La nebulosa N214 [1] es una gran región de gas y polvo ubicada en una parte remota de nuestra galaxia vecina, la Gran Nube de Magallanes. N214 es un sitio bastante notable donde se están formando estrellas masivas. En particular, su componente principal, N214C (también llamado NGC 2103 o DEM 293), es de especial interés ya que alberga una estrella masiva muy rara, conocida como Sk-71 51 [2] y que pertenece a una clase peculiar con solo una docena miembros conocidos en todo el cielo. N214C proporciona así una excelente oportunidad para estudiar el sitio de formación de tales estrellas.
Utilizando el telescopio de nueva tecnología (NTT) de 3.5 m de ESO ubicado en La Silla (Chile) y los instrumentos SuSI2 y EMMI, los astrónomos de Francia y Estados Unidos [3] estudiaron en gran profundidad esta región inusual tomando las imágenes de mayor resolución hasta el momento así como una serie de espectros de los objetos más destacados presentes.
N214C es un complejo de gas caliente ionizado, una denominada región H II [4], que se extiende por 170 por 125 años luz (ver ESO PR Foto 12b / 05). 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 corre un largo arco de gas altamente comprimido creado por el fuerte viento estelar de la estrella. Hay una docena de estrellas menos brillantes dispersas a través de la nebulosa y principalmente alrededor de Sk-71 51. Además, son visibles varias estructuras finas, filamentosas y pilares finos.
El color verde en la imagen compuesta, que cubre la mayor parte de la región N214C, proviene de átomos de oxígeno doblemente ionizados [5] e indica que la nebulosa debe estar extremadamente caliente en gran medida.
El Star Sk-71 51 descompuesto
El objeto central y más brillante de ESO PR Photo 12b / 05 no es una sola estrella sino un pequeño y compacto grupo de estrellas. Para estudiar este grupo muy estrecho en gran detalle, los astrónomos utilizaron un sofisticado software de nitidez de imagen para producir imágenes de alta resolución en las que se podrían realizar mediciones precisas de brillo y posición (ver ESO PR Photo 12c / 05). Esta técnica llamada "deconvolución" permite visualizar este complejo sistema mucho mejor, lo que lleva a la conclusión de que el núcleo apretado del grupo Sk-71 51, que cubre un área de ~ 4 segundos de arco, está formado por al menos 6 componentes.
A partir de espectros adicionales tomados con EMMI (ESO Multi-Mode Instrument), se encuentra que el componente más brillante pertenece 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 estelares
A partir de las imágenes únicas obtenidas y reproducidas como ESO PR Photo 12b / 05, los astrónomos pudieron estudiar en gran profundidad las propiedades de las 2341 estrellas que se encuentran hacia la región N214C. Esto se hizo poniéndolos en un llamado diagrama de magnitud de color, donde la abscisa es el color (representativo de la temperatura del objeto) y la ordenada de la magnitud (relacionada con el brillo intrínseco). Trazar la temperatura de las estrellas contra su brillo intrínseco revela una distribución típica que refleja sus diferentes etapas evolutivas.
En este diagrama en particular se muestran dos poblaciones estelares principales (ESO PR Photo 12d / 05): una secuencia principal, es decir, estrellas que, como el Sol, todavía están quemando centralmente su hidrógeno y una población evolucionada. La secuencia principal está formada por estrellas con masas iniciales de aproximadamente 2-4 a aproximadamente 80 masas solares. Las estrellas que siguen la línea roja en ESO PR Photo 12d / 05 son estrellas de secuencia principal todavía muy jóvenes, con una edad estimada de aproximadamente 1 millón de años solamente. La población evolucionada se compone principalmente de estrellas mucho más antiguas y de menor masa, con una edad de 1,000 millones de años.
A partir de su trabajo, los astrónomos clasificaron varias estrellas masivas O y B, que están asociadas con la región H II y, por lo tanto, contribuyen a su ionización.
Una gota de gas ionizado
Una característica notable de N214C es la presencia de una burbuja globular de gas caliente e ionizado a ~ 60 segundos de arco (~ 50 años luz en proyección) al norte de Sk-71 51. Aparece como una esfera de unos cuatro años luz de diámetro, dividido en dos lóbulos por un camino de polvo que corre a lo largo de una dirección casi norte-sur (ESO PR Photo 12d / 05). La burbuja parece estar colocada en una cresta de gas ionizado que sigue la estructura de la burbuja, lo que implica una posible interacción.
