O형별

O-type star
O형 항성과 다른 주계열성의 상대적 크기

O형 항성(O-type star)은 천문학자들이 사용하는 Yerkes 분류 체계에서 분광형 O의 뜨겁고 청백색인 항성입니다.그들은 30,000 켈빈 이상의 온도를 가지고 있습니다.이 유형의 별들은 이온화된 헬륨의 강한 흡수선, 다른 이온화된 원소의 강한 선, 분광형 B보다 약한 수소 및 중성 헬륨 선을 가지고 있습니다.

이런 종류의 별들은 매우 드물지만, 매우 밝기 때문에 먼 거리에서도 볼 수 있고, 지구에서 봤을 때 가장 밝은 90개의 별들 중 4개는 [note 1]O형입니다.O형 별은 질량이 크기 때문에 격렬한 초신성 폭발로 인해 생명을 빨리 마감하고, 이로 인해 블랙홀이나 중성자별이 발생합니다.대부분의 별들은 젊은 질량의 주계열성, 거성 또는 초거성이지만, 행성상 성운의 일부 중심별들, 즉 수명이 다한 오래된 저질량 별들은 보통 O개의 스펙트럼을 가지고 있습니다.

O형 별은 나선은하의 나선팔이나 충돌 및 합병을 겪고 있는 한 쌍의 은하(안테나은하 등)와 같이 활동적인 별 형성의 영역에 위치합니다.이 별들은 주변의 모든 물질을 비추고 은하의 팔의 뚜렷한 색깔에 주로 책임이 있습니다.게다가 O형 항성은 종종 여러 항성계에서 발생하는데, 이들의 진화는 질량 이동과 성분별이 각기 다른 시기에 초신성으로 폭발할 가능성 때문에 예측하기가 더 어렵습니다.

분류

O형 항성은 특정 스펙트럼 [1]선의 상대적인 세기로 분류됩니다.주요 선들은 O9.5에서 매우 약한 것에서 O2-O7에서+ 매우 강한 것으로 변하는 454.1 nm와 420.0 nm의 두드러진 He 선들이고, O2/3에서 없는 것에서 O9.5에서 두드러진0 것으로 변하는 447.1 nm와 402.6 nm의 He 선들입니다.O7 등급은 454.1 나노미터+ He와 447.1 나노미터0 He 선이 동등한 강도를 갖는 경우에 정의됩니다.가장 뜨거운 O형 항성은 중성 H선이 매우 약해서 N선과2+3+ N선의 [2]상대적인 세기로 분리되어야 합니다.

O형 항성의 광도 등급은 He 방출선과+ 특정 이온화된 질소 및 실리콘 선의 상대적 강도에 따라 할당됩니다.이들은 분광형에서 "f" 접미사로 표시되며, "f"만으로 N과 He+ 방출을 나타내고2+, "(f)"는 He 방출이 약하거나 없음을 의미하며, "(f)"는 N 방출이 약하거나 없음을 의미하며, "f3+*"는 매우 강한 N 방출을 나타내고, "f3++"는 Si 방출의 존재를 나타냅니다.주계열성인 광도 등급 V는 일반적으로 약하거나 누락된 방출선을 가지고 있으며, 거인과 초거성은 방출선 강도가 증가하는 것을 보여줍니다.O2-O4에서는 주계열성과 초거성의 구분이 좁으며, 실제 광도나 진화의 차이를 나타내지 않을 수도 있습니다.중간 O5-O8 등급에서 O(f) 주계열, O(f) 거성, O(f) 초거성의 구분은 잘 정의되어 있으며 광도의 확실한 증가를 나타냅니다.Si 방출의 증가하는3+ 강도는 또한 증가하는 광도를 나타내는 지표이며 이것은 후기 O형 [3]항성에 광도 등급을 부여하는 주요한 수단입니다.

O3에서 O8형의 별들은 468.6 nm 이온화 헬륨선이 특히 강할 경우 광도 등급 하위형 Vz로 분류됩니다.선의 존재는 극도의 젊음을 나타내는 것으로 생각되며, "z"는 0세를 [4]의미합니다.

O형 항성의 분류를 돕기 위해 정의된 대부분의 유형에 대해 표준 예제가 나열되어 있습니다.다음 표는 각 분광형의 표준별 중 하나입니다.표준별이 정의되지 않은 경우도 있습니다.분광형 O2~O5.5의 경우 초거성은 Ia/Iab/Ib 하위 유형으로 분리되지 않습니다.준거성 분광형은 O2, O2.5, O3형에 대해서는 정의되지 않습니다.밝은 [5]거대 광도 등급은 O6보다 뜨거운 별에 대해서는 정의되지 않습니다.

