Wenn wir technisch sein wollen, ist Lynds Bright Nebula 667 die Bezeichnung und wird auch als Sharpless 2-199 bezeichnet. Lassen Sie uns jedoch die Wissenschaft für einige Momente verlassen und einen Blick auf das werfen, was allgemein als ... bekannt ist. Der "Seelennebel".
Der „Seelennebel“ befindet sich am Perseus-Arm der Milchstraße und spiegelt die wahre innere Schönheit sowie einen großzügigen Teil der harten Wissenschaft wider. Gerade in diesem Jahr war diese riesige Wolke aus molekularem Gas die Zielstudie für die ausgelöste Sternentstehung. Nach der Arbeit von Thompson (et al.); „Wir haben eine eingehende Untersuchung von drei hell umrandeten Wolken SFO 11, SFO 11NE und SFO 11E durchgeführt, die mit der HII-Region IC 1848 assoziiert sind, wobei Beobachtungen am James Clerk Maxwell Telescope (JCMT) und am Nordic Optical Telescope verwendet wurden (NICHT) sowie Archivdaten von IRAS, 2MASS und NVSS. Wir zeigen, dass die Gesamtmorphologie der Wolken einigermaßen mit der von strahlungsgetriebenen Implosionsmodellen (RDI) übereinstimmt, die entwickelt wurden, um die Entwicklung von Kometenkügelchen vorherzusagen. Es gibt Hinweise auf eine photoverdampfte Strömung von der Oberfläche jeder Wolke und basierend auf der Morphologie und dem Druckgleichgewicht der Wolken ist es möglich, dass sich D-kritische Ionisationsfronten in das molekulare Gas ausbreiten. Der primäre O-Stern, der für die Ionisierung der Wolkenoberflächen verantwortlich ist, ist der 06-V-Stern HD 17505. Jede Wolke ist entweder mit der jüngsten oder der laufenden Sternentstehung verbunden: Wir haben 8 Sub-mm-Kerne entdeckt, die die Merkmale von Protostellarkernen aufweisen, und YSO-Kandidaten identifiziert aus 2MASS-Daten. Wir schließen auf die vergangene und zukünftige Entwicklung der Wolken und zeigen anhand eines einfachen druckbasierten Arguments, dass die UV-Beleuchtung möglicherweise den Zusammenbruch der dichten Molekülkerne am Kopf von SFO 11 und SFO 11E verursacht hat. “
Mit einem geschätzten Alter von 1 Myr beherbergt IC 1848 vierundsiebzig Quellen junger Sternobjekte, die alle von außerhalb des Randes bis zum Zentrum der Molekülwolke zunehmen. Der helle Rand ist eine Ionisationsfront - die Barriere zwischen dem heißen ionisierten Gas der HII-Region und dem kalten, dichten Material der Molekülwolke, in der sich Sterne mit hoher Masse bilden. Warum ist es so wichtig, über die „Seele“ nachzudenken? Wahrscheinlich, weil neuere Studien an Meteoriten gezeigt haben, dass Fe-Isotope im frühen Sonnennebel vorhanden sind - was darauf hindeutet, dass unsere Sonne in einer Region mit massereicher Sternentstehung geboren wurde, in der ein Supernova-Ereignis auftrat. Hell umrandete Wolken wie IC1848 replizieren diese Bedingungen.
