Borta i konstellationen Cassiopeia några 7.100 ljusår från Jorden, en stjärna 40 gånger massivare än vår sol blåser en jättebubbla av sitt eget material ut i rymden. Inuti sin magiska blå sfär bränns den gigantiska stjärnan med blå flamintensitet - vilket ger ett 6 ljusårshölje med het gas runt den som expanderar utåt med en hastighet av 4 miljoner miles per timme. Är du redo att öppna bred och gå in? Välkommen sedan till en liten dimensionell magi ...
Som alltid, när vi presenterar en dimensionell visualisering görs det i två mode. Den första kallas “Parallel Vision” och det liknar ett magiskt ögonpussel. När du öppnar bilden i full storlek och dina ögon är på rätt avstånd från skärmen verkar bilderna smälta samman och skapa en 3D-effekt. Men för vissa människor fungerar detta inte bra - så Jukka har också skapat "Cross Version", där du helt enkelt korsar ögonen och bilderna kommer att smälta samman och skapa en central bild som visas 3D. För vissa människor fungerar det inte heller ... Men jag hoppas att det gör för dig!
Eftersom den centrala stjärnan i NGC 7635 kastar sitt material, kan vi se att den inte är ens och dess utseende varierar med tjockleken på de omgivande gaserna. Det som verkar vara molnliknande strukturer är mycket tjockt och upplyst av stjärnans intensiva ultravioletta ljus. Tro det eller inte, det är här där de stellar "vindarna" blåser snabbast och det kommer inte att ta lång tid tills dessa områden snabbt eroderar. Men det finns en funktion som sticker ut mer än någon annan - "bubblan-inom-en-bubblan". Vad är det? Det kan vara två distinkta vindar ... Två distinkta streamers av material som kolliderar tillsammans.
”Bubblan i NGC 7635 är resultatet av en snabb stjärnvind som expanderar in i det större H II-området. Den centrala stjärnan BD +60 2522 är emellertid avsevärt kompenserad (med cirka 1 the) från bubblans mitt i riktning mot väggen i det täta molekylära molnet som definierar denna blåsiga H II-region. " säger B.D. Moore (et al), ”Denna förskjutning är resultatet av utvecklingen av vindbubblan till densiteten och tryckgradienten som fastställts av det fotoavdunstande flödet bort från hålrumsväggen. De fysiska förhållandena runt bubblan varierar beroende på det medium som bubblan expanderar i. Bort från kavitetsväggen expanderar bubblan till H2-regionens lågdensitet. Mot väggen, i området för våra bilder, är vindstoppchocken mycket nära joniseringsfronten. Den resulterande fysiska strukturen, i vilken det fotoavdunstande flödet bort från molnväggen begränsas av vindens ramtryck. ”
Men ser vi inte den ordspråkiga skogen eftersom vi är för upptagna med att titta på träden? “BD +60 är den joniserande stjärnan i NGC 7635, den så kallade” Bubble Nebula ”. NGC 7635 ligger i utkanten av ett klumpigt molekylmoln med låg täthet och nebulan kan tolkas som en vindblåst bubbla som skapas av interaktionen mellan den stjärnvinden BD +60 och det omgivande interstellära mediet. Medan många undersökningar har fokuserat på nebulosan, har liten uppmärksamhet ägnats åt själva stjärnan. ” säger G. Rauw (et al), "Betydande framsteg när det gäller vår förståelse av stjärnvindarna hos stjärnor av tidig sort har uppnåtts genom omfattande övervakning av deras spektroskopiska variation och upptäckten att några av de cykliska variationerna kan relateras till en rotationsmodulering av stjärnvinden. Eftersom rotation tros forma vindarna hos Oef-stjärnorna, verkar dessa objekt i priori som bra kandidater för att söka efter en rotationsvindmodulering.
Under sin långsiktiga observationskampanj fann gruppen stark profilvariabilitet på tidsskalor på 2-3 dagar, variation på tidsskalor på några timmar som kan vara relaterad till icke-radiella pulsationer, och till och med tentativt föreslå att slå flera -radiala pulsationslägen utlöser övergående storskaliga täthetsstörningar i en begränsad stjärnavind som producerar variationen i skalan mellan 2 och 3 dagar. ”Även om detta scenario lätt kan redovisa bristen på en enda stabil period (genom effekten av utbredningshastigheten för störningen och samspelet mellan olika klockor: pulsationer, rotation ...), verkar det svårare att förklara det förändrade mönstret för TVS. Till exempel, om en densitetsvåg rör sig runt stjärnan, varför skulle den inte påverka absorptionen och emissionskomponenterna på liknande sätt? ” säger Rauw, "En möjlighet kan vara att täthetsstörningen påverkar absorptionskolonnen endast så länge den förblir nära den yttersta ytan medan påverkan på utsläppslinjerna skulle bli större när störningen har rört sig utåt, men det är visserligen fortfarande ganska spekulativ."
