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Rexón H II

Una rexón H II ye una nube de gas y plasma brillosa que puede algamar un tamañu de dellos cientos d'años lluz y na cual fórmense estrelles masives. Diches estrelles emiten bayuroses cantidaes de lluz ultravioleta estrema (con llonxitúes d'onda inferiores a 912 Ångströms) que ionizan la nebulosa al so alredor.

NGC 604, una rexón H II xigante na galaxa del Triángulu.

Estes rexones pueden dar nacencia a una gran cantidá d'estrelles mientres un periodu de dellos millones d'años. A la fin, los intensos vientos estelares y esplosiones de supernova nel cúmulu estelar resultante esvalixen los gases de la rexón, dexando tras un cúmulu similar al de les Pléyades.

Les rexones H II son llamaes asina pola gran cantidá d'hidróxenu atómicu ionizado que contienen. N'astronomía denominar H2 al hidróxenu molecular, H I al hidróxenu neutro y H II al hidróxenu ionizado. Pueden ser vistes a gran distancia nel universu y el so estudiu ye importante pa determinar la distancia y la composición química d'otres galaxes.

Observaciones

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Zones escures de formación d'estrelles na nebulosa de l'Águila, popularmente conocíes como los Pilastres de la Creación.

Dalgunes de les rexones H II más brillosos son observables a simple vista. A pesar d'ello, nun quedó constancia d'observaciones d'elles anteriores a la invención del telescopiu, a principios de sieglu XVII. Nin siquier Galileo Galilei apreció la esistencia de la nebulosa de Orión cuando reparó per primer vegada col so telescopiu'l cúmulu estelar dientro d'ella (primeramente'l cúmulu fuera catalogáu, por Johann Bayer, como una sola estrella: θ Orionis). Atribúyese'l descubrimientu de la nebulosa de Orión al observador francés Nicolas-Claude Fabri de Peiresc en 1610. Dende esta primer observación fueron afayaes grandes cantidaes de rexones H II na nuesa galaxa y n'otres.

 
Nebulosa de Orión.

En 1774, William Herschel reparó la nebulosa de Orión y describir darréu como "una encesa borrina informe, el material caótico de futuros soles". Cien años dempués confirmóse la hipótesis cuando William Huggins, ayudáu pola so esposa Margaret Huggins, estudió cola so espectroscopiu delles nebuloses. Dalgunes presentaben espectros bien similares al de les estrelles, resultando ser galaxes, que consisten en miles de millones d'estrelles individuales. Sicasí otres nebuloses yeren bien distintes. En llugar d'un fuerte espectru continuu con llinia d'absorción superpuestes, la nebulosa de Orión y otros oxetos similares solo amosaben un pequeñu númberu de llinies d'emisión.[1] La más brillosa d'estes llinies tenía una llonxitú d'onda de 500,7 nanómetros, lo cual nun correspondía a nengún elementu químicu conocíu. La primer hipótesis foi qu'esa llinia desconocida correspondía a un elementu químicu entá non descubiertu, que foi llamáu Nebulio. Una idea similar llevó al descubrimientu del heliu a partir del analís del espectru solar en 1868. Sicasí, mientres l'heliu foi aislláu na Tierra pocu dempués del so descubrimientu nel espectru solar, el nebulio nun corrió la mesma suerte. A principios del sieglu XX, Henry Norris Russell propunxo qu'en cuenta de un nuevu elementu, la llinia en 500,7 nm yera causada pola presencia d'un elementu conocíu en condiciones desconocíes.

Nos años 20 dalgunos físicos demostraron que, nun gas que s'atopa so condiciones de densidá desaxeradamente baxes, los electrones escitaos pueden ocupar niveles d'enerxía metaestables en iones y átomos qu'a densidaes más altes seríen rápido des-escitaos por choques ente ellos.[2] Les transiciones d'electrones dende esos niveles en osíxenu doblemente ionizado dan llugar a la llinia de los 500.7 nm. Estes llinies espectrales que namái pueden ser vistes en gases de bien baxa densidá denominar llinies prohibíes. Esta teoría foi darréu confirmada poles observaciones espectroscópicas qu'amosaben que les nebuloses tán formaes por gas desaxeradamente enrarecido.

