Regiunea H II

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Nebuloasa Orion este un exemplu al regiunii H II.

O regiune H II (a doua regiune acca pronunțată ) este o nebuloasă de emisie asociată cu stele tinere, albastre și calde (tipurile OB , în partea de sus a diagramei HR ). H II este termenul pentru hidrogen ionizat, iar regiunile H II sunt nori de gaze ionizate de radiația ultravioletă emisă de stelele tinere. De fapt, zonele de formare a stelelor se găsesc întotdeauna în corespondență cu acest tip de obiecte nebuloase.

Mărimea unei regiuni H II este determinată atât de cantitatea de gaz prezentă, cât și de strălucirea stelelor O și B: cu cât sunt mai strălucitoare, cu atât este mai mare regiunea H II. Diametrul său este în general de ordinul câtorva ani lumină . Se găsesc în brațele spirale ale galaxiilor , deoarece în ele se formează majoritatea stelelor. Acestea se numără printre cele mai mari și mai vizibile trăsături ale brațelor și au fost, de asemenea, dezvăluite în galaxiile cu redshift ridicat. În Calea Lactee , exemplele sunt Nebuloasa Orion și Nebuloasa Vultur .

În lumina vizibilă , acestea se caracterizează prin culoarea lor roșie, cauzată de linia puternică de emisie a hidrogenului la 656,3 nanometri . Pe lângă hidrogen există, într-o măsură mai mică, și alte specii atomice. În special, se observă frecvent liniile interzise de oxigen , azot și sulf .

Regiunile H II sunt destul de scurte, în termeni astronomici: dependente de stelele tinere și mari care furnizează energia necesară, devin invizibile după moartea acestor stele, iar stelele cu masă mare au o durată de viață de câteva milioane de ani. , sau cel mult câteva zeci de milioane.

Observare

Regiuni întunecate de formare a stelelor din Nebuloasa Vulturului cunoscute sub numele de Pilonii Creației .

Regiunile H II sunt cele mai strălucitoare nebuloase difuze de pe cer, care par strălucitoare datorită prezenței stelelor tinere fierbinți , albastre , care ionizează gazul și îl fac să emită lumină. Cele mai strălucitoare nebuloase sunt observate în emisfera sudică, deoarece în această direcție se află brațul spiralat în care se află sistemul nostru solar, brațul Orion .

În ciuda acestui fapt, primatul celei mai strălucitoare nebuloase din cer aparține unei regiuni H II situată la 9000 de ani lumină de noi, într-un alt braț galactic: este Nebuloasa Carina , cel mai mare complex de nebuloase strălucitoare cunoscut până acum în interiorul galaxiei noastre; urmărește cunoscuta nebuloasă Orion , vizibilă din aproape toate zonele Pământului . Alte nebuloase notabile sunt Nebuloasa Lagunei și Nebuloasa Trifidă , toate situate în emisfera sudică, în constelația Săgetătorului . Singura regiune luminoasă H II a emisferei nordice este Nebuloasa Rosetta , vizibilă în constelația Unicorn .

Binoclul sau, mai bine spus, un mic telescop , vă permite să observați cu ușurință alte nebuloase de același tip.

Istoria observațiilor

Unele dintre cele mai strălucitoare regiuni H II sunt vizibile cu ochiul liber ; în ciuda acestui fapt, nu pare să existe nicio referire la aceste obiecte înainte de apariția telescopului , la începutul secolului al XVII-lea . Chiar și Galileo nu a menționat strălucita Nebuloasă Orion , deși a fost primul care a observat grupul de stele asociat (catalogat anterior ca θ Orionis de Johann Bayer ). Observatorul francez Nicolas-Claude Fabri de Peiresc a fost în schimb primul care a recunoscut nebulozitatea din zona centrală a Sabiei din Orion , în 1610 ; [1] De atunci, au fost descoperite un număr mare de regiuni H II, atât aparținând Căii Lactee , cât și în alte galaxii . [2]

