stringtranslate.com

Молекулярное облако

Молекулярное облако , иногда называемое звездными яслями (если внутри происходит звездообразование ), представляет собой тип межзвездного облака , плотность и размер которого допускают образование поглощающих туманностей , образование молекул (чаще всего молекулярного водорода , H 2 ) и образование областей H II . Это контрастирует с другими областями межзвездной среды , которые содержат преимущественно ионизированный газ .

Молекулярный водород трудно обнаружить с помощью инфракрасных и радионаблюдений, поэтому молекула, наиболее часто используемая для определения присутствия H 2 , — это оксид углерода (CO). Считается, что соотношение между светимостью CO и массой H 2 является постоянным, хотя есть основания сомневаться в этом предположении в наблюдениях за некоторыми другими галактиками. [1]

Внутри молекулярных облаков есть области с более высокой плотностью, где находится много пыли и много газовых ядер, называемых сгустками. Эти сгустки являются началом звездообразования, если гравитационные силы достаточны, чтобы заставить пыль и газ схлопнуться. [2]

Исследования и открытия

Астроном Хенк ван де Хюльст первым предположил, что водород можно отследить в межзвездном пространстве с помощью радиосигналов.

История открытия молекулярных облаков тесно связана с развитием радиоастрономии и астрохимии . Во время Второй мировой войны на небольшом собрании ученых Хенк ван де Хюльст впервые сообщил, что он рассчитал, что нейтральный атом водорода должен передавать обнаруживаемый радиосигнал . [3] Это открытие стало важным шагом на пути к исследованию, которое в конечном итоге привело к обнаружению молекулярных облаков.

Янский и его вращающаяся направленная радиоантенна (начало 1930-х годов), первый в мире радиотелескоп.

После окончания войны, узнав о пионерских радиоастрономических наблюдениях, проведенных Янским и Ребером в США, голландские астрономы перепрофилировали тарельчатые антенны, проложенные вдоль голландского побережья, которые когда-то использовались немцами в качестве системы радиолокационного оповещения, в радиотелескопы , положив начало поиску водородных следов в глубинах космоса. [3] [4]

Нейтральный атом водорода состоит из протона с электроном на его орбите. И протон, и электрон обладают свойством спина. Когда состояние спина переключается из параллельного состояния в антипараллельное, которое содержит меньше энергии, атом избавляется от избыточной энергии, излучая спектральную линию на частоте 1420,405 МГц . [3]

Эта частота обычно известна как линия 21 см , ссылаясь на ее длину волны в радиодиапазоне . Линия 21 см является сигнатурой HI и делает газ обнаруживаемым для астрономов на Земле. Открытие линии 21 см стало первым шагом к технологии, которая позволила бы астрономам обнаруживать соединения и молекулы в межзвездном пространстве. [3]

Мемориальная доска в честь открытия 21-сантиметрового излучения Млечного Пути

В 1951 году две исследовательские группы почти одновременно обнаружили радиоизлучение от межзвездного нейтрального водорода. Юэн и Перселл сообщили об обнаружении линии 21 см в марте 1951 года. Используя радиотелескоп в обсерватории Котвейк, Мюллер и Оорт сообщили об обнаружении линии излучения водорода в мае того же года. [4]

Слева направо: Ян Оорт, Хендрик К. ван де Хюльст, Питер Остерхофф. Ян Оорт сыграл ключевую роль в исследованиях, которые привели к открытию молекулярных облаков.

