A nebulosa N214 [1] é uma grande região de gás e poeira localizada em uma parte remota de nossa galáxia vizinha, a Grande Nuvem de Magalhães. N214 é um local bastante notável onde estrelas maciças estão se formando. Em particular, seu principal componente, N214C (também chamado NGC 2103 ou DEM 293), é de especial interesse, pois hospeda uma estrela maciça muito rara, conhecida como Sk-71 51 [2], pertencente a uma classe peculiar com apenas uma dúzia membros conhecidos em todo o céu. N214C, portanto, oferece uma excelente oportunidade para estudar o local de formação de tais estrelas.
Usando o telescópio New Technology (NTT) de 3,5 m do ESO localizado em La Silla (Chile) e os instrumentos SuSI2 e EMMI, astrônomos da França e dos EUA [3] estudaram em profundidade essa região incomum, obtendo as imagens de mais alta resolução até o momento. bem como uma série de espectros dos objetos mais importantes presentes.
O N214C é um complexo de gás quente ionizado, a chamada região H II [4], que se espalha por 170 a 125 anos-luz (ver ESO PR Foto 12b / 05). No centro da nebulosa fica a Sk-71 51, a estrela mais brilhante e quente da região. A uma distância de ~ 12 anos-luz ao norte da Sk-71 51, corre um longo arco de gás altamente comprimido criado pelo forte vento estelar da estrela. Há uma dúzia de estrelas menos brilhantes espalhadas pela nebulosa e principalmente pelo Sk-71 51. Além disso, várias estruturas filamentosas e pilares finos são visíveis.
A cor verde na imagem composta, que cobre a maior parte da região N214C, vem de átomos de oxigênio duplamente ionizados [5] e indica que a nebulosa deve estar extremamente quente em grande parte.
O Star Sk-71 51 se decompôs
O objeto central e mais brilhante do ESO PR Photo 12b / 05 não é uma única estrela, mas um pequeno e compacto aglomerado de estrelas. Para estudar em detalhes esse aglomerado muito apertado, os astrônomos usaram um sofisticado software de nitidez de imagem para produzir imagens de alta resolução nas quais poderiam ser realizadas medições precisas de brilho e posição (ver ESO PR Photo 12c / 05). Essa técnica chamada "deconvolução" torna possível visualizar esse sistema complexo muito melhor, levando à conclusão de que o núcleo apertado do cluster Sk-71 51, cobrindo uma área de ~ 4 segundos de arco, é composto de pelo menos 6 componentes.
De espectros adicionais obtidos com o EMMI (ESO Multi-Mode Instrument), o componente mais brilhante pertence à classe rara de estrelas muito massivas do tipo espectral O2 V ((f *)). Os astrônomos obtêm uma massa de ~ 80 massas solares para esse objeto, mas pode ser que esse seja um sistema múltiplo; nesse caso, cada componente seria menos massivo.
Populações estelares
A partir das imagens únicas obtidas e reproduzidas como ESO PR Photo 12b / 05, os astrônomos puderam estudar em profundidade as propriedades das 2341 estrelas localizadas na região N214C. Isso foi feito colocando-os no chamado diagrama de magnitude da cor, em que a abcissa é a cor (representativa da temperatura do objeto) e a ordenada da magnitude (relacionada ao brilho intrínseco). Traçar a temperatura das estrelas contra seu brilho intrínseco revela uma distribuição típica que reflete seus diferentes estágios evolutivos.
Duas populações estelares principais aparecem neste diagrama em particular (ESO PR Photo 12d / 05): uma sequência principal, isto é, estrelas que, como o Sol, ainda queimam centralmente seu hidrogênio, e uma população evoluída. A sequência principal é composta de estrelas com massas iniciais de aproximadamente 2-4 a cerca de 80 massas solares. As estrelas que seguem a linha vermelha no ESO PR Photo 12d / 05 são estrelas da sequência principal ainda muito jovens, com idade estimada em apenas 1 milhão de anos. A população evoluída é composta principalmente por estrelas muito mais velhas e de massa mais baixa, com idade de 1.000 milhões de anos.
A partir de seu trabalho, os astrônomos classificaram várias estrelas massivas de O e B, que estão associadas à região H II e, portanto, contribuem para sua ionização.
Uma gota de gás ionizado
Uma característica notável do N214C é a presença de uma bolha globular de gás quente e ionizado a ~ 60 segundos de arco (~ 50 anos-luz em projeção) ao norte do Sk-71 51. Ela aparece como uma esfera com cerca de quatro anos-luz de diâmetro, dividido em dois lóbulos por uma pista de poeira que se estende ao longo de uma direção quase norte-sul (ESO PR Photo 12d / 05). A bolha parece estar colocada em uma crista de gás ionizado que segue a estrutura da bolha, implicando uma possível interação.
