Na constelação de Cassiopeia, a cerca de 7.100 anos-luz da Terra, uma estrela 40 vezes mais massiva que o nosso Sol está lançando uma bolha gigante de seu próprio material no espaço. Dentro de sua esfera azul mágica, a estrela gigantesca queima com intensidade de chama azul - produzindo um envelope de 6 anos-luz de gás quente ao redor dela que está se expandindo para fora a uma velocidade de 6 milhões de quilômetros por hora. Você está pronto para abrir bem e entrar? Então seja bem-vindo a um pouco de mágica dimensional….
Como sempre, sempre que apresentamos uma visualização dimensional, ela é feita de duas formas. O primeiro é chamado de "Visão Paralela" e é muito parecido com um quebra-cabeça mágico. Quando você abre a imagem em tamanho real e seus olhos estão a uma distância correta da tela, as imagens parecem se fundir e criar um efeito 3D. No entanto, para algumas pessoas, isso não funciona bem - então a Jukka também criou a "Versão cruzada", onde você simplesmente cruza os olhos e as imagens se fundem, criando uma imagem central que aparece em 3D. Para algumas pessoas, isso também não vai funcionar ... mas espero que funcione para você!
Como a estrela central do NGC 7635 descarta seu material, podemos ver que não é uniforme e sua aparência varia com a espessura dos gases ao redor. O que parece ser estruturas semelhantes a nuvens são muito espessas e iluminadas pela intensa luz ultravioleta da estrela. Acredite ou não, é aqui que os "ventos" estelares sopram mais rápido e não demorará muito até que essas áreas corroam rapidamente. No entanto, há uma característica que se destaca mais do que qualquer outra - a "bolha dentro de uma bolha". O que é isso? Pode haver dois ventos distintos ... Duas serpentinas distintas de material colidindo.
“A bolha no NGC 7635 é o resultado de um rápido vento estelar se expandindo para o interior da grande região H II. No entanto, a estrela central BD +60 2522 é sensivelmente deslocada (em cerca de 1 ') do centro da bolha na direção da parede da nuvem molecular densa que define essa região H II da bolha. ” diz B.D. Moore (et al.): “Esse deslocamento é o resultado da evolução da bolha do vento no gradiente de densidade e pressão estabelecido pelo fluxo foto-evaporativo longe da parede da cavidade. As condições físicas ao redor da bolha variam de acordo com o meio no qual a bolha está se expandindo. Longe da parede da cavidade, a bolha está se expandindo para o interior de baixa densidade da região H II. Na parede, na região de nossas imagens, o choque de terminação do vento está muito próximo da frente de ionização. A estrutura física resultante, na qual o fotoevaporativo flui para longe da parede das nuvens é confinada pela pressão de ar do vento. ”
Mas não estamos vendo a floresta proverbial porque estamos muito ocupados olhando as árvores? “O BD +60 é a estrela ionizante do NGC 7635, a chamada“ Nebulosa da Bolha ”. O NGC 7635 fica na borda de uma nuvem molecular de baixa densidade e a nebulosa pode ser interpretada como uma bolha soprada pelo vento criada pela interação do vento estelar do BD +60 com o meio interestelar ambiente. Embora muitas investigações tenham se concentrado na nebulosa, pouca atenção foi dada à própria estrela. ” diz G. Rauw (et al.), “Um progresso considerável em nossa compreensão dos ventos estelares de estrelas do tipo inicial foi alcançado através do monitoramento extensivo de sua variabilidade espectroscópica e da descoberta de que algumas variações cíclicas podem estar relacionadas a uma modulação rotacional. do vento estelar. Como se acredita que a rotação molda os ventos das estrelas da Oef, esses objetos parecem a priori como bons candidatos para procurar uma modulação rotacional do vento. ”
Ao longo de sua campanha de observação de longo prazo, o grupo encontrou forte variabilidade de perfil em escalas de tempo de 2 a 3 dias, variabilidade em escalas de tempo de algumas horas que podem estar relacionadas a pulsações não radiais e até propõe, provisoriamente, que o espancamento de várias modos de pulsação radial desencadeiam perturbações transitórias de densidade em grande escala em um vento estelar confinado que produz a variabilidade da escala de tempo de 2 a 3 dias. “Embora esse cenário possa facilmente explicar a falta de um único período estável (através do efeito da velocidade de propagação da perturbação e da interação de vários relógios: pulsações, rotação ...), parece mais difícil explicar o padrão de mudança do TVS. Por exemplo, se uma onda de densidade se move ao redor da estrela, por que não afetaria a absorção e os componentes de emissão de maneira semelhante? ” diz Rauw: “Uma possibilidade pode ser que a perturbação da densidade afete a coluna de absorção apenas enquanto ela permanecer próxima à superfície estelar, enquanto o impacto nas linhas de emissão seria maior quando a perturbação se mover para fora, mas é certo que ainda assim especulativo."
