Из Википедии, бесплатной энциклопедии
  (Перенаправлен с звезды O )
Перейти к навигации Перейти к поиску
Относительный размер звезд О-типа по сравнению с другими звездами главной последовательности

О-типа звезда является горячим, сине-белой звездой из спектрального типа O в системе классификации Йеркской , используемой астрономами . У них температура превышает 30 000 кельвинов (К). Звезды этого типа имеют сильные линии поглощения ионизированного гелия, сильных линий других ионизированных элементов и водорода и нейтральных линий гелия слабее спектрального типа B .

Звезды этого типа очень редки, но поскольку они очень яркие, их можно увидеть на больших расстояниях, а четыре из 90 самых ярких звезд, наблюдаемых с Земли, относятся к типу O. [примечание 1] Из-за своей большой массы звезды O-типа довольно быстро заканчивают свою жизнь в результате сильных взрывов сверхновых , в результате чего образуются черные дыры или нейтронные звезды . Большинство из этих звезд - молодые массивные звезды главной последовательности , звезды-гиганты или сверхгиганты, но центральные звезды планетарных туманностей , старые маломассивные звезды, находящиеся ближе к концу своей жизни, также обычно имеют O-спектр.

Звезды О-типа , как правило , расположены в районах активного формирования звезд , таких , как спиральные рукава одного спиральной галактики или пары галактик , проходящих столкновение и слияние (например, в антеннах галактик ). Эти звезды освещают любой окружающий материал и в значительной степени ответственны за отчетливую окраску рукавов галактики. Кроме того, звезды O-типа часто встречаются в нескольких звездных системах, где их эволюцию труднее предсказать из-за переноса массы и возможности взрыва составляющих звезд как сверхновых в разное время.

Классификация [ править ]

Звезды O-типа классифицируются по относительной силе определенных спектральных линий. [1] Ключевыми линиями являются заметные линии He + при 454,1 нм и 420,0 нм, которые варьируются от очень слабых при O9,5 до очень сильных в O2 – O7, и линии He 0 при 447,1 нм и 402,6 нм, которые варьируются от отсутствия в O2 / 3 до заметного в O9.5. Класс O7 определяется там, где линии He + с длиной волны 454,1 нанометра и линии He 0 с длиной волны 447,1 нанометра имеют одинаковую силу. Самые горячие звезды O-типа имеют настолько слабые нейтральные линии He, что их приходится разделять по относительной силе линий N 2+ и N 3+ . [2]

Классы светимости звезд O-типа определяются по относительной силе эмиссионных линий He + и некоторых ионизированных линий азота и кремния . Они обозначаются суффиксом «f» на спектральном типе, где только «f» указывает на излучение N 2+ и He + , «(f)» означает, что излучение He слабое или отсутствует, «((f))» означает Эмиссия N слабая или отсутствует, «f *» указывает на добавление очень сильной эмиссии N 3+ , а «f +» - на присутствие Si 3+.эмиссия. Звезды главной последовательности класса светимости V обычно имеют слабые или отсутствующие эмиссионные линии, при этом гиганты и сверхгиганты демонстрируют возрастающую силу эмиссионных линий. В O2 – O4 разница между звездами главной последовательности и сверхгигантами невелика и может даже не отражать истинную светимость или эволюционные различия. В промежуточных классах O5 – O8 различие между главной последовательностью O ((f)), гигантами O (f) и сверхгигантами Of четко определено и представляет собой определенное увеличение светимости. Возрастающая сила излучения Si 3+ также является индикатором увеличения светимости, и это основное средство присвоения классов светимости звездам позднего O-типа. [3]

Звезды типов от O3 до O8 классифицируются как подтип Vz класса светимости, если они имеют особенно сильную линию ионизированного гелия 468,6 нм. Считается, что присутствие этой линии указывает на крайнюю молодость; «z» означает нулевой возраст. [4]

