Daleko w gwiazdozbiorze Kasjopei, około 7100 lat świetlnych od Ziemi, gwiazda 40 razy masywniejsza niż nasze Słońce wydmuchuje gigantyczną bańkę własnego materiału w kosmos. Wewnątrz magicznej niebieskiej kuli gigantyczna gwiazda płonie z intensywnością niebieskiego płomienia - tworząc wokół niej otoczkę gorącego gazu o szerokości 6 lat świetlnych, która rozszerza się na zewnątrz z prędkością 4 milionów mil na godzinę. Czy jesteś gotowy, aby otworzyć szeroko i wejść do środka? Witaj w małej magii wymiarowej…
Jak zawsze, gdy przedstawiamy wizualizację wymiarową, odbywa się to w dwóch modach. Pierwszy z nich nosi nazwę „Równoległego widzenia” i przypomina układankę z magicznym okiem. Gdy otworzysz obraz w pełnym rozmiarze, a twoje oczy znajdą się w odpowiedniej odległości od ekranu, obrazy zdają się łączyć i tworzyć efekt 3D. Jednak dla niektórych ludzi nie działa to dobrze - więc Jukka stworzyła również „Cross Version”, w której po prostu krzyżujesz oczy, a obrazy łączą się, tworząc centralny obraz, który wygląda na 3D. Dla niektórych ludzi to też nie zadziała ... Ale mam nadzieję, że ci się uda!
Gdy centralna gwiazda w NGC 7635 zrzuca swój materiał, widzimy, że nie jest równa, a jego wygląd zmienia się w zależności od grubości otaczających gazów. To, co wydaje się być strukturami podobnymi do chmur, jest bardzo grube i oświetlone przez intensywne światło ultrafioletowe gwiazdy. Wierzcie lub nie, to tutaj gwiezdne „wiatry” wieją najszybciej i nie potrwa to długo, aż te obszary szybko się zniszczą. Jest jednak jedna cecha, która wyróżnia się bardziej niż jakakolwiek inna - „bańka w bańce”. Co to jest? Mogą to być dwa różne wiatry… Dwa wyraźne strumienie materiału zderzające się ze sobą.
„Bańka w NGC 7635 jest wynikiem szybkiego wiatru gwiazdowego rozszerzającego się do wnętrza większego regionu H II. Jednak gwiazda centralna BD +60 2522 jest znacznie przesunięta (o około 1 ′) od środka bąbla w kierunku ściany gęstej chmury molekularnej, która określa ten region H II pęcherza. ” mówi B.D. Moore (i in.), „To przesunięcie jest wynikiem ewolucji pęcherzyka wiatru w gradient gęstości i ciśnienia ustalony przez przepływ fotoewaporacyjny od ściany wnęki. Warunki fizyczne wokół bańki różnią się w zależności od ośrodka, w którym bańka się rozszerza. Z dala od ściany wnęki bąbelek rozszerza się do wnętrza o niskiej gęstości obszaru H II. Pod ścianą, w obszarze naszych zdjęć, szok termiczny znajduje się bardzo blisko frontu jonizacji. Powstała struktura fizyczna, w której fotoparowanie wypływa ze ściany chmury, jest ograniczone przez siłę uderzenia wiatru ”.
Ale czy nie widzimy przysłowiowego lasu, ponieważ jesteśmy zbyt zajęci patrzeniem na drzewa? „BD +60 to gwiazda jonizująca NGC 7635, tak zwana„ Mgławica Bąbelkowa ”. NGC 7635 leży na krawędzi zlepionej chmury cząsteczkowej o niskiej gęstości, a mgławicę można interpretować jako dmuchany przez wiatr bąbelek powstały w wyniku oddziaływania wiatru gwiazdowego BD +60 z otaczającym ośrodkiem międzygwiezdnym. Podczas gdy wiele badań koncentrowało się na mgławicy, niewiele uwagi poświęcono samej gwieździe. ” mówi G. Rauw (i in.): „Znaczny postęp w naszym zrozumieniu wiatrów gwiezdnych gwiazd wczesnego typu został osiągnięty poprzez szeroko zakrojone monitorowanie ich zmienności spektroskopowej i odkrycie, że niektóre zmiany cykliczne mogą być związane z modulacją rotacyjną gwiezdnego wiatru. Ponieważ uważa się, że rotacja kształtuje wiatry gwiazd Oef, obiekty te wydają się z góry dobrymi kandydatami do poszukiwania modulacji wiatru obrotowego. ”
Podczas długiej kampanii obserwacyjnej grupa wykryła silną zmienność profilu w skalach czasowych 2–3 dni, zmienność w skalach czasowych kilku godzin, które mogą być związane z pulsacjami niepromieniowymi, a nawet wstępnie zaproponować, aby pokonać kilka tryby pulsacji promieniowej wyzwalają przejściowe zaburzenia gęstości na dużą skalę w zamkniętym wietrze gwiazdowym, które powodują zmienność w skali 2–3 dni. „Podczas gdy ten scenariusz z łatwością tłumaczy brak jednego stabilnego okresu (poprzez wpływ prędkości propagacji zaburzeń i wzajemnego oddziaływania różnych zegarów: pulsacji, rotacji…), trudniej jest wyjaśnić zmieniający się wzór TVS. Na przykład, jeśli fala gęstości porusza się wokół gwiazdy, dlaczego nie miałaby wpływać na absorpcję i komponenty emisji w podobny sposób? ” mówi Rauw: „Jedną z możliwości może być to, że zaburzenie gęstości wpływa na kolumnę absorpcyjną tylko tak długo, jak długo pozostaje ona blisko powierzchni gwiazdy, podczas gdy wpływ na linie emisyjne byłby większy, gdy zaburzenie przesunęło się na zewnątrz, ale jest to wprawdzie raczej spekulacyjny."