Mientres el sieglu XX les observaciones demostraron que les rexones H II de cutiu contienen estrelles tipu OB (azules). Estes estrelles son munches vegaes más masives que'l Sol, y son les que tienen menor periodu de vida, con un total d'unos pocos millones d'años (comparaes con estrelles como'l sol, que viven per dellos miles de millones d'años). Por tanto, infirióse que les rexones H II tienen de ser los llugares onde se formen les nueves estrelles. Mientres un periodu de dellos millones d'años un cúmulu d'estrelles puede formar una rexón H II primero que la presión de radiación de les estrelles nueves resulte na dispersión de la nebulosa. Un exemplu d'estes dispersiones son les pléyades onde namái permanez una traza de reflexón nebular.

Orixe y tiempu de vida

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Una pequeña porción de la nebulosa de la Tarántula, una rexón xigante H II na Gran Nube de Magallanes.
Ver tamién: Evolución estelar

El precursor d'una rexón H II ye una nube molecular xigante (GMC). Les GMC son nubes bien fríes (10–20 K) y trupes, compuestes principalmente d'hidróxenu molecular. Estes nubes pueden permanecer estables mientres llargos periodos, pero ondes de choque d'una supernova, choques ente nubes o interacciones magnétiques pueden desencadenar el colapsu d'una parte d'elles. Cuando esto asocede nacen nueves estrelles por aciu un procesu de fragmentación y colapsu de la nube.

Por cuenta de que les estrelles nacen dientro d'una GMC, les estrelles más masives van algamar temperatures abondo altes como para ionizar el gas al so alredor. Poco dempués de la formación d'un campu de radiación ionizante, los fotones enerxéticos crean un frente d'ionización que barre'l gas a velocidaes supersóniques. A midida que aumenta la distancia de la estrella ionizante, el frente d'ionización ralentízase y la presión del nuevu gas ionizado causa que s'espanda'l so volume. Finalmente, el frente d'ionización baxa a velocidaes subsóniques, y ye superáu pol frente de choque provocáu pola espansión de la nebulosa. Asina conclúi la creación d'una rexón H II.[3]

El tiempu de vida d'una rexón H II ye del orde d'unos pocos millones d'años.[4] La presión de radiación proveniente de les estrelles nueves finalmente va llevase tol gas de la zona. De fechu el procesu tiende a ser bien ineficiente, yá que menos del 10 % del gas de la rexón H II convertir en nueves estrelles. El restu del gas ye espulsáu de la rexón, lo qu'acelera'l so fallecimientu, yá que pal momentu nel que yá nun contenga más gas, va dexar d'esistir. Tamién contribúin a la perda de gas les esplosiones de supernova de les estrelles de mayor masa, qu'asoceden apenes 1-2 millones d'años dempués.

Guarderíes estelares

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Glóbulos de Bok (glóbulos de Thackeray) na rexón H II IC 2944.

El llugar de nacencia de les estrelles nes rexones H II, atópase ocultu per una nube trupa de gas y polvu, qu'arrodia les estrelles nacientes. La estrella faise visible, namái cuando la presión de radiación d'otra estrella estorna la so 'brotu' de gas. Primero que eso asoceda, les trupes rexones que contienen les nueves estrelles, son vistes de cutiu como una figura contra'l restu de la nebulosa ionizada. Cabo señalar que, estos parches negros son conocíos como glóbulos de Bok, afayaes en 1940, pol astrónomu Bart Bok, quien propunxo que podríen ser llugares de nacencia estelares.

La hipótesis de Bok foi confirmada en 1990, cuando les observaciones infrarroxes revelaron estrelles nueves nel interior del trupu polvu de los glóbulos de Bok. Agora, créese qu'un típicu glóbulu de Bok contién materia equivalente a cerca de 10 mases solares nuna rexón d'un tamañu de cerca d'un añu lluz o superior, y qu'inducen la formación de sistemes d'estrelles dobles o múltiples.[5][6][7]

Según un llugar de nacencia d'estrelles, les rexones H II tamién presenten evidencia de contener sistemes planetarios. El telescopiu espacial Hubble, reveló cientos de discos protoplanetarios na nebulosa de Orión. Siquier, la metá de les estrelles nueves nesta nebulosa paecen tar arrodiaes por discos de gas y polvu, que contienen l'abonda materia como pa crear un sistema planetariu como'l nuesu.

