Región H II

Z Wikipédie, voľnej encyklopédie
Prejsť na navigáciu Prejsť na vyhľadávanie
NGC 604 , obrovská oblasť H II v galaxii Triangulum .

Región (zóna) H II alebo oblasť ionizovaného vodíka (typ emisnej hmloviny ) je horúci plazmový oblak s priemerom niekoľkých stoviek svetelných rokov a je oblasťou intenzívnej tvorby hviezd . V tejto oblasti sa rodia mladé horúce modrobiele hviezdy , ktoré vyžarujú hojné ultrafialové svetlo, čím ionizujú okolitú hmlovinu.

Oblasti H II môžu zrodiť tisíce hviezd v priebehu iba niekoľkých miliónov rokov. Nakoniec výbuchy supernov a silné hviezdne vetry vyžarujúce z najhmotnejších hviezd vo výslednej hviezdokope rozptýlia plyny v tejto oblasti a zmení sa na skupinu ako Plejády .

Tieto oblasti sa ich meno od veľkého množstva ionizovaného atómovej vodíka (tj. Len zmes protóny a elektróny ), určený astronómov ako H II ( oblasť HI je zóna neutrálneho vodíka, a H 2 predstavuje molekulárny vodík). Možno ich vidieť vo veľkých vzdialenostiach v celom vesmíre a štúdium takýchto oblastí nachádzajúcich sa v iných galaxiách je dôležité na určenie ich vzdialenosti, ako aj ich chemického zloženia .

História pozorovania

Aktívna oblasť tvorby hviezd - hmlovina Carina

Niekoľko najjasnejších oblastí H II je viditeľných voľným okom . Žiadna z nich však zjavne nebola opísaná pred vynálezom ďalekohľadu (na začiatku 17. storočia ): dve najjasnejšie z nich - hmlovina Orion a Tarantula - boli spočiatku mylne považované za hviezdy , pričom prvú označovali ako θ Orion. a druhá ako 30 zlatých rybiek. Neskôr Galileo opísal hviezdokopu Trapezium nachádzajúcu sa vo vnútri hmloviny Orion, ale samotnú hmlovinu si nevšimol - za jej objaviteľa (v roku 1610 ) sa považuje francúzsky pozorovateľ Nicholas-Claude Fabri de Peyresque . Od týchto skorých pozorovaní bolo v našich a iných galaxiách objavených oveľa viac oblastí H II.

V roku 1774 pozoroval hmlovinu Orion William Herschel a opísal ju ako „beztvarú ohnivú hmlu, chaotickú hmotu budúcich sĺnk“. Táto hypotéza sa začala potvrdzovať až takmer o sto rokov neskôr, v roku 1864 , keď William Huggins (s pomocou svojho priateľa, chemika Williama Millera , ktorý býval vedľa) preskúmal pomocou svojho spektroskopu niekoľko rôznych hmlovín. Niektoré, ako napríklad hmlovina Andromeda , poskytli spektrá podobné spektrom hviezd a ukázalo sa, že ide o galaxie zložené zo stoviek miliónov jednotlivých hviezd.

Spektrá ostatných hmlovín vyzerali inak. Namiesto intenzívneho súvislého spektra so superponovanými absorpčnými čiarami mala hmlovina Mačacie oko (prvá plynová hmlovina študovaná Hugginsom) a ďalšie podobné objekty len malý počet emisných čiar [1] . Podobný výsledok dosiahol Huggins o rok neskôr pre hmlovinu Orion [2] . Najjasnejšie týchto riadkov má vlnovej dĺžke 500,7 nm , čo bolo v súlade s akýmkoľvek známym chemického prvku . Pôvodne sa predpokladalo, že táto línia patrí novému chemickému prvku. Takže podobná myšlienka pri štúdiu spektra Slnka v roku 1868 viedla k objavu hélia . Nový prvok dostal názov nebulium (z latinského hmloviny - "hmlovina").

Kým však hélium bolo na Zemi izolované krátko po jeho objavení v slnečnom spektre, hmloviny nevznikli. V roku 1927 Henry Norris Russell navrhol, že vlnová dĺžka 500,7 nm nepatrí skôr novému prvku, ale už známemu prvku, avšak za neznámych podmienok [3] .

