Im Sternbild Cassiopeia, etwa 7.100 Lichtjahre von der Erde entfernt, bläst ein Stern, der 40-mal so massereich ist wie unsere Sonne, eine riesige Blase seines eigenen Materials in den Weltraum. In seiner magischen blauen Kugel brennt der gigantische Stern mit blauer Flammenintensität und bildet eine 6 Lichtjahre breite Hülle aus heißem Gas, die sich mit einer Geschwindigkeit von 4 Millionen Meilen pro Stunde nach außen ausdehnt. Bist du bereit, dich weit zu öffnen und einzutreten? Dann willkommen zu einer kleinen dimensionalen Magie….
Wie immer erfolgt die Darstellung einer dimensionalen Visualisierung auf zwei Arten. Das erste heißt "Parallel Vision" und ähnelt einem magischen Augenrätsel. Wenn Sie das Bild in voller Größe öffnen und Ihre Augen den richtigen Abstand zum Bildschirm haben, scheinen die Bilder zusammenzuführen und einen 3D-Effekt zu erzeugen. Für einige Leute funktioniert dies jedoch nicht gut. Deshalb hat Jukka auch die "Cross-Version" erstellt, bei der Sie einfach die Augen kreuzen und die Bilder zusammengeführt werden, um ein zentrales Bild zu erstellen, das 3D erscheint. Für einige Leute wird das auch nicht funktionieren ... Aber ich hoffe, es funktioniert für Sie!
Da der Zentralstern in NGC 7635 sein Material abwirft, können wir sehen, dass es nicht gleichmäßig ist und sein Aussehen mit der Dicke der umgebenden Gase variiert. Was wie wolkenartige Strukturen aussieht, ist sehr dick und wird durch das intensive ultraviolette Licht des Sterns beleuchtet. Ob Sie es glauben oder nicht, hier wehen die Sternwinde am schnellsten und es wird nicht lange dauern, bis diese Gebiete schnell erodieren. Es gibt jedoch ein Merkmal, das mehr als jedes andere auffällt - die „Blase in einer Blase“. Was ist es? Es können zwei verschiedene Winde sein ... Zwei verschiedene Streamer von Material, die zusammenstoßen.
„Die Blase in NGC 7635 ist das Ergebnis eines schnellen Sternwinds, der sich in das Innere der größeren H II -Region ausdehnt. Der Zentralstern BD +60 2522 ist jedoch deutlich (um etwa 1 ') vom Zentrum der Blase in Richtung der Wand der dichten Molekülwolke versetzt, die diese Blister-H II -Region definiert. “ sagt B.D. Moore (et al.): „Dieser Versatz ist das Ergebnis der Entwicklung der Windblase in den Dichte- und Druckgradienten, der durch die photoevaporative Strömung von der Hohlraumwand weg erzeugt wird. Die physikalischen Bedingungen um die Blase variieren je nach Medium, in das sich die Blase ausdehnt. Von der Hohlraumwand entfernt dehnt sich die Blase in das Innere der H II-Region mit geringer Dichte aus. In Richtung Wand befindet sich im Bereich unserer Bilder der Windabbruchschock sehr nahe an der Ionisationsfront. Die resultierende physikalische Struktur, in der die photoevaporative Strömung von der Wolkenwand wegfließt, wird durch den Staudruck des Windes begrenzt. “
Aber sehen wir nicht den sprichwörtlichen Wald, weil wir zu beschäftigt sind, die Bäume zu betrachten? „BD +60 ist der ionisierende Stern von NGC 7635, dem sogenannten„ Blasennebel “. NGC 7635 liegt am Rand einer klumpigen Molekülwolke niedriger Dichte, und der Nebel kann als vom Wind verwehte Blase interpretiert werden, die durch die Wechselwirkung des Sternwinds von BD +60 mit dem interstellaren Umgebungsmedium erzeugt wird. Während sich viele Untersuchungen auf den Nebel konzentriert haben, wurde dem Stern selbst wenig Aufmerksamkeit geschenkt. “ G. Rauw (et al.): „Beträchtliche Fortschritte beim Verständnis der Sternwinde von Sternen vom frühen Typ wurden durch eine umfassende Überwachung ihrer spektroskopischen Variabilität und die Entdeckung erzielt, dass einige der zyklischen Variationen mit einer Rotationsmodulation zusammenhängen könnten des Sternwindes. Da angenommen wird, dass Rotation die Winde von Oef-Sternen prägt, erscheinen diese Objekte a priori als gute Kandidaten für die Suche nach einer Rotationswindmodulation. “
Während ihrer Langzeitbeobachtungskampagne stellte die Gruppe eine starke Profilvariabilität auf Zeitskalen von 2 bis 3 Tagen fest, eine Variabilität auf Zeitskalen von wenigen Stunden, die mit nicht radialen Pulsationen zusammenhängen könnte, und schlug sogar vorläufig vor, mehrere Nicht-Pulsationen zu schlagen -radiale Pulsationsmodi lösen transiente Dichtestörungen im großen Maßstab in einem begrenzten Sternwind aus, die die Variabilität der Zeitskala von 2 bis 3 Tagen erzeugen. „Während dieses Szenario leicht das Fehlen einer einzigen stabilen Periode erklären könnte (durch den Effekt der Ausbreitungsgeschwindigkeit der Störung und das Zusammenspiel verschiedener Uhren: Pulsationen, Rotation…), scheint es schwieriger zu sein, das sich ändernde Muster der zu erklären TVS. Wenn sich beispielsweise eine Dichtewelle um den Stern bewegt, warum würde sie dann nicht die Absorptions- und Emissionskomponenten auf ähnliche Weise beeinflussen? “ Rauw sagt: „Eine Möglichkeit könnte sein, dass die Dichtestörung die Absorptionssäule nur beeinflusst, solange sie nahe an der Sternoberfläche bleibt, während der Einfluss auf die Emissionslinien größer wäre, wenn sich die Störung nach außen bewegt hat, aber dies ist zugegebenermaßen immer noch eher so spekulativ."
