지구에서 약 7,100 광년 떨어진 카시오페이아 별자리에서 우리 태양보다 40 배나 더 큰 별은 자체 물질의 거대한 기포를 우주로 불고 있습니다. 마법의 푸른 구체 안에서, 거대한 별은 푸른 불꽃 강도로 타 오릅니다. 그 주위에 6 광년의 뜨거운 가스 봉투가 시간당 4 백만 마일의 속도로 바깥쪽으로 확장되고 있습니다. 넓게 열고 안으로 들어갈 준비가 되셨습니까? 그런 다음 작은 차원의 마법에 오신 것을 환영합니다…
항상 그렇듯이 차원 시각화를 제시 할 때마다 두 가지 방식으로 수행됩니다. 첫 번째는 "병렬 비전"이라고하며 마법의 눈 퍼즐과 매우 흡사합니다. 전체 크기 이미지를 열었을 때 눈이 화면에서 올바른 거리에 있으면 이미지가 병합되어 3D 효과가 나타납니다. 그러나 일부 사람들에게는이 기능이 제대로 작동하지 않습니다. 따라서 Jukka는 "십자 버전"도 만들었습니다. 여기에서 단순히 눈을 교차하면 이미지가 병합되어 3D로 나타나는 중앙 이미지가 만들어집니다. 어떤 사람들에게는 이것이 작동하지 않을 것입니다 ... 그러나 그것이 당신에게 도움이되기를 바랍니다!
NGC 7635의 중심 별이 재료를 비추기 때문에 균등하지 않으며 주변 가스의 두께에 따라 모양이 달라집니다. 구름 모양의 구조물은 매우 두껍고 별의 강렬한 자외선에 의해 조명됩니다. 믿거 나 말거나, 여기에서 가장 아름다운 "바람"이 가장 빨리 부는 곳이며이 지역이 빠르게 침식 될 때까지 오래 걸리지 않습니다. 그러나 "거품 내 거품"이라는 다른 기능보다 뛰어난 기능이 있습니다. 무엇입니까? 두 개의 별개의 바람 일 수 있습니다. 두 개의 별개의 물질이 서로 충돌합니다.
“NGC 7635의 버블은 더 큰 H II 영역의 내부로 확장되는 빠른 별 풍의 결과입니다. 그러나 중심 별 BD +60 2522는이 블리스 터 H II 영역을 정의하는 조밀 한 분자 구름의 벽 방향으로 기포의 중심으로부터 눈에 띄게 상쇄됩니다 (약 1 ').” B.D. Moore (et al),“이 오프셋은 바람 벽이 공동 벽에서 멀리 떨어진 광 증발 유동에 의해 설정된 밀도와 압력 구배로 진화 한 결과입니다. 기포 주변의 물리적 조건은 기포가 팽창하는 매체에 따라 다릅니다. 공동 벽으로부터 멀어지면서 기포는 H II 영역의 저밀도 내부로 확장된다. 벽쪽으로, 이미지 영역에서 풍향 충격은 이온화 전선에 매우 가깝습니다. 구름 벽으로부터의 광 증발 유동이 바람의 램 압력에 의해 제한되는 결과적인 물리적 구조”
하지만 나무를 보느라 너무 바빠서 잠언 숲이 보이지 않습니까? “BD +60은 소위“성운”이라고 불리는 NGC 7635의 이온화 별입니다. NGC 7635는 저밀도 덩어리 분자 구름의 가장자리에 있으며 성운은 BD +60의 별풍과 주변 성간 매체의 상호 작용에 의해 생성 된 바람에 날리는 거품으로 해석 될 수 있습니다. 많은 연구들이 성운에 중점을 두었지만, 별 자체에는 거의주의를 기울이지 않았습니다.” G. Rauw (et al)는“초기형 별들의 별풍에 대한 이해의 상당한 진보는 그들의 분 광학적 변동성에 대한 광범위한 모니터링과 일부 주기적 변동이 회전 변조와 관련 될 수 있다는 발견을 통해 달성되었다 별의 바람. 회전이 Oef 별의 바람을 형성한다고 생각되기 때문에, 이러한 물체는 회전 풍 변조를 탐색하기에 좋은 후보로서 우선 순위로 보인다”고 말했다.
이 그룹은 장기 관찰 캠페인을 통해 2 ~ 3 일의 시간 척도에 대한 강력한 프로파일 변동, 비방 사형 맥동과 관련이있을 수있는 몇 시간의 시간 척도에 대한 변동성, 심지어는 -방사선 맥동 모드는 2 ~ 3 일 시간 규모 변동성을 생성하는 한정된 항성풍에서 일시적인 대규모 밀도 변동을 유발합니다. “이 시나리오는 섭동의 전파 속도와 다양한 시계의 상호 작용 (맥동, 회전 등)의 영향을 통해 단일 안정주기의 부족을 쉽게 설명 할 수 있지만 변화하는 패턴을 설명하기가 더 어려워 보입니다. TVS. 예를 들어, 밀도 파가 항성 주위를 움직이면 왜 비슷한 방식으로 흡수와 방출 성분에 영향을 미치지 않습니까?” Rauw는“한 가지 가능성은 밀도 변동이 항성 표면에 가깝게 남아있는 한 흡수 컬럼에 영향을 미칠 수 있지만, 섭동이 바깥쪽으로 움직일 때 방출 선에 미치는 영향이 더 클 수는 있지만, 여전히 여전히 위험한."
