Azərbaycanca AzərbaycancaБеларускі БеларускіDansk DanskDeutsch DeutschEspañola EspañolaFrançais FrançaisIndonesia IndonesiaItaliana Italiana日本語 日本語Қазақ ҚазақLietuvos LietuvosNederlands NederlandsPortuguês PortuguêsРусский Русскийසිංහල සිංහලแบบไทย แบบไทยTürkçe TürkçeУкраїнська Українська中國人 中國人United State United StateAfrikaans Afrikaans
Підтримка
www.wikidata.uk-ua.nina.az

Зони H II це великі хмари частково іонізованого газу низької щільності у яких нещодавно відбулося зореутворення Короткож

Область H II

Область H II

Зони H II — це великі хмари частково іонізованого газу низької щільності, у яких нещодавно відбулося зореутворення. Короткоживучі яскраві блакитні зорі, що утворилися у таких зонах, випромінюють багато ультрафіолету, що іонізує навколишній газ. Зони H II — деколи діаметром у декілька сотень світлових років — часто асоціюються з гігантськими молекулярними хмарами. Першою відомою зоною H II стала туманність Оріона, яка була відкрита 1610 року Ніколя-Клод Фабрі де Пейреском.

image
NGC 604, гігантська зона H II у галактиці Трикутника

Зони H II отримали назву за наявну в них велику кількість іонізованого атомарного водню, який позначається H II (вимовляється «аш-два»)  (порівняйте H I —  нейтральний атомарний водень, та H2 — молекулярний водень). Такі зони мають дуже різноманітні форми, оскільки розподіл зір та газу в них нерівномірний. Часто вони здаються складеними зі шматків та ниток, а деколи утворюють чудернацькі форми, як туманність Кінська Голова. У зонах H II протягом кількох мільйонів років народжується тисячі зір, а потім вибухи наднових та потужний Зоряний вітер наймасивніших зір утвореного скупчення розвіюють газ із зони H II і залишається лише молоде скупчення зір, таке як Стожари.

Зони H II можна спостерігати на значних відстанях. Дослідження зон, розташованих поза межами Чумацького Шляху, є важливим для вивчення відстані та хімічного складу інших галактик. Спіральні та неправильні галактики мають багато зон H II, а в еліптичних їх майже нема. У спіральних галактиках, включно з нашою, зони H II сконцентровані у спіральних рукавах, а в неправильних — розподілені хаотично. Деякі галактики мають величезні зони H II, що можуть містити десятки тисяч зір. Прикладами таких велетнів є NGC 2070 у Великій Магеллановій Хмарі та NGC 604 у галактиці Трикутника.

Спостереження

image
Темні ділянки зореутворення у туманності Орла, які отримали назву Стовпи творіння

Декілька з найяскравіших зон H II можна спостерігати неозброєним оком, однак жодну з них не помітили до винаходу телескопа на початку 17-го сторіччя. Навіть Галілео Галілей не помітив туманності Оріона, коли він вперше спостерігав зоряне скупчення всередині неї (перед тим внесене до каталогу Йоганом Байєром як одна зоря Тета Оріона). Французький астроном Ніколя-Клод Фабрі де Пейреск вважається відкривачем Туманності Оріона 1610 року. З того часу були відкриті численні зони H II у нашій та інших галактиках.

Фрідріх Вільям Гершель спостерігав Туманність Оріона 1774 року та описав її як «несформований вогненний туман, хаотичний матеріал майбутніх зір». Ця гіпотеза була підтверджена лише через сто років, коли Вільям Гаґґінс з дружиною Мері Гаґґінс спрямували спектроскоп на різні туманності. Деякі з них, наприклад туманність Андромеди, мали спектри, дуже схожі на зоряні, пізніше стало зрозуміло, що це галактиками з мільйонами зір. Інші ж дуже відрізнялися — замість неперервного спектру з лініями поглинання, які накладаються одна на одну, туманність Оріона та інші подібні об'єкти мали лише невелику кількість ліній емісії. У планетарних туманностях найяскравішою з таких ліній була лінія з довжиною хвилі 500,7 нанометрів, яка не відповідала жодній з відомих ліній хімічних елементів. Спочатку було висунуто гіпотезу, що лінія може належать невідомому елементу, якому дали назву небулій (від англ. nebula - «туманність») — подібно до того, як 1868 року шляхом аналізу спектру Сонця було відкрито гелій. Проте гелій невдовзі після відкриття в спектрі Сонця було виявлено й на Землі, а з небулієм цього не сталося. На початку 20-го ст. Генрі Норріс Расселл висунув гіпотезу, що лінія 500,7 нм належить не новому елементу, а відомому елементу в незвичних умовах.

image
Туманність Оріона

Міжзоряна речовина в астрономічних масштабах вважається доволі щільною, однак в лабораторних умовах таку густину вважають вакуумом. У 1920-х роках фізики продемонстрували, що в газі дуже низької густини, електрони в атомах та іонах можуть займати збуджені метастабільні енергетичні рівні, тоді як за більшої густини швидко переходять зі збудженого стану до основного внаслідок зіткнень. Перехід електронів з таких рівнів у подвійно іонізованому кисні створює лінію 500,7 нм. Ці спектральні лінії, які можна побачити лише в газах дуже низької густини, отримали назву заборонених ліній. Спектроскопічні спостереження довели, що більшість планетарних туманностей містять дуже розріджений двічі іонізований кисень (OIII).

Втім, у зонах HII домінуючою спектральною лінією є лінія з довжиною хвилі 656,3 нм, добре відома як Hα, яка випромінюється атомарним воднем: фотон такої довжини хвилі випромінюється, коли електрон в атомі водню змінює свій збуджений стан з третього (n=3) на другий (n=2). Така зміна станів часто відбувається, коли електрон захоплюється іонізованим атомом водню (протоном) і каскадом падає з вищих рівнів збудження до основного, незбудженого рівня (n=1). Тому було зроблено висновок, що зони HII складаються з суміші електронів та іонізованого водню, які постійно рекомбінуюють в атоми водню.

Спостереження протягом 20-го сторіччя довели, що зони H II часто містять гарячі яскраві зорі, які в багато разів масивніші за Сонце та мають короткий час існування (всього декілька мільйонів років у порівнянні з мільярдами років для зір сонячного типу). Тому було висунуто припущення, що зони H II є ділянками, на яких утворюються молоді зорі. Протягом декількох мільйонів років у зоні H II формується зоряне скупчення, а потім радіаційний тиск молодих гарячих зір розвіює туманність. Стожари є прикладом розсіяного скупчення, яке звільнило зону H II, у якій воно утворилося, від більшої частини речовини. Залишився лише слід у вигляді відбивної туманності.