O급 분광 표준별[5]
Vz V IV III Ⅱ I Ib Iab 이아
O2 BI 253[2] HD 269810[2] HD 93129 Aa/Ab
O3 HD 64568 tbd tbd Cyg OB2-7
O3.5 HD 93128 HD 93129 B[2] 피스미스 24-17 셔 18
O4 HD 96715 HD 46223 HD 93250 ST2-22[2] HD 15570
O4.5 tbd HD 15629 HD 1939682 tbd Cyg OB2-9
O5 HD 46150 HDE 319699 HD 168112 HD 93843 CPD-472963 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 9796 HD 93146 ALS 12320 Cyg OB2-4A HD 94963 HD 69464 tbd tbd
O7.5 HD 152590 HD 35619 HD 97319 HD 163800 HD 34656 HD 17603 9 Sgee tbd
O8 HDE 305539 HD 101223 HD 94024 ◦ 오리A 63 Op 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 락 HD 93028 HD 93249 A ◦ CMa Aa/Ab 19 Cep HD 202124 α 캠
O9.2 HD 46202 HD 96622 HD 16832 ALS 11761 HD 7698 HD 218915 HD 152424
O9.5 AE Aur, μ Col HD 192001 HD 96264 ◦ 오리 Aa/Ab tbd HD 188209 tbd
O9.7 ◦ 오리 HD 207538 HD 189957 HD 68450 HD 47432 μ Nor 지에스머스

특성.

Triffid Nebula(M20)는 빛나는 O7.5에 의해 조각되어 빛나고 있습니다.이 적외선 이미지에서 중심에 있는 III 별을 볼 수 있습니다.

O형 별은 뜨겁고 밝습니다.이들은 30,000에서 52,000 K에 이르는 특징적인 표면 온도를 가지고 있으며, 강렬한 자외선을 방출하기 때문에 가시 스펙트럼에서 청백색으로 보입니다.O형 주계열성의 광도는 높은 온도 때문에 태양의 10,000배에서 약 1,000,000배, 거성은 태양의 10,000배에서 1,000,000배,[6] 초거성은 태양의 약 200,000배에서 수 백만배에 이릅니다.

같은 온도 범위에 있는 다른 별들로는 희귀한 O형 왜성(sdO), 행성상성운(CSPNe)의 중심별, 백색왜성 등이 있습니다.백색 왜성은 고유의 스펙트럼 분류 체계를 가지고 있지만, 많은 CSPNe는 O형 스펙트럼을 가지고 있습니다.작은 질량의 왜성과 CSPNe조차도 태양의 수백에서 수천 배의 광도를 가지고 있습니다. sdO형 항성은 일반적으로 질량이 큰 O형 항성보다 온도가 약 10만 [7]K까지 높습니다.

O형 항성은 주계열성에서 가장 질량이 큰 항성을 나타냅니다.그들 중 가장 멋진 것은 초기 질량이 [8]태양의 약 16배입니다.O형 항성의 질량 상한이 얼마인지는 확실하지 않습니다.태양의 금속성 수준에서 별들은 태양질량이 120~150배 이상이면 형성될 수 없지만, 금속성이 낮으면 이 한계는 훨씬 더 높습니다.O형 항성은 주계열성의 극히 일부만을 형성하며, 대부분은 질량 범위의 하단을 향합니다.가장 질량이 크고 뜨거운 O3형과 O2형은 매우 희귀하며, 각각 1971년과[9][2] 2002년에 정의되었을 뿐이며, 총합으로 소수만 알려져 있습니다.거성과 초거성은 질량 감소로 인해 가장 무거운 주계열성 O형 항성보다 다소 덜 무겁지만, 여전히 알려진 것 중 가장 무거운 항성에 속합니다.

