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O Meio Interestelar e as Nebulosas[editar | editar código-fonte]

Observação de nebulosas ao longo da história[editar | editar código-fonte]

Desde o início dos tempos que a humanidade olha para o céu e busca nele as respostas para as suas origens. De facto, os primeiros registos astronómicos de que se tem conhecimento são aquilo que aparenta ser uma representação das fases da lua, gravada em ossos há aproximadamente 30 000 anos, pelos Cro Magnon [1].

Tal como estas gravações em ossos, existem vários registos de observações astronómicas que, face aos conhecimentos que temos hoje em dia, podem ser reinterpretados. Foi desta forma que foi reinterpretada a observação, feita a 4 de Julho de 1054, em que foi descrito, pelos chineses, o aumento no brilho de uma estrela [2]. Embora na época este fenómeno não pudesse ser explicado, (de facto, era consensual que o espaço entre as estrelas era constituído por vazio [1]), hoje sabe-se que esse aumento de brilho foi causado pela explosão de uma supernova. Esta terá dado origem àquilo que hoje conhecemos como a Nebulosa do Caranguejo [3][4] (ou M1, no catálogo de Messier).

É de notar porém, que muito antes disso tinham sido descritos objetos no céu como sendo nebulosas [5]. Esta parece ser a denominação comum, dada pelos primeiros astrónomos, de todos os objetos presentes no céu profundo. Desta forma, deve ser distinguido entre o termo “nebulosa” com o significado anteriormente referido e o termo “nebulosa” como hoje está definido e que será explicitado posteriormente.

As próximas nebulosas(significado atual) a serem identificadas foram-no unicamente na altura dos descobrimentos portugueses. Assim, embora o “descobridor” efetivo das nebulosas possa ser posto em causa, ou antes, não possa ser confirmado [6], é nesta altura que aparecem as primeiras referências à nebulosa do “Saco de Carvão” ou Coalsack, atribuída comummente a Vicente Yanez Pinzon em 1499 [2][5].

Em 1610, pela primeira vez, foi observado uma nebulosa através de um telescópio por Nicolas-Claude Fabri de Peiresc [2][5][7][8][9] - algumas fontes citam igualmente Joseph Gaultier de la Valette [8] embora o crédito da descoberta seja atribuído a Peiresc. A nebulosa observada foi a nebulosa de Orion, nebulosa já antes conhecida pelos Maias [7] mas cuja descoberta ficou perdida no tempo. Em 1618 esta foi novamente observada, desta vez por Johann Baptist Cysat [10], embora os primeiros gráficos da região em que a nébula se distinguia tenham sido feitos por Giovanni Battista Hodierna (algures antes de 1654) [10][11][12] e, mais conhecidos, em 1656, por Christian Huygens [2][10][13].

Para além dos gráficos da região, Hodierna também deu um importante contributo para a história das nebulosas ao ser a primeira pessoa a compilar um catálogo cujo objeto de estudo eram as “nebulosas”. Este continha 40 entradas sendo que, hoje em dia, 19 dessas entradas mantém-se como sendo “verdadeiras” nebulosas, no sentido que hoje damos ao termo [2][5][11][12].

Com a evolução da astronomia, muitas mais nebulosas foram descobertas quer de forma propositada quer por “engano”, enquanto o astrónomo em questão procurava outros objetos. Assim inúmeras contribuições para a história das nebulosas provieram das mais variadas fontes como: Jean-Philippe de Cheseaux[2][9][14], Nicolas Louis de Lacaille[2][15], Charles Messier[2][5][16][17] e William e Caroline Herschel [2][5][18], embora muitos outros nomes pudessem ser referidos [2].

