H II область - H II region

NGC 604, гигантская область H II в Галактика Треугольник

An H II область или же HII регион регион межзвездных атомарный водород то есть ионизированный.[1] Обычно это облако частично ионизированной газ в котором звездообразование недавно произошло, с размером от одного до сотен световых лет и плотностью от нескольких до около миллиона частиц на кубический сантиметр. В Туманность Ориона, теперь известная как область H II, наблюдалась в 1610 г. Николя-Клод Фабри де Пайреск с помощью телескопа был обнаружен первый подобный объект.

Они могут иметь любую форму, потому что распределение звезд и газа внутри них неравномерно. Недолговечные голубые звезды созданные в этих регионах, выбрасывают большое количество ультрафиолетовый свет, ионизирующий окружающий газ. H II регионы - иногда несколько сотен световых лет поперек - часто ассоциируются с гигантские молекулярные облака. Они часто выглядят бугристыми и нитевидными, иногда имеют замысловатые формы, такие как Туманность Конская Голова. Области H II могут дать рождение тысячам звезд за период в несколько миллионов лет. В конце концов, сверхновая звезда взрывы и сильные звездные ветры от самых массивных звезд в результате звездное скопление будет рассеивать газы области H II, оставив после себя скопление сформировавшихся звезд, таких как Плеяды.

Области H II можно наблюдать на значительных расстояниях во Вселенной, и изучение внегалактических областей H II важно для определения расстояния и химического состава галактики. Спираль и нерегулярный галактики содержат много областей H II, а эллиптический галактики их почти лишены. В спиральных галактиках, включая нашу Млечный Путь, Области H II сосредоточены в спиральные рукава, а в неправильных галактиках они распределены хаотично. Некоторые галактики содержат огромные области H II, которые могут содержать десятки тысяч звезд. Примеры включают 30 дорад регион в Большое Магелланово Облако и NGC 604 в Галактика Треугольник.

Терминология

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

Термин H II произносится астрономами как «H два». "H" - химический символ водорода, а "II" - римская цифра 2. Это обычное слово в астрономия использовать римскую цифру I для нейтральных атомов, II для однократно ионизированных - H II означает H+ в других науках - III для дважды ионизированного, например O III - это O++, так далее.[3] H II или H+, состоит из бесплатных протоны. An H I регион является нейтральный атомарный водород, а молекулярное облако является молекулярный водород, H2. В разговорной речи с неастрономами иногда возникает путаница между идентичными произносимыми формами «H II» и «H».2".

Наблюдения

Темные области звездообразования внутри Туманность Орла обычно называемый Столпы творения

Некоторые из самых ярких областей H II видны для невооруженным глазом. Однако, похоже, ничего не было замечено до появления телескоп в начале 17 века. Четное Галилео не заметил Туманность Ориона когда он впервые заметил звездное скопление внутри нее (ранее внесенная в каталог как одиночная звезда θ Ориона) Иоганн Байер ). Французский обозреватель Николя-Клод Фабри де Пайреск 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 первые дни астрономы различали "диффузный" туманности "(теперь известные как области H II), которые сохранили свой нечеткий вид при увеличении через большой телескоп, и туманности, которые можно было разделить на звезды, которые теперь известны как галактики, внешние по отношению к нам.[7]

Подтверждения гипотезы Гершеля о звездообразовании пришлось ждать еще сто лет, когда Уильям Хаггинс вместе с женой Мэри Хаггинс обратил его спектроскоп на различных туманностях. Некоторые, например Туманность Андромеды, имел спектры, очень похожие на спектры звезды, но оказались галактиками, состоящими из сотен миллионов отдельных звезд. Остальные выглядели совсем иначе. Вместо сильного континуума с наложенными линиями поглощения туманность Ориона и другие подобные объекты показывали лишь небольшое количество эмиссионные линии.[8] В планетарные туманности, самая яркая из этих спектральных линий находилась на длина волны из 500,7нанометры, что не соответствовало ни одной известной линии химический элемент. Сначала было высказано предположение, что линия могла быть связана с неизвестным элементом, который был назван туманность - аналогичная идея привела к открытию гелий путем анализа солнце спектр в 1868 году.[9] Однако в то время как гелий был изолирован на Земле вскоре после его открытия в спектре Солнца, небулий - нет. В начале 20 века Генри Норрис Рассел предположил, что линия на 500,7 нм была связана не с новым элементом, а с знакомым элементом в незнакомых условиях.[10]