O형 항성의 생성 속도는 직접 관측할 수 없지만, 기존 항성군과 특히 젊은 성단의 관측을 모델로 하는 초기 질량 함수(IMF)를 도출할 수 있습니다.선택된 IMF에 따라, O급 별들은 수백 개의 주계열 [10]별들 중 하나의 비율로 형성됩니다.이 별들의 광도는 질량에 비례하여 증가하기 때문에 수명도 그만큼 짧습니다.가장 거대한 것들은 주계열성에 100만년 미만을 소비하고 3-4백만년 후에 초신성으로 폭발합니다.가장 빛이 적은 O형 항성은 약 1천만 년 동안 주계열에 머물러 있지만, 그 기간 동안 천천히 식으면서 초기 B형 항성이 됩니다.분광형 O를 가진 무거운 별은 약 500만 년에서 600만 [6][8]년 이상 남아 있지 않습니다.비록 sdO와 CSPNe 별들은 수십억 년 전의 저질량 별이지만, 그들의 삶의 이 단계에서 보내는 시간은 10,000,[11]000년 정도로 매우 짧습니다.현재 질량 함수는 직접 관측할 수 있으며, 태양 근처에서는 2,000,000개의 별 중 1개 미만이 O등급입니다.서로 다른 추정치는 [12][13]O형 항성의 0.00003%(백색 왜성을 포함할 경우 0.00002%)와 0.00005% 사이입니다.

은하수에는 약 2만 개의 거대한 O형 별이 있는 것으로 추정됩니다.질량이 작은 sdO형과 CSPNeO형 항성은 아마도 더 흔하지만, 빛이 적어 발견하기가 더 어렵습니다.그들의 짧은 수명에도 불구하고, 그들은 일반적인 별들의 진화에서 태양보다 조금 더 무거운 정상적인 단계로 여겨집니다.

구조.

거대한 O형 별들에 동력을 공급하는 CNO 순환.
저질량, 중간질량, 고질량 별의 구조.M은 태양 질량을 나타냅니다.

O형 주계열성은 모든 주계열성이 그렇듯 핵융합에 의해 연료가 공급됩니다.그러나 O형 항성의 질량이 높으면 중심핵의 온도가 매우 높아집니다.이러한 온도에서 CNO 순환과 수소 융합은 별의 에너지 생성을 지배하고 주로 양성자-양성자 순환과 수소를 융합하는 저질량 별보다 훨씬 더 높은 속도로 핵 연료를 소비합니다.O형 항성은 중심핵 밖으로 에너지를 충분히 효율적으로 방출할 수 없고, 결과적으로 중심핵에서 대류를 경험합니다.O형 항성의 복사 영역은 중심핵과 광구 사이에서 발생합니다.이러한 중심 물질의 상층으로의 혼합은 종종 빠른 회전에 의해 강화되며 O형 항성의 진화에 극적인 영향을 미칩니다.이들은 중심핵에서 여전히 수소를 태우는 동안 서서히 팽창하여 거대하거나 초거성의 특징을 보이기 시작하고 헬륨 핵을 [8]태우는 동안 대부분의 시간 동안 청색 초거성으로 남아있을 수 있습니다.

비활성 코어와 헬륨 쉘 연소를 보여주는 sdO형 항성단면

sdO형 항성과 CSPNe는 매우 다른 구조를 가지고 있지만 광범위한 특성을 가지고 있으며 어떻게 형성되고 발전하는지 완전히 이해되지는 않습니다.그들은 퇴화된 중심핵을 가지고 있는 것으로 생각되며 결국 백색 왜성으로 드러나게 될 것입니다.중심핵 바깥쪽의 별들은 대부분 헬륨이며 수소층이 얇으며 강한 항성풍 때문에 빠르게 소실되고 있습니다.이런 유형의 별에는 몇 가지 다른 기원이 있을 수 있지만, 적어도 일부는 헬륨이 껍질에서 융합되는 영역을 가지고 있어서 중심핵을 확대하고 이 작은 별들의 [14]높은 광도에 힘을 실어줍니다.

진화

HR 다이어그램에 있는 진화 트랙입니다.15.M☉ 그리고 60.M☉ 트랙들은 거대한 O형 별들의 전형적인 모습입니다.

O형 항성의 수명 주기에서, 서로 다른 금속성과 회전 속도는 그들의 진화에 상당한 변화를 가져오지만, 기본적인 [8]것은 변하지 않습니다.

O형 항성은 거의 즉시 영년 주계열로부터 천천히 움직이기 시작하며, 점차 차가워지고 약간 더 밝습니다.이들은 분광학적으로 거성이나 초거성으로 특징지어질 수 있지만, 수백만 년 동안 중심핵에서 수소를 계속 태우며 태양과 같은 저질량 별과는 매우 다른 방식으로 발전합니다.대부분의 O형 주계열성은 HR 도표에서 다소 수평적으로 더 차가운 온도로 진화하여 청색 초거성이 됩니다.중심부 헬륨 점화는 별들이 팽창하고 냉각됨에 따라 부드럽게 이루어집니다.항성의 정확한 질량과 다른 초기 조건에 따라 여러 가지 복잡한 단계가 있지만, 질량이 가장 낮은 O형 항성은 중심핵에서 헬륨을 태우면서 결국 적색 초거성으로 진화할 것입니다.만약 그들이 먼저 초신성으로 폭발하지 않는다면, 그들은 바깥 층을 잃고 다시 뜨거워질 것이고, 때때로는 여러 번 파란 고리를 거쳐 마침내 울프-레이에 단계에 도달할 것입니다.

