Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
NGC 604 , гигантская область H II в галактике Треугольник

Н II область или HII область представляет собой область межзвездного атома водорода , который ионизируется . [1] Обычно это 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 см. Туманность Orion наблюдали, как теперь известно, Н II область, в 1610 году Николя-Клода Фабри де Peiresc с помощью телескопа, первый такой объект обнаружен.

Они могут иметь любую форму, потому что распределение звезд и газа внутри них неравномерно. Короткоживущие голубые звезды, созданные в этих регионах, излучают большое количество ультрафиолетового света, который ионизирует окружающий газ. Области H II - иногда несколько сотен световых лет в поперечнике - часто ассоциируются с гигантскими молекулярными облаками . Они часто выглядят комковатыми и нитевидными, иногда демонстрируя замысловатые формы, такие как туманность Конская Голова . Области H II могут дать рождение тысячам звезд за период в несколько миллионов лет. В конце концов, взрывы сверхновых и сильные звездные ветры от самых массивных звезд образовавшегося звездного скопления.будет рассеивать газы области H II, оставляя после себя сформировавшееся скопление звезд, такое 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 галактик . Спиральные и неправильные галактики содержат много областей H II, в то время как эллиптические галактики почти не имеют их. В спиральных галактиках, в том числе в нашем Млечном Пути , области H II сосредоточены в спиральных рукавах , а в неправильных галактиках они распределены хаотично. Некоторые галактики содержат огромные области H II, которые могут содержать десятки тысяч звезд. Примеры включают область 30 Doradus в Большом Магеллановом Облаке иNGC 604 в галактике Треугольник .

Терминология [ править ]

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

Термин H II произносится астрономами как «H два». «H» - химический символ водорода, а «II» - римская цифра для 2. В астрономии принято использовать римскую цифру I для нейтральных атомов, II для однократно ионизированных - H II - это H + в других науках. -III для дважды ионизированного, например, O III представляет собой O ++ и т. Д. [3] H II или H + состоит из свободных протонов . H I область является нейтральным атомарным водородом, и молекулярное облаком является молекулярным водородом, Н 2 . В разговорной речи с неастрономами иногда возникает путаница между идентичными произносимыми формами "H II".и "H2 дюйма.

Наблюдения [ править ]

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

Некоторые из самых ярких областей H II видны невооруженным глазом . Однако до появления телескопа в начале 17 века , похоже, ничего не было замечено . Даже Галилей не заметил туманность Ориона, когда он впервые наблюдал звездное скопление внутри нее (ранее внесенное в каталог Иоганном Байером как одиночная звезда θ Ориона ). Французскому наблюдателю Николя-Клоду Фабри де Пайреску приписывают открытие туманности Ориона в 1610 году. [4] С тех пор было обнаружено большое количество областей H II в Млечном Пути и других галактиках. [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 «диффузные туманности » (теперь известные как области H II), которые сохраняли свой нечеткий вид при увеличении через большой телескоп, и туманности, которые можно было разделить на звезды, которые теперь известны как внешние галактики. к нашему собственному. [7]

Подтверждение гипотезы Гершеля о звездообразовании пришлось ждать еще сто лет, когда Уильям Хаггинс вместе со своей женой Мэри Хаггинс включил свой спектроскоп на различные туманности. Некоторые из них, например туманность Андромеды , имели спектры, очень похожие на спектры звезд , 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 показали лишь небольшое количество эмиссионных линий . [8] В планетарных туманностях самая яркая из этих спектральных линий находилась в точкедлина волны 500,7  нм , что не соответствовало ни одной из известных химических элементов . Сначала было высказано предположение, 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, в то время как гелий был обнаружен. изолированного на Земле вскоре после его открытия в спектре Солнца, туманности не было. В начале 20-го века Генри Норрис Рассел предположил, что линия на 500,7 морских миль возникла не из-за нового элемента, а из-за знакомого элемента в незнакомых условиях. [10]

