Звездообразование - Star formation

Звездообразование это процесс, при котором плотные области внутри молекулярные облака в межзвездное пространство, иногда их называют "звездными питомниками" или "звезда -формирование регионов », коллапс и форма звезды.[1] Как филиал астрономия, звездообразование включает изучение межзвездная среда (ISM) и гигантские молекулярные облака (GMC) как предшественники процесса звездообразования, а также изучение протозвезды и молодые звездные объекты как ее непосредственные продукты. Это тесно связано с формирование планеты, еще одна ветвь астрономия. Теория звездообразования, а также учет образования одиночной звезды, также должны учитывать статистику двойные звезды и начальная функция масс. Большинство звезд образуются не изолированно, а как часть группы звезд, называемой звездные скопления или звездные ассоциации.[2]

Звездные питомники

Телескоп Хаббла изображение, известное как Столпы Творения, где звезды образуются в Туманность Орла

Межзвездные облака

Туманность W51 - одна из крупнейших звездных фабрик в Млечном Пути (25 августа 2020 г.)

А спиральная галактика как Млечный Путь содержит звезды, звездные остатки, а диффузный межзвездная среда (ISM) газа и пыли. Межзвездная среда состоит из 10−4 до 106 частиц на см3 и обычно состоит из примерно 70% водород по массе, при этом большая часть оставшегося газа состоит из гелий. Эта среда была химически обогащена следовыми количествами более тяжелые элементы которые были выброшены из звезд, когда они прошли конец своего главная последовательность продолжительность жизни. Области более высокой плотности межзвездной среды образуют облака, или диффузные туманности,[3] где происходит звездообразование.[4] В отличие от спиралей, эллиптическая галактика теряет холодную составляющую своей межзвездной среды в течение примерно миллиарда лет, что мешает галактике образовывать диффузные туманности, за исключением слияния с другими галактиками.[5]

В плотных туманностях, где рождаются звезды, большая часть водорода находится в молекулярном (H2) образуются, поэтому эти туманности называются молекулярные облака.[4] Наблюдения показывают, что самые холодные облака, как правило, образуют звезды с малой массой, наблюдаемые сначала в инфракрасном диапазоне внутри облаков, а затем в видимом свете на их поверхности, когда облака рассеиваются, в то время как гигантские молекулярные облака, которые обычно более теплые, дают звезды всех масс. .[6] Эти гигантские молекулярные облака имеют типичную плотность 100 частиц на см.3, диаметры 100 световых лет (9.5×1014 км ), массой до 6 млн. солнечные массы (M☉ ),[7] и средняя внутренняя температура 10K. Около половины полной массы галактического ISM находится в молекулярных облаках.[8] и в Млечный Путь По оценкам, существует 6000 молекулярных облаков, в каждом из которых более 100000M☉.[9] Ближайшая туманность к солнце где образуются массивные звезды, это Туманность Ориона, 1300 св. Лет (1,2×1016 км) далеко.[10] Однако звездообразование меньшей массы происходит на расстоянии около 400–450 световых лет от Земли. ρ Облачный комплекс Змееносца.[11]

Более компактное место звездообразования - это непрозрачные облака плотного газа и пыли, известные как Глобулы Бока, названный так в честь астронома Барт Бок. Они могут образовываться вместе с схлопывающимися молекулярными облаками или, возможно, независимо.[12] Глобулы Бока обычно имеют размер до светового года и содержат несколько солнечные массы.[13] Их можно наблюдать как темные облака на фоне ярких эмиссионные туманности или фоновые звезды. Было обнаружено, что более половины известных глобул Бока содержат вновь формирующиеся звезды.[14]

Сборка галактики в ранней Вселенной.[15]

Обрушение облаков

Межзвездное облако газа останется в гидростатическое равновесие пока кинетическая энергия газа давление находится в равновесии с потенциальная энергия внутреннего сила гравитации. Математически это выражается с помощью теорема вириала, который утверждает, что для поддержания равновесия гравитационная потенциальная энергия должна быть в два раза больше внутренней тепловой энергии.[16] Если облако достаточно массивное, что давление газа недостаточно для его поддержки, оно подвергнется гравитационный коллапс. Масса, выше которой облако подвергнется коллапсу, называется массой. Джинсовая масса. Масса Джинса зависит от температуры и плотности облака, но обычно составляет от тысяч до десятков тысяч солнечных масс.[4] Во время коллапса облака более или менее одновременно формируются от десятков до десяти тысяч звезд, что можно наблюдать в так называемом встроенные кластеры. Конечным продуктом коллапса ядра является открытый кластер звезд.[17]