После обнаружения линии излучения 21 см радиоастрономы начали картографировать распределение нейтрального водорода в Галактике Млечный Путь . Ван де Хюльст, Мюллер и Оорт при поддержке группы астрономов из Австралии опубликовали карту нейтрального водорода в галактическом диске Лейдена-Сиднея в 1958 году в Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . Это была первая карта нейтрального водорода галактического диска , а также первая карта, показывающая структуру спирального рукава внутри него. [4]

После работы по обнаружению атомарного водорода Ван де Хюльста, Оорта и других астрономы начали регулярно использовать радиотелескопы, на этот раз для поиска межзвездных молекул . В 1963 году Алан Барретт и Сандер Вайнред из Массачусетского технологического института обнаружили линию излучения OH в остатке сверхновой Кассиопея A. Это было первое радиообнаружение межзвездной молекулы на радиоволнах. [1] Вскоре последовало больше обнаружений межзвездного OH, и в 1965 году Гарольд Уивер и его команда радиоастрономов в Беркли идентифицировали линии излучения OH, исходящие из направления туманности Ориона и в созвездии Кассиопеи . [4]

В 1968 году Чунг, Ранк, Таунс, Торнтон и Уэлч обнаружили инверсионное линейное излучение NH₃ в межзвездном пространстве. Год спустя Льюис Снайдер и его коллеги обнаружили межзвездный формальдегид . Также в том же году Джорджу Каррузерсу удалось идентифицировать молекулярный водород . Многочисленные обнаружения молекул в межзвездном пространстве помогли проложить путь к открытию молекулярных облаков в 1970 году. [4]

Пензиас и Уилсон с рупорной антенной Холмделя, используемой для обнаружения микроволнового излучения от Большого взрыва

Водород является наиболее распространенным видом атомов в молекулярных облаках, и при правильных условиях он образует молекулу H 2. Несмотря на его распространенность, обнаружение H 2 оказалось сложным. Из-за своей симметричной молекулы молекулы H 2 имеют слабые вращательные и колебательные моды, что делает их практически невидимыми для прямого наблюдения.

Решение этой проблемы пришло, когда Арно Пензиас , Кит Джеффертс и Роберт Уилсон идентифицировали CO в области звездообразования в туманности Омега . Угарный газ намного легче обнаружить, чем H 2 из-за его вращательной энергии и асимметричной структуры. CO вскоре стал основным трассером облаков, где происходит звездообразование. [4]

В 1970 году Пензиас и его команда быстро обнаружили CO в других местах, близких к галактическому центру , включая гигантское молекулярное облако, идентифицированное как Стрелец B2 , в 390 световых годах от галактического центра, что сделало это первым обнаружением молекулярного облака в истории. [4] Позднее эта команда получила Нобелевскую премию по физике за открытие микроволнового излучения от Большого взрыва .

Из-за их ключевой роли исследования этих структур со временем только возросли. В статье, опубликованной в 2022 году, сообщается о более чем 10 000 молекулярных облаков, обнаруженных с момента открытия Стрельца B2. [5]

Происшествие

Молекулярное облако Барнард 68 , находящееся на расстоянии около 500 световых лет и имеющее диаметр 0,5 световых лет.

В пределах Млечного Пути молекулярные газовые облака составляют менее одного процента объема межзвездной среды (ISM), однако это также самая плотная ее часть. Основная часть молекулярного газа содержится в кольце между 3,5 и 7,5 килопарсеками (11 000 и 24 000 световых лет ) от центра Млечного Пути (Солнце находится примерно в 8,5 килопарсеках от центра). [6] Крупномасштабные карты CO галактики показывают, что положение этого газа коррелирует со спиральными рукавами галактики. [7] То, что молекулярный газ встречается преимущественно в спиральных рукавах, предполагает, что молекулярные облака должны формироваться и распадаться в масштабе времени, меньшем 10 миллионов лет — времени, которое требуется материалу, чтобы пройти через область рукава. [8]

Масса молекулярного облака Цирцинуса примерно в 250 000 раз больше массы Солнца. [9]

Перпендикулярно плоскости галактики молекулярный газ заселяет узкую среднюю плоскость галактического диска с характерной высотой шкалы , Z , приблизительно от 50 до 75 парсеков, что намного тоньше, чем теплые атомарные ( Z от 130 до 400 парсеков) и теплые ионизированные ( Z около 1000 парсеков) газообразные компоненты МЗС . [10] Исключением из распределения ионизированного газа являются области H II , которые представляют собой пузыри горячего ионизированного газа, созданные в молекулярных облаках интенсивным излучением, испускаемым молодыми массивными звездами ; и как таковые они имеют приблизительно такое же вертикальное распределение, как и молекулярный газ.

