Edukira joan

O motako izar

Wikipedia, Entziklopedia askea
O motako izarren tamaina erlatiboa sekuentzia nagusiko beste izar batzuekin

O motako izar bat, izar bero bat da, zuri urdinxka kolorekoa eta O espektro motakoa Yerkesen sailkapen sisteman astronomoek erabiltzen dutena. 30.000 Kelvin (k) baino tenperatura altuagoak dituzte. Mota honetako izarrek helio ionizatuaren xurgapen lerro sendoak dituzte, beste elementu ionizatu batzuen lerro sendoak eta hidrogeno eta helio neutro lerro ahulagoak B espektro motakoak baino.

Mota honetako izarrak oso arraroak dira, baina oso distiratsuak direnez, distantzia handitan ikus daitezke, eta Lurretik ikusten diren 90 izarrik distiratsuenetatik lau O motakoak dira.[nota 1] Euren masa handiagatik, O motako izarrek, euren bizitza nahiko azkar amaitzen dute supernoba eztanda bortitzetan, zulo beltzak edo neutroi izarrak sortuz. Izar hauetako gehienak sekuentzia nagusiko gazteak eta masiboak dira, erraldoiak edo supererraldoiak, baina nebulosa planetarioen erdiko izarrek, euren bizitzaren amaieratik gertu dauden masa baxuko izar zaharrak, o espektroak ere izaten dituzte.

O motako izarrak izar eraketa aktiboko eskualdeetan egon ohi dira, galaxia kiribil baten beso kiribilak edo talka eta fusio prozesuan dauden galaxia pare bat bezala (Antenen galaxiak kasu). Izar hauek, inguruko material guztia argiztatzen dute, eta, neurri handi batean, galaxia baten besoen kolore bereizgarriaren erantzule dira. Gainera, O motako izarrak izar sistema anitzetan agertu ohi dira, non euren eboluzioa iragartzea zailagoa den masa transferentziagatik eta izar osagaiak supernoba bezala une ezberdinetan lehertzeko aukeragatik.

Sailkapena

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

O motako izarrak zenbait espektro lerroren intentsitate erlatiboaren arabera sailkatzen dira.[1] Lerro nagusiak honako hauek dira: He+ eta 454,1 nm arteko eta 420,0 nm arteko linea nabarmenak, oso ahulak O9,5ean eta oso indartsuak O2-O7an, eta He0 eta 447,1 nm eta 402,6 nm arteko lineak, falta direnak O2/3 eta nabarmenak direnak O9,5 lineetan. O7 klasea definitzen da 454,1 nanometroko He+ eta 447,1 nanometroko He0 lineek intentsitate bera dutenean. O motako izarrik beroenek He neutroaren lerro hain ahulak dituzte, non N2+ eta N3+ lerroen indar erlatiboaren bidez banandu behar diren.[2]

O motako izarren argitasun motak He+aren igorpen lerroen eta nitrogeno eta silizio lerro ionizatu batzuen intentsitate erlatiboaren arabera esleitzen dira. Horiek "f" atzizkiaren bidez adierazten dira espektro motan, "f" soilik N2+ eta He+ igorpenen bidez, "(f)" He igorpena ahula dela edo ez dagoela adieraziz, "((f))" n igorpena ahula dela edo ez dagoela adieraziz, "f*" N3+ igorpen oso indartsu baten gehikuntza adieraziz, eta "f+" Si3+ igorpenaren presentzia adieraziz. V argitasun klaseko izarrek, sekuentzia nagusikoek, igorpen lerro ahulak edo ausenteak izaten dituzte, eta erraldoi eta supererraldoiek, igorpen lerro intentsitate geroz eta handiagoa erakusten dute. O2-O4 klaseetan, sekuentzia nagusiko izarren eta supererraldoien arteko bereizketa estua da, eta baliteke argitasun edo eboluzio diferentziak ere ez adieraztea. O5-O8 tarteko klaseetan, O((f)) sekuentzia nagusiko, O(f) erraldoien eta Of supererraldoien arteko bereizketa ondo definituta dago eta argitasunaren behin betiko gehikuntza adierazten du. Si3+ igorpenaren intentsitatearen gehikuntza argitasunaren handitzearen adierazlea ere bada, eta hau da O motako izar berantiarrei argitasun klaseak esleitzeko bitarteko nagusia.[3]

