Una región H II o región HII es una región de hidrógeno atómico interestelar que está ionizado . [1] Es típicamente una nube de gas parcialmente ionizado en la que ha tenido lugar recientemente la formación de estrellas , con un tamaño que varía de uno a cientos de años luz y una densidad de unas pocas a aproximadamente un millón de partículas por cm cúbico. La Nebulosa de Orión , ahora conocida por ser una región H II, fue observada en 1610 por Nicolas-Claude Fabri de Peiresc con un telescopio, el primer objeto de este tipo descubierto.
Pueden tener cualquier forma, porque la distribución de las estrellas y el gas en su interior es irregular. Las estrellas azules de corta vida creadas en estas regiones emiten grandes cantidades de luz ultravioleta que ionizan el gas circundante. Las regiones H II, a veces de varios cientos de años luz de diámetro, a menudo se asocian con nubes moleculares gigantes . A menudo aparecen grumosos y filamentosos, a veces mostrando formas intrincadas como la Nebulosa Cabeza de Caballo . Las regiones H II pueden dar a luz a miles de estrellas durante un período de varios millones de años. Al final, las explosiones de supernovas y los fuertes vientos estelares de las estrellas más masivas del cúmulo de estrellas resultante dispersarán los gases de la región H II, dejando atrás un cúmulo de estrellas que se han formado, como las Pléyades .
Las regiones H II se pueden observar a distancias considerables en el universo, y el estudio de las regiones H II extragalácticas es importante para determinar la distancia y la composición química de las galaxias . Las galaxias espirales e irregulares contienen muchas regiones H II, mientras que las galaxias elípticas están casi desprovistas de ellas. En las galaxias espirales, incluida nuestra Vía Láctea , las regiones H II se concentran en los brazos espirales , mientras que en las galaxias irregulares se distribuyen caóticamente. Algunas galaxias contienen enormes regiones H II, que pueden contener decenas de miles de estrellas. Los ejemplos incluyen la región de 30 Doradus en la Gran Nube de Magallanes y NGC 604 en la Galaxia del Triángulo .
Terminología
El término H II es pronunciado "H dos" por los astrónomos. "H" es el símbolo químico del hidrógeno y "II" es el número romano para 2. En astronomía, se acostumbra usar el número romano I para átomos neutros, II para ionizado individualmente; H II es H + en otras ciencias —III para doblemente ionizado, por ejemplo, O III es O ++ , etc. [3] H II, o H + , consta de protones libres . Una región H I es hidrógeno atómico neutro y una nube molecular es hidrógeno molecular , H 2 . En las discusiones habladas con no astrónomos, a veces hay confusión entre las formas habladas idénticas de "H II" y "H 2 ".
Observaciones
Algunas de las regiones H II más brillantes son visibles a simple vista . Sin embargo, ninguno parece haberse notado antes de la llegada del telescopio a principios del siglo XVII. Incluso Galileo no notó la Nebulosa de Orión cuando observó por primera vez el cúmulo de estrellas dentro de ella (previamente catalogado como una sola estrella, θ Orionis, por Johann Bayer ). Al observador francés Nicolas-Claude Fabri de Peiresc se le atribuye el descubrimiento de la Nebulosa de Orión en 1610. [4] Desde esa observación temprana, se han descubierto un gran número de regiones H II en la Vía Láctea y otras galaxias. [5]
William Herschel observó la Nebulosa de Orión en 1774 y la describió más tarde como "una bruma ardiente sin forma, el material caótico de los futuros soles". [6] En los primeros días, los astrónomos distinguían entre " nebulosas difusas " (ahora conocidas como regiones H II), que conservaban su apariencia borrosa bajo aumento a través de un gran telescopio, y nebulosas que podrían resolverse en estrellas, ahora conocidas como galaxias externas. a la nuestra. [7]