Quão comum é uma estrela enorme formar uma bolha ao seu redor? “Estrelas massivas evoluem no diagrama de RH, perdendo massa ao longo do caminho e formando uma variedade de nebulosas em anel. Durante o estágio principal de sequência, o rápido vento estelar varre o meio interestelar ambiente para formar uma bolha interestelar. Depois que uma estrela maciça evolui para um gigante vermelho ou uma variável azul luminosa, ela perde massa copiosamente para formar uma nebulosa circunstancial. À medida que evolui para uma estrela WR, o vento WR veloz varre a perda de massa anterior e forma uma bolha circunstancial. Observações de nebulosas em anel em torno de estrelas massivas não apenas são fascinantes, mas também são úteis no fornecimento de modelos para diagnosticar os progenitores das supernovas de suas nebulosas circunstanciais. ” diz You-Hua Chu, do Departamento de Astronomia da Universidade de Illinois: “O vento estelar rápido de uma estrela principal de O varre o meio interestelar ambiental (ISM) para formar uma bolha interestelar, que consiste em uma densa camada de material interestelar. Intuitivamente, esperaríamos em torno da maioria das estrelas O uma bolha interestelar semelhante à Nebulosa das Bolhas (NGC 7635) ser visível; no entanto, quase nenhuma estrela O nas regiões HII tem nebulosas em anel, sugerindo que essas bolhas interestelares são raras. ”
Como uma criança mascando chiclete, a bolha continuará se expandindo. E o que vem depois da bolha? Ora, o "estrondo", é claro. E quando se trata de uma estrela estrondosa, isso só pode significar uma supernova. “Ao prosseguir com o cálculo através dos vários estágios da evolução maciça de estrelas, usando como histórico uma entrada realista de perda de massa, simulamos a criação e a evolução de uma bolha soprada pelo vento ao redor da estrela até o momento da explosão da supernova.” diz A. J. van Marle (et al), “A matéria que sai da água encontra um choque interno, onde sua velocidade é reduzida a quase zero. A energia cinética do vento se torna energia térmica. Essa interação cria uma "bolha quente" de gás quente quase estacionário. A pressão térmica da bolha quente aciona uma concha no meio interestelar circundante. Aqui supõe-se que a carcaça acionada por pressão será restringida apenas pela pressão do aríete criada por sua própria velocidade e pela densidade do meio circundante. Essa suposição está correta se considerarmos o meio circundante frio. No entanto, se levarmos em conta a fotoionização, a situação se torna um pouco mais complicada. Primeiro de tudo, o gás fotoionizado terá uma pressão muito maior do que o ISM frio. Portanto, a região HII se expandirá, direcionando um shell para o ISM. Segundo, a bolha quente criada pelo vento estelar agora se expandirá para uma região quente de HII, o que significa que a pressão térmica que restringe o casco, não será mais desprezível em comparação com a pressão do aríete. Uma bolha soprada pelo vento expandindo-se para uma região HII compacta pode ser observada no NGC 7635. ”
Então, como sabemos quando os momentos finais chegaram? “À medida que a estrela envelhece, ela se torna uma supergigante vermelha com um vento denso e lento. O número de fótons ionizadores cai. Portanto, a região HII desaparece. Devido à baixa densidade, a recombinação levará muito tempo, mas o resfriamento radiativo causará uma diminuição na pressão térmica. A bolha de vento quente, que mantém sua alta pressão, se expande para o gás circundante, criando uma nova concha. Uma terceira concha aparece perto da estrela, pois a queda na pressão do aríete do vento RSG faz com que a bolha se expanda para dentro, varrendo o material do vento. ” van Marle diz: “A presença de uma região HII em expansão altera a estrutura de densidade da nebulosa durante a sequência principal. Nosso principal objetivo neste momento é simular o ambiente circunstelar de estrelas entre 25 e 40 M no momento da explosão da supernova. ”
Bolhas mágicas? Apenas fique fora do caminho quando eles aparecerem!
Muito obrigado a JP Metsavainio, da Northern Galactic, por sua imagem mágica pessoal e por nos permitir esse olhar incrível sobre a beleza distante!
