Vùng H II

NGC 604, một vùng H II khổng lồ trong thiên hà Tam Giác

Một vùng H II là một đám mây khíplasma lớn, sáng với mật độ tập trung thấp trong đó đang diễn ra các hoạt động hình thành sao. Các ngôi sao khổng lồ xanh, nóng và trẻ - bức xạ ra một lượng lớn các tia cực tím, làm ion hóa và nung nóng các đám khí bao quanh chúng. Vùng H II-đôi khi có kích thước lớn đến hàng trăm năm ánh sáng-thường kết hợp vói các đám mây phân tử khổng lồ nơi sẽ hình thành hệ thống ngôi sao, và từ đó các ngôi sao sẽ lại sản sinh ra vùng H II, hay đóng góp vật chất vào vùng này. Vùng H II đầu tiên được khám phá ra là Tinh vân Lạp Hộ, nó được phát hiện ra vào năm 1610 bởi Nicolas-Claude Fabri de Peiresc.

Vùng này được đặt tên là H II do nó chứa một lượng lớn các nguyên tử hidro bị ion hóa, và được các nhà thiên văn gọi là H II (vùng H I là vùng chứa chủ yếu các nguyên tử hidro trung hòa điện tích, và H2 là các phân tử hidro). Chúng có hình thái cực kì khác nhau, do sự phân bố các ngôi sao và khí trong chúng là không đồng nhất. Chúng thường hiện ra với hình dạng đám mây và các sợi, thỉnh thoảng lại có hình dạng đặc biệt như tinh vân Đầu Ngựa. Vùng H II có thể sản sinh ra hàng nghìn ngôi sao theo chu kỳ vài triệu năm. Cuối cùng, các vụ nổ siêu tân tinh và nhũng gió sao cường độ lớn từ các ngôi sao nặng trong cụm sao sẽ đẩy khí vào vùng H II ở đằng sau cụm sao như cụm sao Tua Rua.

Vùng H II có thể xem là nhiều đáng kể theo khoảng cách trong vũ trụ, và sự nghiên cứu các vùng H II trong các thiên hà là quan trọng để xác định khoảng cách và thành phần hóa học của các thiên hà khác. Các thiên hà xoắn ốcthiên hà dị thường chứa rất nhiều vùng H II, trong khi các thiên hà elip hầu như lại thiếu vắng chúng. Trong các thiên hà xoắn ốc, bao gồm Ngân Hà, các vùng H II tập trung tại các nhánh xoắn ốc, trong khi trong các thiên hà dị thường chúng lại phân bố một cách hỗn độn. Một vài thiên hà chứa những vùng H II khổng lồ, với hàng chục nghìn ngôi sao trong đấy. Ví dụ như vùng 30 Doradus trong Đám mây Magelland lớnNGC 604 trong thiên hà Tam Giác

Các quan sát

Các vùng hình thành sao tối trong tinh vân Đại Bàng

Một vài vùng H II sáng nhất có thể nhìn thấy bằng mắt thường. Tuy nhiên, dường như chưa có tinh vân nào được chú ý đến trước khi ra đời kính viễn vọng vào đầu thế kỷ 17. Thậm chí Galileo cũng không chú ý đến tinh vân Lạp Hộ khi lần đầu tiên ông quan sát cụm sao mở trong nó (trước đây nó được coi là một ngôi sao, θ Orionis, bởi Johann Bayer). Nhà thiên văn người Pháp Nicolas-Claude Fabri de Peiresc là người đầu tiên nhận ra tinh vân này năm 1610..[1] Từ đó những quan sát ban đầu đã khám phá ra một lượng lớn các vùng H II trong Ngân Hà và các thiên hà khác.[2]

