Azərbaycan
Deutschland
Lietuva
Malta
ශ්රී ලංකාව
Türkmenistan
Türkiyə
Украина
H II sritis atskirose švytinčių dujų ir plazmos debesis esantis aktyvios žvaigždėdaros zonoje Jie paprastai būna kelių š
H II sritis
H II sritis – atskirose švytinčių dujų ir plazmos debesis, esantis aktyvios žvaigždėdaros zonoje. Jie paprastai būna kelių šimtų šviesmečių skersmens. Jaunos, karštos OB žvaigždės, gausiai spinduliuojančios ultravioletinėje spektro dalyje jonizuoja aplink esančias dujas. H II sritys paprastai gyvuoja keletą milijonų metų. Po to dėl stipraus žvaigždinio vėjo ir supernovų sprogimų H II srities dujos yra išblaškomos ir išsklaidomos.
H II sritys taip vadinamos, kadangi jose yra daug jonizuoto atominio vandenilio. ( tai neutralaus atominio vandenilio sritys, o H2 yra molekulinio vandenilio zonos). H II zonos matomos iš labai didelių nuotolių, todėl jos yra naudojamos kitų galaktikų atstumui ir cheminei sudėčiai nustatyti.
Stebėjimai
Nedaug H II sričių yra matoma plika akimi. Tačiau nė į vieną jų nebuvo atkreiptas dėmesys iki teleskopo išradimo 17-ame amžiuje. Net Galilėjus nepastebėjo Oriono ūko, stebėdamas žvaigždžių spiečius jame (buvo manoma, kad tai tiesiog atskira žvaigždė). Oriono ūką 1610 pirmasis atrado prancūzas . Nuo to laiko daug H II sričių atrasta mūsų ir kitose galaktikose.
Viljamas Heršelis 1774 apie Oriono ūką rašė kaip apie „nesusiformavusį ugningą rūką, chaotišką medžiagą būsimoms Saulėms formuotis“. Šią hipotezę po gero šimtmečio patvirtino , tyręs daugelio ūkų spektrus. Kai kurių „ūkų“, pavyzdžiui, Andromedos ūko spektras buvo panašus į žvaigždžių (su stipriu kontinuumu – ). Tuo tarpu Oriono ūke buvo stebimas tik nedidelis skaičius emisinių linijų. Ryškiausia emisinė linija buvo ties 500.7 nanometrų, kuri nesutapo nė su viena kokio nors žinomo cheminio elemento linija. Iš pradžių buvo manoma, kad tai naujo nežinomo cheminio elemento „nebulijaus“ linija, nes panašiai Saulės spektre 1868 metais buvo atrastas helis.
Nors helis Žemėje buvo iš tiesų atrastas, tačiau nebulijaus rasti nepavyko. Todėl 20-ame amžiuje, iškėlė hipotezę, kad 500.7 nm liniją duoda koks nors žinomas elementas, tik esantis neįprastose, specifinėse sąlygose.
Apie 1920 fizikai parodė, kad dujoms esant labai retoms (beveik nėra susidūrimų tarp jų), elektronai gali užimti energijos lygmenis, kuriuose esant didesniems tankiams dėl tarpusavio atomų susidūrimų jie ilgai negali būti. Du kart jonizuoto deguonies elektronų šuoliai iš tokio tipo lygmenų kaip tik ir duos 500.7 nm liniją. Tokio tipo linijos, matomos labai išretintose dujose dar vadinamos .
Stebėjimai parodė, kad H II srityse dažnai randamos – daug masyvesnės, nei Saulė, gyvuojančios tik kelis milijonus metų (Saulės amžius keli milijardai metų). Taigi, jaunos žvaigždės suformuoja šiuos ūkus, kurie vėliau yra išsklaidomi. Tokio išsklaidyto ūko pavyzdys yra Sietynas – iš H II srities yra likę tik atspindžio ūko pėdsakai.
Kilmė ir gyvavimo trukmė
H II srities pirmtakas yra molekulinis debesis – labai šaltas (10–20 K) tankus debesis, sudarytas daugiausia iš molekulinio vandenilio. Kuomet jame prasideda žvaigždėdara (spontaninė arba indukuotoji), susidariusios masyviausios žvaigždės būdamos labai karštos jonizuoja aplinkines dujas. Smarkus spinduliavimo laukas sukuria jonizacinį frontą (smūginę bangą), kuri juda . Toliau nuo žvaigždžių jonizacinis frontas lėtėja iki garso greičio. Kadangi jonizuota medžiaga būna ir labiau įkaitinta, H II sritis toliau plečiasi dėl šiluminių efektų.