АЛМА Наблюдения за комплексом туманности Ориона дают представление о взрывах при рождении звезды.[18]

В инициированное звездообразование, может произойти одно из нескольких событий, которые сжимают молекулярное облако и инициируют его гравитационный коллапс. Молекулярные облака могут столкнуться друг с другом или с соседним сверхновая звезда взрыв может быть спусковым крючком, посылая в шоке материя в облако на очень высоких скоростях.[4] (Образовавшиеся в результате новые звезды могут вскоре сами произвести сверхновые, производя самораспространяющееся звездообразование.) В качестве альтернативы, галактические столкновения может вызвать массовые звездообразования звездообразования, поскольку газовые облака в каждой галактике сжимаются и взволнованы приливные силы.[19] Последний механизм может быть ответственным за образование шаровые скопления.[20]

А сверхмассивная черная дыра в ядре галактики может служить для регулирования скорости звездообразования в ядре галактики. Черная дыра, накапливающая падающее вещество, может стать активный, испуская сильный ветер через коллимированный релятивистская струя. Это может ограничить дальнейшее звездообразование. Массивные черные дыры, испускающие частицы, излучающие радиочастоты, со скоростью, близкой к световой, также могут блокировать образование новых звезд в стареющих галактиках.[21] Однако радиоизлучение вокруг джетов может также вызвать звездообразование. Точно так же более слабая струя может вызвать звездообразование при столкновении с облаком.[22]

Карликовая галактика ESO 553-46 имеет один из самых высоких темпов звездообразования среди примерно 1000 галактик, ближайших к Млечному Пути.[23]

По мере коллапса молекулярное облако иерархически распадается на все меньшие и меньшие части, пока они не достигнут звездной массы. В каждом из этих фрагментов коллапсирующий газ излучает энергию, полученную при высвобождении гравитационный потенциальная энергия. По мере увеличения плотности осколки становятся непрозрачными и, следовательно, менее эффективно излучают свою энергию. Это повышает температуру облака и препятствует дальнейшей фрагментации. Теперь фрагменты конденсируются во вращающиеся сферы газа, которые служат звездными зародышами.[24]

Эту картину коллапсирующего облака усложняют эффекты турбулентность, макроскопические потоки, вращение, магнитные поля и геометрия облака. И вращение, и магнитные поля могут препятствовать схлопыванию облака.[25][26] Турбулентность способствует фрагментации облака и в самых малых масштабах способствует коллапсу.[27]

Протостар

Основная статья: Протостар
LH 95 звездный питомник в Большом Магеллановом Облаке.

Протозвездное облако будет продолжать коллапсировать до тех пор, пока удастся устранить гравитационную энергию связи. Эта избыточная энергия в основном теряется из-за излучения. Однако коллапсирующее облако в конечном итоге станет непрозрачным для собственного излучения, и энергия должна быть удалена каким-либо другим способом. Пыль в облаке нагревается до температуры 60–100 К, и эти частицы излучают на длинах волн в далекой инфракрасной области, где облако прозрачно. Таким образом, пыль опосредует дальнейшее схлопывание облака.[28]

Во время коллапса плотность облака увеличивается к центру, и поэтому средняя область сначала становится оптически непрозрачной. Это происходит, когда плотность около 10−13 г / см3. Область ядра, называемая первым гидростатическим ядром, формируется там, где схлопывание практически прекращается. Его температура продолжает расти, как определено теоремой вириала. Газ, падающий в эту непрозрачную область, сталкивается с ней и создает ударные волны, которые дополнительно нагревают ядро.[29]

Составное изображение показаны молодые звезды в молекулярном облаке и вокруг него Цефей Б.

Когда внутренняя температура достигает примерно 2000 Ктепловая энергия диссоциирует H2 молекулы.[29] Затем следует ионизация атомов водорода и гелия. Эти процессы поглощают энергию сжатия, позволяя ей продолжаться в масштабах времени, сопоставимых с периодом схлопывания при скоростях свободного падения.[30] После того, как плотность падающего материала достигнет примерно 10−8 г / см3, этот материал достаточно прозрачен, чтобы позволить энергии, излучаемой протозвездой, уйти. Сочетание конвекции внутри протозвезды и излучения снаружи позволяет звезде сжиматься дальше.[29] Это продолжается до тех пор, пока газ не станет достаточно горячим для внутреннего давление чтобы поддержать протозвезду от дальнейшего гравитационного коллапса - состояние, называемое гидростатическое равновесие. Когда эта фаза аккреции почти завершена, результирующий объект известен как протозвезда.[4]

N11, часть сложной сети газовых облаков и звездных скоплений в пределах нашей соседней галактики, Большого Магелланова Облака.

