Weg in het sterrenbeeld Cassiopeia, zo'n 7.100 lichtjaar van de aarde vandaan, blaast een ster die 40 keer zo zwaar is als onze zon een gigantische bel van zijn eigen materiaal de ruimte in. In zijn magische blauwe bol brandt de gigantische ster met een blauwe vlamintensiteit, waardoor er een 6 lichtjaar brede envelop heet gas omheen komt die met een snelheid van 4 miljoen mijl per uur naar buiten uitzet. Ben je klaar om wijd open te gaan en naar binnen te stappen? Welkom bij een beetje dimensionale magie….
Zoals altijd, wanneer we een dimensionale visualisatie presenteren, gebeurt dit in twee modes. De eerste heet "Parallel Vision" en lijkt veel op een magische oogpuzzel. Wanneer u de afbeelding op volledige grootte opent en uw ogen zich op de juiste afstand van het scherm bevinden, lijken de afbeeldingen samen te voegen en een 3D-effect te creëren. Voor sommige mensen werkt dit echter niet goed - daarom heeft Jukka ook de 'Cross-versie' gemaakt, waar je gewoon je ogen kruist en de afbeeldingen worden samengevoegd, waardoor een centraal beeld ontstaat dat 3D lijkt. Voor sommige mensen werkt dit ook niet ... Maar ik hoop dat het voor u werkt!
Terwijl de centrale ster in NGC 7635 zijn materiaal afwerpt, kunnen we zien dat het niet eens is en het uiterlijk varieert met de dikte van de omringende gassen. Wat lijkt op wolkachtige structuren zijn erg dik en worden verlicht door het intense ultraviolette licht van de ster. Geloof het of niet, het is hier waar de sterrenwinden het snelst waaien en het zal niet lang meer duren voordat deze gebieden snel eroderen. Er is echter één functie die meer opvalt dan welke andere dan ook: de 'bubble-in-a-bubble'. Wat is het? Het kunnen twee verschillende winden zijn ... Twee verschillende streamers van materiaal die tegen elkaar botsen.
“De bel in NGC 7635 is het resultaat van een snelle stellaire wind die zich uitbreidt naar het binnenland van het grotere H II-gebied. De centrale ster BD +60 2522 is echter aanzienlijk verschoven (met ongeveer 1 ′) vanaf het midden van de bel in de richting van de wand van de dichte moleculaire wolk die dit blaargebied van H II definieert. ” zegt B.D. Moore (et al): “Deze offset is het resultaat van de evolutie van de windbel in de dichtheid en drukgradiënt die wordt bepaald door de foto-verdampingsstroom weg van de spouwmuur. De fysieke omstandigheden rond de bel variëren afhankelijk van het medium waarin de bel uitzet. Weg van de spouwmuur zet de bel zich uit naar het binnenste van het H II-gebied met lage dichtheid. Tegen de muur, in de buurt van onze afbeeldingen, is de windafsluitingsschok zeer dicht bij het ionisatiefront. De resulterende fysieke structuur, waarin de foto-verdampingsstroom weg van de wolkenwand wordt beperkt door de ramdruk van de wind. ”
Maar zien we het spreekwoordelijke bos niet omdat we het te druk hebben met naar de bomen te kijken? “BD +60 is de ioniserende ster van NGC 7635, de zogenaamde“ Bubble Nebula ”. NGC 7635 ligt aan de rand van een klonterige moleculaire wolk met lage dichtheid en de nevel kan worden geïnterpreteerd als een door de wind geblazen bel die wordt gecreëerd door de interactie van de stellaire wind van BD +60 met het interstellaire omgevingsmedium. Hoewel veel onderzoeken gericht waren op de nevel, is er weinig aandacht besteed aan de ster zelf. ” G. Rauw (et al): “Er is aanzienlijke vooruitgang geboekt in ons begrip van de sterrenwinden van vroege type sterren door uitgebreide monitoring van hun spectroscopische variabiliteit en de ontdekking dat sommige van de cyclische variaties verband kunnen houden met een rotatiemodulatie van de stellaire wind. Aangezien wordt aangenomen dat rotatie de winden van Oef-sterren vormt, lijken deze objecten a priori goede kandidaten om te zoeken naar een roterende windmodulatie. ”
Tijdens hun langlopende observatiecampagne vond de groep sterke profielvariaties op tijdschalen van 2-3 dagen, variabiliteit op tijdschalen van een paar uur die verband zouden kunnen houden met niet-radiale pulsaties, en stelde zelfs voor dat het slaan van verschillende niet-radiale pulsaties -radiale pulsatiemodi veroorzaken tijdelijke grootschalige verstoringen van de dichtheid in een beperkte stellaire wind die de variabiliteit van de tijdschaal van 2 tot 3 dagen veroorzaken. “Hoewel dit scenario gemakkelijk het gebrek aan een enkele stabiele periode kan verklaren (door het effect van de voortplantingssnelheid van de verstoring en het samenspel van verschillende klokken: pulsaties, rotatie ...), lijkt het moeilijker om het veranderende patroon van de TVS. Als een dichtheidsgolf bijvoorbeeld om de ster beweegt, waarom zou deze dan niet de absorptie en de emissiecomponenten op een vergelijkbare manier beïnvloeden? ” Rauw: “Een mogelijkheid zou kunnen zijn dat de verstoring van de dichtheid alleen de absorptiekolom aantast zolang deze dicht bij het stellaire oppervlak blijft, terwijl de impact op de emissielijnen groter zou zijn wanneer de verstoring naar buiten is verplaatst, maar dit is weliswaar nog steeds eerder speculatief. '