In der Arbeit von J. Lett heißt es: „In einer hell umrandeten Staubwolke am Rand der IC 1848 H II-Region wurde eine helle IR-Quelle nachgewiesen. Die Quelle scheint ein Stern vom frühen Typ mit einer für Protosterne typischen zirkumstellaren Staubhülle zu sein. Dieser Stern ist mit der Position der größten CO-Anregung in einer dichten Molekülwolke verbunden. Die Konturen der CO-Emission entsprechen denen der hell umrandeten Staubwolke, was zeigt, dass sich der Stern innerhalb des hellen Randes gebildet hat. Formaldehydbeobachtungen bei 6 cm, 2 cm und 2 mm werden verwendet, um die Dichte der Schicht zwischen dem Stern und dem ionisierten Gas des hellen H-Kappen-Alpha-Randes zu bestimmen. Die Position dieses Sterns in Bezug auf die dichte Molekülwolke, die dem äußeren Druck der HII-Region ausgesetzt ist, zeigt die mögliche Rolle der Expansion von IC 1848 bei der Auslösung der Sternentstehung in dichten Regionen am Umfang der H II-Region. Die beobachtete CO-Emission wird verwendet, um die erforderliche Leuchtkraft des eingebetteten Sterns zu bestimmen. Ein Stern vom frühen Typ dieser Leuchtkraft sollte als kompakte Kontinuumsquelle nachweisbar sein. “
In der Tat befindet sich NGC 1848 in den frühesten Stadien einer massiven Sterngeburt, aber es ist hinter seinem Staub verborgen. Murry (et al.): „Wir haben eine Multiband-Studie (ultraviolett, optisch und nahes Infrarot) der interstellaren Extinktionseigenschaften von neun massiven Sternen in IC 1805 und IC 1848 abgeschlossen, die beide Teil von Cas OB6 in der Perseus Spiralarm. Unsere Analyse umfasst die Bestimmung der absoluten Extinktion über den Wellenlängenbereich von 3 um bis 1250 Å. Wir haben versucht, zwischen Vordergrundstaub und lokalem Staub von Cas OB6 zu unterscheiden. Dies erfolgt durch quantitativen Vergleich der Extinktionsgesetze der am wenigsten geröteten Sichtlinien (Probenahme hauptsächlich im Vordergrundstaub) mit den am stärksten geröteten Sichtlinien (Probenahme eines größeren Teils des Staubes in der Cas OB6-Region). Wir haben frühere Untersuchungen kombiniert, um die Entwicklung des interstellaren Mediums in dieser aktiven Sternentstehungsregion besser zu verstehen. Wir fanden keine Variation des Extinktionskurvenverhaltens zwischen mäßig geröteten und stark geröteten Cas OB6-Sternen. “
In Geheimnisse gehüllt und doch Heimat von Globuletten - den Samen brauner Zwerge und frei schwebender Planetenmassenobjekte. Aus der Arbeit von GF Gahm (et al.): „Einige H II -Regionen, die junge Sternhaufen umgeben, enthalten winzige staubige Wolken, die auf Fotos wie dunkle Flecken oder Tränen vor dem Hintergrund einer Nebelemission aussehen, die wir als„ Globuletten “bezeichnen viel kleiner als normale Kügelchen und bilden eine bestimmte Klasse von Objekten. Viele Globuletten sind ziemlich isoliert und befinden sich weit entfernt von den mit den Regionen verbundenen Molekülschalen und Elefantenstämmen. Andere sind an den Stämmen (oder Schalen) befestigt, was darauf hindeutet, dass sich als Folge der Erosion dieser größeren Strukturen Globuletten bilden können. Da die Globuletten nicht durch weiter innen liegende Staubwolken vor Sternlicht geschützt sind, würde man erwarten, dass die Objekte durch Photoevaporation aufgelöst werden. Überraschenderweise zeigen jedoch nur wenige Objekte helle Ränder oder Tropfenformen. Wir berechnen die erwarteten Lebensdauern gegen Photoevaporation. Diese Lebensdauern streuen um 4 × 106 Jahre, viel länger als in früheren Studien geschätzt und auch viel länger als die freie Fallzeit. Wir schließen daraus, dass eine große Anzahl unserer Globuletten Zeit hat, zentrale Objekte mit geringer Masse zu bilden, lange bevor die Ionisationsfront, die von den auftreffenden Lyman-Photonen angetrieben wird, weit in die Globulette eingedrungen ist. Daher können die Globuletten eine Quelle für die Bildung von Braunen Zwergen und frei schwebenden Planetenmassenobjekten in der Galaxie sein. “
Anscheinend gibt es viel zu überlegen, wenn Sie in die "Seele" schauen ...
Vielen Dank an AORAIA-Mitglied Ken Crawford für dieses äußerst inspirierende Bild!
