Gaan na inhoud

H II-gebied

in Wikipedia, die vrye ensiklopedie
NGC 604, ’n groot H II-gebied in die Driehoeksterrestelsel.

’n H II-gebied of HII-gebied is 'n streek van interstellêre atomiese waterstof (simbool: H) wat geïoniseer is.[1] Dit lê gewoonlik in 'n molekulêre wolk van gedeeltelik geïoniseerde gas waarin stervorming onlangs plaasgevind het. Die wolke is 1-100 ligjare breed en het 'n digtheid van 'n paar tot 'n miljoen deeltjies per kubieke sentimeter. Die Orionnewel, wat nou bekend is as 'n H II-gebied, is in 1610 ontdek – die eerste sodanige voorwerp.

Die gebiede kan enige vorm hê, want die verspreiding van die sterre en gas in hulle is onreëlmatig. Die blou sterre met ’n kort lewensduur in hierdie gebiede straal groot hoeveelhede ultravioletlig uit en so word die omringende gas geïoniseer.

H II-gebiede lyk dikwels klonterig en filamentagtig, en het soms ingewikkelde vorms, soos die Perdekopnewel. H II-gebiede kan oor 'n paar miljoen jaar duisende nuwe sterre laat ontstaan. Op die ou end verstrooi supernovaontploffings en die sterk sterwinde van die grootste sterre in die sterreswerm wat ontstaan, die gas van die gebied en laat 'n swerm sterre agter wat gevorm het

Hulle kan op groot afstande in die heelal waargeneem word, en die bestudering van ekstragalaktiese H II-gebiede is belangrik in die bepaling van die afstande en chemiese samestelling van sterrestelsels. Spiraal- en onreëlmatige sterrestelsels bevat baie H II-gebiede, en elliptiese sterrestelsels omtrent geen. In spiraalstelsels, soos die Melkweg, is H II-gebiede gekonsentreer in die spiraalarms, terwyl hulle in onreëlmatige stelsels chaoties versprei kan wees. Sommige sterrestelsels bevat groot H II-gebiede wat tienduisende sterre kan insluit. Voorbeelde is die 30 Doradus-streek in die Groot Magellaanse Wolk (GMW) en NGC 604 in die Driehoeksterrestelsel.

Terminologie

[wysig | wysig bron]
Borrels splinternuwe sterre in die GMW.

Die term H II word deur sterrekundiges "H twee" uitgespreek. "H" is die chemiese simbool van waterstof en "II" is die Romeinse syfer vir 2. Dit is gebruiklik om in sterrekunde die Romeinse syfer I vir neutrale atome te gebruik, II vir enkelgeïoniseer (H II is H+ in ander wetenskappe), III vir dubbelgeïoniseer (O III is byvoorbeeld O2+), ensovoorts.[2] H II, of H+, bestaan uit vrye protone. 'n H I-gebied bestaan uit elektries neutrale atomiese waterstof, en 'n molekulêre wolk uit molekulêre waterstof, H2. In gesproke kommunikasie met niesterrekundiges is daar soms verwarring tussen die identies uitgesproke "H II" en "H2".

Waarnemings

[wysig | wysig bron]
Donker stervormingstreke in die Arend-newel wat algemeen bekend is as die Pilare van die Skepping.

’n Paar van die helderste H II-gebiede is met die blote oog sigbaar. Dit lyk egter nie of enigeen van hulle gesien is voor die ontdekking van die teleskoop in die vroeë 17de eeu nie. Selfs Galileo het nie die Orion-newel gesien toe hy die eerste keer die sterreswerm daarin waargeneem het nie. (Johann Bayer het dit voorheen as ’n enkele ster, θ Orionis, geklassifiseer.) Die Franse sterrekundige Nicolas-Claude Fabri de Peiresc kry die eer dat hy die Orion-newel in 1610 ontdek het.[3] Sedertdien is talle H II-gebiede in die Melkweg en ander sterrestelsels waargeneem.[4]

William Herschel het die Orion-newel in 1774 gesien en dit beskryf as ’n "eenvormige mis, die chaotiese materiaal van toekomstige sonne".[5] In die vroeë dae het sterrekundiges onderskei tussen "verspreide newels" (nou bekend as H II-gebiede), wat dynserig bly al word hulle deur groot teleskope bekyk, en newels waarin sterre onderskei kan word, nou bekend as sterrestelsels buite die Melkweg.[6]

Die Orion-newel.

