Вобласць H II

Матэрыял з Вікіпедыі - вольнай энцыклапедыі
Перайсці да навігацыі Перайсці да пошуку
NGC 604 , гіганцкая вобласць H II у Галактыцы Трохвугольніка .

Вобласць (зона) H II , або вобласць іянізаванага вадароду (разнавіднасць эмісійнай туманнасці ) - гэта воблака гарачай плазмы , якое дасягае некалькіх сотняў светлавых гадоў у папярочніку, якое з'яўляецца вобласцю актыўнага зоркаўтварэння . У гэтай галіне нараджаюцца маладыя гарачыя блакітна-белыя зоркі , якія багата выпраменьваюць ультрафіялетавае святло, тым самым іянізуючы навакольнае імглістасць.

Галіне H II могуць нараджаць тысячы зорак за перыяд усяго ў некалькі мільёнаў гадоў. У выніку, выбухі звышновых і магутны зорны вецер , выходны ад найболей масіўных зорак у якая ўтварылася зорным навале , рассейваюць газы гэтай вобласці, і яна ператвараецца ў групу накшталт Плеяд .

Гэтыя вобласці атрымалі сваю назву з-за вялікай колькасці іянізаванага атамарнага вадароду (г.зн. проста сумесь пратонаў і электронаў ), які пазначаецца астраномамі як H II ( вобласць HI - зона нейтральнага вадароду, а H 2 абазначае малекулярны вадарод). Іх можна заўважыць на значных адлегласцях па ўсім Сусвеце , і вывучэнне такіх абласцей, якія знаходзяцца ў іншых галактыках , важна для вызначэння адлегласці да апошніх, а таксама іх хімічнага складу .

Гісторыя назіранняў

Актыўная вобласць зоркаўтварэння - туманнасць Кіля

Некалькі найбольш яркіх абласцей H II бачныя няўзброеным вокам . Але, відаць, ні адна з іх не была апісана да вынаходства тэлескопа (у пачатку XVII стагоддзя ): дзве самыя яркія з іх - туманнасць Арыёна і Тарантул - спачатку прынялі за зоркі , пазначыўшы першую як θ Арыёна, а другую як 30 Залаты Рыбы. Пазней Галілей апісаў зорнае навала Трапецыя , якое знаходзіцца ўнутры туманнасці Арыёна, але не заўважыў саму туманнасць - яе першаадкрывальнікам (у 1610 годзе ) лічыцца французскі назіральнік Нікалас-Клод Фабры дэ Пейрэск . З часу гэтых ранніх назіранняў у нашай і іншых галактыках было адкрыта яшчэ мноства абласцей H II.

У 1774 годзе туманнасць Арыёна назіраў Уільям Гершэль , апісаўшы яе як «бясформенную агністую смугу, хаатычную матэрыю будучых сонцаў». Пацвярджацца гэтая гіпотэза пачала толькі амаль сто гадоў праз, у 1864 годзе , калі Уільям Хагінс (пры садзейнічанні свайго сябра хіміка Уільяма Мілера , які жыў па суседстве) даследаваў з дапамогай свайго спектраскопа некалькі розных туманнасцяў. Некаторыя, напрыклад Туманнасць Андрамеды , давалі спектр такі ж, як у зорак, і аказаліся галактыкі , якія складаліся з сотняў мільёнаў асобных зорак.

Спектры іншых туманнасцяў выглядалі інакш. Замест інтэнсіўнага бесперапыннага спектру з накладзенымі лініямі паглынання, туманнасць Кацінае Вока (першая даследаваная Хагінсам газавая туманнасць) і іншыя падобныя аб'екты мелі толькі невялікую колькасць эмісійных ліній [1] . Аналагічны вынік быў атрыманы Хагінсам праз год і для туманнасці Арыёна [2] . Даўжыня хвалі найболей яркай з гэтых ліній складала 500,7 нм , што не адпавядала ніводнаму вядомаму хімічнаму элементу . Спачатку было вылучана меркаванне, што гэтая лінія належыць новаму хімічнаму элементу. Так, падобная ідэя пры вывучэнні спектра Сонца ў 1868 годзе прывяла да адкрыцця гелія . Новы элемент назвалі небуліем (ад лац. Nebula - «імглістасць»).

