehört. Die Astronomen leiten für dieses Objekt eine Masse von ~ 80 Sonnenmassen ab, aber es könnte durchaus sein, dass dies ein Mehrfachsystem ist. In diesem Fall wäre jede Komponente weniger massereich.
Stellare Populationen
Aus den einzigartigen Bildern, die als ESO PR Photo 12b / 05 erhalten und reproduziert wurden, konnten die Astronomen die Eigenschaften der 2341 Sterne, die in Richtung der N214C-Region liegen, eingehend untersuchen. Dies wurde erreicht, indem sie in ein sogenanntes Farbgrößendiagramm eingefügt wurden, wobei die Abszisse die Farbe (repräsentativ für die Temperatur des Objekts) und die Ordinate die Größe (bezogen auf die Eigenhelligkeit) ist. Die Darstellung der Temperatur von Sternen gegen ihre Eigenhelligkeit zeigt eine typische Verteilung, die ihre verschiedenen Entwicklungsstadien widerspiegelt.
In diesem Diagramm sind zwei Hauptsternpopulationen zu sehen (ESO PR Photo 12d / 05): eine Hauptsequenz, dh Sterne, die wie die Sonne ihren Wasserstoff immer noch zentral verbrennen, und eine entwickelte Population. Die Hauptsequenz besteht aus Sternen mit Anfangsmassen von ungefähr 2-4 bis ungefähr 80 Sonnenmassen. Die Sterne, die auf ESO PR Photo 12d / 05 der roten Linie folgen, sind noch sehr junge Hauptreihensterne mit einem geschätzten Alter von nur etwa 1 Million Jahren. Die entwickelte Population besteht hauptsächlich aus viel älteren Sternen mit geringerer Masse und einem Alter von 1.000 Millionen Jahren.
In ihrer Arbeit klassifizierten die Astronomen mehrere massive O- und B-Sterne, die mit der H II -Region assoziiert sind und daher zu deren Ionisierung beitragen.
Ein Tropfen ionisierten Gases
Ein bemerkenswertes Merkmal von N214C ist das Vorhandensein eines Kugelklumpens aus heißem und ionisiertem Gas bei ~ 60 Bogensekunden (~ 50 Lichtjahre in Projektion) nördlich von Sk-71 51. Es erscheint als Kugel mit einem Durchmesser von etwa vier Lichtjahren. durch eine Staubspur, die fast in Nord-Süd-Richtung verläuft, in zwei Lappen aufgeteilt (ESO PR Photo 12d / 05). Der Blob scheint auf einem Kamm aus ionisiertem Gas platziert zu sein, der der Struktur des Blobs folgt, was eine mögliche Wechselwirkung impliziert.
Der H II-Blob fällt mit einer starken Infrarotquelle, 05423-7120, zusammen, die mit dem IRAS-Satelliten erfasst wurde. Die Beobachtungen zeigen das Vorhandensein einer massiven Wärmequelle, die 200.000 Mal heller ist als die Sonne. Dies ist eher auf einen O7 V-Stern mit etwa 40 in einen Infrarotcluster eingebetteten Sonnenmassen zurückzuführen. Alternativ könnte es durchaus sein, dass die Erwärmung von einem sehr massiven Stern mit etwa 100 Sonnenmassen herrührt, der sich noch im Aufbau befindet.
„Es ist möglich, dass der Blob durch die massive Sternentstehung nach dem Zusammenbruch einer dünnen Hülle aus neutraler Materie entstanden ist, die sich durch starke Bestrahlung und Erwärmung des Sterns Sk-71 51 angesammelt hat“, sagt Mohammad Heydari-Malayeri vom Observatoire de Paris (Frankreich) und Mitglied des Teams. “Eine solche„ sequentielle Sternentstehung “ist wahrscheinlich auch in Richtung des südlichen Kamms von N214C aufgetreten.“
Neuling in der Familie
Die in N214C entdeckte kompakte H II -Region könnte ein Neuling in der Familie der HEBs („High Excitation Blobs“) in den Magellanschen Wolken sein, deren erstes Mitglied in LMC N159 bei ESO nachgewiesen wurde. Im Gegensatz zu den typischen H II -Regionen der Magellanschen Wolken, bei denen es sich um ausgedehnte Strukturen handelt, die sich über mehr als 150 Lichtjahre erstrecken und von einer großen Anzahl heißer Sterne angetrieben werden, sind HEBs dichte, kleine Regionen, die normalerweise „nur“ 4 bis 9 Lichtjahre umfassen breit. Darüber hinaus bilden sie sich häufig neben oder scheinbar innerhalb der typischen riesigen H II -Regionen und selten isoliert.
