Region H II

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Przejdź do nawigacji Przejdź do wyszukiwania
NGC 604 , gigantyczny region H II w Galaktyce Trójkąta .

Region (strefa) H II , czyli obszar zjonizowanego wodoru (rodzaj mgławicy emisyjnej ), jest obłokiem gorącej plazmy o średnicy kilkuset lat świetlnych i jest obszarem intensywnego formowania się gwiazd . W tym regionie rodzą się młode, gorące, niebiesko-białe gwiazdy , które emitują obficie światło ultrafioletowe , jonizując w ten sposób otaczającą mgławicę.

Regiony H II mogą urodzić tysiące gwiazd w okresie zaledwie kilku milionów lat. W końcu wybuchy supernowych i potężne wiatry gwiazdowe emanujące z najbardziej masywnych gwiazd w powstałej gromadzie gwiazd rozpraszają gazy w tym regionie i zamieniają się w grupę podobną do Plejady .

Regiony te wzięły swoją nazwę od dużej ilości zjonizowanego wodoru atomowego (tj. po prostu mieszaniny protonów i elektronów ), oznaczonego przez astronomów jako H II ( region HI to strefa wodoru obojętnego , a H 2 oznacza wodór cząsteczkowy ). Można je zobaczyć ze znacznych odległości w całym wszechświecie , a badanie takich regionów znalezionych w innych galaktykach jest ważne dla określenia odległości do tych ostatnich, a także ich składu chemicznego .

Historia obserwacji

Aktywny obszar gwiazdotwórczy - Mgławica Carina

Kilka najjaśniejszych obszarów H II jest widocznych gołym okiem . Ale najwyraźniej żaden z nich nie został opisany przed wynalezieniem teleskopu (na początku XVII wieku ): dwie najjaśniejsze z nich - mgławica Oriona i Tarantula - były początkowo mylone z gwiazdami , oznaczając pierwszą jako θ Orion , a drugi jako 30 Złotych Rybek. Później Galileusz opisał gromadę gwiazd Trapezium , znajdującą się wewnątrz mgławicy Oriona, ale nie zauważył samej mgławicy – ​​jej odkrywcą (w 1610 r. ) uważany jest francuski obserwator Nicholas-Claude Fabri de Peyresque . Od czasu tych wczesnych obserwacji odkryto o wiele więcej regionów H II w naszej i innych galaktykach.

W 1774 roku William Herschel zaobserwował Mgławicę Oriona, opisując ją jako „bezkształtną ognistą mgłę, chaotyczną materię przyszłych słońc”. Hipoteza ta zaczęła się potwierdzać dopiero prawie sto lat później, w 1864 roku , kiedy William Huggins (z pomocą swojego przyjaciela, chemika Williama Millera , który mieszkał obok) zbadał za pomocą swojego spektroskopu kilka różnych mgławic. Niektóre, takie jak Mgławica Andromeda , dawały widmo podobne do gwiazd i okazały się galaktykami złożonymi z setek milionów pojedynczych gwiazd.

Widma innych mgławic wyglądały inaczej. Zamiast intensywnego ciągłego widma z nałożonymi na siebie liniami absorpcji, Mgławica Kocie Oko (pierwsza mgławica gazowa badana przez Hugginsa) i inne podobne obiekty miały tylko niewielką liczbę linii emisyjnych [1] . Podobny wynik uzyskał Huggins rok później dla mgławicy Oriona [2] . Najjaśniejsza tych linii miało długość fali 500,7 nm , co było zgodne z dowolnym znanym pierwiastka . Początkowo sugerowano, że linia ta należy do nowego pierwiastka chemicznego. Tak więc podobny pomysł podczas badania widma Słońca w 1868 roku doprowadził do odkrycia helu . Nowy pierwiastek nazwano nebulium (od łacińskiego mgławicy - „mgławica”).

Jednak chociaż hel został wyizolowany na Ziemi wkrótce po jego odkryciu w widmie słonecznym, mgławica nie została wytworzona. W 1927 Henry Norris Russell zasugerował, że długość fali 500,7 nm należy raczej nie do nowego pierwiastka, ale do pierwiastka już znanego, ale w nieznanych warunkach [3] .