H II sričių gyvavimo trukmė, kaip jau buvo minėta, yra keli milijonai metų. Spindulinis slėgis galų gale išpučia visas dujas. Faktiškai dėl to žvaigždėdaros procesas yra nelabai efektyvus – tik apie 10 % dujų iš molekulinių debesų virsta žvaigždėmis. Taip pat supančią medžiagą išsklaido supernovų sprogimai, kurie pradeda vykti po 1–2 milijonų metų.
Žvaigždėdara
Gimstančios žvaigždės paprastai tiesiogiai nestebimos. Tik kuomet praretina („nupučia“) žvaigždę supantį apvalkalą, jos tampa matomos. Iki tol tankios sritys stebimos tik kaip tamsūs siluetai šviesių ūkų fone. Šie tamsūs dryželiai yra vadinami Boko globulėmis, astronomo vardu, kuris 1940 metais iškėlė hipotezę, jog jose gali formuotis žvaigždės.
Ši hipotezė buvo patvirtinta tik 1990, kuomet infraraudonieji stebėjimai įrodė prožvaigždžių buvimą globulėse. Dabar žinoma, kad tipiška Boko globulė yra ~10 Saulės masių ir maždaug šviesmečio skersmens. Tokiose globulėse paprastai formuojasi dvinarės arba daugianarės žvaigždės.
Kadangi H II sritys susijusios su žvaigždėdaros sritimis, jų fone dažnai stebimi , kuriuose vyksta planetų formavimosi procesai. Taip, pavyzdžiui, Hablo kosminis teleskopas nufotografavo daugybę proplanetinių diskų esančių Oriono ūke. Ne mažiau pusės jaunų žvaigždžių Orione yra apsuptos aplinkžvaigždinių diskų.
H II sričių savybės
Morfologija
H II sritys yra labai įvairaus dydžio – nuo vadinamųjų ultra – kompaktiškų (apie šviesmečio skersmens) iki milžiniškų H II zonų (keli šimtai šviesmečių). Taip pat skiriasi ir šių sričių tankiai – nuo kelių milijonų dalelių kubiniame centimetre ultra – kompaktinėse srityse iki tik keleto dalelių milžiniškose srityse. Iš čia gaunami ir masės įverčiai – nuo 10² iki 105Saulės masių.
Esant pastoviam tankiui jauna žvaigždė jonizuotų aplink save apytiksliai sferinę sritį, dar vadinamą Striomgreno sfera. Realiai sričių dydžiai ir formos priklauso nuo ją jonizuojančio šaltinio šviesio ir aplinkinės medžiagos tankio pasiskirstymo. Be to tą pačią sritį gali apšviesti ne viena o daugelis žvaigždžių. Todėl H II zonas modeliuoti daug sunkiau, nei, tarkim, planetiškuosius ūkus (kurie turi tik vieną centrinį šaltinį).
H II sričių temperatūros yra apie 10000 K eilės. Kadangi jos sudarytos iš plazmos, svarbų vaidmenį jose vaidina magnetiniai laukai (stiprumas yra mikrogausų arba nanoteslų eilės). Magnetinius laukus kuria judančios įelektrintos dalelės. Kai kurie stebėjimų duomenys rodo, jog H II srityse turėtų būti ir elektriniai laukai.
Cheminė sudėtis
H II sritis apie 90 % sudaro vandenilis. Stipriausia vandenilio emisijos linija ties 656.3 nm suteikia šioms sritims būdingą rausvą spalvą. Likusią srities masės dalį sudaro helis ir nedideli kiekiai sunkesnių elementų. Pastebėta, kad sunkesniųjų elementų gausa H II srityse mažėja, jei jos yra toliau nuo Galaktikos centro. Tai yra todėl, kad centrinėse tankesnėse srityse aktyvesnė žvaigždėdara ir žvaigždėse vykstančios branduolinės reakcijos labiau praturtino tarpžvaigždinę medžiagą sunkesniaisiais elementais.
Sričių skaičius ir pasiskirstymas
H II sritys paprastai yra randamos tik spiralinėse galaktikose arba netaisyklingose galaktikose. Jų nestebima elipsinėse galaktikose. Netaisyklingose galaktikose šios sritys stebimos bet kur, o spiralinėse – daugiausiai spiralinėse vijose. Tipiška spiralinė galaktika gali turėti tūkstančius H II sričių.
