Lejos en la constelación de Casiopea, a unos 7.100 años luz de la Tierra, una estrella 40 veces más masiva que nuestro Sol está lanzando una burbuja gigante de su propio material al espacio. Dentro de su esfera azul mágica, la gigantesca estrella arde con una intensidad de llama azul, generando una envoltura de gas caliente de 6 años luz de ancho que se expande hacia afuera a una velocidad de 4 millones de millas por hora. ¿Estás listo para abrir de par en par y entrar? Entonces bienvenido a un poco de magia dimensional ...
Como siempre, cada vez que presentamos una visualización dimensional se realiza de dos maneras. El primero se llama "Visión paralela" y es muy parecido a un rompecabezas de ojo mágico. Cuando abre la imagen a tamaño completo y sus ojos están a la distancia correcta de la pantalla, las imágenes parecerán fusionarse y crearán un efecto 3D. Sin embargo, para algunas personas, esto no funciona bien, por lo que Jukka también ha creado la "Versión cruzada", donde simplemente cruza los ojos y las imágenes se fusionan, creando una imagen central que aparece en 3D. Para algunas personas, esto tampoco funcionará ... ¡Pero espero que funcione para ustedes!
Como la estrella central en NGC 7635 arroja su material, podemos ver que no es uniforme y su apariencia varía con el grosor de los gases circundantes. Lo que parecen ser estructuras en forma de nube son muy gruesas e iluminadas por la intensa luz ultravioleta de la estrella. Lo creas o no, es aquí donde los "vientos" estelares soplan más rápido y no pasará mucho tiempo hasta que estas áreas se erosionen rápidamente. Sin embargo, hay una característica que se destaca más que ninguna otra: la "burbuja dentro de una burbuja". ¿Qué es? Pueden ser dos vientos distintos ... Dos serpentinas distintas de material que chocan entre sí.
“La burbuja en NGC 7635 es el resultado de un rápido viento estelar que se expande hacia el interior de la región H II más grande. Sin embargo, la estrella central BD +60 2522 está notablemente desplazada (aproximadamente 1 ') desde el centro de la burbuja en la dirección de la pared de la densa nube molecular que define esta región de la ampolla H II ". dice B.D. Moore (et al), “Este desplazamiento es el resultado de la evolución de la burbuja de viento hacia el gradiente de densidad y presión establecido por el flujo fotoevaporativo fuera de la pared de la cavidad. Las condiciones físicas alrededor de la burbuja varían según el medio en el que se expande la burbuja. Lejos de la pared de la cavidad, la burbuja se está expandiendo hacia el interior de baja densidad de la región H II. Hacia la pared, en la región de nuestras imágenes, el choque de terminación del viento está muy cerca del frente de ionización. La estructura física resultante, en la cual el flujo fotoevaporativo lejos de la pared de nubes está confinado por la presión del ariete del viento ".
Pero, ¿no estamos viendo el bosque proverbial porque estamos demasiado ocupados mirando los árboles? "BD +60 es la estrella ionizante de NGC 7635, la llamada" Nebulosa de Burbuja ". NGC 7635 se encuentra en el borde de una nube molecular grumosa de baja densidad y la nebulosa puede interpretarse como una burbuja de viento creada por la interacción del viento estelar de BD +60 con el medio interestelar ambiental. Si bien muchas investigaciones se han centrado en la nebulosa, se ha prestado poca atención a la estrella misma ". dice G. Rauw (et al), "Se ha logrado un progreso considerable en nuestra comprensión de los vientos estelares de las estrellas de tipo temprano a través del monitoreo exhaustivo de su variabilidad espectroscópica y el descubrimiento de que algunas de las variaciones cíclicas podrían estar relacionadas con una modulación rotacional del viento estelar. Dado que se cree que la rotación da forma a los vientos de las estrellas Oef, estos objetos aparecen a priori como buenos candidatos para buscar una modulación del viento rotacional ".
A lo largo de su campaña de observación a largo plazo, el grupo encontró una gran variabilidad de perfil en escalas de tiempo de 2 a 3 días, variabilidad en escalas de tiempo de unas pocas horas que podrían estar relacionadas con pulsaciones no radiales, e incluso proponer tentativamente que la paliza de varios no Los modos de pulsación radial activan perturbaciones transitorias de densidad a gran escala en un viento estelar confinado que produce la variabilidad de la escala de tiempo de 2 a 3 días. "Si bien este escenario podría explicar fácilmente la falta de un solo período estable (a través del efecto de la velocidad de propagación de la perturbación y la interacción de varios relojes: pulsaciones, rotación ...), parece más difícil explicar el patrón cambiante de la TVS. Por ejemplo, si una onda de densidad se mueve alrededor de la estrella, ¿por qué no afectaría la absorción y los componentes de emisión de manera similar? dice Rauw, "Una posibilidad podría ser que la perturbación de la densidad afecte a la columna de absorción solo mientras permanezca cerca de la superficie estelar, mientras que el impacto en las líneas de emisión sería mayor cuando la perturbación se haya movido hacia afuera, pero esto es cierto. especulativo."
