ولادة النجوم

من ويكيبيديا، الموسوعة الحرة
اذهب إلى: تصفح، ‏ ابحث
في الصورة مجموعة الثريا وبعض النجوم الاخرى

تولد النجوم من تجمعات غبارية وغازية في الفضاء تسمى السدم. وتوصف التجمعات الغازية الهائلة التي لم تتشكل بعد بأنها مفرخة أو مولدة للنجوم ، ويطلق عليها أيضاً "الحضانات" , لأنها حضانات للنجوم الوليدة. تتكاثف أجزاء من تلك الغمامة الهائلة تحت تأثير جاذبيتها ويؤدي ذلك إلى نشأة نجم أو عدة نجوم .

وتمر عملية ولادة نجم على مراحل : عملية يتكاثف خلالها جزء من الغيوم الجزيئية تحت فعل الجاذبية الذاتية وتتخذ شكلا كريا . وتظل تلك الكرة الهائلة من الغاز والغبار في الانكماش ويصاحب هذا الانكماش ارتفاع في درجة حرارة الغاز . يتكون الغاز في العادة من غازي الهيدروجين و الهيليوم وهما أخف العناصر . ويظل ارتفاع درجة حرارة الغاز بالانكماش فتتحول الذرات إلى أيونات وإلكترونات حرة ، وتسمى تلك الحالة البلازما. وتظل كرة البلازما تنكمش تحت فعل جاذبيتها (الجاذبية هي قوة جاذبية يختص بها كل جسم أو جسيم ) و يتزايد ارتفاع درجة حرارتها حتى تكون كافية لبدء تفاعل الهيدروجين المتأين لتكوين هيليوم . هذا التفاعل يسمى اندماج نووي و تنتج منه طاقة كبيرة كبيرة جدا ويبدأ النجم يضيء . حينئذ يصبح النجم نجما وتكون هذه هي ولادته ..[1][2]

ثنائي الشعرى اليمانية في صورة فنية مستوحاة (Quelle: ناسا)

ويعتبر تطور النجوم أحد فروع الفيزياء الفلكية ويتضمن دراسة تشكل وولادة النجوم ودراسة الوسط بين النجمي والغيوم الجزيئية العملاقة كأسلاف لعملية ولادة النجوم ودراسة نجوم النمط المبكر ، وتكوّن الكواكب كنواتج مباشرة لولادة النجوم أيضاً.

وقد تولد النجوم في أزواج تدور حول بعضها البعض ، مثال على ذلك نجده في الشعرى اليمانية فقد اتضح أنه نظام مكون من نجم ثنائي ، كما توجد أنظمة تدور فيها ثلاثة نجوم حول بعضها .

سديم الجبار، صورة من تلسكوب هابل الفضائي. وموقعه مبين في الخريطة أعلاه باسمه M42.
صورة لحلقة بارنارد، كما ترى بعض مواقع السدم داخل السحابة، مثل مسييه 42.

وهذه التجمعات الغازية تسمى بـ السحابات الجزيئية نظرا لوجود الهيدروجين فيها في حالة جزيئية، من هذه السحب الجزيئية، سحابة الجبار الجزيئية التي تحتوي على حلقة بارنارد وسديم الجبار المشهور وأجزاء أخرى. و تتكون هذه التجمعات الهائلة من الغازات من الهيدروجين الجزيئي وبعض الغبار.السحب بها أيضا نسبة من غاز أول أكسيد الكربون الذي يمكن الكشف عنه بسهولة والعلاقة بين لمعان غاز أول أكسيد الكربون وكتلة الهيدروجين الجزيئي في هذه السحب يعتقد أنها ثابتة، أي أنه يمكننا حساب كتلة السحب من خلال معرفة قدر لمعان غاز أول أكسيد الكربون بها، لكن ذلك قد لا يكون صحيحا بعد اجراء الدراسات علي مجرات أخرى. (وبالرصد المستمر سيتم التعرف على المكونات بالضبط عاجلًا أم آجلاً).