William Herschel a observat Nebuloasa Orion în 1774 , descriind-o ca „o ceață arzătoare fără formă, materialul haotic al viitorilor sori”. [3] Pentru ca această ipoteză (excepțională pentru acea vreme) să fie confirmată, a fost necesar să mai așteptăm încă o sută de ani, când William Huggins (asistat de soția sa Mary Huggins ) și-a transformat spectroscopul pe mai multe nebuloase. Unele, precum Norul Andromeda , posedau un spectru foarte asemănător cu cel al stelelor și mai târziu au fost recunoscute ca galaxii, care sunt colecții de sute de milioane de stele individuale. Alte obiecte, pe de altă parte, păreau foarte diferite; mai mult decât un continuu puternic cu linii de absorbție suprapuse, Nebuloasa Orion și alte obiecte similare au prezentat doar un număr mic de linii de emisie . [4] Cea mai strălucitoare dintre acestea a fost găsită la o lungime de undă de 500,7 nanometri , care nu se potrivea cu liniile vreunui element chimic cunoscut; inițial s-a emis ipoteza că este un element necunoscut până acum, căruia i s-a dat numele de nebuliu . Alegerea acestui nume a fost dictată de faptul că a fost observată doar în nebuloase; o asociere similară de idei a însemnat că unui element descoperit prin analiza spectrului solar, în 1868 , i s-a dat numele de Elio . [5]

Cu toate acestea, în timp ce heliul a fost izolat la scurt timp după descoperire, nebuliul nu a fost izolat. La începutul secolului al XX-lea, Henry Norris Russell a propus că, în loc să fie un element necunoscut, „nebuliul” nu era altceva decât un element bine cunoscut, dar în condiții fizico-chimice necunoscute. [6]

Fizicienii au arătat în anii 1920 că în gazele cu densitate extrem de joasă electronii pot popula niveluri de energie metastabile excitate în atomi și ioni care la densități mai mari sunt rapid dez-excitați prin coliziuni. [7] Tranzițiile electronilor de la aceste niveluri în atomi și ioni de oxigen dublu ionizat dau naștere la emisii la 500,7 nm. [8] Aceste linii spectrale , care sunt observate în gaze cu densitate foarte mică, se numesc linii interzise . Observațiile spectroscopice au indicat faptul că nebuloasele sunt compuse din gaze extrem de rarefiate.

O mică porțiune a nebuloasei Tarantula , o regiune gigantică H II din Marele Nor Magellanic .

În secolul al XX-lea, alte observații au arătat că regiunile H II conțin adesea stele fierbinți și strălucitoare, mult mai masive decât Soarele nostru și cu o viață medie foarte scurtă de doar câteva milioane de ani (stele precum Soarele pot ajunge la peste 10 miliarde de ani ). [8] Din acest motiv, sa presupus că regiunile H II trebuie să fie regiunile în care are loc formarea de stele ; [8] pe o perioadă de câteva milioane de ani, se formează un grup de stele dintr-o regiune H II, înainte ca presiunea de radiație a stelelor tinere masive să provoace dispersarea gazului rezidual al norului. Se pot observa câteva exemple ale acestor procese de dispersie a gazelor reziduale; [9] Pleiadele, însă, sunt doar un exemplu aparent în acest sens, deoarece s-a arătat că gazul observabil printre componentele sale nu aparține norului original din care s-au format, ci unei regiuni de praf independente în care clusterul este acum în tranzit.

Originea și viața medie

Precursorul unei regiuni H II este un nor molecular gigant ; acesta din urmă este un nor dens și foarte rece (doar 10-20 K ) compus în principal din hidrogen molecular . [2] Poate exista într-o stare stabilă pentru o perioadă lungă de timp, până când undele de șoc provocate de o explozie de supernovă , coliziunea norilor și interacțiunile magnetice declanșează fenomene de colaps în diferite puncte din nor. Când se întâmplă acest lucru, stelele se formează în urma unui proces de prăbușire și fragmentare a norului original. [9]

După formarea lor, cele mai masive stele devin suficient de fierbinți pentru a putea ioniza gazul din jur; [2] la scurt timp după formarea unui câmp de radiații ionizante, fotonii creează un front de ionizare, ceea ce face ca gazul din jur să se disperseze cu o rată supersonică . La distanțe mai mari de steaua ionizantă, frontul de ionizare încetinește, în timp ce presiunea noului gaz ionizat determină expansiunea volumului ionizat. În acest caz, frontul de ionizare încetinește până la viteza sunetului și este depășit de frontul undei de șoc cauzat de expansiunea norului: s-a format o regiune H II. [10]