Аккреция материала на протозвезду продолжается частично из новообразованных околозвездный диск. Когда плотность и температура достаточно высоки, синтез дейтерия начинается, и наружу давление образующегося излучения замедляет (но не останавливает) коллапс. Материал, составляющий облако, продолжает «дождь» на протозвезда. На этом этапе создаются биполярные струи, называемые Объекты Хербига – Аро. Это, вероятно, средство, с помощью которого избыток угловой момент падающего материала удаляется, позволяя звезде продолжать формироваться.

Область звездообразования Волчанка 3.[31]

Когда окружающая газопылевая оболочка рассеивается и процесс аккреции прекращается, звезда считается звезда до главной последовательности (Звезда ПМС). Источником энергии этих объектов является гравитационное сжатие, в отличие от горения водорода в звездах главной последовательности. Звезда PMS следует за Трасса Хаяши на Диаграмма Герцшпрунга – Рассела (H – R).[32] Сокращение будет продолжаться до тех пор, пока Предел Хаяши достигается, и после этого сокращение продолжится на Шкала времени Кельвина – Гельмгольца при стабильной температуре. Звезды с менее 0,5M☉ после этого присоединяйтесь к основной последовательности. Что касается более массивных звезд PMS, то в конце трека Хаяши они будут медленно коллапсировать в почти гидростатическом равновесии, следуя за Хеньей трек.[33]

В заключение, водород начинает плавиться в ядре звезды, и остальная часть обволакивающего материала исчезает. На этом завершается протозвездная фаза и начинается звездное главная последовательность фаза на диаграмме H – R.

Стадии процесса хорошо выражены в звездах с массой около 1M☉ или менее. В звездах с большой массой продолжительность процесса звездообразования сопоставима с другими временными шкалами их эволюции, намного короче, и процесс не так четко определен. Более поздняя эволюция звезд изучается в звездная эволюция.

Протостар
PIA18928-Protostar-HOPS383-20150323.jpg
Вспышка протозвездов - HOPS 383 (2015).

Наблюдения

В Туманность Ориона это архетипический пример звездообразования: от массивных молодых звезд, формирующих туманность, до столбов плотного газа, которые могут быть домами для начинающих звезд.

Ключевые элементы звездообразования доступны только при наблюдении в длины волн кроме оптический. Протозвездная стадия звездного существования почти всегда скрыта глубоко внутри плотных облаков газа и пыли, оставшихся от Земли. GMC. Часто эти звездообразующие коконы, известные как Глобулы Бока, можно увидеть в силуэт на фоне яркого излучения окружающего газа.[34] Ранние этапы жизни звезды можно увидеть на инфракрасный свет, который легче проникает в пыль, чем видимый свет.[35] Наблюдения Широкопольный инфракрасный обозреватель Таким образом, (WISE) были особенно важны для открытия многочисленных галактических протозвезд и их родительских звездные скопления.[36][37] Примерами таких встроенных звездных скоплений являются FSR 1184, FSR 1190, Camargo 14, Camargo 74, Majaess 64 и Majaess 98.[38]

Область звездообразования S106.

Структуру молекулярного облака и эффекты протозвезды можно наблюдать в ближнем ИК-диапазоне. вымирание карты (где количество звезд подсчитывается на единицу площади и сравнивается с близлежащей областью неба с нулевым поглощением), континуальным выбросом пыли и вращательные переходы из CO и другие молекулы; эти два последних наблюдаются в миллиметрах и субмиллиметр ассортимент. Излучение протозвезды и ранней звезды должно наблюдаться в инфракрасная астрономия длины волн, так как вымирание вызванная остальной частью облака, в котором формируется звезда, обычно слишком велика, чтобы мы могли наблюдать ее в визуальной части спектра. Это представляет значительные трудности, так как атмосфера Земли почти полностью непрозрачна от 20 до 850 мкм с узкими окнами на 200 и 450 мкм. Даже за пределами этого диапазона необходимо использовать методы атмосферного вычитания.

