성운 N214 [1]는 이웃 은하의 대 마젤란 구름의 먼 곳에 위치한 가스와 먼지의 넓은 영역입니다. N214는 거대한 별이 형성되는 매우 주목할만한 사이트입니다. 특히 주요 구성 요소 인 N214C (NGC 2103 또는 DEM 293이라고도 함)는 Sk-71 51 [2]로 알려진 매우 드물고 거대한 별을 보유하고 있으며 수십 명의 독특한 클래스에 속하기 때문에 특히 중요합니다. 온 하늘에서 알려진 회원. 따라서 N214C는 그러한 별의 형성 부위를 연구 할 수있는 훌륭한 기회를 제공합니다.
La Silla (칠레)와 SuSI2 및 EMMI 장비에 위치한 ESO의 3.5m 신기술 망원경 (NTT)을 사용하여 프랑스와 미국의 천문학 자들은 [3] 가장 눈에 띄는 물체의 일련의 스펙트럼뿐만 아니라.
N214C는 소위 H II 영역 [4] 인 이온화 된 고온 가스의 복합체로 170 x 125 광년에 걸쳐 퍼져 있습니다 (ESO PR 사진 12b / 05 참조). 성운의 중심에는이 지역에서 가장 밝고 가장 인기있는 별인 Sk-71 51이 있습니다. Sk-71 51에서 북쪽으로 ~ 12 광년 거리에 별의 강한 별풍에 의해 생성 된 긴 압축 된 가스의 아크가 길다. 성운을 가로 질러 그리고 주로 Sk-71 51 주위에 흩어져있는 밝은 별이 12 개도 없습니다. 또한, 여러 개의 미세한 필라멘트 구조와 미세한 기둥이 보입니다.
N214C 영역의 대부분을 덮고있는 합성 이미지의 녹색은 이중 이온화 된 산소 원자에서 나 왔으며 [5] 성운은 매우 큰 온도에서 매우 뜨거워 야 함을 나타냅니다.
Star Sk-71 51 분해
ESO PR Photo 12b / 05에서 가장 밝고 중심적인 물체는 별 하나가 아니라 작고 컴팩트 한 별 무리입니다. 이 매우 엄격한 클러스터를 자세히 연구하기 위해 천문학 자들은 정교한 이미지 선명 화 소프트웨어를 사용하여 정확한 밝기 및 위치 측정을 수행 할 수있는 고해상도 이미지를 생성했습니다 (ESO PR Photo 12c / 05 참조). 이 소위 "디컨 볼 루션 (deconvolution)"기술을 사용하면이 복잡한 시스템을 훨씬 더 잘 시각화 할 수있어 ~ 4 arc sec 영역을 커버하는 Sk-71 51 클러스터의 타이트 코어가 최소 6 개로 구성되어 있습니다. 구성 요소.
EMMI (ESO Multi-Mode Instrument)로 얻은 추가 스펙트럼에서 가장 밝은 성분은 스펙트럼 유형 O2 V ((f *))의 매우 큰 별의 희귀 한 종류에 속하는 것으로 밝혀졌습니다. 천문학 자들은이 물체에 대해 ~ 80 태양 질량의 질량을 유도하지만 이것이 다중 시스템 일 수 있으며,이 경우 각 구성 요소는 덜 무겁습니다.
스텔라 인구
천문학 자들은 ESO PR Photo 12b / 05로 획득하고 재현 한 독특한 이미지를 통해 N214C 지역을 향한 2341 개의 별의 특성을 심도있게 연구 할 수있었습니다. 이것은 가로 좌표가 색상 (물체 온도를 나타냄)이고 세로 좌표가 진도 (내재적 밝기와 관련됨) 인 소위 색상 크기 다이어그램에 배치하여 수행되었습니다. 고유의 밝기에 대비하여 별의 온도를 표시하면 서로 다른 진화 단계를 반영하는 전형적인 분포가 나타납니다.
이 특정 다이어그램에는 두 개의 주요 항성 개체군이 표시됩니다 (ESO PR Photo 12d / 05). 주요 순서, 즉 태양과 같은 별들이 여전히 중심적으로 수소를 태우는 별과 진화 된 개체군입니다. 주 계열은 대략 2-4에서 약 80 태양 질량의 초기 질량을 가진 별들로 구성됩니다. ESO PR Photo 12d / 05에서 빨간색 선을 따르는 별은 여전히 나이가 약 백만 년에 불과한 주 계열성입니다. 진화 된 인구는 주로 천만 년의 나이를 가진 훨씬 더 크고 더 적은 질량 별들로 구성되어 있습니다.
그들의 연구에서 천문학 자들은 몇 개의 거대한 O와 B 별을 분류했는데,이 별들은 H II 영역과 관련되어 이온화에 기여한다.