Походження та тривалість існування

image
Фрагмент туманності Тарантула, велетенської зони H II у Великій Магеллановій Хмарі

Попередниками зон H II є велетенські молекулярні хмари (ВМХ). ВМХ — це холодні (10-20 K) та густі хмари, які складаються переважно з молекулярного водню. Такі хмари можуть існувати в стабільному стані тривалий час, але ударні хвилі від вибухів наднових, зіткнення з іншими хмарами або магнітна взаємодія можуть спричинити їх колапс. У процесі колапсу такої хмари відбувається її фрагментація та народжуються зорі.

Наймасивніші з новонароджених зір у ВМХ досягають температур, достатніх для іонізації навколишнього газу. І невдовзі після формування поля іонізуючої радіації, енергетичні фотони створюють фронт іонізації, який рухається з надзвуковою швидкістю. Чим далі від іонізуючої зорі, тим повільніший рух фронту іонізації, а тиск іонізованого газу змушує ВМХ збільшуватись у об'ємі. Поступово фронт уповільнюється до швидкості швидкості звуку і його випереджає ударна хвиля розширення речовини, викинутої з туманності. Це завершує утворення зони H II.

Тривалість існування зони H II становить декілька мільйонів років, оскільки радіаційний тиск гарячих молодих зір поступово «вимете» більшість газу. Процес зореутворення є дуже неефективним — на зорі перетворюється менше 10% газу зони H II, а решта — викидається. Пришвидшують втрату газу спалахи наднових, на які наймасивніші зорі перетворюються всього через кілька мільйонів років після утворення.

Руйнування зоряних ясел

image
Глобули Бока у зоні H II IC 2944

Зорі утворюються зі згустків холодного молекулярного газу, який їх спочатку надійно приховує їх. Зоря стає видимою лише коли радіаційний тиск зорі розвіює «кокон» навколо неї. Гарячі блакитні зорі, мають досить потужне випромінювання для іонізації значних обсягів водню та досить швидко утворюють зону H II, висвічуючи регіон, де вони утворились. Щільні ділянки, які містять молодші або менш масивні зорі, які ще формуються та, відповідно, не «розкидали» навколишню речовину, часто спостерігають як силует на фоні решти іонізованої туманності. Такі темні ділянки відомі як глобули Бока, на честь астронома Барта Бока, що в 1940-х роках висунув теорію про те, що вони можуть бути місцем народження зір. Ця гіпотеза була підтверджена 1990 року. Радіація зір, що формує зону H II, поступово вимітає й речовину цих глобул. У цьому сенсі зорі, які формують зони H II, знищують зоряні ясла й спиняють процес зореутворення. Однак коли в зоні H II вибухає наднова, радіаційний та механічний тиск від неї може стиснути глобулу, зробивши її щільнішою, що викликає остаточний сплеск зореутворення в ній.

Молоді зорі зон H II демонструють докази існування у них планетарних систем. Телескоп Габбл виявив сотні протопланетарних дисків у туманності Оріона. Здається, що не менше половини молодих зір у цій туманності оточені газопиловими дисками, які гіпотетично містять речовини у багато разів більше, ніж потрібно для створення планетарної системи типу Сонячної.

Характеристики

Фізичні властивості

image
Туманність Омега, зона H II у сузір'ї Стрільця.

Зони H II значно відрізняються за своїми фізичними властивостями. За розміром вони можуть бути від так званих ультра-компактних (UCHII) зон (можливо менше світлового року в діаметрі) до велетенських зон H II у декілька сотень світлових років у діаметрі. Їх розмір відомий як радіус Стремгрена та в цілому залежить від інтенсивності джерела іонізуючих фотонів та густини зони. Густина варіюється від більше мільйона частинок на см³ в ультра-компактних зонах H II до лише декілька частинок на см³ у найбільших та найрозрідженіших зонах. З цього можна припустити значення їх загальної маси від 100 до 105 мас Сонця.

Залежно від розміру зони H II, в ній може бути до декількох тисяч зір, тому за структурою вони складніші, ніж планетарна туманність, яка має лише одне джерело іонізації. Здебільшого, газ зони H II сягає температури 10 000 K. Це переважно іонізовані гази зі слабкими магнітними полями силою у декілька нанотесла. Однак, зони H II майже завжди асоціюються з холодним молекулярним газом, який походить з тієї ж велетенської молекулярної хмари. Магнітні поля утворюються від слабкого руху електричних зарядів в іонізованому газі, що може свідчити про наявність у зонах H II електричних полів.

Зони H II на 90% складаються з водню. Найсильніша лінія емісії водню з довжиною хвилі 656,3 мм надає зонам H II їх характерного червоного кольору. Решта зони H II становить гелій, з мінімальними кількостями важчих елементів. При збільшенні відстані від центру галактики кількість важких елементів у зонах H II зменшується. Причиною цього вважається більш інтенсивний протягом існування галактики процес зореутворення в її щільніших центральних регіонах, і відповідно збагачення міжзоряного середовища цих регіонів продуктами нуклеосинтезу.

Кількість та розподіл

image
Намиста червоних зон H II позначають рукави галактики Вир

Зони H II спостерігаються лише у спіральних (таких як Чумацький Шлях) та неправильних галактиках. Їх практично не спостерігають в еліптичних галактиках. У неправильних галактиках вони можуть бути розкидані по всій галактиці, а у спіральних — концентруються в рукавах. Велика спіральна галактика може містити тисячі зон H II.

Причиною, чому зони H II рідко наявні в еліптичних галактиках, вважається походження цих галактик від зіткнення інших галактик. У скупченні галактик такі зіткнення досить часті. Коли галактики взаємодіють, окремі зорі в них практично ніколи не стикаються, але вплив на великі молекулярні хмари та зони H II у цьому процесі дуже сильний. Ці умови провокують величезні спалахи народження зір, настільки швидкі, що замість звичайних 10% (або й менше), на зореутворення витрачається майже весь газ. Галактики з таким швидким формуванням зір відомі як «галактики зі спалахом зореутворення». Утворені після злиття еліптичні галактики мають дуже низький вміст газу й зони H II не можуть більше формуватись.

Спостереження 21 сторіччя показали, що невелика кількість зон H II існує поза межами галактик. Ці міжгалактичні зони H II можуть бути залишками припливних збурень малих галактик, а інколи можуть бути новим поколінням зір у нещодавно захопленому в процесі акреції газі.

Морфологія

Зони H II трапляються різноманітних розмірів. Як правило вони неоднорідні на різних рівнях — від малого до великого. Кожна зоря у зоні H II іонізує майже кулясту ділянку навколишнього газу, відому як сфера Стремгрена, але їх об'єднання в одну зону H II та розширення розігрітої туманності у навколишній простір створюють різкі градієнти густини, результатом чого є складні форми туманностей. У форму зони H II внесок роблять і наднові. Деколи формування великого зоряного скупчення у зоні H II сприяє його вихолощенню зсередини. Прикладом такого є NGC 604, велетенська зона H II у галактиці Трикутника. Для далеких зон H II, де роздільна здатність недостатня, застосовується зворотнє перетворення Лапласа до спектру довжини для отримання деякої інформації про структуру зони (електронна густина як функція від відстані до центру та оцінка кількості згустків).