Молодые звезды (фиолетовые), обнаруженные рентгеновскими лучами внутри NGC 2024 область звездообразования.[39]

Рентгеновский наблюдения оказались полезными для изучения молодых звезд, поскольку рентгеновское излучение этих объектов примерно в 100–100 000 раз сильнее рентгеновского излучения звезд главной последовательности.[40] Самые ранние открытия рентгеновских лучей от звезд Т Тельца были сделаны Рентгеновская обсерватория Эйнштейна.[41][42] Для маломассивных звезд рентгеновское излучение создается за счет нагрева звездной короны через магнитное пересоединение, а для большой массы О и ранние звезды B-типа Рентгеновские лучи генерируются из-за сверхзвуковых толчков звездного ветра. Фотоны в диапазоне энергий мягкого рентгеновского излучения, охватываемого Рентгеновская обсерватория Чандра и XMM-Ньютон может проникать в межзвездную среду с умеренным поглощением из-за газа, что делает рентгеновские лучи подходящей длиной волны для наблюдения за звездным населением внутри молекулярных облаков. Рентгеновское излучение как свидетельство звездной молодости делает этот диапазон особенно полезным для проведения учетов звезд в областях звездообразования, учитывая, что не все молодые звезды имеют избыток инфракрасного излучения.[43] Рентгеновские наблюдения позволили получить почти полные переписи всех объектов звездной массы в Скопление туманности Ориона и Молекулярное Облако Тельца.[44][45]

Формирование отдельных звезд можно непосредственно наблюдать только в Млечный путь, но в далеких галактиках звездообразование было обнаружено благодаря его уникальной спектральная подпись.

Первоначальные исследования показывают, что сгустки звездообразования начинаются как гигантские плотные области в турбулентной газовой материи в молодых галактиках, живут около 500 миллионов лет и могут мигрировать в центр галактики, создавая центральную выпуклость галактики.[46]

21 февраля 2014 г. НАСА объявил о значительно обновленная база данных для отслеживания полициклические ароматические углеводороды (ПАУ) в вселенная. По оценкам ученых, более 20% углерод во Вселенной могут быть связаны с ПАУ, возможно исходные материалы для формирование из жизнь. Полагают, что ПАУ образовались вскоре после Большой взрыв, широко распространены по всей Вселенной и связаны с новыми звездами и экзопланеты.[47]

В феврале 2018 года астрономы впервые сообщили о сигнале реионизация эпоху, косвенное обнаружение света от самых ранних образовавшихся звезд - примерно через 180 миллионов лет после Большой взрыв.[48]

В статье, опубликованной 22 октября 2019 г., сообщалось об обнаружении 3ММ-1, массивная галактика с образованием звезд на расстоянии около 12,5 миллиардов световых лет, скрытая облаками пыль.[49]При массе около 1010.8 солнечные массы, скорость звездообразования примерно в 100 раз выше, чем в Млечный Путь.[50]

Известные объекты следопыта

  • MWC 349 был впервые обнаружен в 1978 году, и, по оценкам, ему всего 1000 лет.
  • VLA 1623 - первый образец протозвезды класса 0, тип встроенной протозвезды, которая еще не увеличила большую часть своей массы. Найден в 1993 году, возможно, моложе 10 000 лет.[51]
  • L1014 - Чрезвычайно слабый внедренный объект, представляющий новый класс источников, которые только сейчас обнаруживаются новейшими телескопами. Их статус до сих пор не определен, они могут быть самыми молодыми протозвездами класса 0 с малой массой, которые мы видели, или даже очень маломассивными эволюционировавшими объектами (например коричневые карлики или даже планеты-изгои ).[52]
  • GCIRS 8 * - Самый молодой из известных главная последовательность звезда в Галактический Центр регион, обнаруженный в августе 2006 года. Его возраст оценивается в 3,5 миллиона лет.[53]

Низкая масса и большая масса звездообразования

Область звездообразования Вестерхаут 40 и Разлом Змеи-Аквила - облачные нити, содержащие новые звезды, заполняют регион.[54][55]

Считается, что звезды разной массы образуются по несколько разным механизмам. Теория маломассивного звездообразования, которая хорошо подтверждается наблюдениями, предполагает, что маломассивные звезды образуются в результате гравитационного коллапса вращающихся увеличений плотности внутри молекулярных облаков. Как описано выше, коллапс вращающегося облака газа и пыли приводит к образованию аккреционного диска, через который материя направляется на центральную протозвезду. Для звезд с массой более 8M☉Однако механизм звездообразования изучен недостаточно.

Массивные звезды испускают обильное количество излучения, которое отталкивает падающий материал. Раньше считалось, что это радиационное давление может быть достаточно значительным, чтобы остановить аккрецию на массивную протозвезду и предотвратить образование звезд с массами более нескольких десятков масс Солнца.[56] Недавняя теоретическая работа показала, что образование струи и истечение очищает полость, через которую может выходить большая часть излучения массивной протозвезды, не препятствуя аккреции через диск на протозвезду.[57][58] В настоящее время считается, что массивные звезды могут образовываться с помощью механизма, аналогичного механизму образования звезд с малой массой.