Już w tym samym roku Ira Sprague Bowen wykazał, że w gazie o ekstremalnie małej gęstości elektrony mogą wypełniać wzbudzony poziom energii metastabilnej atomów i jonów , który przy większej gęstości traci tę właściwość na skutek zderzeń [4] . Przejścia elektronowe z jednego z tych poziomów w podwójnie zjonizowanym tlenie dają początek linii przy 500,7 nm. Te linie widmowe nazywane są liniami zabronionymi i mogą być obserwowane tylko dla gazów o małej gęstości [5] . W ten sposób udowodniono, że mgławice składają się z niezwykle rozrzedzonego gazu.

Obserwacje w XX wieku wykazały, że regiony H II często zawierają jasne i gorące gwiazdy OB. Takie gwiazdy są wielokrotnie masywniejsze od Słońca, ale mają krótką żywotność, zaledwie kilka milionów lat (dla porównania, żywotność gwiazd takich jak Słońce to kilka miliardów lat). W rezultacie postawiono hipotezę, że regiony H II są obszarami aktywnego formowania się gwiazd. W ciągu kilku milionów lat wewnątrz takiego obszaru formuje się gromada gwiazd , a następnie promieniste ciśnienie uformowanych, gorących, młodych gwiazd rozprasza mgławicę. Jeśli pozostała gromada nie jest wystarczająco masywna i związana grawitacyjnie , może przekształcić się w tak zwaną asocjację OB [6] . Plejady są przykładem gromady gwiazd, która "wyparowała" strefę H II, która ją tworzy i pozostawiła jedynie pozostałości mgławicy refleksyjnej .

Cykl życia i klasyfikacja

Część Mgławicy Tarantula , ogromnego obszaru H II w Wielkim Obłoku Magellana .

Początek

Prekursorem regionu H II jest gigantyczny obłok molekularny . Jest to bardzo zimna (10–20 ° K ) i gęsta chmura składająca się głównie z wodoru cząsteczkowego. Takie obiekty mogą przez długi czas znajdować się w stabilnym, „zamarzniętym” stanie, ale fale uderzeniowe z wybuchu supernowej [7] , „zderzenia” chmur [8] i wpływy magnetyczne [9] mogą doprowadzić do zawalenia się części Chmura. To z kolei daje początek procesowi formowania się gwiazd w obłoku (więcej szczegółów patrz gwiezdna ewolucja ). Dalszy rozwój regionu można podzielić na dwie fazy: fazę formowania i fazę ekspansji [10] .

Na etapie powstawania najbardziej masywne gwiazdy w regionie osiągają wysokie temperatury, a ich twarde promieniowanie zaczyna jonizować otaczający gaz. Fotony o wysokiej energii rozchodzą się przez otaczającą materię z prędkością ponaddźwiękową , tworząc front jonizacji . Wraz z odległością od gwiazdy front ten zwalnia z powodu geometrycznego tłumienia i procesów rekombinacji w zjonizowanym gazie. Po chwili jego prędkość spada do prędkości około dwa razy większej niż prędkość dźwięku. W tym momencie objętość gorącego zjonizowanego gazu dociera do promienia Stromgrena i zaczyna się rozszerzać pod własnym ciśnieniem.

Ekspansja generuje naddźwiękową falę uderzeniową, która kompresuje materiał mgławicy. Ponieważ prędkość frontu jonizacji wciąż się zmniejsza, w pewnym momencie fala uderzeniowa go wyprzedza; a pomiędzy dwoma kulistymi frontami tworzy się szczelina wypełniona gazem obojętnym. Tak rodzi się obszar zjonizowanego wodoru.

Żywotność regionu H II jest rzędu kilku milionów lat. Lekkie ciśnienie gwiazd prędzej czy później „wydmuchuje” większość gazu mgławicy. Cały proces jest bardzo „nieefektywny”: mniej niż 10% gazu w mgławicy zdąży uformować gwiazdy, aż reszta gazu „wyczerpie się”. Procesowi utraty gazu sprzyjają również wybuchy supernowych wśród najmasywniejszych gwiazd, które rozpoczynają się już kilka milionów lat po powstaniu mgławicy lub nawet wcześniej [11] .

