Régió HII

A H II régió (zóna) vagy az ionizált hidrogén régiója (egyfajta emissziós köd ) egy több száz fényév átmérőjű forró plazmafelhő , amely az aktív csillagkeletkezés területe . Fiatal, forró kékesfehér csillagok születnek ezen a területen , amelyek bőséges ultraibolya fényt bocsátanak ki, ezáltal ionizálják a környező ködöt.

A H II régiók csillagok ezreit hozhatják világra néhány millió év alatt. Végül a szupernóva-robbanások és a létrejövő csillaghalmaz legnagyobb tömegű csillagaitól érkező erőteljes csillagszelek szétszórják a régió gázait, és a Plejádokhoz hasonló csoporttá válik .

Ezek a régiók a nevüket a nagy mennyiségű ionizált atomi hidrogénről (azaz egyszerűen protonok és elektronok keverékéről ) kapták, amelyet a csillagászok H II-nek neveznek ( a HI régió a semleges hidrogén  zónája , a H 2 pedig a molekuláris hidrogént jelenti ). Jelentős távolságra láthatók az univerzumban , és a más galaxisokban található ilyen régiók tanulmányozása fontos az utóbbiaktól való távolság, valamint kémiai összetételük meghatározásához .

Megfigyelési előzmények

A H II legfényesebb tartományai közül több szabad szemmel is látható . De úgy tűnik, egyiket sem írták le a távcső feltalálása előtt (a 17. század elején ): a két legfényesebb közülük - az Orion-köd és a Tarantula  - kezdetben összetévesztették a csillagokkal , az elsőt θ Orionnak nevezték. , a második pedig 30 aranyhalként . Később Galilei leírta a Trapéz csillaghalmazt , amely az Orion-köd belsejében található, de magát a ködöt nem vette észre - felfedezőjét ( 1610 -ben) Nicolas-Claude Fabry de Peyresque francia megfigyelőnek tartják . A korai megfigyelések óta sokkal több H II régiót fedeztek fel a mi és más galaxisainkban.

1774 - ben William Herschel figyelte meg az Orion-ködöt , aki "forma nélküli tüzes ködként, a jövő napjainak kaotikus anyagaként" írta le. Ez a hipotézis csaknem száz évvel később, 1864 -ben kezdett beigazolódni , amikor William Huggins ( a szomszédban élő barátja , William Miller vegyész segítségével) több különböző ködöt vizsgált meg spektroszkópjával . Némelyik, például az Androméda-köd , ugyanolyan spektrumot adott , mint a csillagoké, és kiderült, hogy több százmillió egyedi csillagból álló galaxisok .

Más ködök spektruma másképp nézett ki. Az egymásra helyezett abszorpciós vonalakkal rendelkező intenzív, folytonos spektrum helyett a Macskaszem-köd (az első Huggins által vizsgált gázköd) és más hasonló objektumok csak kevés emissziós vonallal rendelkeztek [1] . Hasonló eredményt ért el Huggins egy évvel később az Orion-köd esetében [2] . A legfényesebb vonalak hullámhossza 500,7 nm volt , ami nem felelt meg egyetlen ismert kémiai elemnek sem . Kezdetben azt javasolták, hogy ez a vonal egy új kémiai elemhez tartozik. Tehát egy hasonló ötlet a Nap spektrumának tanulmányozása során 1868 -ban vezetett a hélium felfedezéséhez . Az új elem a nebulium nevet kapta (a latin  nebula  - "köd" szóból).

Míg azonban a héliumot röviddel a Nap spektrumában való felfedezése után izolálták a Földön, a ködöt nem. 1927-ben Henry Norris Russell felvetette, hogy az 500,7 nm-es hullámhossz nem egy új elemhez tartozik, hanem egy már ismert elemhez, de ismeretlen körülmények között [3] .

Ira Sprague Bowen már ugyanebben az évben kimutatta, hogy egy rendkívül alacsony sűrűségű gázban az elektronok képesek kitölteni egy gerjesztett metastabil energiaszintet atomokból és ionokból , amely nagyobb sűrűségnél az ütközések miatt elveszíti ezt a tulajdonságát [4] . Az 500,7 nm-es vonalért a kétszeresen ionizált oxigénben az egyik ilyen szintről származó elektronikus átmenetek felelősek. Ezeket a spektrumvonalakat tiltott vonalaknak nevezzük , és csak kis sűrűségű gázoknál figyelhetők meg [5] . Így bebizonyosodott, hogy a ködök rendkívül ritka gázból állnak.