Herschel se hipotese van stervorming is eers 100 jaar later bevestig toe William Huggins met sy spektroskoop na verskeie newels gekyk het. Sommige, soos die Andromeda-newel, het spektra soortgelyk aan sterre gehad, maar eindelik is besef hulle is sterrestelsels met honderdmiljoene individuele sterre. Ander het baie anders gelyk. Die Orion-newel en ander soortgelyke voorwerpe het net ’n klein getal emissielyne getoon.[7] In planetêre newels was die helderste van hierdie spektraallyne by ’n golflengte van 500,7 nanometer, en dit het nie met die lyn van enige bekende chemiese element ooreengestem nie. Eers is gemeen die lyn is dié van ’n onbekende element, wat "nebulium" genoem is – dieselfde idee het gelei tot die ontdekking van helium in 1868 deur die ontleding van die Son se spektrum.[8] Terwyl helium egter op Aarde geïsoleer is kort ná die ontdekking daarvan in die Son se spektrum, is nebulium nie. In die vroeë 20ste eeu het Henry Norris Russell voorgestel die lyn by 500,7 nm is nie ’n nuwe element nie, maar ’n bekende een onder onbekende toestande.[9]

Fisici het in die 1920's bewys in ’n gas by ’n uiters lae digtheid, kan elektrone opgewekte metastabiele energievlakke in atome en ione meebring wat by hoër digthede vinnig deur botsings gedeëksiteer word.[10] Elektronoorgange van hierdie vlakke in dubbel geïoniseerde suurstof gee aanleiding tot die 500,7 nm-lyn.[11] Hierdie spektraallyne kan slegs in gasse met ’n uiters lae digtheid gesien word. Spektroskopiese warnemings het dus gewys planetêre newels bestaan grootliks uit uiters veredelde geïoniseerde suurstofgas (OIII).

In die 20ste eeu het waarnemings getoon H II-gebiede bevat dikwels warm, helder sterre.[11] Hierdie sterre het ’n massa van baie keer die Son s’n. Hulle het ’n kort bestaan van slegs ’n paar miljoen jaar (in vergelyking met die Son se sowat 10 miljard jaar). Daar is dus aangeneem H II-gebiede is gebiede waarin nuwe sterre vorm.[11] Oor ’n tydperk van verskeie miljoene jare sal ’n sterreswerm in ’n H II-gebied vorm voordat stralingsdruk van die jong, warm sterre veroorsaak dat die newel verstrooi word.[12] Die Plejades is ’n voorbeeld van ’n sterreswerm wat die H II-gebied waarin hulle gevorm het, "weggekook" het. Net spore van die newelagtigheid het oorgebly.

Oorsprong en duur

[wysig | wysig bron]
Sien ook: Sterevolusie
'n Klein deel van die Tarantula-newel, 'n reusagtige H II-gebied in die GMW.

Die voorloper van 'n H II-gebied is 'n reusagtige molekulêre wolk (RMW). 'n RMW is 'n digte en koue wolk (10-20 K) wat hoofsaaklik uit molekulêre waterstof bestaan.[4] Hulle kan vir 'n lang tyd in 'n stabiele toestand verkeer, maar skokgolwe vanweë supernovas, botsings tussen wolke en magnetiese wisselwerkings kan dit laat ineenstort. Wanneer dit gebeur, ontstaan sterre deur 'n proses van ineenstorting en fragmentasie van die wolk.[12]

Wanneer sterre in 'n RMW gevorm word, sal die swaarstes temperature bereik wat warm genoeg is om die omringende gas te ioniseer.[4] Kort ná die vorming van 'n ioniserende stralingsveld skep energieke fotone 'n ionisasiefront, wat teen supersoniese snelhede deur die wolk trek. By al hoe groter afstande van die ioniserende ster af verlangsaam die ionisasiefront, terwyl die druk van die nuut geïoniseerde gas veroorsaak dat die geïoniseerde volume toeneem. Eindelik verlangsaam die ionisasiefront tot subsoniese snelhede, en word dit verbygesteek deur die skokfront wat veroorsaak word deur die uitsetting van die materiaal wat uit die newel uitgeskiet word. Die H IIgebied het nou ontstaan.[13]

Die leeftyd van 'n H II-gebeid is sowat 'n paar miljoen jaar.[14] Stralingsdruk van die warm jong sterre sal eindelik die meeste van die gas wegdryf. Inderwaarheid sal net sowat 10 persent van die gas in die H II-gebied nuwe sterre vorm voordat die res weggeskiet word.[12] Wat bydra tot die verlies van gas is die supernovaontploffings van die swaarste sterre, wat elke een of twee miljoen jaar voorkom.

