stringtranslate.com

Звездообразование

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

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. Оно тесно связано с образованием планет , другим разделом астрономии . Теория звездообразования, а также учет образования одиночной звезды должны также 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]

История

Первые звезды, как полагают, образовались примерно 12-13 миллиардов лет назад после Большого взрыва . В течение промежутков времени звезды сплавляли гелий, образуя ряд химических элементов .

Звездные питомники

Межзвездные облака

Спиральные галактики, такие как Млечный Путь, содержат звезды , звездные остатки 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. Следовые количества более тяжелых элементов были и производятся внутри звезд посредством звездного нуклеосинтеза и выбрасываются, когда звезды проходят за пределы конца своей главной последовательности жизни. Более плотные области 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 в течение примерно миллиарда лет, что препятствует галактике образовывать диффузные туманности, за исключением слияний с другими галактиками. [5]

Изображение космического телескопа «Хаббл», известное как «Столпы творения» , на котором запечатлены процессы формирования звезд в туманности Орла.

В плотных туманностях, где рождаются звезды, большая часть водорода находится в молекулярной (H 2 ) форме, поэтому эти туманности называются молекулярными облаками . [4] Космическая обсерватория Гершеля обнаружила , что нити, или вытянутые плотные газовые структуры, действительно повсеместны в молекулярных облаках и играют центральную роль в процессе звездообразования. Они фрагментируются в гравитационно связанные ядра, большинство из которых эволюционируют в звезды. Непрерывная аккреция газа, геометрическое изгибание [ необходимо определение ] и магнитные поля могут контролировать детальный способ фрагментации нитей. Наблюдения за сверхкритическими нитями выявили квазипериодические цепочки плотных ядер с интервалом, сопоставимым с внутренней шириной нити, и встроенные протозвезды с оттоками. [ жаргон ] [6]

Наблюдения показывают, что самые холодные облака имеют тенденцию формировать звезды малой массы, которые сначала наблюдаются через инфракрасный свет, который они испускают 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 , диаметр 100 световых лет (9,5 × 10 14  км ), массу до 6 миллионов солнечных масс ( M ☉ ) , или шесть миллионов раз больше массы Солнца Земли. [8] Средняя внутренняя температура составляет 10  К (−441,7  °F ).

Около половины общей массы галактической межзвездной среды Млечного Пути находится в молекулярных облаках [9], а галактика включает в себя приблизительно 6000 молекулярных облаков, каждое из которых имеет более 100 000  M ☉ . [10] Ближайшая к Солнцу туманность , где формируются массивные звезды, — это туманность Ориона , находящаяся на расстоянии 1300 световых лет (1,2 × 10 16  км) от нас. [11] Однако формирование звезд 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 в связи с коллапсирующими молекулярными облаками или, возможно, независимо. [13] Глобулы Бока обычно достигают светового года в поперечнике и содержат несколько солнечных масс . [14] Их можно наблюдать как темные облака, вырисовывающиеся на фоне ярких эмиссионных туманностей или фоновых звезд. Было обнаружено, что более половины известных глобул Бока содержат недавно формирующиеся звезды. [15]

Формирование галактики в ранней Вселенной. [16]

Облачный коллапс

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 быть равна удвоенной внутренней тепловой энергии. [17] Если облако достаточно массивно, чтобы давление газа было недостаточно для его поддержки, 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 масс Солнца. [4] Во время коллапса облака более или менее одновременно образуются десятки или десятки тысяч звезд, что можно наблюдать в так называемых вложенных скоплениях . Конечным продуктом коллапса ядра является открытое скопление звезд. [18]

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

При вызванном звездообразовании может произойти одно из нескольких событий, чтобы сжать молекулярное облако и инициировать его гравитационный коллапс . Молекулярные облака могут сталкиваться друг с другом, или близлежащий взрыв сверхновой может стать триггером, посылая ударную материю в облако на очень высоких скоростях. [4] (Получающиеся новые звезды могут сами вскоре производить сверхновые, производя самораспространяющееся звездообразование .) В качестве альтернативы, галактические столкновения могут вызывать массивные вспышки звездообразования, поскольку газовые облака в каждой галактике сжимаются и перемешиваются приливными силами . [20] Последний механизм может быть ответственным за образование шаровых скоплений . [21]