Это распределение молекулярного газа усредняется на больших расстояниях; однако распределение газа в малых масштабах крайне нерегулярно, и большая его часть сосредоточена в дискретных облаках и облачных комплексах. [6]

Общая структура и химия молекулярных облаков

Молекулярные облака обычно имеют межзвездную среднюю плотность от 10 до 30 см -3 и составляют примерно 50% от общего количества межзвездного газа в галактике . [11] Большая часть газа находится в молекулярном состоянии . Визуальные границы молекулярного облака находятся не там, где облако фактически заканчивается, а там, где молекулярный газ превращается в атомарный газ в быстром переходе, образуя «оболочки» массы, создавая впечатление края структуры облака. Сама структура, как правило, нерегулярна и нитевидна. [8]

Космическая пыль и ультрафиолетовое излучение , испускаемое звездами, являются ключевыми факторами, которые определяют не только плотность газа и столба, но и молекулярный состав облака. Пыль обеспечивает защиту молекулярного газа внутри, предотвращая диссоциацию ультрафиолетовым излучением. Диссоциация, вызванная ультрафиолетовыми фотонами, является основным механизмом преобразования молекулярного материала обратно в атомарное состояние внутри облака. [12] Молекулярное содержание в области молекулярного облака может быстро меняться из-за изменения поля излучения, а также движения и возмущения пыли. [13]

Звезда T Тельца с облаком NGC 1555 поблизости.

Большая часть газа, составляющего молекулярное облако, — это молекулярный водород , а вторым по распространенности соединением является оксид углерода . [11] Молекулярные облака также обычно содержат другие элементы и соединения. Астрономы наблюдали присутствие длинноцепочечных соединений, таких как метанол , этанол и бензольные кольца , а также их несколько гидридов . Также были обнаружены большие молекулы, известные как полициклические ароматические углеводороды . [12]

Плотность в молекулярном облаке фрагментирована, и его области можно в целом разделить на сгустки и ядра. Сгустки образуют большую подструктуру облака, имея средний размер 1 пк . Сгустки являются предшественниками звездных скоплений , хотя не каждое сгусток в конечном итоге образует звезды. Ядра намного меньше (в 10 раз) и имеют более высокую плотность. Ядра гравитационно связаны и проходят через коллапс во время звездообразования . [11]

В астрономических терминах молекулярные облака являются недолговечными структурами, которые либо разрушаются, либо претерпевают серьезные структурные и химические изменения примерно через 10 миллионов лет своего существования. Их короткая продолжительность жизни может быть выведена из диапазона возраста молодых звезд, связанных с ними, от 10 до 20 миллионов лет, что соответствует внутренним временным масштабам молекулярных облаков. [13]

Прямое наблюдение звезд типа T Тельца внутри темных облаков и звезд типа OB в областях звездообразования соответствует этому предсказанному возрастному интервалу. Тот факт, что звезды типа OB старше 10 миллионов лет не имеют значительного количества облачного материала вокруг себя, по-видимому, предполагает, что большая часть облака рассеивается после этого времени. Отсутствие большого количества замороженных молекул внутри облаков также предполагает недолговечную структуру. Некоторые астрономы предполагают, что молекулы никогда не замерзали в очень больших количествах из-за турбулентности и быстрого перехода между атомарным и молекулярным газом. [13]

Образование и разрушение облаков

Из-за их короткой продолжительности жизни следует, что молекулярные облака постоянно собираются и разрушаются. Рассчитав скорость, с которой звезды формируются в нашей галактике, астрономы могут предположить количество межзвездного газа, собираемого в звездообразующие молекулярные облака в нашей галактике. Скорость сборки массы в звезды составляет приблизительно 3 M ☉ в год. Только 2% массы молекулярного облака собирается в звезды, что дает количество 150 M ☉ газа, собираемого в молекулярных облаках в Млечном Пути в год. [13] [14]

Туманность Хобот Слона — это вытянутая темная глобула. Глобула — это конденсация плотного газа, которая едва выживает под воздействием сильного ионизирующего излучения от близлежащей массивной звезды.

