О-образная звезда - O-type star

Относительный размер звезд O-типа с другими звездами главной последовательности

An О-образная звезда горячий, бело-голубой звезда из спектральный класс О в Система классификации Йеркса нанят астрономы. У них температура превышает 30 000 кельвин (К). У звезд этого типа сильные линии поглощения ионизированного гелия, сильные линии других ионизированных элементов, а также линии водорода и нейтрального гелия слабее, чем спектральный класс B.

Звезды этого типа очень редки, но поскольку они очень яркие, их можно увидеть на больших расстояниях и четыре из 90 самые яркие звезды с Земли относятся к типу О.[примечание 1] Из-за своей большой массы звезды O-типа довольно быстро заканчивают свою жизнь жестокими сверхновая звезда взрывы, в результате которых черные дыры или нейтронные звезды. Большинство этих звезд молодые массивные главная последовательность, звезды-гиганты или сверхгиганты, но центральные звезды планетарные туманности, старые маломассивные звезды, близкие к концу своей жизни, также обычно имеют O-спектр.

Звезды O-типа обычно расположены в областях активного звездообразование, такой как спиральные рукава из спиральная галактика или пара галактик, подвергающихся столкновению и слиянию (например, Антенны Галактики ). Эти звезды освещают любой окружающий материал и в значительной степени ответственны за отчетливую окраску рукавов галактики. Кроме того, звезды O-типа часто встречаются в множественная звезда системы, эволюцию которых труднее предсказать из-за переноса массы и возможности взрыва составляющих звезд как сверхновых в разное время.

Классификация

Звезды O-типа классифицируются по относительной силе определенных спектральных линий.[1] Ключевые линии видны Он+ линии на 454,1 нм и 420.0 нм, которые варьируются от очень слабых при O9.5 до очень сильных при O2 – O7, а He0 линии при 447,1 нм и 402,6 нм, которые варьируются от отсутствующих в O2 / 3 до заметных в O9,5. Класс O7 определяется там, где 454,1-нанометровый He+ и 447,1 нм He0 линии имеют одинаковую силу. Самые горячие звезды O-типа имеют такие слабые нейтральные линии He, что их приходится разделять по относительной силе N2+ и н3+ линий.[2]

Классы светимости звезд O-типа присвоены по относительной силе He+ эмиссионные линии и определенный ионизированный азот и кремний линий. Они обозначаются суффиксом «f» в спектральном классе, причем только «f» указывает на N2+ и он+ «(f)» означает, что излучение He слабое или отсутствует, «((f))» означает, что излучение N слабое или отсутствует, «f *» означает добавление очень сильного N3+ излучение, а "f +" наличие Si3+ эмиссия. Звезды главной последовательности класса светимости V обычно имеют слабые или отсутствующие эмиссионные линии, а у гигантов и сверхгигантов наблюдается возрастающая сила эмиссионных линий. В O2 – O4 разница между звездами главной последовательности и сверхгигантами невелика и может даже не отражать истинную светимость или эволюционные различия. В промежуточных классах O5 – O8 различие между главной последовательностью O ((f)), гигантами O (f) и сверхгигантами Of четко определено и представляет собой определенное увеличение светимости. Возрастающая сила Si3+ Эмиссия также является индикатором увеличения светимости, и это основное средство присвоения классов светимости звездам позднего O-типа.[3]

Звезды типов от O3 до O8 классифицируются как подтип класса светимости Vz, если они имеют особенно сильную линию ионизированного гелия 468,6 нм. Считается, что присутствие этой линии указывает на крайнюю молодость; "z" означает нулевой возраст.[4]

Чтобы помочь с классификацией звезд O-типа, приведены стандартные примеры для большинства определенных типов. В следующей таблице даны по одной из стандартных звезд для каждого спектрального класса. В некоторых случаях стандартная звезда не была определена. Для спектральных классов от O2 до O5.5 сверхгиганты не делятся на подтипы Ia / Iab / Ib. Субгигант спектральные типы не определены для типов O2, O2.5 или O3. Яркий великан Для звезд горячее O6 классы светимости не определены.[5]