La confirmación de la hipótesis de formación estelar de Herschel tuvo que esperar otros cien años, cuando William Huggins junto con su esposa Mary Huggins dirigieron su espectroscopio hacia varias nebulosas. Algunas, como la nebulosa de Andrómeda , tenían espectros bastante similares a los de las estrellas , pero resultaron ser galaxias formadas por cientos de millones de estrellas individuales. Otros se veían muy diferentes. En lugar de un continuo fuerte con líneas de absorción superpuestas, la Nebulosa de Orión y otros objetos similares mostraron solo una pequeña cantidad de líneas de emisión . [8] En las nebulosas planetarias , la más brillante de estas líneas espectrales tenía una longitud de onda de 500,7 nanómetros , que no se correspondía con una línea de ningún elemento químico conocido . Al principio se planteó la hipótesis de que la línea podría deberse a un elemento desconocido, que se denominó nebulio; una idea similar había llevado al descubrimiento del helio a través del análisis del espectro solar en 1868. [9] Sin embargo, mientras que el helio fue aislado en la tierra poco después de su descubrimiento en el espectro del sol, el nebulio no lo estaba. A principios del siglo XX, Henry Norris Russell propuso que, en lugar de ser un elemento nuevo, la línea a 500,7 nm se debía a un elemento familiar en condiciones desconocidas. [10]
La materia interestelar, considerada densa en un contexto astronómico, está en alto vacío según los estándares de laboratorio. Los físicos demostraron en la década de 1920 que en el gas a una densidad extremadamente baja , los electrones pueden poblar niveles de energía metaestable excitados en átomos e iones , que a densidades más altas son rápidamente desexcitados por colisiones. [11] Las transiciones de electrones desde estos niveles en oxígeno doblemente ionizado dan lugar a la línea de 500,7 nm. [12] Estas líneas espectrales , que solo pueden verse en gases de muy baja densidad, se denominan líneas prohibidas . Por tanto, las observaciones espectroscópicas mostraron que las nebulosas planetarias consistían en gran parte en gas oxígeno ionizado extremadamente enrarecido (OIII).
Durante el siglo XX, las observaciones mostraron que las regiones H II a menudo contenían estrellas brillantes y calientes . [12] Estas estrellas son muchas veces más masivas que el Sol y son las estrellas de vida más corta, con vidas totales de sólo unos pocos millones de años (en comparación con estrellas como el Sol, que viven varios miles de millones de años). Por lo tanto, se supuso que las regiones H II debían ser regiones en las que se estaban formando nuevas estrellas. [12] Durante un período de varios millones de años, se formará un cúmulo de estrellas en una región H II, antes de que la presión de radiación de las estrellas jóvenes calientes provoque la dispersión de la nebulosa. [13] Las Pléyades son un ejemplo de un cúmulo que ha "evaporado" la región H II a partir de la cual se formó. Solo queda un rastro de nebulosidad reflectante .
Origen y vida
El precursor de una región H II es una nube molecular gigante (GMC). Un GMC es una nube fría (10-20 K ) y densa que consiste principalmente en hidrógeno molecular . [5] Las GMC pueden existir en un estado estable durante largos períodos de tiempo, pero las ondas de choque debidas a las supernovas , las colisiones entre las nubes y las interacciones magnéticas pueden desencadenar su colapso. Cuando esto sucede, a través de un proceso de colapso y fragmentación de la nube, nacen las estrellas (ver evolución estelar para una descripción más extensa). [13]
A medida que las estrellas nacen dentro de un GMC, las más masivas alcanzarán temperaturas lo suficientemente altas como para ionizar el gas circundante. [5] Poco después de la formación de un campo de radiación ionizante, los fotones energéticos crean un frente de ionización, que barre el gas circundante a velocidades supersónicas . A distancias cada vez mayores de la estrella ionizante, el frente de ionización se ralentiza, mientras que la presión del gas recién ionizado hace que el volumen ionizado se expanda. Finalmente, el frente de ionización se ralentiza a velocidades subsónicas y es superado por el frente de choque causado por la expansión del material expulsado de la nebulosa. Ha nacido la región H II. [14]
La vida útil de una región H II es del orden de unos pocos millones de años. [15] La presión de la radiación de las estrellas jóvenes calientes eventualmente alejará la mayor parte del gas. De hecho, todo el proceso tiende a ser muy ineficiente, con menos del 10 por ciento del gas en la región H II formándose en estrellas antes de que el resto desaparezca. [13] Contribuyen a la pérdida de gas las explosiones de supernovas de las estrellas más masivas, que ocurrirán después de solo 1 a 2 millones de años.
