stringtranslate.com

H II регион

NGC 604 , гигантская область H II в галактике Треугольник.

Область H II или область HII — это область межзвездного атомарного водорода , которая ионизирована . [1] Обычно она находится в молекулярном облаке частично ионизированного газа , в котором недавно произошло звездообразование , с размером от одного до сотен световых лет и плотностью от нескольких до примерно миллиона частиц на кубический сантиметр. Туманность Ориона , теперь известная как область H II, была обнаружена в 1610 году Николя-Клодом Фабри де Пейреском с помощью телескопа, первым таким объектом, обнаруженным.

Области могут иметь любую форму, поскольку распределение звезд и газа внутри них неравномерно. Короткоживущие голубые звезды, созданные в этих областях, излучают обильное количество ультрафиолетового света, который ионизирует окружающий газ. Области H II — иногда несколько сотен световых лет в поперечнике — часто связаны с гигантскими молекулярными облаками . Они часто кажутся комковатыми и нитевидными, иногда показывая замысловатые формы, такие как туманность Конская Голова . Области H II могут рождать тысячи звезд в течение нескольких миллионов лет. В конце концов, взрывы сверхновых и сильные звездные ветры от самых массивных звезд в образовавшемся звездном скоплении рассеивают газы области H II, оставляя скопление сформированных звезд.

Области H II можно наблюдать на значительных расстояниях во Вселенной, и изучение внегалактических областей H II важно для определения расстояний и химического состава галактик . Спиральные и неправильные галактики содержат много областей H II, в то время как эллиптические галактики почти лишены их. В спиральных галактиках, включая наш Млечный Путь , области H II сосредоточены в спиральных рукавах , тогда как в неправильных галактиках они распределены хаотично. Некоторые галактики содержат огромные области H II, которые могут содержать десятки тысяч звезд. Примерами являются область 30 Золотой Рыбы в Большом Магеллановом Облаке и NGC 604 в Галактике Треугольника .

Терминология

Пузыри совершенно новых звезд LHA 120-N 180B. [2]

Термин H II астрономы произносят как «H два». «H» — химический символ водорода, а «II» — римская цифра 2. В астрономии принято использовать римскую цифру I для нейтральных атомов, II для однократно ионизированных — H II это H + в других науках — III для дважды ионизированных, например, O III это O 2+ и т. д. [3] H II, или H + , состоит из свободных протонов . Область H I состоит из нейтрального атомарного водорода и молекулярного облака молекулярного водорода , H 2 . В устных обсуждениях с неастрономами иногда возникает путаница между идентичными произнесенными формами «H II» и «H 2 ».

Наблюдения

Темные области звездообразования в туманности Орла, обычно называемые Столпами Творения.

Несколько самых ярких областей H II видны невооруженным глазом . Однако, похоже, ни одна из них не была замечена до появления телескопа в начале 17 века. Даже Галилей не заметил туманность Ориона , когда впервые наблюдал звездное скопление внутри нее (ранее каталогизированное как одна звезда, θ Orionis, Иоганном Байером ). Французскому наблюдателю Николя-Клоду Фабри де Пейреску приписывают открытие туманности Ориона в 1610 году. [4] С тех пор в Млечном Пути и других галактиках было обнаружено большое количество областей H II. [5]

Уильям Гершель наблюдал туманность Ориона в 1774 году и позже описал ее как «бесформенный огненный туман, хаотический материал будущих солнц». [6] В ранние годы астрономы различали «диффузные туманности » (теперь известные как области H II), которые сохраняли свой размытый вид при увеличении через большой телескоп, и туманности, которые можно было разрешить в звезды, теперь известные как галактики, внешние по отношению к нашей собственной. [7]