Hoe vaak komt het voor dat een enorme ster een bel om zich heen vormt? “Massieve sterren evolueren in het HR-diagram, verliezen onderweg massa en vormen een verscheidenheid aan ringnevels. Tijdens de belangrijkste sequentiefase veegt de snelle stellaire wind het interstellaire interstellaire medium omhoog om een interstellaire bel te vormen. Nadat een massieve ster in een rode reus of een lichtgevende blauwe variabele is geëvolueerd, verliest hij massaal massa om een circumstellaire nevel te vormen. Terwijl het zich verder ontwikkelt tot een WR-ster, veegt de snelle WR-wind het vorige massaverlies op en vormt het een circumstellaire bel. Waarnemingen van ringnevels rond zware sterren zijn niet alleen fascinerend, maar zijn ook nuttig bij het verschaffen van sjablonen om de voorlopers van supernova's te diagnosticeren vanuit hun circumstellaire nevels. ” You-Hua Chu van de afdeling Astronomie van de Universiteit van Illinois zegt: 'De snelle sterrenwind van een hoofdreeks O-ster veegt het omringende interstellaire medium (ISM) op om een interstellaire bel te vormen, die bestaat uit een dichte schil van interstellair materiaal. Intuïtief zouden we verwachten dat rond de meeste O-sterren een interstellaire bel vergelijkbaar met de Bellennevel (NGC 7635) zichtbaar is; echter, bijna geen O-sterren in HII-gebieden hebben ringnevels, wat suggereert dat deze interstellaire bellen zeldzaam zijn. ”
Net als een kauwgom voor kinderen, zal de bubbel zich blijven uitbreiden. En wat komt er na de bubbel? Wel, de "knal" natuurlijk. En als het gaat om een ster die knalt, kan dat alleen maar een supernova betekenen. "Door de berekening door de verschillende stadia van de evolutie van massieve sterren te volgen, met gebruikmaking van een realistische geschiedenis van massaverlies als input, simuleren we de creatie en evolutie van een door de wind geblazen bel rond de ster tot aan de tijd van de supernova-explosie." zegt A. J. van Marle (et al): “De uitstromende materie krijgt een innerlijke schok, waar de snelheid tot bijna nul wordt gereduceerd. De kinetische energie van de wind wordt thermische energie. Deze interactie creëert een 'hete bubbel' van bijna stationair, heet gas. De thermische druk van de hete bel drijft een omhulsel in het omringende interstellaire medium. Hier wordt aangenomen dat de door druk aangedreven schaal alleen zal worden tegengehouden door de ramdruk die wordt gecreëerd door zijn eigen snelheid en de dichtheid van het omringende medium. Deze veronderstelling is correct als we het omringende medium als koud beschouwen. Als we echter rekening houden met foto-ionisatie, wordt de situatie nogal gecompliceerder. Allereerst zal het foto-geïoniseerde gas een veel hogere druk hebben dan de koude ISM. Daarom zal de HII-regio uitbreiden, waardoor een granaat in de ISM wordt gedreven. Ten tweede zal de door de stellaire wind gecreëerde hot-bubble nu uitzetten in een heet HII-gebied, wat betekent dat de thermische druk die de schaal tegenhoudt, niet langer verwaarloosbaar zal zijn in vergelijking met de ramdruk. In NGC 7635 is een door de wind geblazen bel te zien die uitzet tot een compact HII-gebied. ”
Dus hoe weten we wanneer de laatste momenten zijn aangebroken? 'Naarmate de ster ouder wordt, wordt hij een rode superreus met een dichte en langzame wind. Het aantal ioniserende fotonen daalt. Daarom verdwijnt de HII-regio. Door de lage dichtheid zal recombinatie lang duren, maar door stralingskoeling zal de thermische druk afnemen. De hete windbel, die zijn hoge druk behoudt, zet uit in het omringende gas, waardoor een nieuwe schaal ontstaat. Een derde schaal verschijnt dicht bij de ster, omdat de daling van de ramdruk door de RSG-wind ervoor zorgt dat de windbel naar binnen uitzet en het windmateriaal omhoog veegt. ” van Marle: “De aanwezigheid van een expanderend HII-gebied verandert de dichtheidsstructuur van de nevel tijdens de hoofdsequentie. Ons belangrijkste doel op dit moment is het simuleren van de circumstellaire omgeving van sterren tussen 25 M en 40 M ten tijde van de supernova-explosie. ”
Magische bubbels? Blijf gewoon uit de buurt als ze knallen!
Veel dank aan JP Metsavainio van Northern Galactic voor zijn magische persoonlijke imago en die ons deze ongelooflijke kijk op verre schoonheid toestaat!