Um evento a referir é o debate entre Harlow Shapley e Heber Curtis ou, como é conhecido, o debate de Shapley-Curtis que ocorreu em 1920. Nele foi discutido a natureza das nebulosas, a distância a que elas se encontravam de nós no universo e o tamanho relativo das galáxias. Isto é importante visto que representa o momento em que se começa a considerar a possibilidade de existência de outras galáxias que não a nossa, facto que, na época, muitos astrónomos não aceitavam. Na verdade, deste debate não se chegou a nenhuma conclusão pelo que o seu principal mérito é o de ter clarificado os argumentos e pontos de vista de ambas as partes [19][20][21][22]. A resolução deste debate só seria resolvida mais tarde, em 1923, por meio de Edwin Hubble. As suas observações sobre as “nebulosas espirais”, que hoje sabemos serem galáxias espirais permitiram concluir que a Via Láctea não se encontra no centro da nossa galáxia e que existem inúmeras outras galáxias no universo. Esta foi uma revolução científica de enorme importância para chegarmos à conclusão do universo como o vemos hoje [1][21][22][23].

Desde então inúmeras novas descobertas têm sido feitas, todas elas contribuindo significativamente para o que hoje sabemos sobre as nebulosas [22].

Meio Interestelar[editar | editar código-fonte]

Quando olhamos para o céu noturno, ficamos maravilhados pela quantidade enorme de estrelas que observamos. Estas brilham a milhões de quilómetros de distância enquanto, aparentemente o espaço entre elas é completamente escuro e vazio. Porém isto não é verdade dado que, na realidade, o espaço entre as estrelas encontra-se permeado de gás e poeira ao qual se dá o nome de meio interestelar (ISM – do inglês Interstellar Medium) [1][21][22][24].

A primeira evidência clara do ISM foi obtida por Robert Trumpler, em 1930 [1]. Trumpler, ao estimar a distância a diversos enxames estelares, por observação da magnitude aparente das suas estrelas mais brilhantes conseguia calcular o diâmetro linear do enxame. Este verificou que os enxames estelares mais distantes da Terra pareciam ser sistematicamente maiores que os mais próximos. Visto que não havia um motivo para esta diferença, Trumpler concluiu que este aumento do tamanho dos objetos com a distância seria unicamente aparente, ou seja, a luz que provinha destes corpos seria atenuada ao longo do seu percurso [1][25][26][27].

O atenuamento da luz proveniente dos enxames estelares observados por Trumpler, assim como da maioria dos objetos astronómicos, é devido à existência de gás e poeira no meio interestelar. Embora seja constituído principalmente por Hidrogénio, o gás apresenta igualmente Hélio e metais na sua constituição. A poeira é formada por pequenos grãos (0,1 μm – 1 μm) de compostos de grafite e silicatos, mas também carbono, oxigénio e outros metais condensados (note-se que em astronomia todos os elementos acima do Hélio na tabela periódica são considerados metais) [28]. 

A natureza e a densidade do ISM variam de região para região. Embora a sua densidade se situe aproximadamente entre as 0.1-20 partículas por cm3[21], existem certas regiões em que a densidade do ISM é bastante mais elevada - nebulosas. Um exemplo deste tipo de região são nuvens frias, escuras e densas, com uma abundância elevada de hidrogénio molecular (H2) e poeira. Designadas por nuvens moleculares escuras, estes objetos possuem massas elevadas e dimensões típicas entre 10 e 100 pc, e são os locais onde se dá a formação de estrelas. A densidade destas estruturas é milhares de vezes superior à densidade média do ISM. 

Embora a observação, no visível (leia-se na zona visível do espectro electromagnético), de uma nebulosa escura não forneça mais do que a visão de uma área escura no céu, a observação de outros tipos de nebulosas pode fornecer um espetáculo digno de registo. Algumas podem até ser observadas a olho nú, como é o caso da Nebulosa de Orion que pode ser facilmente identificada no céu, por exemplo, para um observador no Hemisfério Norte durante o Inverno. Olhando para a constelação de Orion (o caçador), é possível verificar que na sua “espada” formada por três estrelas, a “estrela” do meio é mais difusa que as outras. Na realidade, esta “estrela” é a nebulosa de Orion, uma nuvem de gás e poeira no espaço interestelar [7][21]. 

A existência do meio interestelar pode, sem qualquer dúvida, ser inferida pela existência de dois fenómenos: a extinção e o avermelhamento causados pelo ISM. 

