✖


Jump to content

Звездообразование

(Перенаправлено из области формирования звезды )
Туманность W51 в Аквиле - одна из крупнейших звездных фабрик на Млечном пути (25 августа 2020 г.)

Звездное образование -это процесс, с помощью которого плотные области в молекулярных облаках в межзвездном пространстве , иногда называемые «звездами питомники» или « звезды регионы, формамирующими », коллапс и формируют звезды . [ 1 ] Как ветвь астрономии , звездообразование включает в себя изучение межзвездной среды (ISM) и гигантских молекулярных облаков (GMC) в качестве предшественников процесса звездного образования, а также изучения протостаров и молодых звездных объектов в качестве его непосредственных продуктов. Это тесно связано с формированием планеты , еще одной ветвью астрономии . Теория звездного образования, а также учета образования одной звезды также должна учитывать статистику бинарных звезд и начальную массовую функцию . Большинство звезд не формируются в изоляции, но в рамках группы звезд, называемых звездными кластерами или звездными ассоциациями . [ 2 ]

История

[ редактировать ]

Считалось, что первые звезды были сформированы примерно 12-13 миллиардов лет назад после Большого взрыва . В течение интервалов времени у звезд есть слияние гелия, чтобы сформировать серию химических элементов .

Звездные питомники

[ редактировать ]

Межзвездные облака

[ редактировать ]

Спиральные галактики, такие как Млечный путь, содержат звезды , звездные остатки и диффузную межзвездную среду (ISM) газа и пыли. Межзвездная среда состоит из 10 4 до 10 6 частицы на см 3 , и обычно состоит из примерно 70% водорода , 28% гелия и 1,5% более тяжелых элементов по массе. Следы более тяжелых элементов были и производились в звездах с помощью звездного нуклеосинтеза и выброшены, когда звезды проходят за пределами конца своей основной жизни. Области более высокой плотности межзвездной среды образуют облака или диффузные туманности , [ 3 ] где происходит звездообразование. [ 4 ] В отличие от спиральных галактик, эллиптические галактики теряют холодный компонент [ Определение необходимо ] его межзвездной среды в течение примерно миллиарда лет, что препятствует галактике от образования диффузных туманных, за исключением слияний с другими галактиками. [ 5 ]

Хаббл Изображение телескопа космического ​ ​

В густых тумантах, где продуцируются звезды, большая часть водорода находится в молекулярной (H 2 ) форме, поэтому эти небулы называются молекулярными облаками . [ 4 ] показала Космическая обсерватория Гершеля , что филаменты или удлиненные плотные газовые структуры действительно вездесущи в молекулярных облаках и являются центральными в процессе звездного образования. Они фрагментируют в гравитационно связанные ядра, большинство из которых будут развиваться в звезды. Непрерывное аккреция газа, геометрическое изгиб [ Определение необходимо ] и магнитные поля могут контролировать подробный способ, в котором филаменты фрагментированы. Наблюдения за суперкритическими нитями выявили квазипериодические цепи густых ядер с расстоянием, сопоставимыми с внутренней шириной нити, и встроенные протостры с оттоком. [ жаргон ] [ 6 ]

Наблюдения указывают, что самые холодные облака имеют тенденцию образовывать звезды с низкой массой, которые сначала наблюдаются через инфракрасный свет, который они излучают внутри облаков, а затем как видимый свет, когда облака рассеиваются. Гигантские молекулярные облака, которые, как правило, теплее, производят звезды всех масс. [ 7 ] Эти гигантские молекулярные облака имеют типичную плотность 100 частиц на см. 3 , диаметры 100 световых лет (9,5 × 10 14  KM ), массы до 6 миллионов солнечных масс ( M ☉ ) , или в шесть миллионов раз больше массы земельного солнца. [ 8 ] Средняя внутренняя температура составляет 10 К (-441,7 ° F ).

Примерно половина общей массы галактического ISM Млечного Пути находится в молекулярных облаках [ 9 ] и галактика включает в себя около 6000 молекулярных облаков, каждая из которых имеет более 100 000 м ☉ . [ 10 ] Туманность, ближайшая к солнцу , где образуются массивные звезды,-это туманность Ориона , 1300 световых лет (1,2 × 10 16 км) прочь. [ 11 ] Тем не менее, формация более низкой массы составляет около 400–450 световых лет в облачном комплексе ρ Ophiuchi . [ 12 ]

Более компактным сайтом звездного образования являются непрозрачные облака плотного газа и пыли, известные как Bok Globules , названные так в честь астронома Барта Бока . Они могут образовываться в связи с разрушающимися молекулярными облаками или, возможно, независимо. [ 13 ] Bok Globules, как правило, до года и содержат несколько солнечных масс . [ 14 ] Их можно наблюдать как темные облака, силуэтные против ярких туманных излучения или фоновых звезд. Было обнаружено, что более половины известных глобуций Bok содержат вновь формирующие звезды. [ 15 ]

Сборка галактики в ранней вселенной. [ 16 ]

Облачный коллапс

[ редактировать ]