처음에는 O9 정도보다 뜨거운 주계열성인 보다 질량이 큰 별들은 강한 대류와 높은 광도가 바깥층을 너무 빨리 날려버리기 때문에 결코 적색 초거성이 되지 않습니다. 25–60M☉ 별들은 초신성으로 폭발하거나 더 뜨거운 온도로 다시 진화하기 전에 노란색의 초거성이 될 수도 있습니다.60 이상M☉,☉O형 항성은 짧은 청색 초거성 또는 밝은 청색 변광성을 거쳐 울프-레이에별로 직접 진화합니다.가장 무거운 O형 항성은 중심핵에서 표면으로 물질이 대류하기 시작하면서 WNLh 분광형을 띠게 되는데, 이들은 현존하는 가장 밝은 항성들입니다.

낮은 질량에서 중간 질량의 별들은 적색 거성, 수평 가지, 점근 거성 가지(AGB)를 거쳐 매우 다른 방식으로 나이를 먹습니다.AGB 이후의 진화는 일반적으로 극적인 질량 감소를 수반하며, 때로는 행성상 성운을 남기기도 하며, 점점 더 뜨거운 항성 내부를 노출시킵니다.만약 충분한 헬륨과 수소가 남아 있다면, 이 작지만 매우 뜨거운 별들은 O형 스펙트럼을 가지고 있습니다.그들은 껍질 연소와 질량 감소가 멈출 때까지 온도가 증가하고, 그 후 흰색 왜성으로 냉각됩니다.

특정 질량이나 화학적 구성, 또는 쌍성 상호작용의 결과로, 이러한 질량이 작은 별들 중 일부는 수평 가지나 AGB 단계에서 비정상적으로 뜨거워집니다.항성 합병이나 매우 늦은 열 펄스가 AGB 이후의 별을 다시 점화시키는 것을 포함하여 충분히 이해되지 않은 여러 가지 이유가 있을 수 있습니다.이 별들은 매우 뜨거운 OB 별처럼 보이지만, 중간 정도의 빛을 내며 주계열 아래에 있을 뿐입니다.O(sdO)와 B(sdB) 핫 서브왜성이 존재하지만, 완전히 다른 방식으로 발전할 수도 있습니다.sdO형 항성은 O 스펙트럼이 상당히 정상적이지만 광도는 태양의 약 천 배에 불과합니다.

예

O형 별은 드물지만 밝아서 발견하기 쉽고 육안으로 볼 수 있는 예가 많습니다.

주계열

트라페슘 성단에서 가장 밝은 별은 O7V 별 ≥1 오리온자리 C입니다.나머지 세 개는 B0.5와 B1 주계열성입니다.
주요 기사:O형 주계열성

자이언츠

알니탁은 O9.7의 초거성과 O9의 거성, 그리고 B0의 거성을 가진 삼중성계입니다.이 별들은 근처의 화염 성운을 비춥니다.
주요 기사:블루 자이언트

초거대

주요 기사:청색초거성

행성상성운의 중심별

NGC 6826의 중심별은 질량이 작은 O6형 항성입니다.

하위 난쟁이

주요 기사 : 서브왜성 Ostar

위치

세페우스자리 B의 O형 항성 HD 217086은 분자 구름을 자외선 복사로 비추며, 분자 구름을 압축하면서 다시 몰아내 새로운 별의 형성을 유발합니다.

나선팔

O형 주계열성은 나선은하의 팔에 나타나는 경향이 있습니다.왜냐하면 나선팔이 공간을 이동할 때, 나선팔이 분자 구름을 압축시켜 주기 때문입니다.이 분자 구름들의 초기 압축은 별들의 형성으로 이어지는데, 그 중 일부는 O형과 B형 별입니다.또한, 이 별들은 수명이 짧기 때문에 죽기 전에 먼 거리를 이동할 수 없기 때문에, 그들은 그들이 형성한 나선팔 안에 있거나 상대적으로 가까이 머물러 있습니다.반면에 덜 무거운 별들은 더 오래 살기 때문에 나선팔 사이를 포함한 은하 원반 전체에서 발견됩니다.

