Orion Molecular Cloud Complex

 ഓറിയോൺ നമുക്ക് പരിചിതമായ ഒരു

നക്ഷത്രക്കൂട്ടമാണ്. ഈ പ്രദേശം നക്ഷത്ര രൂപീകരണത്തിന്റെ അസാധാരണമായ സജീവമായ സ്ഥലമാണ്. വർഷങ്ങളായി, ഇത്രയും തീവ്രമായ ജ്യോതിശാസ്ത്ര പരിശോധനയ്ക്ക് വിധേയമായ മറ്റൊരു പ്രദേശമില്ല, അല്ലെങ്കിൽ ഇത്രയും വൈവിധ്യമാർന്ന നിരീക്ഷണ ഉപകരണങ്ങൾ ഉപയോഗിച്ച് പഠിച്ചിട്ടില്ല. ഈ പ്രദേശത്ത് ഒരു ഭീമാകാരമായ തന്മാത്രാ മേഘ സമുച്ചയം ഉണ്ട്. നമ്മൾ അതിനെ ഓറിയോൺ മോളിക്യുലാർ ക്ലൗഡ് കോംപ്ലക്സ് എന്ന് വിളിക്കുന്നു.

ഈ മേഘങ്ങൾ പ്രധാനമായും തന്മാത്രാ ഹൈഡ്രജൻ കൊണ്ടാണ് നിർമ്മിച്ചിരിക്കുന്നത്. എന്നാൽ CO, HII, പൊടിപടലങ്ങൾ തുടങ്ങിയ മറ്റ് മൂലകങ്ങളും ഉണ്ട്. മേഘ സമുച്ചയത്തിന്റെ ആകെ മാസ്സ്  ഏകദേശം 10⁵ സോളാർ മാസ്സ് ആണ്.

ക്ലൗഡ് കോംപ്ലക്സ് പ്രധാനമായും രണ്ട് മേഖലകളായി തിരിച്ചിരിക്കുന്നു. ഓറിയോൺ എ യും ഓറിയോൺ ബിയും. എന്നാൽ ഇത് ഇവിടെ അവസാനിക്കുന്നില്ല, മറ്റു പല ഭാഗങ്ങളും ഉണ്ട്. ഭൂമിയിൽ നിന്നും നമുക്ക് ഇതിന്റെ ഒരു ചെറിയഭാഗം കാണാൻ സാധിക്കും. നമ്മൾ അതിനെ ഓറിയോൺ നെബുല എന്നി വിളിക്കുന്ന. ഇത്  ഒരു HII മേഖലയാണ്. ട്രപീസിയം നക്ഷത്രങ്ങൾ മൂലമാണ് ഈ പ്രദേശം രൂപപ്പെടുന്നത്. ഇവ O, B  തരം നക്ഷത്രങ്ങളാണ്. അതിനാൽ, ഈ നക്ഷത്രങ്ങളിൽ നിന്നുള്ള ഫോട്ടോണുകൾക്ക് ഹൈഡ്രജൻ തന്മാത്രയെ വിഘടിപ്പിച്ച് HII (H+) രൂപപ്പെടുത്താൻ കഴിയും. അതിനാൽ, ഈ പ്രദേശം ഒരു അയോണിക്  ഹൈഡ്രജൻ  മേഖലയാണ്. HII പ്രദേശം ഏകദേശം 10s parsec വരെ വ്യാപിച്ചിരിക്കുന്നു. ഇലക്ട്രോണുകളും പ്രോട്ടോണുകളും അത്യധികം ഊർജ്ജസ്വലമായതാണ് ഇതിന് കാരണം. എന്നാൽ ചില സമയങ്ങളിൽ ഇവയുടെ പുനഃസംയോജനം സാധ്യമാണ്. എന്നാൽ ഉടൻ തന്നെ അത് വീണ്ടും വേർപിരിയുകയും ചെയ്യും. നക്ഷത്രത്തിൽ നിന്ന് വലിയ അകലത്തിൽ അയോണൈസ് ചെയ്യുന്ന ഫോട്ടോണുകളുടെ തീവ്രത കുറവാണ്. അതിനാൽ, വിഘടനവും പുനഃസംയോജനവും സാധ്യമാണ്. ഇവിടെ HII യുടെ അളവ് കുറവാണ്. ഈ പ്രദേശത്ത് നിന്ന് ഫോട്ടോണുകൾ പുറപ്പെടുവിക്കാൻ കഴിയും. ഇവിടെ നിന്നും ഉള്ള പ്രകാശമാണ് നമ്മൾ കാണുന്നത്. (ഓറിയോൺ നെബുല ഓറിയോൺ മോളിക്യൂലർ മേഘങ്ങളുടെ ഒരു ചെറിയ ഭാഗം മാത്രം ആണെന്ന് പ്രത്യേകം ഓർക്കുക)

നമുക്ക് തന്മാത്രാ ഹൈഡ്രജനെ നേരിട്ട് മാപ്പ് ചെയ്യാൻ കഴിയില്ല. ഹൈഡ്രജനിൽ വൈദ്യുതമോ കാന്തികമോ ആയ Dipole Moment  ഇല്ലാത്തതാണ് കാരണം. അതിനാൽ, തന്മാത്രാ ഹൈഡ്രജൻ Rotation spectra നൽകുന്നില്ല. അതിനാൽ, ഇതിനായി മറ്റ് ചില തന്മാത്രകൾ ഉപയോഗിക്കുന്നു. H2 ന് ശേഷമുള്ള അടുത്ത സമൃദ്ധമായ തന്മാത്ര CO ആണ്. അതിനാൽ, H2 മേഘങ്ങളെ മാപ്പ് ചെയ്യാൻ CO ഉപയോഗിക്കുന്നു. ഇതിനായി CO യുടെ 2.6 mm ലൈൻ ഉപയോഗിക്കുന്നു. ഇത് ¹²CO തന്മാത്രയുടെ J=1 -> J=0 ഭ്രമണ സംക്രമണം കാരണം പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന വികിരണമാണ്. ഒരു CO തന്മാത്ര ഉണ്ടെങ്കിൽ അതിനർത്ഥം 10⁴ ഹൈഡ്രജൻ തന്മാത്രകൾ ഉണ്ടാകുമെന്നാണ്.

തന്മാത്രാ മേഘങ്ങളുടെ ഇടതൂർന്ന പ്രദേശങ്ങളിലാണ് നക്ഷത്രരൂപീകരണം നടക്കുന്നത്. NH3 തന്മാത്രയുടെ 1.3 mm ലൈൻ ഉപയോഗിച്ച് സാന്ദ്രത കൂടിയ ഭാഗങ്ങൾ മാപ്പ് ചെയ്യുന്നു. ഇവിടെ ആണ് നക്ഷത്രങ്ങൾ രൂപപ്പെടുന്നത്.

Ref: Stahler and Palla, Formation of Stars.