Jauh di rasi bintang Cassiopeia sekitar 7.100 tahun cahaya dari Bumi, sebuah bintang 40 kali lebih masif dari Matahari kita meniupkan gelembung raksasa dari materialnya sendiri ke ruang angkasa. Di dalam bola biru ajaibnya, bintang raksasa itu membakar dengan intensitas nyala biru - menghasilkan selubung gas panas selebar 6 tahun cahaya di sekelilingnya yang mengembang ke arah luar dengan kecepatan 4 juta mil per jam. Apakah Anda siap untuk membuka lebar dan melangkah masuk? Kemudian selamat datang di sihir dimensi kecil ....
Seperti biasa, setiap kali kami menyajikan visualisasi dimensi itu dilakukan dalam dua mode. Yang pertama disebut "Visi Paralel" dan itu seperti teka-teki mata ajaib. Saat Anda membuka gambar ukuran penuh dan mata Anda berada pada jarak yang benar dari layar, gambar tersebut akan tampak menyatu dan menciptakan efek 3D. Namun, bagi sebagian orang, ini tidak bekerja dengan baik - jadi Jukka juga telah menciptakan "Versi Lintas", di mana Anda cukup melirik mata dan gambar akan bergabung, menciptakan gambar pusat yang muncul 3D. Bagi sebagian orang, ini juga tidak akan berhasil ... Tapi saya harap ini cocok untuk Anda!
Ketika bintang pusat di NGC 7635 melepaskan materialnya, kita dapat melihatnya bukan genap dan penampilannya bervariasi dengan ketebalan gas di sekitarnya. Apa yang tampak seperti struktur awan sangat tebal dan diterangi oleh sinar ultraviolet yang kuat dari bintang. Percaya atau tidak, di sinilah bintang "angin" bertiup paling cepat dan tidak akan lama sampai daerah-daerah ini dengan cepat terkikis. Namun, ada satu fitur yang menonjol lebih dari yang lain - "gelembung-dalam-gelembung". Apa itu? Mungkin ada dua angin yang berbeda ... Dua pita materi yang berbeda bertabrakan bersama.
“Gelembung di NGC 7635 adalah hasil dari angin bintang cepat yang meluas ke bagian dalam wilayah H II yang lebih besar. Namun, bintang pusat BD +60 2522 cukup diimbangi (sekitar 1 ′) dari pusat gelembung ke arah dinding awan molekul padat yang mendefinisikan wilayah H II melepuh ini. " kata B.D. Moore (et al), “Offset ini adalah hasil evolusi dari gelembung angin menjadi densitas dan gradien tekanan yang ditetapkan oleh aliran photoevaporative dari dinding rongga. Kondisi fisik di sekitar gelembung bervariasi sesuai dengan medium di mana gelembung berkembang. Jauh dari dinding rongga, gelembung meluas ke interior kepadatan rendah wilayah H II. Ke arah dinding, di wilayah gambar kita, kejutan terminasi angin sangat dekat bagian depan ionisasi. Struktur fisik yang dihasilkan, di mana aliran fotoevaporative menjauh dari dinding awan dibatasi oleh tekanan angin. ”
Tapi, apakah kita tidak melihat hutan pepatah karena kita terlalu sibuk memandangi pepohonan? "BD +60 adalah bintang pengion NGC 7635, yang disebut" Bubble Nebula ". NGC 7635 terletak di tepi awan molekul kerapatan rendah dan nebula dapat diartikan sebagai gelembung tiupan angin yang diciptakan oleh interaksi angin bintang BD +60 dengan medium antarbintang ambient. Sementara banyak investigasi berfokus pada nebula, sedikit perhatian diberikan pada bintang itu sendiri. " kata G. Rauw (et al), “Kemajuan yang cukup besar dalam pemahaman kita tentang angin bintang dari bintang-bintang awal telah dicapai melalui pemantauan ekstensif terhadap variabilitas spektroskopi mereka dan penemuan bahwa beberapa variasi siklus dapat dikaitkan dengan modulasi rotasi. dari angin bintang. Karena rotasi diyakini membentuk angin bintang Oef, objek-objek ini nampak apriori sebagai kandidat yang baik untuk mencari modulasi angin rotasi. ”
Sepanjang kampanye pengamatan jangka panjang mereka, kelompok ini menemukan variabilitas profil yang kuat pada skala waktu 2–3 hari, variabilitas pada skala waktu beberapa jam yang mungkin terkait dengan denyut nadi radial, dan bahkan secara sementara mengusulkan bahwa pemukulan beberapa non -Radial mode pulsasi memicu gangguan kerapatan skala besar sementara di angin bintang terbatas yang menghasilkan variabilitas skala waktu 2-3 hari. “Walaupun skenario ini dapat dengan mudah menjelaskan kurangnya periode stabil tunggal (melalui efek dari kecepatan propagasi perturbasi dan interaksi berbagai jam: pulsasi, rotasi ...), tampaknya lebih sulit untuk menjelaskan perubahan pola pola. TVS. Misalnya, jika gelombang kerapatan bergerak di sekitar bintang, mengapa itu tidak mempengaruhi penyerapan dan komponen emisi dengan cara yang sama? " kata Rauw, “Salah satu kemungkinannya adalah bahwa kerapatan kerapatan mempengaruhi kolom serapan hanya selama tetap dekat dengan permukaan bintang sementara dampak pada garis emisi akan lebih besar ketika gangguan telah bergerak ke luar, tetapi ini diakui masih agak spekulatif."