Подтверждение гипотезы Гершеля о звездообразовании пришлось ждать еще сто лет, когда Уильям Хаггинс вместе со своей женой Мэри Хаггинс направил свой спектроскоп на различные туманности. Некоторые из них, такие как туманность Андромеды , имели спектры, весьма похожие на спектры звезд , но оказались галактиками, состоящими из сотен миллионов отдельных звезд. Другие выглядели совсем иначе. Вместо сильного континуума с наложенными линиями поглощения, туманность Ориона и другие подобные объекты показали лишь небольшое количество линий излучения . [8] В планетарных туманностях самая яркая из этих спектральных линий находилась на длине волны 500,7  нанометров , что не соответствовало линии ни одного известного химического элемента . Сначала была выдвинута гипотеза, что линия может быть связана с неизвестным элементом, который был назван небулием — похожая идея привела к открытию гелия посредством анализа спектра Солнца в 1868 году. [9] Однако, в то время как гелий был выделен на Земле вскоре после его открытия в спектре Солнца, небулий — нет. В начале 20-го века Генри Норрис Рассел предположил, что линия на 500,7 нм была связана не с новым элементом, а с известным элементом в незнакомых условиях. [10]

Туманность Ориона

Межзвездное вещество, считающееся плотным в астрономическом контексте, по лабораторным стандартам находится в высоком вакууме. Физики показали в 1920-х годах, что в газе при чрезвычайно низкой плотности электроны могут заселять возбужденные метастабильные энергетические уровни в атомах и ионах , которые при более высоких плотностях быстро девозбуждаются столкновениями. [11] Электронные переходы с этих уровней в дважды ионизированном кислороде приводят к появлению линии 500,7 нм. [12] Эти спектральные линии , которые можно увидеть только в газах с очень низкой плотностью, называются запрещенными линиями . Таким образом, спектроскопические наблюдения показали, что планетарные туманности в основном состоят из чрезвычайно разреженного ионизированного газа кислорода (OIII).

В течение 20-го века наблюдения показали, что регионы H II часто содержали горячие, яркие звезды . [12] Эти звезды во много раз массивнее Солнца и являются самыми короткоживущими звездами, с общей продолжительностью жизни всего несколько миллионов лет (по сравнению со звездами, подобными Солнцу, которые живут несколько миллиардов лет). Поэтому было высказано предположение, что регионы H II должны быть регионами, в которых формируются новые звезды. [12] В течение нескольких миллионов лет в регионе H II образуется скопление звезд, прежде чем давление излучения от горячих молодых звезд заставит туманность рассеяться. [13]

Происхождение и время жизни

Небольшая часть туманности Тарантул , гигантской области H II в Большом Магеллановом Облаке.

Предшественником области H II является гигантское молекулярное облако (GMC). GMC — это холодное (10–20  K ) и плотное облако, состоящее в основном из молекулярного водорода . [5] GMC могут существовать в стабильном состоянии в течение длительных периодов времени, но ударные волны из-за сверхновых , столкновений между облаками и магнитных взаимодействий могут спровоцировать его коллапс. Когда это происходит, посредством процесса коллапса и фрагментации облака рождаются звезды ( более подробное описание см. в разделе «Эволюция звезд »). [13]

Поскольку звезды рождаются в пределах GMC, наиболее массивные из них достигают температур, достаточно высоких для ионизации окружающего газа. [5] Вскоре после образования поля ионизирующего излучения энергичные фотоны создают фронт ионизации, который проносится через окружающий газ со сверхзвуковой скоростью. На все больших и больших расстояниях от ионизующейся звезды фронт ионизации замедляется, в то время как давление вновь ионизированного газа заставляет ионизированный объем расширяться. В конце концов, фронт ионизации замедляется до дозвуковых скоростей и настигается ударным фронтом, вызванным расширением материала, выброшенного из туманности. Родилась область H II. [14]

Продолжительность жизни области H II составляет порядка нескольких миллионов лет. [15] Радиационное давление горячих молодых звезд в конечном итоге вытеснит большую часть газа. Фактически, весь процесс имеет тенденцию быть очень неэффективным, так как менее 10 процентов газа в области H II превращается в звезды, прежде чем остальное сдувается. [13] Способствуют потере газа взрывы сверхновых самых массивных звезд, которые произойдут всего через 1–2 миллиона лет.

