إذا أردنا أن نكون تقنيين ، فإن Lynds Bright Nebula 667 هو التسمية ويعرف أيضًا باسم Sharpless 2-199. ومع ذلك ، دعنا نتخلى عن العلم لبضع لحظات ونلقي نظرة على ما يُعرف باسم ... "سديم الروح".
تقع على طول ذراع بيرسيوس لمجرة درب التبانة ، يعكس "سديم الروح" الجمال الداخلي الحقيقي بالإضافة إلى جزء سخي من العلوم الصلبة. في هذا العام فقط ، كانت هذه السحابة العملاقة للغاز الجزيئي هي الدراسة المستهدفة لتشكيل النجوم. وفقا لعمل طومسون (وآخرون) ؛ "لقد أجرينا دراسة متعمقة لثلاثة غيوم ذات حواف مشرقة SFO 11 و SFO 11NE و SFO 11E مرتبطة بمنطقة HII IC 1848 ، باستخدام الملاحظات التي تم إجراؤها في تلسكوب جيمس كلارك ماكسويل (JCMT) ومنظار الشمال البصري (NOT) ، بالإضافة إلى بيانات أرشيفية من IRAS و 2 MASS و NVSS. نوضح أن الشكل العام للسحب متناسق بشكل معقول مع ذلك من نماذج الانفجار الداخلي المدفوعة بالإشعاع (RDI) التي تم تطويرها للتنبؤ بتطور الكريات الكوكبية. هناك أدلة على تدفق بخار ضوئي من سطح كل سحابة ، واستناداً إلى مورفولوجيا وتوازن ضغط السحب ، من الممكن أن تنتشر جبهات التأين D -رجة في الغاز الجزيئي. النجم O الأساسي المسؤول عن تأين أسطح الغيوم هو النجم 06V HD 17505. ترتبط كل سحابة بتشكيل نجم حديث أو مستمر: لقد اكتشفنا 8 نوى فرعية مم تمتلك بصمات النوى البدائية وتحديد مرشحي YSO من بيانات 2MASS. نستنتج تطور الغيوم في الماضي والمستقبل ونثبت من خلال حجة بسيطة قائمة على الضغط أن الإضاءة فوق البنفسجية ربما تسببت في انهيار النوى الجزيئية الكثيفة الموجودة في رأس SFO 11 و SFO 11E. "
مع عمر يقدر بـ 1 Myr ، تعد IC 1848 موطنًا لأربعة وسبعين مصدرًا للأشياء النجمية الشابة وتزداد جميعها من خارج الحافة إلى مركز السحابة الجزيئية. الحافة اللامعة هي واجهة تأين - الحاجز بين الغاز المتأين الساخن لمنطقة HII والمواد الكثيفة الباردة للسحابة الجزيئية حيث تتشكل النجوم ذات الكتلة العالية. ما أهمية التفكير في "الروح"؟ ربما لأن الدراسات الحديثة عن النيازك أظهرت وجود نظائر Fe في السديم الشمسي المبكر - مما يشير إلى أن شمسنا قد ولدت في منطقة ذات تكوين نجوم عالي الكتلة شهدت حدث مستعر أعظم. الغيوم ذات الحواف الساطعة مثل IC1848 تكرر هذه الشروط.