Durata medie de viață a unei regiuni H II este de ordinul a câteva milioane de ani. [11] Presiunea radiației de la stele tinere fierbinți poate dispersa cea mai mare parte a gazului rezidual; de fapt, procesul de formare a stelelor tinde să fie foarte ineficient, în sensul că mai puțin de 10% din gazul dintr-o regiune H II se prăbușește pentru a forma stele noi înainte ca restul să fie suflat. [9] Un alt fenomen care poate contribui la dispersia gazului este explozia supernova a celor mai masive stele care tocmai s-au format, care are loc la doar 1-2 milioane de ani după formarea clusterului.

Formarea stelelor

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Formarea stelelor .
Celulele Thackeray , celule Bok vizibile în regiunea H II IC 2944 .

Nașterea stelelor care au loc în epoca noastră este ascunsă de noi de norii foarte densi de gaz și praf care înconjoară stelele în creștere. Numai când presiunea de radiație a stelei nou-născute mătură coaja nebuloasă în care se aflau, devin vizibile; înainte de aceasta, regiunile dense care conțin stelele de nouă generație se arată ca niște coconi întunecați care contrastează cu strălucirea difuză a restului norului ionizat. Acești coconi se numesc globule Bok , numite după astronomul Bart Bok care în anii 1940 le-a propus ca loc de naștere al stelelor. [12]

Confirmarea ipotezei lui Bok a venit abia în 1990 , când observațiile în infraroșu au pătruns în praful gros al globulelor lui Bok pentru a dezvălui tinere obiecte stelare din interiorul lor. Se crede că o globulă tipică Bok conține aproximativ 10 mase solare de material într-o regiune cu diametrul de aproximativ un an lumină și că acestea dau naștere la formarea de sisteme stelare duble sau multiple . [13]

Ca locurile de naștere ale stelelor, regiunile H II arată, de asemenea, dovezi ale prezenței sistemelor planetare . Telescopul spațial Hubble a dezvăluit sute de discuri protoplanetare în nebuloasa Orion; [14] cel puțin jumătate din tinerele stele din această nebuloasă apar înconjurate de discuri de gaz și praf [15], despre care se crede că conțin mult mai multă materie decât ar fi nevoie pentru a forma un sistem planetar ca al nostru.

Caracteristici

Caracteristici fizice

Regiunile H II posedă o mare varietate de caracteristici fizice. Acestea variază de la așa-numitele regiuni ultra - compacte cu doar un an-lumină în diametru (sau chiar mai puțin) la regiuni gigantice H II cu câteva sute de ani-lumină în diametru. [2] Mărimea lor este, de asemenea, cunoscută sub numele de sfera Strömgren și depinde în esență de intensitatea sursei fotonilor ionizanți și de densitatea regiunii în sine; acesta din urmă variază de la peste un milion de particule pe cm³ în regiunile ultra-compacte la doar câteva particule pe cm³ în regiunile mai mari. Aceasta implică o masă totală între 10 2 și 10 5 mase solare .

În funcție de dimensiunea unei regiuni H II, pot exista până la câteva mii de stele în interiorul ei; acest lucru face ca aceste tipuri de obiecte să fie mult mai complexe decât o simplă nebuloasă planetară , care are doar o singură stea ionizantă centrală. De obicei, regiunile H II ating o temperatură de 10.000 K; [2] sunt în mare parte ionizate, iar gazul ionizat ( plasma ) poate conține câmpuri magnetice cu o intensitate de câteva nano- tesla . [16] Mai mult, regiunile H II sunt foarte des asociate cu gazul molecular rece, care provine din același nor molecular gigant părinte. [2] Câmpurile magnetice sunt produse prin deplasarea sarcinilor magnetice în plasmă, sugerând că regiunile H II conțin și câmpuri electrice . [17]