Vernietiging van sterkwekerye

[wysig | wysig bron]
Bolwolke in die H II-gebied IC 2944 (Baie Groot Teleskoop).

Sterre vorm in klonte koel molekulêre gas wat die nuwe sterre verberg. Dit is eers wanneer die stralingsdruk van 'n ster sy "koekon" verdryf dat die ster sigbaar word. Die warm blou sterre wat kragtig genoeg is om aansienlike hoeveelhede waterstof te ioniseer en H II-gebiede vorm, sal dit vinnig doen en die streek waarin hulle gevorm het, verlig.

Die digte streke wat jonger of ligter sterre bevat wat nog nie die materiaal waaruit hulle gevorm het, weggeblaas het nie, word dikwels in sihoeët teen die res van die geïoniseerde newel gesien. Bart Bok en E.F. Reilly het sterrekundige foto's in die 1940's deursoek vir "relatief klein, donker newels" ná voorstelle dat sterre gevorm kan word uit kondensasies in die interstellêre medium; hulle het verskeie sulke "amper ronde of ovaal klein voorwerpe" gevind wat bolwolke genoem word.[15] Bok het op die Harvardsterrewag se 100-jarige Simposium van Desember 1946 gesê dié bolwolke is waarskynlik tereine van stervorming.[16] In 1990 is bevestig dat dit inderdaad so is.[17]

Die warm jong sterre los dié bolwolke op terwyl die straling van die sterre wat die H II-gebied vorm die materiaal wegdryf. Op dié manier vernietig die sterre wat die H II-gebied opwek, die sterkwekerye. Daardeur kan een laaste uitbarsting van stervorming veroorsaak word terwyl stralingsdruk en meganiese druk van supernovas die bolwolke druk en die digtheid in hulle vergroot.[18]

Daar is bewyse dat die jong sterre in H II-gebiede planeetstelsels kan bevat. Die Hubble-ruimteteleskoop het honderde protoplanetêre skywe in die Orionnewel onthul.[19] Dit lyk of minstens die helfte van die jong sterre in die Orionnewel omring is deur skywe gas en stof,[20] wat vermoedelik baie keer die hoeveelheid materie kan bevat as wat nodig is om 'n planeetstelsel soos die Sonnestelsel te skep.

Eienskappe

[wysig | wysig bron]

Fisiese eienskappe

[wysig | wysig bron]
Messier 17 is 'n H II-gebied in die sterrebeeld Boogskutter.

H II-gebiede se fisiese eienskappe varieer grootliks. Hulle verskil in grootte, van sogenaamde "ultrakompakte" (UCHII)-gebiede van net sowat 'n ligjaar breed tot reusegebiede van 'n paar honderd ligjare breed.[4] Hulle digtheid wissel van meer as 'n miljoen deeltjies per cm3 in ultrakompakte gebiede tot net 'n paar deeltjies per cm3 in die grootste gebiede. Dit dui op totale massas van tussen sowat 100 en 105 sonmassas.[21]

Daar is ook "ultradigte H II" (UDHII)-gebiede.[22]

Na gelang van die grootte van die H II-gebied, kan daar verskeie duisende sterre in wees. Dit maak dié gebiede ingewikkelder as plantêre newels, wat net een sentrale ionisasiebron het. H II-gebiede bereik gewoonlik temperature van 10 000 K.[4] Hulle het egter feitlik altyd 'n koue molekulêre gas, wat uit dieselfde moeder-RMW ontstaan het.[4] Magneetvelde word geskep deur die swak bewegende elektriese ladings in die geïoniseerde gas, wat daarop dui dat die gebiede elektriese velde kan bevat.[23]