Аднак, у той час як гелій, неўзабаве пасля яго адкрыцця ў спектры Сонца, быў выдзелены на Зямлі, небулій атрыманы не быў. У 1927 годзе Генры Норыс Расэл выказаў здагадку, што даўжыня хвалі 500,7 нм належыць хутчэй не новаму элементу, а ўжо вядомаму элементу, але які знаходзіцца ў невядомых умовах [3] .

Ужо ў тым жа годзе Айра Спрэг Боуэн паказаў, што ў газе надзвычай малойшчыльнасці электроны могуць запоўніць узбуджаны метастабільны энергетычны ўзровень атамаў і іёнаў , які пры больш высокай шчыльнасці губляе гэтую ўласцівасць з прычыны сутыкненняў [4] . Электронныя пераходы з аднаго з такіх узроўняў у двойчы іянізаваным кіслародзе і абумоўліваюць лінію ў 500,7 нм. Гэтыя спектральныя лініі называюцца забароненымі лініямі і могуць назірацца толькі для газаў нізкай шчыльнасці [5] . Такім чынам, было даказана, што туманнасці складаюцца з надзвычай разрэджанага газу.

Назіранні на працягу XX стагоддзі паказалі, што вобласці H II часта ўтрымоўваюць яркія і гарачыя OB-зоркі. Такія зоркі ў шмат разоў масіўней Сонца, але маюць кароткі тэрмін жыцця, усяго некалькі мільёнаў гадоў (для параўнання, працягласць жыцця зорак накшталт Сонца - некалькі мільярдаў гадоў). З прычыны гэтага была прапанавана гіпотэза, што вобласці H II з'яўляюцца абласцямі актыўнага зоркаўтварэння. За некалькі мільёнаў гадоў усярэдзіне такой вобласці фармуецца зорнае скопішча , а затым прамяністы ціск якія ўтварыліся гарачых маладых зорак рассейвае імглістасць. Калі астатняе навала не будзе дастаткова масіўным і гравітацыйна звязаным , яно можа ператварыцца ў так званую OB-асацыяцыю [6] . Прыкладам зорнага навалы, якое «прымусіла знікнуць» якая ўтварае яго зону H II і пакінуць пасля сябе толькі рэшткі адлюстравальнай туманнасці , з'яўляюцца Плеяды .

Жыццёвы цыкл і класіфікацыя

Частка імглістасці Тарантул , велізарнай вобласці H II у Вялікім Магеланавым Воблаку .

Паходжанне

Папярэднік вобласці H II - гіганцкае малекулярнае воблака . Гэта вельмі халоднае (10-20 ° K ) і шчыльнае воблака, якое складаецца, у асноўным, з малекулярнага вадароду. Такія аб'екты могуць знаходзіцца ў стабільным, «замерлым» стане на працягу доўгага часу, але ўдарныя хвалі ад выбуху звышновых [7] , «сутыкненні» аблокаў [8] і магнітныя ўздзеянні [9] могуць прывесці да калапсу часткі аблокі. У сваю чаргу, гэта дае пачатак працэсу ўтварэння зорак у воблаку (падрабязней гл. зорная эвалюцыя ). Далейшае развіццё вобласці можна падзяліць на дзве фазы: стадыю фармавання і стадыю пашырэння [10] .

На стадыі фарміравання найбольш масіўныя зоркі ўнутры вобласці дасягаюць высокіх тэмператур, іх жорсткае выпраменьванне пачынае іянізаваць навакольны газ. Высокаэнергетычныя фатоны распаўсюджваюцца скрозь навакольнае рэчыва са звышгукавы хуткасцю , утворачы фронт іянізацыі . Па меры выдалення ад зоркі гэты фронт запавольваецца з-за геаметрычнага паслаблення і працэсаў рэкамбінацыі ў іянізаваным газе. Праз некаторы час яго хуткасць памяншаецца да хуткасці, прыкладна ў два разы большай гукавы. У гэты момант аб'ём гарачага іянізаванага газу дасягае радыусу Стрэмгрэна і пад уласным ціскам пачынае пашырацца.