Din punct de vedere chimic, regiunile H II constau din 90% hidrogen . Cele mai puternice linii de emisie de hidrogen, la 656,3 nm, sunt responsabile pentru culoarea roșie tipică a acestor obiecte; cea mai mare parte a procentului rămas este ocupată de heliu , la care se adaugă urme de elemente mai grele. De-a lungul galaxiei, s-a constatat că elementele grele din regiunile H II scad odată cu creșterea distanței de centrul galactic ; [18] acest lucru se întâmplă deoarece în timpul vieții unei galaxii rata formării stelelor este mai mare în regiunile centrale dense, fenomen care are ca rezultat în cele din urmă o îmbogățire a acestor elemente ale mediului interstelar în urma nucleosintezei .

Abundență și distribuție

Lanțuri lungi de regiuni H II (în roșu) conturează brațele spirale ale galaxiei Vortex .

Regiunile H II se găsesc în galaxii spirale precum a noastră sau în galaxii neregulate , în timp ce ele nu sunt niciodată observate în galaxiile eliptice . În galaxiile neregulate pot fi găsite în toate zonele galaxiei, în timp ce în spirale se găsesc aproape exclusiv în brațele spirale. O galaxie spirală mare ca a noastră poate conține mii de regiuni H II. [19]

Motivul pentru care acest tip de obiecte nu se găsește în galaxiile eliptice este că se crede că s-au format din cauza fuziunilor dintre galaxii . [20] În grupurile de galaxii , acest tip de coliziune este frecvent; când galaxiile se ciocnesc, stelele individuale nu se ciocnesc niciodată, dar norii moleculari gigantici și regiunile H II în sine sunt foarte tulburate. [20] În timpul acestor coliziuni, se dezvoltă fenomene gigantice și foarte intense de formare a stelelor, atât de rapide încât cea mai mare parte a gazului este transformată în stele, comparativ cu 10% sau mai puțin. Galaxiile care suferă acest fenomen sunt cunoscute sub numele de galaxii cu explozie de stele . Galaxia eliptică rezultată are un conținut de gaz extrem de scăzut, astfel încât regiunile H II nu se mai pot forma. [20] Observațiile efectuate în anii 2000 au arătat existența unor regiuni H II foarte rare chiar și în afara galaxiilor; aceste obiecte extragalactice sunt probabil rămășițele galaxiilor pitice perturbate de mareele galactice . [21]

Morfologie

Nebuloasa Rosetta este o regiune H II în centrul căreia se află un cluster deschis, responsabil pentru „cavitatea” prezentă în centrul nebuloasei.

Se poate observa o mare varietate de dimensiuni ale regiunilor H II, cu structuri diferite. [2] În multe dintre aceste obiecte, grupurile deschise sunt deja formate și tind să devină vizibile. Fiecare stea din interiorul unuia dintre aceste obiecte ionizează o regiune aproximativ sferică, numită sferă Strömgren , de gaz care o înconjoară, dar combinația sferelor ionizate ale mai multor stele într-o regiune H II și expansiunea părții din nebuloasă încălzită la interiorul gazului înconjurător, datorită formelor extrem de complexe; exploziile supernova sunt, de asemenea, capabile să modeleze regiuni gazoase. În unele cazuri, formarea unui mare grup deschis în interiorul unei regiuni H II determină formarea unui fel de „bulă” în care gazul a fost suflat; un caz tipic este cel al Nebuloasei Rosetta , precum și NGC 604 , acesta din urmă fiind o regiune gigantică H II vizibilă în Galaxia Triunghiului . [22]

Regiuni mari H II

Regiunile notabile H II sunt Nebuloasa Carina , Nebuloasa Orion și complexul Berkely 59 / Cepheus OB4, care face parte din Complexul de Cepheus Molecular Cloud . [23] Nebuloasa Orion, care se află la o distanță de aproximativ 1500 de ani lumină de noi, face parte dintr-un vast nor molecular gigantic , cunoscut sub numele de Complex Orion Molecular Cloud , care, dacă ar fi vizibil cu ochiul liber, ar acoperi partea mare a constelației Orion . [8] Nebuloasa Horsehead și Inelul lui Barnard sunt alte două părți iluminate ale acestui nor de gaz. [8] [24]

