Alue HII

Kokeneet kirjoittajat eivät ole vielä tarkistaneet sivun nykyistä versiota, ja se voi poiketa merkittävästi 23. joulukuuta 2021 tarkistetusta versiosta . tarkastukset vaativat 5 muokkausta .

Alue (vyöhyke) H II tai ionisoidun vedyn alue (eräänlainen emissio sumu ) on kuuman plasman pilvi , jonka halkaisija on useita satoja valovuosia ja joka on aktiivisen tähtien muodostumisen alue . Tälle alueelle syntyy nuoria kuumia sinivalkoisia tähtiä , jotka lähettävät runsaasti ultraviolettivaloa ja ionisoivat siten ympäröivän sumun.

H II -alueet voivat synnyttää tuhansia tähtiä vain muutaman miljoonan vuoden aikana. Lopulta supernovaräjähdykset ja voimakkaat tähtituulet syntyneen tähtijoukon massiivisimpien tähtien taholta hajottavat alueen kaasuja, ja siitä tulee Plejadien kaltainen ryhmä .

Nämä alueet ovat saaneet nimensä suuresta määrästä ionisoitua atomivetyä (eli yksinkertaisesti protonien ja elektronien seosta ), jota tähtitieteilijät kutsuvat nimellä H II ( HI -alue  on neutraalin vedyn vyöhyke ja H2 tarkoittaa molekyylivetyä ). Niitä voidaan nähdä huomattavilta etäisyyksiltä koko maailmankaikkeudessa , ja tällaisten alueiden tutkiminen muissa galakseissa on tärkeää määritettäessä etäisyyttä jälkimmäiseen sekä niiden kemiallinen koostumus .

Havaintohistoria

Useat H II:n kirkkaimmista alueista näkyvät paljaalla silmällä . Mutta ilmeisesti yhtäkään niistä ei kuvattu ennen kaukoputken keksimistä ( 1600-luvun alussa ): kaksi kirkkainta niistä - Orionin sumu ja Tarantula  - erehdyttiin alun perin tähdiksi , jolloin ensimmäinen nimettiin θ Orioniksi. , ja toinen 30 kultaisena kalana . Myöhemmin Galileo kuvasi Trapezium - tähtijoukon , joka sijaitsee Orionin sumun sisällä, mutta ei huomannut itse sumua - sen löytäjänä (vuonna 1610 ) pidetään ranskalaisena tarkkailijana Nicolas-Claude Fabry de Peyresque . Näiden varhaisten havaintojen jälkeen meidän ja muista galakseistamme on löydetty paljon enemmän H II -alueita .

Vuonna 1774 Orionin sumun havaitsi William Herschel , joka kuvaili sitä "muodottomaksi tuliseksi sumuksi, tulevien aurinkojen kaoottiseksi aineeksi". Tämä hypoteesi alkoi vahvistua vasta lähes sata vuotta myöhemmin, vuonna 1864 , kun William Huggins ( naapurissa asuneen ystävänsä, kemisti William Millerin avustuksella) tutki useita erilaisia ​​sumuja spektroskooppillaan . Jotkut, kuten Andromeda-sumu , antoivat saman spektrin kuin tähdet, ja ne osoittautuivat galakseiksi , jotka koostuivat sadoista miljoonista yksittäisistä tähdistä.

Muiden sumujen spektrit näyttivät erilaisilta. Voimakkaan jatkuvan spektrin, jossa oli päällekkäisiä absorptioviivoja, sijasta Kissansilmäsumussa (ensimmäinen Hugginsin tutkima kaasusumu) ja muissa vastaavissa kohteissa oli vain pieni määrä emissioviivoja [1] . Huggins sai samanlaisen tuloksen vuotta myöhemmin Orion-sumusta [2] . Näistä kirkkaimman viivan aallonpituus oli 500,7 nm , mikä ei vastannut yhtään tunnettua kemiallista alkuainetta . Aluksi ehdotettiin, että tämä linja kuuluu uuteen kemialliseen alkuaineeseen. Joten samanlainen ajatus tutkittaessa Auringon spektriä vuonna 1868 johti heliumin löytämiseen . Uusi elementti sai nimen nebulium ( latinan sanasta  sumu  - "sumu").

Vaikka helium eristettiin maan päällä pian sen löytämisen jälkeen Auringon spektristä, sumu ei kuitenkaan ollut. Vuonna 1927 Henry Norris Russell ehdotti, että aallonpituus 500,7 nm ei kuulu uuteen alkuaineeseen, vaan jo tunnettuun alkuaineeseen, mutta tuntemattomissa olosuhteissa [3] .