Сверхмассивная черная дыра в ядре галактики может служить для регулирования скорости звездообразования в галактическом ядре. Черная дыра, которая аккрецирует падающую материю, может стать активной , испуская сильный ветер через коллимированную релятивистскую струю . Это может ограничить дальнейшее звездообразование. Массивные черные дыры, выбрасывающие радиочастотно-излучающие частицы со скоростью, близкой к скорости света, также могут блокировать образование новых звезд в стареющих галактиках. [22] Однако радиоизлучение вокруг струй также может вызвать звездообразование. Аналогично, более слабая струя может вызвать звездообразование, когда она сталкивается с облаком. [23]

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

По мере коллапса молекулярное облако распадается на все более мелкие части в иерархическом порядке, пока 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, таким образом, менее эффективными в излучении своей энергии. Это повышает температуру облака и препятствует дальнейшей фрагментации. Теперь фрагменты конденсируются во вращающиеся сферы газа, которые служат звездными эмбрионами. [25]

Усложнение этой картины коллапсирующего облака заключается в эффектах турбулентности , макроскопических потоков, вращения , магнитных полей и геометрии облака. Как вращение, так и магнитные поля могут препятствовать коллапсу облака. [26] [27] Турбулентность играет важную роль в возникновении фрагментации облака, а в самых малых масштабах она способствует коллапсу. [28]

Протозвезда

Звездные ясли LH 95 в Большом Магеллановом Облаке.

Протозвездное облако будет продолжать коллапсировать до тех пор, пока гравитационная энергия связи может быть устранена. Эта избыточная энергия в основном теряется через излучение. Однако коллапсирующее облако в конечном итоге станет непрозрачным для своего собственного излучения, и энергия должна быть удалена какими-то другими способами. Пыль внутри облака нагревается до температур 60–100 К , и эти частицы излучают на длинах волн в далеком инфракрасном диапазоне, где облако прозрачно. Таким образом, пыль опосредует дальнейший коллапс облака. [29]

Во время коллапса плотность облака увеличивается по направлению к центру, и, таким образом, средняя область становится оптически непрозрачной первой. Это происходит, когда плотность составляет около 10−13 г/см3 . Область ядра, называемая первым гидростатическим ядром, образуется там, где коллапс по существу останавливается. Она продолжает повышаться в температуре, как определено теоремой вириала. Газ, падающий по направлению к этой непрозрачной области, сталкивается с ней и создает ударные волны, которые еще больше нагревают ядро. [30]

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

Когда температура ядра 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 масштабах времени, сопоставимых 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, выйти. Сочетание конвекции внутри протозвезды и излучения из ее внешней части позволяет звезде сжиматься дальше. [30] Это продолжается до тех пор, пока газ не станет достаточно горячим для того, чтобы внутреннее давление поддерживало протозвезду против дальнейшего гравитационного коллапса — состояние, называемое гидростатическим равновесием . Когда эта фаза аккреции почти завершена, полученный 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 новообразованного 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» на протозвезду . На этой стадии образуются биполярные струи, называемые объектами Хербига–Аро . Вероятно, это способ, с помощью которого избыточный угловой момент падающего материала выбрасывается, позволяя звезде продолжать формироваться.

Область звездообразования Lupus 3. [32]

Когда окружающая газовая и пылевая оболочка рассеивается и процесс аккреции останавливается, звезда считается звездой пред-главной последовательности (звезда PMS). Источником энергии этих объектов является (гравитационное сжатие) механизм Кельвина-Гельмгольца , в отличие от горения водорода в звездах главной последовательности. Звезда PMS следует по треку Хаяши на диаграмме Герцшпрунга-Рассела (H–R) . [33] Сжатие будет продолжаться до тех пор, пока не будет достигнут предел Хаяши , а затем сжатие будет продолжаться по шкале времени Кельвина-Гельмгольца с сохранением стабильной температуры. Звезды с массой менее 0,5  M ☉ после этого присоединяются к главной последовательности. Для более массивных звезд PMS в конце трека Хаяши они будут медленно коллапсировать в состоянии, близком к гидростатическому равновесию, следуя треку Хеньея . [34]

Наконец, водород начинает плавиться в ядре звезды, а остальная часть оболочек расчищается. Это завершает протозвездную фазу и начинает фазу главной последовательности звезды на диаграмме H–R.