Астрономы предложили два возможных механизма образования молекулярных облаков. Рост облаков путем столкновений и гравитационная нестабильность в газовом слое, распространенном по всей галактике. Модели для теории столкновений показали, что это не может быть основным механизмом образования облаков из-за очень большого времени, необходимого для формирования молекулярного облака, превышающего среднюю продолжительность жизни таких структур. [14] [13]

Гравитационная нестабильность, вероятно, является основным механизмом. Те области, где больше газа, будут оказывать большую гравитационную силу на соседние области и притягивать окружающий материал. Этот дополнительный материал увеличивает плотность, увеличивая их гравитационное притяжение. Математические модели гравитационной нестабильности в газовом слое предсказывают время формирования в пределах временной шкалы для предполагаемого времени формирования облака. [14] [13]

Как только молекулярное облако наберет достаточно массы, самые плотные области структуры начнут разрушаться под действием гравитации, создавая звездообразующие скопления. Этот процесс крайне разрушителен для самого облака. Как только звезды образуются, они начинают ионизировать части облака вокруг себя из-за своего тепла. Затем ионизированный газ испаряется и рассеивается в образованиях, называемых « потоками шампанского ». [15] Этот процесс начинается, когда примерно 2% массы облака преобразуется в звезды. Известно также, что звездные ветры способствуют рассеиванию облаков. Цикл образования и разрушения облаков замыкается, когда газ, рассеиваемый звездами, снова охлаждается и втягивается в новые облака гравитационной нестабильностью. [13]

Формирование звезд

Молекулярное облако Тельца. Расположенный примерно в 430 световых годах от нас, этот огромный комплекс межзвездных облаков является местом рождения множества звезд и ближайшей крупной областью звездообразования.

Звездообразование включает в себя коллапс самой плотной части молекулярного облака, фрагментируя коллапсированную область на более мелкие сгустки. Эти сгустки собирают больше межзвездного материала, увеличивая плотность за счет гравитационного сжатия. Этот процесс продолжается до тех пор, пока температура не достигнет точки, в которой может произойти слияние водорода. [16] Затем горение водорода генерирует достаточно тепла, чтобы противостоять гравитации, создавая гидростатическое равновесие . На этом этапе образуется протозвезда , и она будет продолжать собирать газ и пыль из облака вокруг себя.

Одной из наиболее изученных областей звездообразования является молекулярное облако Тельца из-за его близкого расположения к Земле (140 пк или 430 световых лет), что делает его прекрасным объектом для сбора данных о связи между молекулярными облаками и звездообразованием. В молекулярном облаке Тельца находятся звезды типа Т Тельца . Это класс переменных звезд на ранней стадии звездного развития, которые все еще собирают газ и пыль из облака вокруг себя. Наблюдение за областями звездообразования помогло астрономам разработать теории о звездной эволюции . Многие звезды типов О и В наблюдались в молекулярных облаках или очень близко к ним. Поскольку эти типы звезд принадлежат к популяции I (некоторые из них менее 1 миллиона лет), они не могли далеко уйти от места своего рождения. Многие из этих молодых звезд обнаружены в скоплениях облаков, что позволяет предположить, что звезды формируются внутри них. [16]