Seberapa umumkah sebuah bintang besar membentuk gelembung di sekelilingnya? “Bintang masif berevolusi melintasi diagram HR, kehilangan massa di sepanjang jalan dan membentuk berbagai cincin nebula. Selama tahap urutan utama, angin bintang cepat menyapu medium antarbintang ambient untuk membentuk gelembung antarbintang. Setelah sebuah bintang masif berevolusi menjadi raksasa merah atau variabel biru bercahaya, ia kehilangan massa secara berlebihan untuk membentuk nebula berbentuk bintang. Saat berevolusi lebih jauh menjadi bintang WR, angin WR cepat menyapu kehilangan massa sebelumnya dan membentuk gelembung circumstellar. Pengamatan cincin nebula di sekitar bintang masif tidak hanya menarik, tetapi juga berguna dalam menyediakan templat untuk mendiagnosis nenek moyang supernova dari nebula keliling mereka. ” kata You-Hua Chu dari Departemen Astronomi Universitas Illinois, “Angin bintang cepat dari sekuens utama bintang O menyapu medium antarbintang (ISM) untuk membentuk gelembung antarbintang, yang terdiri dari cangkang padat bahan antarbintang. Secara intuitif, kita akan mengharapkan sebagian besar bintang O gelembung antarbintang yang mirip dengan Nebula Gelembung (NGC 7635) akan terlihat; namun, hampir tidak ada bintang O di wilayah HII yang memiliki cincin nebula, menunjukkan bahwa gelembung antarbintang ini jarang terjadi. ”
Seperti anak kecil yang mengunyah permen karet, gelembungnya akan terus mengembang. Dan apa yang terjadi setelah gelembung itu? Kenapa, "bang" itu tentu saja. Dan ketika datang ke bintang akan menggedor, daripada hanya bisa berarti supernova. "Dengan mengejar perhitungan melalui berbagai tahap evolusi bintang besar, menggunakan sejarah kehilangan massa yang realistis sebagai input, kami mensimulasikan penciptaan dan evolusi gelembung yang tertiup angin di sekitar bintang hingga saat ledakan supernova." kata A. J. van Marle (et al), “Materi yang keluar menghadapi guncangan batin, di mana kecepatannya berkurang hingga hampir nol. Energi kinetik angin menjadi energi panas. Interaksi ini menciptakan "gelembung panas" gas panas yang hampir stasioner. Tekanan panas dari gelembung panas mendorong kulit ke media antarbintang di sekitarnya. Di sini diasumsikan, bahwa cangkang penggerak tekanan akan ditahan hanya oleh tekanan ram yang dibuat oleh kecepatannya sendiri dan kepadatan media sekitarnya. Asumsi ini benar jika kita menganggap media sekitarnya dingin. Namun, jika kita mempertimbangkan ionisasi foto, situasinya menjadi lebih rumit. Pertama-tama, gas photoionized akan memiliki tekanan yang jauh lebih tinggi daripada ISM dingin. Oleh karena itu, wilayah HII akan berkembang, mendorong shell ke ISM. Kedua, gelembung-panas yang diciptakan oleh angin bintang sekarang akan meluas ke wilayah HII yang panas, yang berarti bahwa tekanan termal yang menahan cangkang, tidak lagi dapat diabaikan dibandingkan dengan tekanan ram. Gelembung yang tertiup angin yang meluas ke wilayah HII yang ringkas dapat diamati di NGC 7635. ”
Jadi bagaimana kita tahu kapan saat-saat terakhir telah tiba? "Seiring bertambahnya usia bintang, itu menjadi supergiant merah dengan angin kencang dan lambat. Jumlah foton pengion menurun. Oleh karena itu, wilayah HII menghilang. Karena kepadatan rendah, rekombinasi akan memakan waktu lama, tetapi pendinginan radiasi akan menyebabkan penurunan tekanan termal. Gelembung angin panas, yang menjaga tekanan tinggi, mengembang ke gas di sekitarnya, menciptakan cangkang baru. Cangkang ketiga muncul di dekat bintang, karena penurunan tekanan ram dari angin RSG menyebabkan gelembung angin mengembang ke dalam, menyapu material angin. ” kata van Marle, “Kehadiran wilayah HII yang berkembang mengubah struktur kepadatan nebula selama sekuens utama. Tujuan utama kami saat ini adalah untuk mensimulasikan lingkungan bintang bintang antara 25 M dan 40 M pada saat ledakan supernova. "
Gelembung sihir? Tetap keluar dari jalan ketika mereka muncul!
Terima kasih banyak kepada JP Metsavainio dari Northern Galactic untuk citra pribadinya yang ajaib dan memungkinkan kita untuk melihat keindahan luar biasa yang jauh ini!