Туманность Ориона

Межзвездное вещество, считающееся плотным в астрономическом контексте, находится в высоком вакууме по лабораторным стандартам. Физики показали в 1920 - х годах , что в газе при крайне низкая плотности , электроны могут заселить возбужденные метастабильные уровни энергии в атомах и ионах , которые при более высоких плотностях быстро высвечиваются столкновениями. [11] Электронные переходы с этих уровней в дважды ионизованном кислороде приводят к линии 500,7 нм. [12] Эти спектральные линии , которые можно увидеть только в газах с очень низкой плотностью, называются запрещенными линиями.. Таким образом, спектроскопические наблюдения показали, что планетарные туманности в основном состоят из чрезвычайно разреженного ионизированного 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 давление излучения горячих молодых звезд заставит туманность рассеяться. [13] Плеядыявляются примером кластера, который «выкипел» из области H II, из которой он образовался. Остается лишь след отраженной туманности .

Происхождение и время жизни [ править ]

Смотрите также: Звездная эволюция
Небольшая часть туманности Тарантул , гигантская область H II в Большом Магеллановом Облаке.

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

Поскольку звезды рождаются внутри GMC, самые массивные из них достигают температуры, достаточной для ионизации окружающего газа. [5] Вскоре после образования поля ионизирующего излучения энергичные фотоны создают ионизационный фронт, который проходит через окружающий газ со сверхзвуковой скоростью. На все больших и больших расстояниях от ионизирующей звезды фронт ионизации замедляется, а давление недавно ионизированного газа заставляет ионизированный объем расширяться. В конце концов, фронт ионизации замедляется до дозвуковых скоростей и догоняется ударным фронтом, вызванным 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] Уничтожению газа способствуют взрывы сверхновых наиболее массивных звезд, которые произойдут всего через 1-2 миллиона лет.

Уничтожение звездных яслей [ править ]

Глобулы Бока в области 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, которые достаточно мощны, 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 части ионизированной туманности. Барт Боки Э. Ф. Рейли в 1940-х годах искали на астрономических фотографиях «относительно небольшие темные туманности», следуя предположениям о том, что звезды могут образовываться в результате конденсации в межзвездной среде; они нашли несколько таких «приблизительно круглых или овальных темных объектов небольшого размера», которые они назвали «глобулами», а затем стали именовать глобулами Бока . [16] Бок предположил, что на симпозиуме столетия Гарвардской обсерватории в декабре 1946 года эти глобулы были вероятными местами звездообразования. [17] В 1990 году было подтверждено, что они действительно были звездными местами рождения. [18]Горячие молодые звезды рассеивают эти глобулы, поскольку излучение звезд, питающих область H II, отгоняет материал. В этом смысле звезды, которые генерируют области H II, разрушают 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 демонстрируют наличие планетных систем. Космический телескоп Hubble показал сотни протопланетных дисков ( proplyds ) в туманности Ориона. [20] По крайней мере, половина молодых звезд в туманности Ориона, кажется, окружена дисками из газа и пыли, [21] которые, как считается, содержат во много раз больше вещества, чем необходимо для создания планетной системы, подобной Солнечной системе .

Характеристики [ править ]

Физические свойства [ править ]

Мессье 17 - это область H II в созвездии Стрельца .

Области H II сильно различаются по своим физическим свойствам. Их размер варьируется от так называемых сверхкомпактных (UCHII) областей, возможно, всего в один световой год или меньше, до гигантских областей H II в несколько сотен световых лет в поперечнике. [5] Их размер также известен как радиус Стромгрена 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 нескольких частиц на см³ в самых больших и протяженных областях. Это подразумевает полную массу от 100 до 10 5 масс Солнца . [22]

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

В зависимости от размера области H II внутри нее может находиться 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 10 000 К. [5] В основном это ионизированные газы со слабыми магнитными полями с силой в несколько нанотесла . [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, что позволяет предположить, что области H II могут содержать электрические поля . [25]

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

Ряд областей H II также демонстрирует признаки проникновения плазмы с температурами, превышающей 10 000 000 К, достаточно горячей для испускания рентгеновских лучей. Рентгеновские обсерватории, такие как Эйнштейн и Чандра , отметили диффузное рентгеновское излучение в ряде областей звездообразования, в частности, 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 излучения водорода, линия H-альфа при 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 гелия 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 существования галактики темпы звездообразования были выше в более плотных центральных областях, что привело к большему обогащению этих областей межзвездной среды продуктами нуклеосинтеза .