Типы молекулярных облаков

Гигантские молекулярные облака

В течение нескольких миллионов лет свет ярких звезд испарит это молекулярное облако газа и пыли. Глобула Палец Бога отделилась от Туманности Карина . Рядом видны недавно образовавшиеся звезды, их изображения покраснели из-за синего света, преимущественно рассеиваемого всепроникающей пылью. Это изображение охватывает около двух световых лет и было получено космическим телескопом Хаббл в 1999 году.
Часть молекулярного облака Тельца [17]

Огромное скопление молекулярного газа, масса которого в 10 тысяч раз превышает массу Солнца [18], называется гигантским молекулярным облаком ( ГМО ). ГМО имеют диаметр от 15 до 600 световых лет (от 5 до 200 парсеков) и типичную массу от 10 тысяч до 10 миллионов солнечных масс. [19] В то время как средняя плотность в окрестностях Солнца составляет одну частицу на кубический сантиметр, средняя объемная плотность ГМО примерно в десять-тысячу раз выше. Хотя Солнце намного плотнее ГМО, объем ГМО настолько велик, что он содержит гораздо больше массы, чем Солнце. Субструктура ГМО представляет собой сложную структуру нитей, слоев, пузырьков и нерегулярных комков. [8]

Нити действительно вездесущи в молекулярном облаке. Плотные молекулярные нити будут фрагментироваться в гравитационно связанные ядра, большинство из которых эволюционируют в звезды. Непрерывная аккреция газа, геометрическое изгибание и магнитные поля могут контролировать детальный способ фрагментации нитей. В сверхкритических нитях наблюдения выявили квазипериодические цепочки плотных ядер с интервалом 0,15 парсека, сопоставимым с внутренней шириной нити. [20] Значительная часть нитей содержала дозвездные и протозвездные ядра, что подтверждает важную роль нитей в формировании гравитационно связанных ядер. [21] Недавние исследования показали, что нитевидные структуры в молекулярных облаках играют решающую роль в начальных условиях звездообразования и происхождении звездного IMF. [22]

Самые плотные части нитей и сгустков называются молекулярными ядрами, в то время как самые плотные молекулярные ядра называются плотными молекулярными ядрами и имеют плотность свыше 10 4 до 10 6 частиц на кубический сантиметр. Типичные молекулярные ядра отслеживаются с помощью CO, а плотные молекулярные ядра отслеживаются с помощью аммиака . Концентрация пыли внутри молекулярных ядер обычно достаточна, чтобы блокировать свет от фоновых звезд, так что они выглядят силуэтами как темные туманности . [23]

GMCs настолько велики, что локальные могут охватывать значительную часть созвездия; поэтому их часто называют по имени этого созвездия, например, молекулярное облако Ориона (OMC) или молекулярное облако Тельца (TMC). Эти локальные GMCs выстроены в кольцо в окрестностях Солнца, совпадающее с поясом Гулда . [24] Самое массивное скопление молекулярных облаков в галактике образует асимметричное кольцо вокруг галактического центра с радиусом 120 парсеков; крупнейшим компонентом этого кольца является комплекс Стрелец B2 . Область Стрельца химически богата и часто используется в качестве образца астрономами, ищущими новые молекулы в межзвездном пространстве. [25]

Распределение молекулярного газа в 30 сливающихся галактиках. [26]

Маленькие молекулярные облака

Изолированные гравитационно-связанные небольшие молекулярные облака с массой менее нескольких сотен масс Солнца называются глобулами Бока . Самые плотные части небольших молекулярных облаков эквивалентны молекулярным ядрам, обнаруженным в ГМО, и часто включаются в те же исследования.