A 20. századi megfigyelések azt mutatták, hogy a H II régiók gyakran tartalmaznak fényes és forró OB csillagokat. Az ilyen csillagok sokszor nagyobb tömegűek, mint a Nap, de rövid élettartamuk mindössze néhány millió év (összehasonlításképpen a Naphoz hasonló csillagok élettartama több milliárd év). Ennek eredményeként egy olyan hipotézist javasoltak, hogy a H II régiók aktív csillagkeletkezési régiók. Több millió év alatt egy ilyen régióban csillaghalmaz képződik , majd a kialakult forró fiatal csillagok sugárzási nyomása szétoszlatja a ködöt. Ha a fennmaradó klaszter nem kellően masszív és gravitációsan kötött , akkor úgynevezett OB-asszociációvá alakulhat [6] . Példa a Plejádok olyan csillaghalmazokra, amelyek "kényszerítették" az azt alkotó H II zónát, hogy elpárologjon, és csak egy visszaverődő köd maradványait hagyja maga után .

Életciklus és osztályozás

Eredet

A H II régió előfutára az óriási molekulafelhő . Nagyon hideg (10-20° K ) és sűrű felhő, amely főleg molekuláris hidrogénből áll. Az ilyen objektumok hosszú ideig lehetnek stabil, „fagyott” állapotban, de szupernóva-robbanás [7] lökéshullámai , felhő „ütközések” [8] és mágneses behatások [9] a légkör egy részének összeomlásához vezethetnek . felhő. Ez viszont előidézi a csillagok kialakulásának folyamatát a felhőben (további részletekért lásd a csillagok evolúcióját ). A régió további fejlődése két szakaszra osztható: a kialakulás és a terjeszkedés szakaszára [10] .

A kialakulás szakaszában a régión belüli legnagyobb tömegű csillagok magas hőmérsékletet érnek el, kemény sugárzásuk ionizálni kezdi a környező gázt. A nagy energiájú fotonok szuperszonikus sebességgel terjednek át a környező anyagokon, és ionizációs frontot képeznek . A csillagtól való távolság növekedésével ez a front lelassul az ionizált gáz geometriai csillapítása és rekombinációs folyamatai miatt. Egy idő után sebessége a hangsebesség körülbelül kétszeresére csökken. Ebben a pillanatban a forró ionizált gáz térfogata eléri a Strömgren sugarat , és saját nyomása alatt tágulni kezd.

A tágulás szuperszonikus lökéshullámot generál, amely összenyomja a köd anyagát. Mivel az ionizációs front sebessége tovább csökken, egy pillanat alatt a lökéshullám utoléri azt; a két gömb alakú front között pedig egy semleges gázzal kitöltött rés képződik. Így születik meg az ionizált hidrogén régiója.

A H II régió élettartama több millió éves nagyságrendű. A csillagok fénynyomása előbb-utóbb "kifújja" a köd gázának nagy részét. Az egész folyamat nagyon "nem hatékony": a ködben lévő gázok kevesebb, mint 10%-ának van ideje csillagokat szülni, amíg a gáz többi része "kimúl". A gázvesztés folyamatát a legnagyobb tömegű csillagok szupernóva-robbanásai is elősegítik, amelyek már több millió évvel a köd kialakulása után, vagy még korábban kezdődnek [11] .

Morfológia

A legegyszerűbb esetben egy csillag a ködön belül ionizálja a környező gáz szinte gömb alakú részét, amelyet Strömgren-gömbnek neveznek . De valós körülmények között a sok csillag ionizált régióinak kölcsönhatása, valamint a felmelegített gáznak a környező térbe való terjedése éles sűrűséggradienssel (például egy molekulafelhő határán túl) meghatározza a köd összetett alakját. . Körvonalait szupernóva-robbanások is befolyásolják . Egyes esetekben egy nagy csillaghalmaz kialakulása a H II zónán belül azt eredményezi, hogy belülről "kiürül". Ilyen jelenség figyelhető meg például az NGC 604 esetében , amely egy óriási H II régió a Háromszög-galaxisban .