Die sterkwekery N159 is 'n H II-gebied van meer as 150 ligjare breed.[24]

'n Paar H II-gebiede toon ook tekens dat hulle deurtrek is van 'n plasma met temperature van meer as 10 000 000 K, warm genoeg om X-strale uit te straal. X-straal-sterrewagte soos Einstein en Chandra het verspreide X-straal-uitstralings bemerk in 'n paar stervormende streke, insluitende die Orionnewel, Messier 17 en die Carinanewel.[25] Die warm gas word waarskynlik voorsien deur die sterk sterwinde van O-tipe sterre, wat verhit word deur supersoniese skokgolwe in die winde – óf deur botsings tussen winde van verskillende sterre óf vanweë botsende winde wat deur magneetvelde gekanaliseer word.

Dié plasma sal vinnig uitsit om die beskikbare holtes in die molekulêre wolk te vul vanweë die hoë spoed van die gas. Dit sal uitlek uit gate aan die rand van die H II-gebied, soos dit blykbaar in Messier 17 gebeur.[26]

Chemies bestaan H II-gebiede uit sowat 90 persent waterstof. Die sterkste waterstof-emissielyn, die H-alpha-lyn by 656,3 nm, gee die streke 'n kenmerkende rooi kleur. (Dié emissielyn kom van opgewekte, ongeïoniseerde waterstof.) H-beta word ook uitgestraal, maar teen sowat 1⁄3 van die intensiteit van H-alpha. Die grootste deel van die res van die gebiede bestaan uit helium, met spoorhoeveelhede swaarder elemente. Daar is gevind die hoeveelheid swaar elemente in H II-gebiede neem af hoe verder hulle van die kern van 'n sterrestelsel af is.[27] Dit is omdat die tempo van stervorming deur die bestaan van die sterrestelsel groter in die digter sentrale dele is, wat daartoe lei dat dié streke meer verryk is met die produkte van nukleosintese.

Getalle en verspreiding

[wysig | wysig bron]
Stringe rooi H II-gebiede stippel die arms van die Draaikolksterrestelsel uit.

H II-gebiede kom net in spiraalsterrestelsels soos die Melkweg en onreëlmatige sterrestelsels voor, en glad nie in elliptiese stelsels nie. In onreëlmatige stelsels kan hulle deur die hele stelsel verspreid wees, maar in spiraalstelsels is hulle volop in die spiraalarms. 'n Groot spiraalstelsel kan duisende H II-gebiede bevat.[21]

Die rede hoekom die gebiede nie in elliptiese stelsels voorkom nie, is dat dié stelsels vermoedelik deur die samesmelting van sterrestelsels gevorm word.[28] In sterrestelselswerms is sulke samesmeltings algemeen. Wanneer sterrestelsels bots, bots individuele sterre amper nooit, maar die RMW's en die H II-gebiede word erg ontwrig.[28] Dit lei tot groot uitbarstings van stervorming: so vinnig dat die meeste van die gas in sterre omgesit word in plaas van die normale 10% of minder.

Sterrestelsels wat sulke vinnige stervorming ondergaan, word steruitbarsting-sterrestelsels genoem. Die elliptiese stelsel ná die samesmelting het baie min gas oor, en H II-gebiede kan nie meer vorm nie.[28] Waarnemings in die 21ste eeu het gewys baie min H II-gebiede kom buite sterrestelsels voor. Dié intergalaktiese H II-gebiede is dalk die oorblyfsels van getyontwrigtings van klein sterrestelsels.[29]

Morfologie

[wysig | wysig bron]

H II-gebiede kom in 'n groot verskeidenheid groottes voor. Hulle is gewoonlik klonterig en ongelyksoortig op alle skale, van die kleinstes tot die grootstes.[4] Elke ster in so 'n gebied ioniseer 'n rofweg sferiese streek van die omringende gas, maar die kombinasie van ionisasiesfere van baie sterre en die uitsetting van die verhitte newel tot in die omringende gasse skep skerp digtheidsgradiënte wat tot ingewikkelde vorms lei.[30]

Supernovaontploffings kan ook H II-gebiede se vorm verander. In sommige gevalle lei die vorming van 'n groot sterreswerm in 'n H II-gebied daartoe dat dit van binne uitgehol word. Dit is die geval met NGC 604, 'n reusagtige H II-gebied in die Driehoeksterrestelsel.[31]

Merkwaardige gebiede

[wysig | wysig bron]
'n Optiese foto (links) wys wolke van gas en stof in die Orionnewel; 'n infrarooifoto (regs) onthul nuwe sterre wat binne-in skyn.

