Lontano nella costellazione di Cassiopea a circa 7.100 anni luce dalla Terra, una stella 40 volte più massiccia del nostro Sole sta soffiando nello spazio una bolla gigante del suo stesso materiale. All'interno della sua magica sfera blu, la gigantesca stella brucia all'intensità della fiamma blu, trasformando un involucro di gas caldo largo 6 anni luce attorno ad essa che si espande verso l'esterno ad una velocità di 4 milioni di miglia all'ora. Sei pronto ad aprirti e ad entrare? Allora benvenuto in una piccola magia dimensionale….
Come sempre, ogni volta che presentiamo una visualizzazione dimensionale, questa viene eseguita in due modi. Il primo si chiama "Parallel Vision" ed è molto simile a un puzzle con gli occhi magici. Quando apri l'immagine a dimensione intera e i tuoi occhi sono alla distanza corretta dallo schermo, le immagini sembreranno fondersi e creare un effetto 3D. Tuttavia, per alcune persone, questo non funziona bene, quindi Jukka ha anche creato la "Versione incrociata", dove semplicemente incroci gli occhi e le immagini si fonderanno, creando un'immagine centrale che appare 3D. Per alcune persone, neanche questo funzionerà ... Ma spero che lo faccia per te!
Poiché la stella centrale di NGC 7635 perde il suo materiale, possiamo vedere che non è uniforme e il suo aspetto varia con lo spessore dei gas circostanti. Quelle che sembrano essere strutture simili a nuvole sono molto spesse e illuminate dall'intensa luce ultravioletta della stella. Che ci crediate o no, è qui che i "venti" stellari soffiano più velocemente e non passerà molto tempo prima che queste aree si erodano rapidamente. Tuttavia, esiste una caratteristica che si distingue più di ogni altra: la "bolla dentro una bolla". Che cos'è? Possono essere due venti distinti ... Due streamer distinti di materiale che si scontrano insieme.
“La bolla di NGC 7635 è il risultato di un rapido vento stellare che si espande verso l'interno della più grande regione H II. Tuttavia, la stella centrale BD +60 2522 è sensibilmente compensata (di circa 1 ′) dal centro della bolla nella direzione del muro della densa nuvola molecolare che definisce questa regione del blister H II. ” dice B.D. Moore (et al), “Questo offset è il risultato dell'evoluzione della bolla del vento nel gradiente di densità e pressione stabilito dal flusso fotoevaporativo lontano dalla parete della cavità. Le condizioni fisiche intorno alla bolla variano in base al mezzo in cui la bolla si sta espandendo. Lontano dalla parete della cavità, la bolla si sta espandendo all'interno della bassa densità della regione H II. Verso il muro, nella regione delle nostre immagini, lo shock di terminazione del vento è molto vicino al fronte di ionizzazione. La struttura fisica risultante, in cui il flusso fotoevaporativo lontano dalla parete della nuvola è limitato dalla pressione del pistone del vento. "
Ma non vediamo la proverbiale foresta perché siamo troppo occupati a guardare gli alberi? "BD +60 è la stella ionizzante di NGC 7635, la cosiddetta" Nebulosa Bolla ". NGC 7635 si trova ai margini di una nuvola molecolare grossa a bassa densità e la nebulosa può essere interpretata come una bolla soffiata dal vento creata dall'interazione del vento stellare di BD +60 con il mezzo interstellare ambientale. Mentre molte indagini si sono concentrate sulla nebulosa, poca attenzione è stata prestata alla stella stessa. " afferma G. Rauw (et al), “Notevoli progressi nella nostra comprensione dei venti stellari delle stelle di tipo primitivo sono stati raggiunti attraverso un ampio monitoraggio della loro variabilità spettroscopica e la scoperta che alcune variazioni cicliche potrebbero essere correlate a una modulazione rotazionale del vento stellare. Poiché si ritiene che la rotazione modifichi i venti delle stelle di Oef, questi oggetti appaiono a priori come buoni candidati alla ricerca di una modulazione del vento rotazionale. "
Durante tutta la loro campagna di osservazione a lungo termine, il gruppo ha riscontrato una forte variabilità del profilo su scale temporali di 2-3 giorni, una variabilità su scale temporali di alcune ore che potrebbe essere correlata a pulsazioni non radiali, e anche provvisoriamente proporre che il battito di diversi non -modalità di pulsazione radiale innesca perturbazioni transitorie di densità su larga scala in un vento stellare confinato che produce la variabilità della scala temporale di 2-3 giorni. "Mentre questo scenario potrebbe facilmente spiegare la mancanza di un singolo periodo stabile (attraverso l'effetto della velocità di propagazione della perturbazione e l'interazione di vari orologi: pulsazioni, rotazione ...), sembra più difficile spiegare il mutevole modello del TVS. Ad esempio, se un'onda di densità si muove attorno alla stella, perché non influirebbe sull'assorbimento e sui componenti di emissione in modo simile? " afferma Rauw, “Una possibilità potrebbe essere che la perturbazione della densità influenzi la colonna di assorbimento solo finché rimane vicino alla superficie stellare mentre l'impatto sulle linee di emissione sarebbe maggiore quando la perturbazione si è spostata verso l'esterno, ma questo è certamente ancora piuttosto speculativo.”