Marele Nor Magellanic , o galaxie satelit a Căii Lactee , conține o regiune gigantică H II numită Nebuloasa Tarantula ; acest nor este extrem de mare decât Nebuloasa Orion și mii de stele se formează în interiorul său, unele cu o masă de o sută de ori mai mare decât cea a Soarelui nostru. [25] Dacă Nebuloasa Tarantula ar fi fost la aceeași distanță de noi ca Nebuloasa din Orion, ar avea aceeași strălucire ca cea a lunii pline pe cerul nopții. Supernova SN 1987a a explodat în zonele periferice ale acestei nebuloase. [26]

NGC 604 este, de asemenea, mai mare decât Nebuloasa Tarantula, având o lățime de aproximativ 1300 de ani lumină, deși conține ceva mai puține stele; este una dintre cele mai mari regiuni H II ale Grupului Local . [22]


Compararea imaginilor Nebuloasei Trifide văzute sub diferite lungimi de undă .
Principalele regiuni H II
Denumirea corectă NGC Număr mai messier Constelaţie Distanță ( ani lumină )
Nebuloasa Orion NGC 1976, 1982 M42, M43 Orion 1.500
Nebuloasa conului NGC 2264 - Inorog 2.600
Nebuloasa Vulturului NGC 6611 M16 Şarpe 7.000
Nebuloasa California NGC 1499 - Perseu 1.000
Nebuloasa Carina NGC 3372 - Coca 6.500-10.000
Nebuloasa Americii de Nord NGC 7000 - Lebădă 2.000-3.000
Nebuloasa Lagunei NGC 6523 M8 Săgetător 5.200
Nebuloasa Trifidă NGC 6514 M20 Săgetător 5.200
Nebuloasa rozetă NGC 2237-2239 + 2246 - Inorog 5.000
Nebuloasa Omega NGC 6618 M17 Săgetător 5.000-6.000
- NGC 3603 - Coca 20.000
Nebuloasa Tarantula NGC 2070 - Dorado 160.000
Nebuloasa Head Ghost NGC 2080 - Dorado 168.000
- NGC 604 - Triunghi 2.400.000

Studii curente

Imaginile optice dezvăluie nori de gaz și praf în nebuloasa Orion ; o imagine în infraroșu (dreapta) dezvăluie stelele nou formate din interior.

Ca și în cazul nebuloaselor planetare, determinarea abundenței elementelor în regiunile H II este supusă unor incertitudini. [27] Două metode diferite sunt utilizate în prezent pentru a determina abundența metalelor (adică, în astronomie, elemente mai grele decât hidrogenul și heliul) în nebuloase, iar rezultatele obținute prin cele două metode sunt adesea foarte diferite între ele. [25] Unii astronomi atribuie acest lucru prezenței unor mici fluctuații de temperatură în regiunile H II, alții susțin că discrepanțele sunt prea mari pentru a fi explicate prin efectul temperaturii și fac ipoteza existenței unor grupuri reci care conțin cantități foarte mici de hidrogen. [27]

Mai mult, procesele fenomenelor intense de formare a stelelor din regiunile H II nu sunt încă clare. Două probleme majore se întâlnesc în efectuarea cercetărilor asupra acestor obiecte: prima se datorează distanței dintre noi și complexele majore ale regiunilor H II, deoarece regiunea H II cea mai apropiată de noi se află la peste 1000 de ani lumină distanță; al doilea se referă la întunecarea puternică a stelelor în formare datorită prafului, astfel încât efectuarea observațiilor în banda de lumină vizibilă este imposibilă. Undele radio și lumina infraroșie pot pătrunde în aceste particule, dar stelele mai tinere ar putea să nu emită multă lumină la aceste lungimi de undă.