Merkwaardige galaktiese H II-gebiede sluit in die Orionnewel, die Carinanewel en die Berkeley 59 / Cepheus OB4-kompels.[32] Die Orionnewel, wat sowat 1 500 ligjare van die Aarde af is, is deel van die Orionkompleks, 'n reusagtige molekulêre wolk wat, as dit sigbaar was, die grootste deel van die sterrebeeld Jagter sou beslaan het.[11] Die Perdekopnewel en Barnard se Lus is nog twee verligte dele van dié wolk gas.[33] Die Orionnewel is eintlik 'n dun laag geïoniseerde gas aan die buitenste rand van die Orionkompleks. Die sterre in die Trapezium-swerm, veral θ1 Orionis, is vir dié ionisasie verantwoordelik.[11]

Die Groot Magellaanse Wolk, 'n satellietsterrestelsel van die Melkweg wat sowat 160 000 ligjare van die Aarde af is, bevat 'n reusagtige H II-gebied, die Tarantula-newel. Teen sowat 650 ligjare breed, is dit die swaarste en tweede gootste H II-gebied in die Plaaslike Groep.[34] Dit is baie groter as die Orionnewel en vorm duisende sterre, waarvan sommige 'n massa van meer as 100 keer die Son s'n het: OB- en Wolf-Rayetsterre. As die Tarantula-newel so naby aan die Aarde as die Orionnewel was, sou dit so helder as die volmaan in die naglug gewees het. Die supernova SN 1987A het aan die buitewyke van die Tarantula-newel voorgekom.[30]

Nog 'n reusagtige H II-gebeid, NGC 604, is in die M33-spiraalsterrestelsel geleë, 2,66 miljoen ligjare weg. Dit is sowat 800 × 830 ligjare breed en is die tweede swaarste H II-gebied in die Plaaslike Groep. Dit is egter die grootste: effens groter as die Tarantula-newel. Dit bevat sowat 200 warm OB- en Wolf-Rayetsterre, wat die gas in die gebied tot miljoene grade verhit en helder X-strale uitstraal. Die totale massa van die warm gas in NGC 604 is sowat 6 000 sonmassas.[31]

Huidige kwessies

[wysig | wysig bron]
Die Driespletige Newel, gesien teen verskillende golflengtes.

Nes met planetêre newels, is daar onserheid oor die ramings van die omvang van chemiese elemente in H II-gebiede.[35] Daar is twee verskillende maniere om die voorkoms van metale (in dié geval elemente swaarder as waterstof en helium) in newels te bepaal. Dit berus op verskillende soorte spektraallyne, en die resultate van dié twee metodes is soms uiteenlopend.[34]

Sommige sterrekundiges skryf dit toe aan die teenwoordigheid van klein temperatuurwisselings in H II-gebiede; ander meen die teenstrydighede is te groot om aan die hand van temperatuurverskille te verduidelik. Hulle hipotetiseer die bestaan van koue knope wat baie min waterstof bevat om die waarnemings te verduidelik.[35]

Die volle besonderhede van die vorming van swaar sterre in H II-gebiede is nie goed bekend nie. Twee groot probleme belemmer navorsing op dié gebied. In die eerste plek is die afstand van die Aarde na die naaste H II-gebiede aansienlik: Die naaste een, die Carinanewel, is 1 000 ligjare weg;[36] ander gebiede is 'n paar keer so ver van die Aarde af.