Стадии процесса хорошо определены в звездах с массой около 1  M ☉ или меньше. У звезд с большой массой длительность процесса звездообразования сопоставима с другими временными шкалами их эволюции, намного короче, и процесс не так хорошо определен. Более поздняя эволюция звезд изучается в звездной эволюции .

Наблюдения

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

Ключевые элементы звездообразования доступны только при наблюдении в длинах волн, отличных от оптического . 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 в силуэте на фоне яркого излучения окружающего газа. [35] Ранние стадии жизни звезды можно увидеть в инфракрасном свете, который проникает через пыль легче, чем видимый свет. [36] Таким образом, наблюдения с помощью широкоугольного инфракрасного обзорного исследователя (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, Camargo 14, Camargo 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 нулевой площадью поглощения неба), непрерывной эмиссии пыли и вращательных переходов CO и других молекул; последние два наблюдаются в миллиметровом и субмиллиметровом диапазонах. Излучение от протозвезды и ранней звезды необходимо наблюдать в инфракрасном астрономическом диапазоне длин волн, поскольку поглощение , вызванное остальной частью облака, в котором формируется звезда, обычно слишком велико, чтобы позволить нам наблюдать его в визуальной части спектра. Это представляет значительные трудности, поскольку атмосфера Земли почти полностью непрозрачна от 20 мкм до 850 мкм, с узкими окнами на 200 мкм 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 от этих объектов примерно в 100–100 000 раз сильнее рентгеновского излучения от звезд главной последовательности. [41] Самые ранние обнаружения рентгеновского излучения от звезд типа Т Тельца были сделаны рентгеновской обсерваторией Эйнштейна . [42] [43] Для звезд с малой массой рентгеновское излучение генерируется при нагревании звездной короны посредством магнитного пересоединения , в то время как для звезд O -типа большой массы и ранних звезд B-типа рентгеновское излучение генерируется посредством сверхзвуковых ударных волн в звездных ветрах. Фотоны в диапазоне энергий мягкого рентгеновского излучения, охватываемом рентгеновской обсерваторией Чандра и XMM-Newton, могут проникать в межзвездную среду лишь с умеренным поглощением из-за газа, что делает рентгеновское излучение полезной длиной волны для наблюдения за звездными популяциями внутри молекулярных облаков. Рентгеновское излучение как свидетельство молодости звезд делает эту полосу особенно полезной для проведения переписей звезд в областях звездообразования, учитывая, что не все молодые звезды имеют избыток инфракрасного излучения. [44] Рентгеновские наблюдения обеспечили почти полную перепись 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 звездообразующие сгустки начинаются как гигантские плотные области в турбулентной газосодержащей материи в молодых галактиках, живут около 500 миллионов лет и могут мигрировать к центру галактики, создавая центральный выступ галактики. [47]

21 февраля 2014 года НАСА объявило о значительно улучшенной 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, которая скрыта облаками пыли . [50] При массе около 10 10,8 солнечных масс она показала скорость звездообразования примерно в 100 раз выше, чем в Млечном Пути . [51]

Известные объекты-путеводители

Формирование звезд малой и большой массы

Регион звездообразования Вестерхаут 40 и разлом Змеи-Аквила — облачные волокна, содержащие новые звезды, заполняют регион. [55] [56]

Считается, что звезды разной массы формируются с помощью немного разных механизмов. Теория формирования звезд малой массы, которая хорошо подкреплена наблюдениями, предполагает, что звезды малой массы формируются путем гравитационного коллапса вращающихся повышений 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 выше примерно 8  M ☉ механизм звездообразования изучен недостаточно.

