✖


Jump to content

H II регион

NGC 604 , гигантская область H II в галактике Треугольник.

Область H II область HII — это область ионизированного межзвездного водорода атомарного или . [1] Обычно оно находится в молекулярном облаке частично ионизованного газа , в котором звездообразование недавно произошло , , с размером от одного до сотен световых лет и плотностью от нескольких до примерно миллиона частиц на кубический сантиметр. Туманность Ориона известная теперь как область H II, наблюдалась в 1610 году Николя-Клодом Фабри де Пейреском с помощью телескопа и стала первым обнаруженным подобным объектом.

Области могут иметь любую форму, поскольку распределение звезд и газа внутри них неравномерно. Недолгоживущие голубые звезды, созданные в этих регионах, излучают обильное количество ультрафиолетового света, который ионизирует окружающий газ. Области H II — иногда несколько сотен световых лет в поперечнике — часто связаны с гигантскими молекулярными облаками . Они часто выглядят комковатыми и нитевидными, иногда имеют замысловатые формы, как, например, туманность Конская Голова . В регионах H II могут рождаться тысячи звезд в течение нескольких миллионов лет. В конце концов, взрывы сверхновых и сильные звездные ветры от самых массивных звезд образовавшегося звездного скопления разгоняют газы области H II, оставляя после себя образовавшееся скопление звезд.

Области H II можно наблюдать на значительных расстояниях во Вселенной, и изучение внегалактических областей H II важно для определения расстояний и химического состава галактик . Спиральные и неправильные галактики содержат много областей H II, а эллиптические галактики их почти лишены. В спиральных галактиках, включая наш Млечный Путь , области H II сосредоточены в спиральных рукавах , тогда как в неправильных галактиках они распределены хаотично. Некоторые галактики содержат огромные области H II, которые могут содержать десятки тысяч звезд. Примеры включают область 30 Дораду в Большом Магеллановом Облаке и NGC 604 в Галактике Треугольника .

Терминология [ править ]

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

Термин H II астрономы произносят как «H два». принято «H» — химический символ водорода, а «II» — римская цифра, обозначающая 2. В астрономии 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 - это O 2+ , и т. д. [3] H II или H + , состоит из свободных протонов . Область HI состоит из нейтрального и молекулярного облака молекулярного атомарного водорода водорода H 2 . В устной дискуссии с неастрономами иногда возникает путаница между идентичными устными формами «H II» и «H 2 ».

Наблюдения [ править ]

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

Некоторые из самых ярких областей H II видны невооруженным глазом . Однако, похоже, ничего не было замечено до появления телескопа в начале 17 века. Даже Галилей не заметил туманность Ориона , когда впервые наблюдал внутри нее звездное скопление как одиночная звезда θ Ориона (ранее каталогизированное Иоганном Байером ). Французскому наблюдателю Николя-Клоду Фабри де Пейреску приписывают открытие туманности Ориона в 1610 году. [4] С тех пор в Млечном Пути и других галактиках было обнаружено большое количество областей H II. [5]

Уильям Гершель наблюдал туманность Ориона в 1774 году и позже описал ее как «несформированный огненный туман, хаотический материал будущих солнц». [6] Раньше астрономы различали «диффузные туманности » (теперь известные как области H II), которые сохраняли свой нечеткий вид при увеличении в большой телескоп, и туманности, которые можно было разделить на звезды, которые теперь известны как галактики, внешние по отношению к нашей собственной. . [7]

Подтверждения гипотезы Гершеля о звездообразовании пришлось ждать еще сто лет, когда Уильям Хаггинс вместе со своей женой Мэри Хаггинс направил свой спектроскоп на различные туманности. Некоторые, такие как Туманность Андромеды , имели спектры, весьма похожие на спектры звезд , но оказались галактиками, состоящими из сотен миллионов отдельных звезд. Другие 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 имела длину волны 500,7 нм , что не соответствовало линии ни одного известного химического элемента . Сначала предполагалось, что линия могла быть связана с неизвестным элементом, названным небулием — аналогичная идея привела к открытию гелия посредством анализа спектра Солнца в 1868 году. [9] Однако если гелий был выделен на Земле вскоре после его открытия в спектре Солнца, то небулий — нет. В начале 20-го века Генри Норрис Рассел предположил, что линия на длине волны 500,7 нм не является новым элементом, а возникла из-за знакомого элемента в незнакомых условиях. [10]