In die tweede plek word die vorming van dié sterre erg deur stof verdoesel, en waarnemings in sigbare lig is onmoontlik. Radio- en infrarooilig kan deur die stof dring, maar die jongste sterre straal dalk nie genoeg lig uit teen dié golflengtes nie.[33]

Sien ook

[wysig | wysig bron]

Verwysings

[wysig | wysig bron]
  1. ↑ Ian Ridpath (2012). A Dictionary of Astronomy: H II region (2nd rev. uitg.). Oxford University Press. doi:10.1093/acref/9780199609055.001.0001. ISBN 9780199609055. Besoek op 24 Desember 2015.
  2. ↑ "Thermal Radio Emission from HII Regions". National Radio Astronomy Observatory (US). Geargiveer vanaf die oorspronklike op 27 September 2016. Besoek op 7 Oktober 2016.
  3. ↑ 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.
  4. ↑ 4,0 4,1 4,2 4,3 4,4 4,5 4,6 Anderson, L.D.; Bania, T.M.; Jackson, J.M.; et al. (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. S2CID 10641857.
  5. ↑ Jones, Kenneth Glyn (1991). Messier's nebulae and star clusters. Cambridge University Press. p. 157. ISBN 978-0-521-37079-0.
  6. ↑ Ridpath, Ian (2012). "Diffuse nebula". A dictionary of astronomy. Oxford: Oxford University Press. ISBN 978-0-19-960905-5.
  7. ↑ 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.
  8. ↑ Tennyson, Jonathan (2005). Astronomical spectroscopy: an introduction to the atomic and molecular physics of astronomical spectra. Imperial College Press. pp. 99–102. ISBN 978-1-86094-513-7.
  9. ↑ Russell, H.N.; Dugan, R.S.; Stewart, J.Q (1927). Astronomy II Astrophysics and Stellar Astronomy. Boston: Ginn & Co. p. 837.
  10. ↑ 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.
  11. ↑ 11,0 11,1 11,2 11,3 11,4 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.
  12. ↑ 12,0 12,1 12,2 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.
  13. ↑ 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.
  14. ↑ 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. S2CID 12753436.
  15. ↑ Bok, Bart J.; Reilly, Edith F. (1947). "Small Dark Nebulae". Astrophysical Journal. 105: 255–257. Bibcode:1947ApJ...105..255B. doi:10.1086/144901.
  16. ↑ Bok, Bart J. (1948). "Dimension and Masses of Dark Nebulae". Harvard Observatory Monographs. 7 (7): 53–72. Bibcode:1948HarMo...7...53B.
  17. ↑ 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.
  18. ↑ Stahler, S.; Palla, F. (2004). The Formation of Stars. Wiley VCH. doi:10.1002/9783527618675. ISBN 978-3-527-61867-5.
  19. ↑ 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.
  20. ↑ 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.
  21. ↑ 21,0 21,1 Flynn, Chris (2005). "Lecture 4B: Radiation case studies (HII regions)". Geargiveer vanaf die oorspronklike op 23 September 2015. Besoek op 14 Mei 2009.
  22. ↑ 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. S2CID 15431678.
  23. ↑ 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.
  24. ↑ "Into the storm". www.spacetelescope.org. Besoek op 5 September 2016.
  25. ↑ Townsley, L. K.; et al. (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. S2CID 40973448.
  26. ↑ Townsley, L. K.; et al. (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. S2CID 16188805.
  27. ↑ 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.
  28. ↑ 28,0 28,1 28,2 Hau, George K. T.; Bower, Richard G.; Kilborn, Virginia; et al. (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. S2CID 17892515.
  29. ↑ (2004) "Tidal Remnants and Intergalactic HII Regions" in International Astronomical Union Symposium. P.-A. Duc 217: 486, Astronomical Society of the Pacific. doi:10.1017/S0074180900198249. 
  30. ↑ 30,0 30,1 Townsley, Leisa K.; Broos, Patrick S.; Feigelson, Eric D.; et al. (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. S2CID 17417168.
  31. ↑ 31,0 31,1 Tullmann, Ralph; Gaetz, Terrance J.; Plucinsky, Paul P.; et al. (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. S2CID 1428019.
  32. ↑ 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.
  33. ↑ 33,0 33,1
  34. ↑ 34,0 34,1 Lebouteiller, V.; Bernard-Salas, J.; Plucinsky, Brandl B.; et al. (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. S2CID 16924851.
  35. ↑ 35,0 35,1 Tsamis, Y.G.; Barlow, M.J.; Liu, X-W.; et al. (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. S2CID 18253949.
  36. ↑ 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.

Eksterne skakels

[wysig | wysig bron]
Ontsluit van "https://af.wikipedia.org/w/index.php?title=H_II-gebied&oldid=2738678"