O/OB조합

항성연상은 생성 초기부터 중력적으로 구속되지 않는 항성들의 무리입니다.항성연상에 있는 별들은 중력이 그들을 묶어둘 수 없을 정도로 서로 매우 빠르게 움직이고 있습니다.젊은 항성 성협에서는 대부분의 빛이 O형과 B형 항성에서 나오기 때문에 이러한 성협을 OB 성협이라고 부릅니다.

분자구름

분자 구름에서 O형 별이 탄생하는 것은 구름에 파괴적인 영향을 미치지만, 새로운 별의 형성을 촉발할 수도 있습니다.O형 항성은 구름 속의 기체를 이온화시켜 밀어내는 엄청난 [15]양의 자외선을 방출합니다.O형 항성은 초속 수천 킬로미터의 강력한 항성풍도 가지고 있는데,[16] 이는 항성 주위의 분자 구름에 거품을 일으킬 수 있습니다.O형 별들은 죽을 때 초신성으로 폭발하여 엄청난 양의 에너지를 방출하여 분자 [17]구름의 붕괴에 기여합니다.이러한 효과는 별을 형성하는 영역에 남아 있는 분자 물질을 분산시키고, 궁극적으로 새로운 별의 탄생을 막으며, 아마도 젊은 열린 성단을 남깁니다.

그럼에도 불구하고, 구름이 붕괴되기 전에, 팽창하는 거품에 의해 물질이 휩쓸려 올라가거나 (수집과 붕괴라고 불리는) 기존 구름의 압축에 의해 (방사선이 주도하는 내폭이라고 불리는) 새로운 별이 탄생할 수도 있습니다.세페우스 B와 코끼리 줄기 성운(형성된 [18][19]별의 14~25%를 차지할 수 있음)과 같이 별을 형성하는 많은 지역에서 별이 생성된다는 증거가 관찰되었습니다.

메모들

  1. ^ 그 네 개의 별들은 감마 벨로룸, 알니타크(제타 오리온스), 민타카(델타 오리온스), 제타 푸피스입니다.