Пашырэнне спараджае звышгукавую ўдарную хвалю, якая сціскае рэчыва туманнасці. Бо хуткасць фронту іянізацыі працягвае памяншацца, у некаторы момант ударная хваля яго абганяе; і паміж двума франтамі, якія маюць сферычную форму, утворыцца зазор, напоўнены нейтральным газам. Так нараджаецца вобласць іянізаванага вадароду.

Час жыцця вобласці H II - парадку некалькіх мільёнаў гадоў. Светлавы ціск зорак рана ці позна «выдзімае» большую частку газу туманнасці. Увесь працэс вельмі "неэфектыўны": менш за 10% газу туманнасці паспеюць спарадзіць зоркі, пакуль астатні газ не "выветрыць". Працэсу страты газу спрыяюць таксама выбухі звышновых сярод найбольш масіўных зорак, якія пачынаюцца ўжо праз некалькі мільёнаў гадоў пасля ўтварэння туманнасці ці яшчэ раней [11] .

Марфалогія

У найпростым выпадку, асобна ўзятая зорка ўнутры туманнасці іянізуе амаль сферычную вобласць навакольнага газу, якая называецца сферай Стрэмгрэна . Але ў рэальных умовах узаемадзеянне іянізаваных абласцей ад мноства зорак, а таксама распаўсюджванне разагрэтага газу ў навакольную прастору з вострым градыентам шчыльнасці (напрыклад, за мяжу малекулярнага воблака) вызначаюць складаную форму туманнасці. На яе абрысы ўплываюць і выбухі звышновых. У некаторых выпадках фармаванне вялікай зорнай навалы ўнутры зоны H II прыводзіць да «спусташэння» яе знутры. Такая з'ява, назіраецца, напрыклад, у выпадку NGC 604 , гіганцкай вобласці H II у Галактыцы Трохвугольніка .

Класіфікацыя абласцей H II

Калыскі зорак

Глабулы Бока ў IC 2944 , зоне H II.

Нараджэнне зорак усярэдзіне абласцей H II утоена ад нас тоўшчай аблокаў газу і пылі, якія атачаюць якія ўтвараюцца зоркі. Толькі калі светлавы ціск зоркі разрэжвае гэты своеасаблівы "кокан", зорка становіцца бачнай. Да гэтага шчыльныя вобласці са зоркамі ўнутры выглядаюць як цёмныя сілуэты на фоне астатняй часткі іянізаванай туманнасці. Такія адукацыі вядомыя як глабулы Бока , у гонар астранома Барта Бока , які ў 1940-х гадах высунуў ідэю, што яны могуць быць месцамі нараджэння зорак.

Пацвярджэнне гіпотэзы Бока з'явілася толькі ў 1990 г. , калі навукоўцы з дапамогай назіранняў у інфрачырвоным спектры нарэшце змаглі зазірнуць праз тоўшчу гэтых глобул і ўбачыць ўнутры маладыя зорныя аб'екты. Цяпер лічыцца, што сярэдняя глобула змяшчае матэрыю масай каля 10 мас Сонца ў прасторы каля светлавога года ў дыяметры, і такія глабулы ўтвараюць потым падвойныя або кратныя зорныя сістэмы [12] [13] [14] .

Акрамя таго, што вобласці H II з'яўляюцца месцамі зоркаўтварэння, ёсць дадзеныя, што яны могуць утрымоўваць і планетныя сістэмы . Тэлескоп «Хабл» знайшоў сотні пратапланетных дыскаў у туманнасці Арыёна. Прынамсі палова маладых зорак у гэтай туманнасці, падобна, акружаная дыскам з газу і пылу, які, як лічыцца, уключае нават у шмат разоў больш рэчывы, чым патрабуецца для адукацыі планетнай сістэмы падобнай нашай .

