Vùng H II

Bách khoa toàn thư mở Wikipedia
Bước tới: menu, tìm kiếm
NGC 604, một vùng H II khổng lồ trong thiên hà Tam Giác

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

Do chứa chủ yếu các nguyên tử hidro bị ion hóa nên các nhà thiên văn gọi chúng là vùng H II (vùng H I chứa chủ yếu các nguyên tử hidro trung hòa điện tích và các phân tử hidro H2). Chúng có hình thái rất khác nhau, do ảnh hưởng bởi sự phân bố các ngôi sao và khí trong vùng là không đồng nhất. Chúng thường hiện ra với hình dạng đám mây và các sợi, thỉnh thoảng lại có hình dạng đặc biệt như tinh vân Đầu Ngựa. Vùng H II có thể sản sinh ra hàng nghìn ngôi sao trong chu kỳ vài triệu năm. Cuối cùng, các vụ nổ siêu tân tinhgió sao cường độ lớn từ các ngôi sao khổng lồ trong cụm sao sẽ đẩy khí vào vùng H II tạo nên các đám khí bao quanh cụm sao như ở cụm sao Tua Rua.

Có thể quan sát thấy vùng H II tại những vị trí xa trong vũ trụ, và nghiên cứu các vùng H II trong các thiên hà là quan trọng cho phép xác định khoảng cách cũng như thành phần hóa học của thiên hà. Các thiên hà xoắn ốcthiên hà dị thường chứa rất nhiều vùng H II, trong khi các thiên hà elip hầu như lại thiếu vắng chúng. Trong các thiên hà xoắn ốc, bao gồm Ngân Hà, các vùng H II tập trung tại các nhánh xoắn ốc, trong khi ở các thiên hà dị thường chúng lại phân bố một cách hỗn độn. Một vài thiên hà chứa những vùng H II khổng lồ, với hàng chục nghìn ngôi sao trong nó. Ví dụ như vùng 30 Doradus trong Đám mây Magelland lớnNGC 604 trong thiên hà Tam Giác.

Các quan sát[sửa | sửa mã nguồn]

Các vùng hình thành sao tối trong tinh vân Đại Bàng

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

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

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

Trong thập niên 1920, các nhà vật lý chỉ ra rằng các khímật độ cực kì thấp, phần lớn các electron có thể ở mức năng lượng kích thích bán ổn định (metastable) trong các nguyên tửion, và khi mật độ tập trung của các nguyên tử và ion tăng lên thì trạng thái kích thích này bị phá hủy do va chạm giữa các nguyên tử hay ion.[7] Electron dịch chuyển từ các mức này trong ion kép oxy O2+ (hay [O III]) làm xuất hiện vạch 500,7 nm.[8] Những vạch phổ này, mà chỉ quan sát được trong môi trường khí có mật độ cực kì thấp, gọi là các vạch cấm. Các quan sát phổ cho thấy các tinh vân hành tinh chứa khí [O III] có mật độ rất thấp.

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

Nguồn gốc và tiến hóa[sửa | sửa mã nguồn]

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

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

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

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

Sự phá hủy của nhà máy sản sinh sao[sửa | sửa mã nguồn]

Các khối cầu Bok trong vùng H II IC 2944.

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

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

Các đặc tính[sửa | sửa mã nguồn]

Các tính chất vật lý[sửa | sửa mã nguồn]

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

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

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

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

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

Số lượng và sự phân bố[sửa | sửa mã nguồn]

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

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

Lý do các vùng H II hiếm khi xuất hiện trong các thiên hà elip là do các nhà thiên văn nghĩ rằng thiên hà elip hình thành từ sự hợp nhất giữa các thiên hà.[22] Trong các đám thiên hà quá trình hợp nhất thường hay xảy ra. Khi các thiên hà va chạm với nhau, bản thân các ngôi sao không va vào nhau, nhưng các Đám mây phân tử khổng lồ (GMC) và các vùng H II trong các thiên hà va chạm này thường hòa trộn vào nhau, dẫn đến hình thành những ngôi sao mới từ đám khí trong các vùng này với tốc độ sản sinh lớn hơn thông thường trên dưới 10%.

Các thiên hà diễn ra sự hình thành sao với tốc độ lớn được gọi là các thiên hà bùng nổ sao. Thiên hà elip sau khi hợp nhất chứa khá ít đám khí, và do vậy vùng H II không còn tiếp tục hình thành.[22] Các quan sát đầu thế kỷ 20 cho thấy hầu như có rất ít vùng H II nằm bên ngoài các thiên hà. Những vùng H II nằm ngoài các thiên hà có thể là tàn dư từ những thiên hà nhỏ đã sáp nhập vào các thiên hà lớn, và một số trường hợp chúng có thể là nơi các ngôi sao mới hình thành trong một thiên hà trẻ đang tập trung vật chất khí lại.[23]

Hình thái[sửa | sửa mã nguồn]

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

Những vùng H II nổi bật[sửa | sửa mã nguồn]

Bức ảnh qua bước sóng khả kiến (trái) chụp các đám mây khí và bụi trong tinh vân Lạp Hộ; bức ảnh hồng ngoại (phải) lộ rõ các ngôi sao bên trong tinh vân.

