stringtranslate.com

Звездообразование

Туманность W51 в Орле — одной из крупнейших звездных фабрик Млечного Пути (25 августа 2020 г.)

Звездообразование — это процесс, при котором плотные области внутри молекулярных облаков в межзвездном пространстве , иногда называемые «звездными питомниками» или « областями звездообразования », коллапсируют и образуют звезды . [1] Как раздел астрономии , звездообразование включает 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 отраслью астрономии . Теория звездообразования, помимо объяснения образования одиночной звезды, должна также учитывать статистику двойных звезд и начальную функцию масс . Большинство звезд образуются не изолированно, а как часть группы звезд, называемой звездными скоплениями или звездными ассоциациями . [2]

Звездные питомники

Межзвездные облака

Спиральные галактики, такие как Млечный Путь, содержат звезды , остатки звезд и диффузную межзвездную среду (ISM) из газа и пыли. Межзвездная среда состоит из 10 4–10 6 частиц на см 3 и обычно состоит примерно из 70% водорода , 28% гелия и 1,5% более тяжелых элементов по массе. Незначительные количества более тяжелых элементов производились и производятся внутри звезд посредством звездного нуклеосинтеза и выбрасываются по мере того, как звезды выходят за рамки конца своей жизни на главной последовательности . Области с более высокой плотностью межзвездной среды образуют облака или диффузные туманности [3] , где происходит звездообразование. [4] В отличие от спиральных галактик, эллиптические галактики теряют холодный компонент [ необходимо определение ] своей межзвездной среды примерно за миллиард лет, что не позволяет галактике образовывать диффузные туманности, за исключением случаев слияния с другими галактиками. [5]

Изображение космического телескопа Хаббл, известное как Столпы Творения , где звезды формируются в туманности Орла.

В плотных туманностях, где рождаются звезды, большая часть водорода находится в молекулярной форме (H 2 ), поэтому такие туманности называются молекулярными облаками . [4] Космическая обсерватория Гершель обнаружила , что нити, или удлиненные структуры плотного газа, действительно повсеместно распространены в молекулярных облаках и играют центральную роль в процессе звездообразования. Они фрагментируются на гравитационно связанные ядра, большая часть которых эволюционирует в звезды. Непрерывная аккреция газа, геометрическое искривление [ необходимо определение ] и магнитные поля могут контролировать детальный способ фрагментации нитей. Наблюдения за сверхкритическими нитями выявили квазипериодические цепочки плотных ядер с расстоянием, сравнимым с внутренней шириной нити, и встроенные протозвезды с истечениями. [ жаргон ] [6]

Наблюдения показывают, что самые холодные облака имеют тенденцию образовывать звезды малой массы, которые сначала наблюдаются через инфракрасный свет, который они излучают внутри облаков, а затем как видимый свет, когда облака рассеиваются. Гигантские молекулярные облака, которые обычно теплее, производят звезды всех масс. [7] Эти гигантские молекулярные облака имеют типичную плотность 100 частиц на см 3 , диаметр 100 световых лет (9,5 × 10 14  км ), массы до 6 миллионов солнечных масс ( M ☉ ) , что в шесть миллионов раз превышает массу Солнца. Солнца Земли. [8] Средняя внутренняя температура составляет 10  К (-441,7  ° F ).

Около половины общей массы галактической ISM Млечного Пути находится в молекулярных облаках [9] , а галактика включает примерно 6000 молекулярных облаков, каждое из которых содержит более 100 000  M ☉ . [10] Ближайшей к Солнцу туманностью , где формируются массивные звезды, является туманность Ориона , расположенная на расстоянии 1300 световых лет (1,2 × 10 16  км). [11] Однако звездообразование с меньшей массой происходит на расстоянии около 400–450 световых лет в облачном комплексе ρ Змееносца . [12]

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

Сборка галактики в ранней Вселенной. [16]

Коллапс облака

Межзвездное облако газа будет оставаться в гидростатическом равновесии до тех пор, пока кинетическая энергия давления газа находится в балансе 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 и давление газа недостаточно для его поддержания, облако подвергнется гравитационному коллапсу . Масса, выше которой облако подвергнется такому 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 облаков более или менее одновременно образуются десятки и десятки тысяч звезд, что можно наблюдать в так называемых встроенных скоплениях . Конечным продуктом коллапса ядра является рассеянное скопление звезд. [18]

Наблюдения ALMA комплекса туманности Ориона дают представление о взрывах при рождении звезд. [19]