Значущі зони H II

image
Оптичне зображення (зліва) демонструє газопилові хмари у туманності Оріона; інфрачервоне зображення (справа) показує, як зсередини сяють молоді зорі

Значущими зонами H II у нашій Галактиці та її околицях є туманність Оріона, туманність Киля та комплекс Берклі 59 / Цефей OB4. Туманність Оріона, розташована на відстані бл. 500 парсек (1 500 світлових років), є частиною Великої Магелланової Хмари (яка має назву ОМХ-1), яка, якби була повністю видимою, заповнила б більшість сузір'я Оріона. Туманність Кінська Голова та Петля Барнарда — ще дві частини цієї хмари газу. Туманність Оріона є тонким шаром іонізованого газу на зовнішній ділянці ОМХ-1. За цю іонізацію відповідальні зорі Трапеції Оріона та в першу чергу Тета1 Оріона С.

Велика Магелланова Хмара, галактика-супутник Чумацького Шляху на відстані бл. 50 кілопарсеків (160 тисяч світлових років), містить велетенську зону H II — туманність Тарантула. З діаметром бл. 200 парсек (650 світлових років), ця туманність є наймасивнішою та другою за розміром зоною H II у Місцевій групі. Вона значно більша за туманність Оріона та формує тисячі зір, деякі з масами більше 100 сонячних — класу OB та зорі Вольфа—Райє. Якби туманність Тарантула була до нас так близько, як туманність Оріона, вона б світила як повний Місяць вночі. Наднова SN 1987A вибухнула на краю туманності Тарантула.

Інша велетенська зона H II — NGC 604, розташована у спіральній галактиці M33, яка перебуває на відстані 817 кілопарсек (2,66 мільйонів світлових років). З розмірами приблизно 240 × 250 парсек (800 × 830 світлових років), NGC 604 є другою за масою зоною H II у Місцевій групі (після туманності Тарантула), однак трохи більша за розмірами. Зона містить бл. 200 гарячих зір класу OB та Вольфа-Райє, які розігрівають газ у ній до мільйонів градусів, що утворює яскраве рентгенівське випромінювання. Загальна маса газу у NGC 604 оцінюється в 6 000 мас Сонця.

Поточні проблеми

image
Потрійна туманність видима на різних довжинах хвилі

Як і з планетарними туманностями, оцінки поширеності хімічних елементів у зонах H II має елемент невизначеності. Існує два різних підходи до визначення металічності (частки елементів, важчих за водень та гелій) у туманності, які покладаються на різні типи спектральних ліній, і між результатами застосування цих двох підходів часто існують значні розбіжності. Деякі астрономи вважають існування таких розбіжностей великим флуктуаціями температури в зонах H II; інші вважають розбіжності занадто великими для пояснення впливом температури та на пояснення висувають гіпотези про існування холодних вузлів, які містять дуже мало водню.

Подробиці формування масивних зір у зонах H II вивчені ще не дуже добре, цьому заважають дві основні проблеми. Перша — відстань від Землі до великих зон H II є значною: найближча з них, NGC 1499, розташована за 300 парсек (1 000 світлових років), а інші — на відстані вдвічі і більше далі. Друга — утворення зір значно затемнено пилом і спостереження у видимому світлі неможливі. Радіо- та інфрачервоне випромінювання може пройти крізь пил, але наймолодші зорі на цих довжинах хвилі можуть випромінювати надто мало світла.