Jo samana vuonna Ira Sprague Bowen osoitti, että erittäin alhaisen tiheyden kaasussa elektronit voivat täyttää virittyneen metastabiilin atomien ja ionien energiatason , joka suuremmalla tiheydellä menettää tämän ominaisuuden törmäysten vuoksi [4] . Elektroniset siirtymät yhdeltä näistä tasoista kaksinkertaisesti ionisoidussa hapessa ovat vastuussa 500,7 nm:n linjasta. Näitä spektriviivoja kutsutaan kiellettyiksi viivoiksi ja niitä voidaan havaita vain pienitiheyksisille kaasuille [5] . Siten osoitettiin, että sumut koostuvat erittäin harvinaisesta kaasusta.

1900-luvun havainnot osoittivat, että H II -alueilla on usein kirkkaita ja kuumia OB-tähtiä. Tällaiset tähdet ovat monta kertaa massiivisempia kuin Aurinko, mutta niiden elinikä on lyhyt, vain muutama miljoona vuotta (vertailun vuoksi, Auringon kaltaisten tähtien elinikä on useita miljardeja vuosia). Tämän seurauksena ehdotettiin hypoteesia, että H II -alueet ovat aktiivisen tähtien muodostumisen alueita. Useiden miljoonien vuosien aikana tällaisen alueen sisälle muodostuu tähtijoukko , ja sitten muodostuneiden kuumien nuorten tähtien säteilypaine hajottaa sumun. Jos jäljellä oleva klusteri ei ole riittävän massiivinen ja painovoimaisesti sidottu , se voi muuttua ns. OB-assosiaatioksi [6] . Esimerkki tähtijoukosta, joka "pakotti" sen muodostaneen H II -vyöhykkeen haihtumaan ja jättämään jälkeensä vain heijastussumun jäännökset, ovat Plejadit .

Elinkaari ja luokitus

Alkuperä

H II - alueen edelläkävijä on jättimäinen molekyylipilvi . Se on erittäin kylmä (10-20° K ) ja tiheä pilvi, joka koostuu pääasiassa molekyylivedystä. Tällaiset kohteet voivat olla stabiilissa, "jäädytetyssä" tilassa pitkään, mutta supernovaräjähdyksen [7] iskuaallot , pilven "törmäykset" [8] ja magneettiset vaikutteet [9] voivat johtaa osan romahtamiseen . pilvi. Tämä puolestaan ​​johtaa tähtien muodostumisprosessiin pilvessä (katso lisätietoja tähtien evoluutiosta ). Alueen jatkokehitys voidaan jakaa kahteen vaiheeseen: muodostumisvaiheeseen ja laajentumisvaiheeseen [10] .

Muodostumisvaiheessa alueen massiiviset tähdet saavuttavat korkeita lämpötiloja, ja niiden kova säteily alkaa ionisoida ympäröivää kaasua. Korkeaenergiset fotonit etenevät ympäröivän aineen läpi yliäänenopeuksilla muodostaen ionisaatiorintaman . Etäisyys tähdestä tämä rintama hidastuu ionisoidun kaasun geometristen vaimennus- ja rekombinaatioprosessien vuoksi. Jonkin ajan kuluttua sen nopeus laskee noin kaksinkertaiseksi äänen nopeudesta. Tällä hetkellä kuuman ionisoidun kaasun tilavuus saavuttaa Strömgrenin säteen ja alkaa laajentua oman paineensa alla.

Laajentuminen synnyttää yliäänen iskuaallon, joka puristaa sumun materiaalia. Koska ionisaatiorintaman nopeus laskee edelleen, jollain hetkellä iskuaalto ohittaa sen; ja kahden etuosan väliin, joilla on pallomainen muoto, muodostuu rako, joka on täytetty neutraalilla kaasulla. Näin syntyy ionisoidun vedyn alue.

H II -alueen elinikä on useiden miljoonien vuosien luokkaa. Tähtien kevyt paine ennemmin tai myöhemmin "puhaltaa" suurimman osan sumun kaasusta. Koko prosessi on erittäin "tehoton": alle 10 %:lla sumun kaasusta on aikaa synnyttää tähtiä, kunnes loput kaasusta "säästyvät". Kaasuhäviöprosessia helpottavat myös massiivisimpien tähtien supernovaräjähdykset, jotka alkavat jo useita miljoonia vuosia sumun muodostumisen jälkeen tai jopa aikaisemmin [11] .