이온화 가스 덩어리
N214C의 주목할만한 특징은 Sk-71 51 북쪽에서 ~ 60 arc sec (~ 50 광년)에 뜨겁고 이온화 된 기체의 구형 덩어리가 존재한다는 것입니다. 거의 남북 방향으로 이어지는 먼지 차선으로 두 개의 로브로 나눕니다 (ESO PR Photo 12d / 05). 블로 브는 블로 브의 구조를 따르는 이온화 된 가스의 융 기부에 배치되어, 가능한 상호 작용을 암시하는 것으로 보인다.
H II 얼룩은 IRAS 위성에서 감지 된 강력한 적외선 소스 05423-7120과 일치합니다. 관측 결과 태양보다 200,000 배 더 큰 거대한 열원이 있음을 나타냅니다. 이것은 아마도 약 40 태양 질량의 O7 V 별이 적외선 클러스터에 내장되어 있기 때문일 것입니다. 대안 적으로, 가열은 여전히 형성되는 과정에서 여전히 약 100 태양 질량의 매우 거대한 별에서 발생한다는 것일 수있다.
파리 Observatoire de Paris의 Mohammad Heydari-Malayeri는“스타는 Sk-71 51의 강한 조사와 가열의 영향으로 축적 된 얇은 중성 물질 껍질이 붕괴 된 후 거대한 별 형성으로 인해 얼룩이 생겼을 가능성이있다”고 말했다. (프랑스)와 팀원.”이러한“순차적 별 형성”은 아마도 N214C의 남쪽 능선으로도 일어 났을 것입니다.
가족에게 새로 온 사람
N214C에서 발견 된 콤팩트 한 H II 영역은 Magellanic Clouds에서 HEB 계열 ( "High Excitation Blobs")의 새로운 이민자 일 수 있으며, 그 첫 번째 구성원은 EMC에서 LMC N159에서 발견되었습니다. 150 광년 이상에 걸쳐 확장 된 구조이며 많은 뜨거운 별에 의해 구동되는 마젤란 구름의 전형적인 H II 영역과 달리, HEB는 밀도가 높고 작은 지역은 일반적으로 4 ~ 9 광년입니다. 넓은. 더욱이 그것들은 종종 전형적인 거대 H II 영역에 인접하거나 내부에서 형성되며 거의 격리되지 않습니다.
파리의 Observatoire de Paris 팀의 또 다른 멤버 인 Frederic Meynadier는“이러한 물체의 형성 메커니즘은 아직 완전히 이해되지 않았지만 OB 협회의 가장 어린 별을 대표한다고 확신하는 것 같습니다. “지금까지 ESO 망원경과 허블 우주 망원경을 사용하여 그 중 6 개만 탐지하고 연구했습니다. 그러나 가장 빡빡하거나 가장 어린 가족의 흥분을 담당하는 별들은 여전히 감지되고있다”고 말했다.
추가 정보
N214C에 대한 연구는 주요 전문 저널 인 천문학과 천체 물리학에 의해 승인 된 논문으로 발표되었습니다. R. Walborn). 전문은 A & A 웹 사이트에서 PDF 파일로 자유롭게 액세스 할 수 있습니다.
노트
[1] :이 물체들의 명칭에서“N”(“네 불라”)은 1956 년 미국에 의해 편집되고 출판 된“마젤란 구름의 H- 알파 방출 별과 성운 카탈로그”에 포함되어 있음을 나타냅니다. 천문학 자-우주인 Karl Henize (1926 – 1993).
[2] : Sk-71 51이라는 이름은 Sanduleak -71 51의 약어입니다. 미국 천문학 자 니콜라스 Sanduleak은 1970 년 Cerro Tololo Observatory에서 일하면서 방출 선을 보여주는 중요한 물체 (별과 성운) 목록을 발표했습니다. 마젤란 구름에서). 별 이름의“-71”은 물체의 편각이며“51”은 카탈로그의 항목 번호입니다.
[3] : 천문학 자 팀은 Frederic Meynadier와 Mohammad Heydari-Malayeri (프랑스 파리 천문대 LERMA)와 Nolan R. Walborn (우주 망원경 과학 연구소, 미국)으로 구성되어 있습니다.
[4] : 가스는 원자가 하나 이상의 전자를 잃었을 때 이온화되는 것으로 알려져있다. 가열 된 가스는 주로 이온화 된 수소 (H) 원자에 비추어 빛을 발산하여 방출 성운으로 이어집니다. 이러한 성운을 "H II 영역"이라고합니다. 잘 알려진 오리온 성운 (Orion Nebula)은 이런 종류의 성운의 뛰어난 예입니다 (cf. ESO PR Photos 03a-c / 01 및 ESO PR Photo 20/04.
[5] : 방출 성운의 중심 물체가 높을수록 주변 성운이 더 뜨겁고 흥분됩니다. 용어 "여기"는 성운 가스의 이온화 정도를 지칭한다. 충돌하는 입자와 방사선에 에너지가 많을수록 더 많은 전자가 손실되고 여기도가 높아집니다. N214C에서 별의 중심 클러스터는 너무 뜨겁기 때문에 산소 원자가 두 배 이온화됩니다. 즉, 그들은 두 개의 전자를 잃었습니다.
원본 출처 : ESO 뉴스 릴리스
