Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску

Звездообразование - это процесс, при котором плотные области внутри молекулярных облаков в межзвездном пространстве , иногда называемые «звездными яслями» или « областями звездообразования », коллапсируют и образуют звезды . [1] Как раздел астрономии , звездообразование включает в себя изучение межзвездной среды (ISM) и гигантских молекулярных облаков (GMC) как предшественников процесса звездообразования, а также изучение протозвезд и молодых звездных объектов как его непосредственных продуктов. Это тесно связано с формированием планет , другой ветвьюастрономия . Теория звездообразования, а также учет образования одиночной звезды, также должны учитывать статистику двойных звезд и начальную функцию масс . Большинство звезд образуются не изолированно, а как часть группы звезд, называемых звездными скоплениями или звездными ассоциациями . [2]

Звездные ясли [ править ]

Изображение, полученное телескопом Хаббла, известное как Столпы Созидания , где в туманности Орла формируются звезды.

Межзвездные облака [ править ]

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

Спиральной галактики , как Млечный Путь содержит звезды , звездные остатки и диффузный межзвездной среды (ISM) газа и пыли. Межзвездная среда состоит из 10 -4 - 10 6 частиц на см 3 и обычно на 70% состоит из водорода по массе, а большая часть остального газа состоит из гелия . Эта среда была химически обогащена следовыми количествами более тяжелых элементов, которые были выброшены из звезд, когда они прошли по окончании своего жизненного цикла на главной последовательности . Области более высокой плотности межзвездной среды образуют облака, илидиффузные туманности , [3] , где формирование звезд происходит. [4] В отличие от спиралей, эллиптическая галактика теряет холодный компонент своей межзвездной среды в течение примерно миллиарда лет, что мешает галактике формировать диффузные туманности, кроме как в результате слияния с другими галактиками. [5]

В плотных туманностях, где образуются звезды, большая часть водорода находится в молекулярной (H 2 ) форме, поэтому эти туманности называются молекулярными облаками . [4] Космическая обсерватория Гершеля показала, что волокна действительно повсеместно встречаются в молекулярном облаке. Плотные молекулярные волокна, которые играют центральную роль в процессе звездообразования, будут фрагментироваться на гравитационно связанные ядра, большинство из которых превратятся в звезды. Непрерывное нарастание газа, геометрическое изгибание и магнитные поля могут контролировать детальный характер фрагментации волокон. В сверхкритических филаментах наблюдения выявили квазипериодические цепочки плотных ядер с расстоянием, сравнимым с внутренней шириной филамента, и включают внедренные протозвезды с истечениями. [6]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. . [7] Эти гигантские молекулярные облака имеют характерные плотности 100 частиц на см 3 , диаметр 100 световых лет (9,5 × 10 14  км ), массы до 6 млн солнечных масс ( M ☉ ), [8] и в среднем внутренняя температура 10  K . Около половины полной массы галактического ISM находится в молекулярных облаках [9]а в Млечном Пути насчитывается около 6000 молекулярных облаков, каждое с более чем 100000  M ☉ . [10] Ближайшая к Солнцу туманность, в которой образуются массивные звезды, - это туманность Ориона , находящаяся на расстоянии 1300 св. Лет (1,2 × 10 16  км). [11] Однако в облачном комплексе ρ Ophiuchi происходит звездообразование с меньшей массой на расстоянии около 400–450 световых лет . [12]

Более компактное место звездообразования - это непрозрачные облака плотного газа и пыли, известные как глобулы Бока , названные так в честь астронома Барта Бока . Они могут образовываться вместе с схлопывающимися молекулярными облаками или, возможно, независимо. [13] Глобулы Бока обычно имеют размер до светового года и содержат несколько солнечных масс . [14] Их можно наблюдать как темные облака на фоне ярких эмиссионных туманностей или звезд фона. Было обнаружено, что более половины известных глобул Бока содержат вновь формирующиеся звезды. [15]

Сборка галактики в ранней Вселенной. [16]

Обрушение облаков [ править ]