Чтобы помочь с классификацией звезд O-типа, приведены стандартные примеры для большинства определенных типов. В следующей таблице даны по одной из стандартных звезд для каждого спектрального класса. В некоторых случаях стандартная звезда не была определена. Для спектральных классов от O2 до O5.5 сверхгиганты не делятся на подтипы Ia / Iab / Ib. Субгигант спектральные типы не определены для типов O2, O2.5 или O3. Классы светимости ярких гигантов не определены для звезд горячее O6. [5]

Звезды-спектральные стандарты класса O [5]
VzVIVIIIIIяIbIabЯ
O2BI 253 [2]HD 269810 [2]HD 93129 Aa / Ab
O3HD 64568подлежит уточнениюподлежит уточнениюCyg OB2-7
O3.5HD 93128HD 93129 B [2]Письмо 24-17Шер 18
O4HD 96715HD 46223HD 93250СТ 2-22 [2]HD 15570
O4.5подлежит уточнениюHD 15629HD 193682подлежит уточнениюCyg OB2-9
O5HD 46150HDE 319699HD 168112HD 93843КПД -47 2963 АВ
O5.5подлежит уточнениюHD 93204подлежит уточнениюподлежит уточнениюCyg OB2-11
O6HD 42088ALS 4880HD 101190 Aa / AbHDE 338931HDE 229196подлежит уточнениюподлежит уточнениюHD 169582
O6.5HD 91572HD 12993HDE 322417HD 152733 Aa / AbHD 157857подлежит уточнениюподлежит уточнениюHD 163758
O7HD 97966HD 93146ALS 12320Cyg OB2-4 AHD 94963HD 69464подлежит уточнениюподлежит уточнению
O7.5HD 152590HD 35619HD 97319HD 163800HD 34656HD 176039 Sgeподлежит уточнению
O8HDE 305539HD 101223HD 94024λ Ори А63 Оф.БД-11 ° 4586HD 225160HD 151804
O8.5HD 14633 Aa / AbHD 46966 Aa / AbHD 114737 A / BHD 75211HD 125241подлежит уточнениюHDE 303492
O910 ЛакHD 93028HD 93249 Aτ CMa Aa / Ab19 белых грибовHD 202124α кулачок
O9.2HD 46202HD 96622HD 16832ALS 11761HD 76968HD 218915HD 152424
O9.5AE Aur , μ ColHD 192001HD 96264δ Ори Aa / Abподлежит уточнениюHD 188209подлежит уточнению
O9.7υ ОриHD 207538HD 189957HD 68450HD 47432μ НорGS Mus

Характеристики [ править ]

Тройная туманность (М20) ваяются и освещенная светящейся звездой O7.5III видимой в ее центре в этом инфракрасном изображении.

Звезды O-типа горячие и светящиеся. Они имеют характерную температуру поверхности от 30 000 до 52 000 К, излучают интенсивный ультрафиолетовый свет и поэтому выглядят в видимой области спектра как голубовато-белые. Из-за их высоких температур светимость звезд О-типа главной последовательности колеблется от 10 000 солнечных до примерно 1 000 000 раз, у гигантов - от 100 000 солнечных до более 1 000 000 и сверхгигантов - от 200 000 солнечных до нескольких миллионов. [6]

Другие звезды в том же температурном диапазоне включают редкие субкарликовые звезды O-типа ( sdO ), центральные звезды планетарных туманностей (CSPNe) и белые карлики . Белые карлики имеют свою собственную схему спектральной классификации, но многие CSPNe имеют спектры O-типа. Даже эти небольшие маломассивные субкарлики и CSPNe имеют светимость в несколько сотен или тысяч раз больше, чем Солнце. Звезды sdO-типа обычно имеют несколько более высокую температуру, чем массивные звезды O-типа, до 100000K. [7]