William Herschel đã quan sát tinh vân Lạp Hộ năm 1774, và ông miêu tả nó "là một dạng khói mù vô định hình, một vật liệu hỗn độn cho các mặt trời tương lai".[3] Việc xác nhận giả thuyết này phải đợi hàng trăm năm, khi William Huggins (cùng với sự hỗ trợ của ông Mary Huggins) dùng phổ kế để quan sát rất nhiều loại tinh vân khác nhau. Một vài thiên thể, như tinh vân Andromeda, có phổ khá giống với các ngôi sao khác, điều này cho thấy các thiên hà chứa hàng trăm triệu ngôi sao. Nhưng những quan sát khác lại cho nhũng điều ngạc nhiên khác. Thay vì một dải liên tục các vạch hấp thụ mạnh xếp chồng, tinh vân Lạp Hộ và nhiều thiên thể tương tự khác cho phổ chỉ với một vài vạch bức xạ.[4] Bước sóng sáng nhất của những thiên thể này là 500,7 nm, mà lại không tương ứng với bất kì vạch của một nguyên tố hóa học nào từng được biết. Những giải thích ban đầu về điều này khi nhiều người cho rằng do sự xuất hiện của một nguyên tố mới, với tên gọi "Nebulim"-một ý tưởng tương tự đã dẫn đến sự phát hiện ra heli nhờ việc phân tích phổ của Mặt Trời năm 1868.[5]

Tuy nhiên, heli đã được tìm thấy trên Trái Đất ngay sau khi nó được phát hiện có trong Mặt Trời, trong khi Nebulium thì không. Vào đầu thế kỉ 20, Henry Norris Russell đã đề xuất ý tưởng mới, vạch tại bước sóng 500,7 nm có thể là của một nguyên tố đã được biết đến nhưng nằm trong một trạng thái hoặc điều kiện khác.[6]

Các nhà vật lý đã chỉ ra vào những thập niên 1920 rằng trong các khímật độ cực kì thấp, phần lớn các electron có thể ở mức năng lượng kích thích ổn định lớn (metastable) trong các nguyên tửion, và khi mật độ tập trung của các nguyên tử và ion tăng lên nhiều thi trạng thái kích thích này có thể bị phá hủy do va chạm giữa các nguyên tử hay ion.[7] Electron dịch chuyển từ các mức này trong ion kép oxy làm xuất hiện vạch 500,7 nm.[8] Những vạch phổ này, mà chỉ quan sát được trong môi trường khí có mật độ cực kì thấp, gọi là các vạch cấm. Từ các quan sát phổ đã chỉ ra một điều rằng các tinh vân chứa các khí có mật độ cực kì thấp.

Trong thế kỉ 20, các quan sát cũng cho thấy các vùng H II thường chứa các ngôi sao nóng, sáng (sao loại OB).[8] Những ngôi sao này nặng hơn Mặt Trời rất nhiều lần, và có độ tuổi rất ngắn, tổng thời gian sống của các ngôi sao chỉ vài triệu năm (so với tuổi của các ngôi sao như Mặt Trời vài tỷ năm). Từ đó các nhà thiên văn kết luận rằng các vùng H II phải là những vùng có các ngôi sao mới đang hình thành.[8] Theo chu kỳ vài triệu năm, một cụm sao sẽ được hình thành từ một vùng H II, trước đó áp suất bức xạ từ các ngôi sao trẻ nóng khiến cho tinh vân bị biến mất.[9] Cụm sao Tua Rua là một ví dụ của một cụm sao đã thổi bay vùng H II từ khi nó được hình thành. Chỉ còn lại dấu vết của tinh vân phản xạ.