Туманность Ориона

Межзвездная материя, считающаяся плотной в астрономическом контексте, по лабораторным стандартам находится в высоком вакууме. что в газе с чрезвычайно низкой плотностью В 1920-х годах физики показали , электроны могут заселять возбужденные метастабильные энергетические уровни в атомах и ионах , которые при более высоких плотностях быстро девозбуждаются в результате столкновений. [11] Электронные переходы с этих уровней в дважды ионизованном кислороде приводят к появлению линии 500,7 нм. [12] Эти спектральные линии , которые можно увидеть только в газах очень низкой плотности, называются запрещенными линиями . Таким образом, спектроскопические наблюдения показали, что планетарные туманности состоят в основном из чрезвычайно разреженного ионизированного газообразного кислорода (OIII).

В течение 20-го 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 сроком 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 формирования новых звезд. [12] В течение нескольких миллионов лет в области H II сформируется скопление звезд, прежде чем радиационное давление горячих молодых звезд заставит туманность рассеяться. [13]

Происхождение и время жизни [ править ]

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

Предшественником области H II является гигантское молекулярное облако (GMC). ГМК — холодное (10–20 К ) и плотное облако, состоящее преимущественно из молекулярного водорода . [5] ГМК могут существовать в стабильном состоянии в течение длительных периодов времени, но ударные волны из-за сверхновых , столкновений облаков и магнитных взаимодействий могут спровоцировать их коллапс. Когда это происходит, в процессе коллапса и фрагментации облака рождаются звезды ( см. в разделе «Эволюция звезд »). более подробное описание [13]

Поскольку звезды рождаются внутри ГМО, самые массивные из них достигают температур, достаточно высоких, чтобы ионизировать окружающий газ. [5] Вскоре после образования поля ионизирующего излучения энергичные фотоны создают фронт ионизации, который проносится через окружающий газ со сверхзвуковой скоростью. На все большем и большем расстоянии от ионизирующей звезды фронт ионизации замедляется, а давление вновь ионизированного газа заставляет ионизированный объем расширяться. В конце концов фронт ионизации замедляется до дозвуковых скоростей и его настигает ударный фронт, вызванный расширением материала, выброшенного из туманности. Появился регион H II. [14]

Время жизни области H II составляет порядка нескольких миллионов лет. [15] Давление излучения горячих молодых звезд в конечном итоге вытеснит большую часть газа. На самом деле, весь процесс имеет тенденцию быть очень неэффективным: менее 10 процентов газа в области H II формируются в звезды, прежде чем остальная часть улетучится. [13] Способствуют потере газа взрывы сверхновых самых массивных звезд, которые произойдут всего через 1–2 миллиона лет.

Уничтожение звездных питомников [ править ]

Глобулы Бока в области H II IC 2944

Звезды формируются в сгустках холодного молекулярного газа, скрывающих зарождающиеся звезды. Только когда радиационное давление звезды выталкивает ее «кокон», она становится видимой. Горячие голубые звезды, которые достаточно мощны, чтобы ионизировать значительное количество водорода и сформировать 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 уничтожили материал, из которого они формируются, часто видны силуэтами на фоне остальной части ионизированной туманности. Барт Бок и Э. Ф. Рейли в 1940-х годах искали на астрономических фотографиях «относительно небольшие темные туманности», следуя предположениям о том, что звезды могут образовываться из конденсации в межзвездной среде; они нашли несколько таких «приблизительно круглых или овальных темных объектов небольшого размера», которые они назвали «глобулами», так как их называют глобулами Бока . [16] На столетнем симпозиуме Гарвардской обсерватории в декабре 1946 года Бок предположил, что эти шарики, вероятно, были местами звездообразования. [17] В 1990 году было подтверждено, что это действительно звездные места рождения. [18] Горячие молодые звезды рассеивают эти шарики, поскольку излучение звезд, питающих область H II, вытесняет вещество. В этом смысле звезды, генерирующие области H II, разрушают звездные питомники. Однако при этом может быть спровоцирован последний всплеск звездообразования, поскольку радиационное давление и механическое давление сверхновой могут сжимать глобулы, тем самым увеличивая плотность внутри них. [19]