العملية[عدل]

انكماش السحابة الجزيئية[عدل]

تتجمع هذه الغازات والغبار تحت تأثير الجاذبية (قوة الثقالة) التي تشدها لبعضها البعض. وتنكمش هذه السحابة على بعضها البعض وتستمر في الانكماش وتزداد كثافتها ، ويؤدي انكماشها هذا عإلى ارتفاع درجة حرارتها بسبب تحول طاقة الوضع فيها الناتجة عن قوة الثقالة إلى طاقة حرارية . تتكور سحابة الهيدروجين والغبار أو يتكور جزء منها . وهنا تلعب كتلها دورا هاما في تطور عمرها:

  • إذا كانت كتلتها مقاربة لكتلة الشمس ، فيشتعل فيها تفاعل بروتون-بروتون المتسلسل (يسمى أيضا اندماج الهيدروجين حيث ينتج منه الهيليوم). ينتج تفاعل الاندماج حرارة شديدة و ضغط إشعاع يقاوم انكماش النجم . ويحدث توازن بين ضغط الإشعاع وقوة الثقالة ويستقر النجم على حجمه ويصبح مضيئا مرئيا إلى حين.
  • إذا كانت كتلة السحابة المتكورة أقل من 1 كتلة شمسية ، فلا يحدث فيها اندماج الهيدروجين وإنما حسب كتلتها فيمكن ان تشع ضوءا ضعيفا بسبب حرارتها العالية أو يحدث فيها اندماج الديوتيريوم الذي يجعل النجم يصدر ضوءا خافتا ، ويسمى هذا النجم الصغير قزم بني.
  • إذا كانت كتلة السحابة المتكورة أكبر من كتلة الشمس فهي تصبح نجما عملاقا لونه أبيض-أزرق شديد الضياء . بعض تلك النجوم تصل كتلتها إلى 50 كتلة شمسية مثل سهيل هدار ، يسير فيها اندماج الهيدروجين وتفاعلات نووية أخرى سريعا ، بحيث لا يستمر عمرها طويلا وتنفجر في شكل مستعر أعظم خلال عدة ملايين من السنين. ,[3][4] .[5].[6]

,[7][8] .[9]

إن أقرب سديم للمجموعة الشمسية حيث تنشأ نجوم جديدة هي سديم الجبار الذي يبعد عنا نحو 1300 سنة ضوئية.[10] [11]

يبدأ تشكيل النجم بعدم استقرار جذبي داخل الغيمة الجزيئية سببه في أغلب الأحيان موجات تصادمية تنتج من مستعر أعظم supernova أو اصطدام مجرتين . عندما تصل منطقة إلى كثافة مادية كافية تفي معايير عدم استقرار جينز فإن التكاثف المادي يبدأ بالانكماش تحت قوته الجذبية الذاتية. وبانكماش الغيمة تتشكل فيها تكتلات فردية من الغبار الكثيف والغاز المعروف بكريات بوك وهي تحتوي في حدود 50 تكتل شمسي من المادة . فبازدياد تقلص الكرية و زيادة كثافتها ، تتحول الطاقة التجاذبية إلى حرارة وترتفع درجة الحرارة. عندما تصل الغيمة تقريبا إلى الحالة المستقرة من موازنة الضغوط فالنجم المبكر يتشكل في المركز.

فترة الانكماش الجذبي تدوم تقريبا لمدة 10-15 مليون سنة. النجوم المبكرة لأقل من تكتلين شمسيين تدعوان نجوم مخطط الحرارة والزمن والتحول بينما ذوات الكتلة الأعظم هي نجوم هيربيغ أي/ نجم بي. هذه النجوم المولودة حديثاً تبعث نفاثات من الغاز على طول محور دورانها، وينتج من اصتدام تلك النفاثات مع الوسط البيننجمي رقع سحابة صغيرة معروفة بـ"سحب HERBIG–HARO". يصل طول النفاثات أحيان إلى نحو 1000 سنة ضوئية.

بدء الاندماج النووي وتكون النجم الأولي[عدل]

تحت تأثير الضغط الشديد للداخل يحدث الاندماج النووى بين نوى ذرات الهيدروجين وينطلق أول شعاع للحرارة والضوء والضغط ليقاوموا الجاذبية ويسمى هذا النجم الوليد بـ"النجم الأولي" (Proto-Star).

وسرعان ما تزداد عملية اندماج الهيدروجين (تفاعل بروتون-بروتون المتسلسل) مكونة غاز الهيليوم مع حرارة وضوء ناتجة من مخلفات التفاعل، وتتوجه الطاقة الناتجة من التفاعلات النووية نحو سطح النجم ليشع بنوره معلنا ولادة نجم جديد.

