निहारिका N214 [1] गैस और धूल का एक बड़ा क्षेत्र है जो हमारे पड़ोसी आकाशगंगा, बड़े मैगेलैनिक क्लाउड के एक दूरस्थ हिस्से में स्थित है। N214 एक काफी उल्लेखनीय साइट है जहाँ बड़े पैमाने पर सितारे बन रहे हैं। विशेष रूप से, इसका मुख्य घटक, N214C (जिसे NGC 2103 या DEM 293 भी कहा जाता है), विशेष रुचि का है क्योंकि यह एक बहुत ही दुर्लभ बड़े स्टार को होस्ट करता है, जिसे Sk-71 51 [2] के रूप में जाना जाता है और केवल एक दर्जन के लिए अजीबोगरीब वर्ग से संबंधित है। पूरे आकाश में ज्ञात सदस्य। इस प्रकार N214C ऐसे तारों के निर्माण स्थल का अध्ययन करने का एक उत्कृष्ट अवसर प्रदान करता है।
ईएसओ के 3.5-मीटर न्यू टेक्नोलॉजी टेलीस्कोप (एनटीटी) का उपयोग ला सिल्ला (चिली) और सुसी 2 और ईएमएमआई उपकरणों में किया जाता है, जो फ्रांस और अमेरिका के खगोलविदों [3] ने इस असामान्य क्षेत्र में अब तक के उच्चतम रिज़ॉल्यूशन चित्रों का अध्ययन करके बड़ी गहराई से अध्ययन किया है। साथ ही उपस्थित सबसे प्रमुख वस्तुओं के स्पेक्ट्रा की एक श्रृंखला।
N214C आयनीकृत गर्म गैस का एक परिसर है, एक तथाकथित एच II क्षेत्र [4], 170 से 125 प्रकाश-वर्ष तक फैला हुआ है (ईएसओ पीआर फोटो 12 बी / 05 देखें)। निहारिका के केंद्र में Sk-71 51 है, जो इस क्षेत्र का सबसे चमकीला और सबसे गर्म सितारा है। Sk-71 51 के उत्तर में ~ 12 प्रकाश-वर्ष की दूरी पर तारे की मजबूत तारकीय हवा द्वारा बनाई गई अत्यधिक संपीड़ित गैस का एक लंबा चाप चलता है। निहारिका के चारों ओर एक दर्जन से कम चमकीले तारे बिखरे हुए हैं और मुख्य रूप से Sk-71 51 के आसपास हैं। इसके अलावा, कई ठीक, फिलामेंटरी संरचनाएं और ठीक स्तंभ दिखाई दे रहे हैं।
समग्र छवि में हरा रंग, जो N214C क्षेत्र के थोक को कवर करता है, दोगुनी आयनित ऑक्सीजन परमाणुओं [5] से आता है और इंगित करता है कि निहारिका बहुत हद तक अत्यधिक गर्म होनी चाहिए।
स्टार स्की -71 51 विघटित हो गया
ईएसओ पीआर फोटो 12 बी / 05 में केंद्रीय और सबसे चमकदार वस्तु एक एकल तारा नहीं है, बल्कि तारों का एक छोटा, कॉम्पैक्ट क्लस्टर है। बहुत विस्तार से इस बहुत तंग क्लस्टर का अध्ययन करने के लिए, खगोलविदों ने उच्च-रिज़ॉल्यूशन की छवियों का उत्पादन करने के लिए परिष्कृत छवि-तीक्ष्ण सॉफ़्टवेयर का उपयोग किया, जिस पर सटीक चमक और स्थिति माप तब प्रदर्शन किया जा सकता था (ईएसओ पीआर फोटो 12 सी / 05 देखें)। यह तथाकथित "डीकोनोवोल्यूशन" तकनीक इस जटिल प्रणाली की कल्पना करना बेहतर बनाती है, जिससे यह निष्कर्ष निकलता है कि Sk-71 51 क्लस्टर का तंग कोर, ~ 4 चाप सेकंड क्षेत्र को कवर करते हुए, कम से कम 6 से बना है। अवयव।
EMMI (ESO मल्टी-मोड इंस्ट्रूमेंट) के साथ लिए गए अतिरिक्त स्पेक्ट्रा से, सबसे चमकदार घटक स्पेक्ट्रल प्रकार O2 V ((f *)) के बहुत बड़े सितारों के दुर्लभ वर्ग से संबंधित पाया जाता है। खगोलविदों ने इस वस्तु के लिए ~ 80 सौर द्रव्यमान का एक द्रव्यमान निकाला है, लेकिन यह अच्छी तरह से हो सकता है कि यह एक बहु प्रणाली है, इस मामले में, प्रत्येक घटक कम बड़े पैमाने पर होगा।
तारकीय आबादी