Молодые звезды в регионах H II свидетельствуют о наличии планетных систем. обнаружил Космический телескоп Хаббл сотни протопланетных дисков ( проплидов ) в туманности Ориона. [20] По крайней мере половина молодых звезд в туманности Ориона окружена дисками газа и пыли. [21] Считается, что она содержит во много раз больше материи, чем необходимо для создания планетной системы, подобной Солнечной системе .

Характеристики [ править ]

Физические свойства [ править ]

Мессье 17 — область H II в созвездии Стрельца .

Области H II сильно различаются по своим физическим свойствам. Их размеры варьируются от так называемых ультракомпактных (UCII) областей размером всего лишь световой год или меньше, до гигантских областей H II в поперечнике в несколько сотен световых лет. [5] Их размер известен также как радиус Стромгрена и существенно зависит от интенсивности источника ионизирующих фотонов и плотности области. Их плотность колеблется от более миллиона частиц на см. 3 в ультракомпактных областях H II до всего нескольких частиц на см 3 в самых крупных и обширных регионах. Это подразумевает, что общая масса может составлять от 100 до 10 5 солнечные массы . [22]

Существуют также «сверхплотные области H II» (UDHII). [23]

В зависимости от размера области H II в ней может находиться несколько тысяч звезд. Это делает регионы 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 силой в несколько нанотесл . [24] Тем не менее, области H II почти всегда связаны с холодным молекулярным газом, происходящим из той же родительской ГМК. [5] Магнитные поля создаются этими слабыми движущимися электрическими зарядами в ионизированном газе, что позволяет предположить, что области H II могут содержать электрические поля . [25]

Звездная детская N159 — это область HII диаметром более 150 световых лет. [26]

В ряде областей H II также наблюдаются признаки того, что они пронизаны плазмой с температурой, превышающей 10 000 000 К, достаточно горячей, чтобы излучать рентгеновские лучи. Рентгеновские обсерватории, такие как Эйнштейн и Чандра, отметили диффузное рентгеновское излучение в ряде областей звездообразования, особенно в туманности Ориона, Мессье 17 и туманности Киля. [27] Горячий газ, вероятно, поставляется сильными звездными ветрами звезд О-типа, которые могут нагреваться сверхзвуковыми ударными волнами в ветрах, столкновениями ветров разных звезд или сталкивающимися ветрами, направляемыми магнитными полями. Эта плазма будет быстро расширяться, заполняя имеющиеся полости в молекулярных облаках из-за высокой скорости звука в газе при этой температуре. Он также будет просачиваться через дыры 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 эмиссии водорода, линия H-альфа при 656,3 нм, придает областям H II характерный красный цвет. (Эта линия излучения исходит от возбужденного неионизированного водорода.) H-бета также излучается, но с интенсивностью примерно 1/3 от интенсивности H-альфа. Большая часть остальной части области H II состоит из гелия со следами более тяжелых элементов. По всей галактике обнаружено, что количество тяжелых элементов в областях H II уменьшается с увеличением расстояния от центра галактики. [29] Это связано с тем, что на протяжении всей жизни галактики темпы звездообразования были выше в более плотных центральных областях, что приводило к большему обогащению этих областей межзвездной среды продуктами нуклеосинтеза .

Численность и распространение [ 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 рассеяны 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 нередки. При столкновении галактик отдельные звезды почти никогда не сталкиваются, но области GMC и H II в сталкивающихся галактиках сильно возбуждаются. [30] В этих условиях происходят огромные всплески звездообразования, настолько быстрые, что большая часть газа превращается в звезды вместо обычных 10% или меньше.