Destrucción de viveros estelares
Las estrellas se forman en grupos de gas molecular frío que esconden las estrellas nacientes. Solo cuando la presión de la radiación de una estrella aleja su "capullo", se vuelve visible. Las estrellas azules calientes que son lo suficientemente poderosas como para ionizar cantidades significativas de hidrógeno y formar regiones H II lo harán rápidamente e iluminarán la región en la que se acaban de formar. Las regiones densas que contienen estrellas aún en formación más jóvenes o menos masivas y que aún no han volado el material del que se están formando a menudo se ven en silueta contra el resto de la nebulosa ionizada. Bart Bok y EF Reilly buscaron fotografías astronómicas en la década de 1940 en busca de "nebulosas oscuras relativamente pequeñas", siguiendo sugerencias de que las estrellas podrían formarse a partir de condensaciones en el medio interestelar; encontraron varios de esos "objetos oscuros aproximadamente circulares u ovalados de pequeño tamaño", a los que se refirieron como "glóbulos", ya que se los denominó glóbulos de Bok . [16] Bok propuso en el Simposio del Centenario del Observatorio de Harvard de diciembre de 1946 que estos glóbulos eran lugares probables de formación estelar. [17] En 1990 se confirmó que eran lugares de nacimiento estelares. [18] Las estrellas jóvenes calientes disipan estos glóbulos, ya que la radiación de las estrellas que alimentan la región H II aleja el material. En este sentido, las estrellas que generan regiones H II actúan para destruir los viveros estelares. Sin embargo, al hacerlo, se puede desencadenar una última explosión de formación de estrellas, ya que la presión de radiación y la presión mecánica de la supernova pueden actuar para apretar los glóbulos, mejorando así la densidad dentro de ellos. [19]
Las estrellas jóvenes en las regiones H II muestran evidencia de contener sistemas planetarios. El telescopio espacial Hubble ha revelado cientos de discos protoplanetarios ( proplyds ) en la nebulosa de Orión. [20] Al menos la mitad de las estrellas jóvenes en la Nebulosa de Orión parecen estar rodeadas por discos de gas y polvo, [21] que se cree que contienen muchas veces más materia de la que se necesitaría para crear un sistema planetario como el Sistema Solar .
Caracteristicas
Propiedades físicas
Las regiones H II varían mucho en sus propiedades físicas. Varían en tamaño desde las denominadas regiones ultracompactas (UCHII), quizás de solo un año luz o menos de ancho, hasta regiones H II gigantes de varios cientos de años luz de diámetro. [5] Su tamaño también se conoce como radio de Stromgren y depende esencialmente de la intensidad de la fuente de fotones ionizantes y la densidad de la región. Sus densidades van desde más de un millón de partículas por cm³ en las regiones ultracompactas de H II hasta unas pocas partículas por cm³ en las regiones más grandes y extendidas. Esto implica masas totales entre 100 y tal vez 10 5 masas solares . [22]
También hay regiones "ultradensas H II" (UDHII). [23]
Dependiendo del tamaño de una región H II, puede haber varios miles de estrellas dentro de ella. Esto hace que las regiones H II sean más complicadas que las nebulosas planetarias, que solo tienen una fuente central de ionización. Normalmente, las regiones H II alcanzan temperaturas de 10.000 K. [5] En su mayoría son gases ionizados con campos magnéticos débiles con intensidades de varias nanoteslas . [24] Sin embargo, las regiones H II casi siempre están asociadas con un gas molecular frío, que se originó a partir de la misma GMC parental. [5] Los campos magnéticos son producidos por estas débiles cargas eléctricas en movimiento en el gas ionizado, lo que sugiere que las regiones H II podrían contener campos eléctricos . [25]