Carauterístiques

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Carauterístiques físiques

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Les rexones H II varien descomanadamente nes sos carauterístiques físiques. Van dende'l rangu de ultra-compactes, con un tamañu de solo un añu lluz o menos, hasta rexones H II xigantes, que pueden algamar tamaños de cientos d'años lluz. El so tamañu ye tamién conocíu col nome de radio de Strömgren y depende esencialmente de la intensidá de la fonte de fotones ionizantes y la densidá de la rexón. El so rangu de densidá va dende millones de partícules por cm³, nes rexones H II ultra-compactes, hasta otres que solamente tienen unes poques partícules por cm³. Esto implica que les mases totales van dende 10² hasta 10⁵ mases solares.

Dependiendo del tamañu, les rexones H II pueden contener cientos d'estrelles nel so interior. Esto fai a les rexones H II más complexes que les nebuloses planetaries, que tienen un solu puntu central d'ionización. Típicamente estes rexones pueden algamar temperatures d'hasta 10 000 K. De normal tán ionizadas (la mayoría), polo que'l plasma (gas ionizado) puede contener campos magnéticos cola fuercia de dellos nanoteslas.[8] Los campos magnéticos son producíos pol movimientu de cargues llétriques nel interior del plasma, lo que suxer qu'estes rexones tamién contienen campos llétricos.[9]

Químicamente, les H II tán compuestes nun 90 % d'hidróxenu. La llinia d'emisión más fuerte del hidróxenu algama los 656,3 nm, dándo-y a estes rexones un carauterísticu color acoloratáu. El restu de la rexón H II consiste en heliu, con pequeñes traces d'elementos más pesaos. El porcentaxe d'elementos pesaos nes rexones mengua cola distancia al centru de la galaxa. Esto debe a qu'a lo llargo de la vida de la galaxa la formación d'estrelles foi mayor nes sos rexones centrales, más trupes. Esto fixo que'l mediu interestelar nestes zones sía más ricu n'elementos productu de la nucleosíntesis.

Númberu y distribución

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Los espirales d'una rexón H II rosa delinean los brazos de la galaxia Remolino (NGC 5194 o Messier 51).

Les H II pueden atopase non solo en galaxes espirales como la nuesa, sinón tamién en galaxes irregulares. En rares ocasiones atopáronse en galaxes elíptiques. Cuando s'atopen en galaxes irregulares, pueden tar en cualquier posición dientro d'ella. Sicasí, nes espirales les H II siempres tán dispuestes nos brazos d'espiral. Una galaxa espiral grande puede contener cientos de rexones H II.

Les rexones H II nun s'atopen en galaxes elíptiques por cuenta del so procesu de creación. Les elíptiques creyer a partir de fusiones ente galaxes. Nos cúmulos galácticos tales fusiones son frecuentes. Cuando les galaxes topeten les estrelles individuales casi nunca topeten, pero les nubes moleculares xigantes (GMC) y les rexones H II d'estes vense severamente afeutaes. So estes condiciones desencadénase la creación d'una enorme cantidá d'estrelles nueves nueves tan rápido, que la mayor parte del gas convertir en combustible estelar, nun valor muncho más eleváu que'l de 10 % o menos que ye habitual.

A les galaxes afeutaes por esta rápida creación d'estrelles nueves conocer como galaxes con biltu estelar. Como resultáu de la fusión y la rápida creación d'estrelles, queden galaxes elíptiques con un conteníu bien baxo de gas, lo que torga que la formación de nueves rexones H II.