При запущенном звездообразовании может произойти одно из нескольких событий, которые сожмут молекулярное облако и инициируют его гравитационный коллапс . Молекулярные облака могут столкнуться друг с другом, или близлежащий взрыв сверхновой может стать триггером, отправив потрясенную материю в облако на очень высоких скоростях. [4] (Появившиеся новые звезды могут вскоре сами произвести сверхновые, вызывая самораспространяющееся звездообразование .) Альтернативно, галактические столкновения могут вызвать массивные вспышки звездообразования, поскольку газовые облака в каждой галактике сжимаются и взбалтываются приливными силами . [20] Последний механизм может быть ответственен за образование шаровых скоплений . [21]

Сверхмассивная черная дыра в ядре галактики может регулировать скорость звездообразования в ядре галактики. Черная дыра, аккрецирующая падающую материю, может стать активной , испуская сильный ветер через коллимированную релятивистскую струю . Это может ограничить дальнейшее звездообразование. Массивные черные дыры, выбрасывающие частицы радиочастотного излучения со скоростью, близкой к световой, также могут блокировать образование новых звезд в стареющих галактиках. [22] Однако радиоизлучение вокруг джетов также может спровоцировать звездообразование. Аналогичным образом, более слабая струя может вызвать звездообразование при столкновении с облаком. [23]

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

При коллапсе молекулярное облако иерархически распадается на все более мелкие части, пока эти фрагменты не достигнут звездной массы. В каждом из этих фрагментов коллапсирующий газ излучает энергию, полученную за счет высвобождения гравитационной потенциальной энергии . По мере увеличения плотности фрагменты становятся непрозрачными и, следовательно, менее эффективно излучают свою энергию. Это повышает температуру облака и препятствует дальнейшей фрагментации. Фрагменты теперь конденсируются во вращающиеся газовые сферы, которые служат звездными зародышами. [25]

Картину коллапсирующего облака усложняют эффекты турбулентности , макроскопических потоков, вращения , магнитных полей и геометрии облака. И вращение, и магнитные поля могут препятствовать коллапсу облака. [26] [27] Турбулентность способствует фрагментации облака, а в мельчайших масштабах она способствует коллапсу. [28]

Протозвезда

Звездная питомница LH 95 в Большом Магеллановом Облаке.

Протозвездное облако будет продолжать коллапсировать до тех пор, пока будет устранена энергия гравитационной связи. Эта избыточная энергия в основном теряется за счет излучения. Однако коллапсирующее облако в конечном итоге станет непрозрачным для собственного излучения, и энергию придется удалять другими способами. Пыль внутри облака нагревается до температуры 60–100 К , и эти частицы излучают волны в дальней инфракрасной области, где облако прозрачно. Таким образом, пыль способствует дальнейшему коллапсу облака. [29]

Во время коллапса плотность облака увеличивается к центру, поэтому сначала оптически непрозрачной становится средняя область. Это происходит при плотности около 10-13 г /см 3 . Область ядра, называемая первым гидростатическим ядром, образуется там, где коллапс по существу остановлен. Температура продолжает расти, как это определено теоремой вириала. Газ, падающий в эту непрозрачную область, сталкивается с ней и создает ударные волны, которые еще больше нагревают ядро. [30]

Составное изображение , показывающее молодые звезды внутри и вокруг молекулярного облака Цефей Б.

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 ему продолжаться в течение времени, сравнимого с периодом коллапса 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. Комбинация 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 удержало протозвезду от дальнейшего гравитационного коллапса — состояние, называемое гидростатическим равновесием . Когда эта фаза аккреции почти завершена, образовавшийся объект известен как протозвезда . [4]

N11 — часть сложной сети газовых облаков и звездных скоплений в соседней с нами галактике — Большом Магеллановом Облаке.

Аккреция материала на протозвезду частично продолжается из вновь образовавшегося околозвездного диска . Когда плотность и температура достаточно высоки, начинается синтез дейтерия , и внешнее давление образующегося излучения замедляет (но не останавливает) коллапс. Материал, составляющий облако, продолжает «дождем» падать на протозвезду . На этом этапе образуются биполярные струи, называемые объектами Хербига-Аро . Вероятно, именно так выбрасывается избыточный угловой момент падающего материала, что позволяет 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 ПМС). Источником энергии этих объектов является гравитационное сжатие, в отличие от горения водорода в звездах главной последовательности. Звезда PMS следует по треку Хаяши на диаграмме Герцшпрунга-Рассела (H-R) . [33] Сокращение будет продолжаться до тех пор, пока не будет достигнут предел Хаяши , а после этого сокращение будет продолжаться во временной шкале Кельвина-Гельмгольца , при этом температура останется стабильной. Звезды с размером менее 0,5  M ☉ после этого присоединяются к главной последовательности. Более массивные звезды PMS в конце трека Хаяши будут медленно коллапсировать, находясь в состоянии, близком к гидростатическому равновесию, следуя треку Хеньи . [34]