Už v tom istom roku Ira Sprague Bowen ukázal, že v plyne s extrémne nízkou hustotou môžu elektróny naplniť excitovanú metastabilnú energetickú hladinu atómov a iónov , ktoré pri vyššej hustote túto vlastnosť v dôsledku zrážok strácajú [4] . Elektronické prechody z jednej z týchto úrovní v dvojnásobne ionizovanom kyslíku vedú k čiare pri 500,7 nm. Tieto spektrálne čiary sa nazývajú zakázané čiary a možno ich pozorovať len pre plyny s nízkou hustotou [5] . Bolo teda dokázané, že hmloviny sú zložené z extrémne riedkych plynov.

Pozorovania počas 20. storočia ukázali, že oblasti H II často obsahujú jasné a horúce OB hviezdy. Takéto hviezdy sú mnohonásobne hmotnejšie ako Slnko, no majú krátku životnosť, len niekoľko miliónov rokov (pre porovnanie, životnosť hviezd ako Slnko je niekoľko miliárd rokov). V dôsledku toho sa predpokladalo, že oblasti H II sú oblasťami aktívnej tvorby hviezd. Počas niekoľkých miliónov rokov sa vo vnútri takejto oblasti vytvorí hviezdokopa a potom radiačný tlak vytvorených horúcich mladých hviezd rozptýli hmlovinu. Ak zostávajúci zhluk nie je dostatočne masívny a gravitačne viazaný , môže sa zmeniť na takzvanú OB-asociáciu [6] . Plejády sú príkladom hviezdokopy, ktorá „vyparila“ zónu H II, ktorá ju tvorí, a zanechala za sebou len zvyšky reflexnej hmloviny .

Životný cyklus a klasifikácia

Časť hmloviny Tarantula , obrovskej oblasti H II vo Veľkom Magellanovom oblaku .

Pôvod

Prekurzorom oblasti H II je obrovský molekulárny oblak . Je to veľmi studený (10–20 ° K ) a hustý oblak zložený hlavne z molekulárneho vodíka. Takéto objekty môžu byť dlhú dobu v stabilnom, „zamrznutom“ stave, ale rázové vlny z výbuchu supernovy [7] , „zrážky“ oblakov [8] a magnetické vplyvy [9] môžu viesť k zrúteniu časti oblak, mrak. To zase vedie k procesu tvorby hviezd v oblaku (podrobnejšie pozri vývoj hviezd ). Ďalší vývoj regiónu možno rozdeliť do dvoch fáz: etapa formovania a etapa expanzie [10] .

V štádiu formovania dosahujú najhmotnejšie hviezdy v oblasti vysoké teploty a ich tvrdé žiarenie začína ionizovať okolitý plyn. Vysokoenergetické fotóny sa šíria okolitou hmotou nadzvukovou rýchlosťou a vytvárajú tak ionizačnú frontu . So vzdialenosťou od hviezdy sa toto čelo spomaľuje v dôsledku geometrického útlmu a rekombinačných procesov v ionizovanom plyne. Po určitom čase sa jeho rýchlosť zníži na rýchlosť, ktorá je približne dvakrát vyššia ako rýchlosť zvuku. V tomto momente objem horúceho ionizovaného plynu dosiahne polomer Stromgren a začne expandovať pod vlastným tlakom.

Expanzia generuje nadzvukovú rázovú vlnu, ktorá stláča materiál hmloviny. Keďže rýchlosť ionizačného čela stále klesá, v určitom okamihu ho predbehne rázová vlna; a medzi dvoma sférickými prednými časťami sa vytvorí medzera vyplnená neutrálnym plynom. Takto sa rodí oblasť ionizovaného vodíka.

Životnosť oblasti H II je rádovo niekoľko miliónov rokov. Ľahký tlak hviezd skôr či neskôr „vyfúkne“ väčšinu plynu z hmloviny. Celý proces je veľmi „neefektívny“: menej ako 10 % plynu v hmlovine stihne sformovať hviezdy, kým sa zvyšok plynu „opotrebuje“. Proces straty plynu napomáhajú aj výbuchy supernov medzi najhmotnejšími hviezdami, ktoré začínajú už niekoľko miliónov rokov po vzniku hmloviny alebo ešte skôr [11] .

Morfológia

V najjednoduchšom prípade jediná hviezda v hmlovine ionizuje takmer guľovú oblasť okolitého plynu nazývanú Stromgrenova guľa . Ale v reálnych podmienkach interakcia ionizovaných oblastí z mnohých hviezd, ako aj šírenie zahriateho plynu do okolitého priestoru s ostrým gradientom hustoty (napríklad za hranicou molekulárneho oblaku) určujú zložitý tvar hmloviny. . Jeho tvar ovplyvňujú aj výbuchy supernov. V niektorých prípadoch tvorba veľkej hviezdokopy vo vnútri zóny H II vedie k jej „devastácii“ zvnútra. Takýto jav možno pozorovať napríklad v prípade NGC 604 , obrej oblasti H II v galaxii Triangulum .