إتزان النجم الجديد[عدل]

كما أسلفنا أن الاندماج داخل النجم يولد ضغطاً معاكساً لوزن مادة النجم (الجاذبية) . ولكن هيهات, الجاذبية لا تهدأ ولا تكل ولا تمل من ضغط مادة النجم إلى الداخل. وعلى الجانب الآخر لا تهدأ طاقة النجم الداخلية الناتجة عن الاحتراق بالاندماج النووى ويضغط ضغط الإشعاع إلى الخارج. و هنا فقط نوضح هاتان القوتان اللتان تسيطران على النجم منذ مولده وطيلة حياته وحتى موته بانفجاره أو بتحوله إلى قزم أبيض أو قزم بنى.

الجاذبية[عدل]

و هي ميل الكتل والأجسام للتحرك والانجذاب نحو بعضها البعض كما في الجاذبية بين الأرض و الشمس، أو بين الاجرام السماوية وبين بعضها. قوة الثقالة هي أحدى القوى المؤثرة في الكون فهي تشكل النجوم والمجرات ، وهي خاصية لجميع الأجسام والجسيمات وتعتمد قوتها على كتلة المادة. و هي التي تجعلك ملتصقاً بالأرض ، فإذا قفزت إلى أعلى أعادتك إلى الأرض. وهي التي تجعل النجوم لا تشرد بعيداً عن تجمعات النجوم والمجرات. إنها قوة جاذبة تقرب دائما الأشياء من بعضها البعض وفى حالة النجم، هي التي تجمع جزيئاته قريبا من بعضها وتقربها من بعضها البعض.

و قد عرفت الجاذبية بمفهومين.

أولاً مفهوم الجاذبية الكلاسيكية لنيوتن. وثانياً تعريف اينشتاين لها في نظرية النسبية العامة.

التعريف الأول قانون الجاذبية العام لنيوتن : أن كل جسم يجذب جسما آخر في الكون بقوة عبر الخط الواصل بين مركزي الجسمين . شدتها تتناسب طرديًا مع كتلتيهما وعكسيًا مع مربع المسافة بينهما . وصفها نيوتن ووضع لها معادلة ناجحة جدا في وصفها.

قانون الجذب العام لنيوتن

الصورة القياسية لقانون الجذب العام لنيوتن

حيث. F هي القوة الناتجة عن الجاذبية. G ثابت الجذب االعام بين الكتل. m1 هي كتلة الجسيم الأول. m2 هي كتلة الجسيم الثاني. r هو البعد بين الجسيمين.

تعتبر قوة الجاذبية في الميكانيكا الكلاسيكية قوة مباشرة بعيدة المدى بمعنى أن هذه القوة تستطيع التأثير عن بعد بدون واسطة ويتم تأثيرها بشكل لحظي فأي تغير في موقع أحد الجسمين يرافقه تحول لحظي في الجاذبية بينه وبين الجسم الآخر.

و تولد الجاذبية حولها مجالا يسمى بمجال أو حقل الجاذبية، وهو الحقل المتجهي الذي يصف قوة الجاذبية التي سيتم تطبيقها على أي كائن في نقطة معينة في الفضاء.وهو الذي يجعل تأثير الشمس على الكواكب يصل إلى حد معين في الفضاء لا تستطيع بعده أن تجذب شيئاً آخر. وإن كان سيتبقى ما يسمى بـ (المايكرو جرافيتى) Micro Gravity لأن تأثير الجاذبية يظل يضعف ويضعف ولكنه لا يختفى أبداً، فهى من أكثر القوى الكونية اتساعاً في المجال. جدير بالذكر أن القوى الكونية أربعة فقط وهم (الجاذبية والكهرومغناطيسية والقوى النووية القوية والقوى النووية الضعيفة).

انحناء الزمكان ممثلا في بعدين.المادة تغير شكل الزمكان ويفسر هذا الانحناء الجاذبية، هنا نرى أحد الأقمار الصناعية يدور في مجال جاذبية الأرض. بالمثل تدور الأرض حول الشمس في مجال جاذبيتها الكبير (غير ممثل هنا).
الارض تحنى الفضاء من حولها .