ईएसओ पीआर फोटो 12 बी / 05 के रूप में प्राप्त और पुन: पेश की गई अनूठी छवियों से, खगोलविदों ने एन 214 सी क्षेत्र की ओर स्थित 2341 सितारों के गुणों का गहराई से अध्ययन किया। यह उन्हें तथाकथित रंग-परिमाण आरेख में डालकर किया गया था, जहां एब्सिसा रंग (वस्तु के तापमान का प्रतिनिधि) है और परिमाण को व्यवस्थित करता है (आंतरिक चमक से संबंधित)। उनकी आंतरिक चमक के खिलाफ तारों के तापमान को प्लॉट करने से एक विशिष्ट वितरण का पता चलता है जो उनके विभिन्न विकासवादी चरणों को दर्शाता है।
इस विशेष आरेख में दो मुख्य तारकीय आबादी दिखाई देती है (ईएसओ पीआर फोटो 12 डी / 05): एक मुख्य अनुक्रम, अर्थात्, तारे जो सूर्य की तरह अभी भी केंद्रीय रूप से अपने हाइड्रोजन, और एक विकसित आबादी को जला रहे हैं। मुख्य अनुक्रम प्रारंभिक द्रव्यमान वाले सितारों से बना है जिसमें लगभग 2-4 से लगभग 80 सौर द्रव्यमान हैं। ESO PR Photo 12d / 05 पर लाल रेखा का अनुसरण करने वाले तारे मुख्य अनुक्रम सितारे अभी भी बहुत युवा हैं, जिनकी अनुमानित आयु लगभग 1 मिलियन वर्ष है। विकसित आबादी मुख्य रूप से बहुत पुराने और कम द्रव्यमान वाले सितारों से बनी है, जिनकी आयु 1,000 मिलियन वर्ष है।
अपने काम से, खगोलविदों ने कई बड़े ओ और बी सितारों को वर्गीकृत किया, जो एच II क्षेत्र से जुड़े हुए हैं और इसलिए इसके आयनीकरण में योगदान करते हैं।
आयनित गैस का एक बूँद
N214C की एक उल्लेखनीय विशेषता Sk-71 51 के उत्तर में ~ 60 चाप सेकंड (प्रक्षेपण में ~ 50 प्रकाश-वर्ष) पर गर्म और आयनीकृत गैस की एक गोलाकार बूँद की उपस्थिति है। यह लगभग चार प्रकाश-वर्ष में एक गोले के रूप में दिखाई देता है। एक धूल लेन द्वारा दो पालियों में विभाजित किया जाता है जो लगभग उत्तर-दक्षिण दिशा (ESO PR Photo 12d / 05) के साथ चलती है। बूँद को आयनित गैस के एक रिज पर रखा जाता है जो बूँद की संरचना का अनुसरण करता है, एक संभावित बातचीत का अर्थ है।
एच II बूँद एक मजबूत अवरक्त स्रोत, 05423-7120 के साथ मेल खाता है, जिसे आईआरएएस उपग्रह के साथ पता चला था। सूर्य की तुलना में 200,000 गुना अधिक चमकीले ऊष्मा स्रोत की मौजूदगी के संकेत मिलते हैं। यह संभवतः एक अवरक्त क्लस्टर में एम्बेडेड लगभग 40 सौर द्रव्यमान के एक ओ 7 वी स्टार के कारण है। वैकल्पिक रूप से, यह अच्छी तरह से हो सकता है कि हीटिंग लगभग 100 सौर द्रव्यमान के एक बहुत बड़े पैमाने से उत्पन्न होता है जो अभी भी बनने की प्रक्रिया में है।
"यह संभव है कि बूँदें बड़े पैमाने पर तारे के गठन के परिणामस्वरूप उत्पन्न हुईं, जो कि पदार्थ के पतले खोल के टूटने के कारण मजबूत विकिरण और तारे के स्के -११ ५१ ५१ के प्रभाव से संचित हो जाती हैं", ऑब्सबेटोइरे डी पेरिस के मोहम्मद हैदरी-मलेरी कहते हैं। (फ्रांस) और टीम के सदस्य। "ऐसा" अनुक्रमिक सितारा गठन "संभवतः N2142 के दक्षिणी रिज की ओर भी हुआ है।"
परिवार के लिए नवागंतुक
N214C में खोजा गया कॉम्पैक्ट H II क्षेत्र मैगेलैनिक क्लाउड्स में HEBs ("हाई एक्साइटेशन ब्लब्स") के परिवार का एक नया सदस्य हो सकता है, जिसका पहला सदस्य ESO में LMC N159 में पाया गया था। मैगेलैनिक बादलों के विशिष्ट एच II क्षेत्रों के विपरीत, जो 150 से अधिक प्रकाश वर्षों में फैले हुए ढांचे हैं और बड़ी संख्या में गर्म सितारों द्वारा संचालित हैं, HEB घने हैं, छोटे क्षेत्र आमतौर पर "केवल" 4 से 9 प्रकाश वर्ष हैं विस्तृत। इसके अलावा, वे अक्सर विशिष्ट विशाल एच II क्षेत्रों के अंदर या जाहिरा तौर पर आसन्न होते हैं, और शायद ही कभी अलगाव में होते हैं।