Примітки

  1. Harrison, T.G. (1984). The Orion Nebula—where in History is it. Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society. Т. 25. с. 65—79. Bibcode:1984QJRAS..25...65H.
  2. Anderson, L.D.; Bania, T.M.; Jackson, J.M. та ін. (2009). The molecular properties of galactic HII regions. The Astrophysical Journal Supplement Series. Т. 181, № 1. с. 255—271. arXiv:0810.3685. Bibcode:2009ApJS..181..255A. doi:10.1088/0067-0049/181/1/255.
  3. Jones, Kenneth Glyn (1991). Messier's nebulae and star clusters. Cambridge University Press. с. 157. ISBN .
  4. Huggins, W.; Miller, W.A. (1864). On the Spectra of some of the Nebulae. Philosophical Transactions of the Royal Society of London. Т. 154. с. 437—444. Bibcode:1864RSPT..154..437H. doi:10.1098/rstl.1864.0013.
  5. Tennyson, Jonathan (2005). Astronomical spectroscopy: an introduction to the atomic and molecular physics of astronomical spectra. Imperial College Press. с. 99–102. ISBN .
  6. Russell, H.N.; Dugan, R.S.; Stewart, J.Q (1927). Astronomy II Astrophysics and Stellar Astronomy. Boston: Ginn & Co. с. 837.
  7. Bowen, I.S. (1928). The origin of the nebular lines and the structure of the planetary nebulae. Astrophysical Journal. Т. 67. с. 1—15. Bibcode:1928ApJ....67....1B. doi:10.1086/143091.
  8. O'Dell, C.R. (2001). (PDF). Annual Review Astronomy and Astrophysics. Т. 39, № 1. с. 99—136. Bibcode:2001ARA&A..39...99O. doi:10.1146/annurev.astro.39.1.99. Архів оригіналу (PDF) за 25 липня 2011. Процитовано 7 грудня 2015.
  9. Pudritz, Ralph E. (2002). . Science. Т. 295, № 5552. с. 68—75. Bibcode:2002Sci...295...68P. doi:10.1126/science.1068298. PMID 11778037. Архів оригіналу за 31 серпня 2009. Процитовано 7 грудня 2015.
  10. Велетенська молекулярна хмара // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 64. — .
  11. Franco, J.; Tenorio-Tagle, G.; Bodenheimer, P. (1990). On the formation and expansion of H II regions. Astrophysical Journal. Т. 349. с. 126—140. Bibcode:1990ApJ...349..126F. doi:10.1086/168300.
  12. Alvarez, M.A.; Bromm, V.; Shapiro, P.R. (2006). The H II Region of the First Star. Astrophysical Journal. Т. 639, № 2. с. 621—632. arXiv:astro-ph/0507684. Bibcode:2006ApJ...639..621A. doi:10.1086/499578.
  13. Bok, Bart J.; Reilly, Edith F. (1947). Small Dark Nebulae. Astrophysical Journal. Т. 105. с. 255—257. Bibcode:1947ApJ...105..255B. doi:10.1086/144901.
  14. Yun, J.L.; Clemens, D.P. (1990). Star formation in small globules – Bart Bok was correct. Astrophysical Journal. Т. 365. с. 73—76. Bibcode:1990ApJ...365L..73Y. doi:10.1086/185891.
  15. Stahler, S.; Palla, F. (2004). The Formation of Stars. Wiley VCH. doi:10.1002/9783527618675. ISBN .
  16. Ricci, L.; Robberto, M.; Soderblom, D. R. (2008). The Hubble Space Telescope/advanced Camera for Surveys Atlas of Protoplanetary Disks in the Great Orion Nebula. Astronomical Journal. Т. 136, № 5. с. 2136—2151. Bibcode:2008AJ....136.2136R. doi:10.1088/0004-6256/136/5/2136.
  17. O'dell, C. R.; Wen, Zheng (1994). Post refurbishment mission Hubble Space Telescope images of the core of the Orion Nebula: Proplyds, Herbig-Haro objects, and measurements of a circumstellar disk. Astrophysical Journal. Т. 436, № 1. с. 194—202. Bibcode:1994ApJ...436..194O. doi:10.1086/174892.
  18. Flynn, Chris (2005). Lecture 4B: Radiation case studies (HII regions). Архів оригіналу за 21 серпня 2014. Процитовано 14 травня 2009.
  19. Heiles, C.; Chu, Y.-H.; Troland, T.H. (1981). Magnetic field strengths in the H II regions S117, S119, and S264. Astrophysical Journal Letters. Т. 247. с. L77—L80. Bibcode:1981ApJ...247L..77H. doi:10.1086/183593.
  20. Carlqvist, P; Kristen, H.; Gahm, G.F. (1998). Helical structures in a Rosette elephant trunk. Astronomy and Astrophysics. Т. 332. с. L5—L8. Bibcode:1998A&A...332L...5C.
  21. Shaver, P. A.; McGee, R. X.; Newton, L. M.; Danks, A. C.; Pottasch, S. R. (1983). The galactic abundance gradient. MNRAS. Т. 204. с. 53—112. Bibcode:1983MNRAS.204...53S.
  22. Hau, George K. T.; Bower, Richard G.; Kilborn, Virginia та ін. (2008). Is NGC 3108 transforming itself from an early- to late-type galaxy – an astronomical hermaphrodite?. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Т. 385, № 4. с. 1965—72. arXiv:0711.3232. Bibcode:2008MNRAS.385.1965H. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.12740.x.
  23. Галактика зі спалахом зореутворення // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 90. — .
  24. Oosterloo, T.; Morganti, R.; Sadler, E. M.; Ferguson, A.; van der Hulst, J.M.; Jerjen, H. (2004). Tidal Remnants and Intergalactic HII Regions. У P.-A. Duc, J. Braine, and E. Brinks (ред.). International Astronomical Union Symposium. Т. 217. Astronomical Society of the Pacific. arXiv:astro-ph/0310632. Bibcode:2004IAUS..217..486O.
  25. Townsley, Leisa K.; Broos, Patrick S.; Feigelson, Eric D. та ін. (2008). A Chandra ACIS Study of 30 Doradus. I. Superbubbles and Supernova Remnants. The Astronomical Journal. Т. 131, № 4. с. 2140—2163. arXiv:astro-ph/0601105. Bibcode:2006AJ....131.2140T. doi:10.1086/500532.
  26. Tullmann, Ralph; Gaetz, Terrance J.; Plucinsky, Paul P. та ін. (2008). The chandra ACIS survey of M33 (ChASeM33): investigating the hot ionized medium in NGC 604. The Astrophysical Journal. Т. 685, № 2. с. 919—932. arXiv:0806.1527. Bibcode:2008ApJ...685..919T. doi:10.1086/591019.
  27. Majaess, D. J.; Turner, D.; Lane, D.; Moncrieff, K. (2008). The Exciting Star of the Berkeley 59/Cepheus OB4 Complex and Other Chance Variable Star Discoveries. The Journal of the American Association of Variable Star Observers. Т. 36, № 1. с. 90. arXiv:0801.3749. Bibcode:2008JAVSO..36...90M.
  28. Ward-Thompson, D.; Nutter, D.; Bontemps, S. та ін. (2006). SCUBA observations of the Horsehead nebula – what did the horse swallow?. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Т. 369, № 3. с. 1201—1210. arXiv:astro-ph/0603604. Bibcode:2006MNRAS.369.1201W. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10356.x.
  29. Lebouteiller, V.; Bernard-Salas, J.; Plucinsky, Brandl B. та ін. (2008). Chemical composition and mixing in giant HII regions: NGC 3603, Doradus 30, and N66. The Astrophysical Journal. Т. 680, № 1. с. 398—419. arXiv:0710.4549. Bibcode:2008ApJ...680..398L. doi:10.1086/587503.
  30. Tsamis, Y.G.; Barlow, M.J.; Liu, X-W. та ін. (2003). Heavy elements in Galactic and Magellanic Cloud H II regions: recombination-line versus forbidden-line abundances. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Т. 338, № 3. с. 687—710. arXiv:astro-ph/0209534. Bibcode:2003MNRAS.338..687T. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06081.x.
  31. Straizys, V.; Cernis, K.; Bartasiute, S. (2001). Interstellar extinction in the California Nebula region. Astronomy & Astrophysics. Т. 374, № 1. с. 288—293. Bibcode:2001A&A...374..288S. doi:10.1051/0004-6361:20010689.

Посилання

  • Інформація SEDS [ 30 грудня 2011 у Wayback Machine.]
  • Записи Гарвардського курсу астрономії про зони H II [ 20 січня 2005 у Wayback Machine.]
  • Зони H II в онлайн-версії «Encyclopædia Britannica». (англ.)

Вікіпедія, Українська, Україна, книга, книги, бібліотека, стаття, читати, завантажити, безкоштовно, безкоштовно завантажити, mp3, відео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, малюнок, музика, пісня, фільм, книга, гра, ігри, мобільний, телефон, android, ios, apple, мобільний телефон, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, ПК, web, Інтернет