Morfologia

Yksinkertaisimmassa tapauksessa yksi tähti sumun sisällä ionisoi lähes pallomaisen ympäröivän kaasun alueen, jota kutsutaan Strömgren-palloksi . Mutta todellisissa olosuhteissa monien tähtien ionisoitujen alueiden vuorovaikutus sekä lämmitetyn kaasun leviäminen ympäröivään tilaan terävällä tiheysgradientilla (esimerkiksi molekyylipilven rajan ulkopuolella) määräävät sumun monimutkaisen muodon. . Sen ääriviivat ovat myös vaikuttaneet supernovaräjähdyksistä . Joissakin tapauksissa suuren tähtijoukon muodostuminen H II -vyöhykkeen sisällä johtaa sen "tyhjentymiseen" sisältä. Tällainen ilmiö havaitaan esimerkiksi NGC 604 :n tapauksessa , joka on jättiläismäinen H II -alue kolmiogalaksissa .

H II -alueiden luokitus

Tähtien kehto

Tähtien syntyminen H II -alueiden sisällä on piilotettu meiltä muodostuvia tähtiä ympäröivän paksun kaasu- ja pölypilvien takia. Vasta kun tähden valonpaine ohenee tätä omituista "kotelointia", tähti tulee näkyviin. Ennen tätä tiheät alueet, joiden sisällä on tähtiä, näkyvät tummina siluetteina muuta ionisoitunutta sumua vasten. Tällaisia ​​muodostumia kutsutaan Bok-palloiksi tähtitieteilijä Bart Bokin mukaan, joka 1940-luvulla esitti ajatuksen, että ne voisivat olla tähtien syntymäpaikkoja.

Bockin hypoteesi vahvistettiin vasta vuonna 1990 , jolloin tutkijat pystyivät lopulta infrapunahavaintojen avulla katsomaan näiden pallosten paksuuden läpi ja näkemään sisällä nuoria tähtikohteita. Nykyään uskotaan, että keskimääräinen pallopallo sisältää ainetta, jonka massa on noin 10 aurinkomassaa halkaisijaltaan noin valovuoden avaruudessa, ja tällaiset pallot muodostavat sitten kaksi- tai monitähtijärjestelmiä [12] [13] [14] .

Sen lisäksi, että H II -alueet ovat tähtien muodostumispaikkoja, niiden on osoitettu sisältävän myös planeettajärjestelmiä . Hubble-teleskooppi on löytänyt satoja protoplaneettalevyjä Orion-sumusta. Ainakin puolet tämän sumun nuorista tähdistä näyttää olevan kaasu- ja pölykiekon ympäröimä, jonka uskotaan sisältävän jopa monta kertaa enemmän materiaalia kuin meidän kaltaisen planeettajärjestelmän muodostamiseen tarvitaan .

Ominaisuudet

Fyysiset ominaisuudet

H II -alueiden fysikaaliset parametrit vaihtelevat suuresti. Niiden koot vaihtelevat niin kutsutusta "ultrakompakteista" (halkaisijaltaan yksi valovuosi tai vähemmän) jättimäisiin (useita satoja valovuotta). Niiden kokoa kutsutaan myös Strömgrenin säteeksi , se riippuu pääasiassa ionisoivien fotonien lähteen säteilyn voimakkuudesta ja alueen tiheydestä. Myös sumujen tiheydet vaihtelevat, yli miljoonasta hiukkasesta cm3:ssä ultrakompakteissa sumuissa vain muutamaan hiukkaseen cm3:ssä laajimmissa. Sumujen kokonaismassa on luultavasti 10² ja 105 auringon massaa [15] .

H II -alueen koosta riippuen tähtien määrä kussakin niistä voi olla useita tuhansia. Siksi alueen rakenne on monimutkaisempi kuin planetaaristen sumujen rakenne , joilla on vain yksi ionisaatiolähde keskellä. H II -alueiden lämpötila saavuttaa yleensä 10 000 K. Ionisoidun vedyn H II ja neutraalin vedyn HI välinen rajapinta on yleensä erittäin terävä. Ionisoidulla kaasulla ( plasmalla ) voi olla magneettikenttiä, joiden vahvuus on useita nanotesloja [16] . Magneettikentät muodostuvat sähkövarausten liikkeestä plasmassa, joten H II -alueilla on myös sähkövirtoja [17] .