Varias regiones H II también muestran signos de estar impregnadas de un plasma con temperaturas superiores a 10.000.000 K, suficientemente caliente para emitir rayos X. Los observatorios de rayos X como Einstein y Chandra han observado emisiones difusas de rayos X en varias regiones de formación de estrellas, en particular la Nebulosa de Orión, Messier 17 y la Nebulosa Carina. [27] Es probable que el gas caliente sea suministrado por los fuertes vientos estelares de las estrellas de tipo O, que pueden ser calentados por ondas de choque supersónicas en los vientos, a través de colisiones entre vientos de diferentes estrellas o mediante vientos en colisión canalizados por campos magnéticos. Este plasma se expandirá rápidamente para llenar las cavidades disponibles en las nubes moleculares debido a la alta velocidad del sonido en el gas a esta temperatura. También se filtrará a través de agujeros en la periferia de la región H II, lo que parece estar sucediendo en Messier 17. [28]
Químicamente, las regiones H II consisten en aproximadamente un 90% de hidrógeno. La línea de emisión de hidrógeno más fuerte, la línea H-alfa a 656,3 nm, da a las regiones H II su característico color rojo. (Esta línea de emisión proviene del hidrógeno excitado no ionizado). La mayor parte del resto de una región H II consiste en helio , con trazas de elementos más pesados. En toda la galaxia, se encuentra que la cantidad de elementos pesados en las regiones H II disminuye al aumentar la distancia desde el centro galáctico. [29] Esto se debe a que durante la vida de la galaxia, las tasas de formación de estrellas han sido mayores en las regiones centrales más densas, lo que ha resultado en un mayor enriquecimiento de esas regiones del medio interestelar con los productos de la nucleosíntesis .
Números y distribución
Las regiones H II se encuentran solo en galaxias espirales como la Vía Láctea y galaxias irregulares . No se ven en galaxias elípticas . En galaxias irregulares, pueden estar dispersas por toda la galaxia, pero en espirales son más abundantes dentro de los brazos espirales. Una gran galaxia espiral puede contener miles de regiones H II. [22]
La razón por la que las regiones H II rara vez aparecen en las galaxias elípticas es que se cree que las elípticas se forman a través de fusiones de galaxias. [30] En los cúmulos de galaxias , estas fusiones son frecuentes. Cuando las galaxias chocan, las estrellas individuales casi nunca chocan, pero las regiones GMC y H II de las galaxias en colisión están gravemente agitadas. [30] En estas condiciones, se desencadenan enormes estallidos de formación de estrellas, tan rápido que la mayor parte del gas se convierte en estrellas en lugar de la tasa normal de 10% o menos.
Las galaxias que experimentan una formación estelar tan rápida se conocen como galaxias de estallido estelar . La galaxia elíptica posterior a la fusión tiene un contenido de gas muy bajo, por lo que las regiones H II ya no pueden formarse. [30] Las observaciones del siglo XXI han demostrado que existe un número muy pequeño de regiones H II fuera de las galaxias. Estas regiones intergalácticas H II pueden ser los restos de las interrupciones de las mareas de pequeñas galaxias y, en algunos casos, pueden representar una nueva generación de estrellas en el gas de acumulación más reciente de una galaxia. [31]
Morfología
Las regiones H II vienen en una enorme variedad de tamaños. Por lo general, son grumosos y no homogéneos en todas las escalas, desde la más pequeña hasta la más grande. [5] Cada estrella dentro de una región H II ioniza una región aproximadamente esférica, conocida como esfera de Strömgren, del gas circundante, pero la combinación de esferas de ionización de múltiples estrellas dentro de una región H II y la expansión de la nebulosa calentada hacia los alrededores. Los gases crean gradientes de densidad nítidos que dan como resultado formas complejas. [32] Las explosiones de supernova también pueden esculpir regiones H II. En algunos casos, la formación de un gran cúmulo de estrellas dentro de una región H II da como resultado que la región se ahueque desde adentro. Este es el caso de NGC 604 , una región H II gigante en la Galaxia del Triángulo . [33] Para una región H II que no se puede resolver , se puede inferir cierta información sobre la estructura espacial (la densidad de electrones en función de la distancia desde el centro y una estimación de la aglomeración) realizando una transformada de Laplace inversa en el espectro de frecuencias.