Hur vanligt är det att en enorm stjärna bildar en bubbla runt sig själv? ”Massiva stjärnor utvecklas över HR-diagrammet och förlorar massan längs vägen och bildar olika ringnebulor. Under huvudsekvenssteget sveper den snabba stjärnvinden upp det omgivande interstellära mediet för att bilda en interstellär bubbla. Efter att en massiv stjärna utvecklas till en röd jätte eller en lysande blå variabel, förlorar den massan massor för att bilda en runt omkringliggande nebulosa. När den utvecklas ytterligare till en WR-stjärna, sveper den snabba WR-vinden upp den tidigare massförlusten och bildar en circumstellar-bubbla. Observationer av ringnebulor runt massiva stjärnor är inte bara fascinerande, utan är också användbara för att tillhandahålla mallar för att diagnostisera förfäderna till supernovor från deras omkretsstjärnor. säger You-Hua Chu från University of Illinois Astronomy Department, "Den snabba stjärnvinden från en huvudsekvens O-stjärna sveper upp det omgivande interstellära mediet (ISM) för att bilda en interstellär bubbla, som består av ett tätt skal av interstellärt material. Intuitivt skulle vi förvänta oss att runt de flesta O-stjärnor en interstellar bubbla som liknar Bubble Nebula (NGC 7635) är synlig; men knappast några O-stjärnor i HII-regioner har ringnebulosa, vilket antyder att dessa interstellära bubblor är sällsynta. ”
Liksom ett barn som tuggar, fortsätter bubblan att expandera. Och vad kommer efter bubblan? Varför, "bang" naturligtvis. Och när det gäller en stjärna som slår, kan bara betyda en supernova. "Genom att fortsätta beräkningen genom de olika stadierna i massiv stjärnautveckling, med en realistisk massförlusthistoria som input, simulerar vi skapandet och utvecklingen av en vindblåst bubbla runt stjärnan fram till supernovaexplosionen." säger A. J. van Marle (et al), ”Det utströmmande materialet stöter på en inre chock, där dess hastighet reduceras till nästan noll. Vindens kinetiska energi blir termisk energi. Denna interaktion skapar en "varm bubbla" av nästan stationär, varm gas. Den heta bubblans termiska tryck driver ett skal in i det omgivande interstellära mediet. Här antas att det tryckdrivna skalet endast kommer att begränsas av det ramtryck som skapas av sin egen hastighet och densiteten hos det omgivande mediet. Detta antagande är korrekt om vi anser att det omgivande mediet är kallt. Men om vi tar fotojonisering beaktas situationen ganska mer komplicerad. Först av allt kommer den fotojoniserade gasen att ha ett mycket högre tryck än den kalla ISM. Därför kommer HII-regionen att expandera och driva ett skal in i ISM. För det andra kommer den bubblan som skapas av den stilla vinden nu att expandera till ett hett HII-område, vilket innebär att det termiska trycket som begränsar skalet inte längre kommer att vara försumbart jämfört med ramtrycket. En vindblåst bubbla som expanderar till en kompakt HII-region kan observeras i NGC 7635. ”
Så hur vet vi när de sista stunderna har kommit? ”När stjärnan åldras blir den en röd supergiant med en tät och långsam vind. Antalet joniserande fotoner minskar. Därför försvinner HII-regionen. På grund av den låga tätheten kommer rekombination att ta lång tid, men strålningskylning orsakar en minskning av det termiska trycket. Den heta vindbubblan, som håller sitt höga tryck, expanderar till den omgivande gasen och skapar ett nytt skal. Ett tredje skal visas nära stjärnan, eftersom minskningen av ramtrycket från RSG-vinden får vindbubblan att expandera inåt och sveper upp vindmaterialet. ” säger van Marle, "Närvaron av en expanderande HII-region förändrar täthetsstrukturen för nebulosan under huvudsekvensen. Vårt huvudmål för närvarande är att simulera den omgivande miljön för stjärnor mellan 25 M och 40 M vid supernovaexplosionen. ”
Magiska bubblor? Håll dig bara ur vägen när de dyker upp!
Tack till JP Metsavainio från Northern Galactic för hans magiska personliga image och tillåter oss denna otroliga titt på avlägsen skönhet!