H II sričių elipsinėse galaktikose nesimato dėl to, kad jose nėra dujų, iš kurių galėtų susidaryti debesys ir formuotis žvaigždės. Elipsinės galaktikos, manoma, susidariusios galaktikų susiliejimo metu. Galaktikų spiečiuose tai gana dažnas reiškinys. Susiduriant galaktikoms, atskiros žvaigždės susiduria retai, tačiau tarpžvaigždiniai debesys susidūrimų metu yra smarkiai suspaudžiami. Tokioms sąlygoms esant greiti ir efektyvūs paverčia žvaigždėmis daugiau nei 10 procentų tarpžvaigždinės medžiagos. Taigi, po susidūrimo susidariusioje galaktikoje tarpžvaigždinės medžiagos tankis lieka labai mažas ir žvaigždėdara nebevyksta, o tuo pat metu ir H II sritys nebegali susiformuoti.
Šiuolaikiniai stebėjimai atrado ir keletą H II sričių, esančių ne galaktikose. Manoma, kad tarpgalaktinės H II sritys yra potvyninių jėgų suplėšytų galaktikų liekanos.
Žymiausios H II sritys
Mūsų Galaktikoje žinomiausia H II zona yra Didysis Oriono ūkas, esantis už 1500 šviesmečių. Oriono ūkas yra dalis milžiniškų molekulinių debesų, užpildžiusių beveik visą Oriono žvaigždyną. Arklio galvos ūkas ir yra šio debesų komplekso dalys.
Didysis Magelano Debesis, Paukščių Tako palydovinė galaktika, turi milžinišką H II sritį, pavadintą Tarantulo ūko vardu (NGC 2070). Šis ūkas yra daug didesnis už Oriono, jį formuoja tūkstančiai žvaigždžių su masėmis daugiau nei 100 kartų didesnėmis, nei Saulės. Jei Tarantulo ūkas atsidurtų tokiame pat atstume nuo Žemės, kaip ir Oriono ūkas, nakties danguje jis šviestų taip, tarsi Mėnulis pilnaties metu. supernova įsižiebė Tarantulo ūko pakraščiuose.
yra dar didesnis nei Tarantulo ūkas (1300 šviesmečių skersmens), stebimas Trikampio galaktikoje (M33), nors jame ir matoma daug mažiau žvaigždžių.
Šiuolaikinės problemos
Cheminių elementų gausų H II srityse nustatymas yra susijęs su didelėmis problemomis. Nesutapimai tarp įvairiais metodais gautų elementų paplitimų aiškinami temperatūros arba cheminės sudėties fliuktuacijomis.
Masyvių žvaigždžių formavimasis taip pat nėra iki galo paaiškintas procesas. Tai dėl to, kad artimiausios didelės H II sritys yra už 1000 šviesmečių. Antra vertus, besiformuojančias žvaigždes dengia tankūs dujų – dulkių debesys ir optinio diapazono šviesoje jų nesimato.
Taip pat skaitykite
Nuorodos
- Huggins W., Miller W.A. (1864). On the Spectra of some of the Nebulae, Philosophical Transactions of the Royal Society of London, v.154, p.437
- Bowen, I.S. (1927). The Origin of the Chief Nebular Lines, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, v.39, p.295
- Franco J., Tenorio-Tagle G., Bodenheimer P. (1990). On the formation and expansion of H II regions, Astrophysical Journal, v.349, p.126
- Yun J.L., Clemens D.P. (1990). Star formation in small globules – Bart Bok was correct, Astrophysical Journal, v.365, p.73
- Clemens D.P., Yun, J.L., Heyer M.H. (1991). Bok globules and small molecular clouds – Deep IRAS photometry and (C-12)O spectroscopy, Astrophysical Journal Supplement, v.75, p.877
- Launhardt R., Sargent A.I., Henning T et al (2002). Binary and multiple star formation in Bok globules, Proceedings of IAU Symposium No. 200 on The Formation of Binary Stars. Eds Reipurth & Zinnecker, p.103
- Heiles C., Chu Y.-H., Troland T.H. (1981), Magnetic field strengths in the H II regions S117, S119, and S264, Astrophysical Journal Letters, v. 247, p. L77-L80
- Carlqvist P, Kristen H, Gahm G.F. (1998), Helical structures in a Rosette elephant trunk, Astronomy and Astrophysics, v.332, p. L5-L8
- 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
- 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, v.338, p.687
- Hablo kosminio teleskopo ūkų nuotraukos
- Difuziniai ūkai Archyvuota kopija 2005-02-04 iš Wayback Machine projekto.
