Über dieses Bild
Eine riesige, nahezu perfekte kosmische Blase wird von den heftigen Sternwinden eines superheißen, massereichen Sterns mit der Bezeichnung SAO 20575 (auch bekannt als BD+60°2522) in den Weltraum geschleudert. Der Blasennebel, offiziell als NGC 7635 katalogisiert, ist ein beeindruckendes Beispiel einer vom Wind verwehten Blase – eine Struktur, die entsteht, wenn der sich schnell bewegende Sternwind eines massereichen Sterns das langsamere, dichtere umgebende interstellare Gas antreibt und es zu einer dünnen, leuchtenden Hülle komprimiert. Die Blase hat einen Durchmesser von etwa sieben Lichtjahren und ist damit groß genug, dass das Licht selbst sieben Jahre braucht, um von einer Seite zur anderen zu gelangen. Der treibende Stern, der innerhalb der Blase sichtbar, aber deutlich von ihrem Zentrum versetzt ist, ist etwa zehn- bis zwanzigmal massereicher als die Sonne und millionenfach leuchtender. Die asymmetrische Position des Sterns innerhalb seiner eigenen Blase zeigt, dass das umgebende interstellare Medium nicht einheitlich ist – die Blase dehnt sich leichter in Richtungen aus, in denen das Gas weniger dicht ist, und wird in Richtungen komprimiert, in denen es auf dichteres Molekülwolkenmaterial trifft. Diese Wechselwirkung zwischen der expandierenden Blase und der benachbarten Molekülwolke erzeugt den dramatischen hellen Rand, der am oberen Rand der Struktur sichtbar ist.
Wissenschaftliche Bedeutung
Der Blasennebel ist eines der optisch perfektesten Beispiele einer Sternwindblase, einer Struktur, die durch theoretische Modelle der Interaktion massereicher Sterne mit ihrem umgebenden interstellaren Medium vorhergesagt wird. Das Standardmodell windgeblasener Blasen sagt eine Struktur voraus, die aus frei strömendem Sternwind, einer heißen, schockierten Windregion, einer dünnen, dichten Hülle aus aufgeschwemmtem Material und dem ungestörten Umgebungsmedium besteht. Hubbles Beobachtungen ermöglichen einen detaillierten Vergleich der tatsächlichen Struktur von NGC 7635 mit diesen theoretischen Vorhersagen und offenbaren sowohl Übereinstimmungen als auch Diskrepanzen, die unser Verständnis der Sternwindphysik verfeinern. Die versetzte Position des Zentralsterns vom geometrischen Zentrum der Blase zeigt, wie Dichtegradienten im interstellaren Medium ein asymmetrisches Blasenwachstum erzeugen, ein häufiges Merkmal echter Sternwindblasen, das in theoretischen Modellen oft vereinfacht wird. Durch die Wechselwirkung zwischen der Blase und der angrenzenden dichten Molekülwolke entsteht außerdem ein Photodissoziationsbereich, dessen Eigenschaften gemessen und mit Modellen verglichen werden können.
Beobachtungsdetails
Dieses Bild wurde mit Hubbles Wide Field Camera 3 (WFC3) im sichtbaren Licht zum 26-jährigen Jubiläum des Teleskops aufgenommen. Die vollständige Blase erforderte ein Mosaik aus vier Kacheln, die jeweils in Schmalbandfiltern erfasst wurden, die die Emissionslinien Wasserstoff-Alpha (656 nm), Sauerstoff III (501 nm) und Stickstoff II (658 nm) isolieren. Diese Hubble Heritage-Farbkartierung ordnet Blau Sauerstoff III, Grün Wasserstoff-Alpha und Rot Stickstoff II zu und offenbart die chemische Schichtung innerhalb der Blasenwand und des umgebenden Nebels. Die schmalbandige Bildgebung trennt den Emissionsnebel sauber von den Feldsternen und ermöglicht so einen unverfälschten Blick auf die Gasstruktur.
Ort im Universum
Konstellation
Kassiopeia
Entfernung von der Erde
7.100 Lichtjahre
Lustige Fakten
- 1
Der Blasennebel war Gegenstand von Hubbles 26-jährigem Jubiläumsbild im Jahr 2016 – es war das erste Mal, dass die gesamte Blase in einem einzigen Hubble-Bild erfasst wurde, wofür alle vier Kacheln des WFC3-Detektors erforderlich waren.
- 2
Der Zentralstern ist so leuchtend, dass er in einer Sekunde so viel Energie abgibt, wie die Sonne in etwa einem Jahr produziert, und sein Sternwind weht mit über 4 Millionen Meilen pro Stunde nach außen.
- 3
Der Blasennebel befindet sich in der Nähe des riesigen Molekülwolkenkomplexes, der mit der Sternassoziation Cassiopeia OB2 verbunden ist, einer der aktivsten Sternentstehungsregionen in unserem Quadranten der Milchstraße.
Bildnachweis: NASA, ESA, Hubble-Weltraumteleskop
