stringtranslate.com

H II регион

NGC 604 , гигантская область H II в галактике Треугольник.

Область H II или область HII — это область ионизированного межзвездного атомарного водорода . [1] Обычно это молекулярное облако 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 , известная теперь как область H II, наблюдалась в 1610 году Николя-Клодом Фабри де Пейреском с помощью телескопа и стала первым обнаруженным подобным объектом.

Области могут иметь любую форму, поскольку распределение звезд и газа внутри них неравномерно. Недолгоживущие голубые звезды , созданные в этих регионах, 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 выглядят комковатыми и нитевидными, иногда имеют замысловатые формы, как, например, туманность Конская Голова . В регионах H II могут рождаться тысячи звезд в течение нескольких миллионов лет. В конце концов, взрывы сверхновых и сильные звездные ветры от самых массивных звезд образовавшегося звездного скопления разгоняют газы области H II, оставляя после себя образовавшееся скопление 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, а эллиптические галактики их почти лишены. 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. Примеры включают область 30 Дораду 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, обозначающая 2. В астрономии принято использовать римскую цифру I для нейтральных атомов, II для однократно ионизированных атомов. 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 HI состоит из нейтрального атомарного водорода и молекулярного облака молекулярного водорода H 2 . В устной дискуссии с неастрономами иногда возникает путаница между идентичными устными формами «H II» и «H 2 ».

Наблюдения

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

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

Уильям Гершель наблюдал туманность Ориона в 1774 году и позже описал ее как «несформированный огненный туман, хаотический материал будущих солнц». [6] Раньше астрономы различали «диффузные туманности » (теперь известные как области H II), которые сохраняли свой нечеткий вид при увеличении в большой телескоп, и туманности, которые можно было разделить на звезды, которые теперь известны как галактики, расположенные снаружи. нашему собственному. [7]

Подтверждения 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, 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 эмиссионных линий . [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 предполагалось, что линия могла быть связана с неизвестным элементом, который был назван небулием — аналогичная идея привела к открытию гелия посредством анализа спектра Солнца в 1868 году . [9] Однако, хотя гелий был изолированным на Земле вскоре после открытия в спектре Солнца небулий не был. В начале 20-го века Генри Норрис Рассел предположил, что линия на длине волны 500,7 нм не является новым элементом, а возникла из-за знакомого элемента в незнакомых условиях. [10]

Туманность Ориона

Межзвездная материя, считающаяся плотной в астрономическом контексте, по лабораторным стандартам находится в высоком вакууме. В 1920-х годах физики показали , что в газе с чрезвычайно низкой плотностью электроны могут заселять возбужденные метастабильные энергетические уровни в атомах и ионах , которые при более высоких плотностях быстро девозбуждаются в результате столкновений. [11] Электронные переходы с этих уровней в дважды ионизованном 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 состоят в основном из чрезвычайно разреженного ионизированного газообразного кислорода (OIII).

В течение 20-го века наблюдения показали, что области H II часто содержат горячие яркие звезды . [12] Эти звезды во много раз массивнее Солнца и являются самыми короткоживущими звездами с общим сроком жизни всего несколько миллионов лет (по сравнению с такими звездами, как Солнце, которые живут несколько миллиардов лет). Поэтому было высказано предположение, что области H II должны быть областями формирования новых звезд. [12] В течение нескольких миллионов лет в области H II сформируется скопление звезд, прежде чем радиационное давление 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). ГМК — холодное (10–20  К ) и плотное облако, состоящее преимущественно из молекулярного водорода . [5] ГМК могут существовать в стабильном состоянии в течение длительных периодов времени, но ударные волны из-за сверхновых , столкновений между облаками и магнитных взаимодействий могут спровоцировать их коллапс. Когда это происходит, в процессе коллапса и фрагментации облака рождаются звезды ( более подробное описание см. в разделе «Звездная эволюция »). [13]

