Dans la constellation de Cassiopée, à quelque 7 100 années-lumière de la Terre, une étoile 40 fois plus massive que notre Soleil souffle dans l'espace une bulle géante de son propre matériau. À l'intérieur de sa sphère bleue magique, l'étoile gigantesque brûle à l'intensité de la flamme bleue - créant autour de lui une enveloppe de gaz chaud de 6 années-lumière qui s'étend vers l'extérieur à une vitesse de 4 millions de miles par heure. Êtes-vous prêt à ouvrir grand et à entrer? Alors bienvenue dans une petite magie dimensionnelle….
Comme toujours, chaque fois que nous présentons une visualisation dimensionnelle, cela se fait de deux manières. Le premier s'appelle «Vision parallèle» et il ressemble beaucoup à un casse-tête magique. Lorsque vous ouvrez l'image en taille réelle et que vos yeux sont à la bonne distance de l'écran, les images semblent fusionner et créer un effet 3D. Cependant, pour certains, cela ne fonctionne pas bien - Jukka a également créé la "Version croisée", où vous croisez simplement les yeux et les images fusionnent, créant une image centrale qui apparaît en 3D. Pour certains, cela ne fonctionnera pas non plus… Mais j'espère que ça le fera pour vous!
Comme l'étoile centrale du NGC 7635 perd son matériau, nous pouvons voir qu'elle n'est pas uniforme et que son apparence varie en fonction de l'épaisseur des gaz environnants. Les structures qui ressemblent à des nuages sont très épaisses et illuminées par la lumière ultraviolette intense de l’étoile. Croyez-le ou non, c'est ici que les "vents" stellaires soufflent le plus vite et il ne faudra pas longtemps pour que ces zones s'érodent rapidement. Cependant, il y a une caractéristique qui se démarque plus que toute autre - la «bulle dans une bulle». Qu'Est-ce que c'est? Il peut s'agir de deux vents distincts… Deux banderoles distinctes de matériaux entrant en collision.
«La bulle du NGC 7635 est le résultat d'un vent stellaire rapide s'étendant à l'intérieur de la plus grande région H II. Cependant, l'étoile centrale BD +60 2522 est sensiblement décalée (d'environ 1 ') par rapport au centre de la bulle en direction de la paroi du nuage moléculaire dense qui définit cette région de boursouflure H II. " dit B.D. Moore (et al), «Ce décalage est le résultat de l'évolution de la bulle de vent dans le gradient de densité et de pression établi par le flux photoévaporatif loin de la paroi de la cavité. Les conditions physiques autour de la bulle varient selon le milieu dans lequel la bulle se dilate. Loin de la paroi de la cavité, la bulle se dilate dans l'intérieur à faible densité de la région H II. Vers le mur, dans la région de nos images, le choc de terminaison du vent est très proche du front d'ionisation. La structure physique qui en résulte, dans laquelle le flux photoévaporatif loin de la paroi nuageuse est confiné par la pression dynamique du vent. »
Mais ne voyons-nous pas la forêt proverbiale parce que nous sommes trop occupés à regarder les arbres? «BD +60 est l'étoile ionisante de NGC 7635, la soi-disant« nébuleuse à bulles ». NGC 7635 se trouve au bord d'un nuage moléculaire touffu de faible densité et la nébuleuse peut être interprétée comme une bulle soufflée par le vent créée par l'interaction du vent stellaire de BD +60 avec le milieu interstellaire ambiant. Alors que de nombreuses enquêtes se sont concentrées sur la nébuleuse, peu d'attention a été accordée à la star elle-même. » dit G. Rauw (et al), «Des progrès considérables dans notre compréhension des vents stellaires des étoiles de type précoce ont été réalisés grâce à une surveillance approfondie de leur variabilité spectroscopique et à la découverte que certaines des variations cycliques pourraient être liées à une modulation de rotation du vent stellaire. Puisque la rotation est censée façonner les vents des étoiles de l'Oef, ces objets apparaissent a priori comme de bons candidats pour rechercher une modulation du vent en rotation. »
Tout au long de sa campagne d'observation à long terme, le groupe a trouvé une forte variabilité du profil sur des échelles de temps de 2 à 3 jours, une variabilité sur des échelles de temps de quelques heures qui pourrait être liée à des pulsations non radiales, et propose même provisoirement que le battement de plusieurs non -les modes de pulsation radiale déclenchent des perturbations transitoires de la densité à grande échelle dans un vent stellaire confiné qui produisent la variabilité de l'échelle de temps de 2 à 3 jours. «Alors que ce scénario pourrait facilement expliquer l'absence d'une seule période stable (par l'effet de la vitesse de propagation de la perturbation et l'interaction de différentes horloges: pulsations, rotation…), il semble plus difficile d'expliquer l'évolution du schéma de la TVS. Par exemple, si une onde de densité se déplace autour de l'étoile, pourquoi n'affecterait-elle pas l'absorption et les composantes d'émission de manière similaire? » dit Rauw, «Une possibilité pourrait être que la perturbation de la densité affecte la colonne d'absorption uniquement tant qu'elle reste proche de la surface stellaire tandis que l'impact sur les raies d'émission serait plus important lorsque la perturbation s'est déplacée vers l'extérieur, mais il est vrai que c'est encore plutôt spéculatif."
