سديم القزحية

يقع في مركز سديم القزحية نظام ثنائي من نجوم هيربيغ Ae/Be متوسطة الكتلة . الأول نجم من النوع B2Ve ذو قدر ظاهري +7.4، والثاني نجم من النوع B5. يُضاء السديم حصريًا بهذين النجمين، وتُحرك فيزياء التفكك الضوئي فيه بواسطة هذا النظام. كما يُساهم هذان النجمان في تشكيل أجزاء من السديم، مثل التجويف المركزي وبعض مناطق التفكك الضوئي. ^{[ 5 ] [ 10 ] [ 3 ]}

باستخدام مطياف الأشعة تحت الحمراء على متن تلسكوب سبيتزر الفضائي ، تمكن سيلغرين وآخرون (2007 ) من الحصول على أطياف NGC 2023 وسديم القزحية. اكتشفوا خطوط انبعاث بارزة عند 7.04 ± 0.05 ميكرومتر تُظهر بوضوح وجود الفوليرين الكربوني (C60 ) ، مما يجعله أول اكتشاف مؤكد للفوليرين المتعادل في الفضاء بين النجوم، وأحد أكبر الجزيئات التي تم رصدها في الفضاء . ^{[ 11 ]} يتمركز الفوليرين بالقرب من النجم المركزي وفي التجويف المركزي، على عكس الهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات (PAH) الموجودة في السديم. ^{[ 1 ] [ 5 ]}

كان يُعتقد عمومًا أن الفوليرينات تتشكل نتيجة تراكم مركبات كربونية صغيرة في الأغلفة الكثيفة الساخنة للنجوم المتطورة . إلا أنه تبين أنها تتشكل بكفاءة في بيئات باردة وخفيفة، مثل السحب بين النجوم ، التي تُضاء بحقول إشعاع فوق بنفسجي قوية . وهذا يعني وجود مسار آخر لتكوين الفوليرينات في هذه البيئات. تُظهر الدراسات المخبرية والنظرية أن أحد المسارات المحتملة لتكوينها يتضمن تحويل الهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات (PAHs) إلى غرافين تحت تأثير الأشعة فوق البنفسجية الصادرة من نجوم ضخمة مثل HD 200775. ^{[ 12 ]} أُجريت نمذجة كيميائية ضوئية للسيركوموفالين ( C60H20 ) بواسطة ( بيرني وآخرون، 2015 ) لاختبار إمكانية أن تؤدي الهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات إلى تكوين الفوليرينات. تتنبأ هذه النماذج بأن تكوين الفوليرينات في السديم يتضمن أولًا نزع الهيدروجين الكامل من السيركوموفالين. ثم ينطوي الجزيء ليُشكّل قفصًا مغلقًا مرنًا يتقلص مع فقدان وحدات C2 حتى يصل إلى جزيء C60 المتناظر _. ويبدو أن تقلص القفص هو الخطوة الرئيسية المحددة للحركية في عملية تكوين الفوليرين، مما يعني أن الجزيئات الأكبر من السيركوموفالين من غير المرجح أن تُساهم بشكل كبير في تكوين الفوليرين. أما الجزيئات التي تحتوي على أقل من 60 ذرة كربون ، فغالبًا ما تتحلل دون أن تُقدّم مساهمات تُذكر. وهذا يجعل الجزيئات التي تحتوي على ما بين 60 و66 ذرة كربون هي الأكثر استقرارًا والأكثر احتمالًا لتكوين الفوليرين. وبمجرد تكوّنها، يمكن أن تبقى الفوليرينات مستقرة لفترات زمنية تزيد عن 10 ملايين سنة في ^مجالات إشعاعية أقل _من G0 = ^{104. [} 13 ^]

يحتوي سديم القزحية على العديد من الأجسام النجمية الفتية . توجد أربعة أجسام مرشحة لتكون أجسامًا نجمية فتية في المنطقة الشمالية الغربية من السديم. ويضم هذا السديم أعلى تركيز للأجسام النجمية الفتية في توهج قيفاوس . توجد عدة سيناريوهات لتكوّن الأجسام النجمية الفتية في سديم القزحية. أولها عدم استقرار جاذبي يحدث على نطاقات صغيرة، مُشكِّلاً أغلفة كثيفة وسلاسل من الأجسام النجمية الفتية على طول جبهات التأين . ثانيها انهيار جاذبي يحدث على نطاقات أوسع، مُشكِّلاً مناطق لتكوّن النجوم محليًا وتجمعات فتية من الأجسام النجمية الفتية. ثالثها عدم استقرار جاذبي يحدث على هياكل رقيقة كثيفة تشبه الأصابع، تتشكل في أوساط مضطربة مُشعَّعة بنجوم من النوع O. رابعها وأخيرها عدم استقرار جاذبي ناتج عن تكثفات موجودة مسبقًا مضغوطة بواسطة غاز ساخن. ^{[ 6 ]}

تُظهر رصدات سديم إيريس عدم وجود سلاسل من الأجسام النجمية الفتية (YSOs) وعدم رصد أي هياكل كثيفة رقيقة تشبه الأصابع. هذا يعني استبعاد السيناريوهين الأول والثالث لتكوّن الأجسام النجمية الفتية. كما تُظهر الرصدات وجود جسم نجمي فتي محتمل من الفئة 0، وقد سُمّي YSO 2101328+6811202 . يقع هذا الجسم بعيدًا عن أي جبهات تأين، مما يدعم السيناريو الرابع. يوجد داخل سحب الغبار جسمان نجميان فتيان محتملان من الفئة الثانية، وهما YSO 2101264+6810385 و YSO 2101271+6810380 . وجودهما يدعم السيناريو الرابع أيضًا. كما يعني وجودهما أن درجة حرارة الغاز والغبار في السديم لم تكن مرتفعة جدًا بحيث لا يمكن للضغط الحراري أن يمنع تكوّن النجوم. ^{[ 6 ]}

تتخذ المجالات المغناطيسية لسديم إيريس شكلاً منحنيًا ومتكتلًا. وتتفاوت شدة هذا المجال المغناطيسي، حيث تبلغ 179 ± 50 ميكروغاوص في النواة الخالية من النجوم، و121 ± 34 ميكروغاوص في النواة النجمية الأولية مع مصدر من الفئة الأولى، و150 ± 42 ميكروغاوص في النواة النجمية الأولية مع مصدر من الفئة الثانية. ويبدو أن المجالات المغناطيسية قد أعيد ترتيبها، وربما يعود ذلك إلى التفاعل مع التدفق الخارجي عالي السرعة للغاز المتطور من النظام النجمي المركزي. ^{[ 14 ]}