Źródło zdjęcia: ESO
Europejskie Obserwatorium Południowe opublikowało nowe zdjęcia mgławicy N44 w Wielkim Obłoku Magellana. Niebieskie gwiazdy żyją bardzo krótko, a następnie eksplodują jako supernowe - niektóre już wybuchły w tym obszarze, tworząc część widocznego materiału mgławicy.
Dwie najbardziej znane galaktyki satelitarne Drogi Mlecznej, Chmury Magellana, znajdują się na południowym niebie w odległości około 170 000 lat świetlnych. Są gospodarzem wielu gigantycznych kompleksów mgławicowych z bardzo gorącymi i świetlistymi gwiazdami, których intensywne promieniowanie ultrafioletowe powoduje świecenie otaczającego gazu międzygwiezdnego.
Skomplikowane i kolorowe mgławice są wytwarzane przez zjonizowany gaz [1], który świeci jak elektrony i dodatnio naładowane jądra atomowe rekombinują, emitując kaskadę fotonów o ściśle określonych długościach fal. Takie mgławice nazywane są „regionami H II”, oznaczającymi zjonizowany wodór, tj. Atomy wodoru, które straciły jeden elektron (protony). Ich widma charakteryzują się liniami emisyjnymi, których względne intensywności niosą przydatną informację o składzie emitującego gazu, jego temperaturze, a także o mechanizmach powodujących jonizację. Ponieważ długości fali tych linii widmowych odpowiadają różnym kolorom, same one już są bardzo pouczające o fizycznych warunkach gazu.
N44 [2] w Wielkim Obłoku Magellana jest spektakularnym przykładem takiego gigantycznego regionu H II. Obserwując to w 1999 r. (Patrz zdjęcia ESO PR 26a-d / 99), zespół europejskich astronomów [3] ponownie użył kamery Wide-Field-Imager (WFI) w 2,2-metrowym teleskopie MPG / ESO Obserwatorium La Silla , wskazując ten 67-milionowy aparat cyfrowy na ten sam obszar nieba, aby zapewnić kolejny uderzający - i niezwykle bogaty naukowo - obraz tego kompleksu mgławic. Przy wielkości około 1000 lat świetlnych osobliwy kształt N44 wyraźnie zarysowuje pierścień, który zawiera jasne skojarzenie gwiezdne około 40 bardzo jasnych i niebieskawych gwiazd.
Te gwiazdy są źródłem potężnych „wiatrów gwiezdnych”, które zdmuchują otaczający gaz, gromadząc go i tworząc gigantyczne międzygwiezdne bąbelki. Takie masywne gwiazdy kończą swoje życie jako eksplodujące supernowe, które wyrzucają swoje zewnętrzne warstwy z dużą prędkością, zwykle około 10 000 km / s.
Jest całkiem prawdopodobne, że niektóre supernowe eksplodowały już w N44 w ciągu ostatnich kilku milionów lat, tym samym „usuwając” otaczający gaz. Mniejsze bąbelki, włókna, jasne sęki i inne struktury w gazie razem świadczą o niezwykle złożonych strukturach w tym regionie, utrzymywanych w ciągłym ruchu przez szybki odpływ z najbardziej masywnych gwiazd w okolicy.
Nowy obraz WFI dla N44
Kolory reprodukowane na nowym zdjęciu N44, pokazanym na zdjęciu PR 31a / 03 (z mniejszymi polami bardziej szczegółowo na zdjęciach PR 31b-e / 03) próbkują trzy silne linie emisji spektralnej. Kolor niebieski jest głównie spowodowany emisją z pojedynczo zjonizowanych atomów tlenu (świecących przy długości fali ultrafioletu 372,7 nm), podczas gdy kolor zielony pochodzi z podwójnie zjonizowanych atomów tlenu (długość fali 500,7 nm). Kolor czerwony wynika z linii wodoru H-alfa (długość fali 656,2 nm), emitowanej, gdy protony i elektrony łączą się, tworząc atomy wodoru. Kolor czerwony śledzi zatem niezwykle złożoną dystrybucję zjonizowanego wodoru w mgławicach, podczas gdy różnica między kolorem niebieskim a zielonym wskazuje obszary o różnych temperaturach: im gorętszy gaz, tym bardziej podwójnie zjonizowany tlen zawiera, a tym samym bardziej zielony kolor jest.
Tak wykonane złożone zdjęcie jest zbliżone do rzeczywistych kolorów mgławicy. Większość regionu ma kolor różowawy (mieszanina niebieskiego i czerwonego), ponieważ w normalnych warunkach temperaturowych, które charakteryzują większość tego regionu H II, czerwone światło emitowane w linii H-alfa i niebieskie światło emitowane w linia pojedynczo zjonizowanego tlenu jest bardziej intensywna niż emitowana w linii podwójnie zjonizowanego tlenu (zielony).
Jednak niektóre regiony wyróżniają się wyraźnie zielonym odcieniem i wysoką jasnością. Każdy z tych regionów zawiera co najmniej jedną ekstremalnie gorącą gwiazdę o temperaturze pomiędzy 30 000 a 70 000 stopni. Jego intensywne promieniowanie ultrafioletowe podgrzewa otaczający gaz do wyższej temperatury, dzięki czemu więcej atomów tlenu jest podwójnie jonizowanych, a emisja światła zielonego jest odpowiednio silniejsza, por. Zdjęcie PR 31c / 03.
Oryginalne źródło: ESO News Release