O3 eta O8 motako izarrak Vz azpimotako argitasun klasean sailkatzen dira bereziki bizia den 468,6 nm-ko helio ionizatuko lerro bat badute. Ildo horren presentziak muturreko gaztetasuna adierazten duela uste da; "z" hitzak zero adina esan nahi du.[4]

O motako izarren sailkapenari laguntzeko, definitutako mota gehienetarako adibide estandarrak zerrendatzen dira. Hurrengo taulak espektro mota bakoitzerako izar estandarretako bat erakusten du. Kasu batzuetan, ez da izar estandar bat definitu. O2 eta O5.5 espektro motetarako, supererraldoiak ez daude Ia/Iab/Ib azpimotetan banatuta. Azpierraldoien espektro motak ez daude definituta O2, O2.5 edo O3 motetarako. Erraldoi distiratsuen argitasun motak ez daude O6 baino beroagoak diren izarrentzat definituta.[5]

O klaseko izar estandarrak[5]
Vz V IV III II I Ib Iab Ia
O2 BI 253 HD 269810 HD 93129 Aa/Ab
O3 HD 64568 tbd tbd Cyg OB2-7
O3.5 HD 93128 HD 93129 B Pismis 24-17 Sher 18
O4 HD 96715 HD 46223 HD 93250 ST 2-22 HD 15570
O4.5 tbd HD 15629 HD 193682 tbd Cyg OB2-9
O5 HD 46150 HDE 319699 HD 168112 HD 93843 CPD -47 2963 AB
O5.5 tbd HD 93204 tbd tbd Cyg OB2-11
O6 HD 42088 ALS 4880 HD 101190 Aa/Ab HDE 338931 HDE 229196 tbd tbd HD 169582
O6.5 HD 91572 HD 12993 HDE 322417 HD 152733 Aa/Ab HD 157857 tbd tbd HD 163758
O7 HD 97966 HD 93146 ALS 12320 Cyg OB2-4 A HD 94963 HD 69464 tbd tbd
O7.5 HD 152590 HD 35619 HD 97319 HD 163800 HD 34656 HD 17603 9 Sge tbd
O8 HDE 305539 HD 101223 HD 94024 λ Ori A 63 Oph BD-11°4586 HD 225160 HD 151804
O8.5 HD 14633 Aa/Ab HD 46966 Aa/Ab HD 114737 A/B HD 75211 HD 125241 tbd HDE 303492
O9 10 Lac HD 93028 HD 93249 A τ CMa Aa/Ab 19 Cep HD 202124 α Cam
O9.2 HD 46202 HD 96622 HD 16832 ALS 11761 HD 76968 HD 218915 HD 152424
O9.5 AE Aur, μ Col HD 192001 HD 96264 δ Ori Aa/Ab tbd HD 188209 tbd
O9.7 υ Ori HD 207538 HD 189957 HD 68450 HD 47432 μ Nor GS Mus

Ezaugarriak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
Trifida nebulosa (M20), bere erdian, irudi infragorri honetan ikus daitekeen O7.5III izar argitsuak zizelkatua eta argiztatua dago.

O motako izarrak beroak eta argitsuak dira. 30.000 eta 52.000 k arteko azaleko tenperatura bereizgarriak dituzte, argi ultramore bizia igortzen dute, eta, beraz, espektro ikusgarrian kolore zuri urdinxka bezala agertzen dira. Bere tenperatura altuak direla eta, sekuentzia nagusiko O motako izarren argitasuna, Eguzkiarena baino 10.000 aldiz handiagoa da, eta 1.000.000 ingurukoa, erraldoiena 100.000 eta 1.000.000 artean, eta supererraldoiena, Eguzkiarena baino 200.000 eta milioika aldiz handiagoa.[6]

Tenperatura maila berean dauden beste izar batzuk, O motako izar azpinano arraroak (sdO), nebulosa planetarioen izar zentralak (CSPNe) eta nano zuriak dira. Nano zuriek, euren espektro sailkapen eskema propioa dute, baina CSPNe askok, o motako espektroak dituzte, baita masa baxuko azpinano txiki hauek ere, eta CSPNeek, Eguzkiarena baino ehunka eta milaka aldiz gehiagoko argitasuna dute. SdO motako izarrek O motako izar masiboek baino tenperatura altuagoak izaten dituzte, 100.000k arte.[7]