Туманность Ориона

Межзвездное вещество, считающееся плотным в астрономическом контексте, по лабораторным стандартам находится в высоком вакууме. В 20-х годах прошлого века физики показали, что в газе при крайне низких плотность, электроны может заполнить возбужденный метастабильный уровни энергии в атомы и ионы, которые при более высоких плотностях быстро исчезают из-за столкновений.[11] Электронные переходы с этих уровней в дважды ионизированный кислород дают начало линии 500,7 нм.[12] Эти спектральные линии, которые можно увидеть только в газах с очень низкой плотностью, называются запрещенные строки. Таким образом, спектроскопические наблюдения показали, что планетарные туманности в основном состоят из чрезвычайно разреженного ионизированного газообразного кислорода (OIII).

В течение 20 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 временем 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, в которых формируются новые звезды.[12] В течение нескольких миллионов лет скопление звезд сформируется в области H II, прежде чем радиационное давление от горячих молодых звезд заставляет туманность рассеиваться.[13] В Плеяды являются примером кластера, который «выкипел» из области H II, из которой он образовался. Только след отраженная туманность останки.

Происхождение и время жизни

Смотрите также: Звездная эволюция
Небольшая часть Туманность Тарантул, гигантская область H II в Большое Магелланово Облако

Предшественником области H II является гигантское молекулярное облако (GMC). ГМК - это простуда (10–20K ) и плотное облако, состоящее в основном из молекулярный водород.[5] ГМО могут существовать в стабильном состоянии в течение длительных периодов времени, но ударные волны из-за сверхновые, столкновения между облаками и магнитные взаимодействия могут вызвать его коллапс. Когда это происходит, в результате коллапса и фрагментации облака рождаются звезды (см. звездная эволюция для более подробного описания).[13]

Поскольку звезды рождаются внутри GMC, самые массивные из них достигают температуры, достаточной для того, чтобы ионизировать окружающий газ.[5] Вскоре после образования поля ионизирующего излучения энергетический фотоны создают фронт ионизации, который проходит через окружающий газ на сверхзвуковой скорости. На все большем удалении от ионизирующей звезды фронт ионизации замедляется, а давление недавно ионизированного газа заставляет ионизированный объем расширяться. В конечном итоге фронт ионизации замедляется до дозвуковой скорости, и его обгоняет ударный фронт, вызванный расширением материала, выброшенного из туманности. Так родилась область H II.[14]

Время жизни области H II составляет порядка нескольких миллионов лет.[15] Радиационное давление горячих молодых звезд в конечном итоге отгонит большую часть газа. Фактически, весь процесс имеет тенденцию быть очень неэффективным: менее 10 процентов газа в области H II превращается в звезды до того, как остальная часть уносится.[13] Потерю газа способствуют взрывы сверхновых самых массивных звезд, которые произойдут всего через 1-2 миллиона лет.