A H II régiók osztályozása

Cradle of the Stars

A csillagok születését a H II régiókon belül a kialakuló csillagokat körülvevő vastag gáz- és porfelhők rejtik el előlünk. Csak akkor válik láthatóvá a csillag, amikor a csillag fénynyomása elvékonyítja ezt a különös „gubót”. Ezt megelőzően az ionizált köd többi részével szemben a sűrű területek csillagokkal sötét sziluettekként jelennek meg. Az ilyen képződményeket Bok -gömböknek nevezik, Bart Bok csillagász után , aki az 1940 -es években felvetette, hogy ezek lehetnek a csillagok szülőhelyei.

Bock hipotézise csak 1990 -ben igazolódott be , amikor a tudósok infravörös megfigyelések segítségével végre átnézhettek ezeknek a gömböknek a vastagságán, és fiatal csillagtárgyakat láttak benne. Manapság úgy tartják, hogy az átlagos gömböcske körülbelül 10 naptömegű anyagot tartalmaz egy körülbelül egy fényév átmérőjű térben, és az ilyen gömbök azután kettős vagy több csillagrendszert alkotnak [12] [13] [14] .

Amellett, hogy csillagkeletkezési helyszínek, a H II régiók bolygórendszereket is tartalmaznak . A Hubble-teleszkóp több száz protoplanetáris korongot talált az Orion-ködben. Úgy tűnik, hogy ebben a ködben a fiatal csillagok legalább felét gáz- és porkorong veszi körül, amelyről úgy gondolják, hogy még sokszor több anyagot is tartalmaz, mint amennyi a miénkhez hasonló bolygórendszer kialakításához szükséges .

Jellemzők

Fizikai jellemzők

A H II régiók fizikai paramétereikben nagy eltéréseket mutatnak. Méretük az úgynevezett "ultrakompakttól" (egy fényév vagy kevesebb átmérőjű) a gigantikusig (több száz fényév) terjed. Méretük Strömgren-sugárnak is nevezik , ez elsősorban az ionizáló fotonok forrásának sugárzási intenzitásától és a régió sűrűségétől függ. A ködök sűrűsége is változó, az ultrakompakt ködökben több mint egymillió részecske/cm3, a legkiterjedtebb ködökben pedig mindössze néhány részecske/cm3. A ködök össztömege valószínűleg 10² és 10 5 naptömeg között van [15] .

A H II régió méretétől függően mindegyiken belül a csillagok száma elérheti a több ezret is. Ezért a régió szerkezete bonyolultabb, mint a bolygóködök szerkezete , amelyeknek csak egy ionizációs forrása van a központban. A H II régiók hőmérséklete általában eléri a 10 000 K-t. Az ionizált hidrogén H II és a semleges hidrogén HI tartománya közötti határfelület általában nagyon éles. Egy ionizált gáz ( plazma ) több nanoteszla erősségű mágneses mezővel rendelkezhet [16] . A plazmában az elektromos töltések mozgása miatt mágneses mezők jönnek létre , ezért a H II régiókban elektromos áramok is vannak [17] .

A régió anyagának körülbelül 90%-a atomos hidrogén . A fennmaradó rész főként hélium , és a nehezebb elemek kis mennyiségben vannak jelen. Megállapították, hogy minél távolabb van a régió a galaxis középpontjától , annál kisebb a nehéz elemek aránya az összetételében. Ez azzal magyarázható, hogy a galaxis egész élete során sűrűbb középső régióiban a csillagkeletkezés üteme magasabb volt, illetve gyorsabban ment végbe a magfúziós termékekkel való feldúsulásuk .

Sugárzás

A fényes O-B5 csillagok körül erős ultraibolya sugárzással ionizált hidrogénzónák alakulnak ki . A Lyman sorozat ultraibolya kvantumai és a Lyman kontinuum ionizálja a csillagot körülvevő hidrogént. A rekombináció során egy alárendelt sorozatkvantum vagy egy Lyman-kvantum bocsátható ki. Az első esetben a kvantum akadály nélkül hagyja el a ködöt, a második esetben pedig újra elnyeli. Ezt a folyamatot a Rosseland-tétel írja le . Így a H II zónák spektrumában alárendelt sorozatok fényes vonalai jelennek meg, különösen a Balmer sorozatban , valamint egy világos Lyman-alfa vonal , mivel az L α - fotonok nem dolgozhatók fel kevésbé energikus kvantummá, és végül kilépnek a ködből. . A 6563 Å hullámhosszú H α vonal nagy intenzitása adja a ködök jellegzetes vöröses árnyalatát.