Zoni H II ce veliki hmari chastkovo ionizovanogo gazu nizkoyi shilnosti u yakih neshodavno vidbulosya zoreutvorennya Korotkozhivuchi yaskravi blakitni zori sho utvorilisya u takih zonah viprominyuyut bagato ultrafioletu sho ionizuye navkolishnij gaz Zoni H II dekoli diametrom u dekilka soten svitlovih rokiv chasto asociyuyutsya z gigantskimi molekulyarnimi hmarami Pershoyu vidomoyu zonoyu H II stala tumannist Oriona yaka bula vidkrita 1610 roku Nikolya Klod Fabri de Pejreskom NGC 604 gigantska zona H II u galaktici Trikutnika Zoni H II otrimali nazvu za nayavnu v nih veliku kilkist ionizovanogo atomarnogo vodnyu yakij poznachayetsya H II vimovlyayetsya ash dva porivnyajte H I nejtralnij atomarnij voden ta H2 molekulyarnij voden Taki zoni mayut duzhe riznomanitni formi oskilki rozpodil zir ta gazu v nih nerivnomirnij Chasto voni zdayutsya skladenimi zi shmatkiv ta nitok a dekoli utvoryuyut chudernacki formi yak tumannist Kinska Golova U zonah H II protyagom kilkoh miljoniv rokiv narodzhuyetsya tisyachi zir a potim vibuhi nadnovih ta potuzhnij Zoryanij viter najmasivnishih zir utvorenogo skupchennya rozviyuyut gaz iz zoni H II i zalishayetsya lishe molode skupchennya zir take yak Stozhari Zoni H II mozhna sposterigati na znachnih vidstanyah Doslidzhennya zon roztashovanih poza mezhami Chumackogo Shlyahu ye vazhlivim dlya vivchennya vidstani ta himichnogo skladu inshih galaktik Spiralni ta nepravilni galaktiki mayut bagato zon H II a v eliptichnih yih majzhe nema U spiralnih galaktikah vklyuchno z nashoyu zoni H II skoncentrovani u spiralnih rukavah a v nepravilnih rozpodileni haotichno Deyaki galaktiki mayut velichezni zoni H II sho mozhut mistiti desyatki tisyach zir Prikladami takih veletniv ye NGC 2070 u Velikij Magellanovij Hmari ta NGC 604 u galaktici Trikutnika SposterezhennyaTemni dilyanki zoreutvorennya u tumannosti Orla yaki otrimali nazvu Stovpi tvorinnya Dekilka z najyaskravishih zon H II mozhna sposterigati neozbroyenim okom odnak zhodnu z nih ne pomitili do vinahodu teleskopa na pochatku 17 go storichchya Navit Galileo Galilej ne pomitiv tumannosti Oriona koli vin vpershe sposterigav zoryane skupchennya vseredini neyi pered tim vnesene do katalogu Joganom Bajyerom yak odna zorya Teta Oriona Francuzkij astronom Nikolya Klod Fabri de Pejresk vvazhayetsya vidkrivachem Tumannosti Oriona 1610 roku Z togo chasu buli vidkriti chislenni zoni H II u nashij ta inshih galaktikah Fridrih Vilyam Gershel sposterigav Tumannist Oriona 1774 roku ta opisav yiyi yak nesformovanij vognennij tuman haotichnij material majbutnih zir Cya gipoteza bula pidtverdzhena lishe cherez sto rokiv koli Vilyam Gaggins z druzhinoyu Meri Gaggins spryamuvali spektroskop na rizni tumannosti Deyaki z nih napriklad tumannist Andromedi mali spektri duzhe shozhi na zoryani piznishe stalo zrozumilo sho ce galaktikami z miljonami zir Inshi zh duzhe vidriznyalisya zamist neperervnogo spektru z liniyami poglinannya yaki nakladayutsya odna na odnu tumannist Oriona ta inshi podibni ob yekti mali lishe neveliku kilkist linij emisiyi U planetarnih tumannostyah najyaskravishoyu z takih linij bula liniya z dovzhinoyu hvili 500 7 nanometriv yaka ne vidpovidala zhodnij z vidomih linij himichnih elementiv Spochatku bulo visunuto gipotezu sho liniya mozhe nalezhat nevidomomu elementu yakomu dali nazvu nebulij vid angl nebula tumannist podibno do togo yak 1868 roku shlyahom analizu spektru Soncya bulo vidkrito gelij Prote gelij nevdovzi pislya vidkrittya v spektri Soncya bulo viyavleno j na Zemli a z nebuliyem cogo ne stalosya Na pochatku 20 go st Genri Norris Rassell visunuv gipotezu sho liniya 500 7 nm nalezhit ne novomu elementu a vidomomu elementu v nezvichnih umovah Tumannist Oriona Mizhzoryana rechovina v astronomichnih masshtabah vvazhayetsya dovoli shilnoyu odnak v laboratornih umovah taku gustinu vvazhayut vakuumom U 1920 h rokah fiziki prodemonstruvali sho v gazi duzhe nizkoyi gustini elektroni v atomah ta ionah mozhut zajmati zbudzheni metastabilni energetichni rivni todi yak za bilshoyi gustini shvidko perehodyat zi zbudzhenogo stanu do osnovnogo vnaslidok zitknen Perehid elektroniv z takih rivniv u podvijno ionizovanomu kisni stvoryuye liniyu 500 7 nm Ci spektralni liniyi yaki mozhna pobachiti lishe v gazah duzhe nizkoyi gustini otrimali nazvu zaboronenih linij Spektroskopichni sposterezhennya doveli sho bilshist planetarnih tumannostej mistyat duzhe rozridzhenij dvichi ionizovanij kisen OIII Vtim u zonah HII dominuyuchoyu spektralnoyu liniyeyu ye liniya z dovzhinoyu hvili 656 3 nm dobre vidoma yak Ha yaka viprominyuyetsya atomarnim vodnem foton takoyi dovzhini hvili viprominyuyetsya koli elektron v atomi vodnyu zminyuye svij zbudzhenij stan z tretogo n 3 na drugij n 2 Taka zmina staniv chasto vidbuvayetsya koli elektron zahoplyuyetsya ionizovanim atomom vodnyu protonom i kaskadom padaye z vishih rivniv zbudzhennya do osnovnogo nezbudzhenogo rivnya n 1 Tomu bulo zrobleno visnovok sho zoni HII skladayutsya z sumishi elektroniv ta ionizovanogo vodnyu yaki postijno rekombinuyuyut v atomi vodnyu Sposterezhennya protyagom 20 go storichchya doveli sho zoni H II chasto mistyat garyachi yaskravi zori yaki v bagato raziv masivnishi za Sonce ta mayut korotkij chas isnuvannya vsogo dekilka miljoniv rokiv u porivnyanni z milyardami rokiv dlya zir sonyachnogo tipu Tomu bulo visunuto pripushennya sho zoni H II ye dilyankami na yakih utvoryuyutsya molodi zori Protyagom dekilkoh miljoniv rokiv u zoni H II formuyetsya zoryane skupchennya a potim radiacijnij tisk molodih garyachih zir rozviyuye tumannist Stozhari ye prikladom rozsiyanogo skupchennya yake zvilnilo zonu H II u yakij vono