Nguồn gốc và tiến hóa

Xem bài: Tiến hóa sao
Một vùng nhỏ của tinh vân Nhện Đen, một vùng H II khổng lồ trong Đám mây Magellan lớn

Tiền thân của vùng H II là một đám mây phân tử khổng lồ (GMC). Một GMC có nhiệt độ vào khoảng 10-20 K và đám mây tập trung chủ yếu các phân tử hidro.[2] Các đám mây phân tử có thể tồn tại trong một trạng thái ổn định trong một chu kỳ dài, nhưng các sóng xung kích từ các siêu tân tinh, va chạm vào các đám mây này, cùng với tương tác từ trường có thể làm suy sụp một phần của đám mây. Khi điều này xảy ra, thông qua quá trình suy sụp và chia tách các đám mây, các ngôi sao được sinh ra (xem bài "tiến hóa sao" để có được miêu tả chi tiết hơn).[9]

Khi các ngôi sao sinh ra trong một đám mây phân tử khổng lồ, những ngôi sao nặng nhất có thể đạt đến nhiệt độ làm ion hóa môi trường khí xung quanh nó.[2] Sau khi hình thành một trường ion bức xạ, các photon năng lượng cao tạo ra một tấm màn ion hóa, đẩy các khí xung quanh ngôi sao ra bên ngoài với tốc độ âm thanh. Tại những khoảng cách lớn hơn nữa từ ngôi sao, quá trình ion hóa trở nên chậm dần, cùng với áp lực của các khí ion hóa mới sinh ra làm cho vùng ion hóa được mở rộng. Cuối cùng, bức màn ion hóa giãn nở trở nên chậm dần với vận tốc nhỏ hơn vận tốc âm thanh, vượt qua phạm vi ảnh hưởng của sóng xung kích gây ra sự giãn nở của tinh vân. Vùng H II được hình thành.[10]

Vòng đời của một vùng H II theo độ lớn vài triệu năm.[11] Áp suất bức xạ từ các ngôi sao trẻ cuối cùng sẽ đẩy các khí đi xa. Thực tế, toàn bộ quá trình hình thành sao không sử dụng nhiều khí trong vùng H II, với chỉ 1 lượng khí nhỏ hơn khoảng 10% là tham gia vào quá trình hình thành sao, phần còn lại của vùng H II sẽ bị các ngôi sao mới sinh ra thổi đi xa.[9] Mặc dù thế các vụ nổ siêu tân tinh của hầu hết các ngôi sao nặng làm biến mất một lượng khí trong vùng H II, sẽ chỉ diễn ra sau khoảng 1-2 triệu năm.

Sự phá hủy của nhà máy sản sinh sao

Các khối cầu Bok trong vùng H II IC 2944

Các đám khí phân tử lạnh che dấu các ngôi sao trẻ được hình thành trong chúng. Các ngôi sao chỉ hiện ra khi áp suất bức xạ từ chúng thổi bay đi cái 'tổ kén' này. Những ngôi sao xanh, nóng đủ mạnh để có thể nhanh chóng làm ion hóa một lượng đáng kể hidro để tạo nên một vùng H II, và làm sáng vùng mà chúng vừa mới tạo ra. Những vùng đậm đặc hơn chứa các ngôi sao trẻ và các ngôi sao nhẹ đang hình thành không bị thổi bay hoàn toàn khí do các ngôi sao mới sinh ra, và thường được nhìn thấy có dạng bóng tối trên nền của một tinh vân đã bị ion hóa - những phần tối này được biết đến với tên gọi khối cầu Bok, sau khi nhà thiên văn học Bart Bok, người đã đề xuất vào những thập niên 1940 rằng chúng phải là những nơi sản sinh sao,[12] một giả thuyết được xác nhận là đúng vào năm 1990.[13] Sự có mặt của các ngôi sao trẻ, nóng có nghĩa là những khối cầu này sẽ bắt đầu bị xua tan đi, khi các bức xạ từ các ngôi sao tạo nên vùng H II thổi bay khí trong chúng ra xa. Trong hoàn cảnh này, các ngôi sao đã tạo ra vùng H II hoạt động như những cỗ máy phá hủy nơi sản sinh sao. Tuy vậy, trong một số trường hợp, khi sự bùng nổ cuối cùng của một quá trình hình thành sao được khởi phát, áp suất bức xạ và áp lực cơ học từ siêu tân tinh loại II có thể làm nén những khối cầu này lại, làm tăng mật độ bên trong của khối cầu.[14]