Уничтожение звездных яслей

Глобулы Бока в районе H II IC 2944

Звезды образуются в сгустки холодного молекулярного газа, которые скрывают зарождающиеся звезды. Звезда становится видимой только тогда, когда радиационное давление отгоняет ее «кокон». Горячие голубые звезды, достаточно мощные, чтобы ионизировать значительное количество водорода и образовывать 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 сдули материал, из которого они формируются, часто видны силуэтами на фоне остальной 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 обнаружили несколько таких «приблизительно круглых или овальных темных объектов небольшого размера», которые они назвали «глобулами», поскольку именовались Глобулы Бока.[16] Бок предположил на декабрьском 1946 году симпозиуме к столетию Гарвардской обсерватории, что эти глобулы, вероятно, были местами звездообразования.[17] В 1990 году было подтверждено, что это действительно звездные места рождения.[18] Горячие молодые звезды рассеивают эти глобулы, так как излучение звезд, питающих область H II, отгоняет материал. В этом смысле звезды, которые генерируют области H II, действуют, чтобы разрушить звездные ясли. Однако при этом может быть запущена последняя вспышка звездообразования, поскольку радиационное давление и механическое давление от сверхновой могут сжимать глобулы, тем самым увеличивая плотность внутри них.[19]

Молодые звезды в областях H II показывают наличие планетных систем. В Космический телескоп Хаббла выявил сотни протопланетные диски (поддерживает ) в туманности Ориона.[20] По крайней мере, половина молодых звезд в туманности Ориона окружена дисками из газа и пыли.[21] считается, что он содержит во много раз больше вещества, чем необходимо для создания планетной системы, подобной Солнечная система.

Характеристики

Физические свойства

Мессье 17 это область H II в созвездии Стрелец.

Области H II сильно различаются по своим физическим свойствам. Они варьируются по размеру от так называемых сверхкомпактный (UCHII) регионов, пожалуй, только световой год или меньше, до гигантских областей H II в несколько сотен световых лет в поперечнике.[5] Их размер также известен как Стромгрен радиус и существенно зависит от интенсивности источника ионизирующих фотонов и плотности области. Их плотность колеблется от более миллиона частиц на см³ в сверхкомпактных областях H II до всего нескольких частиц на см³ в самых больших и протяженных областях. Это подразумевает общую массу от 100 до 10.5 солнечные массы.[22]

Есть также области «сверхплотного H II» (UDHII).[23]

В зависимости от размера области H II внутри нее может быть несколько тысяч звезд. Это делает области H II более сложными, чем планетарные туманности, у которых есть только один центральный источник ионизации. Обычно области H II достигают температуры 10000 К.[5] В основном это ионизированные газы со слабой магнитные поля с сильными сторонами нескольких нанотеслас.[24] Тем не менее, области H II почти всегда связаны с холодным молекулярным газом, который произошел от того же материнского GMC.[5] Магнитные поля создаются этими слабыми движущимися электрическими зарядами в ионизированном газе, предполагая, что области H II могут содержать электрические поля.[25]

Звездный питомник N159 - это область HII размером более 150 световых лет.[26]

Некоторые области H II также имеют признаки проникновения плазмы с температурами, превышающей 10 000 000 К, достаточно горячей для излучения рентгеновских лучей. 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 O-типа, которые могут быть нагреты сверхзвуковыми ударными волнами в ветрах, столкновениями ветров от разных звезд или столкновениями ветров, создаваемых магнитными полями. Эта плазма будет быстро расширяться, чтобы заполнить доступные полости в молекулярных облаках из-за высокой скорости звука в газе при этой температуре. Он 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 выделения водорода, H-альфа Линия 656,3 нм придает областям H II характерный красный цвет. (Эта линия излучения исходит от возбужденного неионизированного водорода.) Большая часть остальной части области H II состоит из гелий, со следовыми количествами более тяжелых элементов. Было обнаружено, что по всей галактике количество тяжелых элементов в областях H II уменьшается с увеличением расстояния от центра галактики.[29] Это связано с тем, что за время жизни галактики темпы звездообразования были выше в более плотных центральных областях, что привело к большему обогащению этих областей галактики. межзвездная среда с продуктами нуклеосинтез.

Числа и распределение

Строки красных областей H II очерчивают руки Галактика Водоворот.

Области H II встречаются только в спиральные галактики как Млечный Путь и неправильные галактики. Их не видно в эллиптические галактики. В неправильных галактиках они могут быть разбросаны по всей галактике, но в спиральных галактиках 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 скопления галактик, такие слияния случаются часто. Когда галактики сталкиваются, отдельные звезды почти никогда не сталкиваются, но области GMC и H II в сталкивающихся галактиках сильно возбуждены.[30] В этих условиях запускаются огромные вспышки звездообразования, настолько быстрые, что большая часть газа превращается в звезды, а не с нормальной скоростью 10% или меньше.