Mennyiség és megoszlás

H II régiókat csak spirális (mint a miénk ) és szabálytalan galaxisokban találtak ; soha nem találkoztak velük elliptikus galaxisokban . Szabálytalan galaxisokban bármely részén megtalálhatók, de a spirálgalaxisokban szinte mindig a spirálkarokon belül koncentrálódnak. Egy nagy spirálgalaxis több ezer H II régiót tartalmazhat [15] .

Úgy gondolják, hogy ezek a régiók hiányoznak az elliptikus galaxisokból, mivel az elliptikus galaxisok más galaxisok ütközésekor jönnek létre. A galaxishalmazokban az ilyen ütközések nagyon gyakoriak. Ebben az esetben az egyes csillagok szinte soha nem ütköznek össze, de a nagy molekulafelhők és a H II régiók erős perturbációknak vannak kitéve. Ilyen körülmények között erős csillagkeletkezési kitörések indulnak meg, és ez olyan gyorsan megtörténik, hogy a szokásos 10% helyett a ködanyag szinte teljes egészét felhasználják erre. Az ilyen aktív folyamatot átélő galaxisokat csillagkitörési galaxisoknak nevezzük .  Ezt követően nagyon kevés csillagközi gáz marad az elliptikus galaxisban, és a H II régiók már nem tudnak kialakulni. Amint azt a modern megfigyelések kimutatták, nagyon kevés ionizált hidrogén intergalaktikus régiója van. Az ilyen régiók nagy valószínűséggel kis galaxisok periodikus bomlásának maradványai [18] .

A H II nevezetes területei

A H II két területe viszonylag könnyen látható szabad szemmel : az Orion-trapéz és a Tarantula . Még néhány a láthatóság határán van: a Lagúna -ködök , Észak-Amerika , Barnard hurok  - de csak ideális körülmények között figyelhetők meg.

Az Orion Óriás Molekulafelhője  egy nagyon összetett komplexum, amely számos kölcsönhatásban lévő H II régiót és más ködöt foglal magában [19] . Ez a Naphoz legközelebb eső "klasszikus" H II [nb 1] régió. A felhő körülbelül 1500 sv távolságra található. évre tőlünk, és ha látható lenne, nagyobb területet foglalna el ennek a csillagképnek . Ez magában foglalja a korábban említett Orion-ködöt és a Trapéziumot, a Lófej-ködöt , a Barnard-hurkot. Ráadásul ez utóbbi a hozzánk legközelebb eső H II régió.

Az Eta Carina köd és a Berkeley 59 / Cepheus OB4 komplexum érdekes, összetett szerkezettel rendelkezik [20][ adja meg ] .

Néhány H II régió óriási, még galaktikus mércével mérve is. Óriási H II régióra példa a már említett Tarantula-köd a Nagy Magellán-felhőben . Ez a köd sokkal nagyobb, mint az Orion köd, és több ezer csillag szülőhelye, amelyek közül néhány több mint 100-szor nagyobb tömegű, mint a Nap. Ha a Tarantula az Orion-köd helyén lenne, majdnem olyan fényesen ragyogna az égen, mint a telihold . A Supernova SN 1987A Tarantula környékén robbant fel 1987 -ben .

Egy másik ilyen "óriás" az NGC 604 a Triangulum galaxisból : eléri az 1300 sv-t. éves átmérőjű, bár valamivel kevesebb csillagot tartalmaz. Ez az egyik legkiterjedtebb H II régió a galaxisok lokális csoportjában .