Звезды-эталоны класса O[5]
VzVIVIIIIIяIbIabЯ
O2BI 253[2]HD 269810[2]HD 93129 Aa / Ab
O3HD 64568подлежит уточнениюподлежит уточнениюCyg OB2-7
O3.5HD 93128HD 93129 B[2]Письмо 24-17Шер 18
O4HD 96715HD 46223HD 93250СТ 2-22[2]HD 15570
O4.5подлежит уточнениюHD 15629HD 193682подлежит уточнениюCyg OB2-9
O5HD 46150HDE 319699HD 168112HD 93843КПД -47 2963 АВ
O5.5подлежит уточнениюHD 93204подлежит уточнениюподлежит уточнениюCyg OB2-11
O6HD 42088ALS 4880HD 101190 Aa / AbHDE 338931HDE 229196подлежит уточнениюподлежит уточнениюHD 169582
O6.5HD 91572HD 12993HDE 322417HD 152733 Aa / AbHD 157857подлежит уточнениюподлежит уточнениюHD 163758
O7HD 97966HD 93146ALS 12320Cyg OB2-4 АHD 94963HD 69464подлежит уточнениюподлежит уточнению
O7.5HD 152590HD 35619HD 97319HD 163800HD 34656HD 176039 Sgeподлежит уточнению
O8HDE 305539HD 101223HD 94024λ Ори А63 Оф.БД-11 ° 4586HD 225160HD 151804
O8.5HD 14633 Aa / AbHD 46966 Aa / AbHD 114737 А / БHD 75211HD 125241подлежит уточнениюHDE 303492
O910 ЛакHD 93028HD 93249 Аτ CMa Aa / Ab19 белых грибовHD 202124α кулачок
O9.2HD 46202HD 96622HD 16832ALS 11761HD 76968HD 218915HD 152424
O9.5AE Aur, μ ColHD 192001HD 96264δ Ori Aa / Abподлежит уточнениюHD 188209подлежит уточнению
O9.7υ ОриHD 207538HD 189957HD 68450HD 47432μ НорGS Mus

Характеристики

В Трехраздельная туманность (M20) вылеплен и освещен светящейся звездой O7.5III, видимой в ее центре на этом инфракрасном изображении.

Звезды O-типа горячие и светящиеся. Они имеют характерные температуры поверхности от 30 000 до 52 000 К, излучают интенсивные ультрафиолетовый свет, и так появляются в видимый спектр как голубовато-белый. Из-за их высоких температур светимость звезд О-типа главной последовательности колеблется от 10 000 солнечных до примерно 1 000 000 раз, у гигантов - от 100 000 солнечных до более 1 000 000 и сверхгигантов - от 200 000 солнечных до нескольких миллионов.[6]

Другие звезды в том же диапазоне температур включают редкие звезды O-типа. субкарлик (SDO ) звезды, центральные звезды планетарные туманности (CSPNe) и белые карлики. Белые карлики имеют свою собственную схему спектральной классификации, но многие CSPNe имеют спектры O-типа. Даже эти небольшие маломассивные субкарлики и CSPNe имеют светимость в несколько сотен или тысяч раз больше, чем Солнце. Звезды sdO-типа обычно имеют несколько более высокую температуру, чем массивные звезды O-типа, до 100000 К.[7]

Звезды O-типа представляют собой самые высокие массы звезд на главной последовательности. Самые крутые из них имеют начальную массу примерно в 16 раз больше Солнца.[8] Неясно, каков будет верхний предел массы звезды O-типа. На солнечной металличность На уровнях звезды не должны образовываться с массами выше 120–150 масс Солнца, но при более низкой металличности этот предел намного выше. Звезды O-типа составляют лишь крошечную часть звезд главной последовательности, и подавляющее большинство из них находятся в нижней части диапазона масс. Самые массивные и самые горячие типы O3 и O2 встречаются крайне редко, были определены только в 1971 году.[9] и 2002[2] соответственно, и всего известно лишь несколько. Звезды-гиганты и сверхгиганты несколько менее массивны, чем самые массивные звезды O-типа главной последовательности из-за потери массы, но все же остаются среди самых массивных известных звезд.