الجاذبية ليست أقواهم ولكنها تتمتع بأنها الأوسع مجالاً وتأثيراً في الفضاء وتتمتع أيضا بأنها في حالة زيادة مستمرة طالما زادت الكتلة بينما القوى الأخرى يلغى بعضها بعضاً (ولهذا سيكون هناك بعض المقالات عن هذا الاختلاف)

التعريف الثاني هو من خلال نظرية النسبية العامةGeneral Relativity لاينشتاين وتنص على أن وجود أي شكل من أشكال المادة أو الطاقة أو العزم يحدث انحناء في الزمكان وهو تعريف خاص بالنسبية يعتبر أن الفضاء المكانى والزمان هم خيوط من نسيج واحد ينحنى معا، وبسبب هذا الانحناء فإن المسارات التي تسلكها الأجسام يمكن أن تنحرف أو تغير اتجاهها ضمن الزمن. وهذا الانحراف يظهر لنا على أنه تسارع نحو الأجسام الكبيرة وعرفه نيوتن بأنه ثقالة أو جاذبية وعرفه اينشتاين على أنه انحناء للمكان والزمان الكونى نتيجة لوجود هذا الجسم به ونتيجة لهذا الانحناء تتجه الأجسام الأخرى إليه ككرة تقع في بالوعة.

و كما هو موضح فان كل جسم يحنى الزمكان حوله ويجعل الأجسام الأخرى تتجه إليه ليتصقوا سويا. و هذه هي فكرة الجاذبية بكل بساطة.

قوى الاندماج النووى[عدل]

الاندماج النووي عملية تتجمع فيها نواتان ذريتان لتكوين نواة واحدة أثقل. ويلعب اندماج الأنوية الخفيفة مثل البروتون وهو نواة ذرة الهيدروجين والديوترون نواة الهيدروجين الثقيل والتريتيوم وهو نواة التريتيوم دوراً هائلاً في العالم وفي الكون، حيث ينطلق خلال هذا الاندماج كمية هائلة من الطاقة تظهر على شكل حرارة وإشعاع كما يحدث في الشمس، فتمدنا بالحرارة والنور والحياة. فبدون هذا التفاعل ما وُجدت الشمس وما وُجدت النجوم، ولا حياة من دون تلك الطاقة المسماة طاقة الاندماج النووي. وتنتج تلك الطاقة الهائلة عن فقد في وزن النواة الناتجة عن الاندماج النووي، وهذا الفقد في الكتلة يتحول إلى طاقة طبقاً لمعادلة ألبرت أينشتاين التي توضح العلاقة بين الكتلة والطاقة.

الاندماج النووي في نجوم بحجم الشمس أو أصغر (تحويل الهيدروجين"بروتونات" إلى هيليوم داخل الشمس).

يحدث تفاعل الاندماج النووي عندما تتداخل نواتان ذريتان. ولكي يتم هذا التداخل، لا بد من أن تتخطى النواتان التنافر الحاصل بين شحنتيهما الموجبتين (و تعرف الظاهرة بالـحاجز الكولومبي). إذا ما طبقنا قواعد الميكانيكا الكلاسيكية وحدها، سيكون احتمال الحصول على اندماج الأنوية منخفضا للغاية، بسبب الطاقة الحركية (الموافقة للهيجان الحراري) العالية جدا اللازمة لتخطي الحاجز المذكور. وفي المقابل، تقترح ميكانيكا الكم _وهو ما تؤكده التجربة_ أن الحاجز الكولومبي يمكن تخطيه أيضا بظاهرة النفق الكمومي، بطاقات أكثر انخفاضا.

وبالرغم من ذلك، فإن الطاقة اللازمة للاندماج تبقى مرتفعة جداً، وهو ما يقابله حرارة أكثر من عشرات أو ربما مئات الملايين من الدرجات المئوية حسب طبيعة الأنوية. وفي داخل الشمس على سبيل المثال، يجري تفاعل اندماج الهيدروجين المؤين عبر مراحل إلى تولد الهليوم، في ظل حرارة تقدر ب15 مليون درجة مئوية إلى 17 مليون درجة مئوية، ويحدث ذلك ضمن عدة تفاعلات مختلفة تنتج عنها حرارة الشمس.

و نختصر ببساطة، النجوم هي مفاعلات نووية عظيمة الحجم كل ما تفعله في حياتها كى تعيش هو أن تدمج ذرات لتحولها لذرات أخرى أكبر ويتحول جزء من الكتلة المفقودة إلى طاقة تخرج على صورة إشعاع وحرارة وجسيمات. وقد أعطت النسبية الخاصة علاقة بين كتلة الجسم وطاقته (E = mc2). والكتلة هي كمية مصونة، أى لا تفنى ولا تستحدث من العدم كما هي الطاقة بالضبط.

