H II-подрачје

Од Википедија — слободната енциклопедија
Прејди на прегледникот Прејди на пребарувањето
NGC 604, гигант Н.   II регион во Триакулум галаксија

H II - подрачје подрачје на меѓуeвезден атомски водород кој е јонизиран.[1] Ова е обичен облак на делумно јонизиран гас во кој неодамна се случила ѕвездообрзаба, со големини кои се движат од една до стотици светлосни години, и густина од неколку до околу еден милион честички на кубен сантиметар. Маглината Орион, за која денес се знае дека е Н II-подрачје, за првпат била забележана со телескоп во 1610 година од страна на Никола-Клод Фабри де Пејреск, и е првата маглина која била H II-подрачје.

Може да имаат било каков облик, затоа што имаат неправилна распределбата на ѕвездите и гасот. Краткорочните сини sвезди создадени во овие подрачја испуштаат огромни количества на ултравиолетова светлина што го јонизира околниот гас. Н  II-подрачјата - понекогаш до големини од неколку стотици светлосни години - честопати се поврзуваат со огромните молекуларни облаци. Тие може да се среќаваат во грутчести или издолжени облици, а понекогаш имаат и сложени облици како оној на маглината Коњска Глава. Н II-подрачјата може да изродат илјадници sвезди во период од неколку милиони години. На крајот, експлозиите на суперновите и силните ѕвездени ветрови од најмасивните sвезди во новосоздаденото ѕвездено јато ќе ги распрснат гасовите на Н II-подрачјето, оставајќи ги зад себе создадените групаци ѕвезди, како што се на пример Плејадите.

Н II-подрачјата може да се набудуваат на значителни растојанија во вселената, и проучување на вонгалактичките Н II-подрачја е важно при одредувањето на растојанието и хемискиот состав на галаксиите. Спиралните и неправилнитегалаксии содржат многу Н II-подрачја, додека елиптичните галаксии се скоро ида ги немаат. Во спиралните галаксии, меѓу кои е и нашата Млечениот пат, Н II-подрачјата се концентрирани во спиралните краци, додека во неправилните галаксии имаат хаотична распределба. Некои галаксии содржат голем број на Н II-подрачја, кои можат да содржат десетици илјади везди. Како пример може да се напоменат 30 Златна Рипка во Големиот Магеланов Облак и NGC 604 во галаксијата Триаголник.

Поими[уреди | уреди извор]

Меурчиња на нови ѕвезди LHA 120-N 180B.[2]

Поимот H II се чита како „Ха два“ од астрономите. „Н“ е хемискиот симбол за водород, а „II“ е римскиот број 2. Во астрономијата е вообичаено да се користат римскиот броеви и тоа I за неутралните атоми, II за единечно јонизиранитеатоми — H II е исто што и H+ во остантите науки — III за двојнојонизираните атоми, на пример О III е О++, итн.[3] Н II, или H+, се состои од слободни протони. H I-подрачјето е неутрален атомски водород, а молекуларниот облак е молекуларен водород, H2. При разговори со научници надвор од астрономијата, настанува забуна меѓу истовентите говорни облици за „Н II“ и „Н2“.

Набудувања[уреди | уреди извор]

Региони со темни ѕвезди во маглината Орел, кои се нарекуваат „Столбови на создавањето“

Неколку од најсјаните Н II-подрачја се видливи за голото око. Сепак, се чини дека ниту едно не е забележано пред откривањето на телескопот на почетокот на 17 век. Дури и самиот Галилео не ја забележал маглината Орион кога за првпат го набудувал ѕвезденото јато во самата маглина (претходно заведена во каталозите како единствена ѕвезда, θ Орион, од страна на Јохан Бајер). Францускиот набудувач Николас-Клод Фабри де Пејреск е заслужен за откритивањето на маглината Орион во 1610 година.[4] По тие првични набљудувања,забележани се голем број на Н II-подрачја во Млечниот пат и во другите галаксии.[5]