Скорость образования звезд класса O нельзя наблюдать напрямую, но начальные массовые функции (IMF), моделирующие наблюдения существующих звездных популяций и, в частности, молодых звездных скоплений. В зависимости от выбранного ММП, звезды класса O формируются со скоростью одна из нескольких сотен звезд главной последовательности.[10] Поскольку светимость этих звезд увеличивается непропорционально их массе, продолжительность их жизни, соответственно, короче. Самые массивные из них проводят на главной последовательности менее миллиона лет и взрываются как сверхновые через три или четыре миллиона лет. Наименее светящиеся звезды O-типа могут оставаться на главной последовательности около 10 миллионов лет, но в течение этого времени медленно остывают и становятся ранними звездами B-типа. Ни одна массивная звезда не остается со спектральным классом O более 5–6 миллионов лет.[6][8] Хотя звезды sdO и CSPNe относятся к маломассивным звездам, возраст которых составляет миллиарды лет, время, проведенное на этом этапе их жизни, чрезвычайно короткое, порядка 10 000 000 лет.[11] В современная функция масс можно непосредственно наблюдать, и в окрестностях Солнца менее одной из 2000000 звезд относится к классу O. По разным оценкам, от 0,00003% (0,00002%, если включены белые карлики) и 0,00005% звезд относятся к классу O.[12][13]

Было подсчитано, что в галактике около 20 000 массивных звезд O-типа. Маломассивные звезды sdO и CSPNe O-типа, вероятно, более распространены, хотя и менее ярки, и поэтому их труднее найти. Несмотря на короткое время жизни, они считаются нормальными стадиями эволюции обычных звезд, лишь немного массивнее Солнца.

Структура

Цикл CNO, приводящий в движение массивные звезды O-типа.
Структура звезд малой, средней и большой массы. M указывает солнечные массы.

Звезды главной последовательности O-типа подпитываются термоядерная реакция, как и все звезды главной последовательности. Однако большая масса звезд O-типа приводит к чрезвычайно высокой ядро температуры. При этих температурах происходит синтез водорода с Цикл CNO доминирует в производстве энергии звезды и потребляет ее ядерное топливо с гораздо большей скоростью, чем звезды с малой массой, которые объединяют водород преимущественно с протон-протонный цикл. Огромное количество энергии, генерируемой звездами O-типа, невозможно излученный из ядра достаточно эффективно, и, следовательно, они испытывают конвекция в их ядрах. В радиационные зоны звезд O-типа находятся между ядром и фотосфера. Это смешивание материала ядра с верхними слоями часто усиливается за счет быстрого вращения и оказывает драматическое влияние на эволюцию звезд O-типа. Они начинают медленно расширяться и проявлять гигантские или сверхгигантские характеристики, все еще сжигая водород в своих ядрах, а затем могут оставаться голубыми сверхгигантами в течение большей части времени во время горения гелиевого ядра.[8]

Сечение звезды типа sdO, показывающее горение инертного ядра и гелиевой оболочки

Звезды sdO-типа и CSPNe имеют существенно разную структуру, хотя они обладают широким спектром характеристик, и не совсем понятно, как все они образуются и развиваются. Считается, что у них выродившиеся ядра, которые в конечном итоге станут белыми карликами. Вне ядра звезды в основном состоят из гелия с тонким слоем водорода, который быстро теряется из-за сильного звездного ветра. У этого типа звезд может быть несколько разных источников, но, по крайней мере, некоторые из них имеют область, где гелий плавится в оболочке, которая увеличивает ядро ​​и обеспечивает высокую светимость этих маленьких звезд.[14]

Эволюция

Эволюционные треки на диаграмме HR. 15M☉ и 60M☉ треки типичны для массивных звезд O-типа.

В жизненном цикле звезд O-типа различная металличность и скорость вращения вносят значительные вариации в их эволюцию, но основы остаются теми же.[8]

Звезды O-типа почти сразу начинают медленно двигаться от главной последовательности нулевого возраста, постепенно становясь холоднее и немного ярче. Хотя их можно спектроскопически охарактеризовать как гигантов или сверхгигантов, они продолжают сжигать водород в своих ядрах в течение нескольких миллионов лет и развиваются совершенно иначе, чем звезды с малой массой, такие как Солнце. Большинство звезд главной последовательности O-типа будут эволюционировать более или менее горизонтально в Диаграмма HR к более низким температурам, становясь голубыми сверхгигантами. Зажигание гелия в ядре происходит плавно, когда звезды расширяются и остывают. Существует ряд сложных фаз в зависимости от точной массы звезды и других начальных условий, но звезды O-типа с наименьшей массой в конечном итоге эволюционируют в красные сверхгиганты при этом все еще сжигая гелий в своих ядрах. Если они сначала не взорвутся как сверхновые, они потеряют свои внешние слои и снова станут горячее, иногда проходя через ряд синие петли прежде чем наконец достичь Вольф – Райе сцена.