Extinção[editar | editar código-fonte]

O fenómeno da extinção é facilmente compreensível e foi também descoberto por Trumpler [1][25][26]. A constatação de que devia existir algo entre o observador e os enxames estelares observados permitiu-lhe compreender que esse meio seria responsável pela diminuição do brilho destes objetos [1][22][24][27]. Este efeito é semelhante ao nevoeiro terrestre, que dá origem à diminuição do brilho das fontes de luz como os faróis de um carro ou uma lanterna. De facto, a origem para a diminuição do brilho de diversos objetos celestes deve-se à presença do ISM e este fenómeno é conhecido como Extinção. Os fotões provenientes de uma fonte de luz, por exemplo uma estrela, são dispersos e absorvidos pelo ISM, resultando assim na diminuição da quantidade de fotões dessa mesma fonte que chegam até um observador.

A equação para a magnitude da estrela, quando a extinção é tida em consideração é dada por: 

m = M + 5log10d + A

Na qual os símbolos representam, respetivamente:

  • m = magnitude aparente;
  • M = magnitude absoluta;
  • d = distância (em parsecs);
  • A = extinção causada pela absorção do meio (em magnitudes).

Avermelhamento[editar | editar código-fonte]

O fenómeno de avermelhamento está diretamente relacionado com o fenómeno de extinção explicitado anteriormente. De facto, a “quantidade” de luz absorvida e dispersada (este fenómeno está mais associado ao desvio que à absorção de radiação [24]) é diferente consoante o comprimento de onda da mesma. Quanto menor o comprimento de onda da radiação incidente, mais acentuado será este efeito. Isto significa que regiões do espectro eletromagnético como o Ótico e Ultravioleta são extremamente afetados pela extinção, em oposição aos infravermelhos ou rádio. No visível, por exemplo, os comprimentos de onda da radiação correspondente à cor azul são mais desviados que aqueles que correspondem à cor vermelha. [1][21][22][24][29]

Este fenómeno, em menor escala, ocorre também na atmosfera terrestre aquando, por exemplo, do nascimento e ocaso do Sol. Em ambas as situações, o Sol encontra-se muito perto do horizonte, fazendo com que a sua luz tenha de atravessar mais camadas da atmosfera até chegar a um observador. Isto faz com que a componente azul da sua luz seja mais dispersada pelas moléculas presentes na atmosfera e assim este aparenta ser mais avermelhado.

Tendo em conta a extinção e o avermelhamento, a magnitude real (também chamada de magnitude absoluta) de uma estrela será dada então por:  

B - V = MB - MV + AB - AV = (B - V)0 + E(B - V)

Onde cada símbolo a representar, respetivamente:

  • B = Magnitude aparente da estrela na banda B (filtro azul);
  • V = Magnitude aparente da estrela na banda V (filtro visível);
  • MB = Magnitude absoluta da estrela na banda B;
  • MV = magnitude absoluta da estrela na banda V;
  • AB = Extinção na banda B;
  • AV = Extinção na banda V;
  • (B - V)0 = Cor intrínseca da estrela (cor real);
  • E(B - V) = Excesso de cor da estrela[1].

[1] Índice de cor, mede a diferença, medida em magnitudes, entre a cor real e a cor observada.

Nebulosas[editar | editar código-fonte]

Tal como foi discutido até agora, as nebulosas são uma das evidências da existência do meio interestelar, estando também, tal como será descrito, associadas à própria evolução estelar. As nebulosas são classificadas em três tipos que estão associados à formação estelar, isto é, à formação e nascimento de estrelas - nebulosas escuras, nebulosas de emissão e nebulosas de reflexão. Para além destas, existem ainda outras estruturas que são designadas por nebulosas embora não estejam associadas à formação estelar propriamente dita mas sim aos estágios finais da vida de uma estrela – nebulosas planetárias e remanescentes de supernovas.