Межзвездное облако газа останется в гидростатическом равновесии , пока кинетическая энергия газа давления находится в равновесии с потенциальной энергией внутренней гравитационной силы . Математически это экспрессируется с использованием теоремы вириала , которая утверждает, что для поддержания равновесия энергия гравитационного потенциала должна равняться вдвое больше внутренней тепловой энергии. [ 17 ] Если облако достаточно массивное, чтобы давление газа было недостаточно для его поддержки, облако будет подвергаться гравитационному коллапсу . Месса, над которой облако будет подвергаться такому краху, называется джинсовой массой . Масса джинсов зависит от температуры и плотности облака, но обычно составляет тысячи до десятков тысяч солнечных масс. [ 4 ] Во время коллапса облака десятки до десятков тысяч звезд образуются более или менее одновременно, что наблюдается в так называемых встроенных кластерах . Конечным произведением основного коллапса является открытый кластер звезд. [ 18 ]

Алма наблюдения за комплексом туманности Ориона дает представление о взрывах при звездных родах. [ 19 ]

При запускаемом звездном образовании может произойти одно из нескольких событий для сжатия молекулярного облака и инициировать его гравитационный коллапс . Молекулярные облака могут столкнуться друг с другом, или ближайший взрыв сверхновой может быть спусковым крючком, отправляя шокированное вещество в облако на очень высоких скоростях. [ 4 ] (Полученные новые звезды могут сами вскоре производить сверхновые, производя самопроизводительные звездообразования .) В качестве альтернативы галактические столкновения могут вызвать массивные звездные взрывы , поскольку газовые облака в каждой галактике сжимаются и волнуются приливными силами . [ 20 ] Последний механизм может нести ответственность за образование шаровых кластеров . [ 21 ]

Супермассивная черная дыра в ядре галактики может служить для регулирования скорости звездного образования в галактическом ядре. Черная дыра, которая нарастает, инфлярирующая вещество может стать активной , излучая сильный ветер через коллимированную релятивистскую реактивную реакцию . Это может ограничить дальнейшее звездообразование. Массивные черные отверстия, извлекающие радиочастотные частицы, на скорости почти света могут также блокировать образование новых звезд в стареющих галактиках. [ 22 ] Тем не менее, радиосвязи вокруг самолетов также могут вызвать звездообразование. Аналогично, более слабая струя может вызвать звездообразование, когда сталкивается с облаком. [ 23 ]

Dwarf Galaxy ESO 553-46 имеет один из самых высоких показателей звездного образования 1000 галактик, ближайших к Млечному пути. [ 24 ]

Когда он падает, молекулярное облако разбивается на более мелкие и меньшие кусочки иерархическим образом, пока фрагменты не достигнут звездной массы. В каждом из этих фрагментов разрушающий газ излучает энергию, полученную путем высвобождения гравитационной потенциальной энергии . По мере увеличения плотности фрагменты становятся непрозрачными и, следовательно, менее эффективны в излучение их энергии. Это повышает температуру облака и ингибирует дальнейшую фрагментацию. Фрагменты теперь конденсируются в вращающиеся сферы газа, которые служат звездными эмбрионами. [ 25 ]

Осложнение этой картины разрушающегося облака - это эффекты турбулентности , макроскопических потоков, вращения , магнитных полей и геометрии облака. Как вращение, так и магнитные поля могут препятствовать коллапсу облака. [ 26 ] [ 27 ] Турбулентность важна для вызывания фрагментации облака, а на самых маленьких масштабах она способствует коллапсу. [ 28 ]

Протостар

[ редактировать ]
Основная статья: Протостар
LH 95 Звездный питомник в большом магеллановом облаке.

Протостеллярное облако будет продолжать разрушаться до тех пор, пока может быть устранена энергия связывания гравитации. Эта избыточная энергия в основном теряется благодаря радиации. Тем не менее, разрушающее облако в конечном итоге станет непрозрачным для его собственного излучения, и энергия должна быть удалена с помощью некоторых других средств. Пыль внутри облака нагревается до температуры 60–100 К , и эти частицы излучают на длине волн в дальнем инфракрасном виде, где облако прозрачено. Таким образом, пыль опосредует дальнейший коллапс облака. [ 29 ]

Во время коллапса плотность облака увеличивается в сторону центра, и, следовательно, средняя область в первую очередь становится оптически непрозрачной. Это происходит, когда плотность составляет около 10 −13 G / см 3 Полем Основная область, называемая первым гидростатическим ядром, формирует, где обрушение по существу останавливается. Он продолжает повышать температуру, как определено теоремой вириала. Газ, падающий в сторону этой непрозрачной области, сталкивается с ним и создает ударные волны, которые еще больше нагревают ядро. [ 30 ]

Композитное изображение , показывающее молодые звезды в молекулярном облаке Cepheus B.

Когда температура ядра достигает около 2000 К , тепловая энергия диссоциирует молекулы H 2 . [ 30 ] Затем следует ионизация атомов водорода и гелия. Эти процессы поглощают энергию сокращения, позволяя ему продолжаться на временных масштабах, сравнимых с периодом коллапса при свободных скоростях падения. [ 31 ] После того, как плотность инфляризирующего материала достигла около 10 −8 G / см 3 этот материал достаточно прозрачен, чтобы позволить энергии, излучаемой протостаром, сбежать. Комбинация конвекции в протостаре и излучения от ее внешнего вида позволяет звезде сжиматься дальше. [ 30 ] Это продолжается до тех пор, пока газ не станет достаточно горячим, чтобы внутреннее давление поддержало протостар против дальнейшего гравитационного коллапса - состояния, называемого гидростатическим равновесием . Когда эта фаза аккреции почти завершена, полученный объект известен как протостар . [ 4 ]

N11, часть сложной сети газовых облаков и звездных кластеров в нашей соседней галактике, большого магелланового облака.