Массивные звезды испускают огромное количество излучения, которое отталкивает падающий материал. В прошлом считалось, что это давление излучения может быть достаточно значительным, чтобы остановить аккрецию на массивную протозвезду и предотвратить образование звезд с массой более нескольких десятков солнечных масс. [57] Недавние теоретические работы показали, что создание струи и оттока очищает полость, через которую большая часть излучения от массивной протозвезды может выходить, не препятствуя аккреции через диск и на протозвезду. [58] [59] В настоящее время считается, что массивные звезды, следовательно, могут образовываться с помощью механизма, похожего на тот, с помощью которого образуются звезды с малой массой.

Появляется все больше доказательств того, что по крайней мере некоторые массивные протозвезды действительно окружены аккреционными дисками. [60] Ожидается, что дисковая аккреция в протозвездах большой массы, подобно их маломассивным аналогам, будет демонстрировать всплески эпизодической аккреции в результате гравитационной нестабильности, приводящей к комковатым и нерегулярным темпам аккреции. Недавние свидетельства всплесков аккреции в протозвездах большой массы действительно были подтверждены наблюдениями. [60] [61] [62] Несколько других теорий образования массивных звезд еще предстоит проверить наблюдениями. Из них, возможно, наиболее выдающейся является теория конкурентной аккреции, которая предполагает, что массивные протозвезды «засеяны» маломассивными протозвездами, которые конкурируют с другими протозвездами за привлечение материи из всего родительского молекулярного облака, а не просто из небольшой локальной области. [63] [64]

Другая теория образования массивных звезд предполагает, что массивные звезды могут образовываться путем слияния двух или более звезд меньшей массы. [65]

Нитевидная природа звездообразования

Недавние исследования подчеркнули роль нитевидных структур в молекулярных облаках как начальных условий для формирования звезд. Результаты космической обсерватории Гершеля подчеркивают повсеместную природу этих нитей в холодной межзвездной среде (ISM). Пространственные отношения между ядрами и нитями указывают на то, что большинство дозвездных ядер расположены в пределах 0,1 пк сверхкритических нитей. Это подтверждает гипотезу о том, что нитевидные структуры действуют как пути для накопления газа и пыли, что приводит к формированию ядра. [66]

Волокнистая сеть Калифорнийского ГМЦ, полученная Гершелем. [66]

Как функция массы ядра (CMF), так и функция массы линии волокна (FLMF), наблюдаемые в Калифорнийском GMC, следуют степенному распределению на конце с высокой массой, что согласуется с начальной функцией массы Солпитера (IMF). Текущие результаты убедительно подтверждают существование связи между FLMF и CMF/IMF, демонстрируя, что эта связь сохраняется на уровне отдельного облака, в частности, Калифорнийского GMC. [66] Представленная FLMF представляет собой распределение локальных масс линий для полной однородной выборки волокон в пределах одного облака. Именно локальная масса линии волокна определяет его способность фрагментироваться в определенном месте вдоль его хребта, а не средняя масса линии волокна. Эта связь более прямая и обеспечивает более жесткие ограничения на происхождение CMF/IMF. [66]