- Harvardo universiteto H II sričių nuotraukos
Autorius: www.NiNa.Az
Išleidimo data:
vikipedija, wiki, lietuvos, knyga, knygos, biblioteka, straipsnis, skaityti, atsisiųsti, nemokamai atsisiųsti, mp3, video, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, pictu, mobilusis, porn, telefonas, android, iOS, apple, mobile telefl, samsung, iPhone, xiomi, xiaomi, redmi, pornografija, honor, oppo, Nokia, Sonya, mi, pc, web, kompiuteris, Informacija apie H II sritis, Kas yra H II sritis? Ką reiškia H II sritis?
H II sritis atskirose svytinciu duju ir plazmos debesis esantis aktyvios zvaigzdedaros zonoje Jie paprastai buna keliu simtu sviesmeciu skersmens Jaunos karstos OB zvaigzdes gausiai spinduliuojancios ultravioletineje spektro dalyje jonizuoja aplink esancias dujas H II sritys paprastai gyvuoja keleta milijonu metu Po to del stipraus zvaigzdinio vejo ir supernovu sprogimu H II srities dujos yra isblaskomos ir issklaidomos milziniska H II sritis Trikampio galaktikoje H II sritys taip vadinamos kadangi jose yra daug jonizuoto atominio vandenilio tai neutralaus atominio vandenilio sritys o H2 yra molekulinio vandenilio zonos H II zonos matomos is labai dideliu nuotoliu todel jos yra naudojamos kitu galaktiku atstumui ir cheminei sudeciai nustatyti StebejimaiZvaigzdedaros sritys Erelio uke Nedaug H II sriciu yra matoma plika akimi Taciau ne į viena ju nebuvo atkreiptas demesys iki teleskopo isradimo 17 ame amziuje Net Galilejus nepastebejo Oriono uko stebedamas zvaigzdziu spiecius jame buvo manoma kad tai tiesiog atskira zvaigzde Oriono uka 1610 pirmasis atrado prancuzas Nuo to laiko daug H II sriciu atrasta musu ir kitose galaktikose Viljamas Herselis 1774 apie Oriono uka rase kaip apie nesusiformavusį ugninga ruka chaotiska medziaga busimoms Saulems formuotis Sia hipoteze po gero simtmecio patvirtino tyres daugelio uku spektrus Kai kuriu uku pavyzdziui Andromedos uko spektras buvo panasus į zvaigzdziu su stipriu kontinuumu Tuo tarpu Oriono uke buvo stebimas tik nedidelis skaicius emisiniu liniju Ryskiausia emisine linija buvo ties 500 7 nanometru kuri nesutapo ne su viena kokio nors zinomo cheminio elemento linija Is pradziu buvo manoma kad tai naujo nezinomo cheminio elemento nebulijaus linija nes panasiai Saules spektre 1868 metais buvo atrastas helis Nors helis Zemeje buvo is tiesu atrastas taciau nebulijaus rasti nepavyko Todel 20 ame amziuje iskele hipoteze kad 500 7 nm linija duoda koks nors zinomas elementas tik esantis neįprastose specifinese salygose Apie 1920 fizikai parode kad dujoms esant labai retoms beveik nera susidurimu tarp ju elektronai gali uzimti energijos lygmenis kuriuose esant didesniems tankiams del tarpusavio atomu susidurimu jie ilgai negali buti Du kart jonizuoto deguonies elektronu suoliai is tokio tipo lygmenu kaip tik ir duos 500 7 nm linija Tokio tipo linijos matomos labai isretintose dujose dar vadinamos Stebejimai parode kad H II srityse daznai randamos daug masyvesnes nei Saule gyvuojancios tik kelis milijonus metu Saules amzius keli milijardai metu Taigi jaunos zvaigzdes suformuoja siuos ukus kurie veliau yra issklaidomi Tokio issklaidyto uko pavyzdys yra Sietynas is H II srities yra like tik atspindzio uko pedsakai Kilme ir gyvavimo trukmeDalis Tarantulo uko milziniskos H II srities Didziajame Magelano debesyje H II srities pirmtakas yra molekulinis debesis labai saltas 10 20 K tankus debesis sudarytas daugiausia is molekulinio vandenilio Kuomet jame prasideda zvaigzdedara spontanine arba indukuotoji susidariusios masyviausios zvaigzdes budamos labai karstos jonizuoja aplinkines dujas Smarkus spinduliavimo laukas sukuria jonizacinį fronta smugine