Observaciones recién amosaron qu'esiste un pequeñu númberu de rexones H II totalmente fora de les galaxes. Estes rexones H II intergalácticas son resultáu direutu de les perturbaciones que se rexistren nes galaxes pequeñes.[10]

Morfoloxía

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Ver tamién: Esfera de Strömgren

Les rexones H II atopar nuna gran variedá de tamaños. Cada estrella d'una H II, ioniza una rexón esférica de gas conocida como esfera de Strömgren— alredor d'ella. La combinación d'esferes d'ionización de múltiples estrelles dientro de la rexón H II y la espansión de la nebulosa (la cual ta a alta temperatura), causen que los gases formen gradientes de densidá, resultando en formes complexes. Les esplosiones de supernova tamién pueden esculpir les rexones H II. En dellos casos, la formación de grandes cúmulos d'estrelles dientro de la rexón H II resulta na apaición de "buecos" nel so interior. Este ye'l casu de NGC 604, rexón H II xigante na galaxa del Triángulu.

Zona d'ionización estelar

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Dientro d'una rexón H II, non solo atópense zones fotoionizadas arrodiando a les estrelles nueves; sinón que tamién contién otru tipu de zones conocíes como rexones fotodisociadas (PDR). Estos dos tipos de rexones tienen distintes estructures y tamaños los cualos dependen de la temperatura y lluminosidá de la estrella a la cual arrodien y de la densidá del mediu nel que s'atopen. Les estrelles de mayor magnitú producen gran cantidá de radiación ultravioleta (UV) causando grandes zones fotoionizadas y fotodisociadas, en contraste coles estrelles de menor magnitú les cualos al nun producir una cantidá considerable de UV crean zones fotoionizadas bien pequeñes; sicasí, estes tienen fluxos de fotones disociantes que crean una zona fotodisociada de tamañu considerable.[11]

Cálculu de la esfera de Strömgren nes rexones H II

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Pa calcular l'radio de Strömgren nes rexones H II utilicen dos métodos:

  • La llende de radiación: El gas alredor de les rexones H II ye trupu y d'estensu tamañu, lo que causa que'l númberu de recombinaciones eventualmente permediar col númberu d'ionizaciones. Esto define la diferencia ente les rexones H II y H I, y l'estáu d'una rexón H I cuando empieza un procesu d'ionización que la convertirá nuna rexón H II ye conocíu como zona de transición. El radiu de la esfera de Strömgren (zona ionizada) depende de dos factores: la temperatura estelar y la densidá del hidróxenu del área, tanto ionizado como neutru. El radiu de la esfera y la temperatura estelar son direutamente proporcionales, pero la so densidá (del hidróxenu) ye inversamente proporcional.
  • La llende de la materia: El gas conteníu dientro de la tola estensión de la nebulosa llinda la forma y tamañu de les rexones H II, causando qu'estes adquieran formes desaxeradamente complexes y asimétriques. Ye aplicable esti conceutu a nebuloses como Nebulosa de la Llaguna (M8 - NGC 6523).[11]

Rexones H II notables

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Les imáxenes óptiques revelen nubes de gas y polvu na nebulosa de Orión; una imaxe infrarroxa (derecha) revela a les nueves estrelles.

Ente les rexones H II más notables tán la nebulosa de Orión, la nebulosa de Carina (NGC 3372) y el complexu Berkley 59 / Cepheus OB4.[12] La nebulosa de Orión atopar a una distancia averada de 1500 años lluz y forma parte d'una nube molecular (GMC), polo que si fuera visible enllenaría la mayor parte de la constelación Orión. La nebulosa Cabeza de Caballu y el aniellu de Barnard son otres de les dos partes allumaes d'esta nube de gas.

La Gran Nube de Magallanes, satélite de la Vía Láctea, contién una rexón H II xigante llamada nebulosa de la Tarántula. Esta nebulosa ye muncho más grande que la nebulosa de Orión, y ta formada per miles d'estrelles, dalgunes con una masa 100 vegaes cimera al Sol. Si la nebulosa de la Tarántula tuviera tan cerca de la Tierra como la nebulosa de Orión, sería tan brillosa como la lluna llena nel cielu de la nueche. La supernova SN 1987A nació pela rodiada de la nebulosa de la Tarántula.