Klasifikácia oblastí H II

Kolíska hviezd

Bock globule v IC 2944 , zóna H II.

Zrod hviezd v oblastiach H II je pred nami skrytý hrúbkou oblakov plynu a prachu, ktoré obklopujú vznikajúce hviezdy. Až keď svetelný tlak hviezdy rozriedi tento zvláštny „kokón“, hviezda sa stane viditeľnou. Predtým sa husté oblasti s hviezdami vo vnútri javili ako tmavé siluety na pozadí zvyšku ionizovanej hmloviny. Takéto útvary sú známe ako Bockove globule podľa astronóma Barta Bocka , ktorý v štyridsiatych rokoch minulého storočia predložil myšlienku, že by mohli byť rodiskom hviezd.

Potvrdenie Bockovej hypotézy sa objavilo až v roku 1990 , keď vedci pomocou pozorovaní v infračervenom spektre konečne dokázali prehliadnuť hrúbku týchto guľôčok a vidieť vo vnútri mladé hviezdne objekty. V súčasnosti sa verí, že priemerná globula obsahuje hmotu s hmotnosťou približne 10 hmotností Slnka vo vesmíre s priemerom približne jedného svetelného roka a takéto globule potom vytvárajú dvojité alebo viacnásobné hviezdne systémy [12] [13] [14] .

Okrem skutočnosti, že oblasti H II sú miestami vzniku hviezd, existuje dôkaz, že môžu obsahovať planetárne systémy . Hubbleov teleskop našiel v hmlovine Orion stovky protoplanetárnych diskov . Zdá sa, že najmenej polovica mladých hviezd v tejto hmlovine je obklopená diskom plynu a prachu, o ktorom sa predpokladá, že obsahuje dokonca mnohonásobne viac materiálu, než je potrebné na vytvorenie planetárneho systému, ako je ten náš .

technické údaje

fyzicka charakteristika

Oblasti H II sa značne líšia vo fyzikálnych parametroch. Ich veľkosti sa pohybujú od takzvaných „ultrakompaktných“ (priemer jedného svetelného roka alebo menej) až po gigantické (niekoľko stoviek svetelných rokov). Ich veľkosť sa nazýva aj Stromgrenov polomer , závisí najmä od intenzity žiarenia zdroja ionizujúcich fotónov a hustoty oblasti. Hustoty hmlovín sú tiež rôzne: od viac ako milióna častíc na cm³ v ultrakompaktných hmlovinách až po len niekoľko častíc na cm³ v tých najrozsiahlejších. Celková hmotnosť hmlovín je pravdepodobne medzi 10² a 10 5 hmotností Slnka [15] .

V závislosti od veľkosti oblasti H II môže počet hviezd v každej z nich dosiahnuť niekoľko tisíc. Štruktúra oblasti je preto zložitejšia ako štruktúra planetárnych hmlovín , ktoré majú iba jeden zdroj ionizácie umiestnený v strede. Teplota oblastí H II zvyčajne dosahuje 10 000 K. Rozhranie medzi oblasťami ionizovaného vodíka H II a neutrálneho vodíka HI je zvyčajne veľmi ostré. Ionizovaný plyn ( plazma ) môže mať magnetické polia so silou niekoľkých nanotesla [16] . Magnetické polia vznikajú v dôsledku pohybu elektrických nábojov v plazme, preto v oblastiach H II existujú elektrické prúdy [17] .

Asi 90 % materiálu v tejto oblasti je atómový vodík . Zvyšok tvorí hlavne hélium , kým ťažšie prvky sú prítomné v zanedbateľných množstvách. Všimli sme si, že čím ďalej od stredu galaxie sa oblasť nachádza, tým menší je podiel ťažkých prvkov v jej zložení. Vysvetľuje to skutočnosť, že počas celého života galaxie v jej hustejších centrálnych oblastiach bola rýchlosť tvorby hviezd vyššia, a teda ich obohacovanie produktmi jadrovej fúzie bolo rýchlejšie.