Галактики, в которых происходит такое быстрое звездообразование, известны как галактики со звездообразованием . Эллиптическая галактика после слияния имеет очень низкое содержание газа, поэтому области H II больше не могут образовываться. [30] Наблюдения XXI века показали, что очень небольшое количество областей H II вообще существует за пределами галактик. Эти межгалактические области H II могут быть остатками приливных разрушений небольших галактик, а в некоторых случаях могут представлять собой новое поколение звезд в недавно аккрецированном газе галактики. [31]

Морфология [ править ]

Смотрите также: сфера Стрёмгрена

Регионы H II бывают самых разных размеров. Они обычно комковаты и неоднородны во всех масштабах от самого маленького до самого большого. [5] Каждая звезда в области H II ионизирует примерно сферическую область окружающего газа, известную как сфера Стрёмгрена , но сочетание сфер ионизации нескольких звезд в области H II и расширение нагретой туманности в окружающие газы создают резкую градиенты плотности , которые приводят к сложным формам. [32] Взрывы сверхновых также могут формировать области H II. В некоторых случаях образование большого звездного скопления внутри области H II приводит к выемке этой области изнутри. Так обстоит дело с NGC 604 , гигантской областью H II в галактике Треугольник . [33] Для области H II, которую невозможно разрешить , некоторую информацию о пространственной структуре ( плотность электронов как функцию расстояния от центра и оценку комковатости) можно получить, выполнив обратное преобразование Лапласа в частотном спектре. .

регионы Известные ​ ​

Оптическое изображение (слева) показывает облака газа и пыли в туманности Ориона ; инфракрасное изображение (справа) показывает сияющие внутри новые звезды.

Известные галактические регионы H II включают туманность Ориона, туманность Эта Киля и комплекс Беркли 59/Цефей OB4 . [34] Туманность Ориона, расположенная примерно в 500 пк (1500 световых лет) от Земли, является частью OMC-1 , гигантского молекулярного облака, которое, если его увидеть, можно было бы увидеть заполнившим большую часть созвездия Ориона . [12] и Туманность Конская Голова Петля Барнарда — две другие освещенные части этого газового облака. [35] Туманность Ориона на самом деле представляет собой тонкий слой ионизированного газа на внешней границе облака OMC-1. Звезды скопления Трапеции , и особенно θ 1 Orionis , ответственны за эту ионизацию. [12]

Большое Магелланово Облако , галактика-спутник Млечного Пути на расстоянии около 50 кпк ( 160 тысяч световых лет ), содержит гигантскую область H II, называемую туманностью Тарантул . 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 туманности Ориона и формирует тысячи звезд, некоторые из которых имеют массу более чем в 100 раз больше солнечной, — звезды OB и Вольфа-Райе . Если бы туманность Тарантул находилась так же близко к Земле, как туманность Ориона, она сияла бы так же ярко, как полная луна на ночном небе. Сверхновая SN 1987A произошла на окраине туманности Тарантул. [32]

Еще одна гигантская область H II — NGC 604 расположена в спиральной галактике M33 , которая находится на расстоянии 817 кпк (2,66 миллиона световых лет). Имея размеры примерно 240 × 250 пк ( 800 × 830 световых лет ) в поперечнике, NGC 604 является второй по массе областью H II в Местной группе после туманности Тарантул, хотя по размеру она немного больше последней. Она содержит около 200 горячих OB-звезд и звезд Вольфа-Райе, которые нагревают газ внутри себя 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 видна на разных длинах волн

Как и в случае с планетарными туманностями, оценки содержания элементов в регионах H II подвержены некоторой неопределенности. [37] Существует два разных способа определения содержания металлов (металлами в данном случае являются элементы, отличные от водорода и гелия) в туманностях, которые основаны на разных типах спектральных линий, и иногда между результатами, полученными этими двумя методами, наблюдаются большие расхождения. . [36] Некоторые астрономы объясняют это наличием небольших колебаний температуры в регионах 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, чтобы объяснить наблюдения. [37]