Смотрите также

Ссылки

  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. (2003-09-01). «Встроенные кластеры в молекулярных облаках». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 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. ^ O'Dell, CR "Nebula". World Book в NASA . World Book, Inc. Архивировано из оригинала 29-04-2005 . Получено 18-05-2009 .
  4. ^ abcde Приальник, Дина (2000). Введение в теорию звездной структуры и эволюции . Cambridge University Press. 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 молекулярных облаков: Труды 146-го симпозиума Международного астрономического союза . Париж, Франция: Kluwer Academic Publishers. Bibcode : 1991IAUS..146..373D.
  6. ^ Чжан, Го-Инь; Андре, Ф; Меньщиков, А.; Ван, Кэ (октябрь 2020 г.). «Фрагментация звездообразующих нитей в X-образной туманности молекулярного облака Калифорнии». 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. ^ Лекё, Джеймс (2013). Рождение, эволюция и смерть звезд . World Scientific. ISBN 978-981-4508-77-3.
  8. ^ Уильямс, Дж. П.; Блитц, Л.; Макки, К. Ф. (2000). «Структура и эволюция молекулярных облаков: от сгустков к ядрам и к IMF». Протозвезды и планеты IV . стр. 97. arXiv : astro-ph/9902246 . Bibcode : 2000prpl.conf...97W.
  9. ^ Alves, J.; Lada, C.; Lada, E. (2001). "Отслеживание H 2 с помощью инфракрасного пылевого вымирания". Молекулярный водород в космосе . Cambridge University Press. стр. 217. ISBN 0-521-78224-4.
  10. ^ Сандерс, ДБ; Сковилл, НЗ; Соломон, ПМ (1985-02-01). «Гигантские молекулярные облака в Галактике. II – Характеристики дискретных особенностей». Astrophysical Journal, Часть 1. 289 : 373–387. Bibcode : 1985ApJ...289..373S. doi : 10.1086/162897.
  11. ^ Sandstrom, Karin M.; Peek, JEG; Bower, Geoffrey C.; Bolatto, Alberto D.; Plambeck, Richard L. (2007). "Параллактическое расстояние в парсеках до скопления туманности Ориона по наблюдениям с очень длинной базой". The Astrophysical Journal . 667 (2): 1161. arXiv : 0706.2361 . Bibcode :2007ApJ...667.1161S. doi :10.1086/520922. S2CID  18192326.
  12. ^ Wilking, BA; Gagné, M.; Allen, LE (2008). "Звездообразование в молекулярном облаке ρ Ophiuchi". В Bo Reipurth (ред.). Handbook of Star Forming Regions, Volume II: The Southern Sky ASP Monograph Publications . arXiv : 0811.0005 . Bibcode : 2008hsf2.book..351W.
  13. ^ Ханзадян, Т.; Смит, МД; Гредель, Р.; Станке, Т.; Дэвис, К.Дж. (февраль 2002 г.). «Активное звездообразование в большой глобуле Бока CB 34». Астрономия и астрофизика . 383 (2): 502–518. Bibcode :2002A&A...383..502K. doi : 10.1051/0004-6361:20011531 .
  14. ^ Хартманн, Ли (2000). Процессы аккреции в звездообразовании . Cambridge University Press. стр. 4. ISBN 0-521-78520-0.
  15. ^ Смит, Майкл Дэвид (2004). Происхождение звезд . Imperial College Press. стр. 43–44. ISBN 1-86094-501-5.
  16. ^ "ALMA впервые стала свидетелем скопления галактик в ранней Вселенной" . Получено 23 июля 2015 г. .
  17. ^ Квок, Сан (2006). Физика и химия межзвездной среды . University Science Books. стр. 435–437. ISBN 1-891389-46-7.
  18. ^ Баттанер, Э. (1996). Астрофизическая гидродинамика . Cambridge University Press. С. 166–167. ISBN 0-521-43747-4.
  19. ^ "ALMA запечатлела впечатляющий звездный фейерверк". www.eso.org . Получено 10 апреля 2017 г. .
  20. ^ Jog, CJ (26–30 августа 1997 г.). «Звездные вспышки, вызванные сжатием облаков во взаимодействующих галактиках». В Barnes, JE; Sanders, DB (ред.). Труды симпозиума IAU № 186, Взаимодействия галактик при низком и высоком красном смещении . Киото, Япония. Bibcode : 1999IAUS..186..235J.