O motako izarrek sekuentzia nagusiko izarren masa altuenak irudikatzen dituzte. Hotzenek, Eguzkia baino 16 aldiz gehiagoko hasierako masak dituzte.[8] Ez dago argi eguzki metaltasun mailan dagoen o motako izar baten masaren goi muga zein izango litzatekeen, 120-150 eguzki masatik gorako masa duten izarrak ezin izango lirateke eratu, baina zenbat eta metaltasun txikiagoa izan, muga hau askoz handiagoa da. O motako izarrek sekuentzia nagusiko izarren zati txiki bat baino ez dute osatzen, eta horietako gehienak masa tartearen beheko muturrean daude. O3 eta O2 motak, masiboenak eta beroenak, oso arraroak dira, ez ziren definitu 1971[9] eta 2002[2] arte hurrenez hurren, eta gutxi batzuk baino ez dira ezagutzen guztira. Izar erraldoi eta supererraldoiak o motako sekuentzia nagusiko izar masiboenak baino zertxobait masiboagoak dira masa galeraren ondorioz, baina ezagutzen diren izar masiboenen artean jarraitzen dute.

O motako izarren eraketa tasa ezin da zuzenean ikusi, baina izar populazioen behaketak eta, bereziki, izar kumulu gazteenak modelatzen dituzten hasierako masa funtzioak (IMF) deribatu daitezke. Aukeratutako IMFaren arabera, O klaseko izarrak sekuentzia nagusiko ehunka izarretatik baten erritmoan sortzen dira.[10] Izar hauen argitasuna euren masarekiko neurriz kanpo handitzen denez, euren bizitza laburragoa da. Masiboenek milioi bat urte baino gutxiago igarotzen dituzte sekuentzia nagusian, eta supernoba gisa lehertzen dira hiru edo lau milioi urteren buruan. Hain argitsuak ez diren O motako izarrak sekuentzia nagusian 10 milioi urtez egon daitezke, baina denbora horretan poliki hozten dira eta B motako izar goiztiar bihurtzen dira, izar masibo bakar batek ere ez du O espektro klasearekin irauten 5-6 milioi urte baino gehiagoz.[6][8] SdO eta CSPNe izarrak milaka milioi urteko masa baxuko izarrak diren arren, euren bizitzako fase honetan igarotzen duten denbora oso laburra da, 10.000.000 urte ingurukoa.[11] Gaur egungo masa funtzioa zuzenean ikus daiteke, eta, eguzki auzoan, 2.000.000 izarretik bat baino gutxiago da o motakoa, estimazio ezberdinen arabera, % 0,00003 (nano zuriak barne hartuz gero, % 0,00002) eta izarren % 0,00005 o motakoak dira.[12][13]

Galaxian O motako 20.000 izar masibo daudela kalkulatzen da. SDO eta CSPNe masa baxuko O motako izarrak, seguraski, ohikoagoak dira, baina ez hain argitsuak eta, beraz, aurkitzen zailagoak. Bere bizitza laburra den arren, izar arrunten eboluzioan etapa normalak direla uste da, Eguzkia baino apur bat masiboagoak soilik.

Estruktura

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
Masa baxu, ertain eta altuko izarren egitura. M eguzki-masa adierazten ditu.
O motako izar masiboak elikatzen dituen CNO zikloa.
sdO motako izar baten zeharkako sekzioa, nukleo geldoaren errekuntza eta helio oskola erakusten dituena