Более массивные звезды, первоначально звезды главной последовательности более горячие, чем около O9, никогда не становятся красными сверхгигантами, потому что сильная конвекция и высокая светимость слишком быстро сдувают внешние слои. 25–60M☉ звезды могут стать желтые гипергиганты прежде чем либо взорваться как сверхновая, либо вернуться к более высоким температурам. Выше примерно 60M☉, Звезды O-типа эволюционируют за короткий промежуток времени. синий гипергигант или светящаяся синяя переменная фаза непосредственно к звездам Вольфа – Райе. Самые массивные звезды O-типа развивают спектральный класс WNLh, поскольку они начинают конвектировать материал от ядра к поверхности, и это самые яркие звезды из существующих.

Звезды с низкой и средней массой стареют совершенно по-другому - через красный гигант, горизонтальная ветвь, асимптотическая ветвь гигантов (AGB), а затем пост-AGB фазы. Эволюция после AGB обычно включает в себя резкую потерю массы, иногда оставляя планетарную туманность и оставляя все более горячие обнаженные звездные недра. Если остается достаточно гелия и водорода, эти маленькие, но очень горячие звезды имеют спектр O-типа. Их температура повышается до тех пор, пока не прекратится горение раковины и потеря массы, затем они остывают, превращаясь в белых карликов.

При определенных массах или химическом составе, или, возможно, в результате двойных взаимодействий, некоторые из этих звезд с меньшей массой становятся необычно горячими во время горизонтальной ветви или фаз AGB. Может быть несколько причин, которые не до конца понятны, в том числе слияние звезд или очень поздние тепловые импульсы, повторно зажигающие звезды после AGB. Они выглядят как очень горячие OB-звезды, но с умеренной яркостью и ниже главной последовательности. Существуют горячие субкарлики O (sdO) и B (sdB), хотя они могут развиваться совершенно по-разному. Звезды sdO-типа имеют довольно нормальный O-спектр, но их светимость примерно в тысячу раз больше солнечной.

Примеры

Звезды O-типа редки, но светятся, поэтому их легко обнаружить, и есть ряд примеров невооруженным глазом.

Главная последовательность

Самая яркая звезда в Кластер трапеции - это звезда O7V θ1 Ориона C. Остальные три - звезды главной последовательности B0,5 и B1.
Основная статья: Звезда главной последовательности O-типа

Гиганты

Альнитак - тройная звездная система со сверхгигантом O9.7 и гигантом O9, а также гигантом B0. Эти звезды освещают близлежащие Пламенная туманность.
Основная статья: Голубой гигант

Сверхгиганты

Основная статья: Синий сверхгигант

Центральные звезды планетарных туманностей

Центральная звезда NGC 6826 - это маломассивная звезда O6.

Субкарлики

Основная статья: Субкарликовая звезда O

Расположение

Звезда O-типа на Цефея B, HD 217086, освещает молекулярное облако ультрафиолетовым излучением, отталкивая его назад, сжимая его, вызывая образование новых звезд.

Спиральные рукава

Звезды главной последовательности O-типа имеют тенденцию появляться в рукавах спиральных галактик. Это потому, что, когда спиральный рукав движется в пространстве, он сжимает любую молекулярные облака в своем роде. Первоначальное сжатие этих молекулярных облаков приводит к образованию звезд, некоторые из которых являются O- и Звезды B-типа. Кроме того, поскольку эти звезды имеют более короткий срок жизни, они не могут перемещаться на большие расстояния до своей смерти и поэтому остаются в спиральном рукаве, в котором они образовались, или относительно близко к нему. С другой стороны, менее массивные звезды живут дольше и поэтому встречаются повсюду. галактический диск, в том числе между спиральными рукавами.

O / OB ассоциации

Звездные ассоциации группы звезд, которые не связаны гравитацией с самого начала своего образования. Звезды в звездных ассоциациях перемещаются друг от друга так быстро, что гравитационные силы не могут удержать их вместе. В молодых звездных ассоциациях большая часть света исходит от звезд O- и B-типов, поэтому такие ассоциации называются Ассоциации акушерства.