Характарыстыкі

Фізічныя характарыстыкі

Вобласці H II моцна адрозніваюцца па фізічных параметрах. Іх памеры вар'іруюць ад так званых «ультракампактных» (адзін светлавы год ці менш у папярочніку) да гіганцкіх (некалькі сотняў светлавых гадоў). Іх памер называецца таксама радыусам Стремгрена , у асноўным ён залежыць ад інтэнсіўнасці выпраменьвання крыніцы іянізавальных фатонаў і шчыльнасці вобласці. Шчыльнасці туманнасцяў таксама розныя: ад больш чым мільёна часціц на гл у ўльтракампактных - да ўсяго толькі некалькіх часціц на гл у найболей шырокіх. Агульная маса туманнасцяў, верагодна, складае ад 10 ² да 10 5 сонечных мас [15] .

У залежнасці ад памеру вобласці H II, колькасць зорак усярэдзіне кожнай з іх можа дасягаць некалькіх тысяч. Таму структура вобласці складаней, чым структура планетарных туманнасцяў , у якіх ёсць толькі адна крыніца іянізацыі, які знаходзіцца ў цэнтры. Тэмпература абласцей H II звычайна дасягае 10 000 K. Мяжа падзелу вобласці іянізаванага вадароду H II і нейтральнага вадароду HI звычайна вельмі рэзкая. Іянізаваны газ ( плазма ) можа валодаць магнітнымі палямі сілай у некалькі нанатэсла [16] . Магнітныя палі ўтвараюцца з-за перамяшчэння электрычных зарадаў у плазме, такім чынам, у абласцях H II ёсць і электрычныя токі [17] .

Каля 90 працэнтаў рэчыва вобласці складае атамарны вадарод . Пакінутую частку складае, у асноўным, гелій , а цяжэйшыя элементы прадстаўлены ў малаважных колькасцях. Заўважана, што чым далей ад цэнтра галактыкі размешчана вобласць, тым меншая ў яе складзе доля цяжкіх элементаў. Гэта тлумачыцца тым, што на ўсім працягу жыцця галактыкі ў яе больш шчыльных цэнтральных раёнах хуткасць зоркаўтварэння была вышэй, адпаведна, хутчэй адбывалася ўзбагачэнне іх прадуктамі ядзернага сінтэзу .

Выпраменьванне

Зоны іянізаванага вадароду ўтворацца вакол яркіх O-B5 зорак з магутным струменем выпраменьвання ва ўльтрафіялетавым дыяпазоне . Ультрафіялетавыя кванты серыі Лаймана і лайманаўскага кантынууму іянізуюць вадарод, які атачае зорку. У працэсе рэкамбінацыі можа выпраменьвацца квант субардынатнай серыі або лайманаўскі квант. У першым выпадку квант бесперашкодна пакіне імглістасць, а ў другім, паглынецца ізноў. Гэты працэс апісваецца тэарэмай Расселанда . Такім чынам, у спектры зон H II з'яўляюцца яркія лініі субардынатных серый, асабліва серыі Бальмера , а таксама яркая лінія Лайман-альфа , бо - фатоны не могуць перапрацавацца ў менш энергічныя кванты і, у канчатковым рахунку, выходзяць з туманнасці. Вялікая інтэнсіўнасць выпраменьвання ў лініі H α c даўжынёй хвалі 6563 Å дае туманнасцям іх характэрнае чырванаватае адценне.

Колькасць і размеркаванне

Галактыка Вір : чырвоныя ўкрапванні абласцей H II «акрэсліваюць» спіральныя рукавы.

Вобласці H II выяўлены толькі ў спіральных (такіх як наша ) і няправільных галактыках ; яны ніколі не сустракаліся ў эліптычных галактыках . У няправільных галактыках іх можна выявіць у любой яе частцы, але ў спіральных яны амаль заўсёды сканцэнтраваны ў межах спіральных рукавоў. Вялікая спіральная галактыка можа ўключаць тысячы абласцей H II [15] .