utvorilosya vid bilshoyi chastini rechovini Zalishivsya lishe slid u viglyadi vidbivnoyi tumannosti Pohodzhennya ta trivalist isnuvannyaFragment tumannosti Tarantula veletenskoyi zoni H II u Velikij Magellanovij Hmari Poperednikami zon H II ye veletenski molekulyarni hmari VMH VMH ce holodni 10 20 K ta gusti hmari yaki skladayutsya perevazhno z molekulyarnogo vodnyu Taki hmari mozhut isnuvati v stabilnomu stani trivalij chas ale udarni hvili vid vibuhiv nadnovih zitknennya z inshimi hmarami abo magnitna vzayemodiya mozhut sprichiniti yih kolaps U procesi kolapsu takoyi hmari vidbuvayetsya yiyi fragmentaciya ta narodzhuyutsya zori Najmasivnishi z novonarodzhenih zir u VMH dosyagayut temperatur dostatnih dlya ionizaciyi navkolishnogo gazu I nevdovzi pislya formuvannya polya ionizuyuchoyi radiaciyi energetichni fotoni stvoryuyut front ionizaciyi yakij ruhayetsya z nadzvukovoyu shvidkistyu Chim dali vid ionizuyuchoyi zori tim povilnishij ruh frontu ionizaciyi a tisk ionizovanogo gazu zmushuye VMH zbilshuvatis u ob yemi Postupovo front upovilnyuyetsya do shvidkosti shvidkosti zvuku i jogo viperedzhaye udarna hvilya rozshirennya rechovini vikinutoyi z tumannosti Ce zavershuye utvorennya zoni H II Trivalist isnuvannya zoni H II stanovit dekilka miljoniv rokiv oskilki radiacijnij tisk garyachih molodih zir postupovo vimete bilshist gazu Proces zoreutvorennya ye duzhe neefektivnim na zori peretvoryuyetsya menshe 10 gazu zoni H II a reshta vikidayetsya Prishvidshuyut vtratu gazu spalahi nadnovih na yaki najmasivnishi zori peretvoryuyutsya vsogo cherez kilka miljoniv rokiv pislya utvorennya Rujnuvannya zoryanih yaselGlobuli Boka u zoni H II IC 2944 Zori utvoryuyutsya zi zgustkiv holodnogo molekulyarnogo gazu yakij yih spochatku nadijno prihovuye yih Zorya staye vidimoyu lishe koli radiacijnij tisk zori rozviyuye kokon navkolo neyi Garyachi blakitni zori mayut dosit potuzhne viprominyuvannya dlya ionizaciyi znachnih obsyagiv vodnyu ta dosit shvidko utvoryuyut zonu H II visvichuyuchi region de voni utvorilis Shilni dilyanki yaki mistyat molodshi abo mensh masivni zori yaki she formuyutsya ta vidpovidno ne rozkidali navkolishnyu rechovinu chasto sposterigayut yak siluet na foni reshti ionizovanoyi tumannosti Taki temni dilyanki vidomi yak globuli Boka na chest astronoma Barta Boka sho v 1940 h rokah visunuv teoriyu pro te sho voni mozhut buti miscem narodzhennya zir Cya gipoteza bula pidtverdzhena 1990 roku Radiaciya zir sho formuye zonu H II postupovo vimitaye j rechovinu cih globul U comu sensi zori yaki formuyut zoni H II znishuyut zoryani yasla j spinyayut proces zoreutvorennya Odnak koli v zoni H II vibuhaye nadnova radiacijnij ta mehanichnij tisk vid neyi mozhe stisnuti globulu zrobivshi yiyi shilnishoyu sho viklikaye ostatochnij splesk zoreutvorennya v nij Molodi zori zon H II demonstruyut dokazi isnuvannya u nih planetarnih sistem Teleskop Gabbl viyaviv sotni protoplanetarnih diskiv u tumannosti Oriona Zdayetsya sho ne menshe polovini molodih zir u cij tumannosti otocheni gazopilovimi diskami yaki gipotetichno mistyat rechovini u bagato raziv bilshe nizh potribno dlya stvorennya planetarnoyi sistemi tipu Sonyachnoyi HarakteristikiFizichni vlastivosti Tumannist Omega zona H II u suzir yi Strilcya Zoni H II znachno vidriznyayutsya za svoyimi fizichnimi vlastivostyami Za rozmirom voni mozhut buti vid tak zvanih ultra kompaktnih UCHII zon mozhlivo menshe svitlovogo roku v diametri do veletenskih zon H II u dekilka soten svitlovih rokiv u diametri Yih rozmir vidomij yak radius Stremgrena ta v cilomu zalezhit vid intensivnosti dzherela ionizuyuchih fotoniv ta gustini zoni Gustina variyuyetsya vid bilshe miljona chastinok na sm v ultra kompaktnih zonah H II do lishe dekilka chastinok na sm u najbilshih ta najrozridzhenishih zonah Z cogo mozhna pripustiti znachennya yih zagalnoyi masi vid 100 do 105 mas Soncya Zalezhno vid rozmiru zoni H II v nij mozhe buti do dekilkoh tisyach zir tomu za strukturoyu voni skladnishi nizh planetarna tumannist yaka maye lishe odne dzherelo ionizaciyi Zdebilshogo gaz zoni H II syagaye temperaturi 10 000 K Ce perevazhno ionizovani gazi zi slabkimi magnitnimi polyami siloyu u dekilka nanotesla Odnak zoni H II majzhe zavzhdi asociyuyutsya z holodnim molekulyarnim gazom yakij pohodit z tiyeyi zh veletenskoyi molekulyarnoyi hmari Magnitni polya utvoryuyutsya vid slabkogo ruhu elektrichnih zaryadiv v ionizovanomu gazi sho mozhe svidchiti pro nayavnist u zonah H II elektrichnih poliv Zoni H II na 90 skladayutsya z vodnyu Najsilnisha liniya emisiyi vodnyu z dovzhinoyu hvili 656 3 mm nadaye zonam H II yih harakternogo chervonogo koloru Reshta zoni H II stanovit gelij z minimalnimi kilkostyami vazhchih elementiv Pri zbilshenni vidstani vid centru galaktiki kilkist vazhkih elementiv u zonah H II zmenshuyetsya Prichinoyu cogo vvazhayetsya bilsh intensivnij protyagom isnuvannya galaktiki proces zoreutvorennya v yiyi shilnishih centralnih regionah i vidpovidno zbagachennya mizhzoryanogo seredovisha cih regioniv produktami nukleosintezu Kilkist ta rozpodil Namista chervonih zon H II poznachayut rukavi galaktiki Vir Zoni H II sposterigayutsya lishe u spiralnih takih yak Chumackij Shlyah ta nepravilnih galaktikah Yih praktichno ne sposterigayut v eliptichnih galaktikah U nepravilnih galaktikah voni mozhut buti rozkidani po vsij galaktici a u spiralnih koncentruyutsya v rukavah Velika spiralna galaktika mozhe mistiti tisyachi zon H II Prichinoyu chomu zoni H II ridko nayavni v eliptichnih galaktikah vvazhayetsya pohodzhennya cih galaktik vid zitknennya inshih galaktik U skupchenni galaktik taki zitknennya dosit chasti Koli galaktiki vzayemodiyut