Звезды O-типа представляют собой самые высокие массы звезд на главной последовательности. Самые крутые из них имеют начальную массу примерно в 16 раз больше Солнца. [8] Неясно, каков будет верхний предел массы звезды O-типа. На уровнях солнечной металличности звезды не должны образовываться с массами выше 120–150 масс Солнца, но при более низкой металличности этот предел намного выше. Звезды O-типа образуют лишь небольшую часть звезд главной последовательности, и подавляющее большинство из них находятся в нижней части диапазона масс. Самые массивные и самые горячие типы O3 и O2 встречаются крайне редко, были определены только в 1971 [9] и 2002 [2].соответственно, и всего известно лишь несколько. Звезды-гиганты и сверхгиганты несколько менее массивны, чем самые массивные звезды O-типа на главной последовательности, из-за потери массы, но все же остаются одними из самых массивных известных звезд.

Скорость образования звезд класса O нельзя наблюдать напрямую, но можно получить начальные функции масс (IMF), которые моделируют наблюдения существующих звездных популяций и, в частности, молодых звездных скоплений. В зависимости от выбранного ММП звезды класса O образуются со скоростью одна из нескольких сотен звезд главной последовательности. [10] Поскольку светимость этих звезд увеличивается непропорционально их массе, у них соответственно короче продолжительность жизни. Самые массивные из них проводят на главной последовательности менее миллиона лет и взрываются как сверхновые через три или четыре миллиона лет. Наименее светящиеся звезды O-типа могут оставаться на главной последовательности около 10 миллионов лет, но в течение этого времени медленно остывают и становятся ранними звездами B-типа. Ни одна массивная звезда не остается со спектральным классом O более 5–6 миллионов лет. [6] [8] Хотя звезды sdO и CSPNe являются маломассивными звездами возрастом в миллиарды лет, время, проведенное на этом этапе их жизни, чрезвычайно короткое, порядка 10 000 000 лет. [11] присутствует функция масс дняможно непосредственно наблюдать, и в окрестностях Солнца менее одной из 2000000 звезд относится к классу O. По разным оценкам, от 0,00003% (0,00002%, если включены белые карлики) и 0,00005% звезд, относящихся к классу O. [12] [13 ]

Было подсчитано, что в галактике около 20 000 массивных звезд O-типа. Вероятно, маломассивные звезды sdO и CSPNe O-типа встречаются чаще, хотя и менее ярки, и поэтому их труднее найти. Несмотря на их короткое время жизни, они считаются нормальными стадиями эволюции обычных звезд, лишь немного массивнее Солнца.

Структура [ править ]

Цикл CNO, приводящий в движение массивные звезды O-типа.
Структура звезд малой, средней и большой массы. M указывает массы Солнца .

Звезды главной последовательности O-типа подпитываются ядерным синтезом , как и все звезды главной последовательности. Однако большая масса звезд O-типа приводит к чрезвычайно высоким температурам ядра . При этих температурах синтез водорода с циклом CNO доминирует в производстве энергии звезды и потребляет ее ядерное топливо с гораздо большей скоростью, чем у маломассивных звезд, которые синтезируют водород преимущественно с протон-протонным циклом . Большое количество энергии, генерируемой звездами O-типа, не может быть достаточно эффективно излучено из ядра, и, следовательно, они испытывают конвекцию в своих ядрах. В радиационных зонах звезд О-типа происходят между сердечником ифотосфера . Это смешивание материала ядра с верхними слоями часто усиливается быстрым вращением и оказывает драматическое влияние на эволюцию звезд O-типа. Они начинают медленно расширяться и проявлять гигантские или сверхгигантские характеристики, все еще сжигая водород в своих ядрах, а затем могут оставаться голубыми сверхгигантами в течение большей части времени во время горения гелиевого ядра. [8]

Поперечное сечение звезды типа sdO, показывающее горение инертного ядра и гелиевой оболочки

Звезды sdO-типа и CSPNe имеют существенно разную структуру, хотя они имеют широкий спектр характеристик, и не совсем понятно, как все они образуются и развиваются. Считается, что у них выродившиеся ядра, которые в конечном итоге станут белыми карликами. Вне ядра звезды в основном состоят из гелия с тонким слоем водорода, который быстро теряется из-за сильного звездного ветра. У этого типа звезд может быть несколько разных источников, но, по крайней мере, у некоторых из них есть область, где гелий плавится в оболочке, которая увеличивает ядро ​​и обеспечивает высокую светимость этих маленьких звезд. [14]

Эволюция [ править ]

Эволюционные треки на диаграмме HR. 15 М ☉ и 60 M ☉ дорожки являются типичными для массивных звезд О-типа.

