Nằm ngoài tầm với của chòm sao Cepheus cách Trái đất 2400 năm ánh sáng, một đám mây khí hydro và bụi chứa cụm sao trẻ IC 1396. Những ngôi sao mới sinh này phát ra ánh sáng của chúng khi chiếu tia hồng ngoại qua hành lang rộng 20 năm ánh sáng được gọi là Trunk voi Voi
Được phân loại bởi Dreyer từ năm 1888, cụm thiên hà IC 1396 từ lâu đã được biết là có một không khí mờ ảo xung quanh nó và có lẽ cũng là một bí ẩn. Khi kính viễn vọng được cải thiện, tầm nhìn và các nhà quan sát bắt đầu nhận thấy các mảng tối và vành sáng, tội lỗi. Những đám mây giữa các vì sao tối đã đưa một người quan sát rất đặc biệt vào cuối những năm 1800 để khám phá ra chúng - E.E. Barnard - và ông đã dán nhãn khám phá B163 của mình. Không có gì hơn một khu vực lạnh lẽo trong không gian - che khuất bụi đang chờ để biến thành những ngôi sao. Chỉ một lỗ đen khác che khuất một bí ẩn bên trong IC 1396 và một tinh vân nhỏ mà một ngày nào đó sẽ được gọi là Van den Berg 142.
Năm 1975, Robert B. Loren (et al) là người đầu tiên báo cáo về cấu trúc đám mây phân tử trong IC 1396. Các quan sát của ông được thực hiện bằng cách sử dụng phạm vi Đỉnh Kitt, cố gắng hết sức để xác nhận giả thuyết rằng cấu trúc giống như sao chổi là kết quả của một phía trước ion hóa khi nó tiến vào lãnh thổ hydro trung tính. Các loại khí có mật độ cao, một tinh vân có vành tối màu Nhưng, chúng vẫn không nắm bắt được những gì nằm bên trong - một nồng độ khí và bụi liên sao được chiếu sáng và bị ion hóa bởi một ngôi sao rất lớn, sáng chói.
Và những khối cầu nhỏ xíu ẩn nấp từ những tia cực tím dữ dội
Năm 1996, GH Moriarty Schieven là người đầu tiên công bố HI Cốt Tails ra từ các khối sao chổi trong IC 1396. Trong các báo cáo của mình, ông viết: Hồi IC 1396 là một vùng H ii tương đối gần, bị ion hóa bởi một ngôi sao O6.5 V và chứa các quả cầu đồng tiền có vành sáng. Chúng tôi đã thực hiện những hình ảnh độ phân giải arcminute đầu tiên của hydro nguyên tử đối với IC 1396, và đã tìm thấy các cấu trúc đuôi đuôi đáng chú ý, liên kết với một số hạt và kéo dài tới 6,5 pc cách xa ngôi sao ion hóa trung tâm. Những cái đuôi này có thể là vật chất đã bị loại bỏ khỏi khối cầu thông qua quá trình ion hóa và / hoặc quang dẫn và sau đó tăng tốc ra khỏi hạt bởi gió sao, nhưng nó đã trôi vào bóng tối của hình cầu. Báo cáo này là kết quả đầu tiên của Dự án Khảo sát Máy bay Thiên hà được bắt đầu bởi Đài quan sát Vật lý Thiên văn Đài phát thanh Dominion và mở ra cánh cổng vào câu chuyện xoắn của Thunk Trunk.
Tinh vân Voi voi Trunk là một nồng độ mạnh của khí liên sao có chứa IC 1396A nhúng và hiện được cho là nơi hình thành sao. Nằm bên trong khe hở nơi những cơn gió sao đã dọn sạch một khoang là hai ngôi sao rất trẻ - áp lực của chúng đẩy vật liệu ra bên ngoài và cho thấy sự hiện diện của các nguyên mẫu.
