한국   대만   중국   일본 
Formacion estelar - Wikipedia, a enciclopedia libre Saltar ao contido

Formacion estelar

Na Galipedia, a Wikipedia en galego.
Garderia estelar LH 95 na Gran Nube de Magallans .

A formacion estelar (ou formacion de estrelas) e o proceso pol cal densas rexions con nubes moleculares no espazo interestelar , as veces denominadas "garderias estelares" ou "rexions de formacion de estrelas ", fusionanse para formar estrelas. [ 1 ] Como rama da astronomia , a formacion de estrelas inclue o estudo do medio interestelar e as nubes moleculares xigantes como precursores no proceso de formacion de estrelas, e o estudo de protoestrelas e obxectos estelares xoves como os seus produtos inmediatos. Esta estreitamente relacionada coa formacion de planetas , outra rama da astronomia . A teoria de formacion de estrelas, ademais de explicar a formacion dunha estrela solitaria, debe tamen explicar as estatisticas de estrelas binarias e a funcion de masa inicial .

Garderias estelares [ editar | editar a fonte ]

Imaxe do telescopio Hubble conecida como os Piares da Creacion , onde se estan a formar estrelas na Nebulosa da Aguia .

Nubes interestelares [ editar | editar a fonte ]

Unha galaxia espiral como a Via Lactea conten estrelas, remanentes estelares e un medio interestelar difuso de gas e po. O medio interestelar conten de 10 ?4 a 10 6 particulas por cm 3 e esta composta por aproximadamente un 70% de hidroxenos en masa, e a maioria do gas restante e helio . Este medio esta quimicamente enriquecido con cantidades traza de elementos mais pesados que foron exectados desde as estrelas a medida que cruzan o limite final da sua vida na secuencia principal. As rexions de maior densidade do medio interestelar forman nubes ou nebulosas difusas , [ 2 ] onde ten lugar a formacion de estrelas. [ 3 ] En contraste coas galaxias espirais e elipticas, perden os componentes frios do seu medio interestelar en aproximadamente mil millons de anos, o cal dificulta que na galaxia se formen nebulosas difusas a non ser por medio de fusions con outras galaxias. [ 4 ]

Na nebulosa densa na que se producen as estrelas, gran parte do hidroxeno esta en forma molecular (H 2 ), asi que estas nebulosas se denominan nubes moleculares . [ 3 ] As observacions indican que as nubes mais frias tenden a formar estrelas de baixa masa, observadas primeiro no infravermello dentro das nubes, despois en luz visible na sua superficie cando as nubes se disipan, mentres que as nubes moleculares xigantes, que son xeralmente mais calidas, producen estrelas de todas as masas. [ 5 ] Estas nubes moleculars xigantes tenen densidades tipicas de 100 particulas por cm 3 , diametros de 100 anos luz (9,5 × 10 14 km), masas de ata 6 millons de masas solares (M?), [ 6 ] e unha temperatura interior media de 10  K . Aproximadamente a metade da masa total do medio interestelar galactico encontrase nas nubes moleculares [ 7 ] e na Via Lactea estimase que hai 6 000 nubes moleculares, cada unha con mais de 100 000 M?. [ 8 ] A nebulosa mais proxima ao Sol na que se estan formando estrelas masivas e a nebulosa de Orion , situada a 1 300 anos luz (1,2 × 10 16 km). [ 9 ] Poren, a formacion de estrelas de masa baixa esta ocorrendo a unha distancia de 400 a 450 anos luz no complexo da nube ρ Ophiuchi . [ 10 ]

Un sitio mais compacto de formacion de estrelas son as nubes opacas de gas denso e po conecidos como globulos de Bok , denominados asi en honor do astronomo Bart Bok . Estes poden formarse en asociacion con nubes moleculares que estan a colapsarse ou posiblemente independentemente. [ 11 ] Os globulos de Bok son tipicamente de ata un ano luz de diametro e contenen unha poucas masas solares. [ 12 ] Poden ser observados como nubes escuras perfiladas contra o fondo brillante das nebulosas de emision ou estrelas. Aproximadamente a metade dos globulos de Bok conecidos contenen novas estrelas en formacion. [ 13 ]

Ensamblaxe da galaxias no Universo inicial. [ 14 ]

Colapso da nube [ editar | editar a fonte ]