Появляется все больше свидетельств того, что по крайней мере некоторые массивные протозвезды действительно окружены аккреционными дисками. Остается проверить несколько других теорий массивного звездообразования. Из них, пожалуй, наиболее известной является теория конкурентной аккреции, которая предполагает, что массивные протозвезды «засеваются» протозвездами с малой массой, которые конкурируют с другими протозвездами за получение вещества из всего родительского молекулярного облака, а не просто из небольшого местный регион.[59][60]

Другая теория массивного звездообразования предполагает, что массивные звезды могут образовываться в результате слияния двух или более звезд меньшей массы.[61]

Смотрите также

использованная литература

  1. ^ Сталер, С. В. и Палла, Ф. (2004). Формирование звезд. Вайнхайм: Wiley-VCH. ISBN  3-527-40559-3.
  2. ^ Лада, Чарльз Дж .; Лада, Елизавета А. (01.09.2003). «Вложенные кластеры в молекулярные облака». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 41 (1): 57–115. arXiv:Astro-ph / 0301540. Bibcode:2003ARA & A..41 ... 57L. Дои:10.1146 / annurev.astro.41.011802.094844. ISSN  0066-4146. S2CID  16752089.
  3. ^ О'Делл, К. "Туманность". Всемирная книга в НАСА. World Book, Inc. Архивировано с оригинал на 2005-04-29. Получено 2009-05-18.
  4. ^ а б c d е Прильник, Дина (2000). Введение в теорию строения и эволюции звезд. Издательство Кембриджского университета. 195–212. ISBN  0-521-65065-8.
  5. ^ Dupraz, C .; Касоли, Ф. (4–9 июня 1990 г.). «Судьба молекулярного газа от слияний до эллиптических». Динамика галактик и распределение их молекулярных облаков: материалы 146-го симпозиума Международного астрономического союза. Париж, Франция: Kluwer Academic Publishers. Bibcode:1991IAUS..146..373D.
  6. ^ Лекё, Джеймс (2013). Рождение, эволюция и смерть звезд. World Scientific. ISBN  978-981-4508-77-3.
  7. ^ Williams, J.P .; Блиц, Л .; Макки, К. Ф. (2000). «Структура и эволюция молекулярных облаков: от сгустков до ядер и ММП». Протозвезды и планеты IV. п. 97. arXiv:Astro-ph / 9902246. Bibcode:2000prpl.conf ... 97 Вт.
  8. ^ Alves, J .; Лада, Ц .; Лада, Э. (2001). Отслеживание H2 Через инфракрасное пылеподавление. Издательство Кембриджского университета. п. 217. ISBN  0-521-78224-4.
  9. ^ Сандерс, Д. Б.; Scoville, N. Z .; Соломон, П. М. (1 февраля 1985 г.). «Гигантские молекулярные облака в Галактике. II - Характеристики дискретных объектов». Астрофизический журнал, часть 1. 289: 373–387. Bibcode:1985ApJ ... 289..373S. Дои:10.1086/162897.
  10. ^ Sandstrom, Карин М .; Peek, J. E. G .; Бауэр, Джеффри Ч .; Болатто, Альберто Д.; Пламбек, Ричард Л. (2007). "Параллактическое расстояние Парсеков к скоплению туманности Ориона по данным наблюдений с очень длинной базой ". Астрофизический журнал. 667 (2): 1161. arXiv:0706.2361. Bibcode:2007ApJ ... 667.1161S. Дои:10.1086/520922. S2CID  18192326.
  11. ^ Wilking, B.A .; Gagné, M .; Аллен, Л. Э. (2008). «Звездообразование в молекулярном облаке ρ Ophiuchi». В Бо Рейпурте (ред.). Справочник по регионам звездообразования, том II: Публикации монографии ASP «Южное небо». arXiv:0811.0005. Bibcode:2008hsf2.book..351W.
  12. ^ Ханзадян, Т .; Smith, M.D .; Gredel, R .; Станке, Т .; Дэвис, К. Дж. (Февраль 2002 г.). «Активное звездообразование в большой глобуле Бока CB 34». Астрономия и астрофизика. 383 (2): 502–518. Bibcode:2002A&A ... 383..502K. Дои:10.1051/0004-6361:20011531.
  13. ^ Хартманн, Ли (2000). Процессы аккреции при звездообразовании. Издательство Кембриджского университета. п. 4. ISBN  0-521-78520-0.
