La nébuleuse N214 [1] est une grande région de gaz et de poussière située dans une partie éloignée de notre galaxie voisine, le Grand Nuage de Magellan. N214 est un site tout à fait remarquable où des étoiles massives se forment. En particulier, son composant principal, N214C (également nommé NGC 2103 ou DEM 293), est d'un intérêt particulier car il héberge une étoile massive très rare, connue sous le nom de Sk-71 51 [2] et appartenant à une classe particulière avec seulement une douzaine membres connus dans le ciel entier. Le N214C offre ainsi une excellente opportunité pour étudier le site de formation de telles étoiles.
À l'aide du télescope de 3,5 m des nouvelles technologies (NTT) de l'ESO situé à La Silla (Chili) et des instruments SuSI2 et EMMI, les astronomes de France et des États-Unis [3] ont étudié en profondeur cette région inhabituelle en prenant des images de la plus haute résolution jusqu'à ainsi qu'une série de spectres des objets les plus importants présents.
Le N214C est un complexe de gaz chaud ionisé, une région dite H II [4], s'étalant sur 170 années-lumière 125 (voir ESO PR Photo 12b / 05). Au centre de la nébuleuse se trouve le Sk-71 51, l'étoile la plus brillante et la plus chaude de la région. À une distance d'environ 12 années-lumière au nord de Sk-71, 51 court un long arc de gaz hautement comprimé créé par le fort vent stellaire de l'étoile. Il y a une douzaine d'étoiles moins brillantes dispersées à travers la nébuleuse et principalement autour de Sk-71 51. De plus, plusieurs structures filamenteuses fines et de fins piliers sont visibles.
La couleur verte de l'image composite, qui couvre la majeure partie de la région N214C, provient d'atomes d'oxygène doublement ionisés [5] et indique que la nébuleuse doit être extrêmement chaude sur une très large mesure.
Le Star Sk-71 51 décomposé
L'objet central et le plus lumineux dans ESO PR Photo 12b / 05 n'est pas une seule étoile mais un petit groupe compact d'étoiles. Afin d'étudier ce groupe très serré dans les moindres détails, les astronomes ont utilisé un logiciel sophistiqué de netteté d'image pour produire des images à haute résolution sur lesquelles des mesures précises de la luminosité et de la position pourraient ensuite être effectuées (voir ESO PR Photo 12c / 05). Cette technique dite de «déconvolution» permet de mieux visualiser ce système complexe, conduisant à la conclusion que le noyau serré du cluster Sk-71 51, couvrant une zone de ~ 4 secondes d'arc, est composé d'au moins 6 Composants.
À partir de spectres supplémentaires pris avec EMMI (ESO Multi-Mode Instrument), le composant le plus brillant appartient à la classe rare des étoiles très massives de type spectral O2 V ((f *)). Les astronomes dérivent une masse d'environ 80 masses solaires pour cet objet, mais il se pourrait bien qu'il s'agisse d'un système multiple, auquel cas chaque composant serait moins massif.
Populations stellaires
À partir des images uniques obtenues et reproduites comme ESO PR Photo 12b / 05, les astronomes ont pu étudier en profondeur les propriétés des 2341 étoiles situées vers la région N214C. Cela a été fait en les plaçant dans un soi-disant diagramme couleur-magnitude, où l'abscisse est la couleur (représentative de la température de l'objet) et l'ordonnée la magnitude (liée à la luminosité intrinsèque). Le tracé de la température des étoiles par rapport à leur luminosité intrinsèque révèle une distribution typique qui reflète leurs différents stades d'évolution.
Deux principales populations stellaires apparaissent dans ce diagramme particulier (ESO PR Photo 12d / 05): une séquence principale, c'est-à-dire des étoiles qui, comme le Soleil, brûlent toujours centralement leur hydrogène, et une population évoluée. La séquence principale est constituée d'étoiles avec des masses initiales d'environ 2 à 4 à environ 80 masses solaires. Les étoiles qui suivent la ligne rouge sur l'ESO PR Photo 12d / 05 sont des étoiles de la séquence principale encore très jeunes, avec un âge estimé à environ 1 million d'années seulement. La population évoluée est principalement composée d'étoiles beaucoup plus anciennes et de masse inférieure, ayant un âge de 1 000 millions d'années.
De leur travail, les astronomes ont classé plusieurs étoiles massives O et B, qui sont associées à la région H II et contribuent donc à son ionisation.
Une goutte de gaz ionisé
Une caractéristique remarquable du N214C est la présence d'une goutte globulaire de gaz chaud et ionisé à ~ 60 secondes d'arc (~ 50 années-lumière en projection) au nord de Sk-71 51. Il apparaît comme une sphère d'environ quatre années-lumière de diamètre, divisé en deux lobes par une piste de poussière qui longe une direction presque nord-sud (ESO PR Photo 12d / 05). La goutte semble être placée sur une crête de gaz ionisé qui suit la structure de la goutte, ce qui implique une interaction possible.