و عندما تتساوى القوتان ويستقر النجم تحت تأثير القوى المسيطرة عليه ,يكون لدينا نجم وليد, ولد من كميات هائلة من الغبار والهيدروجين. و ينهض كالعنقاء من هذا الرماد ليحيل الكون في مساحة حوله إلى نور وأشعة.

النجم الذي يولد يصنف من نجوم المتسلسلة الرئيسية Main Sequence Star والذي يصفه رسم هرتزبرونغ-راسل الذي يصف ضياء النجم مع درجة حرارته ونوع طيفه ، ونستطيع من خلاله التعرف على مصير النجم وحياته حتى موته.

مخطط H-R ؛ أو رسم هرتزبرونغ-راسل.

ميلاد النجوم هذا هو حدث يومي كحدث فنائها والذي لا ينتهى دائما بعنف كما يتصور البعض، يحدث يوميا وفى كل مكان في كوننا الفسيح، كوننا المكون من 125 مليار مجرة في الكون المرئى فقط وكل منهم تحوى عدد من النجوم يسلوى في المتوسط 200 مليار نجمة.

حجم النجم الوليد[عدل]

لكل نجم في بدايته حجم معين يعتمد اعتمادا كليا على كتلته ونوعية التفاعلات النووية بداخله.

  • هناك النجوم الصغيرة والتي تسمى بالأقزام الحمراء وهذه النجوم تظل تحترق لتريليونات من السنين حرقا بطيئا لمادتها الداخلية وهى أطول النجوم عمراً بلا منازع . فمنذ أن خلق الكون وحتى هذه اللحظة لم يمت أى من هذه النجوم . فعمر الكون 7و13 مليار سنة تقريبا وتحتاج هذه النجوم إلى تريليونات السنين لتموت.
  • و النجوم متوسطة الحجم كالشمس وهى ذات الأعمار المتوسطة والتي تقدر بمليارات السنين "فقط" !. فيقدر عمر الشمس الحالى ب 5 مليارات عام وستظل على حالها هذا تحرق الهيدروجين وتحوله إلى هيليوم 5 مليارات سنة أخرى. ثم يبدأ حرق الهيليوم بداخلها وتحويله إلى كربون وتنتفخ الشمس وتلتهم كوكب عطارد والزهرة والارض ويسخن مركزها بشدة وتتحول إلى ما يسمى بالعملاق الأحمر.
  • و النجوم العملاقة (من 3 إلى 8 مرات كتلة الشمس) المرشحة للانفجار كمستعر أعظم (سوبرنوفا) وتترك خلفها نجماً نيوترونياً أو نجم نباض . وهذه النجوم عمرها قصير نسبياً ويقدر بملايين السنين لأنها تحرق وقودها بضراوة شديدة لكى تعادل قوى الجاذبية التي تريد سحق النجم إلى الداخل. وأخيرا ستنتصر الجاذبية عند أول بادرة من النجم لتكوين عنصر الحديد (قاتل النجوم) فتنكمش النجمة بسرعة ثم تنفجر انفجاراً عظيماً مطلقة مادتها في الفضاء لتكوين سدم أخرى يولد منها المزيد من النجوم الأصغر في الكتلة وعلى الارجح ستكون مجموعات شمسية كاملة.
  • و هناك النجوم الأكبر من هذا كله والمرشحة للانفجار بما يسمى الهايبر نوفا وتترك خلفها ثقباً أسوداً وهى تصنف كالنجوم السابقة بالضبط والفرق الوحيد هو كتلتها التي تزيد عن 50 كتلة شمسية.
  • و هناك النجوم التي تنفجر وقت تكونها نظراً لوجود كميات رهيبة من المادة بداخلها فيكون انفجارها للخارج لحظياً وأقوى من قوى جاذبيتها.
  • و هناك أيضا النجوم الفاشلة والتي تسمى بالأقزام البنية وهى النجوم التي فشلت كليا في تكوين أي اندماج نووى بداخلها, ولكنها كانت مرشحة لتصير نجمة إذا ما زادت كتلتها قليلةا ( تشبه كوكب المشترى) و تبلغ كتلتها أحيانه 13 كتلة المشتري). ويعتبر المشترى بطريقة ما نجم فاشل لانه مكون من الهيدروجين والهيليوم ولكن تنقصه الكتلة الحرجة التي يبدأ عندها الجرم بتكوين أول اندماج نووى له، وبالتالى كنا سنراه على صورة شمس صغيرة تدور حول شمسنا الأم العملاقة.