Jak często zdarza się, że wielka gwiazda tworzy wokół siebie bańkę? „Masywne gwiazdy ewoluują na wykresie HR, tracąc po drodze masę i tworząc różnorodne mgławice pierścieniowe. Podczas głównego etapu sekwencji szybki wiatr gwiezdny zamiata otaczające środowisko międzygwiezdne, tworząc bąbel międzygwiezdny. Po tym, jak masywna gwiazda ewoluuje w czerwonego olbrzyma lub świecącą niebieską zmienną, obficie traci masę, tworząc mgławicę okołogwiazdową. Gdy ewoluuje dalej w gwiazdę WR, szybki wiatr WR zamiata poprzednią utratę masy i tworzy bąbel okołgwiezdny. Obserwacje mgławic pierścieniowych wokół masywnych gwiazd są nie tylko fascynujące, ale także przydatne w dostarczaniu szablonów do diagnozowania progenitorów supernowych z ich mgławic okołogwiazdowych. ” mówi You-Hua Chu z Wydziału Astronomii Uniwersytetu Illinois: „Szybki wiatr gwiezdny głównej sekwencji O gwiazda zmiata otaczające medium międzygwiezdne (ISM), tworząc międzygwiezdną bańkę, która składa się z gęstej skorupy materiału międzygwiezdnego. Intuicyjnie spodziewalibyśmy się, że wokół większości gwiazd O widoczna będzie bańka międzygwiezdna podobna do Mgławicy Bąbelkowej (NGC 7635); jednak prawie żadna z gwiazd O w regionach HII ma mgławice pierścieniowe, co sugeruje, że te bąbelki międzygwiezdne są rzadkie. ”
Podobnie jak guma do żucia dla dzieci, bańka będzie się nadal rozszerzać. A co następuje po bańce? Oczywiście „huk”. A jeśli chodzi o wybuch gwiazdy, może to oznaczać tylko supernową. „Wykonując obliczenia na różnych etapach ewolucji masywnej gwiazdy, wykorzystując jako dane wejściowe realistyczną historię utraty masy, symulujemy tworzenie i ewolucję dmuchanego przez wiatr bąbla wokół gwiazdy aż do wybuchu supernowej”. mówi A. J. van Marle (i in.): „Odpływająca materia napotyka wewnętrzny szok, w którym jej prędkość jest zmniejszana do prawie zera. Energia kinetyczna wiatru staje się energią cieplną. Ta interakcja tworzy „gorący bąbel” prawie stacjonarnego, gorącego gazu. Ciśnienie termiczne gorącego bąbla wbija pocisk do otaczającego ośrodka międzygwiezdnego. Zakłada się tutaj, że skorupa napędzana ciśnieniem będzie ograniczana tylko przez ciśnienie siłownika wytwarzane przez jej własną prędkość i gęstość otaczającego ośrodka. To założenie jest słuszne, jeśli uznamy otaczające medium za zimne. Jeśli jednak weźmiemy pod uwagę fotojonizację, sytuacja staje się bardziej skomplikowana. Po pierwsze, fotojonizowany gaz będzie miał znacznie wyższe ciśnienie niż zimny ISM. Dlatego region HII rozszerzy się, napędzając powłokę do ISM. Po drugie, bańka gorąca wytworzona przez wiatr gwiezdny rozszerzy się teraz w gorący obszar HII, co oznacza, że ciśnienie cieplne ograniczające powłokę nie będzie już nieistotne w porównaniu z ciśnieniem siłownika. W NGC 7635 można zaobserwować dmuchany przez wiatr pęcherzyk rozszerzający się w zwarty region HII. ”
Skąd więc wiemy, kiedy nadejdą ostatnie chwile? „Z wiekiem gwiazda staje się czerwonym nadolbrzymem o gęstym i powolnym wietrze. Liczba fotonów jonizujących spada. Dlatego region HII znika. Ze względu na małą gęstość rekombinacja zajmie dużo czasu, ale chłodzenie radiacyjne spowoduje spadek ciśnienia termicznego. Gorący bąbel wiatrowy, który utrzymuje wysokie ciśnienie, rozszerza się do otaczającego gazu, tworząc nową powłokę. Trzecia powłoka pojawia się blisko gwiazdy, ponieważ spadek ciśnienia taranującego od wiatru RSG powoduje, że bąbelek wiatru rozszerza się do wewnątrz, zamiatając materiał wiatru. ” powiedz van Marle: „Obecność rozszerzającego się regionu HII zmienia strukturę gęstości mgławicy podczas głównej sekwencji. Naszym głównym celem w tym czasie jest symulacja środowiska gwiazdowego między 25 a 40 M w czasie wybuchu supernowej. ”
Magiczne bąbelki? Trzymaj się z daleka, kiedy pękają!
Ogromne podziękowania dla JP Metsavainio z Northern Galactic za jego magiczny osobisty wizerunek i umożliwienie nam tego niesamowitego spojrzenia na odległe piękno!