Наращивание материала на протостар продолжается частично от недавно сформированного термозветинного диска . Когда плотность и температура достаточно высоки, начинается слияние дейтерия , а внешнее давление результирующего излучения замедляется (но не останавливается) обрушение. Материал, содержащий облако, продолжает «дождь» на протостар . На этом этапе произведены биполярные самолеты, называемые объектами Гербиг -Харо . Вероятно, это средство, с помощью которого избыточный угловой импульс бегающего материала изгнан, что позволяет звезде продолжать образовываться.

Загородка Звездной формирования 3 . [ 32 ]

Когда окружающая конверт газа и пыли диспергирует и прекращается процесс аккреции, звезда считается звездой предварительной последовательности (PMS Star). Источником энергии этих объектов является (гравитационное сокращение) механизм Кельвина -Хелмгольца , в отличие от сжигания водорода в главных звездах последовательности. Звезда PMS следует по дорожке Хаяси на диаграмме Hertzsprung - Russell (H - R) . [ 33 ] Сокращение будет продолжаться до тех пор, пока не будет достигнут предел Хаяси , и после этого сокращение будет продолжаться на временном масштабе Кельвина -Гельмгольца с стабильной температурой. Звезды с менее чем 0,5 м ☉ после этого присоединяются к основной последовательности. Для более масштабных звезд PMS, в конце трека Hayashi они будут медленно рухнуть в почти гидростатическом равновесии, следуя по дорожке Хени . [ 34 ]

Наконец, водород начинает сливаться в ядре звезды, а остальная часть охватывающего материала очищается. звезды Это заканчивает протостеллярную фазу и начинает основную фазу последовательности на диаграмме H - R.

Стадии процесса хорошо определены в звездах с массами около 1 м ☉ или меньше. У звезд с высокой массой длина процесса формирования звезд сопоставима с другими временами их эволюции, намного короче, и процесс не так хорошо определен. Более поздняя эволюция звезд изучается в звездной эволюции .

Протостар
Протостарная вспышка - хмель 383 (2015).

Наблюдения

[ редактировать ]
является Туманность Ориона архетипическим примером звездного образования, от массивных молодых звезд, которые формируют туманность до столбов густого газа, которые могут быть домами начинающих звезд.

Ключевые элементы звездного образования доступны только путем наблюдения на длин волн , кроме оптических . Протостеллярная стадия звездного существования почти всегда скрывается глубоко внутри плотных облаков газа и пыли, оставшихся от GMC . Часто эти звездные коконы, известные как Bok Globules , можно увидеть в силуэте против яркого излучения от окружающего газа. [ 35 ] Ранние стадии жизни звезды можно увидеть в инфракрасном свете, который проникает в пыль легче, чем видимый свет. [ 36 ] Таким образом, наблюдения из инфракрасного исследователя инфракрасного обследования (WISE) были особенно важны для открытия многочисленных галактических протостаров и их родительских звездных кластеров . [ 37 ] [ 38 ] Примерами таких встроенных звездных кластеров являются FSR 1184, FSR 1190, Camargo 14, Camargo 74, Majaess 64 и Majaess 98. [ 39 ]

Звездная региона S106.

Структура молекулярного облака и эффекты протостара могут наблюдаться на картах вымирания почти IR (где количество звезд подсчитывается на единицу площади и сравнивается с близлежащей зоной нулевого вымирания неба), излучение пыли континуума и вращательные переходы ; CO и других молекул Эти последние два наблюдаются в диапазоне миллиметра и субмиллиметра . Излучение от протостара и ранней звезды должно наблюдаться на инфракрасной астрономической длине волн, поскольку вымирание , вызванное остальным облаком, в котором образуется звезда, обычно слишком велика, чтобы мы могли наблюдать за ним в визуальной части спектра Полем Это представляет значительные трудности, поскольку атмосфера Земли почти полностью непрозрачна от 20 мкм до 850 мкм, с узкими окнами при 200 мкм и 450 мкм. Даже за пределами этого диапазона необходимо использовать методы вычитания атмосферы.

