Væk i stjernebilledet Cassiopeia omkring 7.100 lysår fra Jorden, en stjerne 40 gange mere massiv end vores Sol blæser en kæmpe boble af sit eget materiale ud i rummet. Inde i sin magiske blå sfære brænder den gigantiske stjerne ved blå flammeintensitet - hvilket giver en 6 lys år bred kuvert med varm gas omkring den, der ekspanderer udad med en hastighed på 4 millioner miles i timen. Er du klar til at åbne bredt og træde inde? Så velkommen til en lille dimensionel magi….
Som altid, hver gang vi præsenterer en dimensionel visualisering, sker det i to mode. Den første kaldes “Parallel Vision” og det ligner et magisk øjenpuslespil. Når du åbner billedet i fuld størrelse, og dine øjne er i den rigtige afstand fra skærmen, ser det ud til, at billederne smelter sammen og skaber en 3D-effekt. For nogle mennesker fungerer dette dog ikke godt - så Jukka har også oprettet "Cross Version", hvor du blot krydser øjnene, og billederne vil smelte sammen, hvilket skaber et centralt billede, der vises 3D. For nogle mennesker fungerer dette heller ikke ... Men jeg håber, det gør for dig!
Da den centrale stjerne i NGC 7635 kaster sit materiale, kan vi se, at den ikke er engang, og dens udseende varierer med tykkelsen på de omgivende gasser. Det, der ser ud til at være skylignende strukturer, er meget tyk og oplyst af stjernens intense ultraviolette lys. Tro det eller ej, det er her, hvor de stjernelige “vinde” blæser hurtigst, og det vil ikke vare længe, før disse områder hurtigt eroderer. Der er dog en funktion, der skiller sig ud mere end nogen anden - "boblen-inden-en-boble". Hvad er det? Det kan være to forskellige vinde ... To forskellige streamere af materiale, der kolliderer sammen.
”Boblen i NGC 7635 er resultatet af en hurtig stjernevind, der ekspanderer til det indre af det større H II-område. Imidlertid udlignes den centrale stjerne BD +60 2522 mærkbart (med ca. 1 ′) fra bobleens centrum i retning af væggen i den tætte molekylære sky, der definerer denne blister H II-region. ” siger B.D. Moore (et al), ”Denne forskydning er resultatet af udviklingen af vindboblen til densitet og trykgradient, der er fastlagt ved den fotoevaporative strømning væk fra hulrumsvæggen. De fysiske forhold omkring boblen varierer afhængigt af det medium, som boblen ekspanderer i. Væk fra hulrumsvæggen udvides boblen til det lave tæthed indre af H II-regionen. Mod væggen, i området for vores billeder, er stødet til vindafslutningen meget nær ioniseringsfronten. Den resulterende fysiske struktur, hvor den fotoevaporative strømning væk fra skyvæggen er begrænset af vindens stødtryk. ”
Men ser vi ikke den sproglige skov, fordi vi er for travlt med at se på træerne? “BD +60 er den ioniserende stjerne i NGC 7635, den såkaldte” Bubble Nebula ”. NGC 7635 ligger i udkanten af en klumpet molekylær sky med lav densitet, og tågen kan fortolkes som en vindblæst boble skabt af samspillet mellem den stellare vind i BD +60 og det omgivende interstellære medium. Mens mange efterforskninger har fokuseret på tågen, er der kun været meget opmærksom på selve stjernen. ” siger G. Rauw (et al), ”Betydelige fremskridt med hensyn til vores forståelse af stjernevindene fra stjerner af tidlig type er opnået gennem omfattende overvågning af deres spektroskopiske variation og opdagelsen af, at nogle af de cykliske variationer kan relateres til en rotationsmodulation af den stellare vind. Da rotation antages at forme vindene fra Oef-stjerner, forekommer disse objekter priori som gode kandidater til at søge efter en roterende vindmodulering. ”
Gennem deres langvarige observationskampagne fandt gruppen stærk profilvariabilitet på tidsskalaer på 2-3 dage, variation på tidsskalaer på nogle få timer, der muligvis kan relateres til ikke-radiale pulsationer, og endda foreslå tentativt at slå flere -radial pulsationstilstande udløser forbigående storstørrelsestæthedstørrelser i en begrænset stjernevind, der producerer tidsskalavariabiliteten på 2-3 dage. ”Selvom dette scenarie let kunne redegøre for manglen på en enkelt stabil periode (gennem virkningen af forplantningshastigheden af forstyrrelsen og samspillet mellem forskellige ure: pulsationer, rotation ...), synes det at være vanskeligere at forklare det ændrede mønster af TVS. For eksempel, hvis en tæthedsbølge bevæger sig rundt i stjernen, hvorfor ville den ikke påvirke absorptionen og emissionskomponenterne på en lignende måde? ” siger Rauw, ”En mulighed kunne være, at tæthedsforstyrrelsen kun påvirker absorptionssøjlen, så længe den forbliver tæt på den stellare overflade, mens påvirkningen på emissionslinierne ville være større, når forstyrrelsen er bevæget udad, men det er ganske vist stadig spekulative.”