Межзвездное облако газа будет оставаться в гидростатическом равновесии до тех пор, пока кинетическая энергия давления газа находится в равновесии с потенциальной энергией внутренней гравитационной силы . Математически это выражается с помощью теоремы вириала , которая гласит, что для поддержания равновесия гравитационная потенциальная энергия должна равняться удвоенной внутренней тепловой энергии. [17] Если облако достаточно массивное, что давление газа недостаточно, чтобы поддерживать его, облако подвергнется гравитационному коллапсу . Масса, выше которой облако подвергнется коллапсу, называется массой Джинса.. Масса Джинса зависит от температуры и плотности облака, но обычно составляет от тысяч до десятков тысяч солнечных масс. [4] Во время коллапса облака от десятков до десяти тысяч звезд образуются более или менее одновременно, что можно наблюдать в так называемых вложенных скоплениях . Конечным продуктом коллапса ядра является рассеянное звездное скопление . [18]

Наблюдения ALMA за комплексом туманности Ориона позволяют получить представление о взрывах при рождении звезды. [19]

При инициировании звездообразования может произойти одно из нескольких событий, которые приведут к сжатию молекулярного облака и вызову его гравитационного коллапса . Молекулярные облака могут сталкиваться друг с другом, или взрыв близлежащей сверхновой может быть спусковым крючком, отправляя потрясенное вещество в облако на очень высоких скоростях. [4] (Образовавшиеся в результате новые звезды могут вскоре сами производить сверхновые, производя самораспространяющиеся звездообразования .) В качестве альтернативы, столкновения галактик могут вызвать массивные вспышки звездообразования, поскольку газовые облака в каждой галактике сжимаются и возбуждаются приливными силами . [20]Последний механизм может быть ответственным за образование шаровых скоплений . [21]

Сверхмассивная черная дыра в центре галактики может служить для регулирования скорости образования звезд в ядре галактики. Черная дыра, аккрецирующая падающее вещество, может стать активной , испуская сильный ветер через коллимированную релятивистскую струю . 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. [22] Однако радиоизлучение вокруг джетов может также вызвать звездообразование. Точно так же более слабая струя может вызвать звездообразование при столкновении с облаком. [23]

Карликовая галактика ESO 553-46 имеет один из самых высоких темпов звездообразования из примерно 1000 галактик, ближайших к Млечному Пути. [24]

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 в результате высвобождения гравитационной потенциальной энергии . 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. [25]

Эту картину коллапсирующего облака усложняют эффекты турбулентности , макроскопических потоков, вращения , магнитных полей и геометрии облака. И вращение, и магнитные поля могут препятствовать схлопыванию облака. [26] [27] Турбулентность способствует фрагментации облака и в самых маленьких масштабах способствует коллапсу. [28]

Протостар [ править ]

Основная статья: Protostar
Звездный питомник LH 95 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. [29]

Во время коллапса плотность облака увеличивается к центру, и поэтому средняя область сначала становится оптически непрозрачной. Это происходит при плотности около 10 -13 г / см 3 . 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. [30]

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

Когда внутренняя температура достигает примерно 2000 К , тепловая энергия диссоциирует молекулы H 2 . [30] За этим 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. [31] После того, как плотность падающего материала достигает примерно 10 -8 г / см 3 , этот материал становится достаточно прозрачным, чтобы позволить энергии, излучаемой протозвездой, уйти. Сочетание конвекции внутри протозвезды и излучения снаружи позволяет звезде сжиматься дальше. [30]Это продолжается до тех пор, пока газ не станет достаточно горячим, чтобы внутреннее давление поддержало протозвезду от дальнейшего гравитационного коллапса - состояние, называемое гидростатическим равновесием . Когда эта фаза аккреции почти завершена, образующийся 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 частично продолжается из недавно сформированного околозвездного диска . Когда плотность и температура достаточно высоки, начинается синтез дейтерия , и внешнее давление результирующего излучения замедляет (но не останавливает) коллапс. Материал, составляющий облако, продолжает «проливаться дождем» на протозвезду . На этой стадии образуются биполярные струи, называемые объектами Хербига – Аро . Это, вероятно, средство, с помощью которого удаляется избыточный угловой момент падающего материала, позволяя звезде продолжать формироваться.