Regiones notables
Las regiones galácticas H II notables incluyen la Nebulosa de Orión, la Nebulosa Eta Carinae y el Complejo Berkeley 59 / Cepheus OB4 . [34] La Nebulosa de Orión, a unos 500 pc (1.500 años luz) de la Tierra, es parte de OMC-1 , una nube molecular gigante que, si fuera visible, se vería que llena la mayor parte de la constelación de Orión . [12] La Nebulosa Cabeza de Caballo y el Bucle de Barnard son otras dos partes iluminadas de esta nube de gas. [35] La Nebulosa de Orión es en realidad una fina capa de gas ionizado en el borde exterior de la nube OMC-1. Las estrellas del cúmulo del trapecio , y especialmente θ 1 Orionis , son las responsables de esta ionización. [12]
La Gran Nube de Magallanes , una galaxia satélite de la Vía Láctea a aproximadamente 50 kpc ( 160 mil años luz ), contiene una región gigante H II llamada Nebulosa de la Tarántula . Con unas 200 pc ( 650 años luz ) de diámetro, esta nebulosa es la región H II más masiva y la segunda más grande del Grupo Local . [36] Es mucho más grande que la Nebulosa de Orión y está formando miles de estrellas, algunas con masas de más de 100 veces la del Sol : estrellas OB y Wolf-Rayet . Si la Nebulosa de la Tarántula estuviera tan cerca de la Tierra como la Nebulosa de Orión, brillaría tan intensamente como la luna llena en el cielo nocturno. La supernova SN 1987A ocurrió en las afueras de la Nebulosa Tarántula. [32]
Otra región gigante H II, NGC 604, se encuentra en la galaxia espiral M33 , que se encuentra a 817 kpc (2,66 millones de años luz). Con un tamaño de aproximadamente 240 × 250 pc ( 800 × 830 años luz ) de ancho, NGC 604 es la segunda región H II más masiva del Grupo Local después de la Nebulosa de la Tarántula, aunque es un poco más grande en tamaño que esta última. Contiene alrededor de 200 estrellas OB y Wolf-Rayet calientes, que calientan el gas en su interior a millones de grados, produciendo brillantes emisiones de rayos X. La masa total del gas caliente en NGC 604 es de aproximadamente 6.000 masas solares. [33]
Asuntos actuales
Al igual que con las nebulosas planetarias, las estimaciones de la abundancia de elementos en las regiones H II están sujetas a cierta incertidumbre. [37] Hay dos formas diferentes de determinar la abundancia de metales (los metales en este caso son elementos distintos del hidrógeno y el helio) en las nebulosas, que dependen de diferentes tipos de líneas espectrales, y a veces se observan grandes discrepancias entre los resultados derivados de los dos métodos. [36] Algunos astrónomos atribuyen esto a la presencia de pequeñas fluctuaciones de temperatura dentro de las regiones H II; otros afirman que las discrepancias son demasiado grandes para ser explicadas por los efectos de la temperatura, y plantean la hipótesis de la existencia de nudos fríos que contienen muy poco hidrógeno para explicar las observaciones. [37]
Los detalles completos de la formación de estrellas masivas dentro de las regiones H II aún no se conocen bien. Dos problemas importantes obstaculizan la investigación en esta área. Primero, la distancia desde la Tierra a las grandes regiones H II es considerable, con la región H II más cercana ( Nebulosa de California ) a 300 pc (1000 años luz); [38] otras regiones H II están varias veces esa distancia de la Tierra. En segundo lugar, la formación de estas estrellas está profundamente oscurecida por el polvo y las observaciones de la luz visible son imposibles. La luz de radio e infrarroja puede penetrar el polvo, pero es posible que las estrellas más jóvenes no emitan mucha luz en estas longitudes de onda . [35]
Ver también
|
|
|
|
Referencias
- ^ Ian Ridpath (2012). Un diccionario de astronomía: región H II (2ª ed. Rev.). Prensa de la Universidad de Oxford. doi : 10.1093 / acref / 9780199609055.001.0001 . ISBN 9780199609055. Consultado el 24 de diciembre de 2015 .
