À l'aide du vaisseau spatial Chandra X-ray de la NASA, les astronomes ont inspecté un amas potentiel de super-étoiles, désigné HSO BMHERICC J72.971176-69.391112, ou H72.97−69.39 en abrégé. Les nouvelles observations ont abouti à la détection d’un gaz chaud diffus autour de cet amas. La découverte a été rapportée dans un article publié le 21 février sur le serveur de pré-impression arXiv. .
Les amas de super-étoiles (SSC) sont de jeunes amas ouverts (OC) très massifs qui finissent par évoluer en amas globulaires (GC). Ils contiennent généralement un très grand nombre d’étoiles jeunes et massives qui ionisent une région environnante d’hydrogène atomique interstellaire (région HII). Les observations des SSC sont importantes pour les astronomes qui cherchent à améliorer notre compréhension de la formation et de l'évolution des GC et de leurs galaxies hôtes.
Situé à environ 160 000 années-lumière, H72.97−69.39 est un SSC potentiel hautement intégré dans le complexe de formation d'étoiles N79 du Grand Nuage de Magellan (LMC). Avec un âge estimé à moins de 500 000 ans, H72.97−69.39 en est aux premiers stades de formation, présente un taux de formation d'étoiles accéléré et a une luminosité bolométrique d'un niveau de deux millions de luminosités solaires.
Bien que H72.97−69.39 ait été étudié dans les longueurs d'onde optiques, infrarouges et submillimétriques, il n'a pas été étudié de manière approfondie dans les rayons X. C'est pourquoi une équipe d'astronomes dirigée par Trinity Webb de l'Ohio State University (OSU) à Columbus, Ohio, a décidé d'employer Chandra pour examiner de plus près l'émission de rayons X de cet amas.
"Ici, nous étudions l'émission de rayons X de H72,97−69,39 avec l'observatoire de rayons X Chandra, et nous explorons la rétroaction du vent stellaire à un stade précoce de la formation des étoiles", ont écrit les chercheurs dans l'article.
Les observations de Chandra ont détecté une émission diffuse de rayons X autour de H72,97−69,39. L'émission de rayons X identifiée s'étend sur un rayon d'environ 10 secondes d'arc, ce qui suggère que les gaz chauds sont produits par la rétroaction du vent stellaire dans les premiers stades de la formation.
Les astronomes ont découvert que l'émission de rayons X est particulièrement dure, dominée par des photons supérieurs à 1,2 keV. Cela indique une température élevée des gaz chauds, une grande colonne absorbante dans la région ou une contribution d'un composant non thermique/loi de puissance. De plus, les rayons X semblent être spatialement anti-coïncidents avec le gaz dense de monoxyde de carbone, ce qui peut indiquer que le gaz chaud occupe préférentiellement les cavités de faible densité.
L'étude a également révélé que la luminosité des rayons X de H72,97−69,39 est d'un ordre de grandeur inférieure à celle attendue si le gaz chauffé par choc est confiné par une coque froide. Dans ce cas, la coque s’échauffe par conduction thermique et s’évapore. Ce résultat indique que même à un stade aussi précoce du processus de formation d'un amas d'étoiles massif, des quantités importantes d'énergie éolienne sont perdues.
Plus d'informations : Trinity L. Webb et al, Détection de gaz chauds diffus autour du jeune amas de superstars potentielles H72.97-69.39, arXiv (2024). DOI :10.48550/arxiv.2402.14056
Informations sur le journal : arXiv
© 2024 Réseau Science X