Sekuentzia nagusiko O motako izarrak fusio nuklearraz elikatzen dira, sekuentzia nagusiko izar guztiak bezala. Hala ere, O motako izarren masa handiak nukleoko tenperaturak oso altuak izatea eragiten du. Tenperatura hauetan, CNO zikloarekin hidrogenoaren fusioak izarraren energia ekoizpena menperatzen du eta bere erregai nuklearra hidrogenoa nagusiki protoi-protoi zikloarekin fusionatzen duten masa baxuko izarrak baino erritmo handiagoan kontsumitzen du. O motako izarrek sortutako energia kantitate bizia ezin da nukleotik kanpo behar besteko eraginkortasunarekin irradiatu, eta, ondorioz, euren nukleoetan konbekzioa esperimentatzen dute. O motako izarren erradiazio eremuak nukleoa eta fotosferaren artean daude. Nukleoaren eta goiko geruzen arteko material nahasketa hau errotazio azkarrak indartu ohi du, eta o motako izarren eboluzioan efektu dramatiko bat du, pixkanaka hedatzen hasten dira eta erraldoi edo supererraldoi ezaugarriak erakusten hasten dira euren nukleoetan hidrogenoa erretzen jarraitzen duten bitartean, eta, ondoren, supererraldoi urdin bezala mantendu daitezke helio nukleoaren errekuntzak irauten duen denboraren zati handi batean.[8]

sdO eta CSPNe motako izarrek, oso egitura ezberdina dute, ezaugarri gama zabala duten arren, eta nola eratzen eta garatzen diren erabat ulertzen ez den arren. Uste denez, nukleo endekatuak dituzte, azkenean nano zuri bat bezala erakusten direnak. Nukleotik kanpo, izarrak, gehienak, helioz osatuta daude, izar haize bortitzaren ondorioz azkar galtzen den hidrogeno geruza fin batekin. Mota honetako izarrentzat jatorri ezberdinak egon daitezke, baina, horietako batzuk behintzat, helioa oskol batean elkartzen ari den eskualde bat dute, nukleoa handitzen duena eta izar txiki hauen argitasun handia indartzen duena.[14]

Eboluzioa

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
HR diagramako eboluzio-aztarnak. 15M☉ eta 60M☉ bideak O motako izar masiboetan ohikoak dira.

O motako izarren bizi-zikloan, metalizitate eta errotazio-tasa ezberdinek aldaketa nabarmena eragiten dute haien bilakaeran, baina oinarriak berberak dira oraindik ere.[8]

O motako izarrak astiro mugitzen hasten dira zero adinaren sekuentzia nagusitik ia berehala, pixkanaka hotzagoak eta apur bat argitsuagoak bihurtuz. Espektroskopikoki erraldoi edo supererraldoi bezala bereiz daitezkeen arren, euren nukleoetan hidrogenoa erretzen jarraitzen dute milioika urtetan zehar eta masa baxuko izarren oso modu ezberdinean garatzen dira, Eguzkia kasu. Sekuentzia nagusiko O motako izar gehienek horizontalki eboluzionatuko dute HR diagraman tenperatura hotzagoetara, supererraldoi urdin bihurtuz. Helioak nukleoan duen sua emeki-emeki gertatzen da izarrak hedatu eta hoztu ahala. Fase konplexu batzuk daude, izarraren masa zehatzaren eta hasierako beste baldintza batzuen araberakoak, baina masa txikiagoko O motako izarrek eboluzionatu egingo dute supererraldoi gorri bihurtu arte, euren nukleoetan helioa erretzen jarraitzen duten bitartean. Lehenik supernoba bezala lehertzen ez badira, euren kanpo geruzak galduko dituzte eta berriz berotuko dira, batzuetan zenbait begizta urdinetatik igaroz azkenik Wolf-Rayet fasera iritsi aurretik.

Izar masiboenak, hasiera batean sekuentzia nagusiko izarrak, O9 baino tenperatura altuagoekin, ez dira inoiz supererraldoi gorri bihurtzen, konbekzio indartsuak eta argitasun altuak kanpoko geruzak azkarregi ezabatzen dituztelako. 25-60M☉ arteko izarrak hipererraldoi hori bihur daitezke supernoba bezala lehertu edo tenperatura altuagoetara itzuli aurretik. 60M☉ baino gehiago, O motako izarrek Wolf-Rayet izarretara zuzenean eboluzionatzen dute hipererraldoi urdin edo aldakor urdin argitsu fase labur baten bidez. O motako izar masiboenek WNLh espektro mota bat garatzen dute nukleotik azalera materiala deitzen hasten direnean, eta hauek dira existitzen diren izarrik argitsuenak.