- ^ "Burbujas de estrellas nuevas" . www.eso.org . Consultado el 8 de febrero de 2019 .
- ^ "Emisión de radio térmica de las regiones HII" . Observatorio Nacional de Radioastronomía (EE . UU . ) . Consultado el 7 de octubre de 2016 .
- ^ Harrison, TG (1984). "La nebulosa de Orión, en qué parte de la historia está". Revista trimestral de la Royal Astronomical Society . 25 : 65–79. Código bibliográfico : 1984QJRAS..25 ... 65H .
- ^ a b c d e f g Anderson, LD; Bania, TM; Jackson, JM; et al. (2009). "Las propiedades moleculares de las regiones galácticas HII". La serie de suplementos de revistas astrofísicas . 181 (1): 255–271. arXiv : 0810.3685 . Código bibliográfico : 2009ApJS..181..255A . doi : 10.1088 / 0067-0049 / 181/1/255 .
- ^ Jones, Kenneth Glyn (1991). Nebulosas y cúmulos estelares de Messier . Prensa de la Universidad de Cambridge. pag. 157. ISBN 978-0-521-37079-0.
- ^ Ridpath, Ian (2012). "Nebulosa difusa" . Un diccionario de astronomía . Prensa de la Universidad de Oxford. doi : 10.1093 / acref / 9780199609055.001.0001 . ISBN 978-0-19-960905-5.
- ^ Huggins, W .; Miller, WA (1864). "Sobre los espectros de algunas de las nebulosas" . Transacciones filosóficas de la Royal Society de Londres . 154 : 437–444. Código bibliográfico : 1864RSPT..154..437H . doi : 10.1098 / rstl.1864.0013 .
- ^ Tennyson, Jonathan (2005). Espectroscopía astronómica: introducción a la física atómica y molecular de los espectros astronómicos . Prensa del Imperial College. págs. 99-102. ISBN 978-1-86094-513-7.
- ^ Russell, HN ; Dugan, RS; Stewart, JQ (1927). Astronomía II Astrofísica y Astronomía Estelar . Boston: Ginn & Co. pág. 837.
- ^ Bowen, IS (1928). "El origen de las líneas nebulares y la estructura de las nebulosas planetarias". Revista astrofísica . 67 : 1-15. Código Bibliográfico : 1928ApJ .... 67 .... 1B . doi : 10.1086 / 143091 .
- ^ a b c d e O'Dell, CR (2001). "La nebulosa de Orión y su población asociada" (PDF) . Revista anual de astronomía y astrofísica . 39 (1): 99-136. Código bibliográfico : 2001ARA & A..39 ... 99O . doi : 10.1146 / annurev.astro.39.1.99 .
- ^ a b c Pudritz, Ralph E. (2002). "Formación de estrellas agrupadas y el origen de las masas estelares" . Ciencia . 295 (5552): 68–75. Código Bibliográfico : 2002Sci ... 295 ... 68P . doi : 10.1126 / science.1068298 . PMID 11778037 .
- ^ Franco, J .; Tenorio-Tagle, G .; Bodenheimer, P. (1990). "Sobre la formación y expansión de regiones H II". Revista astrofísica . 349 : 126-140. Código Bibliográfico : 1990ApJ ... 349..126F . doi : 10.1086 / 168300 .
- ^ Álvarez, MA; Bromm, V .; Shapiro, PR (2006). "La Región H II de la Primera Estrella". Revista astrofísica . 639 (2): 621–632. arXiv : astro-ph / 0507684 . Código Bibliográfico : 2006ApJ ... 639..621A . doi : 10.1086 / 499578 .
- ^ Bok, Bart J .; Reilly, Edith F. (1947). "Pequeñas nebulosas oscuras". Revista astrofísica . 105 : 255-257. Código bibliográfico : 1947ApJ ... 105..255B . doi : 10.1086 / 144901 .
- ^ Bok, Bart J. (1948). "Dimensión y masas de nebulosas oscuras". Monografías del Observatorio de Harvard . 7 (7): 53–72. Código Bibliográfico : 1948HarMo ... 7 ... 53B .