Молодые звезды (Purple), обнаруженные рентгеновской снимкой в NGC 2024 . ​​районе звездного формирования [ 40 ]

Рентгеновские наблюдения оказались полезными для изучения молодых звезд, поскольку рентгеновские излучения из этих объектов примерно в 100–100 000 раз прочнее, чем рентгеновское излучение от звезд основной последовательности. [ 41 ] Самые ранние обнаружения рентгеновских лучей от Tauri Stars были сделаны рентгеновской обсерваторией Einstein . [ 42 ] [ 43 ] Для звезд с низкой массой рентгеновские снимки генерируются нагреванием звездной короны посредством магнитного переподключения лучей с высокой массой , в то время как для рентгеновских и ранними рентгеновскими лучами генерируются через сверхзвуковые амортизации на звездных ветрах. Фотоны в мягком диапазоне энергии рентгеновских лучей, покрытой рентгеновской обсерваторией Чандры, и XMM-Newton может проникнуть в межзвездную среду только с умеренным поглощением из-за газа, что делает рентгеновский снимки полезной длиной волны для вида звездных популяций в молекулярных облаках. Полем Рентгеновское излучение как свидетельство звездной молодежи делает эту группу особенно полезной для выполнения переписей звезд в звездных регионах, учитывая, что не у всех молодых звезд инфракрасные излишки. [ 44 ] Рентгеновские наблюдения обеспечили почти полные переписи всех объектов звездной массы в кластере Orion туманности и молекулярном облаке Taurus . [ 45 ] [ 46 ]

Формирование отдельных звезд может быть замечено только в галактике Млечного пути , но в отдаленных галактиках звездного образования было обнаружено с помощью ее уникальной спектральной подписи .

Первоначальные исследования показывают, что формирующие звездные сгустки начинаются как гигантские, плотные районы турбулентного газа 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 об обновленной базе данных для отслеживания полициклических ароматических углеводородов (ПАУ) во вселенной . более 20% углерода во вселенной могут быть связаны с ПАУ, возможными начальными материалами для формирования жизни . По словам ученых , ПАУ, кажется, были сформированы вскоре после большого взрыва , широко распространены по всей Вселенной и связаны с новыми звездами и экзопланетами . [ 48 ]

В феврале 2018 года астрономы впервые сообщили, что сигнал эпохи реонизации , косвенное обнаружение света от самых ранних звезд - примерно через 180 миллионов лет после Большого взрыва . [ 49 ]

В статье, опубликованной 22 октября 2019 года, сообщалась о обнаружении 3 мм-1 , массивной звездообразующей галактике около 12,5 миллиардов световых лет, которые скрыты облаками пыли . [ 50 ] На массе около 10 10.8 Солнечные массы показали скорость звездообразования примерно в 100 раз выше, чем в Млечном пути . [ 51 ]

Примечательные объекты Pathfinder

[ редактировать ]
  • MWC 349 был впервые обнаружен в 1978 году и, по оценкам, всего 1000 лет.
  • VLA 1623 - первый образцовый протостар класса 0, тип встроенного протостара, который еще не наполнил большую часть своей массы. Найден в 1993 году, возможно, моложе 10 000 лет. [ 52 ]
  • L1014 - чрезвычайно слабый встроенный объект, представитель нового класса источников, который сейчас обнаруживается только с новейшими телескопами. Их статус по-прежнему не определен, они могут быть самыми молодыми протостарами класса 0 с низкой массой, но даже с очень низкой массой эволюционированных объектов (например, коричневые карлики или даже мошеннические планеты ). [ 53 ]
  • GCIRS 8* - самая молодая известная звезда основной последовательности в регионе Галактического центра , обнаруженная в августе 2006 года. По оценкам, ему 3,5 миллиона лет. [ 54 ]

Низкая масса и высокая масса звезда

[ редактировать ]
Звездный регион Westerhout 40 и Serpens-Aquila Rift -облачные нити, содержащие новые звезды, заполняют регион. [ 55 ] [ 56 ]

Считается, что звезды разных масс образуются немного разными механизмами. Теория звездного образования с низкой массой, которая хорошо поддерживается наблюдением, позволяет предположить, что звезды с низкой массой образуются при гравитационном коллапсе усилий вращающейся плотности в молекулярных облаках. Как описано выше, коллапс вращающегося облака газа и пыли приводит к формированию аккреционного диска, через который вещество направляется на центральный протостар. Однако для звезд с массами выше 8 м ☉ , механизм звездного образования не совсем понятен.

Массивные звезды излучают обильные количества радиации, что противостоит вспомогательному материалу. В прошлом считалось, что это радиационное давление может быть достаточно существенным, чтобы остановить аккрецию на массивный протостар и предотвратить образование звезд с массами более чем в нескольких десятках солнечных масс. [ 57 ] Недавняя теоретическая работа показала, что производство струи и оттока очищает полость, через которую большая часть излучения от массивного протостара может избежать, не мешая аккреции через диск и на протостар. [ 58 ] [ 59 ] Поэтому существующее мышление состоит в том, что массивные звезды могут сформировать механизм, похожий на то, что образуются звезды с низкой массой.

