The Blob, la estrella masiva muy rara y con dos poblaciones

La nebulosa N214 [1] es una región grande de gas y polvo que se encuentra en un lugar remoto de nuestra galaxia vecina, la Gran Nube de Magallanes. N214 es un sitio bastante notable, donde las estrellas masivas se están formando. En particular, su componente principal, N214C (también llamado NGC 2103 o DEM 293), es de especial interés, ya que alberga una estrella masiva con poca frecuencia, conocida como Sk-71 51 [2] y que pertenece a una clase peculiar con sólo una docena miembros conocidos en todo el cielo. por lo tanto N214C proporciona una excelente oportunidad para estudiar el sitio de formación de tales estrellas.El uso de 3,5-m telescopio de ESO de Nueva Tecnología (NTT), ubicado en La Silla (Chile) y el SuSI2 e instrumentos EMMI, astrónomos de Francia y los EE.UU. [3] estudiado con gran profundidad de esta región inusual al tomar las imágenes de mayor resolución la medida en que así como una serie de espectros de los objetos más prominentes presentes.N214C es un complejo de gas caliente ionizado, una llamada región H II [4], se extiende sobre 170 por 125 años luz. En el centro de la nebulosa se encuentra Sk-71 51, la estrella más brillante y más caliente de la región. A una distancia de ~ 12 años luz al norte de Sk-71 51 carreras de un largo arco de gas altamente comprimido creado por el fuerte viento estelar de la estrella. Hay una docena de estrellas menos brillantes dispersadas a través de la nebulosa y principalmente alrededor de Sk-71 51. Por otra parte, varios multa, estructuras filamentosas y pilares finos son visibles.El color verde en la imagen compuesta, que cubre la mayor parte de la región N214C, proviene de átomos de oxígeno doblemente ionizado [5] e indica que la nebulosa debe ser extremadamente caliente sobre un grado muy grande.

La descomposición de la estrella Sk-71 51

El objeto central y más brillantes no es una sola estrella, sino un pequeño grupo compacto de estrellas. Con el fin de estudiar este grupo muy apretado con gran detalle, los astrónomos utilizaron un sofisticado software de nitidez para producir imágenes de alta resolución en la que se los podía realizar mediciones de brillo preciso y posicionales. Esta técnica llamada "deconvolución" hace que sea posible visualizar este complejo sistema mucho mejor, lo que lleva a la conclusión de que el núcleo apretado del-71 Sk 51 clúster, que cubre un área de ~ 4 segundos de arco, se compone de al menos 6 componentes.A partir de los espectros adicional tomada con Emmi (instrumento multi-modo ESO), el componente más brillante se encuentra a pertenecer a la clase rara de estrellas muy masivas de tipo espectral O2 V ((f *)). Los astrónomos obtienen una masa de ~ 80 masas solares para este objeto, pero bien podría ser que se trata de un sistema múltiple, en cuyo caso, cada componente sería menos masivo.

Poblaciones estelaresA partir de las imágenes obtenidas y únicas que se reproducen, los astrónomos pudieron estudiar muy a fondo las propiedades de las estrellas 2341 se extiende hacia la región N214C. Esto se hizo poniéndolos en un denominado diagrama color-magnitud, en donde la abscisa es el color (representativa de la temperatura del objeto) y la ordenada la magnitud (en relación con el brillo intrínseco). Trazado de la temperatura de las estrellas contra su brillo intrínseco revela una distribución típica que refleja sus diferentes etapas evolutivas.Dos principales poblaciones estelares aparecen en este diagrama en particular: una secuencia principal, es decir, las estrellas como el Sol que aún están ardiendo en el centro de su hidrógeno, y una población evolucionado. La secuencia principal se compone de estrellas con masas iniciales de aproximadamente 2 a 4 a aproximadamente 80 masas solares. Las estrellas que siguen la línea roja son estrellas de secuencia principal sigue siendo muy joven, con una edad estimada de sólo aproximadamente 1 millón de años. La población evolucionado se compone principalmente de estrellas de masa mucho más antiguas e inferiores, que tiene una edad de 1.000 millones de años.A partir de su trabajo, los astrónomos clasifican varios O y B estrellas masivas, que se asocian con la región H II y por lo tanto contribuyen a su ionización.

Una burbuja de gas ionizadoUna característica notable de N214C es la presencia de una masa globular de gas caliente ionizado y en ~ 60 segundos de arco (~ 50 años luz de proyección) al norte de Sk-71 51. Aparece como una esfera de unos cuatro años luz de diámetro, dividido en dos lóbulos mediante una banda de polvo que se extiende a lo largo de una dirección casi norte-sur. La mancha parece estar colocado en un canto de gas ionizado que sigue la estructura de la burbuja, lo que implica una posible interacción.La mancha H II coincide con una fuerte fuente de infrarrojos, 05423 hasta 7120, que fue detectado con el satélite IRAS. Las observaciones indican la presencia de una fuente de calor masiva, 200.000 veces más luminosa que el dom Esto es más probablemente debido a un V estrella O7 de alrededor de 40 masas solares empotrados en un clúster de infrarrojos. Alternativamente, podría ser que el calentamiento se debe a una estrella muy masiva de unas 100 masas solares todavía en el proceso de formación."Es posible que la burbuja fue resultado de la formación de estrellas masivas tras el colapso de una fina capa de materia neutra acumulada a través del efecto de la irradiación fuerte y calentamiento de la estrella Sk-71 51", dice Mohammad Heydari-Malayeri desde el Observatorio de París (Francia) y miembro del equipo. "Tal" formación estelar secuencial "probablemente se ha producido también hacia la cresta sur de N214C".