Žiarenie

Okolo jasných hviezd O-B5 so silným ultrafialovým žiarením sa tvoria zóny ionizovaného vodíka. Ultrafialové kvantá Lymanovho radu a Lymanovho kontinua ionizujú vodík obklopujúci hviezdu. V procese rekombinácie môže byť emitované kvantum podriadeného radu alebo Lymanovo kvantum. V prvom prípade kvantum opustí hmlovinu bez prekážok a v druhom sa opäť pohltí. Tento proces je opísaný Rosselandovou vetou . V spektre zón H II sa teda objavujú jasné čiary podriadených sérií, najmä Balmerova séria , ako aj svetlá Lyman-alfa čiara , pretože L α - fotóny sa nedajú spracovať na menej energetické kvantá a v konečnom dôsledku opúšťajú hmlovinu. . Vysoká intenzita emisie v línii H α s vlnovou dĺžkou 6563 Á dáva hmlovinám ich charakteristický červenkastý odtieň.

Množstvo a distribúcia

Vírivá galaxia : červené škvrny oblastí H II „obkresľujú“ špirálové ramená.

Oblasti H II sa nachádzajú iba v špirálových (ako je naša ) a nepravidelných galaxiách ; nikdy sa nestretli v eliptických galaxiách . V nepravidelných galaxiách ich možno nájsť v ktorejkoľvek jej časti, ale v špirálových galaxiách sú takmer vždy sústredené v špirálových ramenách. Veľká špirálová galaxia môže zahŕňať tisíce oblastí H II [15] .

Predpokladá sa, že tieto oblasti v eliptických galaxiách chýbajú, pretože eliptické galaxie vznikajú zrážkami iných galaxií. V kopách galaxií sú takéto zrážky veľmi časté. V tomto prípade sa jednotlivé hviezdy takmer nikdy nezrážajú, ale veľké molekulárne oblaky a oblasti H II podliehajú silným poruchám. Za týchto podmienok sa iniciujú silné výbuchy hviezdy, a to tak rýchlo, že sa na to namiesto zvyčajných 10 % použije takmer všetka hmota hmloviny. Galaxia zažíva taký aktívny proces nazývaný hviezdna galaxia ( angl. Starburst galaxy ). Potom v eliptickej galaxii zostáva veľmi málo medzihviezdneho plynu a oblasti H II sa už nemôžu tvoriť. Ako ukazujú moderné pozorovania, medzigalaktických oblastí ionizovaného vodíka je tiež veľmi málo. Takéto oblasti sú s najväčšou pravdepodobnosťou pozostatkom periodických rozpadov malých galaxií [18] .

Pozoruhodné oblasti H II

Orionský komplex . Obrázok ukazuje jadro hviezd tohto súhvezdia . Svetlý bod v strede pod ním je M42 a oblúk, ktorý zaberá väčšinu obrazu, je Barnardova slučka .

Voľným okom sú relatívne ľahko viditeľné dve oblasti H II: Orion Trapezium a Tarantula . Zopár ďalších je na hranici viditeľnosti: hmlovina Lagúna , Severná Amerika , Barnardova slučka – tie sa však dajú pozorovať len za ideálnych podmienok.

Obrovský molekulárny oblak Orion je veľmi zložitý komplex, ktorý zahŕňa mnoho interagujúcich oblastí H II a iných hmlovín [19] . Toto je „klasická“ oblasť H II [nb 1] najbližšie k Slnku. Oblak sa nachádza vo vzdialenosti cca 1500 sv. rokov od nás a ak by bol viditeľný, zaberal by väčšiu plochu tohto súhvezdia . В его состав входит не раз упоминавшиеся туманность Ориона и Трапеция, Туманность Конская Голова , Петля Барнарда. Причём, последняя является ближайшей к нам областью H II.

Интересную, сложную структуру имеют туманность Эты Киля и Беркли 59 / Комплекс OB4 Цефея [20] [ уточнить ] .

Некоторые области H II обладают огромными размерами даже по галактическим меркам. Примером гигантской области H II является уже упоминавшаяся туманность Тарантул в Большом Магеллановом Облаке . Эта туманность значительно больше туманности в Орионе и является местом рождения тысяч звёзд, некоторые из которых более чем в 100 раз массивнее Солнца. Если бы Тарантул находилась на месте туманности Ориона, она бы светила в небе почти так же ярко, как полная Луна . В окрестностях Тарантула в 1987 году вспыхнула сверхновая SN 1987A .