Числа и распределение [ править ]

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 разбросаны 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 часты. 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 галактики со вспышкой звездообразования . Эллиптическая галактика после слияния имеет очень низкое содержание газа, поэтому области H II больше не могут образовываться. [30] Наблюдения двадцать первого века показали, что очень небольшое количество областей H II существует вообще 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 [ править ]

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 области H II ионизирует примерно сферическую область окружающего газа, известную как сфера Стрёмгрена , 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 получению сложных форм. [32] Взрывы сверхновых также могут формировать области H II. В некоторых случаях образование большого звездного скопления в области H II приводит к тому, что область оказывается выдолбленной изнутри. Так обстоит дело с NGC 604 , гигантской областью H II вГалактика Треугольник . [33] Для области H II, которая не может быть разрешена , некоторая информация о пространственной структуре ( плотность электронов как функция расстояния от центра и оценка комковатости) может быть получена путем выполнения обратного преобразования Лапласа на частотный спектр.

Известные регионы [ править ]

На оптическом изображении (слева) видны облака газа и пыли в туманности Ориона ; На инфракрасном изображении (справа) видны новые звезды, сияющие внутри.

Известные галактические области H II включают туманность Ориона, туманность Эта Киля и комплекс Berkeley 59 / Cepheus OB4 . [34] Туманность Ориона, примерно в 500  пк (1500 световых лет) от Земли, является частью OMC-1 , гигантского молекулярного облака, которое, если оно будет видимым, заполнит большую часть созвездия Ориона . [12] туманность Конская Голова и Петля Барнарда две другие светящимися части этого облака газа. [35] Туманность Ориона на самом деле представляет собой тонкий слой ионизированного газа на внешней границе облака OMC-1. Звезды скопления Трапеции , и особенноθ 1 Orionis , ответственны за эту ионизацию. [12]

Большое Магелланово Облако , спутник галактика Млечного Пути около 50 кпсов ( 160 тысяч световых лет ), содержит гигантскую Н II области под названием Туманность Тарантула . 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, чем у Солнца - звезды OB и 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 произошла на окраине туманности Тарантул. [32]

Другая гигантская область H II - NGC 604 расположена в спиральной галактике M33 , которая находится на 817 кпк (2,66 миллиона световых лет). NGC 604 имеет размер примерно 240 × 250 пк ( 800 × 830 световых лет ) в поперечнике и 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 яркое рентгеновское излучение. Общая масса горячего газа в NGC 604 составляет около 6000 солнечных масс. [33]

Текущие проблемы [ править ]

Трехраздельная туманность на разных длинах волн

Как и в случае планетарных туманностей, оценки содержания элементов в областях H II подвержены некоторой неопределенности. [37] Есть два разных способа определения содержания металлов (в данном случае металлы - это элементы, отличные от водорода и гелия) в туманностях, которые полагаются на разные типы спектральных линий, и иногда наблюдаются большие расхождения между результатами, полученными из два метода. [36] Некоторые астрономы объясняют это наличием небольших колебаний температуры 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 является значительным: 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 сильно закрыто 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]

См. Также [ править ]

Ссылки [ править ]