Существуют растущие доказательства того, что, по крайней мере, некоторые массовые протостары действительно окружены аккреционными дисками. [ 60 ] Ожидается, что аккреция дисков у протостаров с высокой массой, аналогично их аналогам с низкой массой, будет демонстрировать всплески эпизодической аккреции в результате нестабильности гравитации, приводящей к компутанной и неплошной скорости аккреции. Недавние доказательства аккреционных всплесков у протостаров с высокой массой действительно были подтверждены наблюдением. [ 60 ] [ 61 ] [ 62 ] Несколько других теорий массивного образования звезд еще предстоит проверить наблюдение. Из них, пожалуй, наиболее заметной является теория конкурентной аккреции, которая предполагает, что массивные протостары «высевают» протостарами с низкой массой, которые конкурируют с другими протостарами, чтобы привлечь вещество из всего родительского молекулярного облака, а не просто из маленького местный регион. [ 63 ] [ 64 ]

Другая теория массивной звездной формирования предполагает, что массивные звезды могут образовываться в результате коалесценции двух или более звезд нижней массы. [ 65 ]

Нитчатая природа звездного образования

[ редактировать ]

Недавние исследования подчеркнули роль нитевидных структур в молекулярных облаках в качестве начальных условий для звездного образования. Результаты Гершельской космической обсерватории подчеркивают вездесущий характер этих филаментов в холодной межзвездной среде (ISM). Пространственная взаимосвязь между ядрами и филаментами указывает на то, что большинство пресс -ядер расположены в пределах 0,1 ПК суперкритических филаментов. Это подтверждает гипотезу о том, что нитчатые структуры действуют как пути для накопления газа и пыли, что приводит к формированию ядра. [ 66 ]

Перевещательная сеть калифорнийского GMC, изображенного Herschel. [ 66 ]

Как основная функция массы (CMF), так и функция массы линии линии нити (FLMF), наблюдаемая в Калифорнийской GMC, следуют распределениям в сфере силовых установок на конце высокой массы, что согласуется с начальной функцией массы Salpeter (МВФ). Текущие результаты убедительно подтверждают существование соединения между FLMF и CMF/IMF, демонстрируя, что это соединение содержит на уровне отдельного облака, в частности, GMC в Калифорнии. [ 66 ] Представленная FLMF представляет собой распределение локальных линий масс для полной однородной выборки филаментов в том же облаке. Именно локальная линейная масса нити определяет его способность фрагментов в определенном месте вдоль позвоночника, а не средней массы линии нити. Это соединение является более прямым и обеспечивает более жесткие ограничения на происхождение CMF/IMF. [ 66 ]

Смотрите также

[ редактировать ]

