Hvězdou v souhvězdí Cassiopeie, vzdáleném asi 7 100 světelných let od Země, fouká hvězda 40krát hmotnější než naše Slunce do vesmíru obrovskou bublinu svého vlastního materiálu. Ve své magické modré kouli gigantická hvězda pálí na intenzitu modrého plamene - vykresluje kolem sebe 6 světelnou obálku horkého plynu, který se rozpíná směrem ven rychlostí 4 miliony mil za hodinu. Jste připraveni dokořán a vstoupit dovnitř? Pak vítejte v malé dimenzionální magii….
Jako vždy, kdykoli prezentujeme rozměrovou vizualizaci, děje se to dvěma způsoby. První se jmenuje „Parallel Vision“ a je to jako magická oční hádanka. Když otevřete obrázek v plné velikosti a vaše oči jsou ve správné vzdálenosti od obrazovky, zdá se, že se obrázky sloučí a vytvoří 3D efekt. Pro některé lidi to však nefunguje dobře - Jukka také vytvořil „Cross Version“, kde jednoduše zkřížíte oči a obrázky se sloučí a vytvoří centrální obrázek, který vypadá jako 3D. Pro některé lidi to nebude fungovat ... Ale doufám, že to pro vás bude!
Protože centrální hvězda v NGC 7635 zbavuje svůj materiál, můžeme vidět, že není rovnoměrná a její vzhled se mění s tloušťkou okolních plynů. To, co se jeví jako cloudové struktury, je velmi silné a osvětlené intenzivním ultrafialovým světlem hvězdy. Věřte tomu nebo ne, je to tady, kde hvězdné „větry“ foukají nejrychleji a nebude trvat dlouho, dokud tyto oblasti rychle erodují. Existuje však jedna vlastnost, která vyniká více než kterákoli jiná - „bublina uvnitř bubliny“. Co je to? Mohou to být dva odlišné větry ... Dva odlišné proudy materiálu se srazí.
„Bublina v NGC 7635 je výsledkem rychlého hvězdného větru, který se šíří do vnitřku větší oblasti H II. Centrální hvězda BD +60 2522 je však znatelně odsazena (asi o 1 ') od středu bubliny ve směru stěny hustého molekulárního oblaku, který definuje tuto oblast H II blistru. “ říká B.D. Moore (et al): „Tento posun je výsledkem vývoje větrné bubliny do hustotního a tlakového gradientu stanoveného fotoevaporačním proudem směrem od stěny dutiny. Fyzikální podmínky kolem bubliny se mění v závislosti na médiu, do kterého se bublina rozpíná. Od stěny dutiny se bublina rozpíná do vnitřku s nízkou hustotou oblasti H II. Směrem ke zdi, v oblasti našich obrázků, je vítr zakončující šok velmi blízko ionizační přední strany. Výsledná fyzická struktura, ve které fotoevaporativní proud odtéká od mrakové zdi, je omezena tlakem beranu větru. “
Nevidíme ale příslovečný les, protože jsme příliš zaneprázdněni pohledem na stromy? „BD +60 je ionizující hvězda NGC 7635, tzv.„ Bublinová mlhovina “. NGC 7635 leží na okraji těžkopádného molekulárního oblaku s nízkou hustotou a mlhovinu lze interpretovat jako bublinu foukanou větrem vytvořenou interakcí hvězdného větru BD +60 s okolním mezihvězdným médiem. Zatímco mnoho vyšetřování se zaměřilo na mlhovinu, samotné hvězdě byla věnována malá pozornost. ““ říká G. Rauw (et al): „Značného pokroku v našem chápání hvězdných větrů hvězd raného typu bylo dosaženo rozsáhlým sledováním jejich spektroskopické variability a objevem, že některé z cyklických variací by mohly souviset s rotační modulací hvězdného větru. Protože se předpokládá, že rotace utváří vítr Oefových hvězd, zdá se, že tyto objekty jsou a priori dobrými kandidáty pro hledání modulace rotačního větru. “
Během své dlouhodobé pozorovací kampaně skupina zjistila silnou variabilitu profilu na časových škálách 2–3 dnů, variabilitu na časových škálách několika hodin, která by mohla souviset s neradiálními pulzy, a dokonce i předběžně navrhuje, aby porazilo několik ne -radiální pulsační režimy spouštějí přechodné poruchy hustoty ve velkém měřítku v omezeném hvězdném větru, které způsobují variabilitu časové škály 2–3 dnů. „I když tento scénář mohl snadno vysvětlit nedostatek jediné stabilní periody (vlivem rychlosti šíření poruchy a souhry různých hodin: pulzací, rotace…), zdá se obtížnější vysvětlit měnící se strukturu TVS. Například, pokud se vlna hustoty pohybuje kolem hvězdy, proč by neměla vliv na absorpční a emisní složky podobným způsobem? “ Rauw říká: „Jednou z možností by mohlo být to, že porucha hustoty ovlivní absorpční kolonu pouze tak dlouho, dokud zůstane blízko hvězdného povrchu, zatímco dopad na emisní čáry by byl větší, když by se porucha posunula ven, ale to je pravda spekulativní."