Галактики, в которых происходит такое быстрое звездообразование, известны как звездообразования галактики. 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 вообще существует вне галактик. Эти межгалактические области H II могут быть остатками приливных разрушений малых галактик, а в некоторых случаях могут представлять новое поколение звезд в недавно аккрецированном газе галактики.[31]

Морфология

Смотрите также: Сфера Стрёмгрена

Области H II бывают самых разных размеров. Обычно они комковатые и неоднородные на всех уровнях от самого маленького до самого большого.[5] Каждая звезда в пределах 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 что приводит к получению сложных форм.[32] Взрывы сверхновых также могут формировать области H II. В некоторых случаях образование большого звездного скопления внутри области H II приводит к тому, что область оказывается выдолбленной изнутри. Это случай для NGC 604, гигантская область H II в Галактика Треугольник.[33] Для области H II, которая не может быть решено, немного информация о пространственной структуре (в электронная плотность как функция расстояния от центра, и оценка комковатости) может быть выведена путем выполнения обратное преобразование Лапласа на частотном спектре.

Известные регионы

На оптическом изображении (слева) видны облака газа и пыли в Туманность Ориона; Инфракрасное изображение (справа) показывает новые звезды, сияющие внутри.

Известные галактические области H II включают туманность Ориона, Туманность Эта Киля, а Комплекс Berkeley 59 / Cepheus OB4.[34] Туманность Ориона, около 500ПК (1500 световых лет) от Земли, является частью OMC-1, гигантское молекулярное облако, которое, если бы оно было видимым, заполняло бы большую часть созвездия Орион.[12] В 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 Кластер трапеции, и особенно θ1 Орионис, ответственны за эту ионизацию.[12]

В Большое Магелланово Облако, спутниковая галактика Млечный Путь около 50 кпк (160 тысяч световых лет), содержит гигантскую область H II, называемую Туманность Тарантул. Измерение примерно при 200 шт. (650 световых лет) в поперечнике, эта туманность является самой массивной и второй по величине областью H II в Местная группа.[36] Она намного больше, чем туманность Ориона, и формирует тысячи звезд, некоторые из которых имеют массу более чем в 100 раз больше, чем у Солнца.OB и Звезды Вольфа-Райе. Если бы туманность Тарантул находилась так же близко к Земле, как туманность Ориона, она бы сияла так же ярко, как полная луна в ночном небе. Сверхновая SN 1987A произошел на окраине туманности Тарантул.[32]

Еще одна гигантская область H II -NGC 604 расположен в M33 спиральная галактика, имеющая скорость 817 кпк (2,66 миллиона световых лет). Измерение примерно при 240 × 250 шт. (800 × 830 световых лет) в поперечнике NGC 604 является второй по величине областью H II в Местной группе после туманности Тарантул, хотя по размеру она немного больше последней. Он содержит около 200 горячих звезд OB и Вольфа-Райе, которые нагревают газ внутри него до миллионов градусов, производя яркие рентгеновский снимок выбросы. Общая масса горячего газа в NGC 604 составляет около 6000 солнечных масс.[33]

Текущие проблемы

Трехраздельная туманность видели на разных длины волн

Как и в случае с планетными туманностями, оценки численности элементы в регионах H II возможна некоторая неопределенность.[37] Существует два разных способа определения содержания металлов (в данном случае металлы - это элементы, отличные от водорода и гелия) в туманностях, которые основываются на разных типах спектральных линий, и иногда наблюдаются большие расхождения между результатами, полученными с помощью этих двух методов. .[36] Некоторые астрономы объясняют это 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, для объяснения наблюдений.[37]