Ещё одним таким «гигантом» является NGC 604 из галактики Треугольника : она достигает 1300 св. лет в поперечнике, хотя содержит чуть меньшее количество звёзд. Это одна из самых обширных областей H II в Местной группе галактик .

Современные методы исследования областей H II

Изображения в видимом свете (слева) показывают пыль и газ туманности Ориона . На изображениях в инфракрасном диапазоне (справа) видны звёзды внутри туманности.

Как и для планетарных туманностей , точное изучение химического состава для областей H II затруднено. Существует два различных способа определения содержания металлов (то есть других элементов помимо водорода и гелия) в туманности, которые основаны на различных типах спектральных линий. Первый метод рассматривает рекомбинационные линии , полученные в результате воссоединения ( рекомбинации ) ионов с электронами; второй — запрещённые линии, источником которых служит возбуждение ионов ударами электронов ( столкновительное возбуждение ) [nb 2] . К сожалению, по двум этим методам иногда получаются существенно различающиеся цифры. Некоторые астрономы объясняют это наличием малых температурных колебаний внутри исследуемой области; другие говорят, что различия слишком велики, чтобы их можно было объяснить такими колебаниями, и обусловливают наблюдаемый эффект присутствием в туманности облаков, заполненных холодным, разреженным газом с низким содержанием водорода и высоким содержанием тяжёлых элементов [21] .

Кроме того, не до конца изучен процесс формирования массивных звёзд внутри области. Этому препятствуют две проблемы. Во-первых, значительное расстояние от Земли до больших областей H II: ближайшая из них находится более чем в 1000 св. годах от нас, а расстояние до других превосходит эту цифру в несколько раз. Во-вторых, образование этих звёзд скрыто от нас слоями пыли, так что наблюдения в видимом спектре невозможны. Радио и инфракрасные лучи могут преодолеть этот заслон, но самые молодые звёзды могут и не излучать достаточно энергии на этих частотах.

Комментарии

  1. Есть более близкие к Солнцу области H II, но они сформировались вокруг одиночных звёзд и не являются областями звездообразования.
  2. В англоязычной литературе можно встретить соответствующие аббревиатуры: ORL (optical recombination lines) — рекомбинационные линии в оптическом диапазоне; CEL (collisionally excited lines) — линии, вызванные электронным ударом.