Вилијам Хершел ја набудувал маглината Орион во 1774 година, а подоцна ја опишал како „необликувана огнена магла, на хаотичен материјал за идните сонца“.[6] Во тој период астрономите правеле разлика меѓу „дифузни маглини“ (за кој денес се знае дека се Н II-подрачја), кои и покрај набљудувањето со големи телескопи давале матна слика и маглини во кои можеле да се набљудуваат ѕвездите, за кои сега се знае дека се галаксии вон нашата.[7]

Потврда за хипотезата на Хершел за созфдавањето на ѕвезди морала да почека уште стотина години, кога Вилијам Хагинс заедно со сопругата Мери Хагинс извршиле брони истражувања на маглините со помош на нивниот спектроскоп. На пример маглината Андромеда, има спектар сличен со оној на sвездите, но се покажало дека се галаксии кои се состојат од стотици милиони индивидуални ѕвезди. Други пак изгледле сосема поинаку. Наместо силен континуум со надреденост на впивните линии, маглината Орион и други слични маглини покажувале само мал број на оддавни линии.[8] Кај планетарните маглини, најсветлата спектрална линија била со бранова должина од 500,7 нанометри, што не соодветствувала со линијата на некој од познатите хемиски елементи. Отпрвин, се претпоставувало дека линијата потекнува од непознат елемент, кој бил наречен небулиум - слична идеја довела до откривање на хелиумот преку анализа на спектарот на Сонцето во 1868 година.[9] Меѓутоа, хелиумот веднаш бил издвоен на Земјата веднаш по неговото откривање во спектарот на Сонцето, но истото не се случило и со небулиумот. Во почетокот на 20 век, Хенри Норис Расел предложил дека не станува збор за нов елемент, туку линијата на 500,7 nm се должи на веќе познат елемент во непознати услови.[10]

Меѓуѕвездената материја, која се смета за густа во астрономски услови, е подложена на висок вакуум според лабораториските стандарди. Физичарите покажале во 20-тите години на минатиот век дека во гасовите со исклучително мала густина, електроните можат да ги населат возбудените метастабилни нивоа на енергија кај атомите и јоните, кои при поголеми густини брзо се девозбудуваат од меѓусебните судири.[11] Електронските премини од овие нивоа кај двојно јонизираниот кислород доведуваат до појава на линијата со бранова должина од 500,7 nm.[12] Овие спектрални линии, кои можат да се видат само во гасови со многу мала густина, се нарекуваат забранети линии. На овој начин, спектроскопските набудувања покажале дека планетарните маглини се состоеле во голема мерка од исклучително разреден јонизиран кислороден гас (O III).

Во текот на 20 век, набљудувањата покажале дека Н II-подрачјата честопати содржеле топли, сјајни ѕвезди.[12] Овие ѕвезди се многукратно помасивни од Сонцето и се ѕвезди со најкус животен век, со вкупно времетраење од само неколку милиони години (во споредба со ѕвездите како Сонцето, кои живеат неколку милијарди години). Од оваа причина, се претпоставувало дека Н II-подрачјата, мора да се подрачја во кои се создаваат нови sвезди. За период од неколку милиони години, во Н II-подрачјата ќе се создадат ѕвездени јата, пред зрачиот притисок од младите жешки ѕвезди не предизвика распрснување на маглината.[13] Плејадите се пример за јато што го „изврило“ Н II-подрачјето од кој е создадено. Останата е само трага од отсјајната маглина.

Потекло и истрајност[уреди | уреди извор]

Мал дел од маглината Тарантула, џиновско Н II-подрачје во Големиот Магеланов Облак

Претходник на Н II-подрачјето е џиновскиот молекуларен облак (ЏМО). ЏМО има ниска температура (10-20 К) и е густ облак кој се состои претежно од молекуларен водород.[5] ЏМО можат да постојат во стабилна состојба подолг временски период, но ударните брановите со потекло од суперновите, судирите меѓу облаците и магнетни заемнодејства можат да предизвикаат собирање на облакот. Кога тоа се случи, преку процес на собирање и разгранување на облакот, се создаваат ѕвезди (Погледајте ѕвезден развој за подетален опис).[13]