Nebulosas associadas ao nascimento de estrelas[editar | editar código-fonte]

Nebulosas Escuras[editar | editar código-fonte]

Uma nebulosa escura é uma nebulosa na qual a aglomeração de gás e poeira é tão densa – 104 a 109 partículas por cm3 [21] - que se torna opaca à maioria dos comprimentos de onda da radiação eletromagnética. O que ocorre é o fenómeno anteriormente descrito como a extinção mas num grau mais elevado. De facto a luz, ao passar por estes pontos do espaço encontra tanto gás e poeira que a maior parte do seu espectro fica retido, inclusive todo o espectro visível. O efeito é a existência de algo parecido com uma mancha escura no espaço [24].

A importância destas nebulosas prende-se com o facto de serem as únicas cujas características favorecem a formação de estrelas. Nesse sentido pode-se chamar a este tipo de nebulosas o berço das estrelas. Importa então explicitar quais as condições que facilitam a formação estelar. Muito resumidamente podemos dizer que para uma estrela se formar é necessário que uma quantidade considerável de gás e de poeiras condense. Para que isto aconteça é necessário a existência de uma força de gravidade considerável. Ou seja, é necessário que a quantidade de material em agregação seja forte o suficiente para vencer a pressão interna que resulta da junção de tal quantidade de material. Para isto é necessário uma elevada quantidade de material embora uma baixa pressão auxilie na agregação. Assim, o meio ideal para a formação de estrelas são locais em que a densidade de gás e poeira seja muito elevada e que sejam o mais frios possível. Isto porque, pelas propriedades dos gases, quanto mais frio for, menor os movimentos das moléculas e, logo, menor a pressão interna que apresenta. Esta descrição corresponde à descrição de uma nebulosa escura. De facto a temperatura destas nebulosas situa-se entre os 10 e os 100K (-263º a 173 º C)[21]. Esta temperatura é baixa o suficiente para permitir que os átomos de Hidrogénio se agreguem e formem moléculas de H2. Devido à densidade acrescida destes aglomerados de poeira e gás, a força da gravidade nas zonas de maior concentração é suficiente para agregar a nuvem. Como a temperatura é muito baixa, a pressão dos gases e poeiras é muito baixa e menor que a gravidade, o que resulta numa contração progressiva da nuvem que causa o seu aquecimento. Devido à acreção de mais matéria numa zona do espaço, o campo gravítico aumenta de intensidade atrai ainda mais matéria para esta nuvem contraída. Este aumento de massa contínuo conjugado com o aumento da temperatura e da gravidade, desencadeiam a formação de uma protoestrela (ou seja, de uma estrela em fase inicial).

Como exemplos de nebulosas deste tipo podem ser referidas as nebulosas da Cabeça de Cavalo, na constelação de Orion, a nebulosa Trífida e a nebulosa da Águia.

Nebulosas de Emissão[editar | editar código-fonte]

As nebulosas de emissão, são regiões de baixa densidade mas com densidade superior à densidade média do ISM. Com uma massa média entre as 100 e 10 000 massas solares e dimensões na ordem dos parsecs, estas nebulosas são muito pouco densas quando comparadas com as densidades terrestres típicas – apenas alguns milhares de átomos por cm3, em contraste com o ar que contém, em média, 1019 átomos por cm3.

Estas nebulosas podem ser encontradas perto de estrelas jovem e quentes, de classe espectral O e B, estrelas com temperaturas superficiais entre os 11 000 e os 50 000 Kelvin, de cor predominantemente azul esbranquiçado. Como referência, a temperatura da superfície do Sol ronda os 5800 Kelvin. Dado que o pico de emissão da curva de Planck das estrelas O e B situa-se na região ultravioleta, estes objetos emitem grandes quantidades de radiação ultravioleta. Estes fotões UV altamente energéticos, ao serem absorvidos pelos átomos de hidrogénio presentes na nebulosa, ionizam-nos. Devido ao facto de a maioria do hidrogénio presente nestas nebulosas se encontrar ionizado, estas são muitas vezes denominadas por regiões HII, onde HII indica uma região que contém hidrogénio ionizado.