Наконец, водород начинает плавиться в ядре звезды, а остальная часть окружающего материала удаляется. На этом заканчивается протозвездная фаза и начинается фаза главной последовательности звезды на диаграмме H – R.

Стадии процесса хорошо выражены у звезд с массой около 1  M ☉ и менее. У звезд большой массы продолжительность процесса звездообразования сравнима с другими временными масштабами их эволюции, гораздо короче, и этот процесс не так четко определен. Более поздняя эволюция звезд изучается в «Звездной эволюции» .

Наблюдения

Туманность Ориона — архетипический пример звездообразования: от массивных молодых звезд, формирующих туманность, до столбов плотного газа, которые могут быть домом для зарождающихся звезд.

Ключевые элементы звездообразования доступны только при наблюдении в длинах волн , отличных от оптических . Протозвездная стадия звездного существования почти всегда спрятана глубоко внутри плотных облаков газа и пыли, оставшихся от ГМО . Часто эти коконы звездообразования, известные как шарики Бока , можно увидеть в силуэте на фоне яркого излучения окружающего газа. [35] Ранние стадии жизни звезды можно увидеть в инфракрасном свете, который легче проникает в пыль, чем видимый свет. [36] Таким образом , наблюдения с помощью Wide-field Infrared Survey Explorer (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 протозвезды можно наблюдать на картах поглощения в ближнем ИК- диапазоне (где количество звезд подсчитывается на единицу площади и сравнивается с близлежащей областью неба с нулевым поглощением), непрерывном излучении пыли и вращательных переходах. CO и других молекул; последние два наблюдаются в миллиметровом и субмиллиметровом диапазоне. Излучение протозвезды и ранней звезды необходимо наблюдать в инфракрасных астрономических длинах волн, поскольку поглощение , вызванное остальной частью облака, в котором формируется звезда, обычно слишком велико, чтобы мы могли наблюдать его в визуальной части спектра. . Это представляет значительные трудности, поскольку атмосфера Земли почти полностью непрозрачна в диапазоне от 20 до 850 мкм с узкими окнами на 200 и 450 мкм. Даже за пределами этого диапазона необходимо использовать методы вычитания атмосферы.

Молодые звезды (фиолетовые), обнаруженные с помощью рентгеновских лучей 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 рентгеновского излучения звезд главной последовательности. [41] Самые ранние обнаружения рентгеновского излучения от звезд Т Тельца были сделаны Рентгеновской обсерваторией Эйнштейна . [42] [43] Для звезд малой массы рентгеновские лучи генерируются в результате нагрева звездной короны за счет магнитного пересоединения , а для звезд O и ранних B-типов с большой массой рентгеновские лучи генерируются в результате сверхзвуковых ударных волн в звездной ветры. Фотоны в диапазоне энергий мягкого рентгеновского излучения, охватываемого рентгеновской обсерваторией Чандра и XMM-Ньютон , могут проникать в межзвездную среду лишь с умеренным поглощением из-за газа, что делает рентгеновские лучи полезной длиной волны для наблюдения за звездным населением в молекулярных облаках. . Рентгеновское излучение как свидетельство молодости звезд делает эту полосу особенно полезной для проведения учетов звезд в областях звездообразования, учитывая, что не все молодые звезды имеют избыток инфракрасного излучения. [44] Рентгеновские наблюдения позволили получить почти полную информацию обо всех объектах звездной массы в скоплении туманности Ориона и молекулярном облаке Тельца . [45] [46]

Формирование отдельных звезд можно непосредственно наблюдать только в Галактике Млечный Путь , но в далеких галактиках звездообразование было обнаружено благодаря уникальному спектральному признаку .