Бидејќи sвездите се создаваат во рамките на ЏМО, најмасивните ќе постигнат доволно високи температури за да го јонизираат околниот гас.[5] Наскоро по создавањето на јонизирачкото поле на зрачење, енергичните фотони создаваат јонизационен фронт, кој се распостранува низ околниот гас со надзвучни брзини. На поголеми и поголеми растојанија од јонизијационата ѕвезда, јонизациониот фронт успорува, додека притисокот на новојонизираниот гас предизвикува јонизијационата зафатнина да се прошири. На крај, јонизациониот фронт успорува до подзвучни брзини и е претекнат од ударниот фронт предизвикан од проширувањето на материјалот исфрлен од маглината. Создадено е Н II-подрачјето.[14]

Животниот век на H II-подрачјето изнесува неколку милиони години.[15] Притисокот на зрачењето од жешките млади ѕвезди на крајот ќе го одведе најголемиот дел од гасот. Всушност, целиот процес тежнее да биде многу неефикасен, со тоа што помалку од 10% од гасот во Н II-подрачјето создава ѕвезди пред остатокот да биде развејан.[13] Придонес за загубата на гасот се и суперновите на најмасивните ѕвезди, што ќе се случат само 1-2 милиони години по создавањето на тие ѕвезди.

Уништување на ѕвездородијата[уреди | уреди извор]

Глобули во Н II-подрајето во IC 2944

Ѕвездите се создаваат во јата од ладениот молекуларен гас што ги приктива новите везди. Само кога зрачниот притисок од ѕвездата ќе го оддува својот „кожурец“, таа постанува видлива. Топлите, сини ѕвезди кои се доволно моќни да предизвикаат јонизација на значителни количества на водород и создаваат Н II-подрачја побрзо засјајуваат, и ќе го осветлат подрачјето во кое штотуку се создале. Густите подрачја кои содржат помлади или помалку масивни ѕвезди кои се уште се во процес на создавање и кои сè уште не го одвеале материјалот од кој се создаваат, се набљудуваат како силуета во однос на остатокот од јонизираната маглина. Барт Бок и Е.Ф. Рејли пребарувале низ астрономските фотографии во 1940-тите барајќи „релативно мали темни маглини“, водејќи се од идејата дека ѕвездите се создаваат при кондензација на меѓуѕвездената средина; тие забележале неколку такви „приближно кружни или овални темни тела со мала големина“, кои ги нарекле „глобули“, и кои оттогаш се наречени „ Бок глобули“.[16] Бок во декември 1946 година при стогодишниот собир во Харвардовата опсерваторијата, предложил овие глобули да се сметаат за местата во кои настануваат ѕвезди.[17] Во 1990 година било потврдено дека тие навистина се ѕвездородни месра.[18] Врелите млади ѕвезди ги оддувуваат овие глобули, бидејќи зрачењето од ѕвездите што го напојува Н II-подрачјето го одалечува материјалот. Во оваа смисла, ѕвездите што создаваат Н II-подрачја, се и причината за уништувањето на ѕвездените расадници. На овој начин, сепак може да започен уште едно последно ѕвездородие, бидејќи зрачниот притисок и механичкиот притисок од суперновите дејствуваат така што ги натискаат глобулите, зголемувајќи ја нивната густина.[19]

Младите ѕвезди во H II-подрачјето покажуваат докази за постоење на планетарни системи. Вселенскиот телескоп Хабл забележал стотици протопланетарни дискови ( проплиди ) во маглината Орион.[20] Скоро половина од младите ѕвезди во маглината Орион најверојатно се опкружени со дискови на гас и прашина,[21] неколку пати повеќе од што е потребно за да се создаде планетарен систем како Сончевиот Систем.

Особености[уреди | уреди извор]

Физички својства[уреди | уреди извор]

Месје 17 е H II-подрачје во соѕвездието Стрелец.