  14. ^ Смит, Майкл Дэвид (2004). Происхождение звезд. Imperial College Press. С. 43–44. ISBN  1-86094-501-5.
  15. ^ "ALMA впервые становится свидетелем сборки галактик в ранней Вселенной". Получено 23 июля 2015.
  16. ^ Квок, Солнце (2006). Физика и химия межзвездной среды. Книги университетских наук. стр.435–437. ISBN  1-891389-46-7.
  17. ^ Баттанер, Э. (1996). Астрофизическая гидродинамика. Издательство Кембриджского университета. С. 166–167. ISBN  0-521-43747-4.
  18. ^ «ALMA снимает драматический звездный фейерверк». www.eso.org. Получено 10 апреля 2017.
  19. ^ Джог, К. Дж. (26–30 августа 1997 г.). «Взрывы звездообразования, вызванные сжатием облаков во взаимодействующих галактиках». В Barnes, J. E .; Сандерс, Д. Б. (ред.). Труды симпозиума МАС № 186, Взаимодействие галактик при низком и высоком красном смещении. Киото, Япония. Bibcode:1999IAUS..186..235J.
  20. ^ Кето, Эрик; Хо, Луис Ч .; Ло, К.-Й. (Декабрь 2005 г.). «M82, вспышки звездообразования, звездные скопления и формирование шаровых скоплений». Астрофизический журнал. 635 (2): 1062–1076. arXiv:Astro-ph / 0508519. Bibcode:2005ApJ ... 635.1062K. Дои:10.1086/497575. S2CID  119359557.
  21. ^ Гралла, Мэг; и другие. (29 сентября 2014 г.). «Измерение миллиметрового излучения и эффекта Сюняева – Зельдовича, связанного с низкочастотными радиоисточниками». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. Издательство Оксфордского университета. 445 (1): 460–478. arXiv:1310.8281. Bibcode:2014МНРАС.445..460Г. Дои:10.1093 / mnras / stu1592. S2CID  8171745.
  22. ^ ван Брейгель, Виль; и другие. (Ноябрь 2004 г.). Т. Сторчи-Бергманн; L.C. Хо; Энрике Р. Шмитт (ред.). Взаимодействие черных дыр, звезд и ISM в ядрах галактик. Издательство Кембриджского университета. С. 485–488. arXiv:Astro-ph / 0406668. Bibcode:2004IAUS..222..485V. Дои:10.1017 / S1743921304002996.
  23. ^ «Размер может быть обманчивым». www.spacetelescope.org. Получено 9 октября 2017.
  24. ^ Прильник, Дина (2000). Введение в теорию строения и эволюции звезд. Издательство Кембриджского университета. С. 198–199. ISBN  0-521-65937-X.
  25. ^ Хартманн, Ли (2000). Процессы аккреции при звездообразовании. Издательство Кембриджского университета. п. 22. ISBN  0-521-78520-0.
  26. ^ Ли, Хуа-бай; Доуэлл, К. Даррен; Гудман, Алисса; Хильдебранд, Роджер; Новак, Джайлз (11 августа 2009 г.). «Закрепление магнитного поля в турбулентных молекулярных облаках». Астрофизический журнал. 704 (2): 891. arXiv:0908.1549. Bibcode:2009ApJ ... 704..891L. Дои:10.1088 / 0004-637X / 704/2/891. S2CID  118341372.
  27. ^ Ballesteros-Paredes, J .; Klessen, R. S .; Mac Low, M.-M .; Васкес-Семадени, Э. (2007). «Турбулентность молекулярных облаков и звездообразование». In Reipurth, B .; Jewitt, D .; Кейл, К. (ред.). Протозвезды и планеты V. С. 63–80. ISBN  978-0-8165-2654-3.
  28. ^ Лонгэр, М. С. (2008). Формирование галактики (2-е изд.). Springer. п. 478. ISBN  978-3-540-73477-2.
  29. ^ а б c Ларсон, Ричард Б. (1969). «Численные расчеты динамики схлопывающейся протозвезды». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 145 (3): 271–295. Bibcode:1969МНРАС.145..271Л. Дои:10.1093 / mnras / 145.3.271.
  30. ^ Саларис, Маурицио (2005). Кассизи, Санти (ред.). Эволюция звезд и звездного населения. Джон Уайли и сыновья. стр.108–109. ISBN  0-470-09220-3.
  31. ^ "Слава из мрака". www.eso.org. Получено 2 февраля 2018.
  32. ^ Ч. Хаяси (1961). «Звездная эволюция на ранних этапах гравитационного сжатия». Публикации Астрономического общества Японии. 13: 450–452. Bibcode:1961PASJ ... 13..450H.