Первоначальные исследования показывают, что сгустки звездообразования начинаются как гигантские плотные области в турбулентной, богатой газом материи в молодых галактиках, живут около 500 миллионов лет и могут мигрировать к центру 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 20% углерода во Вселенной может быть связано с ПАУ, возможными исходными материалами для образования жизни . ПАУ, по-видимому, образовались вскоре после Большого взрыва , широко распространены по всей Вселенной и связаны с новыми звездами и экзопланетами . [48]

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

В статье, опубликованной 22 октября 2019 года, сообщалось об обнаружении 3MM-1 , массивной звездообразующей галактики на расстоянии около 12,5 миллиардов световых лет от нас, скрытой облаками пыли . [50] При массе около 10 10,8 солнечных масс он показал скорость звездообразования примерно в 100 раз выше, чем в Млечном Пути . [51]

Известные объекты следопыта

Образование звезд малой и большой массы

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

Считается, что звезды разных масс формируются по несколько разным механизмам. Теория образования звезд малой массы, которая хорошо подтверждается наблюдениями, предполагает, что звезды малой массы образуются в результате гравитационного коллапса вращающихся повышений плотности внутри молекулярных облаков. Как описано выше, коллапс вращающегося облака газа и пыли приводит к образованию аккреционного диска, через который вещество направляется к центральной протозвезде. Однако для звезд с массой более 8  M ☉ механизм звездообразования не совсем понятен.

Массивные звезды излучают обильное количество радиации, которая препятствует падающему материалу. Раньше считалось, что это радиационное давление может быть достаточно значительным, чтобы остановить аккрецию на массивную протозвезду и предотвратить образование звезд с массой более нескольких десятков масс Солнца. [57] Недавние теоретические работы показали, что образование струи и истечение очищают полость, через которую большая часть излучения массивной протозвезды может выйти, не препятствуя аккреции через диск на протозвезду. [58] [59] В настоящее время считается, что массивные звезды могут образовываться по механизму, аналогичному тому, с помощью которого образуются звезды малой массы.

Появляется все больше свидетельств того, что по крайней мере некоторые массивные протозвезды действительно окружены аккреционными дисками. [60] Ожидается, что аккреция диска у протозвезд с большой массой, как и у их аналогов с малой массой, будет демонстрировать всплески эпизодической аккреции в результате гравитационной нестабильности, приводящей к комковатому и непостоянному темпу аккреции. Недавние свидетельства всплесков аккреции у протозвезд большой массы действительно были подтверждены наблюдениями. [60] [61] [62] Несколько других теорий массивного звездообразования еще предстоит проверить наблюдениями. Из них, пожалуй, наиболее известной является теория конкурентной аккреции, которая предполагает, что массивные протозвезды «засеяны» протозвездами малой массы, которые конкурируют с другими протозвездами за привлечение материи из всего родительского молекулярного облака, а не просто из небольшого небольшого облака. местный регион. [63] [64]