Notă

  1. ^ TG Harrison, Nebuloasa Orion - unde este în istorie , în Jurnalul trimestrial al Royal Astronomical Society , vol. 25, 1984, pp. 65–79.
  2. ^ a b c d e f g LD Anderson, Bania, TM; Jackson, JM și colab. , Proprietățile moleculare ale regiunilor HII galactice , în The Astrophysical Journal Supplement Series , vol. 181, 2009, pp. 255-271, DOI : 10.1088 / 0067-0049 / 181/1/255 .
  3. ^ Kenneth Glyn Jones, nebuloasele lui Messier și grupurile de stele , Cambridge University Press, 1991, p. 157, ISBN 978-0-521-37079-0 .
  4. ^ W. Huggins, Miller, WA, On the Spectra of some of the Nebulae , în Philosophical Transactions of the Royal Society of London , vol. 154, 1864, p. 437–444.
  5. ^ Jonathan Tennyson, Spectroscopia astronomică: o introducere în fizica atomică și moleculară a spectrelor astronomice , Imperial College Press, 2005, pp. 99-102, ISBN 978-1-86094-513-7 .
  6. ^ HN Russell , Dugan, RS; Stewart, JQ, Astronomy II Astrophysics and Stellar Astronomy , Boston, Ginn & Co., 1927, p. 837.
  7. ^ IS Bowen, Originea liniilor nebulare și structura nebuloaselor planetare , în Astrophysical Journal , vol. 67, 1928, pp. 1-15, DOI : 10.1086 / 143091 .
  8. ^ a b c d e CR O'Dell, Nebuloasa Orion și populația sa asociată ( PDF ), în Revista anuală Astronomie și astrofizică , vol. 39, 2001, pp. 99–136, DOI : 10.1146 / annurev.astro.39.1.99 .
  9. ^ a b c Ralph E. Pudritz, Formarea stelelor grupate și originea maselor stelare , în Știință , vol. 295, 2002, pp. 68–75, DOI : 10.1126 / science.1068298 .
  10. ^ J. Franco, Tenorio-Tagle, G.; Bodenheimer, P., Despre formarea și extinderea regiunilor H II , în Astrophysical Journal , vol. 349, 1990, pp. 126-140, DOI : 10.1086 / 168300 .
  11. ^ Alvarez, MA, Bromm, V., Shapiro, PR, Regiunea H II a primei stele , în Astrophysical Journal , vol. 639, 2006, pp. 621-632, DOI : 10.1086 / 499578 . Adus la 27 ianuarie 2009 .
  12. ^ Bart J. Bok, Reilly, Edith F., Small Dark Nebulae , în Astrophysical Journal , vol. 105, 1947, pp. 255–257, DOI : 10.1086 / 144901 .
  13. ^
  14. ^ L. Ricci, Robberto, M.; Soderblom, DR, Telescopul spațial Hubble / cameră avansată pentru sondaje Atlasul discurilor protoplanetare din Nebuloasa Marelui Orion , în Astronomical Journal , vol. 136, nr. 5, 2008, pp. 2136-2151, DOI : 10.1088 / 0004-6256 / 136/5/2136.
  15. ^ CR O'dell, Wen, Zheng, misiune post renovare Hubble Space Telescope imagini ale nucleului nebuloasei Orion: Proplyds, obiecte Herbig-Haro și măsurători ale unui disc circumstelar , în Astrophysical Journal , vol. 436, nr. 1, 1994, pp. 194–202, DOI : 10.1086 / 174892 .
  16. ^ C. Heiles, Chu, Y.-H; Troland, TH, Puterea câmpului magnetic în regiunile H II S117, S119 și S264 , în Astrophysical Journal Letters , vol. 247, 1981, pp. L77 - L80, DOI : 10.1086 / 183593 .
  17. ^ P Carlqvist, Kristen, H.; Gahm, GF, Structuri elicoidale într-un trunchi de elefant rozetă , în Astronomie și astrofizică , vol. 332, 1998, pp. L5 - L8.
  18. ^ PA Shaver, McGee, RX; Newton, LM; Danks, AC; Pottasch, SR, Gradientul de abundență galactic , în MNRAS , vol. 204, 1983, pp. 53-112.
  19. ^ Cris Flynn, Lecture 4B: Radiation case studies (HII regions) , at astro.utu.fi , 2005. Accesat la 14 mai 2009 (arhivat din original la 21 august 2014) .
  20. ^ a b c George KT Hau, Bower, Richard G.; Kilborn, Virginia și colab. , Se transformă NGC 3108 dintr-o galaxie de tip timpuriu în tardiv - un hermafrodit astronomic? , în Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 385, 2008, pp. 1965–72, DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2007.12740.x .
  21. ^ Oosterloo T., Morganti R., Sadler EM și colab. (2004). Rămășițe de maree și regiuni intergalactice H II , Simpozionul IAU nr. 217, Sydney, Australia. Eds Duc, Braine și Brinks. San Francisco: Societatea Astronomică din Pacific, 2004., p.486
  22. ^ a b Ralph Tullmann, Gaetz, Terrance J.; Plucinsky, Paul P. și colab. , Studiul Chandra ACIS al M33 (ChASeM33): investigarea mediului ionizat fierbinte în NGC 604 , în The Astrophysical Journal , vol. 685, 2008, pp. 919–932, DOI : 10.1086 / 591019 .
  23. ^ Majaess DJ, Turner D., Lane D., Moncrieff K. (2008). Steaua incitantă a complexului OB4 Berkeley 59 / Cepheus și alte descoperiri variabile de șanse variabile , JAAVSO, 74
  24. ^ Nebuloasa capului de cal este de fapt o nebuloasă întunecată , vizibilă deoarece se suprapune cu strălucirea IC 434 .
  25. ^ a b V. Lebouteiller, Bernard-Salas, J.; Plucinsky, Brandl B. și colab. , Compoziție chimică și amestecare în regiuni gigantice HII: NGC 3603, Doradus 30 și N66 , în The Astrophysical Journal , vol. 680, 2008, pp. 398–419, DOI : 10.1086 / 587503 .
  26. ^ Leisa K. Townsley, Broos, Patrick S.; Feigelson, Eric D. și colab. , A Chandra ACIS Study of 30 Doradus. I. Superbubbles and Supernova Remnants , in The Astronomical Journal , vol. 131, 2008, pp. 2140-2163, DOI : 10.1086 / 500532 .
  27. ^ a b YG Tsamis, Barlow, MJ; Liu, XW. et al , Heavy elements in Galactic and Magellanic Cloud H II regions: recombination-line versus forbidden-line abundances , în Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 338, 2003, pp. 687–710, DOI : 10.1046 / j.1365-8711.2003.06081.x .

