Vekk i stjernebildet Cassiopeia noen 7.100 lysår fra Jorden, blåser en stjerne 40 ganger mer massiv enn solen vår, en gigantisk boble av sitt eget materiale ut i verdensrommet. Inne i sin magiske blå sfære brenner den gigantiske stjernen med blå flammeintensitet - og gir en 6 lys år bred konvolutt varm gass rundt den som ekspanderer utover med en hastighet på 4 millioner miles per time. Er du klar til å åpne deg bredt og trå inn? Så velkommen til en liten dimensjonell magi….
Som alltid, når vi presenterer en dimensjonal visualisering, gjøres det i to moter. Den første kalles “Parallel Vision”, og den ligner mye på et magisk øyepuzzel. Når du åpner bildet i full størrelse og øynene dine er i riktig avstand fra skjermen, ser det ut som om bildene smelter sammen og skaper en 3D-effekt. For noen mennesker fungerer dette imidlertid ikke bra - så Jukka har også laget “Cross Version”, der du ganske enkelt krysser øynene og bildene vil smelte sammen, og skaper et sentralt bilde som vises 3D. For noen mennesker fungerer dette heller ikke ... Men jeg håper det gjør det for deg!
Når den sentrale stjernen i NGC 7635 kaster ut materialet, kan vi se at den ikke er engang, og utseendet varierer med tykkelsen på de omkringliggende gassene. Det som ser ut til å være skylignende strukturer er veldig tykt og opplyst av stjernens intense ultrafiolette lys. Tro det eller ei, det er her hvor de stjernestore “vindene” blåser raskest, og det vil ikke vare lang tid før disse områdene raskt eroderer. Imidlertid er det en funksjon som skiller seg ut mer enn noen annen - "boble-i-en-boble". Hva er det? Det kan være to forskjellige vinder ... To distinkte streamere av materiale som kolliderer sammen.
“Boblen i NGC 7635 er resultatet av en rask stjernevind som ekspanderer til det indre av det større H II-området. Imidlertid er den sentrale stjernen BD +60 2522 betydelig forskjøvet (med omtrent 1 ′) fra midten av boblen i retning av veggen i den tette molekylære skyen som definerer dette blemme H II-området. " sier B.D. Moore (et al), “Denne forskyvningen er resultatet av utviklingen av vindboblen til tettheten og trykkgradienten som er etablert av den fotoevaporative strømmen bort fra hulromsveggen. De fysiske forholdene rundt boblen varierer i henhold til mediet som boblen ekspanderer i. Bort fra hulromsveggen ekspanderer boblen til det lave tetthetsinteriøret i H II-regionen. Mot veggen, i området med bildene våre, er sjokk for vindavslutning veldig nær ioniseringsfronten. Den resulterende fysiske strukturen, der den fotoavdampende strømmen bort fra skyveggen begrenses av vindstøtet.
Men ser vi ikke den ordspråklige skogen fordi vi er for opptatt med å se på trærne? “BD +60 er den ioniserende stjernen til NGC 7635, den såkalte” Bubble Nebula ”. NGC 7635 ligger i utkanten av en klumpete molekylær sky med lav tetthet og tåken kan tolkes som en vindblåst boble skapt av interaksjonen mellom den stjernevind BD +60 og det omgivende interstellare mediet. Mens mange undersøkelser har fokusert på tåken, er det lite oppmerksomhet rundt selve stjernen. ” sier G. Rauw (et al), "Betydelig fremgang i vår forståelse av stjernevindene til stjerner av tidlig type er oppnådd gjennom omfattende overvåking av deres spektroskopiske variabilitet og oppdagelsen av at noen av de sykliske variasjonene kan være relatert til en rotasjonsmodulasjon av stjernevinden. Siden rotasjon antas å forme vindene til Oef-stjerner, fremstår disse objektene priori som gode kandidater til å søke etter en rotasjonsvindmodulering. "
Gjennom sin langsiktige observasjonskampanje fant gruppen sterk profilvariabilitet på tidsskalaer på 2-3 dager, variabilitet på tidsskalaer på noen få timer som kan være relatert til ikke-radiale pulsasjoner, og til og med tentativt foreslå at juling av flere ikke -radiale pulsasjonsmodus utløser forbigående storstilt tetthetsforstyrrelser i en begrenset stjernevind som gir variasjonen på 2-3 dager. “Selv om dette scenariet lett kan forklare mangelen på en enkelt stabil periode (gjennom effekten av forplantningshastigheten til forstyrrelsen og samspillet mellom forskjellige klokker: pulsasjoner, rotasjon ...), virker det vanskeligere å forklare det endrede mønsteret til TVS. Hvis en tetthetsbølge for eksempel beveger seg rundt stjernen, hvorfor ville den ikke påvirke absorpsjonen og utslippskomponentene på en lignende måte? ” sier Rauw, "En mulighet kan være at tetthetsforstyrrelsen påvirker absorpsjonskolonnen bare så lenge den holder seg nær den stellare overflaten, mens innvirkningen på utslippslinjene vil være større når forstyrrelsen har beveget seg utover, men dette er riktignok fortsatt ganske spekulativ."