Область звездообразования Lupus 3 . [32]

Когда окружающая газовая и пылевая оболочка рассеивается и процесс аккреции прекращается, звезда считается звездой до главной последовательности (звезда PMS). Источником энергии этих объектов является гравитационное сжатие, в отличие от горения водорода в звездах главной последовательности. Звезда ПМС следует за следом Хаяши на диаграмме Герцшпрунга – Рассела (H – R) . [33] Сжатие будет продолжаться до тех пор, пока не будет достигнут предел Хаяши , после чего сжатие будет продолжаться по шкале Кельвина – Гельмгольца при стабильной температуре. Звезды с размером менее 0,5  M ☉после этого присоединяйтесь к основной последовательности. Что касается более массивных звезд PMS, в конце трека Хаяши они будут медленно коллапсировать в почти гидростатическом равновесии, следуя треку Хеньи . [34]

Наконец, водород начинает плавиться в ядре звезды, а остальная оболочка исчезает. На этом завершается протозвездная фаза и начинается фаза главной последовательности звезды на диаграмме H – R.

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

Протостар
Вспышка протозвездов - HOPS 383 (2015).

Наблюдения [ править ]

Туманность Ориона представляет собой архетипический пример формирования звезд, от массивных молодых звезд, которые формируют туманность к стойкам плотного газа , которые могут быть в домах многообещающих звезд.

Ключевые элементы звездообразования доступны только при наблюдениях в длинах волн, отличных от оптических . Протозвездная стадия звездного существования почти всегда скрыта глубоко внутри плотных облаков газа и пыли, оставшихся от GMC . Часто эти звездообразующие коконы, известные как глобулы Бока , можно увидеть силуэтами на фоне яркого излучения окружающего газа. [35] Ранние стадии жизни звезды можно увидеть в инфракрасном свете, который легче проникает в пыль, чем в видимом свете. [36] Наблюдения широкопольного инфракрасного обозревателя.Таким образом, (WISE) были особенно важны для открытия многочисленных галактических протозвезд и их родительских звездных скоплений . [37] [38] Примерами таких встроенных звездных скоплений являются FSR 1184, FSR 1190, Камарго 14, Камарго 74, Majaess 64 и Majaess 98. [39]

Область звездообразования S106.

Структуру молекулярного облака и эффекты протозвезд можно наблюдать в ближней ИК экстинкции карт (где число звезд подсчитанные на единицу площади и по сравнению с соседней нулевой экстинкцией области неба), континуумом выбросом пыли и вращательными переходами из СО и других молекул; последние два наблюдаются в миллиметровом и субмиллиметровом диапазоне. Излучение протозвезды и ранней звезды необходимо наблюдать в астрономических инфракрасных длинах волн, поскольку угасаниевызванная 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 в рентгеновских лучах внутри области звездообразования NGC 2024 . [40]

Рентгеновские наблюдения оказались полезными для изучения молодых звезд, поскольку рентгеновское излучение этих объектов примерно в 100–100 000 раз сильнее, чем рентгеновское излучение звезд главной последовательности. [41] Самые ранние регистрации рентгеновских лучей от звезд типа Т Тельца были сделаны рентгеновской обсерваторией Эйнштейна . [42] [43] Для маломассивных звезд рентгеновское излучение генерируется за счет нагрева звездной короны посредством магнитного пересоединения , в то время как для больших масс O и ранних звезд B-типа рентгеновские лучи генерируются посредством сверхзвуковых толчков в звездной ветры. Фотоны в диапазоне энергий мягкого рентгеновского излучения, охватываемого рентгеновской обсерваторией Чандра и XMM-Newtonможет 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. [44] Рентгеновские наблюдения предоставили почти полную статистику всех объектов звездной массы в скоплении туманности Ориона и молекулярном облаке Тельца . [45] [46]

Образование отдельных звезд можно непосредственно наблюдать только в Галактике Млечный Путь , но в далеких галактиках звездообразование было обнаружено по его уникальной спектральной сигнатуре .

