Στη σημερινή δημοσίευση θα σας παρουσιάσω ένα αντικείμενο του βαθέος ουρανού που η εικόνα του παραπέμπει λόγω ομοιότητας σε μια γήινη φυσαλίδα.
Τα αντικείμενα του βαθέος ουρανού είναι αντικειμενα που βρίσκονται πέρα από το πλανητικό μας συστημα.
Tο νεφέλωμα της Φυσαλίδας (Bubble Nebula or NGC 7635), οπως το φωτογράφισα από το αστεροσκοπείο μου Kydon observatory στην περιοχή Νεροκούρου Χανίων..
Για την καταγραφή του χρησιμοποίησα αστροκάμερα με ψύξη στους -30°C, ανεξάρτητα φίλτρα κόκκινο, πράσινο, μπλε RGB στο ορατό φάσμα, φίλτρο υδρογόνου Baader Ha 7nm, ρομποτική βάση Heq5 pro gt οδηγητική κάμερα, οδηγητικό τηλεσκόπιο κλπ. Εγιναν πολλές λήψεις συνολικου χρόνου 280 min. με όλα αυτά τα φίλτρα και επεξεργασία των δεδομένων με ειδικό λογισμικό για να βγει αυτό το αποτέλεσμα. Εμφυσημένο από τον άνεμο ενός τεράστιου αστεριού, αυτή η διαστρική οπτασία έχει ένα εκπληκτικά οικείο σχήμα. Καταλογογραφημένο ως NGC 7635, είναι επίσης απλά γνωστό ως Νεφέλωμα Φυσαλίδα (Bubble Nebula).
Η εικόνα του νεφελώματος εκπομπής με το ονομα «φυσαλίδα» ή αλλιώς Bubble Nebula or NGC 7635 or Sharpless 162, or Caldwell 11, μας δειχνει μια τεράστια φούσκα που δημιουργείται από ένα ογκώδες άστρο .
Το νεφέλωμα εκπομπης «φυσαλίδα» βρίσκεται στον αστερισμό της Κασσιόπης, έχει μέγεθος απ’ άκρη σ’ άκρη 7 έτη φωτός – περίπου μιάμιση φορές την απόσταση του Ήλιου μας από τον πλησιέστερο αστρικό γείτονά του, τον Alpha Centauri – και απέχει 7.100 έτη φωτός μακριά από τη Γη.
Ένα έτος φωτός είναι η απόσταση που ταξιδεύει το φως σε ένα χρόνο, ή περίπου 6 τρισεκατομμύρια μίλια (10 τρισεκατομμύρια χιλιόμετρα )
Το αστέρι, με ονομασία «Wolf – Rayet»WR 31a ή SAO 20575, που δημιουργεί το νεφέλωμα, έχει τη μάζα 45 Ήλιων. Τα αέρια στο άστρο είναι τόσο καυτά που διαφεύγουν στο διάστημα ως «ηλιακός άνεμος» με ταχύτητα κοντά στα 6,5 εκατομμύρια χιλιόμετρα την ώρα. Αυτή η εκροή αερίων σαρώνει το κρύο διαστρικό αέριο μπροστά του σχηματίζοντας το εξωτερικό άκρο της φούσκας.
Τι είναι οι αστέρες Wolf-Rayet ?
Σε παλαιοτερη δημοσίευση εχω αναφερει σχετικα για αυτούς τους αστέρες.
Οι αστέρες Βολφ-Ρεγιέ (Wolf-Rayet ή WR stars) ανήκουν στην κατηγορία των μεταβλητών άστρων (Στην αστρονομία ως μεταβλητός αστέρας χαρακτηρίζεται κάθε αστέρας του οποίου η λαμπρότητα αλλάζει με την πάροδο του χρόνου). Το 1867, οι Γάλλοι αστρονόμοι Κάρολος Βολφ (Charls Wolf) και Ζωρζ Ρεγιέ (George Rayet), χρησιμοποιώντας το 40 εκ. τηλεσκόπιο του Αστεροσκοπείου του Παρισιού, ανακάλυψαν τα τρία πρώτα από τα γιγαντιαία αυτά άστρα και δώσαν το ονομά τους (Wolf-Rayet) σ αυτού του είδους τους αστέρες. Είναι γιγάντια αστέρια που χαρακτηρίζονται από μεγάλη φωτεινότητα που φθάνει σε απόλυτο οπτικό μέγεθος το -5, η θερμοκρασία στην επιφάνειά τους 30.000 έως 50.000 Κ, και φτωχή ατμόσφαιρα σε υδρογόνο αλλά πλούσια σε ήλιο, άνθρακα και άζωτο.