- ^ Yun, JL; Clemens, DP (1990). "Formación de estrellas en pequeños glóbulos - Bart Bok tenía razón". Revista astrofísica . 365 : 73–76. Código bibliográfico : 1990ApJ ... 365L..73Y . doi : 10.1086 / 185891 .
- ^ Stahler, S .; Palla, F. (2004). La formación de estrellas . Wiley VCH. doi : 10.1002 / 9783527618675 . ISBN 978-3-527-61867-5.
- ^ Ricci, L .; Robberto, M .; Soderblom, DR (2008). "El telescopio espacial Hubble / cámara avanzada para estudios Atlas de discos protoplanetarios en la gran nebulosa de Orión" . Revista astronómica . 136 (5): 2136–2151. Código Bibliográfico : 2008AJ .... 136.2136R . doi : 10.1088 / 0004-6256 / 136/5/2136 .
- ^ O'dell, CR; Wen, Zheng (1994). "Post restauración de imágenes del telescopio espacial Hubble de la misión del núcleo de la nebulosa de Orión: Proplyds, objetos Herbig-Haro y medidas de un disco circunestelar". Revista astrofísica . 436 (1): 194–202. Código Bibliográfico : 1994ApJ ... 436..194O . doi : 10.1086 / 174892 .
- ^ a b Flynn, Chris (2005). "Lección 4B: Estudios de caso de radiación (regiones HII)" . Archivado desde el original el 21 de agosto de 2014 . Consultado el 14 de mayo de 2009 .
- ^ Kobulnicky, Henry A .; Johnson, Kelsey E. (1999). "Firmas de los Starbursts más jóvenes: fuentes de radio de Bremsstrahlung térmicas ópticamente gruesas en Henize 2-10". Revista astrofísica . 527 (1): 154-166. arXiv : astro-ph / 9907233 . Código Bibliográfico : 1999ApJ ... 527..154K . doi : 10.1086 / 308075 .
- ^ Heiles, C .; Chu, Y.-H .; Troland, TH (1981). "Intensidades de campo magnético en las regiones H II S117, S119 y S264". Cartas de revistas astrofísicas . 247 : L77 – L80. Código bibliográfico : 1981ApJ ... 247L..77H . doi : 10.1086 / 183593 .
- ^ Carlqvist, P; Kristen, H .; Gahm, GF (1998). "Estructuras helicoidales en una trompa de elefante Rosette". Astronomía y Astrofísica . 332 : L5 – L8. Bibcode : 1998A y A ... 332L ... 5C .
- ^ "En la tormenta" . www.spacetelescope.org . Consultado el 5 de septiembre de 2016 .
- ^ Townsley, LK; et al. (2011). "El proyecto del complejo Chandra Carina: descifrando el enigma de la emisión difusa de rayos X de Carina". El suplemento de la revista astrofísica . 194 (1): 15. arXiv : 1103.0764 . Código Bibliográfico : 2011ApJS..194 ... 15T . doi : 10.1088 / 0067-0049 / 194/1/15 .
- ^ Townsley, LK; et al. (2003). "10 MK Gas en M17 y la Nebulosa Roseta: Flujos de Rayos X en Regiones Galácticas H II". El diario astrofísico . 593 (2): 874–905. arXiv : astro-ph / 0305133 . Código bibliográfico : 2003ApJ ... 593..874T . doi : 10.1086 / 376692 .
- ^ Shaver, PA; McGee, RX; Newton, LM; Danks, AC; Pottasch, SR (1983). "El gradiente de abundancia galáctica" . MNRAS . 204 : 53–112. Código bibliográfico : 1983MNRAS.204 ... 53S . doi : 10.1093 / mnras / 204.1.53 .
- ^ a b c Hau, George KT; Bower, Richard G .; Kilborn, Virginia; et al. (2008). "¿Se está transformando NGC 3108 de una galaxia de tipo temprano a tardío - un hermafrodita astronómico?". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 385 (4): 1965–72. arXiv : 0711.3232 . Código Bibliográfico : 2008MNRAS.385.1965H . doi : 10.1111 / j.1365-2966.2007.12740.x .