O blob H II coincide com uma forte fonte de infravermelho, 05423-7120, que foi detectada com o satélite IRAS. As observações indicam a presença de uma fonte de calor maciça, 200.000 vezes mais luminosa que o Sol. Provavelmente, isso se deve a uma estrela de O7 V com cerca de 40 massas solares incorporadas em um cluster de infravermelho. Alternativamente, pode ser que o aquecimento surja de uma estrela muito massiva de cerca de 100 massas solares ainda em processo de formação.
“É possível que a bolha tenha resultado da formação maciça de estrelas após o colapso de uma fina camada de matéria neutra acumulada pelo efeito da forte irradiação e aquecimento da estrela Sk-71 51”, diz Mohammad Heydari-Malayeri, do Observatório de Paris (França) e membro da equipe. ”Essa“ formação sequencial de estrelas ”provavelmente ocorreu também em direção à cordilheira sul do N214C”.
Iniciante na Família
A região H II compacta descoberta no N214C pode ser uma novidade para a família de HEBs ("High Excitation Blobs") nas nuvens de Magalhães, cujo primeiro membro foi detectado no LMC N159 no ESO. Em contraste com as regiões H II típicas das nuvens de Magalhães, que são estruturas estendidas que abrangem mais de 150 anos-luz e alimentadas por um grande número de estrelas quentes, os HEBs são densos, pequenas regiões geralmente “apenas” de 4 a 9 anos-luz Largo. Além disso, eles geralmente se formam adjacentes ou aparentemente dentro das típicas regiões gigantes do H II, e raramente isoladamente.
“Os mecanismos de formação desses objetos ainda não estão totalmente esclarecidos, mas parece certo que eles representam as estrelas massivas mais jovens de suas associações de OB”, explica Frederic Meynadier, outro membro da equipe do Observatório de Paris. “Até agora, apenas meia dúzia deles foram detectados e estudados usando os telescópios do ESO e o telescópio espacial Hubble. Mas as estrelas responsáveis pela excitação dos membros mais fortes ou mais jovens da família ainda precisam ser detectadas. ”
Mais Informações
A pesquisa feita no N214C foi apresentada em um artigo aceito para publicação pelo principal periódico profissional, Astronomia e Astrofísica (“A região LMC H II N214C e sua peculiar mancha nebular”, por F. Meynadier, M. Heydari-Malayeri e Nolan R. Walborn). O texto completo pode ser acessado gratuitamente como um arquivo PDF no site de A&A.
Notas
[1]: A letra "N" (para "Nebulosa") na designação desses objetos indica que eles foram incluídos no "Catálogo de estrelas de emissão H-alfa e nebulosas nas nuvens de Magalhães" compilado e publicado em 1956 pela American astrônomo-astronauta Karl Henize (1926 - 1993).
[2]: O nome Sk-71 51, é a abreviação de Sanduleak -71 51. O astrônomo americano Nicholas Sanduleak, enquanto trabalhava no Observatório Cerro Tololo, publicou em 1970 uma importante lista de objetos (estrelas e nebulosas mostrando linhas de emissão). em seus espectros) nas nuvens de Magalhães. O "-71" no nome da estrela é a declinação do objeto, enquanto o "51" é o número da entrada no catálogo.
[3]: A equipe de astrônomos é formada por Frederic Meynadier e Mohammad Heydari-Malayeri (LERMA, Observatório de Paris, França) e Nolan R. Walborn (Instituto de Ciência do Telescópio Espacial, EUA).
[4]: Diz-se que um gás é ionizado quando seus átomos perdem um ou mais elétrons - nesse caso, pela ação da radiação ultravioleta energética emitida por estrelas muito quentes e luminosas por perto. O gás aquecido brilha principalmente à luz dos átomos de hidrogênio ionizado (H), levando a uma nebulosa de emissão. Essas nebulosas são conhecidas como "regiões H II". A conhecida Nebulosa de Orion é um excelente exemplo desse tipo de nebulosa, cf. Fotos do ESO PR 03a-c / 01 e ESO PR Photo 20/04.
[5]: Quanto mais quente o objeto central de uma nebulosa de emissão, mais quente e mais animado será a nebulosa ao redor. A palavra "excitação" refere-se ao grau de ionização do gás nebular. Quanto mais energéticas forem as partículas e a radiação, mais elétrons serão perdidos e maior será o grau de excitação. No N214C, o aglomerado central de estrelas é tão quente que os átomos de oxigênio são ionizados duas vezes, ou seja, eles perderam dois elétrons.
Fonte original: Comunicado de imprensa do ESO