Modern módszerek a H II régiók tanulmányozására

A planetáris ködökhöz hasonlóan a H II régiók kémiai összetételének pontos tanulmányozása is nehéz. Kétféle módon lehet meghatározni a fémek mennyiségét (azaz a hidrogéntől és a héliumtól eltérő elemeket) egy ködben, különböző típusú spektrumvonalak alapján. Az első módszer az ionok elektronokkal való rekombinációja ( rekombinációja ) eredményeként kapott rekombinációs vonalakat veszi figyelembe; a második a tiltott vonalak, amelyek forrása az ionok elektronütésekkel történő gerjesztése ( ütközési gerjesztés ) [nb 2] . Ez a két módszer néha jelentősen eltérő adatokat eredményez. Egyes csillagászok ezt a vizsgált régión belüli kis hőmérsékleti ingadozásokkal magyarázzák; mások szerint a különbségek túl nagyok ahhoz, hogy az ilyen ingadozásokkal magyarázhatóak legyenek, és a megfigyelt hatást a hideg, ritka gázzal teli, alacsony hidrogéntartalmú és nagy mennyiségű nehéz elemet tartalmazó ködben lévő felhőknek tulajdonítják [21] .

Ezenkívül a térségben a hatalmas csillagok kialakulásának folyamata nem teljesen ismert. Ezt két probléma akadályozza. Először is, a jelentős távolság a Földtől a nagy H II régiókig: közülük a legközelebbi több mint 1000 sv. évre tőlünk, és a másoktól való távolság többszörösen meghaladja ezt a számot. Másodszor, ezeknek a csillagoknak a kialakulását porrétegek rejtik el előlünk, így a látható spektrumban lehetetlen megfigyelni. A rádió- és infravörös sugarak leküzdhetik ezt az akadályt, de előfordulhat, hogy a legfiatalabb csillagok nem bocsátanak ki elegendő energiát ezeken a frekvenciákon.

Megjegyzések

1. ↑ Vannak a Naphoz közelebb eső H II régiók, de ezek egyes csillagok körül alakultak ki, és nem csillagképző régiók.
2. ↑ Az angol szakirodalomban megtalálhatók a megfelelő rövidítések: ORL (optical recombination lines)  - rekombinációs vonalak az optikai tartományban; CEL (ütközéssel gerjesztett vonalak)  - elektron becsapódás által okozott vonalak.