Другая теория массивного звездообразования предполагает, что массивные звезды могут образоваться в результате слияния двух или более звезд меньшей массы. [65]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ Сталер, С.В. и Палла, Ф. (2004). Формирование звезд . Вайнхайм: Wiley-VCH. ISBN 3-527-40559-3.
  2. ^ Лада, Чарльз Дж.; Лада, Элизабет А. (1 сентября 2003 г.). «Встроенные кластеры в молекулярных облаках». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 41 (1): 57–115. arXiv : astro-ph/0301540 . Бибкод : 2003ARA&A..41...57L. doi : 10.1146/annurev.astro.41.011802.094844. ISSN  0066-4146. S2CID  16752089.
  3. ^ О'Делл, CR "Небула". Всемирная книга НАСА . World Book, Inc. Архивировано из оригинала 29 апреля 2005 г. Проверено 18 мая 2009 г.
  4. ^ abcde Пряльник, Дина (2000). Введение в теорию звездной структуры и эволюции . Издательство Кембриджского университета. 195–212. ISBN 0-521-65065-8.
  5. ^ Дюпрас, К.; Казоли, Ф. (4–9 июня 1990 г.). «Судьба молекулярного газа от слияний к эллиптическим». Динамика галактик и распределение их молекулярных облаков: материалы 146-го симпозиума Международного астрономического союза . Париж, Франция: Академическое издательство Kluwer. Бибкод : 1991IAUS..146..373D.
  6. ^ Чжан, Го-Инь; Андре, доктор философии; Меньщиков А.; Ван, Кэ (октябрь 2020 г.). «Фрагментация нитей звездообразования в Х-образной туманности Калифорнийского молекулярного облака». Астрономия и астрофизика . 642 : А76. arXiv : 2002.05984 . Бибкод : 2020A&A...642A..76Z. дои : 10.1051/0004-6361/202037721. ISSN  0004-6361. S2CID  211126855.
  7. ^ Леке, Джеймс (2013). Рождение, эволюция и смерть звезд . Всемирная научная. ISBN 978-981-4508-77-3.
  8. ^ Уильямс, JP; Блиц, Л.; Макки, CF (2000). «Структура и эволюция молекулярных облаков: от сгустков к ядрам и ММП». Протозвезды и планеты IV . п. 97. arXiv : astro-ph/9902246 . Бибкод : 2000prpl.conf...97W.
  9. ^ Алвес, Дж.; Лада, Ц.; Лада, Э. (2001). «Отслеживание H 2 посредством инфракрасного исчезновения пыли». Молекулярный водород в космосе . Издательство Кембриджского университета. п. 217. ИСБН 0-521-78224-4.
  10. ^ Сандерс, Д.Б.; Сковилл, Новая Зеландия; Соломон, премьер-министр (1 февраля 1985 г.). «Гигантские молекулярные облака в Галактике. II – Характеристики дискретных особенностей». Астрофизический журнал, Часть 1 . 289 : 373–387. Бибкод : 1985ApJ...289..373S. дои : 10.1086/162897.
  11. ^ Сандстрем, Карин М.; Пик, Дж. Э.; Бауэр, Джеффри К.; Болатто, Альберто Д.; Пламбек, Ричард Л. (2007). «Параллактическое расстояние в парсеках до скопления туманностей Ориона по данным наблюдений с помощью массива с очень длинной базой». Астрофизический журнал . 667 (2): 1161. arXiv : 0706.2361 . Бибкод : 2007ApJ...667.1161S. дои : 10.1086/520922. S2CID  18192326.
  12. ^ Уилкинг, бакалавр; Ганье, М.; Аллен, Ле (2008). «Звездообразование в молекулярном облаке ρ Змееносца». В Бо Рейпурте (ред.). Справочник по областям звездообразования, Том II: Публикации монографии ASP The Southern Sky . arXiv : 0811.0005 . Бибкод : 2008hsf2.book..351W.
  13. ^ Ханзадян, Т.; Смит, доктор медицины; Гредель, Р.; 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. дои : 10.1051/0004-6361:20011531 .
  14. ^ Хартманн, Ли (2000). Аккреционные процессы при звездообразовании . Издательство Кембриджского университета. п. 4. ISBN 0-521-78520-0.
  15. ^ Смит, Майкл Дэвид (2004). Происхождение звезд . Издательство Имперского колледжа. стр. 43–44. ISBN 1-86094-501-5.
  16. ^ «ALMA впервые стала свидетелем собрания галактик в ранней Вселенной» . Проверено 23 июля 2015 г.
  17. ^ Квок, Сан (2006). Физика и химия межзвездной среды . Университетские научные книги. стр. 435–437. ISBN 1-891389-46-7.