Noin 90 % alueen aineesta on atomivetyä . Loppuosa on pääasiassa heliumia , ja raskaampia alkuaineita on pieniä määriä. On havaittu, että mitä kauempana galaksin keskustasta alue sijaitsee, sitä pienempi on raskaiden alkuaineiden osuus sen koostumuksessa. Tämä selittyy sillä tosiasialla, että koko galaksin elinkaaren ajan sen tiheämmillä keskialueilla tähtien muodostumisnopeus oli vastaavasti korkeampi, ja niiden rikastuminen ydinfuusiotuotteilla tapahtui nopeammin .

Säteily

Ionisoidun vedyn vyöhykkeet muodostuvat kirkkaiden O-B5-tähtien ympärille, joissa on voimakasta ultraviolettisäteilyä . Lyman-sarjan ultraviolettikvantit ja Lymanin jatkumo ionisoivat tähteä ympäröivän vedyn. Rekombinaatioprosessissa voidaan emittoida alisteinen sarjakvantti tai Lyman-kvantti. Ensimmäisessä tapauksessa kvantti jättää sumun esteettä, ja toisessa se absorboituu uudelleen. Tätä prosessia kuvaa Rosselandin lause . Siten H II -vyöhykkeiden, erityisesti Balmer-sarjan , spektrissä esiintyy kirkkaita alisteisten sarjojen viivoja sekä kirkas Lyman-alfa- viiva , koska L α -fotoneja ei voida prosessoida vähemmän energisiksi kvanteiksi ja lopulta poistua sumusta . . Emission korkea intensiteetti H α -linjassa aallonpituudella 6563 Å antaa sumuille niiden tyypillisen punertavan sävyn.

Määrä ja jakelu

H II -alueita on löydetty vain spiraaligalakseista (kuten meidän ) ja epäsäännöllisistä galakseista ; niitä ei ole koskaan tavattu elliptisissä galakseissa . Epäsäännöllisissä galakseissa niitä löytyy mistä tahansa sen osasta, mutta spiraaligalakseissa ne ovat lähes aina keskittyneet spiraalihaaroihin. Suuri spiraaligalaksi voi sisältää tuhansia H II -alueita [15] .

Näiden alueiden uskotaan puuttuvan elliptisistä galakseista, koska elliptiset galaksit muodostuvat muiden galaksien törmäyksessä. Galaksijoukoissa tällaiset törmäykset ovat hyvin yleisiä. Tässä tapauksessa yksittäiset tähdet eivät juuri koskaan törmää, mutta suuret molekyylipilvet ja H II -alueet ovat alttiina voimakkaille häiriöille. Näissä olosuhteissa alkavat voimakkaat tähtienmuodostuksen purkaukset, ja tämä tapahtuu niin nopeasti, että tavanomaisen 10 %:n sijaan lähes kaikki sumuaines käytetään tähän. Tällaista aktiivista prosessia kokevia galakseja kutsutaan tähtipurkausgalakseiksi .  Sen jälkeen elliptisessä galaksissa jää hyvin vähän tähtienvälistä kaasua, eikä H II -alueita enää voi muodostua. Kuten nykyaikaiset havainnot ovat osoittaneet, galaksien välisiä ionisoidun vedyn alueita on myös hyvin vähän . Tällaiset alueet ovat todennäköisimmin pienten galaksien jaksoittaisen rappeutumisen jäänteitä [18] .

H II:n merkittäviä alueita

Kaksi H II:n aluetta on nähtävissä suhteellisen helposti paljaalla silmällä : Orionin puolisuunnikas ja Tarantula . Muutama lisää on näkyvyyden partaalla: Laguunisumut , Pohjois-Amerikka , Barnardin silmukka  - mutta ne voidaan havaita vain ihanteellisissa olosuhteissa.

Orionin jättimäinen molekyylipilvi  on erittäin monimutkainen kompleksi, joka sisältää monia vuorovaikutuksessa olevia H II -alueita ja muita sumuja [19] . Tämä on "klassinen" alue H II [nb 1] lähinnä aurinkoa. Pilvi sijaitsee noin 1500 sv:n etäisyydellä. vuoden päässä meistä, ja jos se olisi näkyvissä, se miehittäisi suuremman alueen tästä tähdistöstä . Se sisältää aiemmin mainitut Orion-sumu ja Trapezium, Horsehead-sumu , Barnard's Loop. Lisäksi jälkimmäinen on meitä lähin H II -alue.

Eta Carina -sumulla ja Berkeley 59 / Cepheus OB4 -kompleksilla on mielenkiintoinen, monimutkainen rakenne [20][ määritä ] .