Unha nube interestelar de gas permanece en equilibrio hidrostatico con tal que a enerxia cinetica da presion de gas estea en equilibrio coa enerxia potencial da forza gravitatoria externa. Matematicamente isto expresase usando o teorema virial , que afirma que para manter o equilibrio, a enerxia potencial gravitatoria debe igualar duas veces a enerxia termica. [ 15 ] Se unha nube e masiva dabondo como para que a presion de gas sexa insuficiente para soportala, dita nube sufrira un colapso gravitacional . A masa a cal unha nube sofre ese colapso denominase masa de Jeans . A masa de Jeans depende da temperatura e densidade da nube, pero e tipicamente de miles ou decenas de miles de masas solares. [ 3 ] Isto coincide coa masa tipica dun cumulo aberto de estrelas, o cal e o produto final da nube en colapso. [ 16 ]

Observacions do ALMA do complexo da nebulosa de Orion proporciona datos sibre as explosions durante o nacemento dunha estrela. [ 17 ]

Nunha formacion de estrelas desencadeada , un dos varios eventos poderia comprimir unha nube molecular e iniciar o seu colapso gravitacional. As nubes moleculares poden colidir entre si ou unha explosion dunha supernova proxima pode ser a causa que o desencadea, enviando unha onda de choque de materia contra a nube a moi altas velocidades. [ 3 ] Alternativamente, colisions galacticas poden causar masivas starbursts de formacion de estrelas a medida que as nubes de gas en cada galaxia son comprimidas e axitadas por forzas mareais . [ 18 ] Este ultimo mecanismo pode ser responsable para a formacion de cumulos globulares . [ 19 ]

Un burato negro supermasivo no nucleo dunha galaxia pode servir para regular a taxa de formacion de estrelas nun nucleo galactico. Un burato negro que esta acrecionando materia que cae cara a el pode converterse en activo , emitindo un forte vento por medio dun chorro relativista colimado . Isto pode limitar ulteriores formacions de estrelas. Os buratos negros masivos ao exectaren particulas que emiten radiofrequencias a case a velocidade da luz poden tamen bloquear a formacion de novas estrelas en galaxias envellecidas. [ 20 ] Poren, as emisions de radio arredor dos chorros poden tamen desencadear a formacion de estrelas. Igualmente, un chorro mais debil pode causar a formacion de estrelas cando colisiona cunha nube. [ 21 ]

A medida que se colapsa, unha nube molecular dividese en fragmentos dada vez mais pequenos de maneira xerarquica, ata que os fragmentos chegan a ter masa estelar. En cada un destes fragmentos, o gas que se colapsa radia a enerxia ganada pola liberacion de enerxia potencial gravitatoria. A medida que se incrementa a densidade, os fragmentos fanse opacos e asi son menos eficientes a hora de radiar a sua enerxia. Isto eleva a temperatura da nube e inhibe unha maior fragmentacion. Os fragmentos condensan agora en esferas de gas en rotacion que serven como embrions estelares. [ 22 ]

Complican este esquema dunha nube en colapso os efectos das turbulencias , fluxos macroscopicos, rotacions , campos magneticos e a xeometria da nube. Tanto a rotacion coma os campos magneticos poden ocultar o colapso dunha nube. [ 23 ] [ 24 ] A turbulencia e fundamental para causar a fragmentacion da nube, e nas escalas menores promove o colapso. [ 25 ]

Protoestrela [ editar | editar a fonte ]

Artigo principal : Protoestrela .

Unha nube protoestelar continuara colapsandose sempre e cando a enerxia que a liga gravitacionalmente non sexa eliminada. Este exceso de enerxia perdese primariamente por radiacion. Poren, a nube en colapso farase finalmente opaca a sua propia radiacion, e a enerxia debe ser eliminada por algun outro mecanismo. O po que hai na nube quece ata temperaturas de 60 a 100 K, e estas particulas radian a lonxitudes de onda do infravermello distante no que a nube e tranparente. Asi o po favorece un maior colapso da nube. [ 26 ]

Durante o colapso, a densidade da nube incrementase cara ao centro e asi a rexion media faise primeiro opticamente opaca. Isto ocorre cando a densidade e de aproximadamente 10 ?13  g/cm 3 . Formase unha rexion no nucleo da nube, chamada primeiro nucleo hidrostatico , na que o colapso queda basicamente detido. Continua incrementando a sua temperatura como determina o teorema virial. O gas que cae cara a esta rexion opaca choca con ela e crea ondas de choque que quentan ainda mais o nucleo. [ 27 ]

Imaxe composta que mostra estrelas novas en e arredor da nube molecular de Cepheus B.