Masa baxu eta ertaineko izarrak oso modu ezberdinean zahartzen dira, erraldoi gorri, adar horizontal, adar asintotiko-erraldoi (AGB) eta ondoren AGB ondorengo faseetatik igaroz. AGB ondorengo eboluzioak masa galera handia ekarri ohi du, batzuetan nebulosa planetario bat uzten duena, eta gero eta beroagoa den izar barnealdea agerian uzten duena. Helio eta hidrogeno nahikoa geratzen bada, izar txiki hauek, baina oso beroak, O motako espektro bat dute, euren tenperatura handitzen dute oskolen erreketa eta masa galera amaitzen diren arte, eta, orduan, hoztu egiten dira nano zuri bihurtu arte.

Masa edo konposizio kimiko jakin batzuetan, edo, beharbada, interakzio bitarren ondorioz, masa txikiagoko izar hauetako batzuk ezohiko bero bihurtzen dira adar horizontal edo AGB faseetan. Arrazoi ugari egon daitezke, erabat ulertzen ez direnak, izarren fusioak edo AGB ondorengo izarrak berriz pizten dituzten pultsu termiko oso berantiarrak barne. Hauek OB izar oso bero bezala agertzen dira, baina soilik neurri batean argitsuak eta sekuentzia nagusiaren azpitik. O (sdO) eta B (sdB) motako azpi-nano beroak daude, nahiz eta erabat beste era batera gara daitezkeen. sdO motako izarrek O espektroak dituzte, nahiko normalak, baina Eguzkia baino mila aldiz argiagoak.

Adibideak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

O motako izarrak arraroak dira, baina argitsuak; beraz, erraz antzematen dira eta begi hutsez zenbait adibide daude.

Sekuentzia nagusikoak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
Trapeziumeko kumuluko izarrik dizdiratsuena, O7V, θ1 Orionis C. da, beste hirurak, sekuentzia nagusiko B0.5 eta B1 izarrak dira.

Erraldoiak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
Artikulu nagusia: «Erraldoi urdin»
Alnitak izar sistema hirukoitz bat da, O9.7 supererraldoi batekin eta O9 erraldoi batekin, baita B0 erraldoi batekin ere. Izar hauek, hurbileko Sugar Nebulosa argitzen dute.

Supererraldoiak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
Artikulu nagusia: «Supererraldoi urdin»

Nebulosa planetarioen izar zentralak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
NGC 6826ren erdiko izarra masa baxuko O6 izar bat da.

Azpinanoak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Kokapena

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Espiral besoak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
Zefeo B-ren O motako izarrak, HD 217086, hodei molekularra erradiazio ultramorearekin argitzen du, konprimitzen duen aldi berean atzeraraziz, izar berrien eraketa eraginez.

Sekuentzia nagusiko O motako izarrak, galaxia kiribilen besoetan agertzeko joera dute. Izan ere, beso kiribil bat espazioan zehar mugitzen denean, bere bidean dauden laino molekularrak konprimitzen ditu. Hodei molekular hauen hasierako konpresioak, izarren eraketara eramaten du, hauetako batzuk, O eta B motakoak direlarik, gainera, izar hauek, bizitza laburragoa dutenez, ezin dira distantzia handirik mugitu hil aurretik, eta, beraz, sortu ziren beso espiralean edo honetatik erlatiboki gertu mantentzen dira. Aldiz, hain masiboak ez diren izarrak denbora gehiagoz bizi dira, eta horregatik daude disko galaktiko osoan, baita beso kiribilen artean ere.

O/OB elkarteak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Izar elkarteak, euren eraketaren hasieratik grabitatez lotuta ez dauden izar taldeak dira. Izar elkarteetako izarrak elkarrengandik hain azkar urruntzen dira, grabitate indarrek ezin dituztela elkartuta mantendu. Izar gazteen elkarteetan, argiaren zatirik handiena O eta B motako izarretatik dator, eta, beraz, elkarte horiei OB elkarteak deitzen zaie.