Jotkut H II -alueet ovat valtavia, jopa galaktisten standardien mukaan. Esimerkki jättimäisestä H II - alueesta on jo mainittu Tarantula - sumu Suuressa Magellanin pilvessä . Tämä sumu on paljon suurempi kuin Orionin sumu, ja se on tuhansien tähtien syntypaikka, joista osa on yli 100 kertaa Aurinkoa massiivisempia. Jos Tarantula olisi Orionin sumun paikalla, se loistaisi taivaalla melkein yhtä kirkkaasti kuin täysikuu . Supernova SN 1987A räjähti Tarantulan läheisyydessä vuonna 1987 .

Toinen tällainen "jättiläinen" on NGC 604 Triangulum-galaksista : se saavuttaa 1300 sv. vuosia, vaikka se sisältää hieman pienemmän määrän tähtiä. Se on yksi laajimmista H II - alueista paikallisessa galaksiryhmässä .

Nykyaikaiset menetelmät H II -alueiden tutkimiseen

Kuten planetaaristen sumujen kohdalla, H II -alueiden kemiallisen koostumuksen tarkka tutkiminen on vaikeaa. On kaksi eri tapaa määrittää metallien (eli muiden alkuaineiden kuin vedyn ja heliumin) määrä sumussa erityyppisten spektriviivojen perusteella. Ensimmäinen menetelmä tarkastelee rekombinaatioviivoja, jotka on saatu ionien rekombinaatiosta ( rekombinaatiosta ) elektronien kanssa; toinen on kiellettyjä viivoja, joiden lähde on ionien viritys elektroniiskuilla ( törmäysherätys ) [nb 2] . Näillä kahdella menetelmällä saadaan joskus huomattavasti erilaisia ​​lukuja. Jotkut tähtitieteilijät selittävät tämän pienillä lämpötilanvaihteluilla tutkittavalla alueella; toiset sanovat, että erot ovat liian suuria selitettäviksi sellaisilla heilahteluilla, ja katsovat havaitun vaikutuksen johtuvan pilvien läsnäolosta sumussa, joka on täytetty kylmällä, harvennetulla kaasulla, jossa on alhainen vetypitoisuus ja runsaasti raskaita alkuaineita [21] .

Lisäksi massiivisten tähtien muodostumisprosessia alueella ei täysin ymmärretä. Tätä haittaa kaksi ongelmaa. Ensinnäkin merkittävä etäisyys maapallosta suuriin H II -alueisiin: lähin niistä on yli 1000 sv. vuosia meistä, ja etäisyys muihin ylittää tämän luvun useita kertoja. Toiseksi näiden tähtien muodostuminen on piilotettu meiltä pölykerroksilla, joten havainnot näkyvässä spektrissä ovat mahdottomia. Radio- ja infrapunasäteet voivat ylittää tämän esteen, mutta nuorimmat tähdet eivät ehkä lähetä tarpeeksi energiaa näillä taajuuksilla.

Kommentit

  1. ↑ H II -alueita on lähempänä aurinkoa, mutta ne muodostuivat yksittäisten tähtien ympärille eivätkä ole tähtien muodostusalueita.
  2. ↑ Englanninkielisestä kirjallisuudesta löydät vastaavat lyhenteet: ORL (optical recombination lines)  - rekombinaatioviivat optisella alueella; CEL (collisionally excited lines)  - elektroniiskun aiheuttamat viivat.