  1. ^ Ян Ридпат (2012). Словарь по астрономии: область H II (2-е изд.). Издательство Оксфордского университета. DOI : 10.1093 / acref / 9780199609055.001.0001 . ISBN 9780199609055. Проверено 24 декабря 2015 года .
  2. ^ "Пузыри новых звезд" . www.eso.org . Проверено 8 февраля 2019 .
  3. ^ "Тепловое радиоизлучение из регионов HII" . Национальная радиоастрономическая обсерватория (США) . Проверено 7 октября +2016 .
  4. Перейти ↑ Harrison, TG (1984). «Туманность Ориона - где она находится в истории». Ежеквартальный журнал Королевского астрономического общества . 25 : 65–79. Bibcode : 1984QJRAS..25 ... 65H .
  5. ^ Б с д е е г Андерсона, ЛД; Bania, TM; Джексон, JM; и другие. (2009). «Молекулярные свойства галактических областей HII». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 181 (1): 255–271. arXiv : 0810.3685 . Bibcode : 2009ApJS..181..255A . DOI : 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. DOI : 10.1093 / acref / 9780199609055.001.0001 . ISBN 978-0-19-960905-5.
  8. ^ Huggins, W .; Миллер, Вашингтон (1864 г.). «О спектрах некоторых туманностей» . Философские труды Лондонского королевского общества . 154 : 437–444. Bibcode : 1864RSPT..154..437H . DOI : 10,1098 / rstl.1864.0013 .
  9. ^ Теннисон, Джонатан (2005). Астрономическая спектроскопия: введение в атомную и молекулярную физику астрономических спектров . Imperial College Press. С. 99–102. ISBN 978-1-86094-513-7.
  10. ^ Рассел, HN ; Дуган, РС; Стюарт, JQ (1927). Астрономия II Астрофизика и звездная астрономия . Бостон: Ginn & Co., стр. 837.
  11. ^ Боуэн, IS (1928). «Происхождение линий туманностей и строение планетарных туманностей». Астрофизический журнал . 67 : 1–15. Bibcode : 1928ApJ .... 67 .... 1B . DOI : 10.1086 / 143091 .
  12. ^ а б в г е О'Делл, CR (2001). «Туманность Ориона и связанное с ней население» (PDF) . Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 39 (1): 99–136. Bibcode : 2001ARA & A..39 ... 99O . DOI : 10.1146 / annurev.astro.39.1.99 .
  13. ^ a b c Пудриц, Ральф Э. (2002). «Кластерное звездообразование и происхождение звездных масс» . Наука . 295 (5552): 68–75. Bibcode : 2002Sci ... 295 ... 68P . DOI : 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 . DOI : 10.1086 / 168300 .
  15. ^ Альварес, Массачусетс; Bromm, V .; Шапиро, PR (2006). «Область H II первой звезды». Астрофизический журнал . 639 (2): 621–632. arXiv : astro-ph / 0507684 . Bibcode : 2006ApJ ... 639..621A . DOI : 10.1086 / 499578 .
  16. ^ Бок, Барт Дж .; Рейли, Эдит Ф. (1947). «Маленькие темные туманности». Астрофизический журнал . 105 : 255–257. Bibcode : 1947ApJ ... 105..255B . DOI : 10.1086 / 144901 .
  17. ^ Бок, Барт Дж. (1948). «Размеры и массы темных туманностей». Монографии Гарвардской обсерватории . 7 (7): 53–72. Bibcode : 1948HarMo ... 7 ... 53B .
  18. ^ Юн, JL; Клеменс, Д.П. (1990). «Звездообразование в маленьких шариках - Барт Бок был прав». Астрофизический журнал . 365 : 73–76. Bibcode : 1990ApJ ... 365L..73Y . DOI : 10.1086 / 185891 .
  19. ^ Stahler, S .; Палла, Ф. (2004). Формирование звезд . Wiley VCH. DOI : 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 обследований протопланетных дисков в Большой туманности Ориона" . Астрономический журнал . 136 (5): 2136–2151. Bibcode : 2008AJ .... 136.2136R . DOI : 10.1088 / 0004-6256 / 136/5/2136 .
  21. ^ О'делл, CR; Вэнь, Чжэн (1994). "Снимки ядра туманности Ориона, полученные космическим телескопом Хаббла после ремонта: объекты Проплида, Хербига-Аро и измерения околозвездного диска". Астрофизический журнал . 436 (1): 194–202. Bibcode : 1994ApJ ... 436..194O . DOI : 10.1086 / 174892 .