Bibliografie

Cărți

  • ( EN ) WJ Kaufmann, Univers , WH Freeman, 1994, ISBN 0-7167-2379-4 .
  • ( EN ) EVP Smith, KC Jacobs, M. Zeilik și SA Gregory, Introductory Astronomy and Astrophysics , Thomson Learning, 1997, ISBN 0-03-006228-4 .
  • (EN) Inney James și Scott Tremaine, Galactic Dynamics, Princeton University Press, Princeton, New Jersey, 1997.
  • (EN) Douglas Heggie și Piet Hut,The Gravitational Million-Body Problem: A Multidisciplinary Approach to Star Cluster Dynamics , Cambridge University Press, 2003.
  • ( EN ) Lyman Spitzer, Evoluția dinamică a clusterelor globulare , Princeton University Press, Princeton, New Jersey, 1987.
  • ( EN ) Thomas T. Arny, Explorations: An Introduction to Astronomy (ed. A 3-a) , Boston, McGraw-Hill, 2000, ISBN 0-13-240085-5 .
  • AA.VV, Universul - Marea enciclopedie a astronomiei , Novara, De Agostini, 2002.
  • J. Gribbin, Enciclopedia astronomiei și cosmologiei , Milano, Garzanti, 2005, ISBN 88-11-50517-8 .
  • W. Owen, și colab., Atlasul ilustrat al universului , Milano, Il Viaggiatore, 2006, ISBN 88-365-3679-4 .
  • J. Lindstrom, Stele, galaxii și mistere cosmice , Trieste, Editorial Science, 2006, ISBN 88-7307-326-3 .

Cărți celeste

Voci correlate

Fenomeni

Oggetti associati

Nella cultura

Altri progetti

Collegamenti esterni

Controllo di autorità LCCN ( EN ) sh85058134 · GND ( DE ) 4158620-7