La goutte H II coïncide avec une source infrarouge puissante, 05423-7120, qui a été détectée avec le satellite IRAS. Les observations indiquent la présence d'une source de chaleur massive, 200 000 fois plus lumineuse que le Soleil. Cela est probablement dû à une étoile O7 V d'environ 40 masses solaires intégrées dans un amas infrarouge. Alternativement, il se pourrait bien que le chauffage provienne d'une étoile très massive d'environ 100 masses solaires encore en train de se former.
«Il est possible que la goutte soit le résultat de la formation massive d'étoiles suite à l'effondrement d'une mince coquille de matière neutre accumulée sous l'effet d'une forte irradiation et d'un échauffement de l'étoile Sk-71 51», explique Mohammad Heydari-Malayeri de l'Observatoire de Paris (France) et membre de l'équipe. »Une telle« formation d'étoiles séquentielle »s'est probablement produite également vers la crête sud du N214C».
Nouveau venu dans la famille
La région compacte H II découverte dans N214C pourrait être un nouveau venu dans la famille des HEB («High Excitation Blobs») dans les nuages magellaniques, dont le premier membre a été détecté dans LMC N159 à l'ESO. Contrairement aux régions H II typiques des nuages magellaniques, qui sont des structures étendues s'étendant sur plus de 150 années-lumière et alimentées par un grand nombre d'étoiles chaudes, les HEB sont denses, de petites régions généralement «seulement» de 4 à 9 années-lumière large. De plus, ils se forment souvent à côté ou apparemment à l'intérieur des régions géantes H II typiques, et rarement isolément.
«Les mécanismes de formation de ces objets ne sont pas encore bien compris mais il semble cependant sûr qu'ils représentent les plus jeunes stars massives de leurs associations OB», explique Frédéric Meynadier, autre membre de l'équipe de l'Observatoire de Paris. «Jusqu'à présent, seulement une demi-douzaine d'entre eux ont été détectés et étudiés à l'aide des télescopes ESO ainsi que du télescope spatial Hubble. Mais les stars responsables de l'excitation des membres les plus étroits ou les plus jeunes de la famille restent à détecter. »
Plus d'information
La recherche effectuée sur N214C a été présentée dans un article accepté pour publication par la principale revue professionnelle, Astronomy and Astrophysics («The LMC H II Region N214C and its particular nbular blob», par F. Meynadier, M. Heydari-Malayeri et Nolan R. Walborn). Le texte intégral est librement accessible sous forme de fichier PDF à partir du site Web A&A.
Remarques
[1]: La lettre "N" (pour "Nébuleuse") dans la désignation de ces objets indique qu'ils ont été inclus dans le "Catalogue des étoiles d'émission H-alpha et des nébuleuses dans les nuages de Magellan" compilé et publié en 1956 par American astronome-astronaute Karl Henize (1926 - 1993).
[2]: Le nom Sk-71 51, est l'abréviation de Sanduleak -71 51. L'astronome américain Nicholas Sanduleak, alors qu'il travaillait à l'Observatoire Cerro Tololo, a publié en 1970 une liste importante d'objets (étoiles et nébuleuses montrant des lignes d'émission) dans leurs spectres) dans les Nuages de Magellan. Le "-71" dans le nom de l'étoile est la déclinaison de l'objet, tandis que le "51" est le numéro d'entrée dans le catalogue.
[3]: L'équipe d'astronomes est composée de Frédéric Meynadier et Mohammad Heydari-Malayeri (LERMA, Observatoire de Paris, France), et Nolan R. Walborn (Space Telescope Science Institute, USA).
[4]: Un gaz est dit ionisé lorsque ses atomes ont perdu un ou plusieurs électrons - dans ce cas par l'action d'un rayonnement ultraviolet énergétique émis par des étoiles très chaudes et lumineuses à proximité. Le gaz chauffé brille principalement à la lumière des atomes d'hydrogène ionisé (H), conduisant à une nébuleuse d'émission. Ces nébuleuses sont appelées «régions H II». La célèbre nébuleuse d'Orion est un exemple remarquable de ce type de nébuleuse, cf. ESO PR Photos 03a-c / 01 et ESO PR Photo 20/04.
[5]: Plus l'objet central d'une nébuleuse d'émission est chaud, plus la nébuleuse environnante est chaude et excitée. Le mot «excitation» fait référence au degré d'ionisation du gaz nébulaire. Plus les particules et le rayonnement qui frappent sont énergiques, plus les électrons seront perdus et plus le degré d'excitation sera élevé. Dans N214C, l'amas central d'étoiles est si chaud que les atomes d'oxygène sont deux fois ionisés, c'est-à-dire qu'ils ont perdu deux électrons.
Source d'origine: communiqué de presse de l'ESO