Уничтожение звездных яслей

Глобулы Бока в области H II IC 2944

Звезды формируются в сгустках холодного молекулярного газа, которые скрывают зарождающиеся звезды. Только когда давление излучения звезды выталкивает ее «кокон», она становится видимой. Горячие голубые звезды, которые достаточно мощны, чтобы ионизировать значительные количества водорода и образовывать области H II, сделают это быстро и осветят область, в которой они только что сформировались. Плотные области, которые содержат молодые или менее массивные все еще формирующиеся звезды и которые еще не сдули материал, из которого они формируются, часто видны в силуэте на фоне остальной части ионизированной туманности. Барт Бок и Э. Ф. Рейли искали астрономические фотографии в 1940-х годах на предмет «относительно небольших темных туманностей», следуя предположениям, что звезды могут образовываться из конденсаций в межзвездной среде; они нашли несколько таких «приблизительно круглых или овальных темных объектов небольшого размера», которые они назвали «глобулами», с тех пор называемых глобулами Бока . [16] Бок предположил на симпозиумах Гарвардской обсерватории в декабре 1946 года, что эти глобулы были вероятными местами звездообразования. [17] В 1990 году было подтверждено, что они действительно были местами рождения звезд. [18] Горячие молодые звезды рассеивают эти глобулы, поскольку излучение звезд, питающих область H II, вытесняет материал. В этом смысле звезды, которые генерируют области H II, действуют, чтобы разрушить звездные ясли. Однако, делая это, может быть вызвана еще одна последняя вспышка звездообразования, поскольку давление излучения и механическое давление сверхновой могут действовать, чтобы сжать глобулы, тем самым увеличивая плотность внутри них. [19]

Молодые звезды в областях H II демонстрируют доказательства наличия планетных систем. Космический телескоп Хаббл обнаружил сотни протопланетных дисков ( проплидов ) в туманности Ориона. [20] По крайней мере половина молодых звезд в туманности Ориона, по-видимому, окружены дисками газа и пыли, [21] которые, как полагают, содержат во много раз больше материи, чем необходимо для создания планетной системы, подобной Солнечной системе .

Характеристики

Физические свойства

Мессье 17 — это область H II в созвездии Стрельца .

Области H II сильно различаются по своим физическим свойствам. Они варьируются по размеру от так называемых ультракомпактных (UCHII) областей, возможно, всего в один световой год или меньше, до гигантских областей H II в несколько сотен световых лет в поперечнике. [5] Их размер также известен как радиус Штромгрена и по существу зависит от интенсивности источника ионизирующих фотонов и плотности области. Их плотности варьируются от более миллиона частиц на см 3 в ультракомпактных областях H II до всего нескольких частиц на см 3 в самых больших и протяженных областях. Это подразумевает общую массу, возможно, между 100 и 10 5 солнечных масс . [22]

Существуют также «сверхплотные области H II» (UDHII). [23]

В зависимости от размера области H II в ней может находиться несколько тысяч звезд. Это делает области H II более сложными, чем планетарные туманности, которые имеют только один центральный источник ионизации. Обычно области H II достигают температуры 10 000 К. [5] Они в основном представляют собой ионизированные газы со слабыми магнитными полями с напряженностью в несколько нанотесл . [24] Тем не менее, области H II почти всегда связаны с холодным молекулярным газом, который произошел от того же родительского GMC. [5] Магнитные поля создаются этими слабыми движущимися электрическими зарядами в ионизированном газе, что позволяет предположить, что области H II могут содержать электрические поля . [25]

Звездные ясли N159 — это регион HII размером более 150 световых лет в поперечнике. [26]

