Ingenting varer evig. Dette begynner først med å konvertere hydrogen til helium gjennom en prosess som kalles kjernefusjon. Den frigjør også enorme mengder energi som vi ser som (sol eller) stjernelys. Men hver stjerne har en begrenset mengde hydrogen, og når den først er tømt, er stjernens skjebne basert på massen av det den fremdeles besitter.
I over fem milliarder år har solen vår opprettholdt en likevekt mellom vekten av materialet som faller innover og det ytre dyttet til kjernefusjonen på sitt indre. Hvert sekund hver dag siden det begynte å skinne, er fire hundre millioner tonn hydrogen blitt omdannet til helium i en kontinuerlig, selvforsynt hydrogenbombeeksplosjon med utrolige proporsjoner. Heldigvis ligger den omtrent 95 millioner kilometer unna sentrum av solsystemet vårt.
Men dette kan ikke fortsette for alltid, verken i vår sol eller noe annet som blinker i himmelen. Etter hvert blir hydrogenet oppbrukt og stedet der fusjon finner sted vil begynne å bevege seg utover fra stjernens sentrum. Alt helium som er produsert vil bli det nye drivstoffet for pågående kjernefysiske reaksjoner når stjernen neste konverterer den til tyngre elementer som karbon og oksygen. Stjerner som er mange ganger mer massive enn solen, kan etter hvert produsere så mye tungt materiale at utsiden av stjernen blir avkjølt og enorme solvinder begynner å blåse den inn i det omkringliggende rommet der det danner et wraith-lignende skall eller tåke. Dette begynner vanligvis å skje i de senere stadier av stjernens eksistens og er en foreskygge av stjernens eventuelle kataklysmiske ødeleggelse.
Bildet som følger med denne artikkelen er av et sted i verdensrommet omtrent 5000 lysår fra Jorden mot den nordlige stjernebildet Cygnus. Fargene i dette bildet er imidlertid ikke slik de faktisk ser ut for øynene våre. De viser hvordan dette området ser ut basert på hva scenen er laget av gjennom en prosess som kalles fargekartlegging. Kartlagte fargebilder lages ved å plassere spesielle mørke filtre foran kameraet. Hvert filter er innstilt for bare å la lyset fra ett element passere til bildebrikken. På dette bildet ble rød brukt til å fargelegge nærværet av hydrogen, grønt ble valgt for å gi oksygen sin egen fargetone og blått ble tildelt fargetone for svovel. Dette er en måte astronomer kan forstå hva noe er laget av selv om det er veldig langt borte og i den fjerne fortiden.
Det lyse, kompakte og vaflede utseende nær midten av dette bildet kalles Halvmåne-tåken. Den ble produsert for rundt 250 000 år siden av stjernevindene som blåste materiale av overflaten til den lyse stjernen nær sentrum (vær nøye med å ta en titt på det større bildet for en bedre utsikt). Disse vindene og stjernematerialet de bar til slutt kolliderte med et skall som ble blåst av overflaten i en tidligere periode. Etterhvert som nytt og gammelt materiale blandet i den blåser vinden, ble det dannet tettere lommer med materie, noe som ga denne tåken et komplekst utseende. Stjernen som er ansvarlig er i den siste delen av sin eksistens, og fordi den er omtrent 20 ganger mer massiv enn solen vår, vil den en dag ende i en titanisk eksplosjon kalt en supernova.
Dette fantastiske bildet ble produsert av Nicolas Outters fra hans private bildebehandlingssted kalt Orange Observatory, som ligger nær Genève, Sveits i en høyde av 1068 meter. Nicolas produserte dette bildet med et fire tommers vidvinkelteleskop. Hans totale eksponeringstid, fra 4. juni til 12. juni 2006, var nesten 25 timer!
Har du bilder du vil dele? Legg dem ut på Space Magazine astrofotograferingsforum eller send dem på e-post, så kan det hende at vi har et i Space Magazine.
Skrevet av R. Jay GaBany