Н II-подрачјата имаат многу разлики во нивните физички својства. Тие може да бидат од големина на т.н. ултракомпактни (УКHII) подрачја, можеби со пречник од само светлосна година или помалку, до џиновски H II-подрачја со пречници од неколку стотици светлосни години.[5] Нивниот полупречник е познат и под името Штремгренов полупречник и во суштина зависи од јачината на изворот на јонизирачките фотони и густината на подрачјето. Нивната густина се движи од над 1 милион честички на cm³ во ултракомпактните Н II-подрачја до само неколку честички на cm³ во најголемите и најопфатните подрачја. Одовде се подразбира вкупна маса помеѓу можеби 100 и 105 сончеви маси.[22]

Исто така има и „ултрагусти Н II-подрачја" (УДHII).[23]

Во зависност од големината на H II-подрачјето можно е во истото да има неколку илјади ѕвезди. Ова пак прави Н II-подрачјата да бидат посложени од планетарните маглини, кои имаат само еден централен јонизирачки извор. Обично Н II-подрачјата достигнуваат температури од 10.000 K.[5] Тие се претежно јонизирани гасови со слаби магнетни полиња со јачина од неколку нанотесли.[24] Како и да е, Н II-подрачјата се скоро секогаш поистоветуваат со ладниот молекуларен гас, кој потекнува од истиот семеен ЏМО. Магнетните полиња се создадени од слабите електрични полнежи кои се движат во јонизираниот гас, што укажува дека H II-подрачјата може да содржат електрични полиња.[25]

Ѕвездородието N159 е H II-подрачје со пречник од преку 150 светлосни години.[26]

Голем број на Н II-подрачја, исто така, покажуваат знаци дека се пробиени од плазма со температура поголема од 10.000.000 К, доволно врело за да испушта Х-зраци. Х-зрачните опсерватории како Ајнштајн и Чандра забележале дифузни емисии на Х-зраци во голем број на подрачја во кои се создаваат ѕвезди, особено како маглината Орион, Месје 17, и маглината Карина.[27] Топлиот гас најверојатно потекнува од силните ѕвездени ветрови, како на пример од ѕвездите од О-тип, кои можно е да се загреани од надзвучните ударни бранови на ветровите, преку меѓусебните судири на ѕвездените ветрови на различните ѕвезди или преку судири на ветровите канализирани од магнетните полиња. Оваа плазма брзо ќе се прошири за да се пополнат достапните шуплини во молекуларните облаци поради голема брзина на гасот при оваа температура. Исто така, ќе се разлева и низ процепите во надворешноста на H II-подрачјето, што пак најверојатно е случајот со Месје 17.[28]

Хемиски, Н II-подрачјата се состојат од околу 90% водород. Најсилната оддавна линија на водородот, линијата H-алфа на 656,3 nm, им ја дава на Н II-подрачјата нивната карактеристична црвена боја. (Оваа оддавна линија потекнува од возбудениот нејонизиран водород). Поголемиот дел од остатокот на Н II-подрачјето се состои од хелиум, со траги на потешки елементи. Низ галаксијата, откриено е дека количеството на тешки елементи во Н II-подрачјата се намалува со зголемување на растојанието од галактичкиот центар.[29] Ова се должи на фактот што во текот на животот век на галаксијата, чекорот на создавање на ѕвездите биле поголеми во погустите централни области, што резултирало со поголемо збогатување на овие области од меѓуѕвездената средина со производите на нуклеосинтезата.

Бројност и распределба[уреди | уреди извор]

Низи од црвени Н II-подрачја ги разграничуваат краците на на галаксијата Вртлог.

