星雲N214 [1]は、隣接する銀河である大マゼラン星雲の遠隔部分に位置するガスとダストの大きな領域です。 N214は非常に注目に値するサイトで、大規模な星が形成されています。特に、その主要なコンポーネントであるN214C（別名NGC 2103またはDEM 293）は、Sk-71 51 [2]として知られ、1ダースしかない特異なクラスに属している非常にまれな大質量星をホストするため、特に興味深いものです。全天で知られているメンバー。したがって、N214Cは、そのような星の形成サイトを研究するための優れた機会を提供します。
フランスとアメリカの天文学者は、ラシージャ（チリ）にあるESOの3.5 mの新技術望遠鏡（NTT）とSuSI2およびEMMI装置を使用して、これまでに最高解像度の画像を撮影することにより、この異常な領域を深く研究しました。同様に存在する最も顕著なオブジェクトの一連のスペクトル。
N214Cは、イオン化された高温ガスの複合体であり、いわゆるH II領域[4]であり、170から125光年にわたって広がります（ESO PR写真12b / 05を参照）。星雲の中心には、この地域で最も明るくて最も熱い星であるSk-71 51があります。 Sk-71の北約12光年の距離で、51は星の強い恒星風によって生成された高度に圧縮されたガスの長い弧を走っています。星雲を横切って、主にSk-71 51の周りに散在する12の明るい星がありません。さらに、いくつかの微細なフィラメント構造と微細な柱が見えます。
N214C領域の大部分を覆う合成画像の緑色は、二重にイオン化された酸素原子[5]に由来し、星雲が非常に広範囲にわたって非常に高温でなければならないことを示しています。
スターSk-71 51分解
ESO PR写真12b / 05の中心で最も明るい物体は、単一の星ではなく、小さくコンパクトな星の集まりです。この非常にタイトなクラスターを詳細に研究するために、天文学者は高度な画像鮮鋭化ソフトウェアを使用して高解像度画像を生成し、その上で正確な明るさと位置測定を実行できました（ESO PR写真12c / 05を参照）。このいわゆる「デコンボリューション」技術により、この複雑なシステムをよりよく視覚化することが可能になり、Sk-71 51クラスターのタイトなコアは、約4アーク秒の領域をカバーし、少なくとも6コンポーネント。
EMMI（ESO Multi-Mode Instrument）で取得した追加のスペクトルから、最も明るい成分は、スペクトル型O2 V（（f *））の非常に大規模な星の珍しいクラスに属することがわかります。天文学者はこのオブジェクトの約80の太陽質量を導出しますが、これは複数のシステムである可能性が高く、その場合、各コンポーネントの質量は小さくなります。
恒星の個体群
ESO PR写真12b / 05として取得および複製されたユニークな画像から、天文学者はN214C領域に向かっている2341星の特性を深く研究することができました。これは、それらをいわゆるカラーマグニチュードダイアグラムに配置することによって行われました。横軸は色（オブジェクトの温度を表す）で、縦軸はマグニチュード（固有の明るさに関連）です。星の温度を固有の明るさに対してプロットすると、さまざまな進化段階を反映する典型的な分布が明らかになります。
この特定の図（ESO PR Photo 12d / 05）には2つの主な恒星の個体群が表示されています。主なシーケンス、つまり太陽のような星がまだ中央で水素を燃焼している星と進化した個体群です。主なシーケンスは、およそ2〜4から約80の太陽質量の初期質量を持つ星で構成されています。 ESO PR写真12d / 05の赤い線に続く星は、まだ非常に若い主系列星であり、推定年齢は約100万年です。進化した人口は主に、年齢が10億歳の、はるかに古くて低質量の星で構成されています。
彼らの研究から、天文学者はH II領域に関連しているためにそのイオン化に寄与するいくつかの大規模なOおよびB星を分類しました。
電離ガスの塊
N214Cの注目すべき特徴は、Sk-71 51の北にある60秒以下（投影では50光年）にイオン化した高温ガスの球状の塊が存在することです。これは、直径4光年の球体として表示されます。ほぼ南北方向に沿って走るダストレーンによって2つのローブに分割されます（ESO PR写真12d / 05）。ブロブは、ブロブの構造に従うイオン化ガスの尾根上に配置されているようであり、相互作用の可能性を示唆しています。