Morfologia

W najprostszym przypadku pojedyncza gwiazda w mgławicy jonizuje prawie kulisty obszar otaczającego gazu zwany sferą Stromgrena . Ale w rzeczywistych warunkach oddziaływanie zjonizowanych obszarów z wielu gwiazd, a także propagacja rozgrzanego gazu do otaczającej przestrzeni z ostrym gradientem gęstości (na przykład poza granicę obłoku molekularnego) determinują złożony kształt mgławicy . Na jego kształt wpływają również wybuchy supernowych. W niektórych przypadkach formowanie się dużej gromady gwiazd w strefie H II prowadzi do jej „dewastacji” od wewnątrz. Takie zjawisko obserwujemy np. w przypadku NGC 604 , gigantycznego obszaru H II w Galaktyce Trójkąta .

Klasyfikacja obszarów H II

Kolebki gwiazd

Globule koźlaka w IC 2944 , strefa H II.

Narodziny gwiazd w obszarach H II są przed nami ukryte przez gęste obłoki gazu i pyłu otaczające formujące się gwiazdy. Dopiero gdy ciśnienie światła gwiazdy rozrzedzi ten osobliwy „kokon”, gwiazda staje się widoczna. Wcześniej gęste obszary z gwiazdami w środku pojawiały się jako ciemne sylwetki na tle reszty zjonizowanej mgławicy. Takie formacje znane są jako globule Bocka , od nazwiska astronoma Barta Bocka , który w latach 40. XX wieku wysunął ideę, że mogą one być miejscami narodzin gwiazd.

Hipoteza Bocka została potwierdzona dopiero w 1990 roku , kiedy naukowcy, wykorzystując obserwacje w widmie podczerwonym , byli wreszcie w stanie przejrzeć grubość tych globul i zobaczyć wewnątrz młode obiekty gwiezdne. Obecnie uważa się, że przeciętna globula zawiera materię o masie około 10 mas Słońca w przestrzeni o średnicy około roku świetlnego, a takie globule tworzą układy podwójne lub wielokrotne gwiazdy [12] [13] [14] .

Oprócz tego, że regiony H II są miejscami powstawania gwiazd, istnieją dowody na to, że mogą zawierać układy planetarne . Teleskop Hubble'a znalazł setki dysków protoplanetarnych w Mgławicy Oriona. Co najmniej połowa młodych gwiazd w tej mgławicy wydaje się być otoczona przez dysk gazu i pyłu, który, jak się uważa, zawiera nawet wielokrotnie więcej materii niż jest to wymagane do utworzenia układu planetarnego takiego jak nasz .

Specyfikacje

Charakterystyka fizyczna

Regiony H II różnią się znacznie parametrami fizycznymi. Ich rozmiary wahają się od tak zwanych „ultra-kompaktowych” (jeden rok świetlny lub mniej) do gigantycznych (kilkaset lat świetlnych). Ich wielkość nazywana jest również promieniem Stromgrena , zależy ona głównie od natężenia promieniowania źródła fotonów jonizujących oraz gęstości obszaru. Gęstości mgławic są również różne: od ponad miliona cząstek na cm³ w przypadku ultrakompaktowych – do zaledwie kilku cząstek na cm³ w najbardziej rozległych. Całkowita masa mgławicy prawdopodobnie pomiędzy 5 i 10 10² masy słoneczne [15] .

W zależności od wielkości regionu H II liczba gwiazd w każdym z nich może sięgać kilku tysięcy. Dlatego struktura regionu jest bardziej złożona niż struktura mgławic planetarnych , które mają tylko jedno źródło jonizacji zlokalizowane w centrum. Temperatura regionów HI zwykle osiąga 10 000 K. Granica między zjonizowanym wodorem HI i obojętnym wodorem HI jest zwykle bardzo ostra. Zjonizowany gaz ( plazma ) może mieć pola magnetyczne o sile kilku nanotesli [16] . Pola magnetyczne powstają w wyniku ruchu ładunków elektrycznych w plazmie, dlatego w obszarach H II występują prądy elektryczne [17] .

