Področje H II

Iz Wikipedije, proste enciklopedije
Skoči na: navigacija, iskanje

Področje H II je velik oblak delno ioniziranega plina nizke gostote, v katerem poteka rojevanje zvezd. Kratkožive modre zvezde, nastale v teh območjih, sevajo velike količine ultravijolične svetlobe, ki ionizira okoliški plin. H II regije, ki včasih merijo več sto svetlobnih let počez, so pogosto povezani z velikimi molekulskimi oblaki. Prva znana H II regija je bila Orionova meglica, ki jo je odkril Nicolas-Claude Fabri de Peiresc leta 1610.

H II regije svoje ime dolgujejo ioniziranemu atomarnemu vodiku, ki ga v veliki količini vsebujejo (H I je nevtralen atomarni vodik, H2 pa molekularni vodik). Njihove oblike so izjemno raznolike, saj je razporeditev plina in zvezd v njih nepravilna. V njih lahko v obdobju nekaj milijonov let nastanejo tisoči zvezd. Na koncu eksplozije supernov in močni zvezdni vetrovi najmasivnejših zvezd razpršijo pline v H II regijah in tako nastane zvezdna kopica, kot so Gostosevci.

H II regije so lahko vidne preko znatnnih razdalj in tako je raziskovanje teh območij v drugih galaksijah pomembno za določanje oddaljenosti in kemične sestave drugih galaksij. Spiralne in nepravilne galaksije vsebujejo mnogo H II regij, medtem ko so eliptične skorajda brez njih. V spiralnih so zgoščene v spiralnih krakih, medtem ko so v nepravilnih razporejene nepravilno. Nekatere galaksije vsebujejo ogromna H II območja, ki vsebujejo na desettisoče zvezd, na primer meglica Tarantela v Velikem Magellanovem oblaku in NGC 604 v Galaksiji v Trikotniku.

Opazovanja[uredi | uredi kodo]

NGC 604, orjaška H II regija v Galaksiji v Trikotniku.

Nekaj najsvetlejših H II območij je vidnih s prostim očesom, vendar se za nobeno ne zdi, da bi katerakoli bila zaznana pred iznajdbo daljnogleda v zgodnjem 17. stoletju. Celo Galileo ni opazil Orionove meglice, ko je opazoval zvezdno kopico v njej (predhodno kategorizirano kot ena sama zvezda, θ Oriona). Francoski astronom Nicolas-Claude Fabri de Peiresc jo je odkril leta 1610.[1] Od teh zgodnjih opazovanj so odkrili veliko število H II regij v Rimski cesti in drugih galaksijah.[2]

William Herschel je opazoval Orionovo meglico leta 1774 in jo opisal kot " neizoblikovano žarečo meglico, kaotičen material bodočih Sonc" .[3] Potrditev te hipoteze je morala počakati sto let, ko je William Huggins skupaj s svojo ženo Mary Huggins nameril svoj spektroskop v mnoge meglice. Nekatere, kot je Andromedina galaksija, za katero so takrat menili, da je meglica, so pokazale spekter, podoben zvezdam, a se je izkazalo, da so galaksije, vsebujoče na stotine milijonov posameznih zvezd. Druge so izgledale predcej drugače. Za razliko od neprekinjenega spektra z absorbscijskimi črtami vsepovprek so Orionova meglica in druga podobna telesa kazala le majhno število emisijskih črt.[4] V planetarnih meglicah so bile najsvetlejše spektralne črte z valovno dolžino 500,7 nanometrov, kar ni ustrezalo nobenemu znanemu elementu. Na začetku so predvidevali, da pripadajo še neznanemu elementu, ki so ga poimenivali nebulium oziroma poslovenjeno nebulij, podobno kakor pri odkritju helija z analizami Sončevega spektra. Kakorkoli, helij je bil izoliran kmalu po odkritju njegove spektralne črte, nebulij pa ne. V zgodnjem 20. stoletju je Henry Norris Russell predlagal, da spektralne črte ne pripadajo novemu elementu, temveč znanemu v neobičajnih pogojih.[5]

Meglica Slonov rilec.