okremi zori v nih praktichno nikoli ne stikayutsya ale vpliv na veliki molekulyarni hmari ta zoni H II u comu procesi duzhe silnij Ci umovi provokuyut velichezni spalahi narodzhennya zir nastilki shvidki sho zamist zvichajnih 10 abo j menshe na zoreutvorennya vitrachayetsya majzhe ves gaz Galaktiki z takim shvidkim formuvannyam zir vidomi yak galaktiki zi spalahom zoreutvorennya Utvoreni pislya zlittya eliptichni galaktiki mayut duzhe nizkij vmist gazu j zoni H II ne mozhut bilshe formuvatis Sposterezhennya 21 storichchya pokazali sho nevelika kilkist zon H II isnuye poza mezhami galaktik Ci mizhgalaktichni zoni H II mozhut buti zalishkami priplivnih zburen malih galaktik a inkoli mozhut buti novim pokolinnyam zir u neshodavno zahoplenomu v procesi akreciyi gazi Morfologiya Zoni H II traplyayutsya riznomanitnih rozmiriv Yak pravilo voni neodnoridni na riznih rivnyah vid malogo do velikogo Kozhna zorya u zoni H II ionizuye majzhe kulyastu dilyanku navkolishnogo gazu vidomu yak sfera Stremgrena ale yih ob yednannya v odnu zonu H II ta rozshirennya rozigritoyi tumannosti u navkolishnij prostir stvoryuyut rizki gradiyenti gustini rezultatom chogo ye skladni formi tumannostej U formu zoni H II vnesok roblyat i nadnovi Dekoli formuvannya velikogo zoryanogo skupchennya u zoni H II spriyaye jogo viholoshennyu zseredini Prikladom takogo ye NGC 604 veletenska zona H II u galaktici Trikutnika Dlya dalekih zon H II de rozdilna zdatnist nedostatnya zastosovuyetsya zvorotnye peretvorennya Laplasa do spektru dovzhini dlya otrimannya deyakoyi informaciyi pro strukturu zoni elektronna gustina yak funkciya vid vidstani do centru ta ocinka kilkosti zgustkiv Znachushi zoni H IIOptichne zobrazhennya zliva demonstruye gazopilovi hmari u tumannosti Oriona infrachervone zobrazhennya sprava pokazuye yak zseredini syayut molodi zori Znachushimi zonami H II u nashij Galaktici ta yiyi okolicyah ye tumannist Oriona tumannist Kilya ta kompleks Berkli 59 Cefej OB4 Tumannist Oriona roztashovana na vidstani bl 500 parsek 1 500 svitlovih rokiv ye chastinoyu Velikoyi Magellanovoyi Hmari yaka maye nazvu OMH 1 yaka yakbi bula povnistyu vidimoyu zapovnila b bilshist suzir ya Oriona Tumannist Kinska Golova ta Petlya Barnarda she dvi chastini ciyeyi hmari gazu Tumannist Oriona ye tonkim sharom ionizovanogo gazu na zovnishnij dilyanci OMH 1 Za cyu ionizaciyu vidpovidalni zori Trapeciyi Oriona ta v pershu chergu Teta1 Oriona S Velika Magellanova Hmara galaktika suputnik Chumackogo Shlyahu na vidstani bl 50 kiloparsekiv 160 tisyach svitlovih rokiv mistit veletensku zonu H II tumannist Tarantula Z diametrom bl 200 parsek 650 svitlovih rokiv cya tumannist ye najmasivnishoyu ta drugoyu za rozmirom zonoyu H II u Miscevij grupi Vona znachno bilsha za tumannist Oriona ta formuye tisyachi zir deyaki z masami bilshe 100 sonyachnih klasu OB ta zori Volfa Rajye Yakbi tumannist Tarantula bula do nas tak blizko yak tumannist Oriona vona b svitila yak povnij Misyac vnochi Nadnova SN 1987A vibuhnula na krayu tumannosti Tarantula Insha veletenska zona H II NGC 604 roztashovana u spiralnij galaktici M33 yaka perebuvaye na vidstani 817 kiloparsek 2 66 miljoniv svitlovih rokiv Z rozmirami priblizno 240 250 parsek 800 830 svitlovih rokiv NGC 604 ye drugoyu za masoyu zonoyu H II u Miscevij grupi pislya tumannosti Tarantula odnak trohi bilsha za rozmirami Zona mistit bl 200 garyachih zir klasu OB ta Volfa Rajye yaki rozigrivayut gaz u nij do miljoniv gradusiv sho utvoryuye yaskrave rentgenivske viprominyuvannya Zagalna masa gazu u NGC 604 ocinyuyetsya v 6 000 mas Soncya Potochni problemiPotrijna tumannist vidima na riznih dovzhinah hvili Yak i z planetarnimi tumannostyami ocinki poshirenosti himichnih elementiv u zonah H II maye element neviznachenosti Isnuye dva riznih pidhodi do viznachennya metalichnosti chastki elementiv vazhchih za voden ta gelij u tumannosti yaki pokladayutsya na rizni tipi spektralnih linij i mizh rezultatami zastosuvannya cih dvoh pidhodiv chasto isnuyut znachni rozbizhnosti Deyaki astronomi vvazhayut isnuvannya takih rozbizhnostej velikim fluktuaciyami temperaturi v zonah H II inshi vvazhayut rozbizhnosti zanadto velikimi dlya poyasnennya vplivom temperaturi ta na poyasnennya visuvayut gipotezi pro isnuvannya holodnih vuzliv yaki mistyat duzhe malo vodnyu Podrobici formuvannya masivnih zir u zonah H II vivcheni she ne duzhe dobre comu zavazhayut dvi osnovni problemi Persha vidstan vid Zemli do velikih zon H II ye znachnoyu najblizhcha z nih NGC 1499 roztashovana za 300 parsek 1 000 svitlovih rokiv a inshi na vidstani vdvichi i bilshe dali Druga utvorennya zir znachno zatemneno pilom i sposterezhennya u vidimomu svitli nemozhlivi Radio ta infrachervone viprominyuvannya mozhe projti kriz pil ale najmolodshi zori na cih dovzhinah hvili mozhut viprominyuvati nadto malo svitla PrimitkiHarrison T G 1984 The Orion Nebula where in History is it Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society T 25 s 65 79 Bibcode 1984QJRAS 25 65H Anderson L D Bania T M Jackson J M ta in 2009 The molecular properties of galactic HII regions The Astrophysical Journal Supplement Series T 181 1 s 255 271 arXiv 0810 3685 Bibcode 2009ApJS 181 255A doi 10 1088 0067 0049 181 1 255 Jones Kenneth Glyn 1991 Messier s nebulae and star clusters Cambridge University Press s 157 ISBN 978 0 521 37079 0 Huggins W Miller W A 1864 On the Spectra of some of the Nebulae Philosophical Transactions of the Royal Society of London T 154 s 437 444 Bibcode 1864RSPT 154 437H doi 10 1098 rstl 1864 0013 Tennyson Jonathan 2005 Astronomical spectroscopy an introduction to the atomic and molecular physics of astronomical