Поскольку звезды рождаются внутри ГМО, самые массивные из них достигают температур, достаточно высоких, чтобы ионизировать окружающий газ. [5] Вскоре после формирования поля ионизирующего излучения энергичные фотоны создают фронт ионизации, который проносится через окружающий газ со сверхзвуковой скоростью. На все большем и большем расстоянии от ионизирующей звезды фронт ионизации замедляется, а давление вновь ионизированного газа заставляет ионизированный объем расширяться. В конце концов фронт ионизации замедляется до дозвуковых скоростей и его настигает ударный фронт, вызванный расширением материала, выброшенного из туманности. Появился регион H II. [14]

Время жизни области H II составляет порядка нескольких миллионов лет. [15] Давление излучения горячих молодых звезд в конечном итоге вытеснит большую часть газа. На самом деле, весь процесс имеет тенденцию быть очень неэффективным: менее 10 процентов газа в области H II формируются в звезды, прежде чем остальная часть выбрасывается ветром. [13] Способствуют потере газа взрывы сверхновых самых массивных звезд, которые произойдут всего через 1–2 миллиона лет.

Уничтожение звездных питомников

Глобулы Бока в области H II IC 2944

Звезды формируются в сгустках холодного молекулярного газа, скрывающих зарождающиеся звезды. Только когда радиационное давление звезды выталкивает ее «кокон», она становится видимой. Горячие голубые звезды, которые достаточно мощны, чтобы ионизировать значительное количество водорода и сформировать области H II, сделают это быстро и осветят область, в которой они только что сформировались. Плотные области, которые содержат более молодые или менее массивные все еще формирующиеся звезды и которые еще не уничтожили материал, из которого они формируются, часто видны силуэтами на фоне остальной части ионизированной туманности. Барт Бок и Э. Ф. Рейли в 1940-х годах искали на астрономических фотографиях «относительно небольшие темные туманности», следуя предположениям о том, что звезды могут образовываться из конденсации в межзвездной среде; они нашли несколько таких «приблизительно круглых или овальных темных объектов небольшого размера», которые они назвали «глобулами», так как их называют глобулами Бока . [16] На столетнем симпозиуме Гарвардской обсерватории в декабре 1946 года Бок предположил, что эти шарики, вероятно, были местами звездообразования. [17] В 1990 году было подтверждено, что они действительно были звездными местами рождения. [18] Горячие молодые звезды рассеивают эти шарики, поскольку излучение звезд, питающих область H II, вытесняет вещество. В этом смысле звезды, генерирующие области H II, разрушают звездные питомники. Однако при этом может спровоцироваться последний всплеск звездообразования, поскольку радиационное давление и механическое давление сверхновой могут сжимать глобулы, тем самым увеличивая плотность внутри них. [19]

Молодые звезды в регионах H II свидетельствуют о наличии планетных систем. Космический телескоп Хаббл обнаружил сотни протопланетных дисков ( проплидов ) в туманности Ориона. [20] По крайней мере половина молодых звезд в туманности Ориона окружена дисками из 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 — регион H II в созвездии Стрельца .

Области H II сильно различаются по своим физическим свойствам. Их размеры варьируются от так называемых ультракомпактных (UCII) областей размером всего лишь световой год или меньше, до гигантских областей H II в поперечнике в несколько сотен световых лет. [5] Их размер также известен как радиус Стромгрена и существенно зависит от интенсивности источника ионизирующих фотонов и плотности области. Их плотность колеблется от более миллиона частиц на см 3 в сверхкомпактных областях H II до всего лишь нескольких частиц на см 3 в самых крупных и протяженных областях. Это подразумевает, что общая масса может составлять от 100 до 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 регионы H II более сложными, чем планетарные туманности, у которых есть только один центральный источник ионизации. Обычно области H II достигают температуры 10 000 К. [5] В основном это ионизированные газы со слабыми магнитными полями силой 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]

Звездная детская N159 — это область HII диаметром более 150 световых лет. [26]