В жизненном цикле звезд O-типа различная металличность и скорость вращения вносят значительные вариации в их эволюцию, но основы остаются теми же. [8]

Звезды O-типа начинают медленно двигаться от главной последовательности нулевого возраста почти сразу, постепенно становясь холоднее и немного ярче. Хотя их можно спектроскопически охарактеризовать как гигантов или сверхгигантов, они продолжают сжигать водород в своих ядрах в течение нескольких миллионов лет и развиваются совершенно иначе, чем звезды с малой массой, такие как Солнце. Большинство звезд главной последовательности O-типа будут эволюционировать более или менее горизонтально на диаграмме HR до более низких температур, становясь голубыми сверхгигантами. Зажигание гелия в ядре происходит плавно, когда звезды расширяются и остывают. Существует ряд сложных фаз, зависящих от точной массы звезды и других начальных условий, но звезды O-типа с наименьшей массой в конечном итоге эволюционируют в красных сверхгигантов.при этом все еще сжигая гелий в своих ядрах. Если они сначала не взорвутся как сверхновые, они потеряют свои внешние слои и снова станут более горячими, иногда проходя через ряд синих петель, прежде чем, наконец, достичь стадии Вольфа – Райе .

Более массивные звезды, первоначально звезды главной последовательности более горячие, чем около O9, никогда не становятся красными сверхгигантами, потому что сильная конвекция и высокая светимость слишком быстро сдувают внешние слои. Звезды 25–60 M ☉ могут стать желтыми гипергигантами, прежде чем либо взорваться как сверхновая, либо вернуться к более высоким температурам. Выше примерно 60 M ☉ звезды O-типа эволюционируют через короткий синий гипергигант или светящуюся синюю переменную фазу непосредственно к звездам Вольфа – Райе. Самые массивные звезды O-типа развивают спектральный класс WNLh, поскольку они начинают конвекцию материала от ядра к поверхности, и это самые яркие звезды из всех существующих.

Звезды с низкой и средней массой стареют совершенно по-другому: через фазы красного гиганта , горизонтальную ветвь , асимптотическую ветвь гигантов (AGB) и затем фазы после AGB . Эволюция после AGB обычно включает в себя резкую потерю массы, иногда оставляя планетарную туманность и оставляя все более горячие обнаженные звездные недра. Если остается достаточно гелия и водорода, эти маленькие, но очень горячие звезды имеют спектр O-типа. Их температура повышается до тех пор, пока не прекратится горение оболочки и потеря массы, а затем они остывают, превращаясь в белых карликов.

При определенных массах или химическом составе, или, возможно, в результате двойных взаимодействий, некоторые из этих звезд с меньшей массой становятся необычно горячими во время горизонтальной ветви или фаз AGB. Причин может быть несколько, но не совсем понятные, в том числе слияние звезд или очень поздние тепловые импульсы, повторно зажигающие звезды после AGB. Они выглядят как очень горячие OB-звезды, но с умеренной яркостью и ниже главной последовательности. Существуют горячие субкарлики O (sdO) и B (sdB), хотя они могут развиваться совершенно по-разному. Звезды sdO-типа имеют довольно нормальный O-спектр, но их светимость примерно в тысячу раз больше, чем у Солнца.

Примеры [ править ]

Звезды O-типа редки, но светятся, поэтому их легко обнаружить, и есть ряд примеров невооруженным глазом.

