Nebulosa del iris

En el centro de la nebulosa Iris se encuentra un sistema binario de estrellas Herbig Ae/Be de masa intermedia . La primera es una estrella de tipo B2Ve de magnitud +7,4 . La segunda es una estrella de tipo B5. La nebulosa está iluminada exclusivamente por estas estrellas, y la física de fotodisociación de la nebulosa está impulsada por este sistema. Estas estrellas también dan forma a partes de la nebulosa, como la cavidad central y algunas de las regiones de fotodisociación. ^{[ 5 ] [ 10 ] [ 3 ]}

Utilizando el espectrógrafo infrarrojo del telescopio espacial Spitzer , ( Sellgren et al. 2007 ) pudieron obtener los espectros de NGC 2023 y la nebulosa Iris. Descubrieron líneas de emisión prominentes a 7,04 ±0,05 μm que muestran claramente la presencia de fullerenos de carbono (C 60 ), lo que la convierte en la primera detección firme de fullerenos neutros en el espacio interestelar y una de las moléculas más grandes detectadas en el espacio . ^{[ 11 ]} Los fullerenos se encuentran más hacia la estrella central y en la cavidad central, a diferencia de los hidrocarburos aromáticos policíclicos (HAP) en la nebulosa. ^{[ 1 ] [ 5 ]}

Generalmente se creía que los fullerenos se formaban debido a la acumulación de pequeños compuestos carbonáceos en las envolturas calientes y densas de las estrellas evolucionadas . Sin embargo, se reveló que parecen formarse eficientemente en entornos tenues y fríos, como las nubes interestelares que son iluminadas por fuertes campos de radiación ultravioleta (UV) . Esto significa que debe haber otra vía para la formación de fullerenos en estos entornos. Estudios de laboratorio y teóricos muestran que una posible vía para su formación implica la conversión de HAP en grafeno bajo la radiación UV de estrellas masivas como HD 200775. ^{[ 12 ]} El modelado fotoquímico del circumovaleno (C 60 H 20 ) por ( Berné et al. 2015 ) se realizó para probar la posibilidad de que los HAP puedan conducir a la formación de fullerenos. Estos modelos predicen que la formación de fullerenos en la nebulosa implica primero la deshidrogenación completa del circumovaleno. Luego se pliega en una jaula cerrada y flexible que se contrae con la pérdida de unidades de C₂ hasta alcanzar la molécula simétrica C₆₀ _. La contracción de la jaula parece ser el principal paso limitante cinético de todo el proceso de formación de fullerenos, lo que significa que es poco probable que las moléculas más grandes que el circumovaleno contribuyan significativamente a la formación de fullerenos. Las moléculas que contienen menos de 60 átomos de carbono a menudo se destruirán, sin aportar contribuciones significativas. Esto hace que las moléculas que contienen alrededor de 60-66 átomos de carbono sean las más estables y las que tienen más probabilidades de formar fullerenos. Una vez formados, los fullerenos pueden ser estables en escalas de tiempo mayores a 10 millones de años en campos de radiación por debajo _de G₀ = ^10⁴ . ^{[ 13 ]}

La nebulosa Iris contiene varios objetos estelares jóvenes (OSJ). Hay cuatro OSJ candidatos ubicados en la región noroeste de la nebulosa. Esta nebulosa contiene la mayor concentración de OSJ en la llamarada de Cefeo . Existen varios escenarios para la formación de OSJ en la nebulosa Iris. El primero es inestabilidades gravitacionales que ocurren a pequeña escala, formando densas capas y cadenas de OSJ a lo largo de frentes de ionización . El escenario de secciones es colapso gravitacional que ocurre a mayor escala, formando regiones de formación estelar local y cúmulos jóvenes de OSJ. El tercer escenario son inestabilidades gravitacionales que ocurren en estructuras densas y delgadas, con forma de dedos, que se producen en medios turbulentos irradiados por estrellas de tipo O. El cuarto y último escenario son inestabilidades gravitacionales que ocurren a partir de condensaciones preexistentes comprimidas por gas caliente. ^{[ 6 ]}

Las observaciones de la nebulosa Iris muestran que no hay cadenas de YSO ni estructuras densas y delgadas en forma de dedos. Esto significa que se pueden descartar el primer y el tercer escenario de formación de YSO. Las observaciones también muestran la existencia de un probable YSO de Clase 0, designado YSO 2101328+6811202 . Se encuentra lejos de cualquier frente de ionización, lo que apoya el cuarto escenario. Más adentro de las nubes de polvo se encuentran dos probables YSO de Clase II, designados YSO 2101264+6810385 y YSO 2101271+6810380 . Su existencia proporciona más apoyo al cuarto escenario. Su existencia también significa que la temperatura del gas y el polvo en la nebulosa no era demasiado alta como para que la presión térmica impidiera la formación estelar. ^{[ 6 ]}

Los campos magnéticos de la nebulosa Iris son curvos y siguen una morfología agrupada. La intensidad de este campo magnético varía: la intensidad del campo en el núcleo sin estrellas es de 179 ±50 μG, en el núcleo protoestelar con una fuente de Clase I es de 121 ±34 μG y en el núcleo protoestelar con una fuente de Clase II es de 150 ±42 μG. Parece que los campos magnéticos se han reordenado. Esto posiblemente se deba a la interacción con el flujo de salida de gas de alta velocidad evolucionado del sistema estelar central. ^{[ 14 ]}