السديم N214 [1] هو منطقة كبيرة من الغاز والغبار تقع في جزء بعيد من مجرتنا المجاورة ، سحابة ماجلان الكبيرة. N214 هو موقع رائع حيث تتشكل النجوم الضخمة. على وجه الخصوص ، فإن مكونه الرئيسي ، N214C (المسمى أيضًا NGC 2103 أو DEM 293) ، له أهمية خاصة لأنه يستضيف نجمًا ضخمًا نادرًا جدًا ، يُعرف باسم Sk-71 51 [2] وينتمي إلى فئة غريبة مع اثني عشر فقط أعضاء معروفين في السماء كلها. وبالتالي يوفر N214C فرصة ممتازة لدراسة موقع تكوين هذه النجوم.
باستخدام تلسكوب ESO الجديد 3.5 متر (NTT) الموجود في لا سيلا (تشيلي) وأدوات SuSI2 و EMMI ، درس علماء الفلك من فرنسا والولايات المتحدة [3] بعمق كبير هذه المنطقة غير العادية من خلال التقاط صور عالية الدقة حتى الآن وكذلك سلسلة أطياف من أبرز الأشياء الموجودة.
N214C عبارة عن مركب من الغاز الساخن المتأين ، وهو ما يسمى بمنطقة H II [4] ، وينتشر على مدى 170 × 125 سنة ضوئية (انظر ESO PR Photo 12b / 05). يقع في وسط السديم Sk-71 51 ، النجم الأكثر سطوعًا وسخونة في المنطقة. على مسافة حوالي 12 سنة ضوئية شمال Sk-71 51 ، يتم تشغيل قوس طويل من الغاز المضغوط للغاية الناتج عن الرياح النجمية القوية للنجم. هناك اثنتي عشرة نجمة أقل سطوعًا متناثرة عبر السديم وبشكل أساسي حول Sk-71 51. علاوة على ذلك ، يمكن رؤية العديد من الهياكل الخيوطية والأعمدة الدقيقة.
اللون الأخضر في الصورة المركبة ، والذي يغطي الجزء الأكبر من منطقة N214C ، يأتي من ذرات الأكسجين المتأينة بشكل مضاعف [5] ويشير إلى أن السديم يجب أن يكون ساخنًا للغاية على نطاق كبير جدًا.
تتحلل النجمة Sk-71 51
الكائن المركزي والأكثر سطوعًا في ESO PR Photo 12b / 05 ليس نجمًا واحدًا بل مجموعة صغيرة ومدمجة من النجوم. من أجل دراسة هذه المجموعة الضيقة للغاية بتفصيل كبير ، استخدم الفلكيون برنامجًا متطورًا لشحذ الصور لإنتاج صور عالية الدقة يمكن من خلالها تنفيذ السطوع الدقيق والقياسات الموضعية (انظر ESO PR Photo 12c / 05). إن ما يسمى بتقنية "deconvolution" يجعل من الممكن تصور هذا النظام المعقد بشكل أفضل بكثير ، مما يؤدي إلى استنتاج أن النواة الضيقة من مجموعة Sk-71 51 ، التي تغطي مساحة 4 ثوانٍ قوسية ، تتكون من 6 على الأقل المكونات.
من أطياف إضافية تم التقاطها باستخدام EMMI (أداة ESO Multi-Mode Instrument) ، تم العثور على ألمع مكون ينتمي إلى فئة نادرة من النجوم الضخمة جدًا من النوع الطيفي O2 V ((f *)). يستمد الفلكيون كتلة ~ 80 كتلة شمسية لهذا الجسم ، ولكن ربما يكون هذا نظامًا متعددًا ، وفي هذه الحالة ، سيكون كل مكون أقل كتلة.