Quando um eletrão é capturado pelo núcleo de hidrogénio (processo conhecido como recombinação) percorre em cascata os vários níveis de energia quânticos do átomo. Neste processo, o átomo emite vários fotões de diversos comprimentos de onda. Uma das transições mais importantes resulta na emissão de um fotão com comprimento de onda de aproximadamente 660 nm (Hα) que corresponde à parte vermelha do espectro visível. Por esta razão as nebulosas de emissão possuem uma cor característica vermelha.

Alguns exemplos de nebulosas de emissão são a Nebulosa de Orion, a Nebulosa Roseta e a Nebulosa da Lagoa.

Nebulosas de Reflexão[editar | editar código-fonte]

Uma outra manifestação da existência de poeira no meio interestelar e desta ser um dos constituintes das nebulosas, são as nebulosas de reflexão. Estas estruturas são constituídas essencialmente por poeira em concentrações mais baixas que as nebulosas escuras. Estas nebulosas encontram-se sempre muito próximas de estrelas e são visíveis porque os grãos de poeria refletem e desviam a luz proveniente da estrela vizinha. Como estas partículas têm aproximadamente 500 nm de diâmetro, sendo de tamanho semelhante aos comprimentos de onda correspondentes à luz visível, desviam de forma mais eficiente a radiação de menor comprimento de onda (azul) que a radiação de maior comprimento de onda (vermelho) e por isso, estas nebulosas são caracteristicamente azuladas. Um fenómeno semelhante de dispersão da luz azul torna o nosso céu azul durante o dia.

Como são o resultado da reflexão e dispersão da luz de estrelas próximas ou outras fontes de luz, estas nebulosas surgem associadas a regiões HII e a estrelas como Antares ou aglomerados estelares como as Pleiades.

Nebulosas associadas à morte de estrelas[editar | editar código-fonte]

Nebulosas Planetárias[editar | editar código-fonte]

As nebulosas planetárias são o estágio final da vida de uma estrela com um tamanho médio (semelhante ao Sol). Numa estrela na fase de gigante vermelha (fase de evolução para onde se prevê que o Sol evoluirá), ocorrem reações de fusão nuclear que formam carbono e oxigénio. Quando o combustível que mantinha estas reações energéticas se esgota, o núcleo da estrela contrai por ação da gravidade e as camadas exteriores expandem-se. Nesta altura, a estrela não possui massa suficiente para que a temperatura no núcleo seja suficientemente elevada para ocorrerem novas reações nucleares. A estrela morre, e o núcleo atinge o equilíbrio entre a pressão e a gravidade enquanto as camadas exteriores se expandem de tal forma que se libertam da influência gravítica do núcleo dispersando-se no espaço.

O núcleo estelar residual rico em carbono e oxigénio (anã branca) está a uma temperatura alta o suficiente para emitir grandes quantidades de radiação UV. Ao atingirem as camadas que se libertaram da estrela, os fotões UV vão ionizar estas nuvens, fazendo com que emitam radiação no espectro visível. É possível observar estas nuvens de gás como por exemplo a nebulosa do Anel ou a nebulosa do Olho de Gato.

Acredita-se que a grande variedade de formas destas nebulosas é uma consequência das condições em que a estrela deixou de suportar reações nucleares no núcleo e do meio envolvente.

Remanescente de Supernova[editar | editar código-fonte]

As estrelas de maior massa, de classe espectral O e B, já introduzidas anteriormente, quando atingem a fase de supergigante vermelha possuem massa suficiente para que a temperatura nos seus núcleos seja suficiente para se proceder a reações termonucleares que dão origem a elementos mais pesados, como o ferro. Quando se torna impossível a ocorrência de novas reações nucleares que envolvam esta fusão, a estrela torna-se instável, o que resulta na libertação de uma onda de choque supersónica poderosíssima, emergindo assim uma supernova. A onda de choque vai percorrer todas as camadas exteriores da estrela que se vão libertar nesta explosão colossal cujo brilho compete com o de uma galáxia inteira.