Ряд областей H II также демонстрируют признаки пронизывания плазмой с температурой, превышающей 10 000 000 К, достаточно горячей, чтобы испускать рентгеновские лучи. Рентгеновские обсерватории, такие как Эйнштейн и Чандра, отметили диффузное рентгеновское излучение в ряде областей звездообразования, в частности в туманности Ориона, Мессье 17 и туманности Карина. [27] Горячий газ, вероятно, поставляется сильными звездными ветрами от звезд O-типа, которые могут нагреваться сверхзвуковыми ударными волнами в ветрах, посредством столкновений между ветрами от разных звезд или посредством сталкивающихся ветров, направляемых магнитными полями. Эта плазма будет быстро расширяться, чтобы заполнить доступные полости в молекулярных облаках из-за высокой скорости звука в газе при этой температуре. Она также будет просачиваться через отверстия на периферии области H II, что, по-видимому, происходит в Мессье 17. [28]

Химически области H II состоят примерно на 90% из водорода. Самая сильная линия излучения водорода, линия H-альфа при 656,3 нм, придает областям H II их характерный красный цвет. (Эта линия излучения исходит от возбужденного неионизированного водорода.) H-бета также испускается, но примерно с 1/3 интенсивности H-альфа. Большая часть остальной части области H II состоит из гелия со следовыми количествами более тяжелых элементов. По всей галактике обнаружено, что количество тяжелых элементов в областях H II уменьшается с увеличением расстояния от галактического центра. [29] Это связано с тем, что в течение жизни галактики скорости звездообразования были выше в более плотных центральных областях, что приводило к большему обогащению этих областей межзвездной среды продуктами нуклеосинтеза .

Численность и распределение

Цепочки красных областей H II очерчивают рукава галактики Водоворот .

Области H II встречаются только в спиральных галактиках, таких как Млечный Путь, и в неправильных галактиках . Они не видны в эллиптических галактиках . В неправильных галактиках они могут быть рассеяны по всей галактике, но в спиральных галактиках они наиболее распространены в спиральных рукавах. Большая спиральная галактика может содержать тысячи областей H II. [22]

Причина, по которой области H II редко появляются в эллиптических галактиках, заключается в том, что эллиптические галактики, как полагают, образуются в результате слияний галактик. [30] В скоплениях галактик такие слияния происходят часто. Когда галактики сталкиваются, отдельные звезды почти никогда не сталкиваются, но ГМО и области H II в сталкивающихся галактиках сильно перемешиваются. [30] В этих условиях запускаются огромные всплески звездообразования, настолько быстрые, что большая часть газа превращается в звезды, а не в обычные 10% или меньше.

Галактики, в которых происходит столь быстрое звездообразование, известны как галактики со вспышкой звездообразования . Эллиптическая галактика после слияния имеет очень низкое содержание газа, и поэтому области H II больше не могут формироваться. [30] Наблюдения двадцать первого века показали, что очень небольшое количество областей H II существует вне галактик вообще. Эти межгалактические области H II могут быть остатками приливных разрушений небольших галактик, а в некоторых случаях могут представлять собой новое поколение звезд в недавно аккрецированном газе галактики. [31]

Морфология

Области H II бывают самых разных размеров. Обычно они комковатые и неоднородные во всех масштабах от самых маленьких до самых больших. [5] Каждая звезда в области H II ионизирует приблизительно сферическую область — известную как сфера Стрёмгрена — окружающего газа, но сочетание сфер ионизации нескольких звезд в области H II и расширение нагретой туманности в окружающие газы создает резкие градиенты плотности , которые приводят к сложным формам. [32] Взрывы сверхновых также могут формировать области H II. В некоторых случаях образование большого звездного скопления в области H II приводит к тому, что область становится полой изнутри. Так обстоит дело с NGC 604 , гигантской областью H II в галактике Треугольника . [33] Для области H II, которую невозможно разрешить , некоторую информацию о пространственной структуре ( электронная плотность как функция расстояния от центра и оценка комковатости) можно вывести, выполнив обратное преобразование Лапласа на частотном спектре.