spectra Imperial College Press s 99 102 ISBN 978 1 86094 513 7 Russell H N Dugan R S Stewart J Q 1927 Astronomy II Astrophysics and Stellar Astronomy Boston Ginn amp Co s 837 Bowen I S 1928 The origin of the nebular lines and the structure of the planetary nebulae Astrophysical Journal T 67 s 1 15 Bibcode 1928ApJ 67 1B doi 10 1086 143091 O Dell C R 2001 PDF Annual Review Astronomy and Astrophysics T 39 1 s 99 136 Bibcode 2001ARA amp A 39 99O doi 10 1146 annurev astro 39 1 99 Arhiv originalu PDF za 25 lipnya 2011 Procitovano 7 grudnya 2015 Pudritz Ralph E 2002 Science T 295 5552 s 68 75 Bibcode 2002Sci 295 68P doi 10 1126 science 1068298 PMID 11778037 Arhiv originalu za 31 serpnya 2009 Procitovano 7 grudnya 2015 Veletenska molekulyarna hmara Astronomichnij enciklopedichnij slovnik za zag red I A Klimishina ta A O Korsun Lviv Golov astronom observatoriya NAN Ukrayini Lviv nac un t im Ivana Franka 2003 S 64 ISBN 966 613 263 X Franco J Tenorio Tagle G Bodenheimer P 1990 On the formation and expansion of H II regions Astrophysical Journal T 349 s 126 140 Bibcode 1990ApJ 349 126F doi 10 1086 168300 Alvarez M A Bromm V Shapiro P R 2006 The H II Region of the First Star Astrophysical Journal T 639 2 s 621 632 arXiv astro ph 0507684 Bibcode 2006ApJ 639 621A doi 10 1086 499578 Bok Bart J Reilly Edith F 1947 Small Dark Nebulae Astrophysical Journal T 105 s 255 257 Bibcode 1947ApJ 105 255B doi 10 1086 144901 Yun J L Clemens D P 1990 Star formation in small globules Bart Bok was correct Astrophysical Journal T 365 s 73 76 Bibcode 1990ApJ 365L 73Y doi 10 1086 185891 Stahler S Palla F 2004 The Formation of Stars Wiley VCH doi 10 1002 9783527618675 ISBN 978 3 527 61867 5 Ricci L Robberto M Soderblom D R 2008 The Hubble Space Telescope advanced Camera for Surveys Atlas of Protoplanetary Disks in the Great Orion Nebula Astronomical Journal T 136 5 s 2136 2151 Bibcode 2008AJ 136 2136R doi 10 1088 0004 6256 136 5 2136 O dell C R Wen Zheng 1994 Post refurbishment mission Hubble Space Telescope images of the core of the Orion Nebula Proplyds Herbig Haro objects and measurements of a circumstellar disk Astrophysical Journal T 436 1 s 194 202 Bibcode 1994ApJ 436 194O doi 10 1086 174892 Flynn Chris 2005 Lecture 4B Radiation case studies HII regions Arhiv originalu za 21 serpnya 2014 Procitovano 14 travnya 2009 Heiles C Chu Y H Troland T H 1981 Magnetic field strengths in the H II regions S117 S119 and S264 Astrophysical Journal Letters T 247 s L77 L80 Bibcode 1981ApJ 247L 77H doi 10 1086 183593 Carlqvist P Kristen H Gahm G F 1998 Helical structures in a Rosette elephant trunk Astronomy and Astrophysics T 332 s L5 L8 Bibcode 1998A amp A 332L 5C Shaver P A McGee R X Newton L M Danks A C Pottasch S R 1983 The galactic abundance gradient MNRAS T 204 s 53 112 Bibcode 1983MNRAS 204 53S Hau George K T Bower Richard G Kilborn Virginia ta in 2008 Is NGC 3108 transforming itself from an early to late type galaxy an astronomical hermaphrodite Monthly Notices of the Royal Astronomical Society T 385 4 s 1965 72 arXiv 0711 3232 Bibcode 2008MNRAS 385 1965H doi 10 1111 j 1365 2966 2007 12740 x Galaktika zi spalahom zoreutvorennya Astronomichnij enciklopedichnij slovnik za zag red I A Klimishina ta A O Korsun Lviv Golov astronom observatoriya NAN Ukrayini Lviv nac un t im Ivana Franka 2003 S 90 ISBN 966 613 263 X Oosterloo T Morganti R Sadler E M Ferguson A van der Hulst J M Jerjen H 2004 Tidal Remnants and Intergalactic HII Regions U P A Duc J Braine and E Brinks red International Astronomical Union Symposium T 217 Astronomical Society of the Pacific arXiv astro ph 0310632 Bibcode 2004IAUS 217 486O Townsley Leisa K Broos Patrick S Feigelson Eric D ta in 2008 A Chandra ACIS Study of 30 Doradus I Superbubbles and Supernova Remnants The Astronomical Journal T 131 4 s 2140 2163 arXiv astro ph 0601105 Bibcode 2006AJ 131 2140T doi 10 1086 500532 Tullmann Ralph Gaetz Terrance J Plucinsky Paul P ta in 2008 The chandra ACIS survey of M33 ChASeM33 investigating the hot ionized medium in NGC 604 The Astrophysical Journal T 685 2 s 919 932 arXiv 0806 1527 Bibcode 2008ApJ 685 919T doi 10 1086 591019 Majaess D J Turner D Lane D Moncrieff K 2008 The Exciting Star of the Berkeley 59 Cepheus OB4 Complex and Other Chance Variable Star Discoveries The Journal of the American Association of Variable Star Observers T 36 1 s 90 arXiv 0801 3749 Bibcode 2008JAVSO 36 90M Ward Thompson D Nutter D Bontemps S ta in 2006 SCUBA observations of the Horsehead nebula what did the horse swallow Monthly Notices of the Royal Astronomical Society T 369 3 s 1201 1210 arXiv astro ph 0603604 Bibcode 2006MNRAS 369 1201W doi 10 1111 j 1365 2966 2006 10356 x Lebouteiller V Bernard Salas J Plucinsky Brandl B ta in 2008 Chemical composition and mixing in giant HII regions NGC 3603 Doradus 30 and N66 The Astrophysical Journal T 680 1 s 398 419 arXiv 0710 4549 Bibcode 2008ApJ 680 398L doi 10 1086 587503 Tsamis Y G Barlow M J Liu X W ta in 2003 Heavy elements in Galactic and Magellanic Cloud H II regions recombination line versus forbidden line abundances Monthly Notices of the Royal Astronomical Society T 338 3 s 687 710 arXiv astro ph 0209534 Bibcode 2003MNRAS 338 687T doi 10 1046 j 1365 8711 2003 06081 x Straizys V Cernis K Bartasiute S 2001 Interstellar extinction in the California Nebula region Astronomy amp Astrophysics T 374 1 s 288 293 Bibcode 2001A amp A 374 288S doi 10 1051 0004 6361 20010689 PosilannyaInformaciya SEDS 30 grudnya 2011 u Wayback Machine Zapisi Garvardskogo kursu astronomiyi pro zoni H II 20 sichnya 2005 u Wayback Machine Zoni H II v onlajn versiyi Encyclopaedia Britannica angl

Дата публікації:
Топ