Recién llegado a la familiaEl compacto región H II descubierto en N214C puede ser un recién llegado a la familia de los HEB ( "High Excitación Blobs") en las Nubes de Magallanes, el primer miembro de que se detectó en LMC N159 en ESO. En contraste con el H típica regiones II de las Nubes de Magallanes, que se extienden estructuras que abarcan más de 150 años luz y son impulsados ​​por un gran número de estrellas calientes, HEB son, regiones pequeñas por lo general "sólo" 4 a 9 años luz densos amplio. Además, a menudo se forman adyacentes a o aparentemente en el interior de las regiones típico gigante H II, y raramente en el aislamiento."Los mecanismos de formación de estos objetos aún no se entienden completamente, pero parece sin embargo seguridad de que representa los más jóvenes estrellas masivas de sus asociaciones OB", explica Frederic Meynadier, otro miembro del equipo del Observatorio de París. "Hasta ahora, sólo una media docena de ellos han sido detectados y estudiados usando los telescopios de ESO, así como el telescopio espacial Hubble. Pero las estrellas responsables de la excitación de los miembros más estrechos o más jóvenes de la familia todavía permanecen para ser detectado."

Notas[1]: La letra "N" (para "Nebulosa") en la designación de estos objetos indica que fueron incluidos en el "Catálogo de las estrellas de emisión H-alfa y nebulosas en las nubes de Magallanes" compilado y publicado en 1956 por American astrónomo Karl-astronauta Henize (1926 - 1993).[2]: El nombre Sk-71 51, es la abreviatura de Sanduleak -71 51. El astrónomo estadounidense Nicholas Sanduleak, mientras trabajaba en el Observatorio de Cerro Tololo, publicado en 1970 una importante lista de objetos (estrellas y nebulosas de emisión que muestra las líneas en sus espectros) en las Nubes de Magallanes. El "-71" en el nombre de la estrella es la declinación del objeto, mientras que el "51" es el número de inscripción en el catálogo.[3]: El equipo de astrónomos consta de Frederic Meynadier y Mohammad Heydari-Malayeri (Observatorio LERMA, París, Francia), y Nolan R. Walborn (Space Telescope Science Institute, EE.UU.).[4]: Se dice que un gas ionizado que cuando sus átomos han perdido uno o más electrones - en este caso, por la acción de la radiación ultravioleta energética emitida por estrellas muy calientes y luminosas cerca. El gas caliente brilla sobre todo a la luz de los átomos de hidrógeno ionizado (H), que conduce a una nebulosa de emisión. Tales nebulosas se conocen como "regiones H II". La conocida nebulosa de Orión es un destacado ejemplo de ese tipo de nebulosa.[5]: Cuanto más caliente esté el objeto central de una nebulosa de emisión, el más caliente y más excitado será la nebulosa circundante. La palabra "excitación" se refiere al grado de ionización del gas de la nebulosa. Los más activos que las partículas que chocan y la radiación, las más electrones se perderán y más alto es el grado de excitación. En N214C, el cúmulo central de estrellas es tan caliente que los átomos de oxígeno se ionizan el doble, es decir, que han perdido dos electrones.

Más informaciónLa investigación hecha en N214C ha sido presentado en un artículo aceptado para su publicación en la revista profesional principal, Astronomía y Astrofísica ( "El N214C LMC H II Región y su peculiar burbuja de la nebulosa", por F. Meynadier, M. Heydari-Malayeri y Nolan R. Walborn). El texto completo es de libre acceso como un archivo PDF a partir del A & Un sitio web.

Información técnicaLas imágenes son imágenes compuestas en color falso basado en observaciones realizadas con el instrumento SuSI2 en el telescopio ESO nueva tecnología a través de diferentes filtros. Las observaciones se realizaron el 28 de septiembre de 2002, cuando la calidad del cielo era muy bueno (ver 0,5-0,8 segundo de arco). Para grabar con gran detalle la nebulosidad, las exposiciones fueron tomadas a través de filtros de banda estrecha centrado en las líneas de emisión de hidrógeno-alfa (656,2 nm), Oxígeno III (500,7 nm) e Hidrógeno-beta (486,2 nm). Se obtuvieron las exposiciones básicos de 300 segundos, con 2 exposiciones se toman para los dos primeros filtros y cuatro para la imagen de la O III. Para el estudio de las estrellas en el campo, otras exposiciones a través de filtros de banda ancha B, V y R fueron también tomadas, con un total de 240 segundos para las B y V y filtros de 120 segundos para el filtro R. Todas estas exposiciones se asocian a un canal determinado para producir el compuesto final: R y H-alfa a rojo, V y [O III] a verde y H-beta y B a azul. Haennes Heyer (ESO) hizo que el procesamiento final de la imagen.

Zoom-in en la nebulosa Blob ~ 60 "(50 años luz) al norte de la agrupación Sk-71 51. La imagen se basa en exposiciones individuales tomadas a través de filtros de banda estrecha alrededor de H-alfa (rojo), [O III ] (verde) y H-beta (azul). el tamaño del campo es de 104 "x 101" en el cielo, que corresponde aproximadamente a 85 un 82 años luz. el norte está arriba y el este a la izquierda.

Crédito: ESO