Высокоширотные диффузные молекулярные облака

В 1984 году IRAS [ необходимо разъяснение ] идентифицировал новый тип диффузного молекулярного облака. [27] Это были диффузные нитевидные облака, которые видны на высоких галактических широтах . Эти облака имеют типичную плотность 30 частиц на кубический сантиметр. [28]

Звездное скопление Serpens South находится в нитевидном молекулярном облаке, которое можно увидеть как темную ленту, проходящую вертикально через скопление. Это облако послужило испытательным стендом для изучения стабильности молекулярного облака. [29]

Список молекулярных облачных комплексов

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ ab Craig Kulesa. "Обзор: молекулярная астрофизика и звездообразование". Исследовательские проекты . Получено 7 сентября 2005 г.
  2. ^ Астрономия (PDF) . Университет Райса . 2016. стр. 761. ISBN 978-1938168284– через OpenStax.
  3. ^ abcd Verschuur, Gerrit L. (2015). Невидимая вселенная: история радиоастрономии . Вселенная астрономов (3-е изд.). Cham Heidelberg: Springer. стр. 71. ISBN 978-3-319-13421-5.
  4. ^ abcdefg Бич, Мартин (2017). «Столпы творения». SpringerLink . doi :10.1007/978-3-319-48775-5. ISBN 978-3-319-48774-8.
  5. ^ Neralwar, KR; Colombo, D.; Duarte-Cabral, A.; Urquhart, JS; Mattern, M.; Wyrowski, F.; Menten, KM; Barnes, P.; Sanchez-Monge, A.; Beuther, H.; Rigby, AJ; Mazumdar, P.; Eden, D.; Csengeri, T.; Dobbs, CL (2022). "Обзор SEDIGISM: морфология молекулярных облаков. I. Классификация и звездообразование". Астрономия и астрофизика . 663 : A56. arXiv : 2203.02504 . Bibcode : 2022A&A...663A..56N. doi : 10.1051/0004-6361/202142428 . ISSN  0004-6361.
  6. ^ ab Ferriere, D. (2001). «Межзвездная среда нашей Галактики». Reviews of Modern Physics . 73 (4): 1031–1066. arXiv : astro-ph/0106359 . Bibcode :2001RvMP...73.1031F. doi :10.1103/RevModPhys.73.1031. S2CID  16232084.
  7. ^ Dame; et al. (1987). "Композитный обзор CO всего Млечного Пути" (PDF) . Astrophysical Journal . 322 : 706–720. Bibcode :1987ApJ...322..706D. doi :10.1086/165766. hdl : 1887/6534 .
  8. ^ abc Williams, JP; Blitz, L.; McKee, CF (2000). "Структура и эволюция молекулярных облаков: от сгустков к ядрам и к IMF". Протозвезды и планеты IV . Тусон: Издательство Университета Аризоны. стр. 97. arXiv : astro-ph/9902246 . Bibcode : 2000prpl.conf...97W.
  9. ^ "Жестокое объявление о рождении младенца-звезды". ESA/Hubble Picture of the Week . Получено 27 мая 2014 г.
  10. ^ Кокс, Д. (2005). «Трехфазная межзвездная среда снова в моде». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 43 (1): 337–385. Bibcode : 2005ARA&A..43..337C. doi : 10.1146/annurev.astro.43.072103.150615.
  11. ^ abc Доминик, Карстен; Инга, Камп (ноябрь 2023 г.). «Формирование звезд и планет» (PDF) . Амстердамский университет .
  12. ^ ab Ward-Thompson, Derek; Whitworth, Anthony P. (2015). Введение в звездообразование (1-е изд.). Кембридж: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-63030-6.
  13. ^ abcdefg Wilson, Thomas L.; Johnston, Kenneth J., ред. (1994). Структура и содержание молекулярных облаков 25 лет молекулярной радиоастрономии: Труды конференции, состоявшейся в замке Рингберг, Тегернзее, Германия, 14–16 апреля 1993 г. Lecture Notes in Physics. Том 439. Берлин, Гейдельберг: Springer Berlin Heidelberg. doi :10.1007/3-540-58621-0. ISBN 978-3-540-58621-0.