  33. ^ Л. Г. Хеньи; Р. Лелевье; Р. Д. Леви (1955). «Ранние фазы звездной эволюции». Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 67 (396): 154. Bibcode:1955PASP ... 67..154H. Дои:10.1086/126791.
  34. ^ Б. Дж. Бок и Э. Ф. Рейли (1947). «Маленькие темные туманности». Астрофизический журнал. 105: 255. Bibcode:1947ApJ ... 105..255B. Дои:10.1086/144901.
    Юн, Жоао Линь; Клеменс, Дэн П. (1990). «Звездообразование в маленьких шариках - Барт БОК был прав». Астрофизический журнал. 365: L73. Bibcode:1990ApJ ... 365L..73Y. Дои:10.1086/185891.
  35. ^ Бенджамин, Роберт А .; Churchwell, E .; Babler, Brian L .; Bania, T. M .; Клеменс, Дэн П .; Коэн, Мартин; Дики, Джон М .; Индебету, Реми; и другие. (2003). "GLIMPSE. I. An SIRTF Наследственный проект по нанесению на карту внутренней галактики ». Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 115 (810): 953–964. arXiv:astro-ph / 0306274. Bibcode:2003PASP..115..953B. Дои:10.1086/376696. S2CID  119510724.
  36. ^ "Миссия исследователя широкоугольного инфракрасного обзора". НАСА.
  37. ^ Majaess, Д. (2013). Обнаружение протозвезд и их кластеров через WISE, АпСС, 344, 1 (Каталог VizieR )
  38. ^ Камарго и др. (2015). Новые галактические встроенные кластеры и кандидаты из обзора WISE, Новая астрономия, 34
  39. ^ Гетман, К .; и другие. (2014). "Градиенты возраста ядра-гало и звездообразование в туманности Ориона и молодых звездных скоплениях NGC 2024". Приложение к астрофизическому журналу. 787 (2): 109. arXiv:1403.2742. Bibcode:2014ApJ ... 787..109G. Дои:10.1088 / 0004-637X / 787/2/109. S2CID  118503957.
  40. ^ Прейбиш, Т .; и другие. (2005). "Происхождение рентгеновского излучения T Tauri: новые открытия сверхглубокого проекта Chandra Orion". Приложение к астрофизическому журналу. 160 (2): 401–422. arXiv:Astro-ph / 0506526. Bibcode:2005ApJS..160..401P. Дои:10.1086/432891. S2CID  18155082.
  41. ^ Feigelson, E.D .; Декампли, В. М. (1981). «Наблюдения рентгеновского излучения звезд Т-Тельца». Письма в астрофизический журнал. 243: L89 – L93. Bibcode:1981ApJ ... 243L..89F. Дои:10.1086/183449.
  42. ^ Montmerle, T .; и другие. (1983). «Наблюдения Эйнштейном над темным облаком Ро Змееносца - рентгеновской елкой». Астрофизический журнал, часть 1. 269: 182–201. Bibcode:1983ApJ ... 269..182M. Дои:10.1086/161029.
  43. ^ Feigelson, E.D .; и другие. (2013). "Обзор проекта исследования массивных молодых звездообразующих комплексов в инфракрасном и рентгеновском диапазонах (MYStIX)". Приложение к астрофизическому журналу. 209 (2): 26. arXiv:1309.4483. Bibcode:2013ApJS..209 ... 26F. Дои:10.1088/0067-0049/209/2/26. S2CID  56189137.
  44. ^ Гетман, К. В .; и другие. (2005). «Сверхглубокий проект Чандра Орион: наблюдения и списки источников». Приложение к астрофизическому журналу. 160 (2): 319–352. arXiv:Astro-ph / 0410136. Bibcode:2005ApJS..160..319G. Дои:10.1086/432092. S2CID  19965900.
  45. ^ Güdel, M .; и другие. (2007). "Расширенный обзор молекулярного облака Тельца (XEST)" XMM-Newton ". Астрономия и астрофизика. 468 (2): 353–377. arXiv:Astro-ph / 0609160. Bibcode:2007 A&A ... 468..353G. Дои:10.1051/0004-6361:20065724. S2CID  8846597.
  46. ^ "Молодой звездообразующий сгусток в глубоком космосе замечен впервые". Получено 2015-05-11.
  47. ^ Гувер, Рэйчел (21 февраля 2014 г.). «Нужно отслеживать органические наночастицы по всей Вселенной? У НАСА есть для этого приложение». НАСА. Получено 22 февраля, 2014.
  48. ^ Гибни, Элизабет (28 февраля 2018 г.). «Астрономы обнаруживают свет от первых звезд Вселенной - неожиданности в сигнале космического рассвета также намекают на присутствие темной материи». Природа. Дои:10.1038 / d41586-018-02616-8. Получено 28 февраля, 2018.