Medzvezdna snov, gosta v astronomskem merilu, vendar vakuum po laboratorijskih standardih. Fiziki so v 20. letih 20.stoletja pokazali, da v plinu z ekstremno nizko gostoto elektroni lahko zasedejo metastabilne energijske nivoje v atomih in ionih, kar bi pri višjih gostotah skokovito prešlo zaradi trkov.[6] Prehodi med temi nivoji v dvakrat ioniziranem kisiku da svetlobo z valovno dolžino 500,7 nm.[7] Te spektralne črte so imenovane prepovedane črte.

V H II območjih pa ima dominantna črta valovno dolžino 656,3 nm. Ta svetloba je dobro znana kot H-alfa svetloba, ki jo seva atomarni vodik. Natančneje, foton te valovne dolžine je izsevan, ko elektron zamenja svoje vzburjeno stanje z n=3 na n=2. To se zgodi zelo pogosto takrat, ko vodikov ion (proton) zajame elektron in ta zamenja svoje stanje z višjih stanj na n=1. Torej lahko rečemo, da H II regije sestavlja mešanica elektronov in ioniziranega vodika, ki neprestano tvorijo vodikove atome.

V 20. stoletju so opazovanja pokazala da H II območja pogosto vsebujejo vroče modre zvezde.[7] Te zvezde so veliko masivnejše od Sonca in imajo najkrajše življenske dobe med zvezdami, samo nekaj milijonov let. Torej morajo biti H II regije območja, v katerih se rojevajo zvezde.[7] Preko milijonov let se zvezdna kopica tvori v H II območju, preden jo sevalni tlak vročih mladih zvezd razprši.[8] Primer takšne kopice so Gostosevci. Po takšnem dogodku ostane samo sled reflekcijske meglice.

Izvor in življenje[uredi | uredi kodo]

Majhen del meglice Tarantele, orjaške H II regije v Velikem Magellanovem oblaku.

Predhodniki H II regij so orjaški molekularni oblaki. Le-ti so hladni (njihova temperatura je med 10 in 20 Kelvini) in gosti oblaki, ki sestojijo večinoma iz molekularnega vodika.[2] Povsem stabilno lahko obstajajo dolgo časa, vendar jih udarni valovi lastni supernovam, trki med raznimi oblaki in magnetne interakcije lahko sprožijo njegovo sesedanje. Tako nastane zvezda.[8]

Med zvezdami, rojenimi v orjaškem molekularnem oblaku, so tudi dovolj masivne, da dosežejo temperature, ki ionizirajo okoliški plin.[2] Kmalu po nastanku ionizirajočega radiacijskega polja energetični fotoni ustvarijo ionizacijsko fronto, ki se skozi plin širi z nadzvočno hitrostjo. Na večji in večji razdalji od zvezde se ionizacijska fronta upočasnjuje, medtem ko pritisk na novo ioniziranega plina povzroči, da se njegova prostornina začne širiti. Na koncu ionizacijska fronta upočasni na hitrost, manjšo od zvočne in jo prehiti udarni val, ki je nastal zaradi širjenja ioniziranega plina. H II območje je rojeno.[9]

Življenska doba H II regije meri nekaj milijonov let.[10] Sevalni tlak mladih vročih zvezd bo odpihnil večino plina stran. V resnici je celotni proces zelo neučinkovit; v zvezde se pretvori manj kot 10% plina v H II območju, preden zvezde odpihnejo preostanek. K izgubi plina prispevajo tudi eksplozije supernov najmasivnejših zvezd, ki živijo 1-2 milijona let.

Konec zvezdnih porodnišnic[uredi | uredi kodo]

Bokove krogle v H II regiji IC 2944.