Otra rexón H II xigante ye NGC 604, qu'ocupa una zona d'unos 800x830 años lluz, anque contién llixeramente menos estrelles que la nebulosa de la Tarántula. Ye una de les más grandes rexones H II del Grupu Llocal.

Nebuloses de la rexón

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Comparanza de la nebulosa Trífida vista so distintes llonxitúes d'onda.
Rexones H II
Nome común Númberu de NGC Númberu de Messier Constelación Distancia (AL.)
Nebulosa de Orión NGC 1976, NGC 1982 M 42, M 43 Orión 1 500
Nebulosa del Conu NGC 2264   Monoceros 2 600
Nebulosa de l'Águila NGC 6611 M 16 Serpens 7 000
Nebulosa de California NGC 1499   Perseo 1 000
Nebulosa de Carina NGC 3372   Carina 6 500–10 000
Nebulosa de Norteamérica NGC 7000   Cygnus 2 000–3 000 (?)
Nebulosa de la Llaguna NGC 6523 M 8 Sagittarius 5 200
Nebulosa Trífida NGC 6514 M 20 Sagittarius 5 200
Nebulosa de la Roseta NGC 2237   Monoceros 5 000
Nebulosa Omega NGC 6618 M 17 Sagittarius 5 000–6 000
Nebulosa NGC 3603   Carina 20 000
Nebulosa de la Tarántula NGC 2070   Doráu 160 000
Nebulosa Cabeza de Pantasma NGC 2080   Doráu 168 000
Nebulosa NGC 604   Triangulum 2 400 000

Temes estudiaes anguaño al respective de les rexones H II

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Al igual que nuna nebulosa planetaria, la determinación de la bayura d'elementos químicos nes rexones H II ta suxeta a cierta incertidume. Hai dos maneres distintos de determinar la bayura de metales nes nebuloses (esto ye, elementos distintos del hidróxenu y el heliu). Estos dos métodos basar en distintos tipos de llinies espectrales, polo que los resultaos delles vegaes presenten grandes diferencies. Dellos astrónomos creen que pequeñes fluctuaciones de temperatura causen estes discrepancies nes rexones H II; otros afirmen que les discrepancies son demasiáu grandes pa ser causaes por efeutos de la temperatura, y suponen la esistencia de "nuedos" fríos que contienen pequeñes cantidaes d'hidróxenu ue esplicaríen les fluctuaciones.[13]

Munchos de los detalles alrodiu de la formación d'estrelles masives en rexones H II son entá pocu conocíos. Esisten dos grandes problemes qu'atrabanquen la investigación nesa área. Primero, les distancies dende la tierra a les grandes rexones H II son considerables, una y bones la rexón H II más cercana atopar a aproximao 1000 años lluz; les demás rexones H II tán a una distancia enforma mayor. Segundu, la formación d'estes estrelles esta en gran parte despinta pol polvu estelar, por tantu les observaciones utilizando lluz visible son imposibles. Pa travesar el polvu interestelar utilícense otres seiciones del espectru: radio y infrarroxa, pero col inconveniente de que les estrelles más nueves nun emiten muncha lluz a estes llonxitúes d'onda.

