Om vi vill vara tekniska är Lynds Bright Nebula 667 beteckningen och den är också känd som Sharpless 2-199. Låt oss dock lämna vetenskapen bara några ögonblick och titta på vad den är mer känd som ... ”Soul Nebula”.
”Soul Nebula” ligger längs Perseus-armen på Vintergalaxen och återspeglar verklig inre skönhet och en generös del av hård vetenskap. Just i år var detta jätte moln av molekylär gas målstudien för utlösad stjärnbildning. Enligt Thompsons (et al) verk; ”Vi har genomfört en djupgående studie av tre ljusrimmade moln SFO 11, SFO 11NE och SFO 11E förknippade med HII-regionen IC 1848 med hjälp av observationer utförda vid James Clerk Maxwell Telescope (JCMT) och det nordiska optiska teleskopet (INTE), plus arkivdata från IRAS, 2MASS och NVSS. Vi visar att molnens övergripande morfologi är rimligt överensstämmande med den för radiativdrivna implosionmodeller (RDI) -modeller som utvecklats för att förutsäga utvecklingen av kometära globulier. Det finns bevis för ett fotoindunstat flöde från ytan på varje moln och baserat på molnens morfologi och tryckbalans är det möjligt att D-kritiska joniseringsfronter sprider sig in i molekylgasen. Den primära O-stjärnan som ansvarar för jonisering av molnens ytor är 06V-stjärnan HD 17505. Varje moln är associerat med antingen nyligen eller pågående stjärnbildning: vi har upptäckt 8 sub-mm-kärnor som har kännetecknen för protostellära kärnor och identifierar YSO-kandidater från 2MASS-data. Vi drar slutsatsen från molnens förflutna och framtida utveckling och demonstrerar via ett enkelt tryckbaserat argument att UV-belysningen kan ha orsakat kollaps av de täta molekylkärnorna som finns i huvudet för SFO 11 och SFO 11E. ”
Med en uppskattad ålder av 1 Myr är IC 1848 hem för sjuttiofyra källor till unga stjärnobjekt och alla ökar från utsidan av kanten till mitten av molekylmolnet. Den ljusa kanten är en joniseringsfront - barriären mellan den heta joniserade gasen i HII-regionen och det kalla täta materialet i molekylmoln där stjärnor med hög massa bildas. Varför är reflektionen över ”själen” så viktig? Förmodligen för att nyligen genomförda studier av meteoriter har visat Fe-isotoper närvarande i den tidiga solnebulan - vilket tyder på att vår sol föddes i en region med högmassiga stjärnbildningar som upplevde en supernovahändelse. Ljust kantade moln som IC1848 replikerar dessa förhållanden.
Enligt J. Letts arbete: ”En ljus IR-källa har upptäckts i ett ljust rimmat dammmoln vid kanten av IC 1848 H II-regionen. Källan verkar vara en stjärna av tidig sort med ett runt dammskal typiskt för protostar. Denna stjärna är förknippad med positionen för största CO-excitation i ett tätt molekylärt moln. Konturerna av CO-utsläpp motsvarar de från det ljusrimmade dammmoln, vilket visar att stjärnan bildades inom den ljusa kanten. Formaldehydobservationer vid 6 cm, 2 cm och 2 mm används för att bestämma skiktets täthet mellan stjärnan och den joniserade gasen från den ljusa H..cap alfakanten. Platsen för denna stjärna, med avseende på det täta molekylära molnet som är föremål för det yttre trycket i HII-regionen, indikerar den möjliga rollen för expansionen av IC 1848 i att utlösa stjärnbildningen i täta områden vid H II-områdets omkrets. Den observerade CO-emissionen används för att bestämma den inbäddade stjärnans ljusstyrka. En tidig stjärna av denna ljusstyrka bör vara detekterbar som en kompakt kontinuumskälla. "
I själva verket är NGC 1848 i de tidigaste stadierna av massiv stjärnfödelse, men den är gömd bakom dess damm. Enligt Murry (et al): "Vi har genomfört en multiband (ultraviolett, optisk och nära infraröd) studie av de interstellära utrotningsegenskaperna för nio massiva stjärnor i IC 1805 och IC 1848, som båda är en del av Cas OB6 i Perseus spiralarm. Vår analys inkluderar bestämning av absolut utrotning över våglängdsområdet från 3? M till 1250 Å. Vi har försökt skilja mellan förgrundsdamm och damm lokalt för Cas OB6. Detta görs genom att kvantitativt jämföra utrotningslagarna för de minst rödade synlinjerna (provtagning mestadels förgrundstoft) mot de mest rödade sikterna (provtagning av en större del av dammet i Cas OB6-regionen). Vi har kombinerat tidigare undersökningar för att bättre förstå utvecklingen av det interstellära mediet i denna aktiva stjärnbildande region. Vi hittade ingen variation av utrotningskurvets beteende mellan måttligt rödade och kraftigt rödade Cas OB6-stjärnor ”.
Täckt av mystik men ändå hem för Globulettes - frön från bruna dvärgar och fritt flytande planetmassaobjekt. Från GF Gahm (et al): "Vissa H II-regioner som omger unga stjärnkluster innehåller små dammiga moln, som på foton ser ut som mörka fläckar eller teardrops mot en bakgrund av nebulär utsläpp som vi kallar" globulettes ", eftersom de är mycket mindre än vanliga kulor och bildar en distinkt klass av objekt. Många globuletter är ganska isolerade och ligger långt från molekylskal och elefantstammar associerade med regionerna. Andra är fästa vid stammarna (eller skalen), vilket antyder att globuletter kan bildas som en följd av erosion av dessa större strukturer. Eftersom globuletterna inte avskäras från stjärnljus av dammmoln längre in, kan man förvänta sig att fotoindunstning skulle lösa upp föremålen. Men förvånansvärt få föremål visar ljusa fälgar eller tårform. Vi beräknar de förväntade livstiderna mot fotoindunstning. Dessa livslängder sprids runt 4 × 106 år, mycket längre än beräknat i tidigare studier och också mycket längre än fritt falltid. Vi drar slutsatsen att ett stort antal av våra globuletter har tid att bilda centrala lågmassaobjekt långt innan joniseringsfronten, som drivs av de trängande Lyman-fotonerna, har trängt långt in i globuletten. Därför kan globuletterna vara en källa i bildandet av bruna dvärgar och fritt flytande planetmassaobjekt i galaxen. ”
Tydligen är det mycket att tänka på när du tittar på "själen" ...
Tack till AORAIA-medlem Ken Crawford för denna oerhört inspirerande bild!