Cando a temperatura do nucleo atinxe uns 2 000 K, a enerxia termica disocia as moleculas de H 2 . [ 27 ] Isto vai seguido pola ionizacion de atomos de hidroxeno e helio. Estes procesos absorben enerxia da contraccion, o que lle permite continuar en escalas de tempo comparables ao periodo de colapso a velocidades de caida libre. [ 28 ] Despois de que a densidade do materialo que cae alcanzou uns 10 ?8 g/cm 3 , ese material e suficentemente transparente para permitir que escape a enerxia radiada pola protoestrela. A combinacion da conveccion dentro da protoestrela e a radiacion desde o seu exterior permite que a estrela se contraia mais. [ 27 ] Isto continua ata que o gas esta quente dabondo para que a presion interna soporte a protoestrela contra un maior colapso gravitacional, un estado chamado equilibrio hidrostatico . Cando esta fase de acrecion esta case completa, o obxecto resultante e conecido como protoestrela . [ 3 ]

N11 e parte dunha complexa rede de nubes de gas e cumulos de estrelas na nosa galaxia vecina, a Gran Nube de Magallans .

A acrecion do maerial nunha protoestrela continua parcialmente desde o disco circumestelar acabado de formarse. Cando a densidade e temperatura son altas dabondo, empeza a fusion do deuterio , e a presion de radiacion cara ao exterior da radiacion resultante fai mais lento o colapso (pero non o para). O material da nube segue "chovendo" sobre a protoestrela. Neste estadio producense chorros bipolares chamados obxectos de Herbig-Haro . Isto e probablemente o medio polo cal se expulsa o exceso de momento angular do material que cae, permitindo que a estrela se siga formando.

Cando a envoltura de gas e o po que a rodea se dispersa e o proceso de acrecion se deten, a estrela e considerada unha estrela da secuencia preprincipal . A fonte de enerxia destes obxectos e a contraccion gravitatoria, que se opon a combustion nuclear do hidroxeno en estrelas da secuencia principal. As estrelas da secuencia preprincipal seguen unha traxectoria de Hayashi no diagrama de Hertzsprung?Russell (H?R) . [ 29 ] A contraccion sera procesada ata que se alcanza o limite de Hayashi , e en adiante a contraccion continuara a escala de tempo de Kelvin?Helmholtz no que a temperatura permanece estable. As estrelas con menos de 0,5 masas solares unense a partir de enton a secuencia principal. As estrelas da secuencia preprincipal mais masivas, ao final da traxectoria de Hayashi colapsan lentamente case en equilibrio hidrostatico, seguindo a traxectoria de Henyey . [ 30 ]

Finalmente, o hidroxeno empeza a fusionarse no nucleo dunha estrela, e o resto de material envolvente e varrido. Isto finaliza a fase protoestelar e da comezo a fase da secuencia principal da estrela no diagrama H?R.

As fases do proceso estan ben definidos en estrelas con masas que estan arredor de 1 M? (masa solar) ou menos. En estrelas de masa alta a duracion do proceso de formacion da estrela e comparable a outras escalas de tempo da sua evolucion, moito mais curtas, e o proceso non esta tan ben definido. As ultimas etapas da evolucion das estrelas son estudadas en evolucion estelar .

Protoestrela
Explosion dunha protoestrela - HOPS 383 (2015).

Observacions astronomicas [ editar | editar a fonte ]

A nebulosa de Orion e un exemplo arquetipico de formacion dunha estrela, a partir de estrelas novas masivas que lle dan a nebulosa forma de piares de denso gas que poden ser o fogar de estrelas que agroman.