  21. ^ Keto, Eric; Ho, Luis C.; Lo, K.-Y. (декабрь 2005 г.). «M82, Starbursts, Star Clusters, and the Formation of Globular Clusters». The Astrophysical Journal . 635 (2): 1062–1076. arXiv : astro-ph/0508519 . Bibcode : 2005ApJ...635.1062K. doi : 10.1086/497575. S2CID  119359557.
  22. ^ Gralla, Meg; et al. (29 сентября 2014 г.). «Измерение миллиметрового излучения и эффект Сюняева–Зельдовича, связанный с низкочастотными радиоисточниками». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 445 (1). Oxford University Press: 460–478. arXiv : 1310.8281 . Bibcode : 2014MNRAS.445..460G. doi : 10.1093/mnras/stu1592 . S2CID  8171745.
  23. ^ van Breugel, Wil; et al. (ноябрь 2004 г.). T. Storchi-Bergmann; LC Ho; Henrique R. Schmitt (ред.). The Interplay among Black Holes, Stars and ISM in Galactic Nuclei . Cambridge University Press. стр. 485–488. arXiv : astro-ph/0406668 . Bibcode :2004IAUS..222..485V. doi :10.1017/S1743921304002996.
  24. ^ "Размер может быть обманчив". ​​www.spacetelescope.org . Получено 9 октября 2017 г. .
  25. ^ Приальник, Дина (2000). Введение в теорию звездной структуры и эволюции . Cambridge University Press. С. 198–199. ISBN 0-521-65937-X.
  26. ^ Хартманн, Ли (2000). Процессы аккреции в звездообразовании . Cambridge University Press. стр. 22. ISBN 0-521-78520-0.
  27. ^ Ли, Хуа-бай; Доуэлл, К. Даррен; Гудман, Алисса; Хильдебранд, Роджер; Новак, Джайлс (2009-08-11). "Закрепление магнитного поля в турбулентных молекулярных облаках". The Astrophysical Journal . 704 (2): 891. arXiv : 0908.1549 . Bibcode :2009ApJ...704..891L. doi :10.1088/0004-637X/704/2/891. S2CID  118341372.
  28. ^ Баллестерос-Паредес, Дж.; Клессен, Р. С.; Мак Лоу, М.-М.; Васкес-Семадени, Э. (2007). «Турбулентность молекулярных облаков и звездообразование». В Рейпурте, Б.; Джевитте, Д.; Кейле, К. (ред.). Протозвезды и планеты V . Издательство Университета Аризоны. стр. 63–80. ISBN 978-0-8165-2654-3.
  29. ^ Longair, MS (2008). Формирование галактики (2-е изд.). Springer. стр. 478. ISBN 978-3-540-73477-2.
  30. ^ abc Larson, Richard B. (1969). «Численные расчеты динамики коллапсирующей протозвезды». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 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 . John Wiley and Sons. стр. 108–109. ISBN 0-470-09220-3.
  32. ^ "Glory From Gloom". www.eso.org . Получено 2 февраля 2018 г. .
  33. ^ C. Hayashi (1961). «Звездная эволюция на ранних стадиях гравитационного сжатия». Публикации Астрономического общества Японии . 13 : 450–452. Bibcode : 1961PASJ...13..450H.
  34. ^ LG Henyey; R. Lelevier; RD Levée (1955). "Ранние фазы звездной эволюции". Publications of the Astronomical Society of the Pacific . 67 (396): 154. Bibcode :1955PASP...67..154H. doi : 10.1086/126791 .
  35. ^ BJ Bok & EF Reilly (1947). "Маленькие темные туманности". Astrophysical Journal . 105 : 255. Bibcode : 1947ApJ...105..255B. doi : 10.1086/144901.
    Юн, Жоао Линь; Клеменс, Дэн П. (1990). «Звездообразование в малых глобулах – Барт БОК был прав». The Astrophysical Journal . 365 : L73. Bibcode :1990ApJ...365L..73Y. doi : 10.1086/185891 .
  36. ^ Benjamin, Robert A.; Churchwell, E.; Babler, Brian L.; Bania, TM; Clemens, Dan P.; Cohen, Martin; Dickey, John M.; Indebetouw, Rémy; et al. (2003). "GLIMPSE. I. Проект наследия SIRTF по картированию внутренней галактики". Publications of the Astronomical Society of the Pacific . 115 (810): 953–964. arXiv : astro-ph/0306274 . Bibcode : 2003PASP..115..953B. doi : 10.1086/376696. S2CID  119510724.