¿Qué tan común es que una gran estrella forme una burbuja a su alrededor? “Las estrellas masivas evolucionan a través del diagrama HR, perdiendo masa en el camino y formando una variedad de nebulosas de anillo. Durante la etapa de secuencia principal, el viento estelar rápido barre el medio interestelar ambiental para formar una burbuja interestelar. Después de que una estrella masiva evoluciona a una gigante roja o una variable azul luminosa, pierde masa copiosamente para formar una nebulosa circunestelar. A medida que evoluciona hacia una estrella WR, el rápido viento WR arrastra la pérdida de masa anterior y forma una burbuja circunestelar. Las observaciones de las nebulosas en anillo alrededor de estrellas masivas no solo son fascinantes, sino que también son útiles para proporcionar plantillas para diagnosticar a los progenitores de supernovas a partir de sus nebulosas circunestelares ”. You-Hua Chu, del Departamento de Astronomía de la Universidad de Illinois, dice: “El rápido viento estelar de una secuencia principal de estrella O barre el medio interestelar ambiental (ISM) para formar una burbuja interestelar, que consiste en una densa capa de material interestelar. Intuitivamente, esperaríamos que alrededor de la mayoría de las estrellas O una burbuja interestelar similar a la Nebulosa de la Burbuja (NGC 7635) sea visible; sin embargo, casi ninguna estrella O en las regiones HII tiene nebulosas en anillo, lo que sugiere que estas burbujas interestelares son raras ".
Como un niño masticando chicle, la burbuja continuará expandiéndose. ¿Y qué viene después de la burbuja? Por qué, la "explosión", por supuesto. Y cuando se trata de una estrella que explota, eso solo puede significar una supernova. "Al realizar el cálculo a través de las diversas etapas de la evolución masiva de las estrellas, utilizando un historial realista de pérdida de masa como entrada, simulamos la creación y evolución de una burbuja de viento alrededor de la estrella hasta el momento de la explosión de la supernova". dice A. J. van Marle (et al), “La materia que sale encuentra un choque interno, donde su velocidad se reduce a casi cero. La energía cinética del viento se convierte en energía térmica. Esta interacción crea una "burbuja caliente" de gas caliente casi estacionario. La presión térmica de la burbuja caliente impulsa un caparazón al medio interestelar circundante. Aquí se supone que la carcasa impulsada por presión estará restringida solo por la presión del pistón creada por su propia velocidad y la densidad del medio circundante. Esta suposición es correcta si consideramos que el medio circundante está frío. Sin embargo, si tomamos en cuenta la fotoionización, la situación se vuelve más complicada. En primer lugar, el gas fotoionizado tendrá una presión mucho más alta que el ISM frío. Por lo tanto, la región HII se expandirá, conduciendo un shell al ISM. En segundo lugar, la burbuja caliente creada por el viento estelar ahora se expandirá en una región HII caliente, lo que significa que la presión térmica que restringe la carcasa, ya no será insignificante en comparación con la presión del ariete. Se puede observar una burbuja de viento que se expande en una región HII compacta en NGC 7635 ".
Entonces, ¿cómo sabemos cuándo han llegado los momentos finales? “A medida que la estrella envejece, se convierte en una supergigante roja con un viento denso y lento. La cantidad de fotones ionizantes disminuye. Por lo tanto, la región HII desaparece. Debido a la baja densidad, la recombinación llevará mucho tiempo, pero el enfriamiento radiativo causará una disminución de la presión térmica. La burbuja de viento caliente, que mantiene su alta presión, se expande hacia el gas circundante, creando un nuevo caparazón. Un tercer caparazón aparece cerca de la estrella, ya que la caída en la presión del ariete del viento RSG hace que la burbuja de viento se expanda hacia adentro, barriendo el material del viento ". Van Marle dice: “La presencia de una región HII en expansión cambia la estructura de densidad de la nebulosa durante la secuencia principal. Nuestro objetivo principal en este momento es simular el entorno circunestelar de las estrellas entre 25 M y 40 M en el momento de la explosión de la supernova ".
Burbujas mágicas? ¡Solo mantente fuera del camino cuando exploten!
¡Muchas gracias a JP Metsavainio de Northern Galactic por su mágica imagen personal y por permitirnos esta increíble mirada a la belleza distante!