السكان النجمية
من الصور الفريدة التي تم الحصول عليها وإعادة إنتاجها على أنها ESO PR Photo 12b / 05 ، يمكن لعلماء الفلك أن يدرسوا بعمق كبير خصائص 2341 نجمة تقع باتجاه منطقة N214C. وقد تم ذلك عن طريق وضعها في ما يسمى رسم تخطيطي لحجم اللون ، حيث يكون الخرج هو اللون (ممثل درجة حرارة الجسم) وينسق الحجم (المتعلق بالسطوع الداخلي). يكشف رسم درجة حرارة النجوم مقابل سطوعها الجوهري عن توزيع نموذجي يعكس مراحل تطورها المختلفة.
يظهر تجمعين نجميين رئيسيين في هذا الرسم البياني الخاص (ESO PR Photo 12d / 05): تسلسل رئيسي ، أي النجوم التي لا تزال تحرق هيدروجينها بشكل مركزي ، والشمس المتطورة. يتكون التسلسل الرئيسي من النجوم ذات الكتل الأولية من 2-4 تقريبًا إلى حوالي 80 كتلة شمسية. النجوم التي تتبع الخط الأحمر على ESO PR Photo 12d / 05 هي نجوم تسلسل رئيسية لا تزال صغيرة جدًا ، ويقدر عمرها بحوالي مليون سنة فقط. يتألف السكان المتطورون بشكل رئيسي من نجوم أقدم بكثير وأقل كتلة ، ويبلغ عمرهم 1000 مليون سنة.
من عملهم ، قام الفلكيون بتصنيف العديد من النجوم O و B الضخمة ، والتي ترتبط بمنطقة H II وبالتالي تساهم في تأينها.
فقاعة غاز مؤين
من السمات البارزة لـ N214C هو وجود كتلة كروية من الغاز الساخن والمؤين في 60 ثانية قوسية (~ 50 سنة ضوئية في الإسقاط) شمال Sk-71 51. ويبدو ككرة على بعد حوالي أربع سنوات ضوئية ، ينقسم إلى فصين بواسطة ممر غبار يمتد على طول اتجاه الشمال - الجنوب تقريبًا (ESO PR Photo 12d / 05). يبدو أن الفقاعة موضوعة على سلسلة من الغاز المتأين تتبع بنية الفقاعة ، مما يعني وجود تفاعل محتمل.
يتزامن الفقاعة H II مع مصدر قوي للأشعة تحت الحمراء ، 05423-7120 ، تم اكتشافه بواسطة القمر الصناعي IRAS. تشير الملاحظات إلى وجود مصدر حراري ضخم ، أكثر سطوعًا بمقدار 200.000 مرة من الشمس. ويرجع هذا على الأرجح إلى نجم O7 V يتكون من حوالي 40 كتلة شمسية مدمجة في كتلة الأشعة تحت الحمراء. وبدلاً من ذلك ، قد يكون التسخين ناتجًا عن نجم ضخم جدًا يبلغ حوالي 100 كتلة شمسية لا تزال قيد التكوين.
يقول محمد حيدري-مالايرى من مرصد باريس: "من المحتمل أن تكون الفقاعة ناتجة عن تكوين النجوم الضخم بعد انهيار طبقة رقيقة من المادة المحايدة المتراكمة من خلال تأثير الإشعاع القوي والتسخين للنجم Sk-71 51". (فرنسا) وعضو الفريق. "ربما حدث مثل هذا" تكوين النجوم المتسلسل "أيضًا تجاه السلسلة الجنوبية من N214C".
الوافد الجديد إلى الأسرة
قد تكون منطقة H II المدمجة المكتشفة في N214C وافدًا جديدًا لعائلة HEBs ("High Excitation Blobs") في سحابة Magellanic ، التي تم اكتشاف أول عضو منها في LMC N159 في ESO. على النقيض من المناطق النموذجية H II من الغيوم Magellanic ، وهي هياكل ممتدة تمتد لأكثر من 150 سنة ضوئية ومدعومة بعدد كبير من النجوم الساخنة ، HEBs كثيفة ، والمناطق الصغيرة عادة "فقط" 4 إلى 9 سنوات ضوئية على نطاق واسع. علاوة على ذلك ، غالبًا ما تكون متجاورة أو على ما يبدو داخل مناطق H II العملاقة النموذجية ، ونادرًا ما تكون في عزلة.