Những vùng H II nổi bật trong Ngân Hà bao gồm tinh vân Lạp Hộ, tinh vân Eta Carina, và tổ hợp Berkeley 59 / Cepheus OB4.[26] Tinh vân Lạp Hộ, nằm cách Trái Đất khoảng 500 pc (1500 năm ánh sáng) là một phần của Đám mây phân tử khổng lồ (gọi là OMC-1) mà nếu nó hiện lên dưới ánh sáng khả kiến, nó sẽ choán đầy chòm sao Lạp Hộ.[8] Tinh vân Đầu NgựaVòng Barnard là hai phần nổi bật thuộc đám mây khí này.[27] Tinh vân Lạp Hộ thực sự là một lớp khí ion mỏng nằm ngoài rìa của đám mây OMC-1. Các ngôi sao trong cụm sao Hình Thang và đặc biệt là θ1 Orionis là nguyên nhân cho sự ion hóa các đám khí.[8]

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

Một vùng H II khổng lồ khác - NGC 604 nằm trong thiên hà Tam Giác, cách Mặt Trời khoảng 817 kpc (2,66 triệu năm ánh sáng). Nó có kích thước xấp xỉ 240 × 250 pc (800 × 830 năm ánh sáng), NGC 604 là vùng H II có khối lượng lớn thứ hai trong nhóm Địa Phương, tuy nhiên nó có kích cớ lớn hơn tinh vân Tarantula một chút. NGC 604 chứa khoảng 200 sao nóng loại OB và Wolf-Rayet, làm nhiệt độ đám khí trong tinh vân có nơi lên đến hàng triệu độ C, khiến các khí bức xạ ra tia X năng lượng cao. Tổng khối lượng của khí nóng trong NGC 604 là khoảng 6.000 lần khối lượng Mặt Trời.[25]

Những vấn đề hiện tại[sửa | sửa mã nguồn]

Tinh vân Trifid dưới các bước sóng khác nhau.

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

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

Xem thêm[sửa | sửa mã nguồn]

Tham khảo[sửa | sửa mã nguồn]