Известные регионы

Оптическое изображение (слева) демонстрирует облака газа и пыли в туманности Ориона ; инфракрасное изображение (справа) демонстрирует новые звезды, сияющие внутри.

Известные области Галактики H II включают Туманность Ориона, Туманность Эта Карина и Комплекс Беркли 59 / Цефей OB4 . [34] Туманность Ориона, находящаяся примерно в 500  пк (1500 световых лет) от Земли, является частью OMC-1 , гигантского молекулярного облака, которое, если бы его было видно, заполняло бы большую часть созвездия Ориона . [12] Туманность Конская Голова и Петля Барнарда — две другие освещенные части этого облака газа. [35] Туманность Ориона на самом деле представляет собой тонкий слой ионизированного газа на внешней границе облака OMC-1. Звезды в скоплении Трапеции , и особенно θ 1 Ориона , ответственны за эту ионизацию. [12]

Большое Магелланово Облако , галактика-спутник Млечного Пути на расстоянии около 50 кпк ( 160 тысяч световых лет ), содержит гигантскую область H II, называемую Туманностью Тарантул . Имея размеры около 200 пк ( 650 световых лет ) в поперечнике, эта туманность является самой массивной и второй по величине областью H II в Местной группе . [36] Она намного больше, чем Туманность Ориона, и образует тысячи звезд, некоторые с массой более чем в 100 раз больше массы Солнца — звезды OB и Вольфа-Райе . Если бы Туманность Тарантул находилась так же близко к Земле, как Туманность Ориона, она бы сияла примерно так же ярко, как полная Луна на ночном небе. Сверхновая SN 1987A произошла на окраине Туманности Тарантул. [32]

Другая гигантская область H II — NGC 604 расположена в спиральной галактике M33 , которая находится на расстоянии 817 кпк (2,66 миллиона световых лет). Имея размеры приблизительно 240 × 250 пк ( 800 × 830 световых лет ) в поперечнике, NGC 604 является второй по массивности областью H II в Местной группе после туманности Тарантул, хотя она немного больше по размеру, чем последняя. Она содержит около 200 горячих звезд OB и Вольфа-Райе, которые нагревают газ внутри нее до миллионов градусов, производя яркое рентгеновское излучение. Общая масса горячего газа в NGC 604 составляет около 6000 масс Солнца. [33]

Текущие вопросы

Трехраздельная туманность, видимая на разных длинах волн

Как и в случае с планетарными туманностями, оценки распространенности элементов в областях H II подвержены некоторой неопределенности. [37] Существует два разных способа определения распространенности металлов (в данном случае металлами являются элементы, отличные от водорода и гелия) в туманностях, которые опираются на разные типы спектральных линий, и иногда наблюдаются большие расхождения между результатами, полученными с помощью двух методов. [36] Некоторые астрономы связывают это с наличием небольших температурных колебаний в областях H II; другие утверждают, что расхождения слишком велики, чтобы их можно было объяснить температурными эффектами, и выдвигают гипотезу о существовании холодных узлов, содержащих очень мало водорода, чтобы объяснить наблюдения. [37]

Полные детали формирования массивных звезд в областях H II пока еще не очень хорошо известны. Две основные проблемы затрудняют исследования в этой области. Во-первых, расстояние от Земли до крупных областей H II значительно, ближайшая область H II ( туманность Калифорния ) находится на расстоянии 300 пк (1000 световых лет); [38] другие области H II находятся на расстоянии в несколько раз большем от Земли. Во-вторых, формирование этих звезд глубоко затенено пылью, и наблюдения в видимом свете невозможны. Радио- и инфракрасный свет могут проникать сквозь пыль, но самые молодые звезды могут не излучать много света на этих длинах волн . [35]