  37. ^ «Миссия широкоугольного инфракрасного обзора». NASA.
  38. ^ Majaess, D. (2013). Открытие протозвезд и их родительских скоплений с помощью WISE, ApSS, 344, 1 (каталог VizieR)
  39. ^ Камарго и др. (2015). Новые галактические встроенные скопления и кандидаты из обзора WISE, Новая астрономия, 34
  40. ^ Getman, K.; et al. (2014). "Градиенты возраста ядра-гало и звездообразование в туманности Ориона и молодых звездных скоплениях NGC 2024". Приложение к Astrophysical Journal . 787 (2): 109. arXiv : 1403.2742 . Bibcode : 2014ApJ...787..109G. doi : 10.1088/0004-637X/787/2/109. S2CID  118503957.
  41. ^ Preibisch, T.; et al. (2005). «Происхождение рентгеновского излучения T Tauri: новые идеи из проекта Chandra Orion Ultradeep». Приложение к Astrophysical Journal . 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 типа Т-Тельца". Astrophysical Journal Letters . 243 : L89–L93. Bibcode : 1981ApJ...243L..89F. doi : 10.1086/183449.
  43. ^ Монтмерль, Т.; и др. (1983). «Наблюдения Эйнштейна за темным облаком Ро Змееносца — рентгеновская рождественская елка». Astrophysical Journal, часть 1. 269 : 182–201. Bibcode : 1983ApJ...269..182M. doi : 10.1086/161029.
  44. ^ Feigelson, ED; et al. (2013). "Обзор проекта изучения массивного молодого звездообразующего комплекса в инфракрасном и рентгеновском диапазонах (MYStIX)". Приложение к Astrophysical Journal . 209 (2): 26. arXiv : 1309.4483 . Bibcode : 2013ApJS..209...26F. doi : 10.1088/0067-0049/209/2/26. S2CID  56189137.
  45. ^ Getman, KV; et al. (2005). "Chandra Orion Ultradeep Project: Observations and Source Lists". Приложение к Astrophysical Journal . 160 (2): 319–352. arXiv : astro-ph/0410136 . Bibcode : 2005ApJS..160..319G. doi : 10.1086/432092. S2CID  19965900.
  46. ^ Güdel, M.; et al. (2007). «Расширенное исследование молекулярного облака Тельца (XEST) с помощью XMM-Newton». Astronomy and Astrophysics . 468 (2): 353–377. arXiv : astro-ph/0609160 . Bibcode : 2007A&A...468..353G. doi : 10.1051/0004-6361:20065724. S2CID  8846597.
  47. ^ "Впервые обнаружен молодой звездообразующий сгусток в глубоком космосе". Space.com . 10 мая 2015 г. Получено 11 мая 2015 г.
  48. ↑ Hoover, Rachel (21 февраля 2014 г.). «Нужно отслеживать органические наночастицы по всей Вселенной? У NASA есть приложение для этого». NASA . Архивировано из оригинала 6 сентября 2015 г. Получено 22 февраля 2014 г.
  49. ^ Гибни, Элизабет (28 февраля 2018 г.). «Астрономы обнаружили свет от первых звезд Вселенной — сюрпризы в сигнале от космической зари также намекают на присутствие темной материи». Nature . doi :10.1038/d41586-018-02616-8 . Получено 28 февраля 2018 г. .
  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, доступной только ALMA, на z ∼ 5–6 в крошечном 3-миллиметровом обзоре». The Astrophysical Journal . 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 найден таящимся в пыли». UANews . Получено 22.10.2019 .
  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 др. (2005). «Открытие биполярного молекулярного потока малой массы из L1014-IRS с помощью субмиллиметровой решетки». The Astrophysical Journal . 633 (2): L129. arXiv : astro-ph/0509865 . Bibcode :2005ApJ...633L.129B. doi :10.1086/498449. S2CID  14721548.