  22. ^ a b Флинн, Крис (2005). «Лекция 4Б: Примеры радиации (регионы HII)» . Архивировано из оригинала на 2014-08-21 . Проверено 14 мая 2009 .
  23. ^ Кобульницкий, Генри А .; Джонсон, Келси Э. (1999). «Сигнатуры самых молодых звездообразований: оптически толстые источники теплового тормозного излучения в Хениз 2–10». Астрофизический журнал . 527 (1): 154–166. arXiv : astro-ph / 9907233 . Bibcode : 1999ApJ ... 527..154K . DOI : 10.1086 / 308075 .
  24. ^ Heiles, C .; Chu, Y.-H .; Троланд, TH (1981). «Напряженность магнитного поля в областях H II S117, S119 и S264». Письма в астрофизический журнал . 247 : L77 – L80. Bibcode : 1981ApJ ... 247L..77H . DOI : 10.1086 / 183593 .
  25. ^ Карлквист, P; Kristen, H .; Гам, GF (1998). «Винтовые структуры в хоботе слона Розетки». Астрономия и астрофизика . 332 : L5 – L8. Bibcode : 1998a & A ... 332L ... 5C .
  26. ^ "В шторм" . www.spacetelescope.org . Проверено 5 сентября 2016 года .
  27. ^ Таунсли, LK; 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 ... 15T . DOI : 10.1088 / 0067-0049 / 194/1/15 .
  28. ^ Таунсли, LK; 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 . DOI : 10.1086 / 376692 .
  29. ^ Шейвер, Пенсильвания; Макги, RX; Ньютон, Л. М.; Дэнкс, AC; Потташ, SR (1983). «Градиент галактического изобилия» . MNRAS . 204 : 53–112. Bibcode : 1983MNRAS.204 ... 53S . DOI : 10.1093 / MNRAS / 204.1.53 .
  30. ^ a b 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 : 2008MNRAS.385.1965H . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2007.12740.x .
  31. ^ Oosterloo, T .; Morganti, R .; Сэдлер, Э.М.; Фергюсон, А .; ван дер Хюльст, JM; 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 . Тихоокеанское астрономическое общество. п. 486. arXiv : astro-ph / 0310632 . Bibcode : 2004IAUS..217..486O .
  32. ^ a b Таунсли, Лейса К .; 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 . DOI : 10.1086 / 500532 .
  33. ^ a b Туллманн, Ральф; Gaetz, Terrance J .; Плуцинский, Пол П .; и другие. (2008). "Обзор M33 (ChASeM33), проведенный chandra ACIS: исследование горячей ионизированной среды в NGC 604". Астрофизический журнал . 685 (2): 919–932. arXiv : 0806.1527 . Bibcode : 2008ApJ ... 685..919T . DOI : 10.1086 / 591019 .
  34. ^ Majaess, DJ; 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 переменных звезд . 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 : 2006MNRAS.369.1201W . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2006.10356.x .
    • Heiles, Карл; Хаффнер, Л. М.; Рейнольдс, RJ; Тафт, SL (2000). «Физические условия, температура зерна и улучшенные очень мелкие зерна в петле Барнарда». Астрофизический журнал . 536 (1): 335–. arXiv : astro-ph / 0001024 . Bibcode : 2000ApJ ... 536..335H . DOI : 10.1086 / 308935 .
  36. ^ a b 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..398L . DOI : 10.1086 / 587503 .
  37. ^ а б Цамис Ю.Г .; Барлоу, MJ; Лю, XW .; и другие. (2003). «Тяжелые элементы в областях H II Галактического и Магелланового Облаков: линии рекомбинации против содержания запрещенных линий». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 338 (3): 687–710. arXiv : astro-ph / 0209534 . Bibcode : 2003MNRAS.338..687T . DOI : 10.1046 / j.1365-8711.2003.06081.x .
  38. ^ Straizys, V .; Cernis, K .; Бартасюте, С. (2001). «Межзвездное вымирание в районе туманности Калифорния» (PDF) . Астрономия и астрофизика . 374 (1): 288–293. Бибкод : 2001A & A ... 374..288S . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20010689 .

Внешние ссылки [ править ]

  • Хаббловские изображения туманностей, включая несколько областей H II
  • Информация от SEDS
  • Примечания к курсу астрономии Гарварда по регионам H II
  • Область H II в Британской энциклопедии