"ऑब्ज़र्वेटेरियो डे पेरिस से टीम के एक अन्य सदस्य फ्रेडरिक मेनाडियर बताते हैं," इन वस्तुओं के गठन तंत्र को अभी तक पूरी तरह से समझा नहीं गया है लेकिन यह सुनिश्चित है कि वे अपने ओबी संघों के सबसे बड़े विशाल सितारों का प्रतिनिधित्व करते हैं। "अभी तक उनमें से केवल आधा दर्जन का पता लगाया गया है और ईएसओ दूरबीनों के साथ-साथ हबल स्पेस टेलिस्कोप का उपयोग करके अध्ययन किया गया है। लेकिन परिवार के सबसे तंग या सबसे कम उम्र के सदस्यों की उत्तेजना के लिए जिम्मेदार सितारों का अभी भी पता लगाया जाना बाकी है। ”
अधिक जानकारी
N214C पर किए गए शोध को प्रमुख प्रोफेशनल जर्नल, एस्ट्रोनॉमी एंड एस्ट्रोफिजिक्स ("LMC H II क्षेत्र N214C और इसके अजीबोगरीब नेबुलर ब्लॉब" के प्रकाशन के लिए स्वीकार किए गए एक पेपर में प्रस्तुत किया गया है। एफ। मेनाडियर, एम। हैदरी-मलेरी और नोलन आर। वालबर्न)। पूर्ण पाठ स्वतंत्र रूप से ए और ए वेब साइट से पीडीएफ फाइल के रूप में सुलभ है।
टिप्पणियाँ
[१]: इन वस्तुओं के पदनाम में "एन" ("नेबुला" के लिए) पत्र इंगित करता है कि उन्हें "मैग्लेनिक क्लाउड्स में एच-अल्फा उत्सर्जन सितारों और नेबुला की सूची" में संकलित किया गया था और 1956 में अमेरिकी द्वारा प्रकाशित और प्रकाशित किया गया था। खगोलशास्त्री-अंतरिक्ष यात्री कार्ल हेनिज़ (1926 - 1993)।
[२]: स्के -११ ५१ नाम, सैंडुलक -71 ५१ का संक्षिप्त नाम है। अमेरिकी खगोलशास्त्री निकोलस सैंडुलक, १ ९ 1970० में सेरो टोलोलो वेधशाला में काम करते समय, वस्तुओं की एक महत्वपूर्ण सूची (सितारों और नेबुला) में उत्सर्जन-लाइनें दिखाते हुए प्रकाशित हुए। उनके स्पेक्ट्रा में) मैगेलैनिक बादलों में। स्टार के नाम में "-71" ऑब्जेक्ट की घोषणा है, जबकि "51" कैटलॉग में प्रवेश संख्या है।
[३]: खगोलविदों की टीम में फ्रेडेरिक मेनाडियर और मोहम्मद हेदरी-मलेरी (LERMA, पेरिस ऑब्जर्वेटरी, फ्रांस), और नोलन आर वालबोर्न (स्पेस टेलीस्कोप इंस्टीट्यूट, यूएसए) शामिल हैं।
[४]: एक गैस को आयनित कहा जाता है जब इसके परमाणुओं में एक या एक से अधिक इलेक्ट्रॉनों की कमी होती है - इस मामले में बहुत ही गर्म और चमकदार सितारों द्वारा उत्सर्जित ऊर्जावान पराबैंगनी विकिरण की कार्रवाई से। गर्म गैस ज्यादातर आयनित हाइड्रोजन (एच) परमाणुओं के प्रकाश में चमकती है, जिससे एक उत्सर्जन नेबुला बन जाता है। इस तरह के नेबुला को "एच II क्षेत्र" कहा जाता है। प्रसिद्ध ओरियन नेबुला उस प्रकार के नेबुला, सीएफ का एक उत्कृष्ट उदाहरण है। ईएसओ पीआर फोटो 03 ए-सी / 01 और ईएसओ पीआर फोटो 20/04।
[५]: एक उत्सर्जन नीहारिका का केंद्र वस्तु गर्म, अधिक गर्म और अधिक उत्तेजित आसपास की नेबुला होगी। शब्द "उत्तेजना" नेबुलर गैस के आयनीकरण की डिग्री को संदर्भित करता है। जितना अधिक ऊर्जावान आवेग के कण और विकिरण होंगे, उतने ही अधिक इलेक्ट्रॉन लुप्त हो जाएंगे और उच्च उत्तेजना की डिग्री होगी। N214C में, तारों का केंद्रीय क्लस्टर इतना गर्म होता है कि ऑक्सीजन परमाणु दो बार आयनित हो जाते हैं, यानी वे दो इलेक्ट्रॉनों को खो देते हैं।
मूल स्रोत: ESO समाचार रिलीज़