거대한 별이 그 주위에 거품을 형성하는 것이 얼마나 흔한 일입니까? “거대한 별들은 HR 다이어그램에서 진화하여 길을 따라 질량을 잃고 다양한 고리 성운을 형성합니다. 주 계열 단계에서, 빠른 항성풍은 주변 성간 매체를 쓸어내어 성간 기포를 형성한다. 거대한 별이 적색 거인 또는 빛나는 파란색 변수로 진화 한 후, 별의 성운을 형성하기 위해 대량으로 질량을 잃습니다. WR별로 더 발전함에 따라, 빠른 WR 바람은 이전의 질량 손실을 휩쓸고 주변의 기포를 형성합니다. 거대한 별 주위의 고리 성운의 관측은 매혹적인 일이 아니라 주변 성운에서 초신성의 선구자를 진단하는 템플릿을 제공하는 데 유용합니다.” 일리노이 대학 천문학과의 유우 화 (Hu-Hua Chu)는“주 계열성 O 스타의 빠른 항성풍은 주변 성간 매체 (ISM)를 쓸어내어 성간 기포를 형성하여 성간 물질의 조밀 한 껍질로 구성되어있다. 직관적으로, 우리는 대부분의 오성 주위에서 버블 성운 (NGC 7635)과 유사한 성간 버블이 보일 것으로 예상합니다. 그러나 HII 지역의 어떤 O 별도 고리 성운이 거의 없기 때문에이 성간 기포가 드물다는 것을 암시한다”고 말했다.
껌을 씹는 아이처럼 거품이 계속 팽창합니다. 그리고 거품 뒤에 무엇이 오는가? 물론, "뱅". 그리고 별이 bang을 때 초신성을 의미 할 수 있습니다. "실제 질량 손실 이력을 입력으로 사용하여 거대한 별 진화의 다양한 단계를 통해 계산을 수행함으로써, 초신성 폭발이 일어날 때까지 별 주위에 바람이 부는 거품의 생성과 진화를 시뮬레이션합니다." A. J. van Marle (et al)은 말합니다.“유출되는 물질은 내부 충격을 만나 속도가 거의 0으로 감소합니다. 바람의 운동 에너지는 열 에너지가됩니다. 이러한 상호 작용은 거의 정지 된 뜨거운 가스의 "뜨거운 거품"을 만듭니다. 뜨거운 기포의 열압은 쉘을 주변 성간 매체로 이동시킵니다. 여기서, 압력 구동 쉘은 그 자신의 속도 및 주변 매체의 밀도에 의해 생성 된 램 압력에 의해서만 제한 될 것으로 가정된다. 주변 매체가 차갑다 고 생각하면이 가정은 맞습니다. 그러나 광 이온화를 고려하면 상황이 다소 복잡해집니다. 우선, 광 이온화 된 가스는 차가운 ISM보다 훨씬 높은 압력을 갖습니다. 따라서 HII 영역이 확장되어 ISM으로 쉘이 이동합니다. 둘째로, 별풍에 의해 생성 된 뜨거운 기포는 이제 뜨거운 HII 영역으로 확장 될 것이며, 이는 쉘을 구속하는 열 압력이 더 이상 램 압력에 비해 무시할 수 없을 것이라는 것을 의미한다. NGC 7635에서 콤팩트 한 HII 영역으로 팽창하는 바람이 불어 오는 것을 볼 수 있습니다.”
그렇다면 마지막 순간이 언제인지 어떻게 알 수 있습니까? “별이 나이가 들어감에 따라, 그것은 조밀하고 느린 바람으로 붉은 초거성이됩니다. 이온화 광자 수가 감소합니다. 따라서 HII 영역이 사라집니다. 밀도가 낮기 때문에 재조합에 시간이 오래 걸리지 만 복사 냉각으로 인해 열압이 감소합니다. 높은 압력을 유지하는 열기 풍은 주변 가스로 확장되어 새로운 껍질을 만듭니다. RSG 바람의 램 압력 강하로 인해 기포가 안쪽으로 팽창하여 바람 물질을 쓸어 내므로 세 번째 껍질이 별 근처에 나타납니다.” 반 말레 (Van Marle)는“확장 된 HII 영역의 존재는 메인 시퀀스 동안 성운의 밀도 구조를 변화시킨다. 현재 우리의 주요 목표는 초신성 폭발시 25M에서 40M 사이의 별의 주변 환경을 시뮬레이션하는 것입니다.”
마법의 거품? 그들이 터질 때 방해하지 마십시오!
마술 같은 개인적인 이미지를 보여준 먼 북부의 JP Metsavainio에게 감사의 말을 전합니다.