Zvezde nastajajo v zgoščeninah hladnega plina, ki skrijejo nastajajoče zvezde. Vidne postanejo, ko njihov sevalni tlak odpihne okoliški plin. Vroče modre zvezde, ki so zadosti masivne in vroče, da ionizirajo znatno količino vodika in formirajo H II regijo, bodo to naredile hitro in razsvetlile območje, ki so ga ravnokar ustvarile. Goste regije, ki vsebujejo mlade ali manj masivne zvezde oziroma zvezde, ki se še formirajo ter še niso odpihnile okoliškega plina stran, imenujemo Bokove krogle. Poimenovane so po astronomu Bartu Boku, ki je pravilno predvidel, da v teh kroglah mogoče poteka nastajanje zvezd.[11] Hipotezo so potrdili šele leta 1990.[12] Mlade vroče zvezde te krogle razblinijo. Tako zvezde, ki ustvarijo H II regijo, uničijo zvezdne porodnišnice

Mlade zvezde v H II regijah kažejo dokaze, da imajo svoje planetarne sisteme. Hubblov vesoljski teleskop je razkril na stotine protoplanetarnih diskov okoli zvezd v Orionovi meglici.[13] Vsaj polovica mladih zvezd v tej meglici kažejo, da so obkrožene z diski prahu in plina,[14] ki vsebujejo veliko več snovi, kot bi bila potrebna za nastanek planetnega sistema podobnega našemu.

Značilnosti[uredi | uredi kodo]

Fizikalne značilnosti[uredi | uredi kodo]

Messier 17 je H II regija v ozvezdju Strelca.

H II območja močno variirajo v svojih fizikalnih značilnostih. Lahko imajo le svetlobno leto počez in so klicane ultra-kompaktne (UCHII) regije, lahko pa imajo več sto svetlobnih let v premeru.[2] Njihova velikost je znana tudi kot Stromgrenov polmer in je odvisna od intenzivnosti vira ionizirajočih fotonov in gostote regije. Njihove gostote nihajo od preko milijona delcev na cm3 v ultra-kompaktnih H II regijah pa do samo nekaj delcev na cm3 v največjih in najbolj razširjenih regijah. To kaže na maso med 100 in 105 sončevih mas.[15]

Odvisno od njihove velikosti imajo v sebi tudi več tisoč zvezd, kar jih dela zapletenejše od planetarnih meglic, ki imajo samo en vir ionizirajočega sevanja. Tipična H II regija doseže temperature okoli 10 000 kelvinov.[2] Večinoma jih sestavlja ioniziran plin z šibkim magnetnim poljem z močjo nekaj nanoteslov.[16] Kljub temu so H II regije skoraj zmeraj povezane s hladnim molekularnim plinom, ki izvira iz istega starševskega orjaškega molekularnega oblaka.[2] Magnetno polje nastane zaradi šibkega premikanja električnega naboja skozi ioniziran plin, kar kaže na to, da H II regije mogoče vsebujejo električna polja.[17]

Kemično H II območja sestojijo iz 90% vodika. Najmočnejša vodikova emisijska črta pri valovni dolžini 656,3 nanometra jim da njihovo značilno rdečo barvo. Večino preostanka H II regije sestavlja helij in sledi težjih elementov. Preko galaksije se najdena količina težjih elementov zmanjšuje od središča galaksije proti zunanjim delom.[18] Tako je zato, ker je med življensko dobo galaksije nastajanje zvezd intenzivnejše v gostejših središčnih predelih, kar vključuje tudi večjo obogatitev medzvezdne snovi s težjimi elementi.

Številnost in razporeditev[uredi | uredi kodo]

Rdeče pege, posejane po krakih galaksije Vrtinec, so H II regije v njej.