Основная последовательность [ править ]

Самая яркая звезда в скоплении Трапеция - звезда O7V θ1 Ориона C. Остальные три - звезды главной последовательности B0,5 и B1.
Основная статья: звезда главной последовательности O-типа
  • 9 Стрельцов
  • 10 Ласертов
  • AE Возничий
  • BI 253
  • Дельта Чирчини
  • HD 93205 (V560 Кили)
  • Му Колумба
  • Сигма Орионис
  • Theta1 Orionis C
  • ВФТС 102
  • Зета Змееносец

Гиганты [ править ]

Альнитак - тройная звездная система со сверхгигантом O9.7 и гигантом O9, а также гигантом B0. Эти звезды освещают близлежащую Пламенную туманность .
Основная статья: Голубой гигант
  • Йота Орионис
  • LH54-425
  • Meissa
  • Звезда Пласкетта
  • Си Персей
  • Минтака
  • HD 164492 A

Сверхгиганты [ править ]

Основная статья: Синий сверхгигант
  • 29 Canis Majoris
  • Альнитак
  • Альфа Камелопардалис
  • Лебедь X-1
  • Тау Canis Majoris
  • Zeta Puppis

Центральные звезды планетарных туманностей [ править ]

Центральная звезда NGC 6826 - это маломассивная звезда O6.
  • NGC 2392 (O6)
  • IC 418 (O7fp)
  • NGC 6826 (O6fp)

Подкарлики [ править ]

Основная статья: Субкарликовая звезда O
  • HD 49798 (SDO6P)

Местоположение [ править ]

Звезда O-типа на Цефея B, HD 217086, освещает молекулярное облако ультрафиолетовым излучением, отбрасывая его назад и сжимая, вызывая образование новых звезд.

Спиральные рукава [ править ]

Звезды главной последовательности O-типа имеют тенденцию появляться в рукавах спиральных галактик. Это потому, что, когда спиральный рукав движется в пространстве, он сжимает любые молекулярные облака на своем пути. Первоначальное сжатие этих молекулярных облаков приводит к образованию звезд, некоторые из которых являются звездами O- и B-типов . Кроме того, поскольку эти звезды имеют более короткий срок жизни, они не могут перемещаться на большие расстояния до своей смерти и поэтому остаются в спиральном рукаве, в котором они образовались, или относительно близко к нему. С другой стороны, менее массивные звезды живут дольше и поэтому находятся по всему галактическому диску , в том числе между спиральными рукавами.

O / OB ассоциации [ править ]

Звездные ассоциации - это группы звезд, которые не связаны гравитацией с самого начала своего образования. Звезды в звездных ассоциациях перемещаются друг от друга так быстро, что гравитационные силы не могут удержать их вместе. В молодых звездных ассоциациях большая часть света исходит от звезд O- и B-типов, поэтому такие ассоциации называются OB-ассоциациями .

Молекулярные облака [ править ]

Рождение звезды O-типа в молекулярном облаке оказывает разрушительное воздействие на облако, но также может спровоцировать образование новых звезд. Звезды O-типа испускают обильное количество ультрафиолетового излучения, которое ионизирует газ в облаке и отталкивает его. [15] Звезды O-типа также имеют мощные звездные ветры со скоростью в тысячи километров в секунду, которые могут надуть пузырь в молекулярном облаке вокруг звезды. [16] Звезды O-типа при смерти взрываются как сверхновые, высвобождая огромное количество энергии, способствуя разрушению молекулярного облака. [17]Эти эффекты рассеивают оставшийся молекулярный материал в области звездообразования, в конечном итоге останавливая рождение новых звезд и, возможно, оставляя после себя молодое рассеянное скопление .