Após alguns meses apenas, a supernova deixa de existir, assim como o seu brilho. O remanescente desta explosão é formado por resíduos de gás e elementos pesados formados na violenta explosão da estrela. Algumas destas supernovas deixam para trás um núcleo constituído apenas por neutrões que gira a uma velocidade enorme e a que se dá o nome de pulsar. Devido à temperatura a que estes objetos se encontram, este vai emitir grandes quantidades de radiação UV que excita os gases expelidos na explosão, dando assim origem a uma nuvem que emite radiação visível como a nebulosa do Caranguejo, com uma forma bastante irregular.

Outros remanescentes de supernovas têm uma estrutura circular após a explosão. Estas nuvens não possuem um pulsar no seu centro que ionize os elementos libertados na explosão e como tal estas estruturas só são detetáveis por ondas rádio, com comprimentos de onda muito superiores aos da luz visível (na ordem dos milímetros). 

O meio interestelar como berço e cemitéro de estrelas[editar | editar código-fonte]

Todos os tipos de nebulosas que vimos anteriormente estão espalhados pela galáxia num número relativamente grande. Mas para além das nebulosas planetárias e remanescentes de supernovas, que têm origem numa estrela moribunda, qual é a razão de se formarem as outras nebulosas conhecidas? De facto, a origem das nebulosas de emissão, reflexão e escuras está no meio interestelar e na sua agregação, mas o que causa a aglomeração de matéria que dá origem a estas estruturas?

Como foi referido, o meio interestelar está permeado por gás e poeira com uma concentração reduzida, a temperaturas próximas do zero absoluto. Como tal, a velocidade de todas estas partículas é tão baixa que permite a formação de moléculas de hidrogénio que resultam em nuvens gigantescas de gás molecular nas zonas de maior concentração. Estas nuvens de hidrogénio molecular e poeira podem-se agregar em várias regiões, formando nebulosas escuras. Estas nuvens contraem ainda mais devido à gravidade segundo o processo descrito anteriormente e acabam por formar estrelas massivas de classe O e B. Estas estrelas, devido às emissões UV, criam regiões HII e juntamente com o forte vento estelar destas estrelas criam cavidades nas nuvens moleculares onde a nebulosa de emissão recentemente formada se vai expandir. Os ventos provenientes das estrelas têm velocidades supersónicas e da mesma forma que os aviões produzem uma onda de choque (estrondo sónico ou sonic boom em inglês) quando quebram a barreira da velocidade do som na atmosfera, é formada uma onda de choque onde a região HII penetra na nuvem molecular a velocidades supersónicas. Esta onda comprime o gás da nuvem, estimulando uma nova formação de estrelas.

De forma semelhante, as supernovas também podem ser responsáveis pelo nascimento de estrelas, ou o choque de duas nuvens de gás que vai aquecer em certas regiões e formar estrelas. Concluímos assim que existem muitos mecanismos que podem ser responsáveis pela formação de novas nebulosas e consequentemente novas estrelas.

Todos estes processos que libertam matéria para o meio interestelar contribuem para um enriquecimento deste espaço por elementos mais pesados que se formam nas explosões de supernovas e na libertação de material estelar para espaço que por sua vez podem formar grãos de poeira e gases atómicos e moleculares que reiniciam o ciclo de formação de estrelas e nebulosas.

Referências[editar | editar código-fonte]