  18. ^ Баттанер, Э. (1996). Астрофизическая гидродинамика . Издательство Кембриджского университета. стр. 166–167. ISBN 0-521-43747-4.
  19. ^ «ALMA снимает впечатляющий звездный фейерверк» . www.eso.org . Проверено 10 апреля 2017 г. .
  20. ↑ Джог, CJ (26–30 августа 1997 г.). «Звездные вспышки, вызванные сжатием облаков во взаимодействующих галактиках». В Барнсе, JE; Сандерс, Д.Б. (ред.). Материалы симпозиума № 186 МАС, Взаимодействие галактик при низком и высоком красном смещении . Киото, Япония. Бибкод : 1999IAUS..186..235J.
  21. ^ Кето, Эрик; Хо, Луис К.; Ло, К.-Ю. (декабрь 2005 г.). «M82, звездообразования, звездные скопления и образование шаровых скоплений». Астрофизический журнал . 635 (2): 1062–1076. arXiv : astro-ph/0508519 . Бибкод : 2005ApJ...635.1062K. дои : 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 . Бибкод : 2014MNRAS.445..460G. дои : 10.1093/mnras/stu1592. S2CID  8171745.
  23. ^ ван Брейгель, Уил; и другие. (ноябрь 2004 г.). Т. Сторчи-Бергманн; ЛК Хо; Энрике Р. Шмитт (ред.). Взаимодействие черных дыр, звезд и межзвездной среды в ядрах галактик . Издательство Кембриджского университета. стр. 485–488. arXiv : astro-ph/0406668 . Бибкод : 2004IAUS..222..485В. дои : 10.1017/S1743921304002996.
  24. ^ «Размер может быть обманчивым» . www.spacetelescope.org . Проверено 9 октября 2017 г.
  25. ^ Пряльник, Дина (2000). Введение в теорию звездной структуры и эволюции . Издательство Кембриджского университета. стр. 198–199. ISBN 0-521-65937-Х.
  26. ^ Хартманн, Ли (2000). Аккреционные процессы 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.). «Якорное магнитное поле в турбулентных молекулярных облаках». Астрофизический журнал . 704 (2): 891. arXiv : 0908.1549 . Бибкод : 2009ApJ...704..891L. дои : 10.1088/0004-637X/704/2/891. S2CID  118341372.
  28. ^ Баллестерос-Паредес, Дж.; Клессен, РС; Мак Лоу, М.-М.; Васкес-Семадени, Э. (2007). «Молекулярная облачная турбулентность и звездообразование». В Рейпурте, Б.; Джуитт, Д.; Кейл, К. (ред.). Протозвезды и планеты V . Издательство Университета Аризоны. стр. 63–80. ISBN 978-0-8165-2654-3.
  29. ^ Лонгэйр, М.С. (2008). Формирование галактик (2-е изд.). Спрингер. п. 478. ИСБН 978-3-540-73477-2.
  30. ^ abc Ларсон, Ричард Б. (1969). «Численные расчеты динамики коллапсирующей протозвезды». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 145 (3): 271–295. Бибкод : 1969MNRAS.145..271L. дои : 10.1093/mnras/145.3.271 .
  31. ^ Саларис, Маурицио (2005). Кассизи, Санти (ред.). Эволюция звезд и звездного населения . Джон Уайли и сыновья. стр. 108–109. ISBN 0-470-09220-3.
  32. ^ «Слава из мрака». www.eso.org . Проверено 2 февраля 2018 г.
  33. ^ К. Хаяши (1961). «Звездная эволюция на ранних стадиях гравитационного сжатия». Публикации Астрономического общества Японии . 13 : 450–452. Бибкод : 1961PASJ...13..450H.
  34. ^ LG Хени; Р. Лелевье; Р.Д. Леви (1955). «Ранние фазы звездной эволюции». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 67 (396): 154. Бибкод : 1955PASP...67..154H. дои : 10.1086/126791 .
  35. ^ Би Джей Бок и Э. Ф. Рейли (1947). «Маленькие темные туманности». Астрофизический журнал . 105 : 255. Бибкод :1947ApJ...105..255B. дои : 10.1086/144901.
    Юн, Жоао Линь; Клеменс, Дэн П. (1990). «Звездообразование в маленьких глобулах – Барт Бок был прав». Астрофизический журнал . 365 : Л73. Бибкод : 1990ApJ...365L..73Y. дои : 10.1086/185891 .
  36. ^ Бенджамин, Роберт А.; Черчвелл, Э.; Баблер, Брайан Л.; Баня, ТМ; Клеменс, Дэн П.; Коэн, Мартин; Дики, Джон М.; Индебету, Реми; и другие. (2003). «ВЗГЛЯД. I. Проект наследия SIRTF по составлению карты внутренней галактики». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 115 (810): 953–964. arXiv : astro-ph/0306274 . Бибкод : 2003PASP..115..953B. дои : 10.1086/376696. S2CID  119510724.