Năm 2003, Alaina Henry nhặt bóng một lần nữa. Ngôi sao vì đường phát xạ là
tương đối hiếm, việc phát hiện một cụm sao phát xạ là bằng chứng đầy đủ cho thấy sự hình thành sao đang diễn ra trong một cụm. Ngoài ra, các ngôi sao trẻ thường hiển thị độ sáng thay đổi. Người ta cho rằng tốc độ bồi tụ khối lượng không đổi gây ra sự thay đổi độ chói của các vật thể sao trẻ. BRC 37 là một hạt nhỏ trong khu vực HII mở rộng, IC 1396. Nó có chiều rộng khoảng I và dài 5 trong quang học, và có vành phát xạ Ho sáng ở phía bắc, do sự tái hợp của hydro bị ion hóa. Nguồn gốc của sự ion hóa được cho là ngôi sao 06, HO 206267, nằm cách xa vài độ trên bầu trời. Nguồn hồng ngoại, IRAS 21388 + 5622 nằm ở phần đầu của hình cầu và cho thấy một dấu hiệu khác của sự hình thành sao trong BRC 37 bằng cách phát hiện ra một dòng chảy phân tử lưỡng cực liên quan đến nguồn IRAS. Chúng tôi xác định tám vật thể sao trẻ có khả năng trong BRC 37, dựa trên sự hiện diện của một lượng dư hồng ngoại. Chúng tôi cũng xác định bốn trong số các nguồn quan sát của chúng tôi với các ngôi sao đường phát xạ Ho. Trong số 11 nguồn này, năm nguồn là các vật thể phụ, dưới giới hạn đốt cháy hydro. Trong khi mười một đối tượng trong bảng 1 rõ ràng là các đối tượng sao trẻ, có khả năng có nhiều đối tượng sao trẻ hơn trong BRC 37.
Gần đây, vào giữa năm 2005, thậm chí nhiều khám phá đã được Astrofisico di Arcetri thực hiện vào cuối cuộc nghiên cứu kéo dài 16 năm. Tuy nhiên, mặc dù độ chói hồng ngoại xa tương đối cao của các nguồn nhúng phát xạ maser H2O chỉ được phát hiện ở ba hạt. Do sự xuất hiện của các khối nước cao hơn đối với các nguồn IRAS sáng, nên việc thiếu phát thải H2O thường xuyên là hơi đáng ngạc nhiên nếu gợi ý về sự hình thành sao trung bình và khối lượng lớn trong các khối này là chính xác. Các thuộc tính maser của hai BRC là đặc trưng của các nguồn khối lượng thấp thú vị, trong khi nguồn cuối cùng (BRC 38) phù hợp với một đối tượng có khối lượng trung gian.
Khoảng 18 tháng sau, vào đầu năm 2007, Konstantin V. Getman (et al) đã sử dụng Đài thiên văn Chandra X-Ray để đưa ra kết luận về cùng một khu vực kỳ lạ này: Hồi giáo IC 1396N hình cầu (CG) trong H lớn gần đó IC 1396 khu vực II đã được quan sát bằng máy dò ACIS trên tàu quan sát Chandra X-Ray. Chúng tôi phát hiện 117 nguồn tia X, trong đó ~ 50-60 có khả năng là thành viên của cụm sao mở Trumpler 37 phân tán khắp vùng H II và 25 được liên kết với các ngôi sao trẻ hình thành trong hình cầu. Chúng tôi thấy rằng nguồn Chandra được liên kết với lớp bảo vệ Lớp 0 / I phát sáng IRAS 21391 + 5802 là một trong những ngôi sao trẻ nhất từng được phát hiện trong dải tia X.
Thậm chí còn có nhiều điều chưa được khám phá bên trong bộ ba xoắn xoắn Trunk? Các nhà thiên văn học đã dừng tìm kiếm. Mới gần đây vào tháng 11 năm 2008, một nghiên cứu khác đã được phát hành Zoltan Bolag (et al) tìm kiếm các đĩa tiền đạo. Nhìn chung, các quan sát của chúng tôi hỗ trợ cho các dự đoán lý thuyết trong đó quá trình quang hóa loại bỏ khí tương đối nhanh chóng (Tôi cảm ơn Takayuki Yoshida của Thiên hà phía Bắc vì đã đưa tôi đến hình ảnh đáng kinh ngạc này, điều này đã khơi dậy mong muốn tìm hiểu và chia sẻ những gì tôi đã học về khu vực này Arigato!