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ Ян Ридпат (2012). Словарь астрономии: область H II (2-е перераб. изд.). Oxford University Press. doi : 10.1093/acref/9780199609055.001.0001. ISBN 9780199609055. Получено 24 декабря 2015 г.
  2. ^ "Пузыри совершенно новых звезд". www.eso.org . Получено 8 февраля 2019 г. .
  3. ^ "Тепловое радиоизлучение из областей HII". Национальная радиоастрономическая обсерватория (США) . Архивировано из оригинала 27 сентября 2016 года . Получено 7 октября 2016 года .
  4. ^ Харрисон, TG (1984). «Туманность Ориона — где она в истории». Ежеквартальный журнал Королевского астрономического общества . 25 : 65–79. Библиографический код : 1984QJRAS..25...65H.
  5. ^ abcdefg Андерсон, LD; Баня, ТМ; Джексон, Дж. М.; и др. (2009). «Молекулярные свойства галактических областей HII». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 181 (1): 255–271. arXiv : 0810.3685 . Бибкод : 2009ApJS..181..255A. дои : 10.1088/0067-0049/181/1/255. S2CID  10641857.
  6. ^ Джонс, Кеннет Глин (1991). Туманности Мессье и звездные скопления. Cambridge University Press. стр. 157. ISBN 978-0-521-37079-0.
  7. ^ Ридпат, Ян (2012). "Диффузная туманность" . Словарь астрономии . Oxford University Press. doi :10.1093/acref/9780199609055.001.0001. ISBN 978-0-19-960905-5.
  8. ^ Хаггинс, У.; Миллер, ВА (1864). «О спектрах некоторых туманностей». Философские труды Лондонского королевского общества . 154 : 437–444. Bibcode : 1864RSPT..154..437H. doi : 10.1098/rstl.1864.0013 .
  9. ^ Теннисон, Джонатан (2005). Астрономическая спектроскопия: введение в атомную и молекулярную физику астрономических спектров . Imperial College Press. стр. 99–102. ISBN 978-1-86094-513-7.
  10. ^ Рассел, Х. Н.; Дуган, Р. С.; Стюарт, Дж. К. (1927). Астрономия II Астрофизика и звездная астрономия . Бостон: Ginn & Co., стр. 837.
  11. ^ Боуэн, И.С. (1928). «Происхождение небулярных линий и структура планетарных туманностей». Astrophysical Journal . 67 : 1–15. Bibcode : 1928ApJ....67....1B. doi : 10.1086/143091 .
  12. ^ abcde O'Dell, CR (2001). "Туманность Ориона и связанное с ней население" (PDF) . Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 39 (1): 99–136. Bibcode :2001ARA&A..39...99O. doi :10.1146/annurev.astro.39.1.99.
  13. ^ abc Pudritz, Ralph E. (2002). «Скопление звезд и происхождение звездных масс». Science . 295 (5552): 68–75. Bibcode :2002Sci...295...68P. doi :10.1126/science.1068298. PMID  11778037. S2CID  33585808.
  14. ^ Франко, Дж.; Тенорио-Тагле, Г.; Боденхаймер, П. (1990). «О формировании и расширении областей H II». Astrophysical Journal . 349 : 126–140. Bibcode : 1990ApJ...349..126F. doi : 10.1086/168300 .
  15. ^ Альварес, MA; Бромм, V.; Шапиро, PR (2006). «Область H II первой звезды». Astrophysical Journal . 639 (2): 621–632. arXiv : astro-ph/0507684 . Bibcode : 2006ApJ...639..621A. doi : 10.1086/499578. S2CID  12753436.
  16. ^ Бок, Барт Дж.; Рейли, Эдит Ф. (1947). «Маленькие темные туманности». Astrophysical Journal . 105 : 255–257. Bibcode : 1947ApJ...105..255B. doi : 10.1086/144901.
