Hneď v súhvezdí Cassiopeia vzdialenom asi 7 100 svetelných rokov od Zeme, hviezda 40-krát hmotnejšia ako naše Slnko, vyfukuje do vesmíru obrovskú bublinu svojho vlastného materiálu. Vo svojej magickej modrej sfére horí gigantická hviezda pri intenzite modrého plameňa - okolo nej sa vytvára obálka horúceho plynu so šírkou 6 svetelných rokov, ktorá sa rozširuje smerom von rýchlosťou 4 miliónov kilometrov za hodinu. Ste pripravení otvoriť dokorán a vstúpiť dovnútra? Potom vitajte v malej dimenzionálnej mágii ....
Ako vždy, vždy, keď prezentujeme rozmerovú vizualizáciu, robí sa to dvoma spôsobmi. Prvý z nich sa nazýva „Parallel Vision“ a je to skoro ako magické oko. Keď otvoríte obrázok v plnej veľkosti a vaše oči sú v správnej vzdialenosti od obrazovky, zdá sa, že sa obrázky zlúčia a vytvoria 3D efekt. Pre niektorých ľudí to však nefunguje dobre - preto Jukka vytvoril aj „krížovú verziu“, v ktorej jednoducho skrížte oči a obrázky sa zlúčia, čím vytvoríte centrálny obrázok, ktorý vyzerá ako 3D. Pre niektorých ľudí to tiež nebude fungovať ... Dúfam, že to pre vás platí!
Keďže centrálna hviezda v NGC 7635 odlieva svoj materiál, vidíme, že nie je rovnomerná a jej vzhľad sa mení s hrúbkou okolitých plynov. To, čo sa javí ako oblak podobné štruktúry, je veľmi silné a osvetlené intenzívnym ultrafialovým svetlom hviezdy. Verte tomu alebo nie, je to miesto, kde hviezdne „vetry“ fúkajú najrýchlejšie a nebude trvať dlho, kým tieto oblasti rýchlo nepoderú. Existuje však jedna vlastnosť, ktorá vyniká viac ako ktorákoľvek iná - „bublina v bubline“. Čo je to? Môžu to byť dva odlišné vetry ... Dva rôzne prúdy materiálu sa zrážajú.
„Bublina v NGC 7635 je výsledkom rýchleho hviezdneho vetra rozširujúceho sa do vnútra väčšej oblasti H II. Centrálna hviezda BD +60 2522 je však značne odsadená (asi o 1 ') od stredu bubliny v smere steny hustého molekulárneho oblaku, ktorý definuje túto oblasť II blistra. “ hovorí B.D. Moore (a kol.): „Toto posunutie je výsledkom vývoja veternej bubliny do hustotného a tlakového gradientu stanoveného fotoaparatívnym prúdením smerom od steny dutiny. Fyzikálne podmienky okolo bubliny sa menia v závislosti od média, do ktorého sa bublina rozširuje. Od steny dutiny sa bublina rozširuje do vnútra oblasti H II s nízkou hustotou. Smerom k stene je v oblasti našich snímok šok z vetra ukončený veľmi blízko ionizačného predku. Výsledná fyzikálna štruktúra, v ktorej fotoaparatívum prúdi preč od oblaku, je obmedzené tlakom vetra vetra. “
Nevidíme však príslovečný les, pretože sme príliš zaneprázdnení pri pohľade na stromy? „BD +60 je ionizujúca hviezda NGC 7635, takzvaná„ bublinová hmlovina “. NGC 7635 leží na okraji nízkohustotného molekulárneho oblaku s nízkou hustotou a hmlovina sa dá interpretovať ako vháňaná bublina vytvorená interakciou hviezdneho vetra BD +60 s okolitým medzihviezdnym médiom. Aj keď sa mnohé vyšetrovania zameriavali na hmlovinu, samotnej hviezde sa venovala malá pozornosť. ““ hovorí G. Rauw (a kol.): „Značný pokrok v našom chápaní hviezdnych vetra hviezd skorého typu bol dosiahnutý rozsiahlym sledovaním ich spektroskopickej variability a objavom, že niektoré z cyklických variácií by mohli súvisieť s rotačnou moduláciou. hviezdneho vetra. Pretože sa predpokladá, že rotácia formuje vietor Oefových hviezd, tieto objekty sa a priori javia ako dobrí kandidáti na hľadanie modulácie rotačného vetra. “
Počas svojej dlhodobej pozorovacej kampane skupina zistila silnú variabilitu profilu v časových mierkach 2 - 3 dni, variabilitu v časových mierkach niekoľko hodín, ktorá by mohla súvisieť s neriadiálnymi pulzáciami, a dokonca aj predbežne navrhujú, aby výprask niekoľkých -radiálne pulzačné režimy spúšťajú prechodné poruchy hustoty vo veľkom meradle v obmedzenom hviezdnom vetre, ktoré spôsobujú variabilitu mierky 2–3 dní v časovom meradle. „Aj keď by tento scenár mohol ľahko vysvetliť absenciu jedinej stabilnej periódy (vplyvom rýchlosti šírenia poruchy a súhry rôznych hodín: pulzácií, rotácie ...), zdá sa byť zložitejšie vysvetliť meniaci sa vzorec TVS. Napríklad, ak sa vlna hustoty pohybuje okolo hviezdy, prečo by to nemalo vplyv na absorpčné a emisné zložky podobným spôsobom? “ Rauw hovorí: „Jednou z možností by mohlo byť to, že porucha hustoty ovplyvní absorpčnú kolónu iba vtedy, ak zostane v blízkosti hviezdneho povrchu, zatiaľ čo vplyv na emisné línie by bol väčší, keď by sa porucha posunula smerom von, ale to je pravda, skôr špekulatívne. "