H II regije najdemo samo v spiralnih in nepravilnih galaksijah, zelo redko pa v eliptičnih galaksijah. V nepravilnih so razpršene po celi galaksiji, v spiralnih pa so najpogostejše v spiralnih krakih. Velika spiralna galaksija lahko vsebuje na tisoče H II območij.[19]

Razlog za redko pojavljanje H II regij v eliptičnih galaksijah je, da teverjetno nastajajo z združitvijo galaksij.[20] V jatah galaksij so taki dogodki pogosti. Med trki galaksij posamezne zvezde skoraj nikoli ne trčijo, vendar pa se orjaški molekularni oblaki in H II regije večinoma premešajo.[20] Pod takimi pogoji se sproži gigantski izbruh tvorjenja zvezd, tako da je hitro večina plina pretvorjena v zvezde, za razliko od običajnih 10% ali manj.

Galaksije, v katerih poteka takšno nastajanje zvezd, so znane kot zvezdotvorne galaksije (angleško starburst galaxies). Eliptične galaksije po nastanku, ki so že prešle obdobje intenzivnega rojevanja zvezd, so revne s plinom in se H II regije več ne morejo tvoriti. Opazovanja v dvajsetem stoletju pokazala, da se zelo majhna količina teh območij obstaja zunaj galaksij. Te medgalaktične H II regije so mogoče posledica plimskih motenj med manjšimi galaksijami in v nekaterih primerih predstavljajo novo generacijo zvezd.[21]

Morfologija[uredi | uredi kodo]

Glej tudi: Strömgenova sfera.
Meglica Rosetta. Strömgenova sfera je vidna na približno v sredini meglice.

H II regije obstajajo v zelo različnih velikostih. Vse so precej nehomogene.[2] Vsaka zvezda v H II regiji ionizira grobo okroglo področje, imenovano Strömgenova sfera. Kombinacija več takih ioniziranih področij skupaj s širjenjem razgrete meglice v okoliški plin ustvari ostre meje med gostotami, kar ima za posledico kompleksne oblike z ostrimi robovi.[22] K oblikovanju H II regij prispevajo tudi supernove. V nekaterih primerih nastanek velike zvezdne kopice v njej regijo izvotli. To se je zgodilo v primeru NGC 604, orjaški H II regiji v :Galaksiji v Trikotniku.[23]

Omembe vredna H II območja[uredi | uredi kodo]

Slika Orionove meglice v vidni (levo) in infrardeči svetlobi (desno). Slika v vidni svetlobi prikazuje pline in prah, v infrardeči pa razkriva mnoge novorojene zvezde, ki sijejo v njej. Najsvetlejše so zvezde v kopici Trapez, ki je skozi pline vidna tudi na levi sliki.

Omembe vredne H II regije v naši galaksiji so Orionova meglica, Meglica Eta Carina in NGC 7822.[24] Orionova meglica, ki je oddaljena 1500 ly proč, je del orjaškega molekularnega oblaka, imenovanega Orionov kompleks (OMC-1). Če bi bil ta viden, bi zapolnil večino ozvezdja Orion.[7] Meglica Konjska glava in Barnardov lok sta dva druga osvetljena dela oblaka OMC-1.[25] Orionova meglica je pravzaprav majhen ioniziran del zunanjega predela oblaka OMC-1. Zvezde v kopici Trapez ter še posebej θ1 Oriona so odgovorne za to.[7]

Veliki Magellanov oblak, satelitska galaksija naše Rimske ceste vsebuje orjaško H II področje, imenovano Meglica Tarantela. Meri 650 svetlobnih let v premeru in je najmasivnejša in druga največja H II regija v naši Krajevni skupini galaksij.[26] Je veliko večja od Orionove meglice in tvori na tisoče zvezd, nekatere z maso več kot 100-krat večjo od Sončeve-zvezde tipa OB in Wolf-Rayet. Če bi bila tako blizu kot je Orionova, bi svetila kot polna Luna.Supernova SN 1987A se je pojavila na obrobju Meglice Tarantele.[22]

