Kuvaluotto: ESO
Euroopan eteläinen observatorio on julkaissut uusia kuvia sumusta N44 suuressa Magellanin pilvessä. Siniset tähdet elävät hyvin lyhyen ajan ja räjähtävät sitten supernoovina - jotkut ovat jo räjähtäneet alueella, luoneet osan sumun näkyvästä materiaalista.
Linnunradan kaksi tunnetuinta satelliittigalaksia, Magellanin pilvet, sijaitsevat eteläisellä taivaalla noin 170 000 valovuoden etäisyydellä. He isännöivät monia jättiläismäisiä sumulokomplekseja, joissa on erittäin kuumia ja valaisevia tähtiä, joiden voimakas ultraviolettisäteily saa ympäröivän tähteiden välisen kaasun hehkumaan.
Monimutkaiset ja värikkäät nebulaat tuottavat ionisoidulla kaasulla [1], joka paistaa elektronina ja positiivisesti varautuneena atomiytimenä yhdistyy, emittoimalla fotonien kaskadia tarkasti määritellyillä aallonpituuksilla. Sellaisia sumuja kutsutaan ”H II-alueiksi”, jotka merkitsevät ionisoitua vetyä, ts. Vetyatomeja, jotka ovat menettäneet yhden elektronin (protonit). Niiden spektrille on ominaista päästöviivat, joiden suhteelliset intensiteetit sisältävät hyödyllistä tietoa säteilevän kaasun koostumuksesta, sen lämpötilasta, sekä mekanismeista, jotka aiheuttavat ionisaation. Koska näiden spektriviivojen aallonpituudet vastaavat eri värejä, yksin nämä ovat jo erittäin informatiivisia kaasun fysikaalisista olosuhteista.
N44 [2] suuressa magelanisessa pilvessä on mahtava esimerkki sellaisesta jättiläisestä H II -alueesta. Havaittuaan sen vuonna 1999 (ks. ESO PR Photos 26a-d / 99), eurooppalaisten tähtitieteilijöiden ryhmä [3] käytti jälleen laajakenttäkuvaajaa (WFI) La Silla-observatorion MPG / ESO 2,2-metrisessä kaukoputkessa. , osoittaen tämän 67 miljoonan pikselin digitaalikameran samalle taivaan alueelle, jotta saadaan toinen silmiinpistävä - ja tieteellisesti erittäin rikas - kuva tästä sumutinkompleksista. Noin 1000 valovuoden kokoisella N44: n erikoisella muodolla on selvästi kehä, joka sisältää renkaan, joka sisältää noin 40 erittäin kirkkaan ja sinertävän tähden kirkkaan tähtien yhdistyksen.
Nämä tähdet ovat lähtökohtana voimakkaille "tähtituuleille", jotka puhaltavat ympäröivän kaasun, kasauttavat sen ylös ja muodostavat jättimäisiä tähtienvälisiä kuplia. Tällaiset massiiviset tähdet päättävät elämänsä räjähtävinä supernovoina, jotka karkottavat niiden ulkokerrokset suurella nopeudella, tyypillisesti noin 10 000 km / sek.
On melko todennäköistä, että jotkut supernoovat ovat räjähtäneet jo N44: ssä viimeisten muutaman miljoonan vuoden aikana, siten “pyyhkimällä” ympäröivää kaasua. Pienemmät kuplat, filamentit, kirkkaat solmut ja muut kaasun rakenteet todistavat yhdessä tämän alueen erittäin monimutkaisista rakenteista, joita pitää jatkuvassa liikkeessä nopeimmat virtaukset alueen massiivisimmista tähtiistä.
Uusi WFI-kuva N44: stä
Uudessa N44-kuvassa esitetyt värit, jotka on esitetty PR-valokuvassa 31a / 03 (pienempiä kenttiä tarkemmin PR-kuvissa 31b-e / 03), ottavat kolme vahvaa spektrinemissiolinjaa. Sininen väri vaikuttaa pääasiassa yksittäin ionisoitujen happiatomien säteilystä (paistaa ultravioletti-aallonpituudella 372,7 nm), kun taas vihreä väri tulee kaksoisionisoiduista happiatomeista (aallonpituus 500,7 nm). Punainen väri johtuu vedyn H-alfa-linjasta (aallonpituus 656,2 nm), jota emittoidaan, kun protonit ja elektronit yhdistyvät muodostaen vetyatomeja. Punainen väri jäljittää siis ionisoituneen vedyn erittäin monimutkaisen jakautumisen sumussa, kun taas sinisen ja vihreän värin ero osoittaa eri lämpötilojen alueita: mitä kuumempi kaasu, sitä enemmän kaksinkertaisesti ionisoitunut happi se sisältää ja siten vihreämpi väri on.
Tällä tavalla tuotettu yhdistelmäkuva lähestyy sumun todellisia värejä. Suurin osa alueesta näkyy vaaleanpunaisella värillä (sekoitus sinistä ja punaista), koska normaaleissa lämpötilaolosuhteissa, jotka ovat ominaisia suurimmalle osalle tästä H II -alueesta, H-alfa-linjan säteilemä punainen valo ja sininen valo yksinkertaisesti ionisoituneen hapen linja on voimakkaampi kuin kaksoisionisoidun hapen (vihreä) säteily.
Jotkut alueet erottuvat kuitenkin selvästi vihreämmästä sävystään ja suuresta kirkkaudestaan. Jokaisessa näistä alueista on ainakin yksi erittäin kuuma tähti, jonka lämpötila on välillä 30 000 - 70 000 astetta. Sen voimakas ultravioletti säteily lämmittää ympäröivän kaasun korkeampaan lämpötilaan, jolloin enemmän happiatomeja ionisoituu kaksinkertaisesti ja vihreän valon säteily on vastaavasti voimakkaampaa, vrt. PR-valokuva 31c / 03.
Alkuperäinen lähde: ESO-lehdistötiedote