Wie häufig bildet ein riesiger Stern eine Blase um sich herum? „Im gesamten HR-Diagramm entwickeln sich massive Sterne, die auf dem Weg an Masse verlieren und eine Vielzahl von Ringnebeln bilden. Während der Hauptsequenzphase fegt der schnelle Sternwind das interstellare Umgebungsmedium auf und bildet eine interstellare Blase. Nachdem sich ein massereicher Stern zu einem roten Riesen oder einer leuchtend blauen Variablen entwickelt hat, verliert er reichlich an Masse, um einen zirkumstellaren Nebel zu bilden. Während es sich weiter zu einem WR-Stern entwickelt, fegt der schnelle WR-Wind den vorherigen Massenverlust auf und bildet eine zirkumstellare Blase. Beobachtungen von Ringnebeln um massive Sterne sind nicht nur faszinierend, sondern auch nützlich, um Vorlagen zur Diagnose der Vorläufer von Supernovae aus ihren zirkumstellaren Nebeln bereitzustellen. “ You-Hua Chu vom Astronomie-Institut der Universität von Illinois sagt: „Der schnelle Sternwind eines Hauptreihen-O-Sterns fegt das interstellare Umgebungsmedium (ISM) auf und bildet eine interstellare Blase, die aus einer dichten Hülle aus interstellarem Material besteht. Intuitiv würden wir erwarten, dass um die meisten O-Sterne eine interstellare Blase ähnlich dem Blasennebel (NGC 7635) sichtbar ist; Allerdings haben kaum O-Sterne in HII-Regionen Ringnebel, was darauf hindeutet, dass diese interstellaren Blasen selten sind. “
Wie ein Kind, das Kaugummi kaut, wird sich die Blase weiter ausdehnen. Und was kommt nach der Blase? Na ja, der "Knall" natürlich. Und wenn es um einen Stern geht, der knallt, dann kann das nur eine Supernova bedeuten. "Indem wir die Berechnung durch die verschiedenen Stadien der massiven Sternentwicklung verfolgen und dabei eine realistische Massenverlusthistorie als Eingabe verwenden, simulieren wir die Entstehung und Entwicklung einer vom Wind geblasenen Blase um den Stern bis zum Zeitpunkt der Supernova-Explosion." A. J. van Marle (et al.) sagt: „Die ausströmende Materie stößt auf einen inneren Schock, bei dem ihre Geschwindigkeit auf nahezu Null reduziert wird. Die kinetische Energie des Windes wird zu Wärmeenergie. Diese Wechselwirkung erzeugt eine „heiße Blase“ aus nahezu stationärem, heißem Gas. Der thermische Druck der heißen Blase treibt eine Hülle in das umgebende interstellare Medium. Hier wird angenommen, dass die druckgetriebene Hülle nur durch den Staudruck begrenzt wird, der durch ihre eigene Geschwindigkeit und die Dichte des umgebenden Mediums erzeugt wird. Diese Annahme ist richtig, wenn wir das umgebende Medium als kalt betrachten. Wenn wir jedoch die Photoionisation berücksichtigen, wird die Situation etwas komplizierter. Erstens hat das photoionisierte Gas einen viel höheren Druck als das kalte ISM. Daher wird sich die HII-Region ausdehnen und eine Shell in das ISM treiben. Zweitens wird sich die vom Sternwind erzeugte heiße Blase nun in einen heißen HII-Bereich ausdehnen, was bedeutet, dass der die Schale zurückhaltende thermische Druck im Vergleich zum Staudruck nicht mehr vernachlässigbar ist. In NGC 7635 kann eine vom Wind geblasene Blase beobachtet werden, die sich in eine kompakte HII-Region ausdehnt. “
Woher wissen wir also, wann die letzten Momente gekommen sind? „Wenn der Stern altert, wird er zu einem roten Überriesen mit einem dichten und langsamen Wind. Die Anzahl der ionisierenden Photonen sinkt. Daher verschwindet die HII-Region. Aufgrund der geringen Dichte dauert die Rekombination lange, aber die Strahlungskühlung führt zu einer Abnahme des thermischen Drucks. Die heiße Windblase, die ihren hohen Druck beibehält, dehnt sich in das umgebende Gas aus und bildet eine neue Hülle. Eine dritte Hülle erscheint in der Nähe des Sterns, da der Druck des Staudrucks durch den RSG-Wind dazu führt, dass sich die Windblase nach innen ausdehnt und das Windmaterial auffegt. “ van Marle sagt: „Das Vorhandensein einer expandierenden HII-Region verändert die Dichtestruktur des Nebels während der Hauptsequenz. Unser Hauptziel zu diesem Zeitpunkt ist es, die zirkumstellare Umgebung von Sternen zwischen 25 M und 40 M zum Zeitpunkt der Supernova-Explosion zu simulieren. “
Magische Blasen? Bleib einfach aus dem Weg, wenn sie knallen!
Vielen Dank an JP Metsavainio von Northern Galactic für sein magisches persönliches Image und den unglaublichen Blick auf die ferne Schönheit!