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. [47]

21 февраля 2014 года НАСА объявило о значительно обновленной базе данных для отслеживания полициклических ароматических углеводородов (ПАУ) во Вселенной . По мнению ученых, более чем на 20% от углерода во Вселенной может быть связана с ПАУ, возможными исходными материалами для формирования из жизни . Похоже, что ПАУ образовались вскоре после Большого взрыва , широко распространены во Вселенной и связаны с новыми звездами и экзопланетами . [48]

В феврале 2018 года астрономы впервые сообщили о сигнале эпохи реионизации , о косвенном обнаружении света от самых первых сформировавшихся звезд - примерно через 180 миллионов лет после Большого взрыва . [49]

В статье, опубликованной 22 октября 2019 года, сообщается об обнаружении 3MM-1 , массивной галактики, образующей звезды, на расстоянии около 12,5 миллиардов световых лет от нас, которая скрыта облаками пыли . [50] При массе около 10 10,8 массы Солнца скорость звездообразования примерно в 100 раз выше, чем в Млечном Пути . [51]

Известные объекты Pathfinder [ править ]

  • 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. [52]
  • L1014 - чрезвычайно слабый встроенный объект, представитель нового класса источников, которые только сейчас обнаруживаются новейшими телескопами. Их статус все еще не определен, они могут быть самыми молодыми маломассивными протозвездами класса 0, которые когда-либо наблюдались, или даже очень маломассивными эволюционировавшими объектами (такими как коричневые карлики или даже планеты-изгои ). [53]
  • GCIRS 8 * - самая молодая из известных звезд главной последовательности в районе Центра Галактики , открытая в августе 2006 года. Возраст этой звезды оценивается в 3,5 миллиона лет. [54]

Маломассивные и большие звездообразования [ править ]

Область звездообразования Вестерхаут 40 и разлом Змеи-Аквила - облачные нити, содержащие новые звезды, заполняют область. [55] [56]

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. Однако для звезд с массой более 8  M ☉ механизм звездообразования не совсем понятен.

Массивные звезды испускают обильное количество излучения, которое отталкивает падающий материал. В прошлом 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. [57] Недавние теоретические работы показали, что образование струи и истечение очищает полость, через которую может выходить большая часть излучения массивной протозвезды, не препятствуя аккреции через диск на протозвезду. [58] [59] 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. Несколько других теорий массивного звездообразования еще предстоит проверить с помощью наблюдений. Из них, пожалуй, наиболее известной является теория конкурентной аккреции, которая предполагает, что массивные протозвезды «засеваются» протозвездами с малой массой, которые конкурируют с другими протозвездами, чтобы втянуть материю из всего родительского молекулярного облака, а не просто из небольшого местный регион. [60] [61]

Другая теория массивного звездообразования предполагает, что массивные звезды могут образовываться путем слияния двух или более звезд меньшей массы. [62]

См. Также [ править ]

  • Аккреция  - накопление частиц в массивный объект за счет гравитационного притяжения большего количества вещества.
  • Модель потока шампанского
  • Хронология Вселенной  - История и будущее Вселенной
  • Формирование и эволюция Солнечной системы  - Формирование Солнечной системы в результате гравитационного коллапса молекулярного облака и последующая геологическая история
  • Формирование и эволюция галактик  - процессы, которые сформировали неоднородную Вселенную с однородного начала, формирование первых галактик, способ изменения галактик с течением времени.
  • Список областей звездообразования в Местной группе  - Области в галактике Млечный Путь и Местная группа, где формируются новые звезды

Ссылки [ править ]