Полные детали массивного звездообразования в областях H II еще не известны. Две основные проблемы препятствуют исследованиям в этой области. Во-первых, расстояние от Земли до крупных областей H II значительное, с ближайшим H II (Туманность Калифорния ) область на 300 пк (1000 световых лет);[38] другие регионы H II находятся в несколько раз дальше от Земли. Во-вторых, образование этих звезд сильно закрыто пылью, и видимый свет наблюдения невозможны. Радио и инфракрасный свет может проникать сквозь пыль, но самые молодые звезды могут не излучать много света на этих длины волн.[35]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ Ян Ридпат (2012). Астрономический словарь: область H II (2-е изд.). Издательство Оксфордского университета. Дои:10.1093 / acref / 9780199609055.001.0001. ISBN  9780199609055. Получено 24 декабря 2015.
  2. ^ "Пузыри новых звезд". www.eso.org. Получено 8 февраля 2019.
  3. ^ «Тепловое радиоизлучение из регионов HII». Национальная радиоастрономическая обсерватория (США). Получено 7 октября 2016.
  4. ^ Харрисон, Т. (1984). «Туманность Ориона - где она находится в истории». Ежеквартальный журнал Королевского астрономического общества. 25: 65–79. Bibcode:1984QJRAS..25 ... 65H.
  5. ^ а б c d е ж грамм Андерсон, Л.Д .; Bania, T.M .; Джексон, J.M .; и другие. (2009). «Молекулярные свойства галактических областей HII». Серия дополнений к астрофизическому журналу. 181 (1): 255–271. arXiv:0810.3685. Bibcode:2009ApJS..181..255A. Дои:10.1088/0067-0049/181/1/255.
  6. ^ Джонс, Кеннет Глин (1991). Туманности Мессье и звездные скопления. Издательство Кембриджского университета. п. 157. ISBN  978-0-521-37079-0.
  7. ^ Ридпат, Ян (2012). "Диффузная туманность". Словарь по астрономии. Издательство Оксфордского университета. Дои:10.1093 / acref / 9780199609055.001.0001. ISBN  978-0-19-960905-5.
  8. ^ Huggins, W .; Миллер, W.A. (1864). «О спектрах некоторых туманностей». Философские труды Лондонского королевского общества. 154: 437–444. Bibcode:1864РСПТ..154..437Х. Дои:10.1098 / рстл.1864.0013.
  9. ^ Теннисон, Джонатан (2005). Астрономическая спектроскопия: введение в атомную и молекулярную физику астрономических спектров. Imperial College Press. С. 99–102. ISBN  978-1-86094-513-7.
  10. ^ Рассел, Х.; Dugan, R.S .; Стюарт, Дж. К. (1927). Астрономия II Астрофизика и звездная астрономия. Бостон: Ginn & Co., стр. 837.
  11. ^ Боуэн, И. (1928). «Происхождение небулярных линий и строение планетарных туманностей». Астрофизический журнал. 67: 1–15. Bibcode:1928ApJ .... 67 .... 1B. Дои:10.1086/143091.
  12. ^ а б c d е О'Делл, C.R. (2001). "Туманность Ориона и связанное с ней население" (PDF). Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 39 (1): 99–136. Bibcode:2001ARA & A..39 ... 99O. Дои:10.1146 / annurev.astro.39.1.99.
  13. ^ а б c Пудриц, Ральф Э. (2002). "Кластерное звездообразование и происхождение звездных масс". Наука. 295 (5552): 68–75. Bibcode:2002Наука ... 295 ... 68С. Дои:10.1126 / science.1068298. PMID  11778037.
  14. ^ Franco, J .; Tenorio-Tagle, G .; Боденхаймер, П. (1990). «О формировании и расширении регионов H II». Астрофизический журнал. 349: 126–140. Bibcode:1990ApJ ... 349..126F. Дои:10.1086/168300.