  14. ^ abc Lada, Charles J., ed. (1991). Физика звездообразования и ранней звездной эволюции: труды Института передовых исследований НАТО по физике звездообразования и ранней звездной эволюции, Агия Пелагия, Крит, Греция, 27 мая - 8 июня 1990 г. Серия NATO ASI Серия C, Математические и физические науки. Дордрехт: Kluwer. ISBN 978-0-7923-1349-6.
  15. ^ Тенорио-Тагле, Г. (1979-01-01). «Газовая динамика областей H II. I. Модель шампанского». Астрономия и астрофизика . 71 : 59–65. Bibcode :1979A&A....71...59T. ISSN  0004-6361.
  16. ^ ab Саларис, Маурицио; Кассиси, Санти (2005). Эволюция звезд и звездных популяций . Чичестер: Wiley. ISBN 978-0-470-09220-0.
  17. ^ "APEX обращает свой взор на темные облака в Тельце". Пресс-релиз ESO . Получено 17 февраля 2012 г.
  18. ^ См., например, Fukui, Y.; Kawamura, A. (2010). «Молекулярные облака в соседних галактиках». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 48 : 547–580. Bibcode : 2010ARA&A..48..547F. doi : 10.1146/annurev-astro-081309-130854.
  19. ^ Мюррей, Н. (2011). «Эффективность звездообразования и продолжительность жизни гигантских молекулярных облаков в Млечном Пути». The Astrophysical Journal . 729 (2): 133. arXiv : 1007.3270 . Bibcode :2011ApJ...729..133M. doi :10.1088/0004-637X/729/2/133. S2CID  118627665.
  20. ^ Чжан, Го-Инь; Андре, Ф.; Меньщиков, А.; Ван, Кэ (1 октября 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.
  21. ^ Ли, Сюэ-Мэй; Чжан, Го-Инь; Меньщиков, Александр; Ли, Цзинь-Зенг; Чжан, Чан; У, Чжун-Зу (июнь 2023 г.). «Свойства плотных ядер и нитевидных структур в молекулярном облаке Vela C». Астрономия и астрофизика . 674 : A225. arXiv : 2304.10863 . Bibcode : 2023A&A...674A.225L. doi : 10.1051/0004-6361/202345846. S2CID  258291496.
  22. ^ 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.
  23. ^ Ди Франческо, Дж. и др. (2006). «Перспектива наблюдений плотных ядер малой массы I: внутренние физические и химические свойства». Протозвезды и планеты V. arXiv : astro -ph/0602379 . Bibcode : 2007prpl.conf...17D.
  24. ^ Гренье (2004). "Пояс Гулда, звездообразование и локальная межзвездная среда". Молодая Вселенная . arXiv : astro-ph/0409096 . Bibcode : 2004astro.ph..9096G.Электронный препринт
  25. ^ Стрелец B2 и его линия видимости. Архивировано 12 марта 2007 г. на Wayback Machine.
  26. ^ "Violent Origins of Disc Galaxies Probed by ALMA". www.eso.org . Европейская южная обсерватория . Получено 17 сентября 2014 г. .
  27. ^ Лоу; и др. (1984). "Инфракрасные перистые облака – Новые компоненты расширенного инфракрасного излучения". Astrophysical Journal . 278 : L19. Bibcode :1984ApJ...278L..19L. doi :10.1086/184213.
  28. ^ Gillmon, K. & Shull, JM (2006). "Молекулярный водород в инфракрасных перистых облаках". Astrophysical Journal . 636 (2): 908–915. arXiv : astro-ph/0507587 . Bibcode : 2006ApJ...636..908G. doi : 10.1086/498055. S2CID  18995587.
  29. ^ Friesen, RK; Bourke, TL; Francesco, J. Di; Gutermuth, R.; Myers, PC (2016). «Фрагментация и устойчивость иерархической структуры в Serpens South». The Astrophysical Journal . 833 (2): 204. arXiv : 1610.10066 . Bibcode :2016ApJ...833..204F. doi : 10.3847/1538-4357/833/2/204 . ISSN  1538-4357. S2CID  118594849.

Внешние ссылки

На Викискладе есть медиафайлы по теме «Молекулярные облака» .