Pokud chceme být technický, označení Lynds Bright Nebula 667 je známé také jako Sharpless 2-199. Předpokládejme však na pár okamžiků vědu a podívejme se na to, co je běžně známo jako…. „Mlhovina duše“.
„Mlhovina duše“, umístěná podél ramene Perseus galaxie Mléčná dráha, odráží skutečnou vnitřní krásu i velkorysou část tvrdé vědy. Právě v tomto roce byl tento obrovský oblak molekulárního plynu cílovou studií spouštěné tvorby hvězd. Podle práce Thompsona (et al); "Provedli jsme hloubkovou studii tří jasno lemovaných mraků SFO 11, SFO 11NE a SFO 11E spojených s oblastí HII IC 1848, pomocí pozorování provedených na dalekohledu James Clerk Maxwell (JCMT) a nordickém optickém dalekohledu. (NOT) plus archivní data z IRAS, 2MASS a NVSS. Ukazujeme, že celková morfologie mraků je přiměřeně konzistentní s morfologií radiačně řízených implozních modelů (RDI) vyvinutých k předpovídání vývoje kometárních globulí. Existuje důkaz fotoevaporovaného toku z povrchu každého mraku a na základě morfologie a tlakové rovnováhy mraků je možné, že D-kritické ionizační fronty se šíří do molekulárního plynu. Primární O hvězda zodpovědná za ionizaci povrchů mraků je 06V hvězda HD 17505. Každý mrak je spojen s nedávnou nebo probíhající tvorbou hvězd: detekovali jsme 8 jader sub-mm, která mají znaky protostelárních jader a identifikovali kandidáty YSO z 2MASS dat. Vyvodíme minulý a budoucí vývoj mraků a pomocí jednoduchého argumentu založeného na tlaku demonstrujeme, že UV osvětlení mohlo vyvolat kolaps hustých molekulárních jader, která se nacházejí v čele SFO 11 a SFO 11E. “
S odhadovaným věkem 1 Myr je IC 1848 domovem pro sedmdesát čtyři zdrojů mladých hvězdných objektů a všechny z nich rostou od vnějšku k okraji molekulárního mraku. Jasný okraj je přední stranou ionizace - bariéra mezi horkým ionizovaným plynem oblasti HII a studeným hustým materiálem molekulárního mraku, kde se tvoří hvězdy s vysokou hmotností. Proč je reflexe duše tak důležitá? Pravděpodobně proto, že nedávné studie o meteoritech ukázaly Fe izotopy přítomné v časné sluneční mlhovině - což naznačuje, že naše Slunce se narodilo v oblasti vysoce hmotné formace hvězd, která zažila supernovu událost. Jasně lemované mraky jako IC1848 tyto podmínky kopírují.
Podle práce J. Letta: „Ve světle oblakovaného prachu na okraji oblasti IC 1848 H II byl detekován jasný IR zdroj. Zdá se, že zdrojem je hvězda raného typu s kruhovým prachovým pláštěm typickým pro protostars. Tato hvězda je spojena s pozicí největší excitace CO v hustém molekulárním oblaku. Obrysy emisí CO odpovídají obrysům oblaku prachu s jasným lemováním, což ukazuje, že se hvězda vytvořila uvnitř jasného okraje. Pozorování formaldehydu ve výšce 6 cm, 2 cm a 2 mm se používá ke stanovení hustoty vrstvy mezi hvězdou a ionizovaným plynem jasného H..cap alfa .. rim. Umístění této hvězdy vzhledem k hustému molekulárnímu oblaku, který je vystaven vnějšímu tlaku oblasti HII, naznačuje možnou roli expanze IC 1848 při spouštění tvorby hvězdy v hustých oblastech na obvodu oblasti H II. Zjištěná emise CO se používá k určení požadované svítivosti vložené hvězdy. Hvězda raného typu této jasnosti by měla být detekovatelná jako kompaktní zdroj kontinua. “
NGC 1848 je skutečně v nejranějších stádiích masivního zrození hvězdy, ale je ukrytý za svým prachem. Podle Murryho (et al): „Dokončili jsme multibandové (ultrafialové, optické a blízké infračervené) studium interstelárních extinkčních vlastností devíti hmotných hvězd v IC 1805 a IC 1848, které jsou součástí Cas OB6 v Spirální rameno Perseus. Naše analýza zahrnuje stanovení absolutní extinkce v rozmezí vlnových délek od 3 um do 1250 Á. Pokusili jsme se rozlišit mezi prachem v popředí a prachem lokálním pro Cas OB6. To se provádí kvantitativním porovnáním zákonů o vymírání nejméně zčervenaných zaměřovacích čar (vzorkování převážně prachu v popředí) v porovnání s nejčervenějšími pozorovacími čarami (vzorkování většího podílu prachu v oblasti Cas OB6). Kombinovali jsme předchozí výzkumy, abychom lépe porozuměli vývoji mezihvězdného média v této aktivní oblasti tvořící hvězdy. Nezjistili jsme žádnou změnu chování extinkční křivky mezi středně zčervenalými a silně zčervenalými hvězdami Cas OB6 “.
Zahalen tajemstvím, které je domovem globulet - semen hnědých trpaslíků a volně se vznášejících objektů planetární hmoty. Z práce GF Gahma (et al): „Některé oblasti H II obklopující mladé hvězdokupy obsahují malé zaprášené mraky, které na fotografiích vypadají jako tmavé skvrny nebo slzy na pozadí mlhoviny, které nazýváme„ globulety “, protože jsou mnohem menší než normální koule a tvoří zřetelnou třídu objektů. Mnoho globulet je zcela izolovaných a nachází se daleko od molekulárních obalů a kmenů slonů spojených s regiony. Jiní jsou připojeni k kmenům (nebo mušlím), což naznačuje, že se globulety mohou tvořit v důsledku eroze těchto větších struktur. Vzhledem k tomu, že globulety nejsou stíněny hvězdným světlem prachovými oblaky dále, lze očekávat, že tyto objekty budou rozpuštěny pomocí fotoevaporace. Překvapivě málo objektů však vykazuje jasné okraje nebo formy slz. Počítáme očekávané doby životnosti proti fotoevaporaci. Tyto životy se rozptylují kolem 4 × 106 let, mnohem déle, než se odhadovalo v předchozích studiích, a také mnohem déle než doba volného pádu. Došli jsme k závěru, že velké množství našich globulet má čas na vytvoření centrálních nízkohmotných objektů dlouho předtím, než ionizační fronta, poháněná dopadajícími Lymanovými fotony, pronikla daleko do globulety. Proto mohou být globulety jedním zdrojem při tvorbě hnědých trpaslíků a volně se pohybujících objektů planetární hmoty v galaxii. “
Když se podíváte do duše, zjevně je hodně co přemýšlet.
Mnohokrát děkuji členovi AORAIA Ken Crawfordovi za tento velmi inspirativní obraz!