Н II-подрачјата се наоѓаат само во спирални галаксии како Млечниот Пат и неправилните галаксии. Тие не се забележани во елиптичните галаксии. Во неправилните галаксии, тие можат да бидат расејани низ целата галаксија, но во спиралите тие се најзастапени во самите краци. Голема спирална галаксија може да содржи илјадници Н II-подрачја.[22]

Причината зашто H II-подрачјата ретко се појавуваат во елиптичните галаксии, е затоа што се верува дека елиптичните галаксии се создаваат преку галактичко спојување.[30] Во галактичките јата, ваквите спојувања се чести. Кога галаксиите се судираат, индивидуалните ѕвезди скоро никогаш не се судираат, но ЏМО и Н II-подрачјата при судирите на галаксиите сериозно се разбувнуваат. Под овие услови, се активираат огромни области на ѕвездородство, толку брзо што поголемиот дел од гасот се претвора во ѕвезди, за разлика од нормалната брзина од 10% или помалку.

Галаксиите што се подложени на такво брзо ѕвездородие се познати какоѕвездородни галаксии. По спојувањето во елиптичната галаксија ќе има многу мала содржина на гас, и така повеќе не се создаваат повеќе Н II-подрачја.[30] Набљудувањата во 21 век покажале дека многу мал број на Н II-подрачја може да се забележат надвор од галаксиите. Овие меѓугалактички Н II-подрачја може да бидат остатоци од приливните нарушувања на малите галаксии, а во некои случаи може да претставуваат нова генерација на ѕвезди во неодамна насобраниот гас на галаксија.[31]

Морфологија[уреди | уреди извор]

Н II-подрачјата може да се забележат во најразлични големини. Обично тие се збир на грутки и нехемогености при сите големини од најмалите до најголемите.[5] Секоја ѕвезда во рамките на Н II-подрачјето јонизира приближно сферична област - позната како Штремгренова сфера - во околниот гас, но заемнодејството на сферите на јонизација на повеќе ѕвезди во рамките на H II-подрачјето и проширувањето на загреаната маглина во околните гасови создава остри густински градиенти што доведува до појава на сложени облици.[32] Експлозиите на суперновите, исто така, можат да го вајат Н II-подрачјето. Во некои случаи, создавањето на големо ѕвездено јато во рамките на Н II-подрачјето доведува до тоа подрачјето да се празни одвнатре. Ова се случува со NGC 604, џиновско H II-подрачје во галаксијата Триаголник.[33] За H II-подрачјето кое не може да се раздвои, некои информации за просторната структура (електронската густината како функција од растојанието од центарот и процената на згрутчувањето) може да се забележат со интерференција преку употреба на инверзна Лапласова трансформација на фреквенцискиот спектар.

Значајни подрачја[уреди | уреди извор]

Оптичката слика (лево) на која се забележуваат облаци од гас и прашина во маглината Орион ; инфрацрвената слика (десно) открива нови ѕвезди кои сјаат во внатрешноста.

Значајни галактички Н II-подрачја се: маглината Орион, маглината Ета Кобилица и Беркли 59/Кефеј OB4.[34] Маглината Орион, на растојание од околу 500 pc (1.500 светлосни години) од Земјата, и е дел од ОМО-1, огромен молекуларен облак за кој, доколку е видлив, ќе се забележи дека го исполнува поголемиот дел од соѕвездието Орион.Маглината Коњска Глава и Бернардовата Јамка се уште други два осветлени делови на овој облак гас.[35] Маглината Орион е всушност тенок слој на јонизиран гас на надворешната граница на облакот ОМО-1. Ѕвездите во јатото Трапезија, а особено θ1Орион, се причината за оваа јонизација.[12]

Голем Магеланов Облак, сателитската галаксија на Млечниот Пат на растојание од околу 50 kpc (160 илјади светлсони години), содржи џиновско H II-подрачје наречено Тарантула. Со пречник од околу 200 pc (650 светлосни години), оваа маглина е најмасивната и второ по големина Н II-подрачје во Месната Група.[36] Тоа е многу поголемо од маглината Орион и создава илјадници ѕвезди, некои со маси и 100 пати поголеми од масите на Сонцето - ѕвезди од типот на OB и Волф-Рајеовите ѕвезди. Ако маглината Тарантула би била близу до Земјата како маглината Орион, ќе заблескаше толку светло како полна месечина на ноќното небо. Суперновата SN 1987A се случила на границите на маглината Тарантула.[32]

