Görüntü: Herschel: Quang Nguyen Luong & F. Motte, HOBYS Key Program consortium, Herschel SPIRE/PACS/ESA consortia. XMM-Newton: ESA/XMM-Newton
Yıldızlar genellikle gruplar halinde, değişik kütle ve büyüklükler ile oluşurlar. Yıldızın kütlesi ne kadar uzun yaşayacağını ve nükleer yakıt tükendiğinde neler olacağını belirlediğinden, kütle yıldızın kaderidir. Düşük kütleli yıldızlar, büyük kütleli yıldızlardan daha fazla oluşurlar ve çok büyük kütleli yıldızlar oldukça nadirdir.
Ancak büyük kütleli bir yıldızın oluşumu dahi genç yıldız kümesinin dinamiklerini derinden değiştirebilir. Birçok düşük kütleli olgunlaşmamış yıldız daha yıldız olarak adlandırılmadan, büyük kütleli yıldız tüm nükleer evrimi tamamlayarak süpernova olarak patlayabilir.
Süpernovalar, gökadadaki diğer tüm yıldızların birleşerek üretebileceği kadar yüksek enerjili, oldukça güçlü patlamalardır. Bu patlamalar, elbette ki, yıldız doğum bölgelerine oldukça güçlü bir etki yaratarak büyük boşluklar oluşturur, sistemdeki gazı şok sınırlarında sıkıştırır, ya büyük miktarlarda toz üretir ya da tozu temizler ve hatta ikinci bir yıldız oluşum dönemi başlatabilir. Bu sürecin detayları üstteki süpernova kalıntısı W44’ün görüntüsünde görülebilir.
Bu muhteşem görüntü, Herschel Uzay Gözlemevi tarafından alınan kırmızı-ötesi görüntüsü ve mavi olarak görülen ve XMM – Newton X-ışını Gözlemevi tarafından alınan, süpernova tarafından üretilmiş sıcak gaz şokunun X-ışını gözleminin birleştirilmiş halidir. X-ışını yayılımı, yıldız patlaması tarafından üretilen ve Herschel kırmızı-ötesi görüntüsünde görülen daha soğuk toz ile çevrelenmiş sıcak gazın, boşluğun merkezini nasıl doldurduğunu göstermektedir. Patlamış yıldızın çekirdeğinin kalıntısı olan ve PSR B1853+01 olarak adlandırılmış hızla dönen nötron yıldızı, W44’ün üst tarafında, parlak kaynak olarak görülebilir. Kaynak: NASA HEASARC