Примечания

  1. Huggins W., Miller WA О спектрах некоторых туманностей = On the Spectra of some of the Nebulae // Philosophical Transactions of the Royal Society of London . — 1864. — Т. 154 . — С. 437—444 .
  2. Huggins W. О спектре Большой Туманности Ручки Меча Ориона = On the Spectrum of the Great Nebula in the Sword-Handle of Orion // Proceedings of the Royal Society of London. — 1865. — Т. 14 . — С. 39—42 .
  3. Bowen, IS Происхождение спектральных линий туманностей и структура планетарных туманностей (англ.) = The origin of the nebular lines and the structure of the planetary nebulae // The Astrophysical Journal . — IOP Publishing , 1928. — Vol. 67 . — P. 1—15 . — doi : 10.1086/143091 .
  4. Bowen, IS Происхождение основных спектральных линий туманностей (англ.) = The Origin of the Chief Nebular Lines // Publications of the Astronomical Society of the Pacific . — 1927. — Vol. 39 , no. 231 . — P. 295—297 .
  5. Борисоглебский Л. А. Запрещенные линии в атомных спектрах // Успехи физических наук . — Российская академия наук , 1958. — Т. 66 , вып. 4 . — С. 603—652 .
  6. OB Associations (англ.) (недоступная ссылка) . Extracts from The GAIA Study Report . RSSD — Research Science (6 June 2000). — Extracts from The GAIA Study Report: Executive Summary and Science Section. Дата обращения: 2 ноября 2008. Архивировано 4 августа 2003 года.
  7. Boss, Alan P. Коллапс и фрагментация центральных областей молекулярных облаков. Часть 2. Коллапс, вызванный ударными волнами от звёзд (англ.) = Collapse and fragmentation of molecular cloud cores. 2: Collapse induced by stellar shock waves // The Astrophysical Journal . — IOP Publishing , 1995. — Vol. 439 , no. 1 . — P. 224—236 .DOI : 10.1086/175166
  8. Hasegawa, Tetsuo; Sato, Fumio; Whiteoak, John B.; Miyawaki, Ryosuke. Масштабное столкновение облаков в центрально-галактическом молекулярном облаке около объекта Стрелец B21 (англ.) = A large-scale cloud collision in the galactic center molecular cloud near Sagittarius B21 // The Astrophysical Journal . — IOP Publishing , 1994. — Vol. 429 , no. 2 . — P. L77—L80 .DOI : 10.1086/187417
  9. Boss, Alan P. Коллапс и фрагментация центральных областей молекулярных облаков. Часть 7. Магнитные поля и множественное формирование протозвёзд (англ.) = Collapse and Fragmentation of Molecular Cloud Cores. VII. Magnetic Fields and Multiple Protostar Formation // The Astrophysical Journal . — IOP Publishing , 2002. — Vol. 568 , iss. 2 . — P. 743—753 .DOI : 10.1086/339040
  10. Franco J., Tenorio-Tagle G., Bodenheimer P. О формировании и расширении областей H II (англ.) = On the formation and expansion of H II regions // The Astrophysical Journal . — IOP Publishing , 1990. — Vol. 349 . — P. 126—140 . — doi : 10.1086/168300 .
  11. Ray Villard, Anne Pellerin. Hubble Sees Star Cluster «Infant Mortality» (англ.) . HubbleSite NewsCenter (10 January 2007). Дата обращения: 2 ноября 2008. Архивировано 20 марта 2012 года.
  12. Yun JL, Clemens DP Образование звёзд в малых глобулах — Барт Бок был прав (англ.) = Star formation in small globules — Bart Bok was correct // The Astrophysical Journal . — IOP Publishing , 1990. — Vol. 365 . — P. L73—L76 . — doi : 10.1086/185891 .
  13. Clemens DP, Yun, JL, Heyer MH Глобулы Бока и малые молекулярные облака — тщательная фотометрия и (C-12)O-спектроскопия с помощью IRAS (англ.) = Bok globules and small molecular clouds — Deep IRAS photometry and (C-12)O spectroscopy // The Astrophysical Journal . — IOP Publishing , 1991. — Vol. 75 . — P. 877—904 . — doi : 10.1086/191552 .
  14. Launhardt R., Sargent AI, Henning T. et al. Образование двойных и кратных звёзд в глобулах Бока = Binary and multiple star formation in Bok globules // Eds Reipurth & Zinnecker Proceedings of IAU Symposium No. 200 on The Formation of Binary Stars. — 2002. — № 103—105 .
  15. 1 2 Flynn, Chris Lecture 4B: Radiation case studies (HII regions) (недоступная ссылка) . Дата обращения: 6 июля 2016. Архивировано 21 августа 2014 года.
  16. Heiles C., Chu Y.-H., Troland TH Сила магнитных полей в областях H II: S117, S119 и S264 (англ.) = Magnetic field strengths in the H II regions S117, S119, and S264 // The Astrophysical Journal . — IOP Publishing , 1981. — Vol. 247 . — P. L77—L80 . — doi : 10.1086/183593 .
  17. Carlqvist P., Kristen H., Gahm GF Спиралевидные структуры в «хоботе» туманности Розетка (англ.) = Helical structures in a Rosette elephant trunk // Astronomy and Astrophysics . — EDP Sciences , 1998. — Vol. 332 . — P. 5—8 .
  18. Oosterloo T., Morganti R., Sadler EM et al. Периодически возникающие остатки и межгалактические области H II (англ.) = Tidal Remnants and Intergalactic H II Regions // Eds Duc, IAU Symposium No. 217 Braine and Brinks. — San Francisco Publications of the Astronomical Society of the Pacific . — Sydney, Australia, 2004.
  19. Bally, John. Обзор Комплекса Ориона = Overview of the Orion Complex // Handbook of Star Forming Regions Vol. I. — Astronomical Society of the Pacific, 2008.
  20. Majaess DJ, Turner D., Lane D., Moncrieff K. Удивительная звезда Беркли 59 / Комплекс OB4 Цефея и другие случайные находки переменных звёзд = The Exciting Star of the Berkeley 59/Cepheus OB4 Complex and Other Chance Variable Star Discoveries // JAAVSO. — 2008.
  21. Tsamis YG, Barlow MJ, Liu XW. et al. Тяжёлые элементы в областях H II в Галактике и Магеллановых Облаках: относительное содержание по рекомбинационным линиям и по запрещённым линиям (англ.) = Heavy elements in Galactic and Magellanic Cloud H II regions: recombination-line versus forbidden-line abundances // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . — Oxford University Press , 2003. — Vol. 338 , no. 3 . — P. 687—710 .

Литература

Ссылки