Około 90% materiału w regionie to atomowy wodór . Reszta to głównie hel , podczas gdy cięższe pierwiastki występują w znikomych ilościach. Zauważa się, że im dalej od centrum galaktyki znajduje się region, tym mniejszy jest udział ciężkich pierwiastków w jego składzie. Wynika to z faktu, że przez całe życie galaktyki w jej gęstszych regionach centralnych tempo powstawania gwiazd było wyższe, a zatem ich wzbogacanie w produkty syntezy jądrowej następowało szybciej.

Promieniowanie

Strefy zjonizowanego wodoru tworzą się wokół jasnych gwiazd O-B5 z silnym promieniowaniem ultrafioletowym . Kwanty ultrafioletowe serii Lymana i kontinuum Lymana jonizują wodór otaczający gwiazdę. W procesie rekombinacji może zostać wyemitowany kwant szeregu podrzędnego lub kwant Lymana. W pierwszym przypadku kwant opuści mgławicę bez przeszkód, a w drugim zostanie ponownie wchłonięty. Proces ten opisuje twierdzenie Rosselanda . Tak więc w widmie stref H II pojawiają się jasne linie serii podrzędnych, zwłaszcza serii Balmera , a także jasna linia Lyman-alfa , ponieważ fotony L α nie mogą zostać przetworzone na mniej energetyczne kwanty i ostatecznie opuścić mgławicę. . Wysokie natężenie promieniowania w linii H α o długości fali 6563 Å nadaje mgławicom charakterystyczny czerwonawy odcień.

Ilość i dystrybucja

Galaktyka Wir : czerwone plamy regionów H II "zarysowują" ramiona spiralne.

Regiony H II występują tylko w galaktykach spiralnych (takich jak nasza ) i nieregularnych ; nigdy nie spotkali się w galaktykach eliptycznych . W galaktykach nieregularnych można je znaleźć w dowolnej jego części, ale w galaktykach spiralnych prawie zawsze są skoncentrowane w ramionach spiralnych. Duża galaktyka spiralna może zawierać tysiące regionów H II [15] .

Uważa się, że te regiony nie występują w galaktykach eliptycznych, ponieważ galaktyki eliptyczne powstają w wyniku zderzeń innych galaktyk. W gromadach galaktyk takie zderzenia są bardzo częste. W tym przypadku pojedyncze gwiazdy prawie nigdy się nie zderzają, ale duże obłoki molekularne i regiony H II podlegają silnym zakłóceniom. W tych warunkach inicjowane są silne rozbłyski formowania się gwiazd, a dzieje się to tak szybko, że zamiast zwykłych 10% wykorzystuje się do tego prawie całą materię mgławicy. Galaktyka przeżywa tak aktywny proces zwany galaktyką Starburst ( ang. Starburst galaxy ). Następnie w galaktyce eliptycznej pozostaje bardzo mało gazu międzygwiazdowego, a regiony H II nie mogą się już formować. Jak pokazują współczesne obserwacje, istnieje również bardzo niewiele międzygalaktycznych regionów zjonizowanego wodoru. Takie regiony są najprawdopodobniej pozostałościami po okresowych rozpadach małych galaktyk [18] .

Obszary godne uwagi H II

Kompleks Oriona . Zdjęcie przedstawia jądra gwiazd tej konstelacji . Jasny punkt w centrum poniżej to M42 , a łuk, który zajmuje większość zdjęcia to Pętla Barnarda .

Dwa regiony H II można stosunkowo łatwo dostrzec gołym okiem : Trapez Oriona i Tarantula . Kilka innych jest na granicy widoczności: Mgławica Laguna , Ameryka Północna , Pętla Barnarda - ale można je zaobserwować tylko w idealnych warunkach.

Olbrzymi Obłok Molekularny Oriona jest bardzo złożonym kompleksem, który obejmuje wiele oddziałujących na siebie obszarów mgławic H II i innych [19] . Jest to „klasyczny” region H II [nb 1] najbliższy Słońcu. Chmura znajduje się w odległości około 1500 sv. lat od nas i gdyby był widoczny, zajmowałby większy obszar tej konstelacji . 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