  15. ^ Alvarez, M.A .; Bromm, V .; Шапиро, П.Р. (2006). «Область H II первой звезды». Астрофизический журнал. 639 (2): 621–632. arXiv:astro-ph / 0507684. Bibcode:2006ApJ ... 639..621A. Дои:10.1086/499578.
  16. ^ Bok, Bart J .; Рейли, Эдит Ф. (1947). «Маленькие темные туманности». Астрофизический журнал. 105: 255–257. Bibcode:1947ApJ ... 105..255B. Дои:10.1086/144901.
  17. ^ Бок, Барт Дж. (1948). «Размеры и массы темных туманностей». Монографии Гарвардской обсерватории. 7 (7): 53–72. Bibcode:1948 Хармо ... 7 ... 53B.
  18. ^ Yun, J.L .; Клеменс, Д. (1990). «Звездообразование в маленьких шариках - Барт Бок был прав». Астрофизический журнал. 365: 73–76. Bibcode:1990ApJ ... 365L..73Y. Дои:10.1086/185891.
  19. ^ Stahler, S .; Палла, Ф. (2004). Формирование звезд. Wiley VCH. Дои:10.1002/9783527618675. ISBN  978-3-527-61867-5.
  20. ^ Ricci, L .; Робберто, М .; Содерблом, Д. Р. (2008). "Космический телескоп Хаббла / усовершенствованная камера для атласа исследований протопланетных дисков в Большой туманности Ориона". Астрономический журнал. 136 (5): 2136–2151. Bibcode:2008AJ .... 136.2136R. Дои:10.1088/0004-6256/136/5/2136.
  21. ^ O'dell, C.R .; Вэнь, Чжэн (1994). "Снимки ядра туманности Ориона, полученные космическим телескопом Хаббла после ремонта: объекты Проплида, Хербига-Аро и измерения околозвездного диска". Астрофизический журнал. 436 (1): 194–202. Bibcode:1994ApJ ... 436..194O. Дои:10.1086/174892.
  22. ^ а б Флинн, Крис (2005). «Лекция 4B: Примеры радиации (регионы HII)». Архивировано из оригинал на 2014-08-21. Получено 2009-05-14.
  23. ^ Кобульницкий, Генри А .; Джонсон, Келси Э. (1999). "Сигнатуры самых молодых вспышек звездообразования: оптически толстые источники теплового тормозного излучения в Хениз 2–10". Астрофизический журнал. 527 (1): 154–166. arXiv:Astro-ph / 9907233. Bibcode:1999ApJ ... 527..154K. Дои:10.1086/308075.
  24. ^ Heiles, C .; Chu, Y.-H .; Троланд, Т. (1981). «Напряженность магнитного поля в областях H II S117, S119 и S264». Письма в астрофизический журнал. 247: L77 – L80. Bibcode:1981ApJ ... 247L..77H. Дои:10.1086/183593.
  25. ^ Карлквист, П; Kristen, H .; Гам, Г.Ф. (1998). «Винтовые 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.
  27. ^ Таунсли, Л. К .; и другие. (2011). «Комплексный проект Чандра-Карина: расшифровка загадки диффузного рентгеновского излучения Карины». Приложение к астрофизическому журналу. 194 (1): 15. arXiv:1103.0764. Bibcode:2011ApJS..194 ... 15 т. Дои:10.1088/0067-0049/194/1/15.
  28. ^ Таунсли, Л. К .; и другие. (2003). «Газ 10 МК в M17 и туманности Розетка: рентгеновские потоки в галактических областях H II». Астрофизический журнал. 593 (2): 874–905. arXiv:astro-ph / 0305133. Bibcode:2003ApJ ... 593..874T. Дои:10.1086/376692.
  29. ^ Shaver, P. A .; McGee, R. X .; Ньютон, Л. М .; Danks, A.C .; Потташ, С. Р. (1983). "Градиент галактического изобилия". MNRAS. 204: 53–112. Bibcode:1983МНРАС.204 ... 53С. Дои:10.1093 / минрас / 204.1.53.