  37. ^ "Миссия по исследованию широкоугольного инфракрасного обзора" . НАСА.
  38. ^ Маджесс, Д. (2013). Обнаружение протозвезд и их скоплений через WISE, ApSS, 344, 1 (каталог VizieR)
  39. ^ Камарго и др. (2015). Новые встроенные галактические скопления и кандидаты по результатам исследования WISE, New Astronomy, 34.
  40. ^ Гетман, К.; и другие. (2014). «Градиенты возраста ядра и гало и звездообразование в туманности Ориона и молодых звездных скоплениях NGC 2024». Приложение к астрофизическому журналу . 787 (2): 109. arXiv : 1403.2742 . Бибкод : 2014ApJ...787..109G. дои : 10.1088/0004-637X/787/2/109. S2CID  118503957.
  41. ^ Прейбиш, Т.; и другие. (2005). «Происхождение рентгеновского излучения Т Тельца: новые идеи сверхглубокого проекта Чандра Орион». Приложение к астрофизическому журналу . 160 (2): 401–422. arXiv : astro-ph/0506526 . Бибкод : 2005ApJS..160..401P. дои : 10.1086/432891. S2CID  18155082.
  42. ^ Фейгельсон, Эд; Декампли, WM (1981). «Наблюдения рентгеновского излучения звезд Т-Тавра». Письма астрофизического журнала . 243 : L89–L93. Бибкод : 1981ApJ...243L..89F. дои : 10.1086/183449.
  43. ^ Монмерль, Т.; и другие. (1983). «Наблюдения Эйнштейна за темным облаком Ро Змееносца - рентгеновской рождественской елкой». Астрофизический журнал, Часть 1 . 269 : 182–201. Бибкод : 1983ApJ...269..182M. дои : 10.1086/161029.
  44. ^ Фейгельсон, Эд; и другие. (2013). «Обзор проекта исследования массивного комплекса молодого звездообразования в инфракрасном и рентгеновском излучении (MYStIX)». Приложение к астрофизическому журналу . 209 (2): 26. arXiv : 1309.4483 . Бибкод : 2013ApJS..209...26F. дои : 10.1088/0067-0049/209/2/26. S2CID  56189137.
  45. ^ 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 . Бибкод : 2005ApJS..160..319G. дои : 10.1086/432092. S2CID  19965900.
  46. ^ Гюдель, М.; и другие. (2007). «Расширенное исследование молекулярного облака Тельца (XEST) XMM-Newton». Астрономия и астрофизика . 468 (2): 353–377. arXiv : astro-ph/0609160 . Бибкод : 2007A&A...468..353G. дои : 10.1051/0004-6361: 20065724. S2CID  8846597.
  47. ^ «Впервые замечено молодое звездообразующее скопление в глубоком космосе» . Space.com . 10 мая 2015 года . Проверено 11 мая 2015 г.
  48. ↑ Гувер, Рэйчел (21 февраля 2014 г.). «Нужно отслеживать органические наночастицы по всей Вселенной? У НАСА есть для этого приложение». НАСА . Проверено 22 февраля 2014 г.
  49. ↑ Гибни, Элизабет (28 февраля 2018 г.). «Астрономы обнаружили свет первых звезд Вселенной. Неожиданные сигналы космического рассвета также намекают на присутствие темной материи». Природа . дои : 10.1038/d41586-018-02616-8 . Проверено 28 февраля 2018 г.
  50. ^ Уильямс, Кристина С.; Лаббе, Иво; Спилкер, Джастин; Стефанон, Мауро; Лея, Джоэл; Уитакер, Кэтрин; Безансон, Рэйчел; Нараянан, Десика; Оеш, Паскаль; Вайнер, Бенджамин (2019). «Открытие темной массивной галактики, состоящей только из ALMA, на z ∼ 5–6 в крошечном обзоре размером 3 мм». Астрофизический журнал . 884 (2): 154. arXiv : 1905.11996 . Бибкод : 2019ApJ...884..154W. дои : 10.3847/1538-4357/ab44aa . ISSN  1538-4357. S2CID  168169681.
  51. ↑ Университет Аризоны (22 октября 2019 г.). «Космический йети с зари Вселенной найден скрывающимся в пыли». УАНовости . Проверено 22 октября 2019 г.
  52. ^ Андре, Филипп; Уорд-Томпсон, Дерек; Барсони, Мэри (1993). «Наблюдения субмиллиметрового континуума Ро Змееносца A - кандидата в протозвезды VLA 1623 и предзвездных сгустков». Астрофизический журнал . 406 : 122–141. Бибкод : 1993ApJ...406..122A. дои : 10.1086/172425 . ISSN  0004-637X.