À quel point est-il courant qu'une énorme étoile forme une bulle autour d'elle-même? «Les étoiles massives évoluent à travers le diagramme HR, perdant de la masse en cours de route et formant une variété de nébuleuses annulaires. Pendant la séquence principale, le vent stellaire rapide balaie le milieu interstellaire ambiant pour former une bulle interstellaire. Après qu'une étoile massive ait évolué en une géante rouge ou une variable bleue lumineuse, elle perd copieusement de la masse pour former une nébuleuse circumstellaire. Au fur et à mesure qu'il évolue vers une étoile WR, le vent rapide WR balaie la perte de masse précédente et forme une bulle circumstellaire. Les observations de nébuleuses annulaires autour d'étoiles massives sont non seulement fascinantes, mais également utiles pour fournir des modèles permettant de diagnostiquer les progéniteurs des supernovae à partir de leurs nébuleuses circumstellaires. » dit You-Hua Chu du Département d'astronomie de l'Université de l'Illinois, «Le vent stellaire rapide d'une étoile O de séquence principale balaie le milieu interstellaire ambiant (ISM) pour former une bulle interstellaire, qui se compose d'une coquille dense de matière interstellaire. Intuitivement, nous nous attendrions à ce que, autour de la plupart des étoiles O, une bulle interstellaire similaire à la nébuleuse à bulles (NGC 7635) soit visible; cependant, presque aucune étoile O dans les régions HII n'a de nébuleuses annulaires, ce qui suggère que ces bulles interstellaires sont rares. »
Comme un enfant à mâcher du chewing-gum, la bulle continuera de s'étendre. Et qu'est-ce qui vient après la bulle? Pourquoi, le «bang» bien sûr. Et quand il s'agit d'une star en plein essor, cela ne peut signifier qu'une supernova. "En poursuivant le calcul à travers les différentes étapes de l'évolution des étoiles massives, en utilisant un historique de perte de masse réaliste en entrée, nous simulons la création et l'évolution d'une bulle soufflée par le vent autour de l'étoile jusqu'au moment de l'explosion de la supernova." dit A. J. van Marle (et al), «La matière qui s'écoule rencontre un choc interne, où sa vitesse est réduite à presque zéro. L'énergie cinétique du vent devient énergie thermique. Cette interaction crée une «bulle chaude» de gaz chaud presque stationnaire. La pression thermique de la bulle chaude entraîne une coquille dans le milieu interstellaire environnant. Ici, il est supposé que la coque entraînée par pression ne sera retenue que par la pression du piston créée par sa propre vitesse et la densité du milieu environnant. Cette hypothèse est correcte si l'on considère que le milieu environnant est froid. Cependant, si l'on prend en compte la photo-ionisation, la situation devient un peu plus compliquée. Tout d'abord, le gaz photoionisé aura une pression beaucoup plus élevée que l'ISM froid. Par conséquent, la région HII se développera, entraînant un obus dans l'ISM. Deuxièmement, la bulle chaude créée par le vent stellaire va maintenant s'étendre dans une région chaude HII, ce qui signifie que la pression thermique retenant la coque ne sera plus négligeable par rapport à la pression du vérin. Une bulle soufflée par le vent se développant dans une région compacte HII peut être observée dans NGC 7635. »
Alors, comment savoir quand les derniers moments sont arrivés? «À mesure que l'étoile vieillit, elle devient une supergéante rouge avec un vent dense et lent. Le nombre de photons ionisants diminue. Par conséquent, la région HII disparaît. En raison de la faible densité, la recombinaison prendra beaucoup de temps, mais le refroidissement radiatif entraînera une diminution de la pression thermique. La bulle de vent chaude, qui maintient sa haute pression, se dilate dans le gaz environnant, créant une nouvelle coque. Un troisième obus apparaît près de l'étoile, car la baisse de la pression du bélier du vent RSG provoque l'expansion de la bulle de vent vers l'intérieur, balayant le matériau du vent. » dit van Marle, «La présence d'une région HII en expansion modifie la structure de densité de la nébuleuse pendant la séquence principale. Notre objectif principal à l'heure actuelle est de simuler l'environnement circumstellaire des étoiles entre 25 M et 40 M au moment de l'explosion de la supernova. »
Des bulles magiques? Restez à l'écart quand ils apparaissent!
Un grand merci à JP Metsavainio de Northern Galactic pour son image personnelle magique et nous permettant ce regard incroyable sur la beauté lointaine!