Νεφέλωμα εκπομπής
Τα νεφελώματα εκπομπής είναι ένα από τα είδη νεφελωμάτων στην αστρονομία. Πρόκειται για διαστημικά νέφη από ιονισμένο αέριο (δηλαδή από πλάσμα), που εκπέμπουν φως διάφορων χρωμάτων. Η πιο συνηθισμένη πηγή του ιονισμού είναι υπεριώδης ακτινοβολία εκπεμπόμενη από ένα γειτονικό αστέρα υψηλής επιφανειακής θερμοκρασίας. Ανάμεσα στους αρκετούς τύπους νεφελωμάτων εκπομπής είναι οι Περιοχές H II (όπου γεννιούνται νέοι αστέρες και οι νεαροί αστέρες μεγάλης μάζας είναι η πηγή της ιονίζουσας ακτινοβολίας) και τα πλανητικά νεφελώματα, στα οποία αντιθέτως ένας αστέρας μικρής μάζας κατά τον θάνατό του έχει αποβάλει τα εξωτερικά του στρώματα μακριά στο διάστημα, όπου ο εκτεθειμένος υψηλής θερμοκρασίας πυρήνας του (λευκός νάνος) τα ιονίζει.
Συνήθως ένας νεαρός αστέρας θα ιονίσει ένα μικρό μέρος του νεφελώματος από το οποίο γεννήθηκε. Μόνο μεγάλοι και θερμοί αστέρες μπορούν να απελευθερώνουν ισχύ ικανή να ιονίζει μεγάλο μέρος ενός τέτοιου νέφους. Συχνά αυτό γίνεται από ένα ολόκληρο σμήνος νεαρών αστέρων.
Το χρώμα του νεφελώματος εξαρτάται από τη χημική του σύσταση και το βαθμό ιονισμού. Εξαιτίας της κυριαρχίας του υδρογόνου στο διαστρικό αέριο και τη σχετικώς χαμηλή ενέργεια ιονισμού του ατόμου του, πολλά νεφελώματα εκπομπής είναι κόκκινα. Αν είναι διαθέσιμη περισσότερη ενέργεια, μπορούν να ιονισθούν και άλλα στοιχεία, οπότε εμφανίζεται και το πράσινο ή το κυανό χρώμα. Εξετάζοντας τα φάσματα των νεφελωμάτων εκπομπής, οι αστρονόμοι βρίσκουν τη χημική τους σύσταση. Τα περισσότερα αποτελούνται από περίπου 90% υδρογόνο, με το υπόλοιπο να είναι ήλιο, οξυγόνο, άζωτο κ.ά. στοιχεία.
Περιοχή H II
Μια περιοχή H II ή περιοχή ιονισμένου υδρογόνου (H II region ή HII region) είναι ένα νεφέλωμα στον διαστρικό χώρο, το οποίο αποτελείται κυρίως από ιονισμένο ατομικό υδρογόνο, δηλαδή σε μεγάλο ποσοστό από ελεύθερα πρωτόνια και ηλεκτρόνια. Συνήθως έχει διαστάσεις από 1 έως εκατοντάδες έτη φωτός και πυκνότητα από λίγα μέχρι περίπου ένα εκατομμύριο σωματίδια ανά κυβικό εκατοστό.
Η πρώτη περιοχή H II που ανακαλύφθηκε είναι το περίφημο Νεφέλωμα του Ωρίωνα (Μ42), που πρωτοπαρατηρήθηκε με τηλεσκόπιο το 1610 από τον Νικολά-Κλωντ Φαμπρί ντε Πεϊρέσκ, αν και είναι ορατό με γυμνό μάτι σε σκοτεινό ουρανό.
Το νεφέλωμα «φυσαλίδα» ανακαλύφθηκε το 1787 από τον William Herschel, έναν επιφανή Βρετανό αστρονόμο. Μέσα σ αυτή τη σφαίρα, το γιγάντιο άστρο καίγεται οπότε σχηματίζεται ένας περίβλημα διαμέτρου 7 ετών φωτός από τα θερμά αέρια γύρω του, που διαστέλλονται προς τα έξω με ταχύτητα κοντά στα 6,5 εκατομμύρια χιλιόμετρα την ώρα.
Την επόμενη εβδομάδα θα μιλήσουμε για ένα άλλο ενδιαφέρον αντικείμενο του βαθέος ουρανού.
Πηγή:
https://el.wikipedia.org, http://physics4u.gr, https://www.tsene.com