Hvor almindeligt er det for en enorm stjerne at danne en boble omkring sig selv? ”Massive stjerner udvikler sig over HR-diagrammet, mister masse undervejs og danner en række ringtåger. I hovedsekvensfasen fejer den hurtige stjernevind det omgivende interstellære medium for at danne en interstellar boble. Efter at en massiv stjerne udvikler sig til en rød gigant eller en lysende blå variabel, mister den masse rigeligt for at danne en omkringliggende nebula. Efterhånden som den udvikler sig til en WR-stjerne, fejer den hurtige WR-vind det forrige massetab og danner en circumstellar-boble. Observationer af ringtåger omkring massive stjerner er ikke kun fascinerende, men er også nyttige til at tilvejebringe skabeloner til diagnosticering af forfædre til supernovaer fra deres omkringliggende nebularer. ” siger You-Hua Chu fra University of Illinois Astronomy Department, ”Den hurtige stjernevind fra en hovedsekvens O-stjerne fejer det omgivende interstellære medium (ISM) til dannelse af en interstellar boble, der består af et tæt shell af interstellært materiale. Intuitivt forventer vi omkring de fleste O-stjerner, at en interstellar boble, der ligner Bubble Nebula (NGC 7635) er synlig; næsten ingen O-stjerner i HII-regioner har imidlertid ringtåger, hvilket antyder, at disse interstellare bobler er sjældne. ”
Som et barn, der tygger tyggegummi, vil boblen fortsætte med at udvide sig. Og hvad kommer efter boblen? Hvorfor, ”smellet” selvfølgelig. Og når det drejer sig om en stjerne, der går, kan kun betyde en supernova. "Ved at forfølge beregningen gennem de forskellige stadier af massiv stjerneudvikling ved hjælp af en realistisk massetabshistorie som input, simulerer vi oprettelsen og udviklingen af en vindblæst boble rundt om stjernen indtil supernovaeksplosionen." siger A. J. van Marle (et al), ”Det udstrømmende stof støder på et indre chok, hvor dets hastighed reduceres til næsten nul. Vindens kinetiske energi bliver termisk energi. Denne interaktion skaber en "varm boble" med næsten stationær, varm gas. Det varme bobles termiske tryk driver en skal ind i det omgivende interstellare medium. Her antages det, at den trykdrevne skal kun vil blive begrænset af det stempeltryk, der er skabt af dens egen hastighed og densiteten af det omgivende medium. Denne antagelse er korrekt, hvis vi betragter det omgivende medium som koldt. Men hvis vi tager fotoionisering i betragtning, bliver situationen temmelig mere kompliceret. Først og fremmest vil den foto-ioniserede gas have et meget højere tryk end den kolde ISM. Derfor vil HII-regionen udvides og køre en skal ind i ISM. For det andet vil den varme boble, der er skabt af den stellare vind, nu udvide til et varmt HII-område, hvilket betyder, at det termiske tryk, der fastholder skallen, ikke længere vil være ubetydelig sammenlignet med stempeltrykket. En vindblæst boble, der ekspanderer til et kompakt HII-område, kan ses i NGC 7635. ”
Så hvordan ved vi, hvornår de sidste øjeblikke er kommet? ”Når stjernen ældes, bliver det en rød supergiant med en tæt og langsom vind. Antallet af ioniserende fotoner falder. Derfor forsvinder HII-regionen. På grund af den lave tæthed vil rekombination tage lang tid, men strålende afkøling medfører et fald i termisk tryk. Den varme vindboble, der holder sit høje tryk, udvides til den omgivende gas og skaber en ny skal. En tredje skal vises tæt på stjernen, da faldet i ramtrykket fra RSG-vinden får vinden til at boble udvides indad og fejer vindmaterialet. ” siger van Marle, ”Tilstedeværelsen af et ekspanderende HII-område ændrer tæthedsstrukturen af tågen i hovedsekvensen. Vores vigtigste mål på dette tidspunkt er at simulere det omkringliggende stjernemiljø for stjerner mellem 25 M og 40 M på tidspunktet for supernovaeksplosionen. ”
Magiske bobler? Bliv bare ude af vejen, når de popper!
Mange tak til JP Metsavainio fra Northern Galactic for hans magiske personlige image og giver os dette utrolige blik på fjern skønhed!