В ряде областей H II также есть признаки того, что они пронизаны плазмой с температурой, превышающей 10 000 000 К, достаточно горячей, чтобы излучать рентгеновские лучи. Рентгеновские обсерватории, такие как Эйнштейн и Чандра, отметили диффузное рентгеновское излучение в ряде областей звездообразования, особенно в туманности Ориона, Мессье 17 и туманности Киля. [27] Горячий газ, вероятно, поступает от сильных звездных ветров от звезд О-типа, которые могут нагреваться сверхзвуковыми ударными волнами в ветрах, в результате столкновений ветров от разных звезд или через сталкивающиеся ветры, направляемые магнитными полями. Эта плазма будет быстро расширяться, заполняя имеющиеся полости в молекулярных облаках из-за высокой скорости звука в газе при этой температуре. Он также будет просачиваться через дыры 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 эмиссии водорода, линия H-альфа при 656,3 нм, придает областям H II характерный красный цвет. (Эта линия излучения исходит от возбужденного неионизированного водорода.) H-бета также излучается, но с интенсивностью примерно 1/3 от интенсивности H-альфа. Большая часть остальной части области H II состоит из гелия со следами более тяжелых элементов. По всей галактике обнаружено, что количество тяжелых элементов в областях H II уменьшается с увеличением расстояния от центра галактики. [29] Это связано с тем, что на протяжении всей жизни галактики темпы звездообразования были выше в более плотных центральных областях, что приводило к большему обогащению этих областей межзвездной среды продуктами нуклеосинтеза .

Численность и распространение

Нити красных областей H II очерчивают рукава галактики Водоворот .

Области H II встречаются только в спиральных галактиках, таких как Млечный Путь, и неправильных галактиках . Их не видно в эллиптических галактиках . В неправильных галактиках они могут быть рассеяны по всей галактике, но в спиралях их больше всего 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 слияния галактик. [30] В скоплениях галактик такие слияния происходят часто. При столкновении галактик отдельные звезды почти никогда не сталкиваются, но области GMC и H II в сталкивающихся галактиках сильно возбуждаются. [30] В этих условиях происходят огромные всплески звездообразования, настолько быстрые, что большая часть газа превращается в звезды, а не обычно, в 10% или меньше.

Галактики, в которых происходит такое быстрое звездообразование, известны как галактики со звездообразованием . Эллиптическая галактика после слияния имеет очень низкое содержание газа, поэтому области H II больше не могут образовываться. [30] Наблюдения XXI века показали, что очень небольшое количество областей H II существует вообще за пределами галактик. 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

Регионы H II бывают самых разных размеров. Они обычно комковаты и неоднородны во всех масштабах от самого маленького до самого большого. [5] Каждая звезда в области H II ионизирует примерно сферическую область, известную как сфера Стрёмгрена , окружающего газа, но комбинация сфер ионизации нескольких звезд в области H II и расширение нагретой туманности в окружающую среду газы создают резкие градиенты плотности , которые приводят к сложным формам. [32] Взрывы сверхновых также могут формировать области H II. В некоторых случаях образование большого звездного скопления внутри области H II приводит к выемке этой области изнутри. Так обстоит дело с NGC 604 , гигантской областью H II в галактике Треугольник . [33] Для области H II, которую невозможно разрешить , некоторую информацию о пространственной структуре ( плотность электронов как функцию расстояния от центра и оценку комковатости) можно получить, выполнив обратное преобразование Лапласа на частотный спектр.

Известные регионы

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

Известные галактические регионы H II включают туманность Ориона, туманность Эта Киля и комплекс Беркли 59/Цефей OB4 . [34] Туманность Ориона, расположенная примерно в 500  пк (1500 световых лет) от Земли, является частью OMC-1 , гигантского молекулярного облака, которое, если его увидеть, можно было бы увидеть заполнившим большую часть созвездия Ориона . [12] Туманность Конская Голова и Петля Барнарда — две другие освещенные части этого газового облака. [35] Туманность Ориона на самом деле представляет собой тонкий слой ионизированного газа на внешней границе облака OMC-1. За эту ионизацию ответственны звезды в скоплении Трапеции , и особенно θ 1 Ориона . [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 . Эта туманность размером около 200 пк ( 650 световых лет ) в поперечнике является самой массивной и второй по величине областью H II в Местной группе . [36] Она намного больше, чем туманность Ориона, и формирует тысячи звезд, некоторые из которых имеют массу более чем в 100 раз больше солнечной — звезды OB и Вольфа-Райе . Если бы туманность Тарантул находилась так же близко к Земле, как туманность Ориона, она сияла бы так же ярко, как полная луна на ночном небе. Сверхновая SN 1987A произошла на окраине туманности Тарантул. [32]