  53. ^ Бурк, Тайлер Л.; Крапси, Антонио; Майерс, Филип К.; и другие. (2005). «Открытие маломассивного биполярного молекулярного потока из L1014-IRS с помощью субмиллиметровой матрицы». Астрофизический журнал . 633 (2): L129. arXiv : astro-ph/0509865 . Бибкод : 2005ApJ...633L.129B. дои : 10.1086/498449. S2CID  14721548.
  54. ^ Гебалле, ТР; Нахарро, Ф.; Риго, Ф.; Рой, Ж.-Р. (2006). «Спектр K-диапазона горячей звезды в IRS 8: аутсайдер в галактическом центре?». Астрофизический журнал . 652 (1): 370–375. arXiv : astro-ph/0607550 . Бибкод : 2006ApJ...652..370G. дои : 10.1086/507764. ISSN  0004-637X. S2CID  9998286.
  55. ^ Кун, Массачусетс; и другие. (2010). «Наблюдение Чандрой скрытого комплекса звездообразования W40». Астрофизический журнал . 725 (2): 2485–2506. arXiv : 1010.5434 . Бибкод : 2010ApJ...725.2485K. дои : 10.1088/0004-637X/725/2/2485. S2CID  119192761.
  56. ^ Андре, доктор философии; и другие. (2010). «От нитевидных облаков до дозвездных ядер и звездного ММП: первые основные моменты исследования пояса Гершеля Гулда». Астрономия и астрофизика . 518 : Л102. arXiv : 1005.2618 . Бибкод : 2010A&A...518L.102A. дои : 10.1051/0004-6361/201014666. S2CID  248768.
  57. ^ М.Г. Вулфайр; Дж. П. Кассинелли (1987). «Условия образования массивных звезд». Астрофизический журнал . 319 (1): 850–867. Бибкод : 1987ApJ...319..850W. дои : 10.1086/165503 .
  58. ^ CF 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 . Бибкод : 2002Natur.416...59M. дои : 10.1038/416059а. PMID  11882889. S2CID  4330710.
  59. ^ Р. Банерджи; Р. Е. Пудриц (2007). «Массивное звездообразование за счет высоких темпов аккреции и ранних оттоков, вызванных дисками». Астрофизический журнал . 660 (1): 479–488. arXiv : astro-ph/0612674 . Бибкод : 2007ApJ...660..479B. дои : 10.1086/512010. S2CID  9769562.
  60. ^ аб Бернс, РА; Уно, Ю.; Сакаи, Н.; Бланшар, Дж.; Росли, З.; Орос, Г.; Ёнекура, Ю.; Танабэ, Ю.; Сугияма, К.; Хирота, Т.; Ким, Ки-Тэ; Аберфельдс, А.; Вольвач, А.Е.; Барткевич А.; Каратти о Гаратти, А. (май 2023 г.). «Кеплеровский диск с четырехрукавной спиралью, порождающий эпизодически аккрецирующую протозвезду большой массы». Природная астрономия . 7 (5): 557–568. arXiv : 2304.14740 . doi : 10.1038/s41550-023-01899-w. ISSN  2397-3366. S2CID  257252773.
  61. ^ Каратти о Гаратти, А.; Стеклум, Б.; Гарсиа Лопес, Р.; Эйслёффель, Дж.; Рэй, ТП; Санна, А.; Чезарони, Р.; Уолмсли, CM; Оудмайер, РД; де Вит, WJ; Москаделли, Л.; Грейнер, Дж.; Краббе, А.; Фишер, К.; Кляйн, Р. (март 2017 г.). «Дисковый всплеск аккреции в молодом звездном объекте большой массы». Физика природы . 13 (3): 276–279. arXiv : 1704.02628 . дои : 10.1038/nphys3942. ISSN  1745-2481.
  62. ^ Хантер, ТР; Броган, CL; Маклауд, Г.; Цыгановский, CJ; Чендлер, CJ; Чибуезе, Джо; Фризен, Р.; Индебетоу, Р.; Теснер, К.; Янг, К.Х. (15 марта 2017 г.). «Необычайная вспышка в массивной протозвездной системе NGC 6334I-MM1: учетверение миллиметрового континуума». Астрофизический журнал . 837 (2): Л29. arXiv : 1701.08637 . дои : 10.3847/2041-8213/aa5d0e . ISSN  2041-8213.
  63. ^ ИА Боннелл; г-н Бэйт; Си Джей Кларк; Дж. Э. Прингл (1997). «Аккреция и спектр звездных масс в малых скоплениях». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 285 (1): 201–208. Бибкод : 1997MNRAS.285..201B. дои : 10.1093/mnras/285.1.201 .
  64. ^ ИА Боннелл; М-Р Бэйт (2006). «Звездообразование посредством гравитационного коллапса и конкурентной аккреции». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 370 (1): 488–494. arXiv : astro-ph/0604615 . Бибкод : 2006MNRAS.370..488B. дои : 10.1111/j.1365-2966.2006.10495.x. S2CID  15652967.
  65. ^ ИА Боннелл; г-н Бэйт; Х. Зиннекер (1998). «Об образовании массивных звезд». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 298 (1): 93–102. arXiv : astro-ph/9802332 . Бибкод : 1998MNRAS.298...93B. дои : 10.1046/j.1365-8711.1998.01590.x. S2CID  119346630.