Jak běžné je, že obrovská hvězda vytváří kolem sebe bublinu? "Masivní hvězdy se vyvíjejí v HR diagramu, ztrácí hmotu podél cesty a vytvářejí různé prstencové mlhoviny." Během fáze hlavní sekvence rychlý hvězdný vítr zametá okolní mezihvězdné médium a vytvoří mezihvězdnou bublinu. Poté, co se masivní hvězda vyvinula v červený gigant nebo zářivě modrou proměnnou, ztratí hmotu hojně a vytvoří kruhovou mlhovinu. Jak se vyvíjí dále na hvězdu WR, rychlý vítr WR zametá předchozí ztrátu hmoty a vytvoří kruhovou bublinu. Pozorování kruhových mlhovin kolem mohutných hvězd je nejen fascinující, ale také užitečné při poskytování šablon k diagnostice progenitorů supernov z jejich kruhových mlhovin. “ říká You-Hua Chu z University of Illinois Astronomy Department: „Rychlý hvězdný vítr hlavní sekvence O hvězda zametá okolní mezihvězdné médium (ISM) a vytvoří mezihvězdnou bublinu, která se skládá z husté skořápky mezihvězdného materiálu. Intuitivně bychom očekávali, že kolem většiny O hvězd bude vidět mezihvězdná bublina podobná mlhovině Bubble (NGC 7635); téměř žádné O hvězdy v oblastech HII však nemají prstencové mlhoviny, což naznačuje, že tyto mezihvězdné bubliny jsou vzácné. “
Jako dětská žvýkačka se bublina bude i nadále rozšiřovat. A co přijde po bublině? Proč, „třesk“ samozřejmě. A když dojde na třesk, může to znamenat pouze supernovu. "Prováděním výpočtu prostřednictvím různých fází masivního vývoje hvězd, pomocí vstupu realistické historie hromadných ztrát, simulujeme vytváření a vývoj větrem foukané bubliny kolem hvězdy až do doby exploze supernovy." říká A. J. van Marle (et al): „Odtoková hmota narazí na vnitřní šok, kde je její rychlost snížena téměř na nulu. Kinetická energie větru se stává tepelnou energií. Tato interakce vytváří „horkou bublinu“ téměř stacionárního horkého plynu. Tepelný tlak horké bubliny pohání skořepinu do okolního mezihvězdného média. Zde se předpokládá, že tlakově řízená skořepina bude omezena pouze tlakem beranu vytvořeným svou vlastní rychlostí a hustotou okolního média. Tento předpoklad je správný, považujeme-li okolní médium za studené. Pokud však vezmeme v úvahu fotoionizaci, situace se stává komplikovanější. Za prvé, fotoionizovaný plyn bude mít mnohem vyšší tlak než studený ISM. Proto se oblast HII rozšíří a zavede shell do ISM. Za druhé, horká bublina vytvořená hvězdným větrem se nyní rozšíří do horké oblasti HII, což znamená, že tepelný tlak omezující skořepinu již nebude zanedbatelný ve srovnání s tlakem beranu. V NGC 7635 lze pozorovat větrnou bublinu expandující do kompaktní oblasti HII. “
Jak tedy víme, kdy přicházejí poslední okamžiky? "Jak hvězda stárne, stává se z ní červený supergiant s hustým a pomalým větrem." Počet ionizujících fotonů klesá. Oblast HII proto zmizí. Vzhledem k nízké hustotě bude trvat rekombinace dlouho, ale radiační chlazení způsobí snížení tepelného tlaku. Horká větrná bublina, která udržuje svůj vysoký tlak, expanduje do okolního plynu a vytváří nový obal. Třetí skořápka se objevuje blízko hvězdy, protože pokles tlaku beranu z větru RSG způsobuje, že se větrná bublina rozpíná dovnitř a vymetá vítr. “ van Marle: „Přítomnost rozšiřující se oblasti HII mění strukturu hustoty mlhoviny během hlavní sekvence. Naším hlavním cílem v této době je simulovat okolní prostředí hvězd mezi 25 M a 40 M v době výbuchu supernovy. “
Magické bubliny? Jen zůstaňte z cesty, když vyskočí!
Mnohokrát děkuji JP Metsavainio of Northern Galactic za jeho magický osobní obraz a umožnil nám tento neuvěřitelný pohled na vzdálenou krásu!