Тем не менее, до того, как облако разрушится, сметание материала расширяющимся пузырем (так называемое "Собрать и схлопнуться") или сжатие существующих облаков (так называемое "Имплозия под действием излучения") может привести к рождению новых звезд. Свидетельства инициированного звездообразования наблюдались в ряде областей звездообразования, таких как Цефей B и туманность Слоновий хобот (где она может составлять 14–25% звезд). [18] [19]

Заметки [ править ]

  1. ^ Эти четыре звезды - Гамма Велорум , Альнитак (Зета Орионис), Минтака (Дельта Ориона) и Дзета Щенки .

Ссылки [ править ]

  1. ^ Walborn, NR; Фитцпатрик, Э.Л. (1990). «Современная оптическая спектральная классификация звезд OB - Цифровой атлас» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 102 : 379. Bibcode : 1990PASP..102..379W . DOI : 10.1086 / 132646 .
  2. ^ a b c d e f Уолборн, Северная Каролина; Ховарт, штат ИД; Леннон, диджей; Massey, P .; Ой, MS; Моффат, AFJ; Skalkowski, G .; Моррелл, штат Нью-Йорк; Drissen, L .; Паркер, JW (2002). «Новая система спектральной классификации самых ранних O-звезд: определение типа O2» (PDF) . Астрономический журнал . 123 (5): 2754. Bibcode : 2002AJ .... 123.2754W . DOI : 10.1086 / 339831 .
  3. ^ Маркова, Н .; Puls, J .; Scuderi, S .; Simon-Diaz, S .; Эрреро, А. (2011). «Спектроскопические и физические параметры галактических звезд O-типа. I. Влияние вращения и спектральная разрешающая способность в спектральной классификации карликов и гигантов». Астрономия и астрофизика . 530 : A11. arXiv : 1103.3357 . Bibcode : 2011A & A ... 530A..11M . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201015956 . S2CID 118686731 . 
  4. ^ Ариас, Юлия I .; Walborn, Nolan R .; Симон Диас, Серхио; Barbá, Rodolfo H .; Маис Апелланис, Хесус; Сабин-Санджулиан, Каролина; Гамен, Роберто Ч .; Моррелл, Нидия I .; Сота, Альфредо; Марко, Ампаро; Негеруэла, Игнасио; Leão, João RS; Эрреро, Артемио; Альфаро, Эмилио Дж. (2016). "Спектральная классификация и свойства OVz-звезд в Спектроскопическом обзоре O-звезд Галактики (GOSSS)". Астрономический журнал . 152 (2): 31. arXiv : 1604.03842 . Bibcode : 2016AJ .... 152 ... 31A . DOI : 10.3847 / 0004-6256 / 152/2/31 . S2CID 119259952 . 
  5. ^ a b Maíz Apellániz, J .; Сота, А .; Ариас, JI; Barbá, RH; Walborn, NR; Simón-Díaz, S .; Negueruela, I .; Марко, А .; Леао, JRS; Herrero, A .; Gamen, RC; Альфаро, EJ (2016). "Спектроскопический обзор галактических O-звезд (GOSSS). III. 142 Дополнительные системы O-типа". Серия дополнений к астрофизическому журналу . 224 (1): 4. arXiv : 1602.01336 . Bibcode : 2016ApJS..224 .... 4M . DOI : 10.3847 / 0067-0049 / 224/1/4 . S2CID 55658165 . 
  6. ^ a b Карстен Вайднер; Джорик Винк (2010). «Массы и несовпадение масс звезд O-типа». Астрономия и астрофизика . 524 : A98. arXiv : 1010.2204 . Бибкод : 2010A & A ... 524A..98W . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201014491 . S2CID 118836634 . 
  7. ^ Аллер, А .; Миранда, LF; Ulla, A .; Vázquez, R .; Guillén, PF; Olguín, L .; Rodríguez-López, C .; Thejll, P .; Oreiro, R .; Manteiga, M .; Перес, Э. (2013). «Обнаружение мультиоболочечной планетарной туманности вокруг горячей субкарликовой звезды O-типа 2MASS J19310888 + 4324577». Астрономия и астрофизика . 552 : A25. arXiv : 1301,7210 . Bibcode : 2013A & A ... 552A..25A . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201219560 . S2CID 59036773 . 