  1. ^ Stahler, SW & Palla, F. (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 . DOI : 10.1146 / annurev.astro.41.011802.094844 . ISSN 0066-4146 . S2CID 16752089 .  
  3. ^ О'Делл, CR "Туманность" . Мировая книга в НАСА . World Book, Inc. Архивировано из оригинала на 2005-04-29 . Проверено 18 мая 2009 .
  4. ^ a b c d e 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 распределения их молекулярных облаков: материалы 146-го симпозиума Международного астрономического союза . Париж, Франция: Kluwer Academic Publishers. Bibcode : 1991IAUS..146..373D .
  6. ^ Чжан, Го-Инь; Андре, доктор философии; Меньщиков, А .; Ван, Кэ (октябрь 2020 г.). «Фрагментация звездообразующих нитей в Х-образной туманности Калифорнийского молекулярного облака» . Астрономия и астрофизика . 642 : A76. arXiv : 2002.05984 . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 202037721 . ISSN 0004-6361 . 
  7. ^ Lequeux, Джеймс (2013). Рождение, эволюция и смерть звезд . World Scientific. ISBN 978-981-4508-77-3.
  8. ^ Уильямс, JP; Блиц, Л .; Макки, CF (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 ... 97W .
  9. ^ Alves, J .; Лада, Ц .; Лада, Э. (2001). Отслеживание H 2 с помощью инфракрасного пылеподавления . Издательство Кембриджского университета. п. 217. ISBN. 0-521-78224-4.
  10. ^ Сандерс, DB; Сковилл, Новая Зеландия; Соломон, PM (1 февраля 1985 г.). «Гигантские молекулярные облака в Галактике. II - Характеристики дискретных объектов». Астрофизический журнал, часть 1 . 289 : 373–387. Bibcode : 1985ApJ ... 289..373S . DOI : 10.1086 / 162897 .
  11. ^ Sandstrom, Карин М .; Пик, JEG; Бауэр, Джеффри Ч .; Болатто, Альберто Д.; Пламбек, Ричард Л. (2007). «Параллактическое расстояние парсеков до скопления туманности Ориона по данным наблюдений с очень длинной базой». Астрофизический журнал . 667 (2): 1161. arXiv : 0706.2361 . Bibcode : 2007ApJ ... 667.1161S . DOI : 10.1086 / 520922 . S2CID 18192326 . 
  12. ^ Уилкинг, BA; Gagné, M .; Аллен, Л. Е. (2008). «Звездообразование в молекулярном облаке ρ Ophiuchi». В Бо Рейпурте (ред.). Справочник по областям звездообразования, Том II: Публикации монографии ASP «Южное небо» . arXiv : 0811.0005 . Bibcode : 2008hsf2.book..351W .
  13. ^ Ханзадян, Т .; Смит, доктор медицины; Gredel, R .; Станке, Т .; Дэвис, CJ (февраль 2002 г.). «Активное звездообразование в большой глобуле Бока CB 34» . Астрономия и астрофизика . 383 (2): 502–518. Бибкод : 2002A & A ... 383..502K . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20011531 .
  14. ^ Хартманн, Ли (2000). Процессы аккреции при звездообразовании . Издательство Кембриджского университета. п. 4. ISBN 0-521-78520-0.
  15. ^ Смит, Майкл Дэвид (2004). Происхождение звезд . Imperial College Press. С. 43–44. ISBN 1-86094-501-5.
  16. ^ "ALMA впервые становится свидетелем сборки галактик в ранней Вселенной" . Проверено 23 июля 2015 года .
  17. ^ Квок, ВС (2006). Физика и химия межзвездной среды . Книги университетских наук. С.  435–437 . ISBN 1-891389-46-7.
  18. ^ Battaner, Е. (1996). Астрофизическая гидродинамика . Издательство Кембриджского университета. С. 166–167. ISBN 0-521-43747-4.
  19. ^ "ALMA захватывает драматический звездный фейерверк" . www.eso.org . Проверено 10 апреля 2017 года .
  20. ^ Jog, CJ (август 26-30, 1997). «Взрывы звездообразования, вызванные сжатием облаков во взаимодействующих галактиках». В Барнсе, Дж. Э .; Сандерс, Д. Б. (ред.). Труды Симпозиума МАС № 186, Взаимодействие галактик при малом и большом красном смещении . Киото, Япония. Bibcode : 1999IAUS..186..235J .
  21. ^ 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 . DOI : 10.1086 / 497575 . S2CID 119359557 . 