La burbuja H II coincide con una fuente infrarroja fuerte, 05423-7120, que se detectó con el satélite IRAS. Las observaciones indican la presencia de una fuente de calor masiva, 200,000 veces más luminosa que el Sol. Esto se debe probablemente a una estrella O7 V de aproximadamente 40 masas solares incrustadas en un grupo de infrarrojos. Alternativamente, bien podría ser que el calentamiento surja de una estrella muy masiva de aproximadamente 100 masas solares todavía en proceso de formación.
"Es posible que la burbuja sea el resultado de una formación estelar masiva tras el colapso de una delgada capa de materia neutra acumulada por el fuerte efecto de la irradiación y el calentamiento de la estrella Sk-71 51", dice Mohammad Heydari-Malayeri del Observatorio de París. (Francia) y miembro del equipo ". Tal" formación estelar secuencial "probablemente se haya producido también hacia la cresta sur de N214C".
Recién llegado a la familia
La región compacta H II descubierta en N214C puede ser un recién llegado a la familia de HEB ("Blobs de alta excitación") en las Nubes de Magallanes, el primer miembro del cual se detectó en LMC N159 en ESO. A diferencia de las regiones típicas H II de las Nubes de Magallanes, que son estructuras extendidas que abarcan más de 150 años luz y están alimentadas por una gran cantidad de estrellas calientes, los HEB son densos, las regiones pequeñas generalmente "solo" 4 a 9 años luz amplio. Además, a menudo se forman adyacentes o aparentemente dentro de las típicas regiones gigantes H II, y rara vez de forma aislada.
"Los mecanismos de formación de estos objetos aún no se entienden completamente, pero parece seguro que representan a las estrellas masivas más jóvenes de sus asociaciones OB", explica Frederic Meynadier, otro miembro del equipo del Observatoire de Paris. “Hasta ahora, solo se han detectado y estudiado media docena de ellos utilizando los telescopios ESO y el telescopio espacial Hubble. Pero las estrellas responsables de la excitación de los miembros más estrechos o más jóvenes de la familia aún no se han detectado ".
Más información
La investigación realizada sobre N214C ha sido presentada en un artículo aceptado para su publicación por la revista profesional líder, Astronomía y Astrofísica ("La región LMC H II N214C y su peculiar mancha nebular", por F. Meynadier, M. Heydari-Malayeri y Nolan R. Walborn). El texto completo se puede acceder libremente como un archivo PDF desde el sitio web de A&A.
Notas
[1]: La letra "N" (para "Nebulosa") en la designación de estos objetos indica que fueron incluidos en el "Catálogo de estrellas y nebulosas de emisión H-alfa en las Nubes de Magallanes" compilado y publicado en 1956 por American astrónomo-astronauta Karl 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 Cerro Tololo, publicó en 1970 una importante lista de objetos (estrellas y nebulosas que muestran líneas de emisión). 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 entrada en el catálogo.
[3]: El equipo de astrónomos está formado por Frederic Meynadier y Mohammad Heydari-Malayeri (LERMA, Observatorio de París, Francia), y Nolan R. Walborn (Instituto de Ciencia del Telescopio Espacial, EE. UU.).
[4]: Se dice que un gas está ionizado 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 cercanas. El gas calentado brilla principalmente a la luz de los átomos de hidrógeno ionizado (H), lo que conduce a una nebulosa de emisión. Dichas nebulosas se denominan "regiones H II". La conocida Nebulosa de Orión es un excelente ejemplo de ese tipo de nebulosa, cf. ESO PR Photos 03a-c / 01 y ESO PR Photo 20/04.
[5]: Cuanto más caliente sea el objeto central de una nebulosa de emisión, más caliente y más excitada será la nebulosa circundante. La palabra "excitación" se refiere al grado de ionización del gas nebular. Cuanto más enérgicas sean las partículas y la radiación, más electrones se perderán y mayor será el grado de excitación. En N214C, el cúmulo central de estrellas está tan caliente que los átomos de oxígeno se ionizan dos veces, es decir, han perdido dos electrones.
Fuente original: Comunicado de prensa de ESO