  17. ^ Бок, Барт Дж. (1948). «Размеры и массы темных туманностей». Монографии Гарвардской обсерватории . 7 (7): 53–72. Bibcode : 1948HarMo...7...53B.
  18. ^ Yun, JL; Clemens, DP (1990). «Звездообразование в малых глобулах – Барт Бок был прав». Astrophysical Journal . 365 : 73–76. Bibcode :1990ApJ...365L..73Y. doi : 10.1086/185891 .
  19. ^ Шталер, С.; Палла, Ф. (2004). Формирование звезд . Wiley VCH. doi :10.1002/9783527618675. ISBN 978-3-527-61867-5.
  20. ^ Риччи, Л.; Робберто, М.; Содерблом, Д. Р. (2008). «Космический телескоп Хаббла/усовершенствованная камера для обзоров атласа протопланетных дисков в Большой туманности Ориона». Astronomical Journal . 136 (5): 2136–2151. Bibcode : 2008AJ....136.2136R. doi : 10.1088/0004-6256/136/5/2136 .
  21. ^ О'делл, CR; Вэнь, Чжэн (1994). "Снимки ядра туманности Ориона, полученные космическим телескопом Хаббл после реконструкции: проплиды, объекты Хербига-Аро и измерения околозвездного диска". Astrophysical Journal . 436 (1): 194–202. Bibcode :1994ApJ...436..194O. doi : 10.1086/174892 .
  22. ^ ab Flynn, Chris (2005). "Лекция 4B: Исследования случаев радиации (регионы HII)". Архивировано из оригинала 2015-09-23 . Получено 2009-05-14 .
  23. ^ Кобулницкий, Генри А.; Джонсон, Келси Э. (1999). «Сигнатуры самых молодых вспышек звездообразования: оптически толстые источники теплового тормозного радиоизлучения в Хенизе 2–10». Astrophysical Journal . 527 (1): 154–166. arXiv : astro-ph/9907233 . Bibcode : 1999ApJ...527..154K. doi : 10.1086/308075. S2CID  15431678.
  24. ^ Heiles, C.; Chu, Y.-H.; Troland, TH (1981). "Напряженность магнитного поля в областях H II S117, S119 и S264". Astrophysical Journal Letters . 247 : L77–L80. Bibcode : 1981ApJ...247L..77H. doi : 10.1086/183593 .
  25. ^ Карлквист, П.; Кристен, Х.; Гам, ГФ (1998). «Спиральные структуры в хоботе слона-розетки». Астрономия и астрофизика . 332 : L5–L8. Bibcode : 1998A&A...332L...5C.
  26. ^ "В шторм". www.spacetelescope.org . Получено 5 сентября 2016 г. .
  27. ^ Таунсли, Л.К. и др. (2011). «Проект комплекса Чандра-Карина: расшифровка загадки диффузного рентгеновского излучения Карины». Приложение к Astrophysical Journal . 194 (1): 15. arXiv : 1103.0764 . Bibcode : 2011ApJS..194...15T. doi : 10.1088/0067-0049/194/1/15. S2CID  40973448.
  28. ^ Таунсли, Л.К. и др. (2003). «10 MK Gas in M17 and the Rosette Nebula: X-Ray Flows in Galactic H II Regions». The Astrophysical Journal . 593 (2): 874–905. arXiv : astro-ph/0305133 . Bibcode : 2003ApJ...593..874T. doi : 10.1086/376692. S2CID  16188805.
  29. ^ Шейвер, PA; Макги, RX; Ньютон, LM; Дэнкс, AC; Потташ, SR (1983). «Галактический градиент обилия». MNRAS . 204 : 53–112. Bibcode :1983MNRAS.204...53S. doi : 10.1093/mnras/204.1.53 .
  30. ^ abc Hau, George KT; Bower, Richard G.; Kilborn, Virginia ; et al. (2008). «Трансформируется ли NGC 3108 из галактики раннего типа в галактику позднего типа – астрономический гермафродит?». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 385 (4): 1965–72. arXiv : 0711.3232 . Bibcode : 2008MNRAS.385.1965H. doi : 10.1111/j.1365-2966.2007.12740.x . S2CID  17892515.