  22. ^ 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 : 2014MNRAS.445..460G . DOI : 10.1093 / MNRAS / stu1592 . S2CID 8171745 . 
  23. ^ ван Брейгель, Вил; и другие. (Ноябрь 2004 г.). Т. Сторчи-Бергманн; LC Ho; 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 . DOI : 10.1017 / S1743921304002996 .
  24. ^ «Размер может быть обманчивым» . www.spacetelescope.org . Проверено 9 октября 2017 года .
  25. ^ Prialnik, Dina (2000). Введение в теорию строения и эволюции звезд . Издательство Кембриджского университета. С. 198–199. ISBN 0-521-65937-X.
  26. ^ Хартманн, Ли (2000). Процессы аккреции при звездообразовании . Издательство Кембриджского университета. п. 22. ISBN 0-521-78520-0.
  27. ^ 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 . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 704/2/891 . S2CID 118341372 . 
  28. ^ Ballesteros-Paredes, J .; Klessen, RS; Mac Low, M.-M .; Васкес-Семадени, Э. (2007). «Турбулентность молекулярных облаков и звездообразование». In Reipurth, B .; Jewitt, D .; Кейл, К. (ред.). Протозвезд и планет V . С. 63–80. ISBN 978-0-8165-2654-3.
  29. ^ Longair, MS (2008). Формирование галактики (2-е изд.). Springer. п. 478. ISBN 978-3-540-73477-2.
  30. ^ a b c Ларсон, Ричард Б. (1969). «Численные расчеты динамики схлопывающейся протозвезды» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 145 (3): 271–295. Полномочный код : 1969MNRAS.145..271L . DOI : 10.1093 / MNRAS / 145.3.271 .
  31. ^ Саларис, Маурицио (2005). Кассизи, Санти (ред.). Эволюция звезд и звездных популяций . Джон Уайли и сыновья. С.  108–109 . ISBN 0-470-09220-3.
  32. ^ "Слава из мрака" . www.eso.org . Проверено 2 февраля 2018 .
  33. Перейти ↑ C. Hayashi (1961). «Звездная эволюция на ранних этапах гравитационного сжатия». Публикации Астрономического общества Японии . 13 : 450–452. Bibcode : 1961PASJ ... 13..450H .
  34. ^ LG Henyey; Р. Лелевье; RD Levée (1955). «Ранние фазы звездной эволюции» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 67 (396): 154. Bibcode : 1955PASP ... 67..154H . DOI : 10.1086 / 126791 .
  35. ↑ BJ Bok и EF Reilly (1947). «Маленькие темные туманности». Астрофизический журнал . 105 : 255. Bibcode : 1947ApJ ... 105..255B . DOI : 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 . DOI : 10.1086 / 185891 .
  36. ^ Бенджамин, Роберт А .; Churchwell, E .; Babler, Brian L .; Bania, TM; Клеменс, Дэн П .; Коэн, Мартин; Дики, Джон М .; Индебету, Реми; и другие. (2003). "GLIMPSE. I. Проект наследия SIRTF по нанесению на карту внутренней галактики". Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 115 (810): 953–964. arXiv : astro-ph / 0306274 . Bibcode : 2003PASP..115..953B . DOI : 10.1086 / 376696 . S2CID 119510724 . 
  37. ^ "Миссия исследователя широкоугольного инфракрасного обзора" . НАСА.
  38. ^ Majaess, D. (2013). Обнаружение протозвезд и их кластеров хостов через WISE , ApSS, 344, 1 ( каталог VizieR )
  39. ^ Камарго и др. (2015). Новые галактические встроенные скопления и кандидаты из обзора WISE , New Astronomy, 34
  40. ^ Getman, K .; 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 . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 787/2/109 . S2CID 118503957 . 
  41. ^ 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 . DOI : 10.1086 / 432891 . S2CID 18155082 . 
  42. ^ Feigelson, ED; Decampli, WM (1981). «Наблюдения рентгеновского излучения звезд Т-Тельца». Письма в астрофизический журнал . 243 : L89 – L93. Bibcode : 1981ApJ ... 243L..89F . DOI : 10.1086 / 183449 .
  43. ^ 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 . DOI : 10.1086 / 161029 .