  1. ^ Harrison, T.G. (1984). “The Orion Nebula—where in History is it”. Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society 25: 65–79. 
  2. ^ a ă â b c d đ Anderson, L.D.; Bania, T.M.; Jackson, J.M. et al. (2009). “The molecular properties of galactic HII regions”. The Astrophysical Journal Supplement Series 181: 255–271. doi:10.1088/0067-0049/181/1/255. 
  3. ^ Jones, Kenneth Glyn (1991). Messier's nebulae and star clusters. Cambridge University Press. tr. 157. ISBN 9780521370790. 
  4. ^ Huggins, W.; Miller, W.A. (1864). “On the Spectra of some of the Nebulae”. Philosophical Transactions of the Royal Society of London 154: 437–444. 
  5. ^ Tennyson, Jonathan (2005). Astronomical spectroscopy: an introduction to the atomic and molecular physics of astronomical spectra. Imperial College Press. tr. 99–102. ISBN 9781860945137. 
  6. ^ Russell, H.N.; Dugan, R.S.; Stewart, J.Q (1927). Astronomy II Astrophysics and Stellar Astronomy. Boston: Ginn & Co. tr. 837. 
  7. ^ Bowen, I.S. (1928). “The origin of the nebular lines and the structure of the planetary nebulae”. Astrophysical Journal 67: 1–15. doi:10.1086/143091. 
  8. ^ a ă â b c O’Dell, C.R. (2001). “The Orion Nebula and its associated population” (pdf). Annual Review Astronomy and Astrophysics 39: 99–136. doi:10.1146/annurev.astro.39.1.99. 
  9. ^ a ă â Pudritz, Ralph E. (2002). “Clustered Star Formation and the Origin of Stellar Masses”. Science 295: 68–75. doi:10.1126/science.1068298. 
  10. ^ Franco, J.; Tenorio-Tagle, G.; Bodenheimer, P. (1990). “On the formation and expansion of H II regions”. Astrophysical Journal 349: 126–140. doi:10.1086/168300. 
  11. ^ Alvarez, M.A.; Bromm, V.; Shapiro, P.R. (2006). “The H II Region of the First Star”. Astrophysical Journal 639: 621–632. doi:10.1086/499578. 
  12. ^ Bok, Bart J.; Reilly, Edith F. (1947). “Small Dark Nebulae”. Astrophysical Journal 105: 255–257. doi:10.1086/144901. 
  13. ^ Yun, J.L.; Clemens, D.P. (1990). “Star formation in small globules – Bart Bok was correct”. Astrophysical Journal 365: 73–76. doi:10.1086/185891. 
  14. ^ Stahler, S.; Palla, F. (2004). The Formation of Stars. Wiley VCH. doi:10.1002/9783527618675. ISBN 9783527618675. 
  15. ^ Ricci, L.; Robberto, M.; Soderblom, D. R. (2008). “The Hubble Space Telescope/advanced Camera for Surveys Atlas of Protoplanetary Disks in the Great Orion Nebula”. Astronomical Journal 136 (5): 2136–2151. doi:10.1088/0004-6256/136/5/2136. 
  16. ^ O'dell, C. R.; Wen, Zheng (1994). “Post refurbishment mission Hubble Space Telescope images of the core of the Orion Nebula: Proplyds, Herbig-Haro objects, and measurements of a circumstellar disk”. Astrophysical Journal 436 (1): 194–202. doi:10.1086/174892. 
  17. ^ a ă Flynn, Cris (2005). “Lecture 4B: Radiation case studies (HII regions)”. Truy cập ngày 14 tháng 5 năm 2009. 
  18. ^ Kobulnicky & Johnson (1999). “Signatures of the Youngest Starbursts: Optically Thick Thermal Bremsstrahlung Radio Sources in Henize 2-10”. ApJ 527: 154–166. doi:10.1086/308075. 
  19. ^ Heiles, C.; Chu, Y.-H.; Troland, T.H. (1981). “Magnetic field strengths in the H II regions S117, S119, and S264”. Astrophysical Journal Letters 247: L77–L80. doi:10.1086/183593. 
  20. ^ Carlqvist, P; Kristen, H.; Gahm, G.F. (1998). “Helical structures in a Rosette elephant trunk”. Astronomy and Astrophysics 332: L5–L8. 
  21. ^ Shaver, P. A.; McGee, R. X.; Newton, L. M.; Danks, A. C.; Pottasch, S. R. (1983). “The galactic abundance gradient”. MNRAS 204: 53–112. 
  22. ^ a ă Hau, George K. T.; Bower, Richard G.; Kilborn, Virginia et al. (2008). “Is NGC 3108 transforming itself from an early- to late-type galaxy – an astronomical hermaphrodite?”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 385: 1965–72. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.12740.x. 
  23. ^ Oosterloo T., Morganti R., Sadler E.M. et al. (2004). Tidal Remnants and Intergalactic H II Regions, IAU Symposium no. 217, Sydney, Australia. Eds Duc, Braine and Brinks. San Francisco: Astronomical Society of the Pacific, 2004., p.486
  24. ^ a ă Townsley, Leisa K.; Broos, Patrick S.; Feigelson, Eric D. et al. (2008). “A Chandra ACIS Study of 30 Doradus. I. Superbubbles and Supernova Remnants”. The Astronomical Journal 131: 2140–2163. doi:10.1086/500532. 
  25. ^ a ă Tullmann, Ralph; Gaetz, Terrance J.; Plucinsky, Paul P. et al. (2008). “The chandra ACIS survey of M33 (ChASeM33): investigating the hot ionized medium in NGC 604”. The Astrophysical Journal 685: 919–932. doi:10.1086/591019. 
  26. ^ Majaess, D. J.; Turner, D.; Lane, D.; Moncrieff, K. (2008). “The Exciting Star of the Berkeley 59/Cepheus OB4 Complex and Other Chance Variable Star Discoveries”. The Journal of the American Association of Variable Star Observers 36 (1): 90. 
  27. ^ a ă
  28. ^ a ă Lebouteiller, V.; Bernard-Salas, J.; Plucinsky, Brandl B. et al. (2008). “Chemical composition and mixing in giant HII regions: NGC 3603, Doradus 30, and N66”. The Astrophysical Journal 680: 398–419. doi:10.1086/587503. 
  29. ^ a ă Tsamis, Y.G.; Barlow, M.J.; Liu, X-W. et al. (2003). “Heavy elements in Galactic and Magellanic Cloud H II regions: recombination-line versus forbidden-line abundances”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 338: 687–710. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06081.x. 
  30. ^ Straizys, V.; Cernis, K.; Bartasiute, S. (2001). “Interstellar extinction in the California Nebula region”. Astronomy & Astrophysics 374: 288–293. doi:10.1051/0004-6361:20010689. 

Liên kết ngoài[sửa | sửa mã nguồn]

(tiếng Việt)