Quanto è comune per una grande stella formare una bolla su se stessa? “Le stelle massicce si evolvono attraverso il diagramma delle risorse umane, perdendo massa lungo la strada e formando una varietà di nebulose ad anello. Durante la fase di sequenza principale, il vento stellare veloce spazza il mezzo interstellare ambientale per formare una bolla interstellare. Dopo che una stella massiccia si evolve in un gigante rosso o in una variabile blu luminosa, perde abbondantemente massa per formare una nebulosa circumstellare. Man mano che si evolve ulteriormente in una stella WR, il vento WR veloce trascina la precedente perdita di massa e forma una bolla circumstellare. Le osservazioni delle nebulose ad anello intorno a stelle massicce non solo sono affascinanti, ma sono anche utili nel fornire modelli per diagnosticare i progenitori delle supernove dalle loro nebulose circumstellari. " dice You-Hua Chu del Dipartimento di Astronomia dell'Università dell'Illinois, “Il vento stellare veloce di una stella O di sequenza principale spazza il mezzo interstellare ambientale (ISM) per formare una bolla interstellare, che consiste in un denso guscio di materiale interstellare. Intuitivamente, ci aspetteremmo che intorno alla maggior parte delle stelle O una bolla interstellare simile alla Nebulosa a bolle (NGC 7635) fosse visibile; tuttavia, quasi nessuna stella O nelle regioni HII ha nebulose ad anello, il che suggerisce che queste bolle interstellari sono rare. "
Come un bambino che mastica una gomma da masticare, la bolla continuerà ad espandersi. E cosa viene dopo la bolla? Perché, il "botto" ovviamente. E quando si tratta di una stella che scoppia, ciò può significare solo una supernova. "Perseguendo il calcolo attraverso le varie fasi della massiccia evoluzione della stella, utilizzando come input una storia realistica di perdita di massa, simuliamo la creazione e l'evoluzione di una bolla soffiata dal vento attorno alla stella fino al momento dell'esplosione della supernova." dice A. J. van Marle (et al), “La materia che fuoriesce incontra uno shock interiore, dove la sua velocità è ridotta a quasi zero. L'energia cinetica del vento diventa energia termica. Questa interazione crea una "bolla calda" di gas caldo quasi stazionario. La pressione termica della bolla calda spinge un guscio nel mezzo interstellare circostante. Qui si presume che il guscio guidato dalla pressione sarà trattenuto solo dalla pressione del pistone creata dalla sua stessa velocità e dalla densità del mezzo circostante. Questa ipotesi è corretta se consideriamo il mezzo circostante freddo. Tuttavia, se prendiamo in considerazione la fotoionizzazione, la situazione diventa piuttosto complicata. Prima di tutto, il gas fotoionizzato avrà una pressione molto più alta rispetto al freddo ISM. Pertanto, la regione HII si espanderà, guidando una shell nell'ISM. In secondo luogo, la bolla calda creata dal vento stellare ora si espanderà in una regione HII calda, il che significa che la pressione termica che reprime il guscio, non sarà più trascurabile rispetto alla pressione del pistone. In NGC 7635 si può osservare una bolla soffiata dal vento che si espande in una regione HII compatta. "
Quindi, come facciamo a sapere quando sono arrivati gli ultimi momenti? “Man mano che la stella invecchia, diventa una supergigante rossa con un vento denso e lento. Il numero di fotoni ionizzanti diminuisce. Pertanto, la regione HII scompare. A causa della bassa densità, la ricombinazione richiederà molto tempo, ma il raffreddamento radiativo causerà una diminuzione della pressione termica. La calda bolla del vento, che mantiene alta la sua pressione, si espande nel gas circostante, creando un nuovo guscio. Un terzo guscio appare vicino alla stella, poiché il calo della pressione dell'ariete dal vento dell'RSG fa espandere la bolla del vento verso l'interno, spazzando via il materiale del vento. " diciamo van Marle, “La presenza di una regione HII in espansione cambia la struttura della densità della nebulosa durante la sequenza principale. Il nostro obiettivo principale in questo momento è simulare l'ambiente circumstellare delle stelle tra 25 M e 40 M al momento dell'esplosione della supernova. "
Bolle magiche? Stai fuori dai piedi quando scoppiano!
Mille grazie a JP Metsavainio della Galassia settentrionale per la sua magica immagine personale e per averci permesso questo incredibile sguardo su una bellezza lontana!