Ссылки

[ редактировать ]
  1. ^ Stahler, SW & Palla, F. (2004). Формирование звезд . Вейнхайм: Wiley-VCH. ISBN  3-527-40559-3 .
  2. ^ Лада, Чарльз Дж.; Лада, Элизабет А. (2003-09-01). «Встроенные кластеры в молекулярных облаках». 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, кр "туманность" . Мировая книга в НАСА . World Book, Inc. Архивирована из оригинала 2005-04-29 . Получено 2009-05-18 .
  4. ^ Jump up to: а беременный в дюймовый и Приальник, Дина (2000). Введение в теорию звездной структуры и эволюции . Издательство Кембриджского университета. 195–212. ISBN  0-521-65065-8 .
  5. ^ Dupraz, C.; Casoli, F. (4–9 июня 1990 г.). «Судьба молекулярного газа от слияний до эллиптических». Динамика галактик и их распределения молекулярного облака: судебное разбирательство 146 -го симпозиума Международного астрономического союза . Париж, Франция: Kluwer Academic Publishers. Bibcode : 1991iaus..146..373d .
  6. ^ Чжан, Го-Инь; Андре, Ph; Men'shchikov, A.; Ван, Ке (октябрь 2020 г.). «Фрагментация звездных нитей в x-образной туманности калифорнийского молекулярного облака» . Астрономия и астрофизика . 642 : A76. Arxiv : 2002.05984 . Bibcode : 2020a & A ... 642a..76z . doi : 10.1051/0004-6361/202037721 . ISSN   0004-6361 . S2CID   211126855 .
  7. ^ Lequeux, James (2013). Рождение, эволюция и смерть звезд . Мировой научный. ISBN  978-981-4508-77-3 .
  8. ^ Уильямс, JP; Blitz, L.; McKee, CF (2000). «Структура и эволюция молекулярных облаков: от комков до ядер до МВФ». Протостары и планеты IV . п. 97. Arxiv : Astro-ph/9902246 . Bibcode : 2000prpl.conf ... 97w .
  9. ^ Алвес, Дж.; Lada, C.; Лада, Э. (2001). «Трассирование H 2 через инфракрасную пыльную вымирание». Молекулярный водород в космосе . Издательство Кембриджского университета. п. 217. ISBN  0-521-78224-4 .
  10. ^ Сандерс, дБ; Сковилл, Новая Зеландия; Соломон, PM (1985-02-01). «Гигантские молекулярные облака в галактике. II - характеристики дискретных особенностей». Астрофизический журнал, часть 1 . 289 : 373–387. Bibcode : 1985apj ... 289..373S . doi : 10.1086/162897 .
  11. ^ Сандстрем, Карин М.; Пик, Джег; Бауэр, Джеффри С.; Болатто, Альберто Д.; Plambeck, Richard L. (2007). "Параллактическое расстояние от ПАРСЕКА К кластеру туманности Ориона из очень длинных наблюдений базовых массивов ». Астрофизический журнал . 667 (2): 1161. Arxiv : 0706.2361 . Bibcode : 2007Apj ... 667.1161S . DOI : 10.1086/520922 . S2CID   1819222226 .
  12. ^ Уилкинг, ба; Gagné, M.; Аллен, Ле (2008). «Звездное образование в молекулярном облаке ρ Ophiuchi». В Бо Рейпурт (ред.). Справочник по регионам формирования звезд, том II: Публикации монографии Southern Sky ASP . Arxiv : 0811.0005 . Bibcode : 2008hsf2.book..351w .
  13. ^ Khanzadyan, T.; Смит, доктор медицинских наук; Gredel, R.; Stanke, T.; Дэвис, CJ (февраль 2002 г.). «Активная звездная формация в большой Bok Globule CB 34» . Астрономия и астрофизика . 383 (2): 502–518. Bibcode : 2002a & A ... 383..502K . doi : 10.1051/0004-6361: 20011531 .
  14. ^ Хартманн, Ли (2000). Процессы аккреции в звездном формации . Издательство Кембриджского университета. п. 4. ISBN  0-521-78520-0 .
  15. ^ Смит, Майкл Дэвид (2004). Происхождение звезд . Императорская колледж Пресс. С. 43–44. ISBN  1-86094-501-5 .
  16. ^ «Собрание галактик Alma Свидетелей впервые в ранней вселенной» . Получено 23 июля 2015 года .
  17. ^ Kwok, Sun (2006). Физика и химия межзвездной среды . Университетские научные книги. С. 435–437 . ISBN  1-891389-46-7 .
  18. ^ Battaner, E. (1996). Астрофизическая динамика жидкости . Издательство Кембриджского университета. С. 166–167. ISBN  0-521-43747-4 .
  19. ^ «Алма захватывает драматические звездные фейерверки» . www.eso.org . Получено 10 апреля 2017 года .
  20. ^ Jog, CJ (26–30 августа 1997). «Звездные вспышки, вызванные сжатием облака в взаимодействующих галактиках». В Барнсе, JE; Сандерс, дБ (ред.). Труды Симпозиума МАУ № 186, Галактики взаимодействия при низком и высоком красном смещении . Киото, Япония. Bibcode : 1999iaus..186..235J .
  21. ^ Кето, Эрик; Хо, Луис С.; Ло, К.-Ю. (Декабрь 2005 г.). «M82, звездные взрывы, звездные кластеры и формирование шаровых кластеров». Астрофизический журнал . 635 (2): 1062–1076. Arxiv : Astro-ph/0508519 . Bibcode : 2005Apj ... 635.1062K . doi : 10.1086/497575 . S2CID   119359557 .
  22. ^ Гралла, Мег; и др. (29 сентября 2014 г.). «Измерение миллиметрового излучения и эффекта Sunyaev-zel'dovich, связанного с низкочастотными радиоисточниками» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 445 (1). Издательство Оксфордского университета: 460–478. Arxiv : 1310.8281 . Bibcode : 2014mnras.445..460g . doi : 10.1093/mnras/stu1592 . S2CID   8171745 .
  23. ^ Ван Брейгель, Уил; и др. (Ноябрь 2004 г.). Т. Сторхи-Бергманн; LC HO; Энрике Р. Шмитт (ред.). Взаимодействие между черными дырами, звездами и ISM в галактических ядрах . 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 . Получено 9 октября 2017 года .