  30. ^ а б c Hau, Джордж К. Т .; Бауэр, Ричард Дж .; Килборн, Вирджиния; и другие. (2008). «Превращается ли NGC 3108 из галактики раннего в галактику позднего типа - астрономического гермафродита?». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 385 (4): 1965–72. arXiv:0711.3232. Bibcode:2008МНРАС.385.1965H. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2007.12740.x.
  31. ^ Oosterloo, T .; Morganti, R .; Sadler, E.M .; Фергюсон, А .; van der Hulst, J.M .; Jerjen, Х. (2004). «Приливные остатки и межгалактические области HII». В П.-А. Дык; Дж. Брейн; Э. Бринкс (ред.). Симпозиум Международного астрономического союза. Переработка межгалактического и межзвездного вещества. 217. Астрономическое общество Тихого океана. п. 486. arXiv:Astro-ph / 0310632. Bibcode:2004IAUS..217..486O.
  32. ^ а б Townsley, Leisa K .; Broos, Патрик С .; Фейгельсон, Эрик Д .; и другие. (2008). "Исследование 30 Doradus, проведенное Chandra ACIS. I. Суперпузыри и остатки сверхновых". Астрономический журнал. 131 (4): 2140–2163. arXiv:Astro-ph / 0601105. Bibcode:2006AJ .... 131.2140T. Дои:10.1086/500532.
  33. ^ а б Туллманн, Ральф; Gaetz, Terrance J .; Плуцинский, Пол П .; и другие. (2008). "Обзор M33 (ChASeM33) от chandra ACIS: исследование горячей ионизированной среды в NGC 604". Астрофизический журнал. 685 (2): 919–932. arXiv:0806.1527. Bibcode:2008ApJ ... 685..919T. Дои:10.1086/591019.
  34. ^ Majaess, D. J .; Тернер, Д .; Пер., Д .; Монкрифф, К. (2008). «Захватывающая звезда комплекса Беркли 59 / Cepheus OB4 и другие открытия звезд с переменной вероятностью». Журнал Американской ассоциации наблюдателей за переменными звездами. 36 (1): 90. arXiv:0801.3749. Bibcode:2008JAVSO..36 ... 90M.
  35. ^ а б
    • Ward-Thompson, D .; Nutter, D .; Bontemps, S .; и другие. (2006). «Наблюдения за туманностью Конская Голова с аквалангом - что проглотила лошадь?». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 369 (3): 1201–1210. arXiv:astro-ph / 0603604. Bibcode:2006МНРАС.369.1201W. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2006.10356.x.
    • Heiles, Карл; Haffner, L.M .; Reynolds, R.J .; Тафте, С. Л. (2000). «Физические условия, температура зерна и улучшенные очень мелкие зерна в петле Барнарда». Астрофизический журнал. 536 (1): 335–. arXiv:астро-ph / 0001024. Bibcode:2000ApJ ... 536..335H. Дои:10.1086/308935.
  36. ^ а б Lebouteiller, V .; Bernard-Salas, J .; Плуцинский, Брандл Б .; и другие. (2008). «Химический состав и смешение в гигантских областях HII: NGC 3603, Doradus 30 и N66». Астрофизический журнал. 680 (1): 398–419. arXiv:0710.4549. Bibcode:2008ApJ ... 680..398л. Дои:10.1086/587503.
  37. ^ а б Цамис, Ю.Г .; Barlow, M.J .; Лю, X-W .; и другие. (2003). «Тяжелые элементы в областях H II Галактического и Магелланового Облаков: рекомбинационные линии против содержания запрещенных линий». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 338 (3): 687–710. arXiv:Astro-ph / 0209534. Bibcode:2003МНРАС.338..687Т. Дои:10.1046 / j.1365-8711.2003.06081.x.
  38. ^ Страйзис, В .; Cernis, K .; Бартасиуте, С. (2001). "Межзвездное вымирание в районе туманности Калифорния" (PDF). Астрономия и астрофизика. 374 (1): 288–293. Bibcode:2001A & A ... 374..288S. Дои:10.1051/0004-6361:20010689.

внешняя ссылка