banga kuri juda Toliau nuo zvaigzdziu jonizacinis frontas leteja iki garso greicio Kadangi jonizuota medziaga buna ir labiau įkaitinta H II sritis toliau pleciasi del siluminiu efektu H II sriciu gyvavimo trukme kaip jau buvo mineta yra keli milijonai metu Spindulinis slegis galu gale ispucia visas dujas Faktiskai del to zvaigzdedaros procesas yra nelabai efektyvus tik apie 10 duju is molekuliniu debesu virsta zvaigzdemis Taip pat supancia medziaga issklaido supernovu sprogimai kurie pradeda vykti po 1 2 milijonu metu ZvaigzdedaraBoko globules H II srityje Gimstancios zvaigzdes paprastai tiesiogiai nestebimos Tik kuomet praretina nupucia zvaigzde supantį apvalkala jos tampa matomos Iki tol tankios sritys stebimos tik kaip tamsus siluetai sviesiu uku fone Sie tamsus dryzeliai yra vadinami Boko globulemis astronomo vardu kuris 1940 metais iskele hipoteze jog jose gali formuotis zvaigzdes Si hipoteze buvo patvirtinta tik 1990 kuomet infraraudonieji stebejimai įrode prozvaigzdziu buvima globulese Dabar zinoma kad tipiska Boko globule yra 10 Saules masiu ir mazdaug sviesmecio skersmens Tokiose globulese paprastai formuojasi dvinares arba daugianares zvaigzdes Kadangi H II sritys susijusios su zvaigzdedaros sritimis ju fone daznai stebimi kuriuose vyksta planetu formavimosi procesai Taip pavyzdziui Hablo kosminis teleskopas nufotografavo daugybe proplanetiniu disku esanciu Oriono uke Ne maziau puses jaunu zvaigzdziu Orione yra apsuptos aplinkzvaigzdiniu disku H II sriciu savybesMorfologija H II sritys yra labai įvairaus dydzio nuo vadinamuju ultra kompaktisku apie sviesmecio skersmens iki milzinisku H II zonu keli simtai sviesmeciu Taip pat skiriasi ir siu sriciu tankiai nuo keliu milijonu daleliu kubiniame centimetre ultra kompaktinese srityse iki tik keleto daleliu milziniskose srityse Is cia gaunami ir mases įverciai nuo 10 iki 105Saules masiu Esant pastoviam tankiui jauna zvaigzde jonizuotu aplink save apytiksliai sferine sritį dar vadinama Striomgreno sfera Realiai sriciu dydziai ir formos priklauso nuo ja jonizuojancio saltinio sviesio ir aplinkines medziagos tankio pasiskirstymo Be to ta pacia sritį gali apsviesti ne viena o daugelis zvaigzdziu Todel H II zonas modeliuoti daug sunkiau nei tarkim planetiskuosius ukus kurie turi tik viena centrinį saltinį H II sriciu temperaturos yra apie 10000 K eiles Kadangi jos sudarytos is plazmos svarbu vaidmenį jose vaidina magnetiniai laukai stiprumas yra mikrogausu arba nanoteslu eiles Magnetinius laukus kuria judancios įelektrintos daleles Kai kurie stebejimu duomenys rodo jog H II srityse turetu buti ir elektriniai laukai Chemine sudetis H II sritis apie 90 sudaro vandenilis Stipriausia vandenilio emisijos linija ties 656 3 nm suteikia sioms sritims budinga rausva spalva Likusia srities mases dalį sudaro helis ir nedideli kiekiai sunkesniu elementu Pastebeta kad sunkesniuju elementu gausa H II srityse mazeja jei jos yra toliau nuo Galaktikos centro Tai yra todel kad centrinese tankesnese srityse aktyvesne zvaigzdedara ir zvaigzdese vykstancios branduolines reakcijos labiau praturtino tarpzvaigzdine medziaga sunkesniaisiais elementais Sriciu skaicius ir pasiskirstymas Rausvos H II sriciu juostos isilgai spiraliniu viju H II sritys paprastai yra randamos tik spiralinese galaktikose arba netaisyklingose galaktikose Ju nestebima elipsinese galaktikose Netaisyklingose galaktikose sios sritys stebimos bet kur o spiralinese daugiausiai spiralinese vijose Tipiska spiraline galaktika gali tureti tukstancius H II sriciu H II sriciu elipsinese galaktikose nesimato del to kad jose nera duju is kuriu galetu susidaryti debesys ir formuotis zvaigzdes