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

Актуальные вопросы

Трехраздельная туманность видна на разных длинах волн

Как и в случае с планетарными туманностями, оценки содержания элементов в регионах H II подвержены некоторой неопределенности. [37] Существует два разных способа определения содержания металлов (металлами в данном случае являются элементы, отличные от водорода и гелия) в туманностях, которые основаны на разных типах спектральных линий, и иногда наблюдаются большие расхождения между результатами, полученными из два метода. [36] Некоторые астрономы объясняют это наличием небольших колебаний температуры в регионах 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 массивного звездообразования в регионах H II еще недостаточно известны. Две основные проблемы препятствуют исследованиям 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 регионы H II находятся в несколько раз дальше от Земли. Во-вторых, образование этих звезд глубоко скрыто 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

Рекомендации

  1. ^ Ян Ридпат (2012). Астрономический словарь: регион H II (2-е изд.). Издательство Оксфордского университета. doi : 10.1093/acref/9780199609055.001.0001. ISBN 9780199609055. Проверено 24 декабря 2015 г.
  2. ^ «Пузыри новых звезд». www.eso.org . Проверено 8 февраля 2019 г.
  3. ^ «Тепловое радиоизлучение из регионов HII». Национальная радиоастрономическая обсерватория (США) . Проверено 7 октября 2016 г.
  4. ^ Харрисон, Т.Г. (1984). «Туманность Ориона — где она находится в истории». Ежеквартальный журнал Королевского астрономического общества . 25 : 65–79. Бибкод : 1984QJRAS..25...65H.
  5. ^ abcdefg Андерсон, LD; Баня, ТМ; Джексон, Дж. М.; и другие. (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. Издательство Кембриджского университета. п. 157. ИСБН 978-0-521-37079-0.
  7. ^ Ридпат, Ян (2012). «Диффузионная туманность» . Словарь астрономии . Издательство Оксфордского университета. doi : 10.1093/acref/9780199609055.001.0001. ISBN 978-0-19-960905-5.
  8. ^ Хаггинс, В.; Миллер, Вашингтон (1864 г.). «О спектрах некоторых туманностей». Философские труды Лондонского королевского общества . 154 : 437–444. Бибкод : 1864RSPT..154..437H. дои : 10.1098/rstl.1864.0013 .
  9. ^ Теннисон, Джонатан (2005). Астрономическая спектроскопия: введение в атомную и молекулярную физику астрономических спектров . Издательство Имперского колледжа. стр. 99–102. ISBN 978-1-86094-513-7.
  10. ^ Рассел, HN ; Дуган, РС; Стюарт, JQ (1927). Астрономия II Астрофизика и звездная астрономия . Бостон: Джинн и Ко. с. 837.
  11. ^ Боуэн, IS (1928). «Происхождение небулярных линий и строение планетарных туманностей». Астрофизический журнал . 67 : 1–15. Бибкод : 1928ApJ....67....1B. дои : 10.1086/143091 .
  12. ^ abcde О'Делл, CR (2001). «Туманность Ориона и связанное с ней население» (PDF) . Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 39 (1): 99–136. Бибкод : 2001ARA&A..39...99O. doi :10.1146/annurev.astro.39.1.99.