Уште едно џиновско H II-подрачје— NGC 604 се наоѓа во спиралната галаксија М33, која е на растојание од 817 kpc (2,66 милиони светлосни години). Со приближни димензии 240 × 250 pc (800 × 830 светлосни години), NGC 604 е второто по големина Н II-подрачје во Месната Група по маглината Тарантула, иако е со големина малку поголема од второспоменатата. Содржи околу 200 врели OB-ѕвезди и Волф-Рајеови ѕвезди, кои го загреваат гасот во внатрешноста на милиони степени, создавајќи светли емисии на Х-зраци. Вкупната маса на врелиот гас во NGC 604 е околу 6.000 Сончеви маси.[33]

Тековни проблеми[уреди | уреди извор]

Трифидна маглина набљудувана на различни бранови должини

Како и кај планетарните маглини, проценките за изобилството на елементи во Н II-подрачјата се предмет на одредена неизвесност.[37] Постојат два различни начина за утврдување на изобилство на метали (металите во овој случај се елементи поразлични од водородот и хелиумот) во маглините, кои се засноваат на различните видови спектрални линии, а понекогаш и се забележуваат големи разлики во резултатите добиени од двете методи.[36] Некои астрономи го сведуваат ова поради присуство на мали температурни промени во рамките на Н II-подрачјата, а па други тврдат дека разликите се премногу големи за да се објаснат со температурните ефекти и петпоставуваат постоење на ладни јазли кои содржат многу малку водород за да ги објаснат набудувањата.[37]

Целосните детали за масивно создавање на ѕвезди во рамките на Н II-подрачјата сè уште не се познати. Два главни проблеми го отежнуваат истражувањето во оваа област. Прво, растојанието од Земјата до големите H II-подрачја е значително, при што најблиското Н II-подрачје (Калифорнија) е на растојание од 300 pc (1.000 светлосни години) [38] други пак Н II-подрачја се неколку пати подалеку од веќе споменатото растојание. Второ, создавањето на овие ѕвезди е препокриено со прашина, и не е можно да се направат набљудувања при видлива светлина. Радиобрановите и инфрацрвената светлина можат да навлезат во правта, но најмладите ѕвезди можно е да не оддаваат многу светлина на овие бранови должини.[35]

Поврзано[уреди | уреди извор]

Наводи[уреди | уреди извор]