Druga gigantska H II regija je NGC 604, ki se nahaja v Galaksiji v Trikotniku in leži 2,66 milijonov svetlobnih let stran. Meri približno 800 do 830 svetlobnih let počez in je največja H II regija in druga najmasivnejša (takoj za meglico Tarantelo) v naši Krajevni skupini. Vsebuje okoli 200 vročih zvezd tipa OB in Wolf-Rayet, ki plin v njej segrejejo na milijon stopinj, da seva rentgenske žarke. Masa NGC 604 je okoli 6000 Sončevih mas.[23]

Odprta vprašanja[uredi | uredi kodo]

Kakor pri planetarnih meglicah so ocene vsebnosti različnih elementov v H II regijah nekoliko negotove.[27] Obstajata dva načina določanja vsebnosti težjih elementov v meglicah, ki se zanašata na različna tipa spektralnih črt in včasih prihaja do velikih neskladij med rezultati teh dveh metod.[26] Nekateri astronomi za to dolžijo temperaturna nihanja v H II regijah, drugi pa trdijo, da so razlike prevelike za pojasnjevanje s temperaturnimi efekti in predpostavljajo obstoj hladnih grud, ki vsebujejo zelo malo vodika, da bi pojasnili opazovanja.[27]

Vse podrobnosti masivne tvorbe zvezd v H II regijah še vedno niso dobro znane. Prvič, najbližja H II regija (Meglica Kalifornija) je 1000 svetlobnih let proč,[28] druge pa še dlje. Drugič, tamkajšnje nastajanje zvezd je zastrto s prahom, torej so opazovanja v vidni svetlobi nemogoča. Infrardeča svetloba in radijski valovi sicer lahko prodrejo skozi ta zastor, vendar lahko da najmlajše zvezde ne oddajajo veliko svetlobe pri teh valovnih dolžinah.

Galerija[uredi | uredi kodo]

Glej tudi[uredi | uredi kodo]

Sklici[uredi | uredi kodo]