Muistiinpanot

  1. ↑ Huggins W., Miller WA Joidenkin  sumujen spektristä // Philosophical Transactions of the Royal Society of London . - 1864. - T. 154 . - S. 437-444 .
  2. ↑ Huggins W. Suuren  sumun spektristä Orionin miekan kahvassa // Proceedings of the Royal Society of London. - 1865. - T. 14 . - S. 39-42 .
  3. ↑ Bowen, IS Sumulinjojen  alkuperä  ja planetaaristen sumujen rakenne // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1928. - Voi. 67 . - s. 1-15 . - doi : 10.1086/143091 .
  4. ↑ Bowen, IS Pääsumulinjojen  alkuperä  // Tyynenmeren tähtitieteellisen seuran julkaisut . - 1927. - Voi. 39 , ei. 231 . - s. 295-297 .
  5. ↑ Borisoglebsky L.A. Kielletyt viivat atomispektreissä  // Uspekhi fizicheskikh nauk . - Venäjän tiedeakatemia , 1958. - T. 66 , no. 4 . - S. 603-652 .
  6. ↑ OB-yhdistykset  (englanniksi)  (pääsemätön linkki) . Otteita GAIA-tutkimusraportista . RSSD - Research Science (6. kesäkuuta 2000). — Otteita GAIA-tutkimusraportista: Tiivistelmä ja tiedeosasto. Haettu 2. marraskuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 4. elokuuta 2003.
  7. ↑ Boss, Alan P. Molekyylipilvien ytimien romahtaminen ja pirstoutuminen. Osa 2.   Molekyylipilviytimien romahtaminen ja pirstoutuminen . 2: Tähtien shokkiaaltojen aiheuttama romahdus // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1995. - Voi. 439 , nro. 1 . - s. 224-236 .  — DOI : 10.1086/175166
  8. ↑ Hasegawa, Tetsuo; Sato, Fumio; Whiteoak, John B.; Miyawaki, Ryosuke.  Laajamittainen pilven törmäys galaktisen keskuksen molekyylipilvessä lähellä Sagittarius B21:tä // The  Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1994. - Voi. 429 , no. 2 . -P.L77- L80 .  — DOI : 10.1086/187417
  9. ↑ Boss, Alan P. Molekyylipilvien ytimien romahtaminen ja pirstoutuminen. Osa 7: Magneettikentät ja useiden prototähtien muodostuminen   = Collapse and Fragmentation of Molecular Cloud Cores . VII. Magneettikentät ja useiden prototähtien muodostuminen // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2002. - Voi. 568 , iss. 2 . - s. 743-753 .  — DOI : 10.1086/339040
  10. ↑ Franco J., Tenorio-Tagle G., Bodenheimer P.  = On the formation and expansion of H II regions // The  Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1990. - Voi. 349 . - s. 126-140 . - doi : 10.1086/168300 .
  11. ↑ Ray Villard, Anne Pellerin. Hubble näkee tähtijoukon "Infant Mortality  " . HubbleSite NewsCenter (10. tammikuuta 2007). Haettu 2. marraskuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 20. maaliskuuta 2012.
  12. ↑ Yun JL, Clemens DP Tähtien   muodostuminen pienissä palloissa - Bart Bok oli oikein // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1990. - Voi. 365 . - P.L73-L76 . - doi : 10.1086/185891 .
  13. ↑ Clemens DP, Yun, JL, Heyer MH  = Bok-pallot ja pienet molekyylipilvet — syvä IRAS-fotometria ja C-12)O-spektroskopia ( The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1991. - Voi. 75 . - s. 877-904 . - doi : 10.1086/191552 .
  14. ↑ Launhardt R., Sargent AI, Henning T. et ai. Binääri- ja monitähtien  muodostuminen Bok-palloissa // Eds Reipurth & Zinnecker Proceedings of IAU Symposium No. 200 binaaritähtien muodostumisesta. - 2002. - Nro 103-105 .
  15. ↑ 1 2 Flynn, Chris Luento 4B: Säteilytapaustutkimukset (HII-alueet) (linkki ei ole käytettävissä) . Käyttöpäivä: 6. heinäkuuta 2016. Arkistoitu alkuperäisestä 21. elokuuta 2014. 
  16. ↑ Heiles C., Chu Y.-H., Troland TH Magneettikentän voimakkuudet   H II -alueilla S117, S119 ja S264 // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1981. - Voi. 247 . -P.L77- L80 . - doi : 10.1086/183593 .
  17. ↑ Carlqvist P., Kristen H. , Gahm GF Kierteiset rakenteet ruusukkeen  norsun rungossa // Astronomy and Astrophysics . - EDP Sciences , 1998. - Voi. 332 . - s. 5-8 .  
  18. ↑ Oosterloo T., Morganti R., Sadler EM et ai. 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. 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.  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 ai.  = Raskaat elementit Galaktisen ja Magellanin pilven H II -alueilla: rekombinaatiolinja vs. kiellettyjen viivojen runsaus // Monthly  Notices of the Royal Astronomical Society . - Oxford University Press , 2003. - Voi. 338 , no. 3 . - s. 687-710 .

Kirjallisuus

Linkit

  Siirry Wikidata-kohteeseen  Sanakirjat ja tietosanakirjat
Bibliografisissa luetteloissa
 tähtienvälinen väliaine
Komponentit
Sumut
Tähtien muodostumisen alueet
Ympyrätähtimuodostelmat
SäteilyTähtien tuuli