  13. ^ abc Пудриц, Ральф Э. (2002). «Кластерное звездообразование и происхождение звездных масс». Наука . 295 (5552): 68–75. Бибкод : 2002Sci...295...68P. дои : 10.1126/science.1068298. PMID  11778037. S2CID  33585808.
  14. ^ Франко, Дж.; Тенорио-Тагле, Г.; Боденхаймер, П. (1990). «О формировании и расширении регионов H II». Астрофизический журнал . 349 : 126–140. Бибкод : 1990ApJ...349..126F. дои : 10.1086/168300 .
  15. ^ Альварес, Массачусетс; Бромм, В.; Шапиро, PR (2006). «Область H II первой звезды». Астрофизический журнал . 639 (2): 621–632. arXiv : astro-ph/0507684 . Бибкод : 2006ApJ...639..621A. дои : 10.1086/499578. S2CID  12753436.
  16. ^ Бок, Барт Дж.; Рейли, Эдит Ф. (1947). «Маленькие темные туманности». Астрофизический журнал . 105 : 255–257. Бибкод : 1947ApJ...105..255B. дои : 10.1086/144901.
  17. ^ Бок, Барт Дж. (1948). «Размеры и массы темных туманностей». Монографии Гарвардской обсерватории . 7 (7): 53–72. Бибкод : 1948HarMo...7...53B.
  18. ^ Юн, Дж.Л.; Клеменс, Д.П. (1990). «Звездообразование в маленьких глобулах – Барт Бок был прав». Астрофизический журнал . 365 : 73–76. Бибкод : 1990ApJ...365L..73Y. дои : 10.1086/185891 .
  19. ^ Сталер, С.; Палла, Ф. (2004). Формирование звезд . Вайли ВЧ. дои : 10.1002/9783527618675. ISBN 978-3-527-61867-5.
  20. ^ Риччи, Л.; Робберто, М.; Содерблом, Д.Р. (2008). «Космический телескоп Хаббла/усовершенствованная камера для исследований Атлас протопланетных дисков в Большой туманности Ориона». Астрономический журнал . 136 (5): 2136–2151. Бибкод : 2008AJ....136.2136R. дои : 10.1088/0004-6256/136/5/2136 .
  21. ^ О'делл, CR; Вэнь, Чжэн (1994). «Снимки ядра туманности Ориона после ремонта космического телескопа Хаббла: Проплиды, объекты Хербига-Аро и измерения околозвездного диска». Астрофизический журнал . 436 (1): 194–202. Бибкод : 1994ApJ...436..194O. дои : 10.1086/174892 .
  22. ^ Аб Флинн, Крис (2005). «Лекция 4Б: Тематические исследования радиации (регионы HII)». Архивировано из оригинала 23 сентября 2015 г. Проверено 14 мая 2009 г.
  23. ^ Кобулницкий, Генри А.; Джонсон, Келси Э. (1999). «Признаки самых молодых звездообразования: оптически толстые источники теплового тормозного излучения в Хенизе 2–10». Астрофизический журнал . 527 (1): 154–166. arXiv : astro-ph/9907233 . Бибкод : 1999ApJ...527..154K. дои : 10.1086/308075. S2CID  15431678.
  24. ^ Хейлс, К.; Чу, Ю.-Х.; Троланд, TH (1981). «Напряженность магнитного поля в областях H II S117, S119 и S264». Письма астрофизического журнала . 247 : L77–L80. Бибкод : 1981ApJ...247L..77H. дои : 10.1086/183593 .
  25. ^ Карлквист, П; Кристен, Х.; Гам, Г.Ф. (1998). «Спиральные структуры в хоботе слона с розеткой». Астрономия и астрофизика . 332 : L5–L8. Бибкод : 1998A&A...332L...5C.
  26. ^ «В бурю». www.spacetelescope.org . Проверено 5 сентября 2016 г.
  27. ^ Таунсли, ЛК; и другие. (2011). «Комплексный проект Чандра Киля: расшифровка загадки диффузного рентгеновского излучения Карины». Приложение к астрофизическому журналу . 194 (1): 15. arXiv : 1103.0764 . Бибкод : 2011ApJS..194...15T. дои : 10.1088/0067-0049/194/1/15. S2CID  40973448.