  1. ^ Harrison, T.G. (1984). "The Orion Nebula—where in History is it". Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society 25: 65–79. Bibcode:1984QJRAS..25...65H. 
  2. ^ 2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 2,5 2,6 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 (1): 255–271. arXiv:0810.3685. Bibcode:2009ApJS..181..255A. doi:10.1088/0067-0049/181/1/255. 
  3. ^ Jones, Kenneth Glyn (1991). Messier's nebulae and star clusters. Cambridge University Press. str. 157. ISBN 978-0-521-37079-0. 
  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. Bibcode:1864RSPT..154..437H. doi:10.1098/rstl.1864.0013. 
  5. ^ Russell, H.N.; Dugan, R.S.; Stewart, J.Q (1927). Astronomy II Astrophysics and Stellar Astronomy. Boston: Ginn & Co. str. 837. 
  6. ^ Bowen, I.S. (1928). "The origin of the nebular lines and the structure of the planetary nebulae". Astrophysical Journal 67: 1–15. Bibcode:1928ApJ....67....1B. doi:10.1086/143091. 
  7. ^ 7,0 7,1 7,2 7,3 7,4 O'Dell, C.R. (2001). "The Orion Nebula and its associated population" (PDF). Annual Review Astronomy and Astrophysics 39 (1): 99–136. Bibcode:2001ARA&A..39...99O. doi:10.1146/annurev.astro.39.1.99. 
  8. ^ 8,0 8,1 Pudritz, Ralph E. (2002). "Clustered Star Formation and the Origin of Stellar Masses". Science 295 (5552): 68–75. Bibcode:2002Sci...295...68P. doi:10.1126/science.1068298. PMID 11778037. 
  9. ^ Franco, J.; Tenorio-Tagle, G.; Bodenheimer, P. (1990). "On the formation and expansion of H II regions". Astrophysical Journal 349: 126–140. Bibcode:1990ApJ...349..126F. doi:10.1086/168300. 
  10. ^ Alvarez, M.A.; Bromm, V.; Shapiro, P.R. (2006). "The H II Region of the First Star". Astrophysical Journal 639 (2): 621–632. arXiv:astro-ph/0507684. Bibcode:2006ApJ...639..621A. doi:10.1086/499578. 
  11. ^ Bok, Bart J.; Reilly, Edith F. (1947). "Small Dark Nebulae". Astrophysical Journal 105: 255–257. Bibcode:1947ApJ...105..255B. doi:10.1086/144901. 
  12. ^ Yun, J.L.; Clemens, D.P. (1990). "Star formation in small globules – Bart Bok was correct". Astrophysical Journal 365: 73–76. Bibcode:1990ApJ...365L..73Y. doi:10.1086/185891. 
  13. ^ 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. Bibcode:2008AJ....136.2136R. doi:10.1088/0004-6256/136/5/2136. 
  14. ^ 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. Bibcode:1994ApJ...436..194O. doi:10.1086/174892. 
  15. ^ Kobulnicky & Johnson; Johnson, Kelsey E. (1999). "Signatures of the Youngest Starbursts: Optically Thick Thermal Bremsstrahlung Radio Sources in Henize 2–10". ApJ 527 (1): 154–166. arXiv:astro-ph/9907233. Bibcode:1999ApJ...527..154K. doi:10.1086/308075. 
  16. ^ 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. Bibcode:1981ApJ...247L..77H. doi:10.1086/183593. 
  17. ^ Carlqvist, P; Kristen, H.; Gahm, G.F. (1998). "Helical structures in a Rosette elephant trunk". Astronomy and Astrophysics 332: L5–L8. Bibcode:1998A&A...332L...5C. 
  18. ^ Shaver, P. A.; McGee, R. X.; Newton, L. M.; Danks, A. C.; Pottasch, S. R. (1983). "The galactic abundance gradient". MNRAS 204: 53–112. Bibcode:1983MNRAS.204...53S. 
  19. ^ Flynn, Chris (2005). "Lecture 4B: Radiation case studies (HII regions)". Pridobljeno dne 2009-05-14. 
  20. ^ 20,0 20,1 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 (4): 1965–72. arXiv:0711.3232. Bibcode:2008MNRAS.385.1965H. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.12740.x. 
  21. ^ Oosterloo, T.; Morganti, R.; Sadler, E. M.; Ferguson, A.; van der Hulst, J.M.; Jerjen, H. (2004). "Tidal Remnants and Intergalactic HII Regions". V P.-A. Duc, J. Braine, and E. Brinks. International Astronomical Union Symposium 217. Astronomical Society of the Pacific. arXiv:astro-ph/0310632. Bibcode:2004IAUS..217..486O. 
  22. ^ 22,0 22,1 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 (4): 2140–2163. arXiv:astro-ph/0601105. Bibcode:2006AJ....131.2140T. doi:10.1086/500532. 
  23. ^ 23,0 23,1 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 (2): 919–932. arXiv:0806.1527. Bibcode:2008ApJ...685..919T. doi:10.1086/591019. 
  24. ^ 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. arXiv:0801.3749. Bibcode:2008JAVSO..36...90M. 
  25. ^
  26. ^ 26,0 26,1 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 (1): 398–419. arXiv:0710.4549. Bibcode:2008ApJ...680..398L. doi:10.1086/587503. 
  27. ^ 27,0 27,1 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 (3): 687–710. arXiv:astro-ph/0209534. Bibcode:2003MNRAS.338..687T. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06081.x. 
  28. ^ Straizys, V.; Cernis, K.; Bartasiute, S. (2001). "Interstellar extinction in the California Nebula region". Astronomy & Astrophysics 374 (1): 288–293. Bibcode:2001A&A...374..288S. doi:10.1051/0004-6361:20010689. 

Zunanje povezave[uredi | uredi kodo]