Jegyzetek

1. ↑ Huggins W., Miller WA On  the Spectra of the Nebulae // Philosophical Transactions of the Royal Society of London . - 1864. - T. 154 . - S. 437-444 .
2. ↑ Huggins W. A  nagy köd spektrumáról az Orion kardnyelében // Proceedings of the Royal Society of London. - 1865. - T. 14 . - S. 39-42 .
3. ↑ Bowen, IS A ködvonalak  eredete  és a bolygóködök szerkezete // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1928. - Vol. 67 . - P. 1-15 . - doi : 10.1086/143091 .
4. ↑ Bowen, IS A fő ködvonalak  eredete  // Az Astronomical Society of the Pacific kiadványai . - 1927. - 1. évf. 39 , sz. 231 . - P. 295-297 .
5. ↑ Borisoglebsky L.A. Tiltott vonalak az atomspektrumokban  // Uspekhi fizicheskikh nauk . - Orosz Tudományos Akadémia , 1958. - T. 66 , no. 4 . - S. 603-652 . (Orosz)
6. ↑ OB Associations  (angol)  (elérhetetlen link) . Kivonatok a GAIA tanulmányi jelentésből . RSSD – Research Science (2000. június 6.). — Kivonatok a GAIA tanulmányi jelentésből: Vezetői összefoglaló és Tudományos rész. Letöltve: 2008. november 2. Az eredetiből archiválva : 2003. augusztus 4..
7. ↑ Boss, Alan P. A molekuláris felhőmagok összeomlása és feldarabolódása. 2. rész.   Molekulafelhőmagok összeomlása és feldarabolódása . 2: Csillagok lökéshullámai által kiváltott összeomlás // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1995. - Vol. 439 , sz. 1 . - P. 224-236 .  — DOI : 10.1086/175166
8. ↑ Hasegawa, Tetsuo; Sato, Fumio; Whiteoak, John B.; Miyawaki, Ryosuke.  Nagyszabású felhőütközés a galaktikus központ molekulafelhőjében a Sagittarius B21 közelében // The  Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1994. - Vol. 429 , sz. 2 . -P.L77- L80 .  — DOI : 10.1086/187417
9. ↑ Boss, Alan P. A molekuláris felhőmagok összeomlása és feldarabolódása. 7. rész: Mágneses mezők és többszörös protocsillagok kialakulása   = Collapse and Fragmentation of Molecular Cloud Cores . VII. Mágneses mezők és több protocsillag kialakulása // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2002. - Vol. 568 , iss. 2 . - P. 743-753 .  — DOI : 10.1086/339040
10. ↑ Franco J., Tenorio-Tagle G., Bodenheimer P.  = On the formation and expansion of H II regions // The  Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1990. - Vol. 349 . - P. 126-140 . - doi : 10.1086/168300 .
11. ↑ Ray Villard, Anne Pellerin. A Hubble látja a "Csecsemőhalandóság  " csillaghalmazt . HubbleSite NewsCenter (2007. január 10.). Letöltve: 2008. november 2. Az eredetiből archiválva : 2012. március 20.
12. ↑ Yun JL, Clemens DP Csillagképződés   kis gömböcskékben - Bart Bok helyes volt // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1990. - Vol. 365 . - P.L73-L76 . - doi : 10.1086/185891 .
13. ↑ Clemens DP, Yun, JL, Heyer MH  = Bok-gömbök és kis molekuláris felhők — Deep IRAS fotometria és C-12)O-spektroszkópia ( The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1991. - Vol. 75 . - P. 877-904 . - doi : 10.1086/191552 .
14. ↑ Launhardt R., Sargent AI, Henning T. et al.  Kettős és többszörös csillagképződés Bok-gömbökben // Eds Reipurth & Zinnecker Proceedings of IAU Symposium No. 200 a bináris csillagok kialakulásáról. - 2002. - 103-105. sz .
15. ↑ 1 2 Flynn, Chris 4B. előadás: Sugárzási esettanulmányok (HII régiók) (hivatkozás nem érhető el) . Hozzáférés időpontja: 2016. július 6. Az eredetiből archiválva : 2014. augusztus 21.. (határozatlan) 
16. ↑ Heiles C., Chu Y.-H., Troland TH Mágneses térerősségek   a H II S117, S119 és S264 régiókban // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1981. - Vol. 247 . -P.L77- L80 . - doi : 10.1086/183593 .
17. ↑ Carlqvist P., Kristen H. , Gahm GF Helical structures  in a Rosette elephant trunk // Astronomy and Astrophysics . - EDP Sciences , 1998. - Vol. 332 . - 5-8 . o .  
18. ↑ Oosterloo T., Morganti R., Sadler EM et al. Tidal Remnants   and Intergaactic H II Regions // Eds Duc, IAU Symposium No. 217 Braine és Brinks. - San Francisco Publications of the Astronomical Society of the Pacific . – Sydney, Ausztrália, 2004.
19. ↑ Bally, John. Az Orion komplexum áttekintése  // Handbook of Star Forming Regions Vol. I. - Csendes-óceáni Csillagászati ​​Társaság, 2008.
20. ↑ Majaess DJ, Turner D., Lane D., Moncrieff K.  The Exciting Star of the Berkeley 59/Cepheus OB4 Complex and Other Chance Variable Star Discoveries // JAAVSO – 2008.
21. ↑ Tsamis YG, Barlow MJ, Liu XW. et al.  = Heavy elements in Galactic and Magellanic Cloud H II régiókban: rekombinációs vonal versus tiltott vonal bőség // Monthly  Notices of the Royal Astronomical Society . - Oxford University Press , 2003. - Vol. 338. sz . 3 . - P. 687-710 .

Irodalom

• Zónák HII  / N. G. Bochkarev // Űrfizika: Kis Enciklopédia  / Szerkesztőbizottság: R. A. Sunyaev (főszerk.) és mások - 2. kiadás. - M  .: Szovjet Enciklopédia , 1986. - S. 270-277. — 783 p. — 70.000 példány.

Linkek

•  Hubble fényképek a ködökről , köztük több H II régióról
•  Információ a SEDS-től
• Jegyzetek a H II  régiók Harvard Csillagászati ​​Kurzusáról
• Cikkek a "Csillagképződés" témában // Astronet .
• „A masszív csillagok a dominóelv szerint születnek” // Elemek.

Szótárak és enciklopédiák	Britannica (online)
Bibliográfiai katalógusokban	GND : 4158620-7 J9U : 987007545699905171 LCCN : sh85058134