Ver tamién

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Referencies

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  1. ↑ Huggins, William; Miller, William Allen (1864). «On the Spectra of some of the Nebulae», Philosophical Transactions of the Royal Society of London 154 (n'inglés), páx. 437-444. doi 10.1098/rstl.1864.0013 Bibcode: 1864RSPT..154..437H.
  2. ↑ Bowen, Ira Sprague (1927). «The Origin of the Chief Nebular Lines», Publications of the Astronomical Society of the Pacific 39 (n'inglés), páx. 295-297. Bibcode: 1927PASP...39..295B doi 10.1086/123745.
  3. ↑ Franco, José; Tenorio-Tagle, Guillermo; Bodenheimer, Peter. (20 de xineru de 1990). «On the formation and expansion of H II regions» (n'inglés). Astrophysical Journal, Part 1 349:  páxs. 126-140. doi:10.1086/168300. http://adsabs.harvard.edu/full/1990ApJ...349..126F. 
  4. ↑ Alvarez, Marcelo A.; Bromm, Volker; Shapiro, Paul R. (10 de marzu de 2006). «The H II Region of the First Star» (n'inglés). Astrophysical Journal 639:  páxs. 621-632. Bibcode: 2006ApJ...639..621A. http://www.journals.uchicago.edu/doi/pdf/10.1086/499578. 
  5. ↑ Yun, Joao Lin; Clemens, Dan P. (20 d'avientu de 1990). «Star formation in small globules - Bart BOK was correct» (n'inglés). Astrophysical Journal, Part 2 365:  páxs. L73-L76. doi:10.1086/185891. Bibcode: 1990ApJ...365L..73Y. http://articles.adsabs.harvard.edu/full/1990ApJ...365L..73Y. 
  6. ↑ Yun, Joao Lin; Clemens, Dan P; Heyer, Mark H. (1 de marzu de 1991). «BOK globules and small molecular clouds- Deep ROXURES photometry and(C-12) O spectroscopy» (n'inglés). Astrophysical Journal, Supplement Series 75:  páxs. 877-904. doi:10.1086/191552. Bibcode: 1991ApJS...75..877C. http://articles.adsabs.harvard.edu/full/1991ApJS...75..877C. 
  7. ↑ Launhardt, R.; Sargent, A. I.; Henning, Th.; Zylka, R.; Zinnecker, H. (04-2000). «Binary and multiple star formation in Bok globules» (n'inglés). Poster Proceedings of IAU Symposium 200:  p. 103. Bibcode: 2000IAUS..200P.103L. http://articles.adsabs.harvard.edu/full/2000IAUS..200P.103L. 
  8. ↑ Heiles, C.; Chu, Y.-H.; Troland, T. H. (07-1981). «Magnetic field strengths in the H II regions S117, S119, and S264» (n'inglés). Astrophysical Journal, Part 2 - Letters to the Editor 247:  páxs. L77-L80. doi:10.1086/183593. Bibcode: 1981ApJ...247L..77H. http://articles.adsabs.harvard.edu/full/1981ApJ...247L..77H. 
  9. ↑ Carlqvist, Per; Kristen, Helmuth; Gahm, Gosta F. (04/1998). «Helical structures in a Rosette elephant trunk» (n'inglés). Astronomy and Astrophysics 332:  páxs. L5-L8. Bibcode: 1998A&A...332L...5C. Archivado del original el 2019-03-02. https://web.archive.org/web/20190302212005/http://aa.springer.de/bibs/8332001/23000l5/small.htm. Consultáu'l 2018-06-17. 
  10. ↑ Oosterloo, Tom; Morganti, Raffaella; Sadler, Elaine M.; Ferguson, Annette; van der Hulst, Thijs; Jerjen, Helmut et al (06-2004). «Tidal Remnants and Intergalactic H II Regions» (n'inglés). IAU Symposium 217:  p. 486. Bibcode: 2004IAUS..217..486O. http://arxiv.org/pdf/astru-ph/0310632. 
  11. ↑ 11,0 11,1 Díaz Palacios, Patriciu T.. «Les rexones H II». Buscando'l principiu del tiempu. Consultáu'l 19 de xineru de 2009.
  12. ↑ Majaess, Daniel J.; Turner, David G.; Lane, David J.; Moncrieff, Kathleen E. (25 de xineru de 08). «The Exciting Star of the Berkeley 59/Cepheus OB4 Complex and Other Chance Variable Star Discoveries» (n'inglés). The Journal of the American Association of Variable Star Observers 74. Bibcode: 2008JAVSO.tmp...74M. http://arxiv.org/pdf/0801.3749v1. 
  13. ↑ Tsamis, Yiannis G; Barlow M.J., Liu, Xue-Wei (1 de xineru de 2003). «Heavy elements in Galactic and Magellanic Cloud H II regions: recombination-line versus forbidden-line abundances», , et al títulu=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 338 (n'inglés), Royal Astronomical Society, páx. 687-710. doi 10.1046/j.1365-8711.2003.06081.x.

Bibliografía

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Enllaces esternos

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