Những ngôi sao trẻ trong vùng H II cho thấy chứng cứ về chúng chứa một hệ thống hành tinh. Kính viễn vọng không gian Hubble đã quan sát được hàng trăm đĩa tiền hành tinh trong tinh vân Lạp Hộ.[15] Ít nhất một nửa các ngôi sao trẻ trong tinh vân Lạp Hộ được bao bọc xung quanh bởi các đĩa bụi và khí,[16] được nghĩ là chứa gấp nhiều lần lượng vật chất cần đủ để tạo ra một hệ hành tinh giống như hệ Mặt Trời.

Các đặc tính

Các tính chất vật lý

Các vùng H II có tính chất vật lý thay đổi rất đa dạng. Chúng có kích thước từ siêu đặc (UCHII) có lẽ chỉ khoảng một năm ánh sáng hay ít hơn, đến những vùng H II có kích thước khổng lồ rộng vài trăm năm ánh sáng.[2] Kích thước của chúng còn được gọi là bán kính Stromgren và phụ thuộc cơ bản vào cường độ các photon ion hóa từ nguồn phát và mật độ của vùng. Mật độ của chúng thay đổi từ trên một triệu hạt trên 1 cm³ trong một vùng H II siêu đặc đến chỉ có vài hạt trên 1 cm³ trong những vùng lớn nhất và mở rộng nhất. Điều này hàm ý rằng tổng khối lượng của chúng từ khoảng 102 đến 105 khối lượng Mặt Trời.[17]

Cũng có những vùng H II "siêu đậm đặc", (UDHII)[18].

Phụ thuộc vào kích thước của một vùng H II, có thể có khoảng vài nghìn ngôi sao bên trong nó. Điều này làm cho các vùng H II phức tạp hơn các tinh vân hành tinh, với chỉ có duy nhất một nguồn ion hóa trung tâm. Những vùng H II điển hình có thể đạt đến nhiệt độ 10000 K.[2] Hầu hết chúng bị ion hóa, và các khí ion hóa (plasma) có tạo ra từ trường với cường độ từ trường đến vài nano tesla.[19]

Các vùng H II cũng hầu như gắn liền với một khí phân tử lạnh, có nguồn gốc từ cùng một đám mây phân tử khổng lồ (GMC).[2] Các miền từ trường được tạo ra do các hạt tích điện chuyển động trong plasma, và từ đó đề cập đến vùng H II cũng chứa các điện trường.[20]

Về mặt hóa học, thành phần các vùng H II chứa khoảng 90% hidro. Vạch bức xạ hidro mạnh nhất tại bước sóng 656,3 nm làm cho vùng H II có đặc tính màu đỏ. Hầu hết những thành phần còn lại của một vùng H II chứa heli, và một lượng ít các nguyên tố nặng hơn. Trong toàn bộ một thiên hà, các nhà thiên văn đã tìm thấy rằng lượng các nguyên tố nặng trong vùng H II giảm đi khi tăng khoảng cách từ tâm thiên hà lên.[21] Điều này là do theo sự phát triển của một thiên hà, tốc độ hình thành sao là lớn hơn trong các vùng trung tâm thiên hà đậm đặc, kết quả là làm giàu hơn môi trường liên sao bởi các sản phẩm của phản ứng tổng hợp hạt nhân.