وفقًا لعمل J. Lett: "تم اكتشاف مصدر IR ساطع داخل سحابة غبار ذات حافة ساطعة على حافة منطقة IC 1848 H II. يبدو أن المصدر نجم من نوع مبكر مع غلاف من الغبار المحيط بالنمط النموذجي للبروستار. يرتبط هذا النجم بموضع أكبر إثارة CO في سحابة جزيئية كثيفة. تتوافق خطوط انبعاث ثاني أكسيد الكربون مع تلك الموجودة في سحابة الغبار ذات الحواف الساطعة ، مما يدل على أن النجم يتكون داخل الحافة الساطعة. يتم استخدام ملاحظات الفورمالديهايد عند 6 سم و 2 سم و 2 مم لتحديد كثافة الطبقة بين النجم والغاز المتأين للحافة الزاهية ألفا .. حافة. يشير موقع هذا النجم ، فيما يتعلق بالسحابة الجزيئية الكثيفة التي تخضع للضغط الخارجي لمنطقة HII ، إلى الدور المحتمل لتوسع IC 1848 في تحفيز تكوين النجوم في المناطق الكثيفة في محيط منطقة H II. يتم استخدام انبعاثات ثاني أكسيد الكربون المرصودة لتحديد السطوع المطلوب للنجم المضمن. يجب الكشف عن النجم المبكر من هذا اللمعان كمصدر متواصل مدمج. "
في الواقع ، إن NGC 1848 في المراحل الأولى من ولادة النجوم الضخمة ، لكنه مخفي وراء غباره. وفقًا لموري (وآخرون): "لقد أكملنا دراسة متعددة النطاقات (فوق البنفسجية والبصرية وشبه الحمراء) لخصائص الانقراض بين النجوم لتسع نجوم ضخمة في IC 1805 و IC 1848 ، وكلاهما جزء من Cas OB6 في ذراع حلزوني Perseus. يتضمن تحليلنا تحديد الانقراض المطلق على مدى الطول الموجي من 3 m م إلى 1250 Å. لقد حاولنا التمييز بين الغبار الأمامي والغبار المحلي لـ Cas OB6. يتم ذلك عن طريق المقارنة الكمي لقوانين الانقراض لخطوط الرؤية الأقل احمرارًا (أخذ العينات غالبًا من الغبار الأمامي) مقابل خطوط الرؤية الأكثر احمرارًا (أخذ عينة من جزء أكبر من الغبار في منطقة Cas OB6). لقد جمعنا بين التحقيقات السابقة لفهم أفضل لتطور الوسط النجمي في منطقة تشكيل النجوم النشطة هذه. لم نجد أي اختلاف في سلوك منحنى الانقراض بين نجوم Cas OB6 ذات اللون الأحمر المعتدل والأحمر بشكل كبير.
محاط بالغموض ولكنه موطن لـ Globulettes - بذور الأقزام البنية والأجسام ذات الكواكب العائمة بحرية. من عمل GF Gahm (وآخرون): "تحتوي بعض مناطق H II المحيطة بالمجموعات النجمية الصغيرة على غيوم متربة صغيرة ، والتي تبدو على الصور مثل بقع داكنة أو قطرات دموع على خلفية انبعاث سديمي نسميه" الكريات "، لأنها أصغر بكثير من الكريات العادية وتشكل فئة متميزة من الأشياء. العديد من الكرات العازلة معزولة تمامًا وتقع بعيدًا عن الأصداف الجزيئية وجذوع الأفيال المرتبطة بالمناطق. البعض الآخر مرتبط بالجذوع (أو الأصداف) ، مما يشير إلى أن الكريات قد تتشكل نتيجة تآكل هذه الهياكل الأكبر. نظرًا لأن الكرات الأرضية لا يتم فحصها من الضوء النجمي بواسطة سحب الغبار في مكان أبعد ، يتوقع المرء أن يؤدي التبخر الضوئي إلى إذابة الأجسام. ومع ذلك ، من المثير للدهشة أن بعض الأشياء تظهر حواف مشرقة أو أشكال دمعة. نحسب العمر المتوقع ضد التبخر الضوئي. تتناثر هذه الأعمار حول 4 × 106 سنة ، أطول بكثير من التقديرات في الدراسات السابقة وأيضًا أطول بكثير من وقت السقوط الحر. نستنتج أن عددًا كبيرًا من الكريات الأرضية لدينا الوقت الكافي لتشكيل أجسام مركزية منخفضة الكتلة قبل وقت طويل من جبهة التأين ، مدفوعة بفوتونات ليمان المؤثرة ، توغلت بعيدًا في الكرات. وبالتالي ، قد تكون الكريات الأرضية مصدرًا واحدًا في تكوين الأقزام البنية وأجسام الكتلة الكوكبية العائمة بحرية في المجرة ".
يبدو أن هناك الكثير مما يجب التفكير فيه عندما تنظر إلى "الروح" ...
شكرا جزيلا لعضو AORAIA كين كروفورد على هذه الصورة الملهمة بشكل كبير!