  8. ^ a b c d Meynet, G .; Мейдер, А. (2003). «Звездная эволюция с вращением». Астрономия и астрофизика . 404 (3): 975–990. arXiv : astro-ph / 0304069 . Бибкод : 2003A & A ... 404..975M . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20030512 . S2CID 17546535 . 
  9. ^ Walborn, NR (1971). "Очень ранние звезды O около Eta Carinae". Астрофизический журнал . 167 : L31. Bibcode : 1971ApJ ... 167L..31W . DOI : 10.1086 / 180754 .
  10. ^ Крупа, Павел; Вайднер, Карстен; Пфламм-Альтенбург, Янв; Тиз, Инго; Дабрингхаузен, Йорг; Маркс, Майкл; Машбергер, Томас (2013). «Звездная и субзвездная функция начальной массы простых и составных популяций». Планеты, звезды и звездные системы . С. 115–242. arXiv : 1112,3340 . DOI : 10.1007 / 978-94-007-5612-0_4 . ISBN 978-94-007-5611-3. S2CID  204934137 .
  11. ^ Yu, S .; Ли, Л. (2009). «Горячие субкарлики из стабильного канала переполнения полости Роша». Астрономия и астрофизика . 503 (1): 151. arXiv : 0906.2316 . Bibcode : 2009A&A ... 503..151Y . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 200809454 . S2CID 15336878 . 
  12. ^ Ledrew, Гленн (февраль 2001). «Настоящее звездное небо». Журнал Королевского астрономического общества Канады . 95 : 32. Bibcode : 2001JRASC..95 ... 32L .
  13. ^ "Числовые плотности звезд разных типов в окрестностях Солнца" . Проверено 31 октября 2018 .
  14. ^ Джон Д. Лэндстрит; Стефано Баньюло; Лука Фоссати; Стефан Джордан; Саймон Дж. О'Тул (2012). «Магнитные поля горячих субкарликовых звезд». Астрономия и астрофизика . 541 : А100. arXiv : 1203,6815 . Бибкод : 2012A & A ... 541A.100L . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201219178 . S2CID 118474970 . 
  15. ^ Дейл, JE; и другие. (2013). «Ионизирующая обратная связь от массивных звезд в массивных скоплениях - III. Разрушение частично несвязанных облаков». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 430 (1): 234–246. arXiv : 1212.2011 . Bibcode : 2013MNRAS.430..234D . DOI : 10.1093 / MNRAS / sts592 . S2CID 118480561 . 
  16. ^ Дейл, KV; и другие. (2008). «Влияние звездных ветров на формирование протокластера». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 391 (2): 2–13. arXiv : 0808.1510 . Bibcode : 2008MNRAS.391 .... 2D . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2008.13802.x . S2CID 16227011 . 
  17. ^ Декель, А .; и другие. (2013). «Устойчивые истечения в гигантских скоплениях дисковых галактик с высоким z во время миграции и роста за счет аккреции». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 432 (1): 455–467. arXiv : 1302.4457 . Bibcode : 2013MNRAS.432..455D . DOI : 10.1093 / MNRAS / stt480 . S2CID 32488591 . 
  18. ^ Гетман, К.В. и другие. (2009). "Эволюция протопланетного диска вокруг инициированной области звездообразования Цефей B". Астрофизический журнал . 699 (2): 1454–1472. arXiv : 0904.4907 . Bibcode : 2009ApJ ... 699.1454G . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 699/2/1454 . S2CID 18149231 . 
  19. ^ Гетман, К.В. и другие. (2012). «Туманность Слоновий хобот и скопление Трамплера 37: вклад инициированного звездообразования в общее население области H II». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 426 (4): 2917–2943. arXiv : 1208,1471 . Bibcode : 2012MNRAS.426.2917G . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2012.21879.x . S2CID 49528100 .