Elipsines galaktikos manoma susidariusios galaktiku susiliejimo metu Galaktiku spieciuose tai gana daznas reiskinys Susiduriant galaktikoms atskiros zvaigzdes susiduria retai taciau tarpzvaigzdiniai debesys susidurimu metu yra smarkiai suspaudziami Tokioms salygoms esant greiti ir efektyvus pavercia zvaigzdemis daugiau nei 10 procentu tarpzvaigzdines medziagos Taigi po susidurimo susidariusioje galaktikoje tarpzvaigzdines medziagos tankis lieka labai mazas ir zvaigzdedara nebevyksta o tuo pat metu ir H II sritys nebegali susiformuoti Siuolaikiniai stebejimai atrado ir keleta H II sriciu esanciu ne galaktikose Manoma kad tarpgalaktines H II sritys yra potvyniniu jegu suplesytu galaktiku liekanos Zymiausios H II sritysMusu Galaktikoje zinomiausia H II zona yra Didysis Oriono ukas esantis uz 1500 sviesmeciu Oriono ukas yra dalis milzinisku molekuliniu debesu uzpildziusiu beveik visa Oriono zvaigzdyna Arklio galvos ukas ir yra sio debesu komplekso dalys Didysis Magelano Debesis Pauksciu Tako palydovine galaktika turi milziniska H II sritį pavadinta Tarantulo uko vardu NGC 2070 Sis ukas yra daug didesnis uz Oriono jį formuoja tukstanciai zvaigzdziu su masemis daugiau nei 100 kartu didesnemis nei Saules Jei Tarantulo ukas atsidurtu tokiame pat atstume nuo Zemes kaip ir Oriono ukas nakties danguje jis sviestu taip tarsi Menulis pilnaties metu supernova įsiziebe Tarantulo uko pakrasciuose yra dar didesnis nei Tarantulo ukas 1300 sviesmeciu skersmens stebimas Trikampio galaktikoje M33 nors jame ir matoma daug maziau zvaigzdziu Siuolaikines problemosRegimojo diapazono nuotraukoje kaireje matomi duju dulkiu debesys Oriono uke Infraraudonojo diapazono nuotraukoje desineje matomos debesyse svieciancios zvaigzdes Cheminiu elementu gausu H II srityse nustatymas yra susijes su didelemis problemomis Nesutapimai tarp įvairiais metodais gautu elementu paplitimu aiskinami temperaturos arba chemines sudeties fliuktuacijomis Masyviu zvaigzdziu formavimasis taip pat nera iki galo paaiskintas procesas Tai del to kad artimiausios dideles H II sritys yra uz 1000 sviesmeciu Antra vertus besiformuojancias zvaigzdes dengia tankus duju dulkiu debesys ir optinio diapazono sviesoje ju nesimato Taip pat skaitykiteStriomgreno sferaNuorodosHuggins W Miller W A 1864 On the Spectra of some of the Nebulae Philosophical Transactions of the Royal Society of London v 154 p 437 Bowen I S 1927 The Origin of the Chief Nebular Lines Publications of the Astronomical Society of the Pacific v 39 p 295 Franco J Tenorio Tagle G Bodenheimer P 1990 On the formation and expansion of H II regions Astrophysical Journal v 349 p 126 Yun J L Clemens D P 1990 Star formation in small globules Bart Bok was correct Astrophysical Journal v 365 p 73 Clemens D P Yun J L Heyer M H 1991 Bok globules and small molecular clouds Deep IRAS photometry and C 12 O spectroscopy Astrophysical Journal Supplement v 75 p 877 Launhardt R Sargent A I Henning T et al 2002 Binary and multiple star formation in Bok globules Proceedings of IAU Symposium No 200 on The Formation of Binary Stars Eds Reipurth amp Zinnecker p 103 Heiles C Chu Y H Troland T H 1981 Magnetic field strengths in the H II regions S117 S119 and S264 Astrophysical Journal Letters v 247 p L77 L80 Carlqvist P Kristen H Gahm G F 1998 Helical structures in a Rosette elephant trunk Astronomy and Astrophysics v 332 p L5 L8 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 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 v 338 p 687 Hablo kosminio teleskopo uku nuotraukos Difuziniai ukai Archyvuota kopija 2005 02 04 is Wayback Machine projekto Harvardo universiteto H II sriciu nuotraukos