يوضح فريدريك مينادير ، عضو آخر في فريق مرصد باريس ، أن "آليات تكوين هذه الأجسام لم يتم فهمها بالكامل بعد ، ولكن يبدو من المؤكد أنها تمثل أصغر النجوم الضخمة في جمعيات OB الخاصة بها". "حتى الآن ، تم اكتشاف ستة منها فقط ودراستها باستخدام تلسكوبات ESO وكذلك تلسكوب هابل الفضائي. لكن النجوم المسؤولة عن إثارة أعضاء الأسرة الضيقين أو الأصغر سنًا ما زال يتعين اكتشافهم ".
معلومات اكثر
تم تقديم البحث الذي تم إجراؤه على N214C في ورقة مقبولة للنشر من قبل المجلة المهنية الرائدة ، علم الفلك والفيزياء الفلكية ("منطقة LMC H II N214C وبلديها السديمي الخاص" ، بقلم F. Meynadier و M. Heydari-Malayeri و Nolan ر. وولبورن). يمكن الوصول إلى النص الكامل مجانًا كملف PDF من موقع الويب A&A.
ملاحظات
[1]: يشير الحرف "N" (لـ "Nebula") في تسمية هذه الأشياء إلى أنها قد تم تضمينها في "كتالوج نجوم انبعاث H-alpha والسدم في الغيوم Magellanic" التي تم جمعها ونشرها في عام 1956 بواسطة American عالم الفضاء ورائد الفضاء كارل هنيز (1926-1993).
[2]: الاسم Sk-71 51 ، هو اختصار لـ Sanduleak -71 51. عالم الفلك الأمريكي نيكولاس ساندوليك ، أثناء العمل في مرصد سيرو تولولو ، نشر في عام 1970 قائمة مهمة من الأشياء (النجوم والسدم تظهر خطوط الانبعاث في أطيافهم) في غيوم ماجلان. يمثل "-71" في اسم النجم انحراف الكائن ، بينما "51" هو رقم الإدخال في الكتالوج.
[3]: يتألف فريق علماء الفلك من فريدريك مينادير ومحمد حيدري-مالايري (LERMA ، مرصد باريس ، فرنسا) ، ونولان ر. وولبورن (معهد علوم تلسكوب الفضاء ، الولايات المتحدة الأمريكية).
[4]: يقال أن الغاز يتأين عندما تفقد ذراته إلكترونًا واحدًا أو أكثر - في هذه الحالة بفعل الإشعاع فوق البنفسجي النشط المنبعث من النجوم الحارة والمضيئة القريبة. يضيء الغاز الساخن في الغالب في ضوء ذرات الهيدروجين المتأين (H) ، مما يؤدي إلى سديم انبعاث. يشار إلى هذه السدم باسم "مناطق H II". سديم الجبار المعروف مثال رائع على هذا النوع من السديم ، راجع. صور ESO PR 03a-c / 01 و ESO PR Photo 20/04.
[5]: كلما كان الجسم المركزي لسديم الانبعاث أكثر سخونة ، كلما كان السديم المحيط أكثر سخونة وإثارة. تشير كلمة "إثارة" إلى درجة تأين الغاز السديمي. وكلما كانت الجسيمات والإشعاع المتأثرين أكثر نشاطًا ، كلما ضاع عدد الإلكترونات وزادت درجة الإثارة. في N214C ، تكون الكتلة المركزية للنجوم ساخنة جدًا لدرجة أن ذرات الأكسجين تتأين مرتين ، أي أنها فقدت إلكترونين.
المصدر الأصلي: ESO News Release