Số lượng và sự phân bố

Các dải đỏ của vùng H II phác họa các nhánh của thiên hà Xoáy Nước

Các vùng H II chỉ được tìm thấy trong các thiên hà xoắn ốc giống như Ngân Hà và các thiên hà dị hình. Chúng ít khi xuất hiện trong các thiên hà elip. Trong thiên hà dị hình, chúng có thể nằm phân bố trên toàn bộ thiên hà, nhưng trong các thiên hà xoắn ốc chúng thường có mặt trong các nhánh xoắn ốc. Một thiên hà xoắn ốc lớn có thể chứa hàng nghìn vùng H II.[17]

Lý do các vùng H II hiếm khi xuất hiện trong các thiên hà elip là do người ta nghĩ rằng các thiên hà elip được hình thành từ sự hợp nhất của các thiên hà.[22] Trong các đám thiên hà những sự hợp nhất là thường xuyên xảy ra. Khi các thiên hà va chạm với nhau, bản thân các ngôi sao không va vào nhau, nhưng các Đám mây phân tử khổng lồ (GMC) và các vùng H II trong các thiên hà va chạm này thường khuấy động vào nhau, làm cho sự hình thành các ngôi sao từ các khí trong các vùng này tăng nhanh hơn thông thường trên dưới 10%.

Các thiên hà diễn ra sự hình thành sao với tốc độ lớn được gọi là các thiên hà bùng nổ sao. Thiên hà elip sau khi hợp nhất có thành phần khí rất thấp, và do vậy vùng H II không còn tiếp tục hình thành.[22] Các quan sát đầu thế kỷ hai mươi đã chỉ ra rằng hầu như có rất ít số lượng vùng H II nằm bên ngoài các thiên hà. Những vùng H II nằm ngoài các thiên hà có thể là tàn dư của sự phá vỡ thủy triều đối với các thiên hà nhỏ, và trong một số trường hợp chúng có thể là đại diện cho thế hệ mới các ngôi sao trong một thiên hà hiện nay đang tập trung các khí lại.[23]

Hình thái

Các vùng H II có kích thước thay đổi rất lớn. Chúng thường có dạng đám khói và không đồng nhất trên mọi kích thước từ nhỏ nhất đến lớn nhất.[2] Mỗi sao trong 1 vùng H II làm ion hóa thành một vùng gần giống hình cầu xung quanh nó - gọi là mặt cầu Strömgren, và sự kết hợp giữa những mặt cầu Strömgren trong những vùng này và sự giãn nở do bức xạ nhiệt tinh vân của các khí xung quanh với gradient mật độ mạnh (sharp) tạo ra những tổ hợp hình thái phức tạp của những vùng H II.[24] Những vụ nổ siêu tân tinh cũng ảnh hưởng đến hình thái của các vùng H II. Trong một số trường hợp, sự hình thành của một cụm sao lớn trong 1 vùng H II làm cho xuất hiện những khoảng trống trong vùng này. Đó là trường hợp NGC 604, một vùng H II khổng lồ trong thiên hà Tam Giác.[25]

Những vùng H II nổi bật

Bức ảnh quang học (trái) cho thấy các đám mây khí và bụi trong tinh vân Lạp Hộ; bức ảnh hồng ngoại (phải) lộ rõ các ngôi sao bên trong tinh vân.

Những vùng H II trong thiên hà điển hình bao gồm tinh vân Lạp Hộ, tinh vân Eta Carina, và tổ hợp Berkeley 59 / Cepheus OB4.[26] Tinh vân Lạp Hộ, nằm cách Trái Đất khoảng 500 pc (1500 năm ánh sáng) là một phần của GMC (gọi là OMC-1) mà nếu nó hiện lên dưới ánh sáng khả kiến, nó có thể choán đầy chòm sao Lạp Hộ]].[8] The Horsehead Nebula and Barnard's Loop are two other illuminated parts of this cloud of gas.[27] Tinh vân Lạp Hộ thực sự là một lớp khí ion mỏng nằm ngoài rìa của đám mây OMC-1. Các ngôi sao trong cụm sao Hình Thang và đặc biệt là θ1 Orionis là nguyên nhân cho sự ion hóa này..[8]