  28. ^ Таунсли, ЛК; и другие. (2003). «Газ 10 МК в M17 и туманности Розетка: потоки рентгеновских лучей в областях Галактики H II». Астрофизический журнал . 593 (2): 874–905. arXiv : astro-ph/0305133 . Бибкод : 2003ApJ...593..874T. дои : 10.1086/376692. S2CID  16188805.
  29. ^ Шейвер, Пенсильвания; МакГи, RX; Ньютон, LM; Дэнкс, AC; Потташ, СР (1983). «Галактический градиент изобилия». МНРАС . 204 : 53–112. Бибкод : 1983MNRAS.204...53S. дои : 10.1093/mnras/204.1.53 .
  30. ^ abc Хау, Джордж КТ; Бауэр, Ричард Г.; Килборн, Вирджиния ; и другие. (2008). «Превращается ли NGC 3108 из галактики раннего типа в галактику позднего типа – астрономического гермафродита?». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 385 (4): 1965–72. arXiv : 0711.3232 . Бибкод : 2008MNRAS.385.1965H. дои : 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 другие. (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. ^ аб Тульманн, Ральф; Гаец, Терренс Дж.; Плучинский, Пол П.; и другие. (2008). «Обзор M33 ACIS Chandra (ChASeM33): исследование горячей ионизированной среды в NGC 604». Астрофизический журнал . 685 (2): 919–932. arXiv : 0806.1527 . Бибкод : 2008ApJ...685..919T. дои : 10.1086/591019. S2CID  1428019.
  34. ^ Маджесс, диджей; Тернер, Д.; Лейн, Д.; Монкрифф, К. (2008). «Захватывающая звезда комплекса Беркли 59/Цефей OB4 и другие случайные открытия переменных звезд». Журнал Американской ассоциации наблюдателей переменных звезд . 36 (1): 90. arXiv : 0801.3749 . Бибкод : 2008JAVSO..36...90M.
  35. ^ аб
    • Уорд-Томпсон, Д.; Наттер, Д.; Бонтемпс, С.; и другие. (2006). «Наблюдения с аквалангом туманности Конская Голова – что проглотила лошадь?». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 369 (3): 1201–1210. arXiv : astro-ph/0603604 . Бибкод : 2006MNRAS.369.1201W. дои : 10.1111/j.1365-2966.2006.10356.x. S2CID  408726.
    • Хейлс, Карл; Хаффнер, LM; Рейнольдс, Р.Дж.; Тафте, С.Л. (2000). «Физические условия, температура зерна и улучшение очень мелких зерен в петле Барнарда». Астрофизический журнал . 536 (1): 335–. arXiv : astro-ph/0001024 . Бибкод : 2000ApJ...536..335H. дои : 10.1086/308935. S2CID  14067314.
  36. ^ аб Лебутейлер, В.; Бернар-Салас, Ж.; Плучинский, Брандл Б.; и другие. (2008). «Химический состав и смешивание в гигантских регионах HII: NGC 3603, Doradus 30 и N66». Астрофизический журнал . 680 (1): 398–419. arXiv : 0710.4549 . Бибкод : 2008ApJ...680..398L. дои : 10.1086/587503. S2CID  16924851.
  37. ^ аб Цамис, Ю.Г.; Барлоу, MJ; Лю, XW.; и другие. (2003). «Тяжелые элементы в областях Галактики и Магелланова облака H II: содержание линий рекомбинации и запрещенных линий». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 338 (3): 687–710. arXiv : astro-ph/0209534 . Бибкод : 2003MNRAS.338..687T. дои : 10.1046/j.1365-8711.2003.06081.x. S2CID  18253949.
  38. ^ Стрейзис, В.; Цернис, К.; Бартасюте, С. (2001). «Межзвездное вымирание в районе туманности Калифорния» (PDF) . Астрономия и астрофизика . 374 (1): 288–293. Бибкод : 2001A&A...374..288S. дои : 10.1051/0004-6361:20010689 .

Внешние ссылки

Викискладе есть медиафайлы, связанные с регионами H II .