Molekula lainoak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

O motako izar bat hodei molekular batean sortzeak eragin suntsitzailea du hodeian, baina izar berrien sorrera ere eragin dezake. O motako izarrek erradiazio ultramore kopuru handiak igortzen dituzte, hodeiko gasa ionizatu eta kanporatzen duena.[15] O motako izarrek ere izar haize indartsuak dituzte, segundoko milaka kilometroko abiadurekin, izarraren inguruko hodei molekularrean burbuila bat leherraraz dezaketenak.[16] O motako izarrak supernoba bezala lehertzen dira hiltzen direnean, energia kopuru handiak askatuz, molekular hodeia barreiatzen laguntzen duena.[17] Efektu hauek, gainontzeko material molekularra, izar eraketa eskualde batean sakabanatzen dute, azken batean, izar berrien jaiotza geldituz, eta, ziuraski, kumulu gazte ireki bat atzean utziz.

Hala ere, hodeia eten aurretik, hedatzen ari den burbuila batek (Bilketa eta Kolapsoa deitua) materiala ekortzeak edo dauden hodeien konpresioak (Erradiazioak bultzatutako Inplosioa deitua) izar berriak sortzea ekar dezake. Izar eraketako zenbait eskualdetan sortutako izar eraketaren zantzuak ikusi dira, Zefeo B eta Elefanteko tronparen nebulosa kasu (non eratutako izarren %14-25 izan daitekeen).[18][19]

Oharrak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
  1. ↑ Gamma Velorum, Alnitak (Zeta Orionis), Mintaka (Delta Orionis) eta Zeta Puppis dira lau izar horiek.