  1. Ian Ridpath (2012). A Dictionary of Astronomy: H II region (изд. 2nd rev..). Oxford University Press. doi:10.1093/acref/9780199609055.001.0001. ISBN 9780199609055. Посетено на 24 December 2015.
  2. „Bubbles of Brand New Stars“. www.eso.org (англиски). Посетено на 8 February 2019.
  3. „Thermal Radio Emission from HII Regions“. National Radio Astronomy Observatory (US). Посетено на 7 October 2016.
  4. Harrison, T.G. (1984). „The Orion Nebula—where in History is it“. Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society. 25: 65–79. Bibcode:1984QJRAS..25...65H.
  5. 5,0 5,1 5,2 5,3 5,4 5,5 Anderson, L.D.; Bania, T.M.; Jackson, J.M.; и др. (2009). „The molecular properties of galactic HII regions“. The Astrophysical Journal Supplement Series. 181 (1): 255–271. arXiv:0810.3685. Bibcode:2009ApJS..181..255A. doi:10.1088/0067-0049/181/1/255.
  6. Jones, Kenneth Glyn (1991). Messier's nebulae and star clusters. Cambridge University Press. стр. 157. ISBN 978-0-521-37079-0.
  7. Ridpath, Ian. "A Dictionary of Astronomy". A Dictionary of Astronomy. Oxford University Press. ISBN 978-0-19-960905-5. 
  8. Huggins, W.; Miller, W.A. (1864). „On the Spectra of some of the Nebulae“. Philosophical Transactions of the Royal Society of London. 154: 437–444. Bibcode:1864RSPT..154..437H. doi:10.1098/rstl.1864.0013.
  9. Tennyson, Jonathan (2005). Astronomical spectroscopy: an introduction to the atomic and molecular physics of astronomical spectra. Imperial College Press. стр. 99–102. ISBN 978-1-86094-513-7.
  10. Russell, H.N.; Dugan, R.S.; Stewart, J.Q (1927). Astronomy II Astrophysics and Stellar Astronomy. Boston: Ginn & Co. стр. 837.
  11. Bowen, I.S. (1928). „The origin of the nebular lines and the structure of the planetary nebulae“. Astrophysical Journal. 67: 1–15. Bibcode:1928ApJ....67....1B. doi:10.1086/143091.
  12. 12,0 12,1 12,2 O'Dell, C.R. (2001). „The Orion Nebula and its associated population“ (PDF). Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 39 (1): 99–136. Bibcode:2001ARA&A..39...99O. doi:10.1146/annurev.astro.39.1.99.
  13. 13,0 13,1 13,2 Pudritz, Ralph E. (2002). „Clustered Star Formation and the Origin of Stellar Masses“. Science. 295 (5552): 68–75. Bibcode:2002Sci...295...68P. doi:10.1126/science.1068298. PMID 11778037.
  14. Franco, J.; Tenorio-Tagle, G.; Bodenheimer, P. (1990). „On the formation and expansion of H II regions“. Astrophysical Journal. 349: 126–140. Bibcode:1990ApJ...349..126F. doi:10.1086/168300.
  15. Alvarez, M.A.; Bromm, V.; Shapiro, P.R. (2006). „The H II Region of the First Star“. Astrophysical Journal. 639 (2): 621–632. arXiv:astro-ph/0507684. Bibcode:2006ApJ...639..621A. doi:10.1086/499578.
  16. Bok, Bart J.; Reilly, Edith F. (1947). „Small Dark Nebulae“. Astrophysical Journal. 105: 255–257. Bibcode:1947ApJ...105..255B. doi:10.1086/144901.
  17. Bok, Bart J. (1948). „Dimension and Masses of Dark Nebulae“. Harvard Observatory Monographs. 7 (7): 53–72. Bibcode:1948HarMo...7...53B.
  18. Yun, J.L.; Clemens, D.P. (1990). „Star formation in small globules – Bart Bok was correct“. Astrophysical Journal. 365: 73–76. Bibcode:1990ApJ...365L..73Y. doi:10.1086/185891.
  19. Stahler, S.; Palla, F. (2004). The Formation of Stars. Wiley VCH. doi:10.1002/9783527618675. ISBN 978-3-527-61867-5.
  20. 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. 136 (5): 2136–2151. Bibcode:2008AJ....136.2136R. doi:10.1088/0004-6256/136/5/2136.
  21. 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. 436 (1): 194–202. Bibcode:1994ApJ...436..194O. doi:10.1086/174892.
  22. 22,0 22,1 Flynn, Chris (2005). „Lecture 4B: Radiation case studies (HII regions)“. Архивирано од изворникот на 2014-08-21. Посетено на 2009-05-14.