  25. ^ Приальник, Дина (2000). Введение в теорию звездной структуры и эволюции . Издательство Кембриджского университета. С. 198–199. ISBN  0-521-65937-X .
  26. ^ Хартманн, Ли (2000). Процессы аккреции в звездном формации . Издательство Кембриджского университета. п. 22. ISBN  0-521-78520-0 .
  27. ^ Ли, Хуа-Бай; Доуэлл, С. Даррен; Гудман, Алисса; Хильдебранд, Роджер; Новак, Джайлс (2009-08-11). «Прикрепление 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.; Vazquez-Semadeni, E. (2007). «Молекулярная облака турбулентность и звездообразование». В Рейпурте, Б.; Jewitt, D.; Кейл, К. (ред.). Протостары и планеты v . Университет Аризоны Пресс. С. 63–80. ISBN  978-0-8165-2654-3 .
  29. ^ Longair, MS (2008). Формирование галактики (2 -е изд.). Спрингер. п. 478. ISBN  978-3-540-73477-2 .
  30. ^ Jump up to: а беременный в Ларсон, Ричард Б. (1969). «Численные расчеты динамики разрушения протозвезды» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 145 (3): 271–295. Bibcode : 1969mnras.145..271L . doi : 10.1093/mnras/145.3.271 .
  31. ^ Саларис, Маурицио (2005). Кассиси, Санти (ред.). Эволюция звезд и звездных популяций . Джон Уайли и сыновья. С. 108–109 . ISBN  0-470-09220-3 .
  32. ^ «Слава от мрака» . www.eso.org . Получено 2 февраля 2018 года .
  33. ^ C. Hayashi (1961). «Звездная эволюция на ранних этапах гравитационного сокращения». Публикации Астрономического общества Японии . 13 : 450–452. Bibcode : 1961pasj ... 13..450h .
  34. ^ Л.Г. Хеней; Р. Лелевье; Rd Levée (1955). «Ранние этапы звездной эволюции» . Публикации Астрономического общества Тихого океана . 67 (396): 154. Bibcode : 1955pasp ... 67..154H . doi : 10.1086/126791 .
  35. ^ BJ Bok & Ef Reilly (1947). «Маленькие темные туманности». Астрофизический журнал . 105 : 255. Bibcode : 1947Apj ... 105..255b . doi : 10.1086/144901 .
    Юн, Жоао Лин; Клеменс, Дэн П. (1990). «Звездная формация в маленьких шариках - Барт Бок был правильным» . 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.; Indebetouw, Rémy; и др. (2003). «Заверните. I. Проект Legacy SIRTF для картирования внутренней галактики». Публикации Астрономического общества Тихого океана . 115 (810): 953–964. Arxiv : Astro-ph/0306274 . Bibcode : 2003pasp..115..953b . doi : 10.1086/376696 . S2CID   119510724 .
  37. ^ «Миссия обследования широкополевого обследования» . НАСА.
  38. ^ Majaess, D. (2013). Обнаружение протостаров и их кластеров -хозяев через Wise , APSS, 344, 1 ( каталог Vizier )
  39. ^ Camargo et al. (2015). Новые галактические встроенные кластеры и кандидаты из мудрой опроса , Новая астрономия, 34
  40. ^ Getman, K.; и др. (2014). «Ядревые возрастные градиенты и формация звезд в туманности Orion и NGC 2024 молодые звездные кластеры». Астрофизический журнал Дополнение . 787 (2): 109. Arxiv : 1403.2742 . Bibcode : 2014Apj ... 787..109G . doi : 10.1088/0004-637x/787/2/109 . S2CID   118503957 .
  41. ^ Preibisch, T.; и др. (2005). «Происхождение рентгеновского излучения T Tauri: новые идеи от проекта Ultradeep Chandra Orion». Астрофизический журнал Дополнение . 160 (2): 401–422. Arxiv : Astro-ph/0506526 . Bibcode : 2005apjs..160..401p . doi : 10.1086/432891 . S2CID   18155082 .
  42. ^ Фейгельсон, изд; Decampli, Wm (1981). «Наблюдения за рентгеновским излучением от звезд Т-Таури». Астрофизические журнальные буквы . 243 : L89 - L93. Bibcode : 1981Apj ... 243L..89f . doi : 10.1086/183449 .
  43. ^ Montmerle, T.; и др. (1983). «Наблюдения за Эйнштейном темного облака Rho Ophiuchi - рентгеновская елка». Астрофизический журнал, часть 1 . 269 : 182–201. Bibcode : 1983Apj ... 269..182M . doi : 10.1086/161029 .
  44. ^ Фейгельсон, изд; и др. (2013). «Обзор массового молодого сложного исследования звездного образования в проекте инфракрасного и рентгеновского (Mystix)». Астрофизический журнал Дополнение . 209 (2): 26. Arxiv : 1309.4483 . Bibcode : 2013Apjs..209 ... 26f . doi : 10.1088/0067-0049/209/2/26 . S2CID   56189137 .
  45. ^ Getman, KV; и др. (2005). «Проект Чандра Орион Ультрадеп: наблюдения и списки источников». Астрофизический журнал Дополнение . 160 (2): 319–352. Arxiv : Astro-ph/0410136 . Bibcode : 2005apjs..160..319G . doi : 10.1086/432092 . S2CID   19965900 .
  46. ^ Гюдель, М.; и др. (2007). «Увеличенный обзор XMM-Newton молекулярного облака Тельца (XEST)». 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 звездный скан в глубоком космосе впервые обнаружено» . Space.com . 10 мая 2015 года . Получено 2015-05-11 .
  48. ^ Гувер, Рэйчел (21 февраля 2014 г.). «Нужно отслеживать органические наночастицы во вселенной? У НАСА есть приложение для этого» . НАСА . Архивировано с оригинала 6 сентября 2015 года . Получено 22 февраля 2014 года .
  49. ^ Гибни, Элизабет (28 февраля 2018 г.). «Астрономы обнаруживают свет от первых звезд вселенной - сюрпризы в сигнале от космического рассвета также намекают на присутствие темной материи» . Природа . doi : 10.1038/d41586-018-02616-8 . Получено 28 февраля 2018 года .