  54. ^ Geballe, TR; Najarro, F.; Rigaut, F.; Roy, J.-R. (2006). «Спектр горячей звезды в IRS 8 в диапазоне K: аутсайдер в галактическом центре?». The Astrophysical Journal . 652 (1): 370–375. arXiv : astro-ph/0607550 . Bibcode : 2006ApJ...652..370G. doi : 10.1086/507764. ISSN  0004-637X. S2CID  9998286.
  55. ^ Kuhn, MA; et al. (2010). «Наблюдение Chandra за скрытым звездообразующим комплексом W40». Astrophysical Journal . 725 (2): 2485–2506. arXiv : 1010.5434 . Bibcode : 2010ApJ...725.2485K. doi : 10.1088/0004-637X/725/2/2485. S2CID  119192761.
  56. ^ Андре, Ф.; и др. (2010). «От нитевидных облаков до дозвездных ядер и звездного IMF: начальные 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 Cassinelli (1987). «Условия образования массивных звезд». Astrophysical Journal . 319 (1): 850–867. Bibcode : 1987ApJ...319..850W. doi : 10.1086/165503 .
  58. ^ CF McKee; JC Tan (2002). «Массивное звездообразование за 100 000 лет из турбулентных и сжатых молекулярных облаков». Nature . 416 (6876): 59–61. arXiv : astro-ph/0203071 . Bibcode :2002Natur.416...59M. doi :10.1038/416059a. PMID  11882889. S2CID  4330710.
  59. ^ R. Banerjee; RE Pudritz (2007). «Образование массивных звезд посредством высоких темпов аккреции и ранних оттоков, вызванных диском». Astrophysical Journal . 660 (1): 479–488. arXiv : astro-ph/0612674 . Bibcode :2007ApJ...660..479B. doi :10.1086/512010. S2CID  9769562.
  60. ^ ab Бернс, РА; Уно, Ю.; Сакаи, Н.; Бланшар, Дж.; Росли, З.; Орос, Г.; Ёнекура, Ю.; Танабэ, Ю.; Сугияма, К.; Хирота, Т.; Ким, Ки-Тае; Аберфельдс, А.; Вольвач, А.Е.; Барткевич, А.; Каратти о Гаратти, А. (май 2023 г.). «Кеплеровский диск с четырехрукавной спиралью, рождающий эпизодически аккрецирующую протозвезду большой массы». Nature Astronomy . 7 (5): 557–568. arXiv : 2304.14740 . Bibcode :2023NatAs...7..557B. 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 . Бибкод : 2017NatPh..13..276C. дои : 10.1038/nphys3942. ISSN  1745-2481.
  62. ^ Hunter, TR; Brogan, CL; MacLeod, G.; Cyganowski, CJ; Chandler, CJ; Chibueze, JO; Friesen, R.; Indebetouw, R.; Thesner, C.; Young, KH (2017-03-15). "Необычайная вспышка в массивной протозвездной системе NGC 6334I-MM1: учетверение миллиметрового континуума". The Astrophysical Journal . 837 (2): L29. arXiv : 1701.08637 . Bibcode : 2017ApJ...837L..29H. doi : 10.3847/2041-8213/aa5d0e . ISSN  2041-8213.
  63. ^ IA Bonnell; MR Bate; CJ Clarke; JE Pringle (1997). «Аккреция и спектр звездных масс в малых скоплениях». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 285 (1): 201–208. Bibcode : 1997MNRAS.285..201B. doi : 10.1093/mnras/285.1.201 .
  64. ^ IA Bonnell; MR Bate (2006). «Звездообразование посредством гравитационного коллапса и конкурентной аккреции». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 370 (1): 488–494. arXiv : astro-ph/0604615 . Bibcode : 2006MNRAS.370..488B. doi : 10.1111/j.1365-2966.2006.10495.x . S2CID  15652967.
  65. ^ IA Bonnell; MR Bate; H. Zinnecker (1998). «О формировании массивных звезд». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 298 (1): 93–102. arXiv : astro-ph/9802332 . Bibcode : 1998MNRAS.298...93B. doi : 10.1046/j.1365-8711.1998.01590.x . S2CID  119346630.
  66. ^ abcd Чжан, Го-Инь; Андре, Филипп; Меньщиков, Александр; Ли, Цзинь-Цзэн (2024). «Исследование нитевидной природы звездообразования в гигантском молекулярном облаке Калифорнии». Астрономия и астрофизика . 689 : A3. arXiv : 2406.08004 . doi :10.1051/0004-6361/202449853.