Лічыцца, што гэтыя вобласці адсутнічаюць у эліптычных галактыках, таму што эліптычныя галактыкі ўтвараюцца з прычыны сутыкнення іншых галактык. У навалах галактык такія сутыкненні вельмі частыя. Пры гэтым асобныя зоркі амаль ніколі не сутыкаюцца, але вялікія малекулярныя аблокі і вобласці H II схільныя да моцных абурэнняў. У гэтых умовах ініцыюецца моцныя выбліскі зоркаўтварэння, і гэта адбываецца так хутка, што для гэтага замест звычайных 10% задзейнічаецца амаль усё рэчыва туманнасцяў. Галактыкі, якія хвалююцца такі актыўны працэс, завуцца галактыкамі са выбліскамі зоркаўтварэння ( ангел. starburst galaxy ). Пасля гэтага ў эліптычнай галактыцы застаецца вельмі мала міжзоркавага газу, і вобласці H II больш не могуць фармавацца. Як паказалі сучасныя назіранні, міжгалактычных абласцей іянізаванага вадароду таксама вельмі мала. Такія вобласці, хутчэй за ўсё, з'яўляюцца рэшткамі перыядычных распадаў дробных галактык [18] .

Характэрныя вобласці H II

Комплекс Арыёна . На здымку можна бачыць остовные зоркі гэтага сузор'я . Яркая пляма ў цэнтры ўнізе - M42 , а дуга, якая займае большую частку здымка, - пятля Барнарда .

Дзве вобласці H II можна параўнальна лёгка ўбачыць няўзброеным вокам : гэта Трапецыя Арыёна і Тарантул . Яшчэ некалькі знаходзяцца на мяжы бачнасці: туманнасці Лагуна , Паўночная Амерыка , Петля Барнарда - але назіраць іх можна толькі ў ідэальных умовах.

Гіганцкае малекулярнае Воблака Арыёна - вельмі складаны комплекс, які ўключае мноства ўзаемадзейнічаюць абласцей H II і іншых туманнасцяў [19] . Гэта найбліжэйшая да Сонца «класічная» вобласць H II [nb 1] . Воблака знаходзіцца на адлегласці прыкладна 1500 св. гадоў ад нас, і, калі б было бачным, займала б большую плошчу гэтага сузор'я . У яго склад уваходзіць не раз згадвальныя туманнасць Арыёна і Трапецыя, Туманнасць Конская Галава , Петля Барнарда. Прычым, апошняя з'яўляецца найбліжэйшай да нас вобласцю H II.

Цікавую, складаную структуру маюць туманнасць Эты Кіля і Берклі 59 / Комплекс OB4 Цэфея [20] [ удакладніць ] .

Некаторыя вобласці H II валодаюць велізарнымі памерамі нават па галактычных мерках. Прыкладам гіганцкай вобласці H II з'яўляецца ўжо згадваная імглістасць Тарантул у Вялікім Магеланавым Воблаку . Гэтая туманнасць значна большая за туманнасць у Арыёне і з'яўляецца месцам нараджэння тысяч зорак, некаторыя з якіх больш чым у 100 разоў масіўнейшыя за Сонца. Калі б Тарантул знаходзілася на месцы туманнасці Арыёна, яна б свяціла ў небе амаль гэтак жа ярка, як поўня . У наваколлях Тарантула ў 1987 годзе ўспыхнула звышновая SN 1987A .

Яшчэ адным такім «гігантам» з'яўляецца NGC 604 з галактыкі Трохвугольніка : яна дасягае 1300 св. гадоў у папярочніку, хоць утрымоўвае крыху меншую колькасць зорак. Гэта адна з самых шырокіх абласцей H II у Мясцовай групе галактык .

Сучасныя метады даследавання абласцей H II

Выявы ў бачным святле (злева) паказваюць пыл і газ туманнасці Арыёна . На выявах у інфрачырвоным дыяпазоне (справа) бачныя зоркі ўнутры туманнасці.