  50. ^ Уильямс, Кристина С.; Лаббе, Иво; Spilker, Джастин; Стефанон, Мауро; Лежа, Джоэл; Уитакер, Кэтрин; Безансон, Рэйчел; Нараянан, Десика; Эш, Паскаль; Вейнер, Бенджамин (2019). «Открытие темной, массивной галактики только Alma при z ~ 5–6 в крошечном обзоре 3 мм» . Астрофизический журнал . 884 (2): 154. Arxiv : 1905.11996 . Bibcode : 2019Apj ... 884..154W . doi : 10.3847/1538-4357/ab44aa . ISSN   1538-4357 . S2CID   168169681 .
  51. ^ Университет Аризоны (22 октября 2019 г.). «Космический Йети с рассвета вселенной, скрывающийся в пыли» . Uanews . Получено 2019-10-22 .
  52. ^ Андре, Филипп; Уорд-Томпсон, Дерек; Барсони, Мэри (1993). «Субибиллиметровые континуумные наблюдения Rho Ophiuchi A - кандидата Protostar VLA 1623 и пресс -пресс -комки» . Астрофизический журнал . 406 : 122–141. Bibcode : 1993Apj ... 406..122a . doi : 10.1086/172425 . ISSN   0004-637X .
  53. ^ Бурк, Тайлер Л.; Крипси, Антонио; Майерс, Филипп С.; и др. (2005). «Открытие биполярного молекулярного оттока с низкой массой от L1014-IR с массивом субмиллиметра». Астрофизический журнал . 633 (2): L129. Arxiv : Astro-ph/0509865 . Bibcode : 2005Apj ... 633L.129B . doi : 10.1086/4984449 . S2CID   14721548 .
  54. ^ Geballe, Tr; Наджарро, Ф.; Ригаут, Ф.; Рой, J.-R. (2006). «Спектр K-диапазона горячей звезды в IRS 8: посторонний в галактическом центре?». 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 др. (2010). «Наблюдение за Чандрой о смешенном звездном комплексе 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. ^ André, Ph.; и др. (2010). «От нитчатых облаков до пресс -ядер до звездных МВФ: первоначальные основные моменты от обследования 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 Cassinelli (1987). «Условия для формирования массивных звезд» . Астрофизический журнал . 319 (1): 850–867. Bibcode : 1987Apj ... 319..850W . doi : 10.1086/165503 .
  58. ^ Ср Макки; JC TAN (2002). «Массовая звездная формация за 100 000 лет от турбулентных и под давлением молекулярных облаков». 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 Pudritz (2007). «Массовая звездная формация с помощью высоких показателей аккреции и ранних дисков». Астрофизический журнал . 660 (1): 479–488. Arxiv : Astro-ph/0612674 . Bibcode : 2007Apj ... 660..479b . doi : 10.1086/512010 . S2CID   9769562 .
  60. ^ Jump up to: а беременный Ожоги, ра; Uno, y.; Sakai, N.; Blanchard, J.; Росли, Z.; Orosz, G.; Yonekura, Y.; Tanabe, Y.; Sugiyama, K.; Хирота, Т.; Ким, Ки-Тэ; Aberfelds, A.; Volvach, Ae; Bartkiewicz, A.; Caratti o Garatti, A. (май 2023). «Кеплеровский диск с спиральным спиральным ростом с четырьмя руками. Эпизодически аккреции с высокой массой» . Природная астрономия . 7 (5): 557–568. Arxiv : 2304.14740 . Bibcode : 2023natas ... 7..557b . doi : 10.1038/s41550-023-01899-w . ISSN   2397-3366 . S2CID   257252773 .
  61. ^ Возможность o garatti, a.; Stecklum, B.; Гарсия Лопес, Р.; Eislöffel, J.; Рэй, Тп; Санна, А.; Cesarroni, R.; Уолмсли, CM; Oudmaijer, Rd; de Wit, WJ; Moscadeli, L.; Greiner, J.; Krabbe, A.; Фишер, C.; Кляйн Р. (март 2017 г.). "Связанный на диск аккреция вырывалась в молодом звездном объекте с высокой массой " Природа Физика 13 (3): 276–2 Arxiv : 1704.02628 Bibcode : 2017natph..13..276c Doi : 10.1038/ nphys3942 ISSN   1745-2
  62. ^ Охотник, Тр; Броган, кл; Macleod, G.; Cyganowski, CJ; Чендлер, CJ; Чибуэз, Джо; Фризен, Р.; Indebetouw, R.; Thesner, C.; Янг, К.Х. (2017-03-15). «Чрезвычайная вспышка в массовой протостеллярной системе NGC 6334I-MM1: четырехлетняя мощность миллиметрового континуума» . Астрофизический журнал . 837 (2): L29. Arxiv : 1701.08637 . Bibcode : 2017Apj ... 837L..29H . doi : 10.3847/2041-8213/aa5d0e . ISSN   2041-8213 .
  63. ^ И.А. Боннелл; Мистер Бейт; CJ Clarke; Дже Прингл (1997). «Аккреция и звездный масс -спектр в небольших кластерах» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 285 (1): 201–208. Bibcode : 1997mnras.285..201b . doi : 10.1093/mnras/285.1.201 .
  64. ^ И.А. Боннелл; Мистер Бейт (2006). «Звездная формация через гравитационный коллапс и конкурентное аккреция» . 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 .
  65. ^ И.А. Боннелл; Мистер Бейт; H. Zinnecker (1998). «О образовании массивных звезд» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 298 (1): 93–102. ARXIV : Astro-PH/9802332 . Bibcode : 1998mnras.298 ... 93b . doi : 10.1046/j.1365-8711.1998.01590.x . S2CID   119346630 .
  66. ^ Jump up to: а беременный в дюймовый Чжан, Го-Инь; Андре, Филипп; Меншкиков, Александр; Ли, Джин-Зенг (2024). «Исследование нитчатого природы звездного образования в калифорнийском гигантском молекулярном облаке» . Астрономия и астрофизика . 689 : A3. Arxiv : 2406.08004 . doi : 10.1051/0004-6361/202449853 .
Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Star_formation&oldid=1247661192#Stellar_nurseries"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: 2577ee8cf0ee541a3e99e70dd1b0fec3__1727244240
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/25/c3/2577ee8cf0ee541a3e99e70dd1b0fec3.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Star formation - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)