Полные детали массивного звездообразования в регионах H II еще недостаточно известны. Две основные проблемы препятствуют исследованиям в этой области. Во-первых, расстояние от Земли до крупных областей H II значительно: 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 глубоко скрыто 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). Астрономический словарь: регион H II (2-е изд.). Издательство Оксфордского университета. doi : 10.1093/acref/9780199609055.001.0001 . ISBN  9780199609055 . Проверено 24 декабря 2015 г.
  2. ^ «Пузыри новых звезд» . www.eso.org . Проверено 8 февраля 2019 г.
  3. ^ «Тепловое радиоизлучение областей HII» . Национальная радиоастрономическая обсерватория (США) . Архивировано из оригинала 27 сентября 2016 года . Проверено 7 октября 2016 г.
  4. ^ Харрисон, Т.Г. (1984). «Туманность Ориона — где она находится в истории». Ежеквартальный журнал Королевского астрономического общества . 25 : 65–79. Бибкод : 1984QJRAS..25...65H .
  5. ^ Jump up to: Перейти обратно: а б с д и ж г Андерсон, LD; Баня, ТМ; Джексон, Дж. М.; и др. (2009). «Молекулярные свойства галактических областей HII». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 181 (1): 255–271. arXiv : 0810.3685 . Бибкод : 2009ApJS..181..255A . дои : 10.1088/0067-0049/181/1/255 . S2CID   10641857 .
  6. ^ Джонс, Кеннет Глин (1991). Туманности Мессье и звездные скопления . Издательство Кембриджского университета. п. 157. ИСБН  978-0-521-37079-0 .
  7. ^ Ридпат, Ян (2012). «Диффузионная туманность» . Словарь астрономии . Издательство Оксфордского университета. doi : 10.1093/acref/9780199609055.001.0001 . ISBN  978-0-19-960905-5 .
  8. ^ Хаггинс, В.; Миллер, Вашингтон (1864 г.). «О спектрах некоторых туманностей» . Философские труды Лондонского королевского общества . 154 : 437–444. Бибкод : 1864RSPT..154..437H . дои : 10.1098/rstl.1864.0013 .
  9. ^ Теннисон, Джонатан (2005). Астрономическая спектроскопия: введение в атомную и молекулярную физику астрономических спектров . Издательство Имперского колледжа. стр. 99–102. ISBN  978-1-86094-513-7 .
  10. ^ Рассел, Гонконг ; Дуган, РС; Стюарт, JQ (1927). Астрономия II Астрофизика и звездная астрономия . Бостон: Джинн и Ко. с. 837.
  11. ^ Боуэн, И.С. (1928). «Происхождение небулярных линий и строение планетарных туманностей» . Астрофизический журнал . 67 : 1–15. Бибкод : 1928ApJ....67....1B . дои : 10.1086/143091 .
  12. ^ Jump up to: Перейти обратно: а б с д и О'Делл, CR (2001). «Туманность Ориона и связанное с ней население» (PDF) . Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 39 (1): 99–136. Бибкод : 2001ARA&A..39...99O . дои : 10.1146/annurev.astro.39.1.99 .
  13. ^ Jump up to: Перейти обратно: а б с Пудриц, Ральф Э. (2002). «Кластерное звездообразование и происхождение звездных масс» . Наука . 295 (5552): 68–75. Бибкод : 2002Sci...295...68P . дои : 10.1126/science.1068298 . ПМИД   11778037 . S2CID   33585808 .
  14. ^ Франко Дж.; Тенорио-Тагле, Г.; Боденхаймер, П. (1990). «О формировании и расширении регионов H II» . Астрофизический журнал . 349 : 126–140. Бибкод : 1990ApJ...349..126F . дои : 10.1086/168300 .