Đám mây Magelland lớn, một thiên hà vệ tinh của Ngân Hà nằm cách hệ Mặt Trời khoảng 50 kpc (gần 160 nghìn năm ánh sáng), chứa một vùng H II khổng lồ gọi là tinh vân Tarantula. Nó có kích thước khoảng 200 pc (600 năm ánh sáng), tinh vân này là vùng H II nặng nhất và lớn thứ hai trong nhóm Địa Phương]].[28] Nó lớn hơn cả tinh vân Lạp Hộ, và đang hình thành hàng nghìn ngôi sao, một số sao với khối lượng trên 100 lần khối lượng Mặt Trời - các sao OBsao Wolf-Rayet. Nếu tinh vân Tarantula ở vị trí gần Trái Đất như tinh vân Lạp Hộ, nó có thể chiếu sáng như Trăng tròn trên bầu trời đêm. Vụ nổ siêu tân tinh SN 1987A đã xảy ra ở rìa của tinh vân Tarantula.[24]

Một vùng H II khổng lồ khác - NGC 604 nằm trong thiên hà Tam Giác, cách Mặt Trời khoảng 817 kpc (2,66 triệu năm ánh sáng). Nó có kích thước xấp xỉ 240 × 250 pc (800 × 830 năm ánh sáng), NGC 604 là vùng H II nặng thứ hai trong nhóm Địa Phương sau tinh vân Tarantula, tuy nhiên nó chỉ hơi lớn hơn một chút. NGC 604 chứa khoảng 200 sao nóng OB và Wolf-Rayet, làm nóng khí bên trong lên đến hàng triệu độ C, bức xạ ra các tia X năng lượng cao. Tổng khối lượng của khí nóng trong NGC 604 là khoảng 6000 lần khối lượng Mặt Trời.[25]

Những vấn đề hiện tại

Tinh vân Trifid dưới các bước sóng khác nhau.

Cùng với các tinh vân hành tinh, việc xác định sự có mặt của các nguyên tố hóa học trong vùng H II vẫn chưa được chắc chắn.[29] Có hai cách khác nhau để xác định sự có mặt của các kim loại (các nguyên tố nặng hơn hydro và heli) trong tinh vân, dựa trên hai loại vạch phổ khác nhau, và đôi khi có sự khác nhau lớn giữa hai kết quả của hai phương pháp này.[28] Một số nhà thiên văn giải thích điều này là do sự có mặt của thăng giắng nhiệt độ nhỏ trong vùng H II; một số khác thì cho rằng sự khác biệt quá lớn này có thể do những hiệu ứng nhiệt độ, và họ đưa ra giả thuyết về sự có mặt của các nút lạnh chứa rất ít hidro để giải thích những quan sát này.[29]

Chi tiết đầy đủ về sự hình thành các sao nặng trong những vùng H II vẫn chưa được hiểu đầy đủ. Có hai vấn đề chính cản trở nghiên cứu trong lĩnh vực này. Thứ nhất, khoảng cách từ những vùng H II đến Trái Đất là quá lớn, vùng H II gần nhất (tinh vân California) có khoảng cách trên 300 pc (1000 năm ánh sáng);;[30] những vùng H II khác có khoảng cách đến Trái Đất lơn hơn rất nhiều. Thứ hai, sự hình thành của những ngôi sao trong vùng H II bị che khuất nhiều bởi bụi, và các quan sát trong bước sóng khả kiến là không thể. Bước sóng radiohồng ngoại có thể xuyên qua đám bụi, nhưng những ngôi sao trẻ nhất có thể không phát ra những bước sóng này.[27]