Aké bežné je, že veľká hviezda vytvára okolo seba bublinu? „Masívne hviezdy sa vyvíjajú v HR diagrame, strácajú hmotu pozdĺž cesty a vytvárajú rôzne kruhové hmloviny. Počas hlavnej fázy postupnosti rýchly hviezdny vietor zametá okolité medzihviezdne médium za vzniku medzihviezdnej bubliny. Potom, čo sa z obrovskej hviezdy vyvinie červený obr alebo žiarivá modrá premenná, dôjde k veľkému strate hmoty, aby sa vytvorila hviezdicová hmlovina. Keď sa ďalej vyvinie v hviezdu WR, rýchly vietor WR zametie predchádzajúcu stratu hmotnosti a vytvorí kruhovú bublinu. Pozorovania kruhových hmlovín okolo mohutných hviezd sú nielen fascinujúce, ale sú tiež užitočné pri poskytovaní šablón na diagnostikovanie progenitorov supernov z ich kruhových hmlovín. ““ hovorí You-Hua Chu z University of Illinois Astronomy Department: „Rýchly hviezdny vietor hlavnej sekvencie O-hviezdy zametá okolité medzihviezdne médium (ISM) za vzniku medzihviezdnej bubliny, ktorá pozostáva z hustej škrupiny medzihviezdneho materiálu. Intuitívne by sme očakávali, že okolo väčšiny O hviezd bude viditeľná medzihviezdna bublina podobná hmlovine Bubble (NGC 7635); takmer žiadne O hviezdy v oblastiach HII však nemajú kruhové hmloviny, čo naznačuje, že tieto medzihviezdne bubliny sú zriedkavé. “
Rovnako ako detská žuvačka sa bude bublina ďalej rozširovať. A čo príde po bubline? Prečo, „tresk“, samozrejme. A keď príde na prasknutie hviezdy, potom to môže znamenať iba supernovu. "Vykonaním výpočtu v rôznych fázach masívneho vývoja hviezd pomocou realistickej histórie hromadných strát ako vstupu simulujeme vytvorenie a vývoj vetrmovanej bubliny okolo hviezdy až do času explózie supernovy." hovorí A. J. van Marle (a kol.): „Vytekajúca hmota narazí na vnútorný šok, ktorého rýchlosť sa zníži na takmer nulovú hodnotu. Kinetická energia vetra sa stáva tepelnou energiou. Táto interakcia vytvára „horúcu bublinu“ takmer stacionárneho horúceho plynu. Tepelný tlak horúcej bubliny poháňa škrupinu do okolitého medzihviezdneho média. Tu sa predpokladá, že tlakom poháňaná škrupina bude obmedzená iba tlakom piestu vytvoreného svojou vlastnou rýchlosťou a hustotou okolitého média. Tento predpoklad je správny, ak považujeme okolité médium za studené. Ak však vezmeme do úvahy fotoionizáciu, situácia sa stane komplikovanejšou. Fotoionizovaný plyn bude mať predovšetkým oveľa vyšší tlak ako studený ISM. Z tohto dôvodu sa oblasť HII rozšíri a zavedie puzdro do ISM. Po druhé, horúca bublina vytvorená hviezdnym vetrom sa teraz rozšíri do horúcej oblasti HII, čo znamená, že tepelný tlak obmedzujúci škrupinu už nebude zanedbateľný v porovnaní s tlakom barana. V NGC 7635 je možné pozorovať vetrmú bublinu expandujúcu do kompaktnej oblasti HII. “
Ako teda vieme, kedy prišli posledné chvíle? „Ako hviezda starne, stáva sa z nej červený supergiant s hustým a pomalým vetrom. Počet ionizujúcich fotónov klesá. Preto oblasť HII zmizne. V dôsledku nízkej hustoty bude rekombinácia trvať dlho, ale radiačné chladenie spôsobí zníženie tepelného tlaku. Horúca vzduchová bublina, ktorá udržuje vysoký tlak, expanduje do okolitého plynu a vytvára nový obal. Tretí obal sa objavuje blízko hviezdy, pretože pokles tlaku piestu z vetra RSG spôsobuje, že sa vzduchová bublina rozširuje smerom dovnútra a vymetá materiál vetra. “ van Marle: „Prítomnosť rozširujúcej sa oblasti HII mení štruktúru hustoty hmloviny počas hlavnej sekvencie. Naším hlavným cieľom v tejto dobe je simulovať okolité prostredie hviezd v čase výbuchu supernovy medzi 25 M a 40 M. “
Magické bubliny? Len zostaňte mimo cesty, keď sa objavia!
Ďakujem JP Metsavainio zo Severnej galaktiky za jeho magický osobný imidž a umožnil nám tento neuveriteľný pohľad na vzdialenú krásu!