- ^ Oosterloo, T .; Morganti, R .; Sadler, EM; Ferguson, A .; van der Hulst, JM; Jerjen, H. (2004). "Restos de marea y regiones HII intergalácticas". En pa. Duc; J. Braine; E. Brinks (eds.). Simposio de la Unión Astronómica Internacional . Reciclaje de materia intergaláctica e interestelar . 217 . Sociedad Astronómica del Pacífico. pag. 486. arXiv : astro-ph / 0310632 . Código bibliográfico : 2004IAUS..217..486O .
- ^ a b Townsley, Leisa K .; Broos, Patrick S .; Feigelson, Eric D .; et al. (2008). "Un estudio de Chandra ACIS de 30 Doradus. I. Superburbujas y restos de supernova". El diario astronómico . 131 (4): 2140–2163. arXiv : astro-ph / 0601105 . Código bibliográfico : 2006AJ .... 131.2140T . doi : 10.1086 / 500532 .
- ^ a b Tullmann, Ralph; Gaetz, Terrance J .; Plucinsky, Paul P .; et al. (2008). "La encuesta chandra ACIS de M33 (ChASeM33): investigando el medio ionizado caliente en NGC 604". El diario astrofísico . 685 (2): 919–932. arXiv : 0806.1527 . Código bibliográfico : 2008ApJ ... 685..919T . doi : 10.1086 / 591019 .
- ^ Majaess, DJ; Turner, D .; Lane, D .; Moncrieff, K. (2008). "La estrella emocionante del complejo Berkeley 59 / Cepheus OB4 y otros descubrimientos de estrellas variables de oportunidad". Revista de la Asociación Estadounidense de Observadores de Estrellas Variables . 36 (1): 90. arXiv : 0801.3749 . Código bibliográfico : 2008JAVSO..36 ... 90M .
- ^ a b
- Ward-Thompson, D .; Nutter, D .; Bontemps, S .; et al. (2006). "Observaciones SCUBA de la nebulosa Cabeza de Caballo - ¿Qué tragó el caballo?". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 369 (3): 1201-1210. arXiv : astro-ph / 0603604 . Código Bibliográfico : 2006MNRAS.369.1201W . doi : 10.1111 / j.1365-2966.2006.10356.x .
- Heiles, Carl; Haffner, LM; Reynolds, RJ; Tufte, SL (2000). "Condiciones físicas, temperaturas de los granos y granos muy pequeños mejorados en el bucle de Barnard". El diario astrofísico . 536 (1): 335–. arXiv : astro-ph / 0001024 . Código Bibliográfico : 2000ApJ ... 536..335H . doi : 10.1086 / 308935 .
- ^ a b Lebouteiller, V .; Bernard-Salas, J .; Plucinsky, Brandl B .; et al. (2008). "Composición química y mezcla en regiones HII gigantes: NGC 3603, Doradus 30 y N66". El diario astrofísico . 680 (1): 398–419. arXiv : 0710.4549 . Código bibliográfico : 2008ApJ ... 680..398L . doi : 10.1086 / 587503 .
- ^ a b Tsamis, YG; Barlow, MJ; Liu, XW .; et al. (2003). "Elementos pesados en regiones Galácticas y Nube de Magallanes H II: abundancias de línea de recombinación versus línea prohibida". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 338 (3): 687–710. arXiv : astro-ph / 0209534 . Código Bibliográfico : 2003MNRAS.338..687T . doi : 10.1046 / j.1365-8711.2003.06081.x .
- ^ Straizys, V .; Cernis, K .; Bartasiute, S. (2001). "Extinción interestelar en la región de la nebulosa de California" (PDF) . Astronomía y Astrofísica . 374 (1): 288-293. Bibcode : 2001A y A ... 374..288S . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20010689 .
enlaces externos
- Imágenes del Hubble de nebulosas que incluyen varias regiones H II
- Información de SEDS
- Notas del curso de astronomía de Harvard sobre regiones H II