Tham khảo

  1. ^ Harrison, T.G. (1984). “The Orion Nebula—where in History is it”. Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society 25: 65–79. 
  2. ^ a ă â b c d đ 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: 255–271. doi:10.1088/0067-0049/181/1/255. 
  3. ^ Jones, Kenneth Glyn (1991). Messier's nebulae and star clusters. Cambridge University Press. tr. 157. ISBN 9780521370790. 
  4. ^ 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. 
  5. ^ Tennyson, Jonathan (2005). Astronomical spectroscopy: an introduction to the atomic and molecular physics of astronomical spectra. Imperial College Press. tr. 99–102. ISBN 9781860945137. 
  6. ^ Russell, H.N.; Dugan, R.S.; Stewart, J.Q (1927). Astronomy II Astrophysics and Stellar Astronomy. Boston: Ginn & Co. tr. 837. 
  7. ^ Bowen, I.S. (1928). “The origin of the nebular lines and the structure of the planetary nebulae”. Astrophysical Journal 67: 1–15. doi:10.1086/143091. 
  8. ^ a ă â b c O’Dell, C.R. (2001). “The Orion Nebula and its associated population” (pdf). Annual Review Astronomy and Astrophysics 39: 99–136. doi:10.1146/annurev.astro.39.1.99. 
  9. ^ a ă â Pudritz, Ralph E. (2002). “Clustered Star Formation and the Origin of Stellar Masses”. Science 295: 68–75. doi:10.1126/science.1068298. 
  10. ^ Franco, J.; Tenorio-Tagle, G.; Bodenheimer, P. (1990). “On the formation and expansion of H II regions”. Astrophysical Journal 349: 126–140. doi:10.1086/168300. 
  11. ^ Alvarez, M.A.; Bromm, V.; Shapiro, P.R. (2006). “The H II Region of the First Star”. Astrophysical Journal 639: 621–632. doi:10.1086/499578. 
  12. ^ Bok, Bart J.; Reilly, Edith F. (1947). “Small Dark Nebulae”. Astrophysical Journal 105: 255–257. doi:10.1086/144901. 
  13. ^ Yun, J.L.; Clemens, D.P. (1990). “Star formation in small globules – Bart Bok was correct”. Astrophysical Journal 365: 73–76. doi:10.1086/185891. 
  14. ^ Stahler, S.; Palla, F. (2004). The Formation of Stars. Wiley VCH. ISBN 9783527618675. doi:10.1002/9783527618675. 
  15. ^ 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. doi:10.1088/0004-6256/136/5/2136. 
  16. ^ 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. doi:10.1086/174892. 
  17. ^ a ă Flynn, Cris (2005). “Lecture 4B: Radiation case studies (HII regions)”. Truy cập ngày 14 tháng 5 năm 2009. 
  18. ^ Kobulnicky & Johnson (1999). “Signatures of the Youngest Starbursts: Optically Thick Thermal Bremsstrahlung Radio Sources in Henize 2-10”. ApJ 527: 154–166. doi:10.1086/308075. 
  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 247: L77–L80. doi:10.1086/183593. 
  20. ^ Carlqvist, P; Kristen, H.; Gahm, G.F. (1998). “Helical structures in a Rosette elephant trunk”. Astronomy and Astrophysics 332: L5–L8. 
  21. ^ Shaver, P. A.; McGee, R. X.; Newton, L. M.; Danks, A. C.; Pottasch, S. R. (1983). “The galactic abundance gradient”. MNRAS 204: 53–112. 
  22. ^ a ă 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: 1965–72. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.12740.x. 
  23. ^ Oosterloo T., Morganti R., Sadler E.M. et al. (2004). Tidal Remnants and Intergalactic H II Regions, IAU Symposium no. 217, Sydney, Australia. Eds Duc, Braine and Brinks. San Francisco: Astronomical Society of the Pacific, 2004., p.486
  24. ^ a ă 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: 2140–2163. doi:10.1086/500532. 
  25. ^ a ă 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: 919–932. doi:10.1086/591019. 
  26. ^ 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. 
  27. ^ a ă
  28. ^ a ă 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: 398–419. doi:10.1086/587503. 
  29. ^ a ă 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: 687–710. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06081.x. 
  30. ^ Straizys, V.; Cernis, K.; Bartasiute, S. (2001). “Interstellar extinction in the California Nebula region”. Astronomy & Astrophysics 374: 288–293. doi:10.1051/0004-6361:20010689. 

Liên kết ngoài