Kujutise krediit: ESO
Euroopa lõunaobservatoorium on välja lasknud suured Magellaani pilves olevad udukogu N44 pildid. Sinised tähed elavad väga lühikest aega ja plahvatavad seejärel supernoovadena - mõned on selles piirkonnas juba plahvatanud, luues osa udukogu nähtavast materjalist.
Linnutee kaks tuntuimat satelliidi galaktikat, Magellaani pilved, asuvad lõunataevas umbes 170 000 valgusaasta kaugusel. Neis asuvad paljud väga kuumade ja helendavate tähtedega hiiglaslikud udukompleksid, mille intensiivne ultraviolettkiirgus paneb ümbritseva tähtedevahelise gaasi hõõguma.
Keerukaid ja värvilisi udusid tekitab ioniseeritud gaas [1], mis särab elektronidena ja positiivselt laetud aatomituumad rekombineeruvad, eraldades täpselt määratletud lainepikkustel footonite kaskaadi. Selliseid udusid nimetatakse H II piirkondadeks, mis tähistavad ioniseeritud vesinikku, st vesiniku aatomeid, mis on kaotanud ühe elektroni (prootonid). Nende spektrit iseloomustavad emissioonijooned, mille suhteline intensiivsus sisaldab kasulikku teavet emiteeriva gaasi koostise, selle temperatuuri ning ionisatsiooni põhjustavate mehhanismide kohta. Kuna nende spektrijoonte lainepikkused vastavad eri värvidele, on need üksi juba gaasi füüsikaliste tingimuste kohta väga informatiivsed.
N44 [2] suures Magelani pilves on sellise hiiglasliku H II piirkonna tähelepanuväärne näide. Pärast seda, kui seda 1999. aastal täheldati (vt ESO PR fotod 26a-d / 99), kasutas Euroopa astronoomide meeskond [3] La Silla observatooriumi MPG / ESO 2,2-meetrise teleskoobiga taas Wide-Field-Imagerit (WFI). , osutades selle 67 miljoni pikslise digitaalkaamera samale taevapiirkonnale, et saada sellest udukompleksist veel üks silmatorkav - ja teaduslikult äärmiselt rikas - pilt. Ligikaudu 1000 valgusaasta suurusel N44 omapärane kuju visandab selgelt rõnga, millel on umbes 40 väga helendava ja sinaka tähe särav täheühendus.
Need tähed on pärit võimsatest "tähetuultest", mis puhuvad ümbritseva gaasi välja, kuhjavad selle kokku ja tekitavad hiiglaslikke tähtedevahelisi mullid. Sellised massiivsed tähed lõpetavad oma elu nagu plahvatavad supernoovad, mis väljutavad nende väliskihte suurel kiirusel, tavaliselt umbes 10 000 km / sek.
On üsna tõenäoline, et mõned supernoovad on viimase paari miljoni aasta jooksul N44-s juba plahvatanud, “pühkides” ümbritseva gaasi ära. Väiksemad mullid, hõõgniidid, säravad sõlmed ja muud gaasi struktuurid annavad tunnistust selle piirkonna äärmiselt keerukatest struktuuridest, mida hoiab pidevas liikumises kiire väljavool piirkonna kõige massiivsematest tähtedest.
Uus WFI pilt N44-st
N44 uues kujutises, mis on näidatud PR-fotol 31a / 03 (väiksemate väljadega täpsemalt PR Photos 31b-e / 03), reprodutseeritud värvid proovivad kolme tugevat spektraalemissioonijoont. Sinist värvi põhjustavad peamiselt üksikult ioniseeritud hapnikuaatomite emissioonid (ultraviolettlainepikkus paistab 372,7 nm), roheline värvus aga kahekordselt ioniseeritud hapnikuaatomitest (lainepikkus 500,7 nm). Punane värvus tuleneb vesiniku H-alfa joonest (lainepikkus 656,2 nm), mis eraldub prootonite ja elektronide ühendamisel vesinikuaatomite moodustamiseks. Punane värv jäljendab seetõttu ioniseeritud vesiniku äärmiselt keerulist jaotust udus, samas kui sinise ja rohelise värvi erinevus näitab erineva temperatuuriga piirkondi: mida kuumem on gaas, seda kahekordselt ioniseeritud hapnikku see sisaldab ja seega rohelisem värv on.
Sel viisil toodetud komposiitfoto lähendab udukogu tegelikke värve. Suurem osa piirkonnast on roosakasvärviga (segu sinisest ja punasest), kuna normaalsetes temperatuuritingimustes, mis iseloomustavad enamikku sellest H II piirkonnast, H-alfa kiirgav punane tuli ja sinine valgus. üksikult ioniseeritud hapniku joon on intensiivsem kui see, mis eraldub kahekordselt ioniseeritud hapniku (roheline) joonel.
Mõned piirkonnad paistavad silma siiski selgelt eristuva rohelise varju ja suure heleduse tõttu. Kõik need piirkonnad sisaldavad vähemalt ühte eriti kuuma tähte, mille temperatuur on vahemikus 30 000–70 000 kraadi. Selle intensiivne ultraviolettkiirgus soojendab ümbritsevat gaasi kõrgemale temperatuurile, mille jooksul rohkem hapnikuaatomeid ioniseeritakse kahekordselt ja rohelise valguse emissioon on vastavalt tugevam, vrd. PR foto 31c / 03.
Algne allikas: ESO pressiteade