Erreferentziak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
  1. ↑ Walborn, Nolan R.; Fitzpatrick, Edward L.. (1990-04). «Contemporary optical spectral classification of the OB stars - A digital atlas» Publications of the Astronomical Society of the Pacific 102: 379.  doi:10.1086/132646. ISSN 0004-6280. (Noiz kontsultatua: 2021-05-31).
  2. ↑ a b Walborn, Nolan R.; Howarth, Ian D.; Lennon, Daniel J.; Massey, Philip; Oey, M. S.; Moffat, Anthony F. J.; Skalkowski, Gwen; Morrell, Nidia I. et al.. (2002-05). «A New Spectral Classification System for the Earliest O Stars: Definition of Type O2» The Astronomical Journal 123 (5): 2754–2771.  doi:10.1086/339831. ISSN 0004-6256. (Noiz kontsultatua: 2021-05-31).
  3. ↑ Markova, N.; Puls, J.; Scuderi, S.; Simon-Diaz, S.; Herrero, A.. (2011-06). «Spectroscopic and physical parameters of Galactic O-type stars. I. Effects of rotation and spectral resolving power in the spectral classification of dwarfs and giants» Astronomy & Astrophysics 530: A11.  doi:10.1051/0004-6361/201015956. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2021-05-31).
  4. ↑ Arias, Julia I.; Walborn, Nolan R.; Simon-Diaz, Sergio; Barba, Rodolfo H.; Apellaniz, Jesus Maiz; Sabin-Sanjulian, Carolina; Gamen, Roberto C.; Morrell, Nidia I. et al.. (2016-07-12). «Spectral classification and properties of the O Vz stars in the Galactic O-Star Spectroscopic Survey (GOSSS)» The Astronomical Journal 152 (2): 31.  doi:10.3847/0004-6256/152/2/31. ISSN 1538-3881. (Noiz kontsultatua: 2021-05-31).
  5. ↑ a b Apellániz, J. Maíz; Sota, A.; Arias, J. I.; Barbá, R. H.; Walborn, N. R.; Simón-Díaz, S.; Negueruela, I.; Marco, A. et al.. (2016-05-06). «The Galactic O-Star Spectroscopic Survey (GOSSS). III. 142 additional O-type systems» The Astrophysical Journal Supplement Series 224 (1): 4.  doi:10.3847/0067-0049/224/1/4. ISSN 1538-4365. (Noiz kontsultatua: 2021-05-31).
  6. ↑ a b Weidner, Carsten; Vink, Jorick. (2010-12). «The masses, and the mass discrepancy of O-type stars» Astronomy & Astrophysics 524: A98.  doi:10.1051/0004-6361/201014491. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2021-05-31).
  7. ↑ Aller, A.; Miranda, L. F.; Ulla, A.; Vázquez, R.; Guillén, P. F.; Olguín, L.; Rodríguez-López, C.; Thejll, P. et al.. (2013-04). «Detection of a multi-shell planetary nebula around the hot subdwarf O-type star 2MASS J19310888+4324577» Astronomy & Astrophysics 552: A25.  doi:10.1051/0004-6361/201219560. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2021-05-31).
  8. ↑ a b c d Meynet, G.; Maeder, A.. (2003-06). «Stellar evolution with rotation X: Wolf-Rayet star populations at solar metallicity» Astronomy & Astrophysics 404 (3): 975–990.  doi:10.1051/0004-6361:20030512. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2021-05-31).
  9. ↑ (Ingelesez) Walborn, Nolan R.. (1971-07). «Some Extremely Early O Stars Near Eta Carinae» The Astrophysical Journal 167: L31.  doi:10.1086/180754. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-05-31).
  10. ↑ Kroupa, Pavel; Weidner, Carsten; Pflamm-Altenburg, Jan; Thies, Ingo; Dabringhausen, Joerg; Marks, Michael; Maschberger, Thomas. (2013). «The stellar and sub-stellar IMF of simple and composite populations» arXiv:1112.3340 [astro-ph]: 115–242.  doi:10.1007/978-94-007-5612-0_4. (Noiz kontsultatua: 2021-05-31).
  11. ↑ Yu, S.; Li, L.. (2009-08). «Hot Subdwarfs from the Stable Roche Lobe Overflow Channel» Astronomy & Astrophysics 503 (1): 151–163.  doi:10.1051/0004-6361/200809454. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2021-05-31).
  12. ↑ (Ingelesez) Ledrew, Glenn. (2001-02). «The Real Starry Sky» Journal of the Royal Astronomical Society of Canada 95: 32. ISSN 0035-872X. (Noiz kontsultatua: 2021-05-31).
  13. ↑ «Number Densities of Stars of Different Types in the Solar Vicinity» www.pas.rochester.edu (Noiz kontsultatua: 2021-05-31).
  14. ↑ Landstreet, John D.; Bagnulo, Stefano; Fossati, Luca; Jordan, Stefan; O'Toole, Simon J.. (2012-05). «The magnetic fields of hot subdwarf stars» Astronomy & Astrophysics 541: A100.  doi:10.1051/0004-6361/201219178. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2021-05-31).
  15. ↑ Dale, J. E.; Ercolano, B.; Bonnell, I. A.. (2013-03-21). «Ionizing feedback from massive stars in massive clusters III: Disruption of partially unbound clouds» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 430 (1): 234–246.  doi:10.1093/mnras/sts592. ISSN 1365-2966. (Noiz kontsultatua: 2021-05-31).
  16. ↑ Dale, J. E.; Bonnell, I. A.. (2008-11-21). «The effect of stellar winds on the formation of a protocluster» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 391 (1): 2–13.  doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13802.x. (Noiz kontsultatua: 2021-05-31).
  17. ↑ Dekel, Avishai; Krumholz, Mark R.. (2013-06-11). «Steady Outflows in Giant Clumps of High-z Disk Galaxies During Migration and Growth by Accretion» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 432 (1): 455–467.  doi:10.1093/mnras/stt480. ISSN 1365-2966. (Noiz kontsultatua: 2021-05-31).
  18. ↑ Getman, Konstantin V.; Feigelson, Eric D.; Luhman, Kevin L.; Sicilia-Aguilar, Aurora; Wang, Junfeng; Garmire, Gordon P.. (2009-07-10). «Protoplanetary Disk Evolution around the Triggered Star Forming Region Cepheus B» The Astrophysical Journal 699 (2): 1454–1472.  doi:10.1088/0004-637X/699/2/1454. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-05-31).
  19. ↑ Getman, Konstantin V.; Feigelson, Eric D.; Sicilia-Aguilar, Aurora; Broos, Patrick S.; Kuhn, Michael A.; Garmire, Gordon P.. (2012-11-11). «The Elephant Trunk Nebula and the Trumpler 37 cluster: Contribution of triggered star formation to the total population of an HII region» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 426 (4): 2917–2943.  doi:10.1111/j.1365-2966.2012.21879.x. (Noiz kontsultatua: 2021-05-31).

Kanpo estekak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
"https://eu.wikipedia.org/w/index.php?title=O_motako_izar&oldid=9587183"(e)tik eskuratuta