Як і для планетарных туманнасцей , дакладнае вывучэнне хімічнага складу для абласцей H II абцяжарана. Існуе два розных спосабу вызначэння зместу металаў (гэта значыць іншых элементаў акрамя вадароду і гелія) у туманнасці, якія заснаваны на розных тыпах спектральных ліній. Першы метад разглядае рэкамбінацыйныя лініі , атрыманыя ў выніку ўз'яднання ( рэкамбінацыі ) іёнаў з электронамі; другі — забароненыя лініі, крыніцай якіх служыць узбуджэнне іёнаў ударамі электронаў ( сутыкняльнае ўзбуджэнне ) [nb 2] . Нажаль, па двух гэтым метадам часам атрымліваюцца істотна якія адрозніваюцца лічбы. Некаторыя астраномы тлумачаць гэта наяўнасцю малых тэмпературных ваганняў усярэдзіне доследнай вобласці; іншыя кажуць, што адрозненні занадта вялікія, каб іх можна было растлумачыць такімі ваганнямі, і абумоўліваюць назіраны эфект прысутнасцю ў імглістасці аблокаў, запоўненых халодным, разрэджаным газам з нізкім утрыманнем вадароду і высокім утрыманнем цяжкіх элементаў [21] .

Акрамя таго, не да канца вывучаны працэс фармавання масіўных зорак усярэдзіне вобласці. Гэтаму перашкаджаюць дзве праблемы. Во-первых, значительное расстояние от Земли до больших областей H II: ближайшая из них находится более чем в 1000 св. годах от нас, а расстояние до других превосходит эту цифру в несколько раз. Во-вторых, образование этих звёзд скрыто от нас слоями пыли, так что наблюдения в видимом спектре невозможны. Радио и инфракрасные лучи могут преодолеть этот заслон, но самые молодые звёзды могут и не излучать достаточно энергии на этих частотах.

Каментары

  1. Есть более близкие к Солнцу области H II, но они сформировались вокруг одиночных звёзд и не являются областями звездообразования.
  2. В англоязычной литературе можно встретить соответствующие аббревиатуры: ORL (optical recombination lines) — рекомбинационные линии в оптическом диапазоне; CEL (collisionally excited lines) — линии, вызванные электронным ударом.