  1. ↑ a b c d e f H. Karttunen and H. Oja, Fundamental astronomy. Springer, 2007.
  2. ↑ a b c d e f g h i j N.-C. F. de Peiresc, J. B. Cysatus, G. Galilei, and S. Marius, “History of the Discovery of the Deep Sky objects.”
  3. ↑ N. U. Mayall and J. H. Oort, “Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 AD Part II. The Astronomical Aspects,” Publ. Astron. Soc. Pacific, vol. 54, no. 318, pp. 95–104, 1942.
  4. ↑ J. J. Hester, “The Crab nebula: an astrophysical chimera,” Annu. Rev. Astron. Astrophys., vol. 46, pp. 127–155, 2008.
  5. ↑ a b c d e f T.-L. Maitland, “AST1004 MW 9: 30,” Analysis, vol. 9, p. 13.
  6. ↑ E. Dekker, “The light and the dark: A reassessment of the discovery of the Coalsack Nebula, the magellanic clouds and the southern cross,” Ann. Sci., vol. 47, no. 6, pp. 529–560, 1990.
  7. ↑ a b T. G. Harrison, “The Orion Nebula-where in History is it,” Q. J. R. Astron. Soc., vol. 25, p. 65, 1984.
  8. ↑ a b D. Jensen, “Peiresc, Nicolas‐Claude Fabri de,” in in The Biographical Encyclopedia of Astronomers, Springer, 2007, pp. 885–886.
  9. ↑ a b B. Cudnik, “The Astronomical Surveys,” in in Faint Objects and How to Observe Them, Springer, 2013, pp. 3–18.
  10. ↑ a b c A. Muench, K. Getman, L. Hillenbrand, and T. Preibisch, “Star Formation in the Orion Nebula I: Stellar Content,” arXiv Prepr. arXiv0812.1323, 2008.
  11. ↑ a b N. D. Hewitt, “The rise and rise of the deep sky image,” J. Br. Astron. Assoc., vol. 111, pp. 125–137, 2001.
  12. ↑ a b M. Longhitano, “Wide Binary Stars in the Galactic Field-A Statistical Approach,” arXiv Prepr. arXiv1102.0533, 2011.
  13. ↑ M. Rosado, E. de la Fuente, L. Arias, A. Raga, and E. Le Coarer, “Kinematics of Herbig-Haro objects and jets in the Orion Nebula,” Astron. J., vol. 122, no. 4, p. 1928, 2001.
  14. ↑ P. Murdin, “Omega Nebula (M17, NGC 6618),” Encycl. Astron. Astrophys., vol. 1, p. 5316, 2000.
  15. ↑ I. Lac and N. Lac II, “Lacaille’s" Catalog of Nebulae of the Southern Sky.”
  16. ↑ S. Weinberg, The first three minutes: a modern view of the origin of the universe. Basic Books, 1993.
  17. ↑ M. Andersen, J. Knude, B. Reipurth, A. Castets, L. A. Nyman, M. J. McCaughrean, and S. Heathcote, “Molecular cloud structure and star formation near HH 216 in M 16,” Astron. Astrophys., vol. 414, no. 3, pp. 969–978, 2004.
  18. ↑ J. F. W. Herschel, “Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars,” Philos. Trans. R. Soc. London, pp. 1–137, 1864.
  19. ↑ R. W. Smith, The Expanding Universe: Astronomy’s“ Great Debate,” 1900-1931. Cambridge University Press, 1982.
  20. ↑ A. G. Aversa, “Astrophysics and Cosmology Special Interest Group ‘Galaxy Simulations’,” 2003.
  21. ↑ a b c W. J. Kaufmann III, “Universe,” 1988.
  22. ↑ a b c d D. A. Ostlie and B. W. Carroll, An introduction to modern astrophysics. Addison-Wesley, 2006.
  23. ↑ A. Sandage, The Hubble atlas of galaxies, vol. 618. Carnegie Institution of Washington Washington, 1961.
  24. ↑ M. Zeilik and E. van Panhuys Smith, “Introductory astronomy and astrophysics,” Philadelphia Saunders Coll. Pub., c1987. 2nd ed., vol. 1, 1987.
  25. ↑ R. J. Trumpler, “Absorption of light in the galactic system,” Publ. Astron. Soc. Pacific, vol. 42, no. 248, pp. 214–227, 1930.
  26. ↑ R. J. Trumpler, “Preliminary results on the distances, dimensions and space distribution of open star clusters,” Lick Obs. Bull., vol. 14, pp. 154–188, 1930.
  27. ↑ L. Spitzer Jr, Physical processes in the interstellar medium. Wiley. com, 2008.
  28. ↑ B. T. Draine, “Interstellar dust grains,” arXiv Prepr. astro-ph/0304489, 2003.
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