Молекулярные облака

Рождение звезды O-типа в молекулярном облаке оказывает разрушительное воздействие на облако, но также может спровоцировать образование новых звезд. Звезды O-типа испускают обильное количество ультрафиолетовый излучение, которое ионизирует газ в облаке и отталкивает его.[15]Звезды O-типа также обладают мощным звездные ветры, со скоростью в тысячи километров в секунду, которая может взорвать пузырь в молекулярном облаке вокруг звезды.[16]Звезды O-типа при смерти взрываются как сверхновые, высвобождая огромное количество энергии, способствуя разрушению молекулярного облака.[17]Эти эффекты рассеивают оставшийся молекулярный материал в области звездообразования, в конечном итоге останавливая рождение новых звезд и, возможно, оставляя после себя молодые открытый кластер.

Тем не менее, до того, как облако разрушится, сметание материала расширяющимся пузырем (так называемое «Собрать и схлопнуться») или сжатие существующих облаков (так называемое «Имплозия под действием излучения») может привести к рождению новых звезд. Свидетельства инициированного звездообразования наблюдались в ряде областей звездообразования, таких как Цефей B и Туманность Слоновий Хобот (где может составлять 14–25% образовавшихся звезд).[18][19]

Заметки

  1. ^ Эти четыре звезды Гамма Велюр, Альнитак (Зета Орионис), Минтака (Дельта Ориона) и Zeta Puppis.