  49. ^ Уильямс, Кристина С .; Лаббе, Иво; Спилкер, Джастин; Стефанон, Мауро; Лея, Джоэл; Уитакер, Кэтрин; Безансон, Рэйчел; Нараянан, Десика; Ош, Паскаль; Вайнер, Бенджамин (2019). «Открытие темной массивной галактики, содержащей только ALMA, на z ∼ 5–6 в крошечном обзоре 3 мм». Астрофизический журнал. 884 (2): 154. arXiv:1905.11996. Дои:10.3847 / 1538-4357 / ab44aa. ISSN  1538-4357. S2CID  168169681.
  50. ^ Университет Аризоны. "Космический йети с зари вселенной найден в пыли". UANews. Получено 2019-10-22.
  51. ^ Андре, Филипп; Уорд-Томпсон, Дерек; Барсоны, Мэри (1993). «Наблюдения субмиллиметрового континуума Rho Ophiuchi A - кандидата в протозвезду VLA 1623 и предзвездных скоплений». Астрофизический журнал. 406: 122–141. Bibcode:1993ApJ ... 406..122A. Дои:10.1086/172425. ISSN  0004-637X.
  52. ^ Бурк, Тайлер Л .; Крэпси, Антонио; Майерс, Филип С .; и другие. (2005). "Открытие биполярного молекулярного истечения малой массы из L1014-IRS с помощью субмиллиметрового массива". Астрофизический журнал. 633 (2): L129. arXiv:Astro-ph / 0509865. Bibcode:2005ApJ ... 633L.129B. Дои:10.1086/498449. S2CID  14721548.
  53. ^ Geballe, T. R .; Najarro, F .; Ригаут, Ф .; Рой, Дж. (2006). «Спектр горячей звезды в IRS 8 в K-диапазоне: посторонний в центре Галактики?». Астрофизический журнал. 652 (1): 370–375. arXiv:Astro-ph / 0607550. Bibcode:2006ApJ ... 652..370G. Дои:10.1086/507764. ISSN  0004-637X. S2CID  9998286.
  54. ^ Kuhn, M. A .; и другие. (2010). "Наблюдение Чандрой скрытого звездообразующего комплекса W40". Астрофизический журнал. 725 (2): 2485–2506. arXiv:1010.5434. Bibcode:2010ApJ ... 725.2485K. Дои:10.1088 / 0004-637X / 725/2/2485. S2CID  119192761.
  55. ^ Андре, Ph .; и другие. (2010). «От нитевидных облаков до предзвездных ядер и звездного ММП: первые основные моменты обзора пояса Гершеля Гулда». Астрономия и астрофизика. 518: L102. arXiv:1005.2618. Bibcode:2010A & A ... 518L.102A. Дои:10.1051/0004-6361/201014666. S2CID  248768.
  56. ^ М. Г. Вулфайр; Дж. П. Кассинелли (1987). «Условия образования массивных звезд». Астрофизический журнал. 319 (1): 850–867. Bibcode:1987ApJ ... 319..850Вт. Дои:10.1086/165503.
  57. ^ К. Ф. Макки; Дж. К. Тан (2002). «Массивное звездообразование за 100 000 лет из турбулентных молекулярных облаков под давлением». Природа. 416 (6876): 59–61. arXiv:Astro-ph / 0203071. Bibcode:2002Натура 416 ... 59М. Дои:10.1038 / 416059a. PMID  11882889. S2CID  4330710.
  58. ^ Р. Банерджи; Р. Э. Пудриц (2007). «Массивное звездообразование из-за высоких темпов аккреции и ранних оттоков, управляемых дисками». Астрофизический журнал. 660 (1): 479–488. arXiv:astro-ph / 0612674. Bibcode:2007ApJ ... 660..479B. Дои:10.1086/512010. S2CID  9769562.
  59. ^ И. А. Боннель; М. Р. Бейт; К. Дж. Кларк; Дж. Э. Прингл (1997). «Аккреция и спектр звездных масс в малых скоплениях». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 285 (1): 201–208. Bibcode:1997МНРАС.285..201Б. Дои:10.1093 / mnras / 285.1.201.
  60. ^ И. А. Боннель; М. Р. Бейт (2006). «Звездообразование посредством гравитационного коллапса и конкурентной аккреции». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 370 (1): 488–494. arXiv:Astro-ph / 0604615. Bibcode:2006МНРАС.370..488Б. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2006.10495.x. S2CID  15652967.
  61. ^ И. А. Боннель; М. Р. Бейт; Х. Зиннекер (1998). «Об образовании массивных звезд». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 298 (1): 93–102. arXiv:Astro-ph / 9802332. Bibcode:1998МНРАС.298 ... 93Б. Дои:10.1046 / j.1365-8711.1998.01590.x. S2CID  119346630.