H IIブロブは、IRAS衛星で検出された05423-7120の強い赤外線源と一致しています。観測は、太陽よりも200,000倍明るい巨大な熱源の存在を示しています。これはおそらく、赤外線星団に埋め込まれた約40個の太陽質量のO7 V星によるものです。あるいは、まだ形成中の約100個の太陽質量の非常に大規模な星から加熱が発生している可能性もあります。
「ブロブは、強い照射と星Sk-71 51の加熱の効果によって蓄積された中性物質の薄い殻の崩壊後の大規模な星形成に起因する可能性があります」とパリ観測所のMohammad Heydari-Malayeriは述べています。 （フランス）とチームのメンバー。「このような「シーケンシャルスターフォーメーション」は、N214Cの南側の尾根にも向かって発生した可能性があります。」
家族の新人
N214Cで発見されたコンパクトなH II領域は、最初のメンバーがESOのLMC N159で検出されたマゼラン雲のHEB（「高励起ブロブ」）ファミリーの新参者である可能性があります。マゼラン雲の典型的なH II領域は、150光年を超える拡張構造であり、多数の熱い星によって駆動されているのとは対照的に、HEBは密度が高く、小さな領域は通常「4〜9光年」しかないワイド。さらに、それらはしばしば典型的な巨大H II領域に隣接して、または明らかに内部に形成され、まれに孤立して形成されることはほとんどありません。
「これらのオブジェクトの形成メカニズムはまだ完全には解明されていませんが、それらがOB協会の最年少で大規模な星を表していることは確かです」と、パリ観測所のチームの別のメンバーであるフレデリックメイナディアは説明します。 「これまでのところ、ESO望遠鏡とハッブル宇宙望遠鏡を使用して検出され、調査されたのは半ダースだけです。しかし、家族の最もタイトなメンバーや最年少のメンバーの興奮の原因となっている星々はまだ検出されていません。」
詳しくは
N214Cで行われた研究は、主要な専門誌であるAstronomy and Astrophysics（「LMC H IIリージョンN214Cとその特有の星状斑点」、F。Meynadier、M。Heydari-MalayeriおよびNolanによる出版用に受理された論文で発表されました。 R.ウォルボーン）。フルテキストは、A＆A WebサイトからPDFファイルとして自由にアクセスできます。
ノート
[1]：これらのオブジェクトの指定に含まれる文字「N」（「星雲」の意味）は、1956年にアメリカ人によって編集および発行された「マゼラン雲のHアルファ放出星および星雲のカタログ」に含まれていたことを示します。天文学者、宇宙飛行士、カール・ヘニーズ（1926 – 1993）。
[2]：名前はSk-71 51で、Sanduleak -71 51の略です。アメリカの天文学者Nicholas Sanduleakは、セロトロロ天文台で働いていたときに、オブジェクトの重要なリスト（輝線を示す星や星雲）を公開しました。マゼラン雲で）。星の名前の「-71」はオブジェクトの赤緯、「51」はカタログのエントリ番号です。
[3]：天文学者のチームは、フレデリックメイナディアとモハマドハイダリマラエレイ（LERMA、パリ天文台、フランス）、およびノーランR.ウォルボーン（宇宙望遠鏡科学研究所、米国）で構成されています。
[4]：ガスは、その原子が1つ以上の電子を失ったときにイオン化すると言われています。加熱されたガスは、主にイオン化された水素（H）原子に照らして輝き、放出星雲につながります。このような星雲は「H II領域」と呼ばれます。よく知られているオリオン星雲は、そのタイプの星雲の優れた例です。 ESO PR写真03a-c / 01およびESO PR写真20/04。
[5]：放出星雲の中心の物体が高温になるほど、周囲の星雲が熱くなり、より興奮します。 「励起」という言葉は、星雲ガスのイオン化の程度を指します。衝突する粒子と放射線のエネルギーが高いほど、失われる電子が多くなり、励起の度合いが高くなります。 N214Cでは、星の中心クラスターが非常に高温で、酸素原子が2回イオン化されています。つまり、2つの電子を失っています。
元のソース：ESOニュースリリース