참고문헌

  1. ^ Walborn, N. R.; Fitzpatrick, E. L. (1990). "Contemporary optical spectral classification of the OB stars – A digital atlas". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 102: 379. Bibcode:1990PASP..102..379W. doi:10.1086/132646.
  2. ^ a b c d e f Walborn, N. R.; Howarth, I. D.; Lennon, D. J.; Massey, P.; Oey, M. S.; Moffat, A. F. J.; Skalkowski, G.; Morrell, N. I.; Drissen, L.; Parker, J. W. (2002). "A New Spectral Classification System for the Earliest O Stars: Definition of Type O2" (PDF). The Astronomical Journal. 123 (5): 2754. Bibcode:2002AJ....123.2754W. doi:10.1086/339831. S2CID 122127697.
  3. ^ Markova, N.; Puls, J.; Scuderi, S.; Simon-Diaz, S.; Herrero, A. (2011). "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. arXiv:1103.3357. Bibcode:2011A&A...530A..11M. doi:10.1051/0004-6361/201015956. S2CID 118686731.
  4. ^ Arias, Julia I.; Walborn, Nolan R.; Simón Díaz, Sergio; Barbá, Rodolfo H.; Maíz Apellániz, Jesús; Sabín-Sanjulián, Carolina; Gamen, Roberto C.; Morrell, Nidia I.; Sota, Alfredo; Marco, Amparo; Negueruela, Ignacio; Leão, João R. S.; Herrero, Artemio; Alfaro, Emilio J. (2016). "Spectral Classification and Properties of the OVz Stars in the Galactic O Star Spectroscopic Survey (GOSSS)". The Astronomical Journal. 152 (2): 31. arXiv:1604.03842. Bibcode:2016AJ....152...31A. doi:10.3847/0004-6256/152/2/31. S2CID 119259952.
  5. ^ a b Maíz Apellániz, J.; Sota, A.; Arias, J. I.; Barbá, R. H.; Walborn, N. R.; Simón-Díaz, S.; Negueruela, I.; Marco, A.; Leão, J. R. S.; Herrero, A.; Gamen, R. C.; Alfaro, E. J. (2016). "The Galactic O-Star Spectroscopic Survey (GOSSS). III. 142 Additional O-type Systems". The Astrophysical Journal Supplement Series. 224 (1): 4. arXiv:1602.01336. Bibcode:2016ApJS..224....4M. doi:10.3847/0067-0049/224/1/4. S2CID 55658165.
  6. ^ a b Carsten Weidner; Jorick Vink (2010). "The masses, and the mass discrepancy of O-type stars". Astronomy & Astrophysics. 524: A98. arXiv:1010.2204. Bibcode:2010A&A...524A..98W. doi:10.1051/0004-6361/201014491. S2CID 118836634.
  7. ^ Aller, A.; Miranda, L. F.; Ulla, A.; Vázquez, R.; Guillén, P. F.; Olguín, L.; Rodríguez-López, C.; Thejll, P.; Oreiro, R.; Manteiga, M.; Pérez, E. (2013). "Detection of a multi-shell planetary nebula around the hot subdwarf O-type star 2MASS J19310888+4324577". Astronomy & Astrophysics. 552: A25. arXiv:1301.7210. Bibcode:2013A&A...552A..25A. doi:10.1051/0004-6361/201219560. S2CID 59036773.
  8. ^ a b c d Meynet, G.; Maeder, A. (2003). "Stellar evolution with rotation". Astronomy and Astrophysics. 404 (3): 975–990. arXiv:astro-ph/0304069. Bibcode:2003A&A...404..975M. doi:10.1051/0004-6361:20030512. S2CID 17546535.
  9. ^ Walborn, N. R. (1971). "Some Extremely Early O Stars Near Eta Carinae". The Astrophysical Journal. 167: L31. Bibcode:1971ApJ...167L..31W. doi:10.1086/180754.
  10. ^ Kroupa, Pavel; Weidner, Carsten; Pflamm-Altenburg, Jan; Thies, Ingo; Dabringhausen, Jörg; Marks, Michael; Maschberger, Thomas (2013). "The Stellar and Sub-Stellar Initial Mass Function of Simple and Composite Populations". Planets, Stars and Stellar Systems. pp. 115–242. arXiv:1112.3340. doi:10.1007/978-94-007-5612-0_4. ISBN 978-94-007-5611-3. S2CID 204934137.
  11. ^ Yu, S.; Li, L. (2009). "Hot subdwarfs from the stable Roche lobe overflow channel". Astronomy and Astrophysics. 503 (1): 151. arXiv:0906.2316. Bibcode:2009A&A...503..151Y. doi:10.1051/0004-6361/200809454. S2CID 15336878.
  12. ^ Ledrew, Glenn (February 2001). "The Real Starry Sky". Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. 95: 32. Bibcode:2001JRASC..95...32L.
  13. ^ "Number Densities of Stars of Different Types in the Solar Vicinity". Retrieved 2018-10-31.
  14. ^ John D Landstreet; Stefano Bagnulo; Luca Fossati; Stefan Jordan; Simon J O'Toole (2012). "The magnetic fields of hot subdwarf stars". Astronomy & Astrophysics. 541: A100. arXiv:1203.6815. Bibcode:2012A&A...541A.100L. doi:10.1051/0004-6361/201219178. S2CID 118474970.
  15. ^ Dale, J. E.; et al. (2013). "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. arXiv:1212.2011. Bibcode:2013MNRAS.430..234D. doi:10.1093/mnras/sts592. S2CID 118480561.
  16. ^ Dale, K. V.; et al. (2008). "The effect of stellar winds on the formation of a protocluster". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 391 (2): 2–13. arXiv:0808.1510. Bibcode:2008MNRAS.391....2D. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13802.x. S2CID 16227011.
  17. ^ Dekel, A.; et al. (2013). "Steady outflows in giant clumps of high-z disc galaxies during migration and growth by accretion". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 432 (1): 455–467. arXiv:1302.4457. Bibcode:2013MNRAS.432..455D. doi:10.1093/mnras/stt480. S2CID 32488591.
  18. ^ Getman, K. V.; et al. (2009). "Protoplanetary Disk Evolution Around the Triggered Star-Forming Region Cepheus B". Astrophysical Journal. 699 (2): 1454–1472. arXiv:0904.4907. Bibcode:2009ApJ...699.1454G. doi:10.1088/0004-637X/699/2/1454. S2CID 18149231.
  19. ^ Getman, K. V.; et al. (2012). "The Elephant Trunk Nebula and the Trumpler 37 cluster: contribution of triggered star formation to the total population of an H II region". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 426 (4): 2917–2943. arXiv:1208.1471. Bibcode:2012MNRAS.426.2917G. doi:10.1111/j.1365-2966.2012.21879.x. S2CID 49528100.