وتختلف طريقة حياة النجم وطول عمره على حجمه وكتلته وبالتالي تختلف طريقة موته وفنائه.

و هكذا قد رأينا نجوما منها الكبير المتوحش ومنها الصغير ومنها المتوسط كشمسنا التي تبعد عنا مسافة 8 دقائق ضوئية (وهى أقرب النجوم إلينا) .الشمس التي وهبها الله لنا لتكون سبباً للحياة على كوكبنا الأزرق الجميل.

و قد يعتقد البعض أن النجوم البعيدة لا دخل لنا بها ولا دخل لها بنا. ولكن عند الرجوع بالزمن للخلف مليارات السنين, تكونت ذرات أجسادنا في النجوم من تفاعلات الإندماج . وبانفجار النجوم تنتشر الذرات في الكون. وتتكون منها شموسا ونجوما جديدة ، ويحيط ببعضها كواكب تناسب نشأة الحياة التي أساسها الكربون والماء والهيدروجين والأكسجين والنتروجين ، كما نعرفها على الأرض. وكل هذه العناصر قد تكونت بداخل نجم من النجوم العملاقة. فالله خلق النجوم وجعلها سبباً في تكوين الحياة.

وصلات خارجية[عدل]

المراجع[عدل]

  1. ^ Sobral، David؛ Matthee، Jorryt؛ Darvish، Behnam؛ Schaerer، Daniel؛ Mobasher، Bahram؛ Röttgering، Huub J. A.؛ Santos، Sérgio؛ Hemmati، Shoubaneh (4 June 2015). "Evidence For POPIII-Like Stellar Populations In The Most Luminous LYMAN-α Emitters At The Epoch Of Re-Ionisation: Spectroscopic Confirmation" (PDF). المجلة الفيزيائية الفلكية 808 (2): 139. arXiv:1504.01734. Bibcode:2015ApJ...808..139S. doi:10.1088/0004-637x/808/2/139. اطلع عليه بتاريخ 17 June 2015. 
  2. ^ Overbye، Dennis (17 June 2015). "Astronomers Report Finding Earliest Stars That Enriched Cosmos". نيويورك تايمز. اطلع عليه بتاريخ 17 June 2015. 
  3. ^ O'Dell، C. R. "Nebula". World Book at NASA. World Book, Inc. اطلع عليه بتاريخ 2009-05-18. [وصلة مكسورة]
  4. ^ Prialnik، Dina. An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press. صفحات 195–212. ISBN 0-521-65065-8. 
  5. ^ Dupraz, C.(June 4–9, 1990). "The Fate of the Molecular Gas from Mergers to Ellipticals".Dynamics of Galaxies and Their Molecular Cloud Distributions: Proceedings of the 146th Symposium of the International Astronomical Union, Paris, France:Kluwer Academic Publishers. 
  6. ^ Lequeux، James. Birth, Evolution and Death of Stars. World Scientific. ISBN 978-981-4508-77-3. 
  7. ^ Williams, J. P.(2000). "The Structure and Evolution of Molecular Clouds: from Clumps to Cores to the IMF".Protostars and Planets IV. 
  8. ^ Alves, J.؛ Lada, C.؛ Lada, E. Tracing H2 Via Infrared Dust Extinction. Cambridge University Press. صفحة 217. ISBN 0-521-78224-4. 
  9. ^ Sanders, D. B.؛ Scoville, N. Z.؛ Solomon, P. M. (1985-02-01). "Giant molecular clouds in the Galaxy. II – Characteristics of discrete features". Astrophysical Journal, Part 1 289: 373–387. Bibcode:1985ApJ...289..373S. doi:10.1086/162897. 
  10. ^ Sandstrom, Karin M.؛ Peek، J. E. G.؛ Bower، Geoffrey C.؛ Bolatto، Alberto D.؛ Plambeck، Richard L. (2007). "A Parallactic Distance of Parsecs to the Orion Nebula Cluster from Very Long Baseline Array Observations". The Astrophysical Journal 667 (2): 1161. arXiv:0706.2361. Bibcode:2007ApJ...667.1161S. doi:10.1086/520922. 
  11. ^ Wilking, B. A.؛ Gagné, M.؛ Allen, L. E. Bo Reipurth, الناشر. Handbook of Star Forming Regions, Volume II: The Southern Sky ASP Monograph Publications. 

اقرأ أيضا[عدل]