использованная литература

  1. ^ Walborn, N. R .; Фитцпатрик, Э. Л. (1990). «Современная оптическая спектральная классификация звезд OB - Цифровой атлас». Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 102: 379. Bibcode:1990PASP..102..379W. Дои:10.1086/132646.
  2. ^ а б c d е ж Walborn, N.R .; Howarth, I.D .; Леннон, Д. Дж .; Massey, P .; Oey, M. S .; Moffat, A.F.J .; Skalkowski, G .; Morrell, N.I .; Drissen, L .; Паркер, Дж. У. (2002). «Новая система спектральной классификации самых ранних O-звезд: определение типа O2» (PDF). Астрономический журнал. 123 (5): 2754. Bibcode:2002AJ .... 123.2754W. Дои:10.1086/339831.
  3. ^ Маркова, Н .; Puls, J .; Scuderi, S .; Simon-Diaz, S .; Эрреро, А. (2011). «Спектроскопические и физические параметры галактических звезд O-типа. I. Влияние вращения и спектральная разрешающая способность в спектральной классификации карликов и гигантов». Астрономия и астрофизика. 530: A11. arXiv:1103.3357. Bibcode:2011A & A ... 530A..11M. Дои:10.1051/0004-6361/201015956. S2CID  118686731.
  4. ^ Ариас, Юлия I .; Walborn, Nolan R .; Симон Диас, Серхио; Barbá, Rodolfo H .; Маис Апелланис, Хесус; Сабин-Санджулиан, Каролина; Гамен, Роберто Ч .; Моррелл, Нидия I .; Сота, Альфредо; Марко, Ампаро; Негеруэла, Игнасио; Leão, João R. S .; Эрреро, Артемио; Альфаро, Эмилио Дж. (2016). "Спектральная классификация и свойства OVz-звезд в Спектроскопическом обзоре O-звезд Галактики (GOSSS)". Астрономический журнал. 152 (2): 31. arXiv:1604.03842. Bibcode:2016AJ .... 152 ... 31A. Дои:10.3847/0004-6256/152/2/31. S2CID  119259952.
  5. ^ а б Maíz Apellániz, J .; Сота, А .; Arias, J. I .; Barbá, R.H .; Walborn, N.R .; Simón-Díaz, S .; Negueruela, I .; Марко, А .; Leão, J.R.S .; Herrero, A .; Gamen, R.C .; Альфаро, Э. Дж. (2016). "Спектроскопический обзор галактических O-звезд (GOSSS). III. 142 Дополнительные системы O-типа". Серия дополнений к астрофизическому журналу. 224 (1): 4. arXiv:1602.01336. Bibcode:2016ApJS..224 .... 4M. Дои:10.3847/0067-0049/224/1/4. S2CID  55658165.
  6. ^ а б Карстен Вайднер; Джорик Винк (2010). «Массы и несовпадение масс звезд O-типа». Астрономия и астрофизика. 524: A98. arXiv:1010.2204. Bibcode:2010A & A ... 524A..98W. Дои:10.1051/0004-6361/201014491. S2CID  118836634.
  7. ^ Аллер, А .; Миранда, Л. Ф .; Ulla, A .; Vázquez, R .; Guillén, P. F .; Olguín, L .; Rodríguez-López, C .; Thejll, P .; Oreiro, R .; Manteiga, M .; Перес, Э. (2013). «Обнаружение планетарной туманности с множеством оболочек вокруг горячей субкарликовой звезды O-типа 2MASS J19310888 + 4324577». Астрономия и астрофизика. 552: A25. arXiv:1301.7210. Bibcode:2013A и A ... 552A..25A. Дои:10.1051/0004-6361/201219560. S2CID  59036773.
  8. ^ а б c d Meynet, G .; Мэдер, А. (2003). «Звездная эволюция с вращением». Астрономия и астрофизика. 404 (3): 975–990. arXiv:Astro-ph / 0304069. Bibcode:2003A&A ... 404..975M. Дои:10.1051/0004-6361:20030512. S2CID  17546535.
  9. ^ Уолборн, Н. Р. (1971). "Очень ранние звезды O около Eta Carinae". Астрофизический журнал. 167: L31. Bibcode:1971ApJ ... 167L..31W. Дои:10.1086/180754.
  10. ^ Крупа, Павел; Вайднер, Карстен; Пфламм-Альтенбург, Янв; Тиз, Инго; Дабрингхаузен, Йорг; Маркс, Майкл; Машбергер, Томас (2013). «Звездная и субзвездная функция начальной массы простых и составных популяций». Планеты, звезды и звездные системы. С. 115–242. arXiv:1112.3340. Дои:10.1007/978-94-007-5612-0_4. ISBN  978-94-007-5611-3. S2CID  204934137.
  11. ^ Ю., С .; Ли, Л. (2009). «Горячие субкарлики из стабильного канала переполнения полости Роша». Астрономия и астрофизика. 503 (1): 151. arXiv:0906.2316. Bibcode:2009 A&A ... 503..151Y. Дои:10.1051/0004-6361/200809454. S2CID  15336878.
  12. ^ Ледрю, Гленн (февраль 2001 г.). «Настоящее звездное небо». Журнал Королевского астрономического общества Канады. 95: 32. Bibcode:2001JRASC..95 ... 32 л.
  13. ^ "Числовые плотности звезд разных типов в окрестностях Солнца". Получено 2018-10-31.
  14. ^ Джон Д. Лэндстрит; Стефано Баньюло; Лука Фоссати; Стефан Джордан; Саймон Дж. О'Тул (2012). «Магнитные поля горячих субкарликовых звезд». Астрономия и астрофизика. 541: A100. arXiv:1203.6815. Bibcode:2012A & A ... 541A.100L. Дои:10.1051/0004-6361/201219178. S2CID  118474970.
  15. ^ Dale, J.E .; и другие. (2013). «Ионизирующая обратная связь от массивных звезд в массивных скоплениях - III. Разрушение частично несвязанных облаков». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 430 (1): 234–246. arXiv:1212.2011. Bibcode:2013МНРАС.430..234Д. Дои:10.1093 / мнрас / стс592. S2CID  118480561.
  16. ^ Дейл, К. В .; и другие. (2008). «Влияние звездных ветров на формирование протокластера». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 391 (2): 2–13. arXiv:0808.1510. Bibcode:2008МНРАС.391 .... 2D. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2008.13802.x. S2CID  16227011.
  17. ^ Dekel, A .; и другие. (2013). «Устойчивые истечения в гигантских скоплениях дисковых галактик с высоким z во время миграции и роста за счет аккреции». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 432 (1): 455–467. arXiv:1302.4457. Bibcode:2013МНРАС.432..455Д. Дои:10.1093 / mnras / stt480. S2CID  32488591.
  18. ^ Гетман, К. В .; и другие. (2009). "Эволюция протопланетного диска вокруг инициированной области звездообразования Цефей B". Астрофизический журнал. 699 (2): 1454–1472. arXiv:0904.4907. Bibcode:2009ApJ ... 699.1454G. Дои:10.1088 / 0004-637X / 699/2/1454. S2CID  18149231.
  19. ^ Гетман, К. В .; и другие. (2012). «Туманность Слоновий хобот и скопление Трамплера 37: вклад инициированного звездообразования в общее население области H II». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 426 (4): 2917–2943. arXiv:1208.1471. Bibcode:2012МНРАС.426.2917Г. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2012.21879.x. S2CID  49528100.