  31. ^ Остерлоо, Т.; Морганти, Р. ; Сэдлер, Э.М.; Фергюсон, А.; ван дер Хюлст, Дж. М.; Джерджен, Х. (2004). П.-А. Дык; Дж. Брейн; Э. Бринкс (ред.). Приливные остатки и межгалактические регионы HII . Симпозиум Международного астрономического союза. Том. 217. Тихоокеанское астрономическое общество. п. 486. arXiv : astro-ph/0310632 . Бибкод : 2004IAUS..217..486O. дои : 10.1017/S0074180900198249.
  32. ^ аб Таунсли, Лейза К.; Броос, Патрик С.; Фейгельсон, Эрик Д.; и др. (2008). «Исследование 30 Дораду, проведенное Chandra ACIS. I. Сверхпузыри и остатки сверхновых». Астрономический журнал . 131 (4): 2140–2163. arXiv : astro-ph/0601105 . Бибкод : 2006AJ....131.2140T. дои : 10.1086/500532. S2CID  17417168.
  33. ^ ab Tullmann, Ralph; Gaetz, Terrance J.; Plucinsky, Paul P.; et al. (2008). «Обзор M33 (ChASeM33) телескопом Chandra ACIS: исследование горячей ионизированной среды в NGC 604». The Astrophysical Journal . 685 (2): 919–932. arXiv : 0806.1527 . Bibcode :2008ApJ...685..919T. doi :10.1086/591019. S2CID  1428019.
  34. ^ Majaess, DJ; Turner, D.; Lane, D.; Moncrieff, K. (2008). "Захватывающая звезда комплекса Berkeley 59/Cepheus OB4 и другие случайные открытия переменных звезд". Журнал Американской ассоциации наблюдателей переменных звезд . 36 (1): 90. arXiv : 0801.3749 . Bibcode :2008JAVSO..36...90M.
  35. ^ аб
    • Ward-Thompson, D.; Nutter, D.; Bontemps, S.; et al. (2006). «SCUBA-наблюдения за туманностью Конская Голова – что проглотила лошадь?». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 369 (3): 1201–1210. arXiv : astro-ph/0603604 . Bibcode : 2006MNRAS.369.1201W. doi : 10.1111/j.1365-2966.2006.10356.x . S2CID  408726.
    • Heiles, Carl; Haffner, LM; Reynolds, RJ; Tufte, SL (2000). "Физические условия, температуры зерен и улучшенные очень мелкие зерна в петле Барнарда". The Astrophysical Journal . 536 (1): 335–. arXiv : astro-ph/0001024 . Bibcode :2000ApJ...536..335H. doi :10.1086/308935. S2CID  14067314.
  36. ^ ab Lebouteiller, V.; Bernard-Salas, J.; Plucinsky, Brandl B.; et al. (2008). «Химический состав и смешивание в гигантских областях HII: NGC 3603, Doradus 30 и N66». The Astrophysical Journal . 680 (1): 398–419. arXiv : 0710.4549 . Bibcode :2008ApJ...680..398L. doi :10.1086/587503. S2CID  16924851.
  37. ^ ab Tsamis, YG; Barlow, MJ; Liu, XW.; et al. (2003). "Тяжелые элементы в областях H II Галактического и Магелланова Облака: соотношение содержания рекомбинационных линий и запрещенных линий". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 338 (3): 687–710. arXiv : astro-ph/0209534 . Bibcode : 2003MNRAS.338..687T. doi : 10.1046/j.1365-8711.2003.06081.x . S2CID  18253949.
  38. ^ Страйжис, В.; Цернис, К.; Бартасиуте, С. (2001). «Межзвездное вымирание в районе туманности Калифорния» (PDF) . Астрономия и астрофизика . 374 (1): 288–293. Bibcode :2001A&A...374..288S. doi : 10.1051/0004-6361:20010689 .

Внешние ссылки

На Викискладе есть медиафайлы по теме «регионы H II» .