  15. ^ Альварес, Массачусетс; Бромм, В.; Шапиро, PR (2006). «Область H II первой звезды». Астрофизический журнал . 639 (2): 621–632. arXiv : astro-ph/0507684 . Бибкод : 2006ApJ...639..621A . дои : 10.1086/499578 . S2CID   12753436 .
  16. ^ Бок, Барт Дж.; Рейли, Эдит Ф. (1947). «Маленькие темные туманности». Астрофизический журнал . 105 : 255–257. Бибкод : 1947ApJ...105..255B . дои : 10.1086/144901 .
  17. ^ Бок, Барт Дж. (1948). «Размеры и массы темных туманностей». Монографии Гарвардской обсерватории . 7 (7): 53–72. Бибкод : 1948ХарМо...7...53Б .
  18. ^ Юн, Дж.Л.; Клеменс, Д.П. (1990). «Звездообразование в маленьких глобулах – Барт Бок был прав» . Астрофизический журнал . 365 : 73–76. Бибкод : 1990ApJ...365L..73Y . дои : 10.1086/185891 .
  19. ^ Сталер, С.; Палла, Ф. (2004). Формирование звезд . Вили ВЧ. дои : 10.1002/9783527618675 . ISBN  978-3-527-61867-5 .
  20. ^ Риччи, Л.; Робберто, М.; Содерблом, Д.Р. (2008). «Космический телескоп Хаббл/усовершенствованная камера для исследований Атлас протопланетных дисков в Большой туманности Ориона» . Астрономический журнал . 136 (5): 2136–2151. Бибкод : 2008AJ....136.2136R . дои : 10.1088/0004-6256/136/5/2136 .
  21. ^ О'делл, ЧР; Вэнь, Чжэн (1994). «Снимки ядра туманности Ориона после ремонта космического телескопа Хаббла: Проплиды, объекты Хербига-Аро и измерения околозвездного диска» . Астрофизический журнал . 436 (1): 194–202. Бибкод : 1994ApJ...436..194O . дои : 10.1086/174892 .
  22. ^ Jump up to: Перейти обратно: а б Флинн, Крис (2005). «Лекция 4Б: Тематические исследования по радиации (регионы HII)» . Архивировано из оригинала 23 сентября 2015 г. Проверено 14 мая 2009 г.
  23. ^ Кобулницкий, Генри А.; Джонсон, Келси Э. (1999). «Признаки самых молодых звездообразования: оптически толстые источники теплового тормозного излучения в Хенизе 2–10». Астрофизический журнал . 527 (1): 154–166. arXiv : astro-ph/9907233 . Бибкод : 1999ApJ...527..154K . дои : 10.1086/308075 . S2CID   15431678 .
  24. ^ Хейлс, К.; Чу, Ю.-Х.; Троланд, TH (1981). «Напряженность магнитного поля в областях H II S117, S119 и S264» . Письма астрофизического журнала . 247 : L77–L80. Бибкод : 1981ApJ...247L..77H . дои : 10.1086/183593 .
  25. ^ Карлквист, П; Кристен, Х.; Гам, Г. Ф. (1998). «Спиральные структуры в хоботе слона с розеткой». Астрономия и астрофизика . 332 : L5–L8. Бибкод : 1998A&A...332L...5C .
  26. ^ «В бурю» . www.spacetelescope.org . Проверено 5 сентября 2016 г.
  27. ^ Таунсли, ЛК; и др. (2011). «Комплексный проект Чандра Киля: расшифровка загадки диффузного рентгеновского излучения Карины». Приложение к астрофизическому журналу . 194 (1): 15. arXiv : 1103.0764 . Бибкод : 2011ApJS..194...15T . дои : 10.1088/0067-0049/194/1/15 . S2CID   40973448 .
  28. ^ Таунсли, ЛК; и др. (2003). «Газ 10 МК в M17 и туманности Розетка: потоки рентгеновских лучей в областях Галактики H II». Астрофизический журнал . 593 (2): 874–905. arXiv : astro-ph/0305133 . Бибкод : 2003ApJ...593..874T . дои : 10.1086/376692 . S2CID   16188805 .
  29. ^ Шейвер, Пенсильвания; МакГи, RX; Ньютон, LM; Дэнкс, AC; Потташ, СР (1983). «Галактический градиент изобилия» . МНРАС . 204 : 53–112. Бибкод : 1983МНРАС.204...53С . дои : 10.1093/mnras/204.1.53 .