Нататкі

  1. Huggins W., Miller WA О спектрах некоторых туманностей = On the Spectra of some of the Nebulae // Philosophical Transactions of the Royal Society of London . — 1864. — Т. 154 . — С. 437—444 .
  2. Huggins W. О спектре Большой Туманности Ручки Меча Ориона = On the Spectrum of the Great Nebula in the Sword-Handle of Orion // Proceedings of the Royal Society of London. — 1865. — Т. 14 . — С. 39—42 .
  3. Bowen, IS Происхождение спектральных линий туманностей и структура планетарных туманностей (англ.) = The origin of the nebular lines and the structure of the planetary nebulae // The Astrophysical Journal . — IOP Publishing , 1928. — Vol. 67 . - P. 1-15 . — doi : 10.1086/143091 .
  4. Bowen, IS Происхождение основных спектральных линий туманностей (англ.) = The Origin of the Chief Nebular Lines // Publications of the Astronomical Society of the Pacific . - 1927. - Vol. 39 , no. 231 . — P. 295—297 .
  5. Борисоглебский Л. А. Запрещенные линии в атомных спектрах // Успехи физических наук . — Российская академия наук , 1958. — Т. 66 , вып. 4 . — С. 603—652 .
  6. OB Associations (англ.) (недаступная спасылка) . Extracts from The GAIA Study Report . RSSD — Research Science (6 June 2000). — Extracts from The GAIA Study Report: Executive Summary and Science Section. Дата обращения: 2 ноября 2008. Архивировано 4 августа 2003 года.
  7. Boss, Alan P. Коллапс и фрагментация центральных областей молекулярных облаков. Часть 2. Коллапс, вызванный ударными волнами от звёзд (англ.) = Collapse and fragmentation of molecular cloud cores. 2: Collapse induced by stellar shock waves // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1995. - Vol. 439 , no. 1 . — P. 224—236 .DOI : 10.1086/175166
  8. Hasegawa, Tetsuo; Sato, Fumio; Whiteoak, John B.; Miyawaki, Ryosuke. Масштабное столкновение облаков в центрально-галактическом молекулярном облаке около объекта Стрелец B21 (англ.) = A large-scale cloud collision in the galactic center molecular cloud near Sagittarius B21 // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1994. - Vol. 429 , no. 2 . — P. L77—L80 .DOI : 10.1086/187417
  9. Boss, Alan P. Коллапс и фрагментация центральных областей молекулярных облаков. Часть 7. Магнитные поля и множественное формирование протозвёзд (англ.) = Collapse and Fragmentation of Molecular Cloud Cores. VII. Magnetic Fields and Multiple Protostar Formation // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2002. - Vol. 568 , iss. 2 . — P. 743—753 .DOI : 10.1086/339040
  10. Franco J., Tenorio-Tagle G., Bodenheimer P. О формировании и расширении областей H II (англ.) = On the formation and expansion of H II regions // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1990. - Vol. 349 . — P. 126—140 . — doi : 10.1086/168300 .
  11. Ray Villard, Anne Pellerin. Hubble Sees Star Cluster «Infant Mortality» (англ.) . HubbleSite NewsCenter (10 January 2007). Дата обращения: 2 ноября 2008. Архивировано 20 марта 2012 года.
  12. Yun JL, Clemens DP Образование звёзд в малых глобулах — Барт Бок был прав (англ.) = Star formation in small globules — Bart Bok was correct // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1990. - Vol. 365 . — P. L73—L76 . — doi : 10.1086/185891 .
  13. Clemens DP, Yun, JL, Heyer MH Глобулы Бока и малые молекулярные облака — тщательная фотометрия и (C-12)O-спектроскопия с помощью IRAS (англ.) = Bok globules and small molecular clouds — Deep IRAS photometry and (C-12)O spectroscopy // The Astrophysical Journal . — IOP Publishing , 1991. — Vol. 75 . — P. 877—904 . — doi : 10.1086/191552 .
  14. Launhardt R., Sargent AI, Henning T. et al. Образование двойных и кратных звёзд в глобулах Бока = Binary and multiple star formation in Bok globules // Eds Reipurth & Zinnecker Proceedings of IAU Symposium No. 200 on The Formation of Binary Stars. — 2002. — № 103—105 .
  15. 1 2 Flynn, Chris Lecture 4B: Radiation case studies (HII regions) (недоступная ссылка) . Дата обращения: 6 июля 2016. Архивировано 21 августа 2014 года.
  16. Heiles C., Chu Y.-H., Troland TH Сила магнитных полей в областях H II: S117, S119 и S264 (англ.) = Magnetic field strengths in the H II regions S117, S119, and S264 // The Astrophysical Journal . — IOP Publishing , 1981. — Vol. 247 . — P. L77—L80 . — doi : 10.1086/183593 .
  17. Carlqvist P., Kristen H., Gahm GF Спиралевидные структуры в «хоботе» туманности Розетка (англ.) = Helical structures in a Rosette elephant trunk // Astronomy and Astrophysics . — EDP Sciences , 1998. — Vol. 332 . — P. 5—8 .
  18. Oosterloo T., Morganti R., Sadler EM et al. Периодически возникающие остатки и межгалактические области H II (англ.) = Tidal Remnants and Intergalactic H II Regions // Eds Duc, IAU Symposium No. 217 Braine and Brinks. — San Francisco Publications of the Astronomical Society of the Pacific . — Sydney, Australia, 2004.
  19. Bally, John. Обзор Комплекса Ориона = Overview of the Orion Complex // Handbook of Star Forming Regions Vol. I. — Astronomical Society of the Pacific, 2008.
  20. Majaess DJ, Turner D., Lane D., Moncrieff K. Удивительная звезда Беркли 59 / Комплекс OB4 Цефея и другие случайные находки переменных звёзд = The Exciting Star of the Berkeley 59/Cepheus OB4 Complex and Other Chance Variable Star Discoveries // JAAVSO. - 2008.
  21. Tsamis YG, Barlow MJ, Liu XW. et al. Тяжёлые элементы в областях H II в Галактике и Магеллановых Облаках: относительное содержание по рекомбинационным линиям и по запрещённым линиям (англ.) = Heavy elements in Galactic and Magellanic Cloud H II regions: recombination-line versus forbidden-line abundances // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . - Oxford University Press , 2003. - Vol. 338 , no. 3 . — P. 687—710 .

Літаратура

Спасылкі