Hvor vanlig er det at en stor stjerne danner en boble rundt seg selv? “Massive stjerner utvikler seg over HR-diagrammet, mister masse underveis og danner en rekke ringtåler. I hovedsekvensstadiet feier den raske stjernevinden opp det omgivende interstellare mediet for å danne en interstellar boble. Etter at en massiv stjerne utvikler seg til en rød gigant eller en lysende blå variabel, mister den massen voldsomt for å danne en omliggende stjernetåke. Når den utvikler seg videre til en WR-stjerne, feier den raske WR-vinden opp det forrige massetapet og danner en omgåseboble. Observasjoner av ringnebularer rundt massive stjerner er ikke bare fascinerende, men er også nyttige når det gjelder å tilveiebringe maler for å diagnostisere stamfedrene til supernovaer fra deres omliggende nebulaer. ” sier You-Hua Chu fra University of Illinois Astronomy Department, "Den raske stjernevinden fra en hovedsekvens O-stjerne feier opp det omgivende interstellare mediet (ISM) for å danne en interstellar boble, som består av et tett skall av interstellært materiale. Intuitivt vil vi forvente at rundt de fleste O-stjerner en interstellar boble lik Bubble Nebula (NGC 7635) er synlig; Imidlertid har knapt noen O-stjerner i HII-regioner ringnebler, noe som antyder at disse interstellare boblene er sjeldne. "
Som et barn som tygger tyggegummi, vil boblen fortsette å utvide seg. Og hva kommer etter boblen? Hvorfor, "smellet" selvfølgelig. Og når det kommer til en stjerne som går, kan bare bety en supernova. "Ved å forfølge beregningen gjennom de forskjellige stadiene av massiv stjerneutvikling, ved å bruke en realistisk massetapshistorie som innspill, simulerer vi opprettelsen og evolusjonen av en vindblåst boble rundt stjernen frem til supernovaeksplosjonen." sier A. J. van Marle (et al), "Det utstrømmende stoffet møter et indre sjokk, der hastigheten er redusert til nesten null. Vindens kinetiske energi blir termisk energi. Dette samspillet skaper en "varm boble" med nesten stasjonær, varm gass. Det varme bobleens termiske trykk driver et skall inn i det omkringliggende interstellare mediet. Her antas det at det trykkdrevne skallet bare vil bli behersket av ramptrykket skapt av sin egen hastighet og densiteten til det omgivende medium. Denne antagelsen er riktig hvis vi anser det omkringliggende mediet for å være kaldt. Hvis vi tar foto-ionisering i betraktning, blir situasjonen imidlertid mer komplisert. For det første vil den fotojoniserte gassen ha et mye høyere trykk enn den kalde ISM. Derfor vil HII-regionen utvides og føre et skall inn i ISM. For det andre vil den varme boblen som opprettes av den stjerne vinden nå utvide seg til et varmt HII-område, noe som betyr at det termiske trykket som holder skallet igjen ikke lenger vil være ubetydelig sammenlignet med ramtrykket. En vindblåst boble som ekspanderer til et kompakt HII-område, kan observeres i NGC 7635. ”
Så hvordan vet vi når de siste øyeblikkene har kommet? Når stjernen eldes, blir den en rød supergiant med tett og treg vind. Antallet ioniserende fotoner synker. Derfor forsvinner HII-regionen. På grunn av den lave tettheten vil rekombinasjon ta lang tid, men strålende avkjøling vil føre til en reduksjon i termisk trykk. Den varme vindboblen, som holder sitt høye trykk, ekspanderer inn i den omliggende gassen og skaper et nytt skall. Et tredje skall vises nær stjernen, da fallet i ramtrykket fra RSG-vinden får vindboblen til å utvide seg innover, slik at vindmaterialet feies opp. ” sier van Marle, "Tilstedeværelsen av et ekspanderende HII-område endrer tetthetsstrukturen til tåken under hovedsekvensen. Hovedmålet vårt på dette tidspunktet er å simulere det omkringliggende stjernemiljøet til stjerner mellom 25 og 40 M på tidspunktet for supernova-eksplosjonen. ”
Magiske bobler? Bare hold deg unna veien når de dukker!
Tusen takk til JP Metsavainio fra Northern Galactic for hans magiske personlige image og lar oss dette utrolige blikket på fjern skjønnhet!