  23. Kobulnicky, Henry A.; Johnson, Kelsey E. (1999). „Signatures of the Youngest Starbursts: Optically Thick Thermal Bremsstrahlung Radio Sources in Henize 2–10“. Astrophysical Journal. 527 (1): 154–166. arXiv:astro-ph/9907233. Bibcode:1999ApJ...527..154K. doi:10.1086/308075.
  24. Heiles, C.; Chu, Y.-H.; Troland, T.H. (1981). „Magnetic field strengths in the H II regions S117, S119, and S264“. Astrophysical Journal Letters. 247: L77–L80. Bibcode:1981ApJ...247L..77H. doi:10.1086/183593.
  25. Carlqvist, P; Kristen, H.; Gahm, G.F. (1998). „Helical structures in a Rosette elephant trunk“. Astronomy and Astrophysics. 332: L5–L8. Bibcode:1998A&A...332L...5C.
  26. „Into the storm“. www.spacetelescope.org. Посетено на 5 September 2016.
  27. Townsley, L. K.; и др. (2011). „The Chandra Carina Complex Project: Deciphering the Enigma of Carina's Diffuse X-ray Emission“. The Astrophysical Journal Supplement. 194 (1): 15. arXiv:1103.0764. Bibcode:2011ApJS..194...15T. doi:10.1088/0067-0049/194/1/15.
  28. Townsley, L. K.; и др. (2003). „10 MK Gas in M17 and the Rosette Nebula: X-Ray Flows in Galactic H II Regions“. The Astrophysical Journal. 593 (2): 874–905. arXiv:astro-ph/0305133. Bibcode:2003ApJ...593..874T. doi:10.1086/376692.
  29. Shaver, P. A.; McGee, R. X.; Newton, L. M.; Danks, A. C.; Pottasch, S. R. (1983). „The galactic abundance gradient“. MNRAS. 204: 53–112. Bibcode:1983MNRAS.204...53S. doi:10.1093/mnras/204.1.53.
  30. 30,0 30,1 Hau, George K. T.; Bower, Richard G.; Kilborn, Virginia; и др. (2008). „Is NGC 3108 transforming itself from an early- to late-type galaxy – an astronomical hermaphrodite?“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 385 (4): 1965–72. arXiv:0711.3232. Bibcode:2008MNRAS.385.1965H. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.12740.x.
  31. Oosterloo, T.; Morganti, R.; Sadler, E. M.; Ferguson, A.; van der Hulst, J.M.; Jerjen, H. (2004). „Tidal Remnants and Intergalactic HII Regions“. Во P.-A. Duc; J. Braine; E. Brinks (уред.). International Astronomical Union Symposium. Recycling Intergalactic and Interstellar Matter. 217. Astronomical Society of the Pacific. стр. 486. arXiv:astro-ph/0310632. Bibcode:2004IAUS..217..486O.
  32. 32,0 32,1 Townsley, Leisa K.; Broos, Patrick S.; Feigelson, Eric D.; и др. (2008). „A Chandra ACIS Study of 30 Doradus. I. Superbubbles and Supernova Remnants“. The Astronomical Journal. 131 (4): 2140–2163. arXiv:astro-ph/0601105. Bibcode:2006AJ....131.2140T. doi:10.1086/500532.
  33. 33,0 33,1 Tullmann, Ralph; Gaetz, Terrance J.; Plucinsky, Paul P.; и др. (2008). „The chandra ACIS survey of M33 (ChASeM33): investigating the hot ionized medium in NGC 604“. The Astrophysical Journal. 685 (2): 919–932. arXiv:0806.1527. Bibcode:2008ApJ...685..919T. doi:10.1086/591019.
  34. 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. 36 (1): 90. arXiv:0801.3749. Bibcode:2008JAVSO..36...90M.
  35. 35,0 35,1
  36. 36,0 36,1 Lebouteiller, V.; Bernard-Salas, J.; Plucinsky, Brandl B.; и др. (2008). „Chemical composition and mixing in giant HII regions: NGC 3603, Doradus 30, and N66“. The Astrophysical Journal. 680 (1): 398–419. arXiv:0710.4549. Bibcode:2008ApJ...680..398L. doi:10.1086/587503.
  37. 37,0 37,1 Tsamis, Y.G.; Barlow, M.J.; Liu, X-W.; и др. (2003). „Heavy elements in Galactic and Magellanic Cloud H II regions: recombination-line versus forbidden-line abundances“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 338 (3): 687–710. arXiv:astro-ph/0209534. Bibcode:2003MNRAS.338..687T. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06081.x.
  38. Straizys, V.; Cernis, K.; Bartasiute, S. (2001). „Interstellar extinction in the California Nebula region“ (PDF). Astronomy & Astrophysics. 374 (1): 288–293. Bibcode:2001A&A...374..288S. doi:10.1051/0004-6361:20010689.

Надворешни врски[уреди | уреди извор]