  30. ^ Jump up to: Перейти обратно: а б с Хау, Джордж КТ; Бауэр, Ричард Г.; Килборн, Вирджиния ; и др. (2008). «Превращается ли NGC 3108 из галактики раннего типа в галактику позднего типа – астрономического гермафродита?». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 385 (4): 1965–72. arXiv : 0711.3232 . Бибкод : 2008MNRAS.385.1965H . дои : 10.1111/j.1365-2966.2007.12740.x . S2CID   17892515 .
  31. ^ Остерлоо, Т.; Морганти, Р. ; Сэдлер, Э.М.; Фергюсон, А.; ван дер Хюлст, Дж. М.; Джерджен, Х. (2004). П.-А. Дык; Дж. Брейн; Э. Бринкс (ред.). Приливные остатки и межгалактические регионы HII . Симпозиум Международного астрономического союза. Том. 217. Тихоокеанское астрономическое общество. п. 486. arXiv : astro-ph/0310632 . Бибкод : 2004IAUS..217..486O . дои : 10.1017/S0074180900198249 .
  32. ^ Jump up to: Перейти обратно: а б Таунсли, Лейза К.; Броос, Патрик С.; Фейгельсон, Эрик Д.; и др. (2008). «Исследование 30 Дораду, проведенное Chandra ACIS. I. Сверхпузыри и остатки сверхновых». Астрономический журнал . 131 (4): 2140–2163. arXiv : astro-ph/0601105 . Бибкод : 2006AJ....131.2140T . дои : 10.1086/500532 . S2CID   17417168 .
  33. ^ Jump up to: Перейти обратно: а б Тульманн, Ральф; Гаец, Терренс Дж.; Плучинский, Пол П.; и др. (2008). «Обзор M33 ACIS Chandra (ChASeM33): исследование горячей ионизированной среды в NGC 604». Астрофизический журнал . 685 (2): 919–932. arXiv : 0806.1527 . Бибкод : 2008ApJ...685..919T . дои : 10.1086/591019 . S2CID   1428019 .
  34. ^ Маджесс, диджей; Тернер, Д.; Лейн, Д.; Монкрифф, К. (2008). «Захватывающая звезда комплекса Беркли 59/Цефей OB4 и другие случайные открытия переменных звезд». Журнал Американской ассоциации наблюдателей переменных звезд . 36 (1): 90. arXiv : 0801.3749 . Бибкод : 2008JAVSO..36...90M .
  35. ^ Jump up to: Перейти обратно: а б
  36. ^ Jump up to: Перейти обратно: а б Лебутейлер, В.; Бернар-Салас, Ж.; Плучинский, Брандл Б.; и др. (2008). «Химический состав и смешивание в гигантских регионах HII: NGC 3603, Doradus 30 и N66». Астрофизический журнал . 680 (1): 398–419. arXiv : 0710.4549 . Бибкод : 2008ApJ...680..398L . дои : 10.1086/587503 . S2CID   16924851 .
  37. ^ Jump up to: Перейти обратно: а б Цамис, Ю.Г.; Барлоу, MJ; Лю, XW.; и др. (2003). «Тяжелые элементы в областях Галактики и Магелланова облака H II: содержание линий рекомбинации и запрещенных линий». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 338 (3): 687–710. arXiv : astro-ph/0209534 . Бибкод : 2003MNRAS.338..687T . дои : 10.1046/j.1365-8711.2003.06081.x . S2CID   18253949 .
  38. ^ Стрейжис, В.; Цернис, К.; Бартасюте, С. (2001). «Межзвездное вымирание в районе туманности Калифорния» (PDF) . Астрономия и астрофизика . 374 (1): 288–293. Бибкод : 2001A&A...374..288S . дои : 10.1051/0004-6361:20010689 .

Внешние ссылки [ править ]

Викискладе есть медиафайлы, связанные с регионами H II .

Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=H_II_region&oldid=1216571831"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: 39c9d44fff39b9612d888ed311ca8e76__1711905900
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/39/76/39c9d44fff39b9612d888ed311ca8e76.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
H II region - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)