  44. ^ Feigelson, ED; 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 . DOI : 10.1088 / 0067-0049 / 209/2/26 . S2CID 56189137 . 
  45. ^ Гетман, К.В. и другие. (2005). "Чандра Орион сверхглубокий проект: наблюдения и списки источников". Приложение к астрофизическому журналу . 160 (2): 319–352. arXiv : astro-ph / 0410136 . Bibcode : 2005ApJS..160..319G . DOI : 10,1086 / 432092 . S2CID 19965900 . 
  46. ^ 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 : 2007A&A ... 468..353G . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20065724 . S2CID 8846597 . 
  47. ^ "Молодой звездообразующий сгусток в глубоком космосе замечен впервые" . Проверено 11 мая 2015 .
  48. Перейти ↑ Hoover, Rachel (21 февраля 2014 г.). «Нужно отслеживать органические наночастицы по всей Вселенной? У НАСА есть для этого приложение» . НАСА . Проверено 22 февраля 2014 года .
  49. ^ Гибни, Элизабет (28 февраля 2018 г.). «Астрономы обнаруживают свет от первых звезд Вселенной - сюрпризы в сигнале космического рассвета также намекают на присутствие темной материи» . Природа . DOI : 10.1038 / d41586-018-02616-8 . Проверено 28 февраля 2018 года .
  50. ^ 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 . DOI : 10,3847 / 1538-4357 / ab44aa . ISSN 1538-4357 . S2CID 168169681 .  
  51. ^ Университет Аризоны. «Космический йети с зари Вселенной, найденный в пыли» . UANews . Проверено 22 октября 2019 .
  52. ^ 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 . DOI : 10.1086 / 172425 . ISSN 0004-637X . 
  53. ^ Бурк, Тайлер Л .; Crapsi, 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 . DOI : 10.1086 / 498449 . S2CID 14721548 . 
  54. ^ Гебалле, TR; 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 . DOI : 10.1086 / 507764 . ISSN 0004-637X . S2CID 9998286 .  
  55. ^ Кун, Массачусетс; и другие. (2010). "Наблюдение Чандрой скрытого звездообразующего комплекса W40". Астрофизический журнал . 725 (2): 2485–2506. arXiv : 1010,5434 . Bibcode : 2010ApJ ... 725.2485K . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 725/2/2485 . S2CID 119192761 . 
  56. ^ Андре, доктор философии; 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 . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201014666 . S2CID 248768 . 
  57. ^ MG Wolfire; JP Кассинелли (1987). «Условия образования массивных звезд». Астрофизический журнал . 319 (1): 850–867. Bibcode : 1987ApJ ... 319..850W . DOI : 10.1086 / 165503 .
  58. ^ CF McKee; 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 : 2002Natur.416 ... 59M . DOI : 10.1038 / 416059a . PMID 11882889 . S2CID 4330710 .  
  59. ^ Р. Банерджи; RE 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 . DOI : 10.1086 / 512010 . S2CID 9769562 . 
  60. ^ И. А. Боннелл; MR Bate; Си Джей Кларк; Дж. Э. Прингл (1997). «Аккреция и спектр звездных масс в малых скоплениях» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 285 (1): 201–208. Bibcode : 1997MNRAS.285..201B . DOI : 10.1093 / MNRAS / 285.1.201 .
  61. ^ И. А. Боннелл; Мистер Бейт (2006). «Звездообразование посредством гравитационного коллапса и конкурентной аккреции». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 370 (1): 488–494. arXiv : astro-ph / 0604615 . Bibcode : 2006MNRAS.370..488B . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2006.10495.x . S2CID 15652967 . 
  62. ^ И. А. Боннелл; MR Bate; Х. Зиннекер (1998). «Об образовании массивных звезд». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 298 (1): 93–102. arXiv : astro-ph / 9802332 . Bibcode : 1998MNRAS.298 ... 93В . DOI : 10.1046 / j.1365-8711.1998.01590.x . S2CID 119346630 .