„Die Entstehungsmechanismen dieser Objekte sind noch nicht vollständig verstanden, aber es scheint dennoch sicher zu sein, dass sie die jüngsten massereichen Sterne ihrer OB-Assoziationen darstellen“, erklärt Frederic Meynadier, ein weiteres Mitglied des Teams vom Observatoire de Paris. „Bisher wurden nur ein halbes Dutzend von ihnen mit den ESO-Teleskopen sowie dem Hubble-Weltraumteleskop entdeckt und untersucht. Aber die Sterne, die für die Erregung der engsten oder jüngsten Familienmitglieder verantwortlich sind, müssen noch entdeckt werden. “
Mehr Informationen
Die an N214C durchgeführten Forschungsarbeiten wurden in einem Artikel vorgestellt, der von der führenden Fachzeitschrift Astronomy and Astrophysics („Die LMC H II-Region N214C und ihr eigentümlicher Nebelklumpen“) von F. Meynadier, M. Heydari-Malayeri und Nolan zur Veröffentlichung angenommen wurde R. Walborn). Der vollständige Text ist als PDF-Datei auf der A & A-Website frei zugänglich.
Anmerkungen
[1]: Der Buchstabe "N" (für "Nebel") in der Bezeichnung dieser Objekte weist darauf hin, dass sie in den "Katalog der H-Alpha-Emissionssterne und -nebel in den Magellanschen Wolken" aufgenommen wurden, der 1956 von American zusammengestellt und veröffentlicht wurde Astronom-Astronaut Karl Henize (1926 - 1993).
[2]: Der Name Sk-71 51 ist die Abkürzung für Sanduleak -71 51. Der amerikanische Astronom Nicholas Sanduleak veröffentlichte 1970 am Cerro Tololo Observatory eine wichtige Liste von Objekten (Sterne und Nebel mit Emissionslinien) in ihren Spektren) in den Magellanschen Wolken. Das "-71" im Namen des Sterns ist die Deklination des Objekts, während das "51" die Eintragsnummer im Katalog ist.
[3]: Das Astronomenteam besteht aus Frederic Meynadier und Mohammad Heydari-Malayeri (LERMA, Pariser Observatorium, Frankreich) sowie Nolan R. Walborn (Space Telescope Science Institute, USA).
[4]: Ein Gas soll ionisiert sein, wenn seine Atome ein oder mehrere Elektronen verloren haben - in diesem Fall durch die Einwirkung energetischer ultravioletter Strahlung, die von sehr heißen und leuchtenden Sternen in der Nähe emittiert wird. Das erhitzte Gas scheint hauptsächlich im Licht ionisierter Wasserstoffatome (H), was zu einem Emissionsnebel führt. Solche Nebel werden als "H II -Regionen" bezeichnet. Der bekannte Orionnebel ist ein herausragendes Beispiel für diese Art von Nebel, vgl. ESO PR-Fotos 03a-c / 01 und ESO PR-Foto 20/04.
[5]: Je heißer das zentrale Objekt eines Emissionsnebels ist, desto heißer und aufgeregter wird der umgebende Nebel. Das Wort "Anregung" bezieht sich auf den Ionisationsgrad des Nebelgases. Je energetischer die auftreffenden Teilchen und die Strahlung sind, desto mehr Elektronen gehen verloren und desto höher ist der Anregungsgrad. In N214C ist der zentrale Sternhaufen so heiß, dass die Sauerstoffatome zweimal ionisiert sind, d. H. Sie haben zwei Elektronen verloren.
Originalquelle: ESO-Pressemitteilung