As observacions astronomicas de estrelas en distintas fases da sua formacion son fundamentais para elaborar as teorias que expliquen como se orixinan, pero estas observacions non sempre son doadas de facer. Os elementos clave que intervenen na formacion de estrelas so son accesibles observando en lonxitudes de onda distintas das opticas . O estadio protoestelar da existencia das estrelas esta case sempre oculto profundamente dentro de densas nubes de gas e po remanentes de nubes moleculares xigantes . Con frecuencia, estes casulos de estrelas en formacion chamados globulos de Bok , poden verse como siluetas contra o fondo de emisions brillantes do gas que as rodea. [ 31 ] Nas etapas iniciais da vida dunha estrela poden observarse con luz infravermella , que penetra a traves do po mais doadamente que a luz visible. [ 32 ] As observacions feitas polo WISE foron especialmente importantes para desvelar numerosas protoestrelas galacticas e os seus cumulos estelares parentais. [ 33 ] [ 34 ] Exemplos de ditos cumulos estelares incrustados son FSR 1184, FSR 1190, Camargo 14, Camargo 74, Majaess 64 e Majaess 98. [ 35 ]

Rexion de formacion de estrelas S106.

A estrutura da nube molecular e os efectos da protoestrela poden ser observados en mapas de extincion no infravermello proximo (nos que se conta o numero de estrelas por unidade de area e comparanse cunha area do ceo de extincion cero proxima), a emision do po do continuo e as transcions rotacionais do monoxido de carbono (CO) e outras moleculas; estas ultimas duas observanse no rango milimetrico e submilimetrico de lonxitudes de onda. A radiacion procedente dunha protoestrela e estrelas en fase inicial ten que ser observada en infravermello, xa que a extincion causada polo resto da nube na cal a estrela que se esta a formar e xeralmente demasiado grande como para permitirnos observala na parte visual do espectro. Isto supon considerables dificultades porque a atmosferra terrestre e case completamente opaca desde os 20μm aos 850μm, e ten estreitas fiestras a 200μm e 450μm. Incluso fora destes rangos, deben utilizarse tecnicas de substrccion atmosferica.

Estrelas xoves (en purpura) revaladas por raios X dentro da rexion de formacion de estrelas NGC 2024 . [ 36 ]

As observacions de raios X son moi utiles para o estudo das estrelas xoves, xa que a emision de raios X procedente deses obxectos e de 100 a 100 000 veces mais forte que a emision de raios X das estrelas da secuencia principal. [ 37 ] As primeiras deteccions de raios X procedentes de estrelas T Tauri realizaronse desde o Observatorio Einstein de raios X . [ 38 ] [ 39 ] Nas estrelas de masa baixa os raios X xeranse por quentamento da coroa estelar por reconexion magnetica , mentres que nas estrelas de masa alta de tipo O e estrelas de tipo B inicial os raios X xeranse por choques supersonicos nos ventos estelares. Os fotons no rango de enerxia dos raios X suaves detectados polo Observatorio de raios X Chandra e o XMM Newton poden penetrar no medio interestelar con so unha moderada absorcion debida ao gas, o que fai que os raios X sexan unha lonxitude de onda util para ver as poboacions estelares que estan dentro das nubes moleculares. Como a emision de raios X e evidencia da xuventude estelar, esta banda e especialmente util para realizar censos de estrelas nas rexions nas que se forman estrelas, dado que non todas as estrelas xoves tenen excesos de infravermello. [ 40 ] As observacions de raios X proporcionaron un censo case completo de todos os obxectos de masa estelar no Cumulo da Nebulosa de Orion e na Nube Molecular de Taurus . [ 41 ] [ 42 ]

A formacion de estrelas individuais so pode observarse directamente na Via Lactea , pero en galaxias distantes a formacion de estrelas tamen foi detectada pola sua caracteristica sinatura espectral .

O primeiro grumo de estrelas en formacion orixinado recentemente que foi observado, cunha idade de menos de 10 millons de anos, atopouse nunha galaxia situada a uns 10,4 miles de millons de anos luz, correspondente a unha idade do Universo duns 3,3 miles de millons de anos. O grumo ten uns 3 000 anos luz de ancho, e ten unha masa de mais de mil millons de veces a masa do Sol, creando 32 estrelas cada ano da masa do Sol, e producindo un 40 % das estrelas na galaxia hospedadora do grumo. [ 43 ]

As investigacions iniciais indican que os grupos formadores de estrelas empezan como areas densas xigantes de materia rica en gas turbulenta nas galaxias xoves, viven uns 500 millons de anos, e poden migrar ao centro da galaxia, creando o bulbo central dunha galaxia. [ 44 ]

O 21 de febreiro de 2014, a NASA anunciou a elaboracion dunha base de datos moi actualizada para rastrear hidrocarburos aromaticos policiclicos (HAP) no Universo . Segundo os cientificos, mais do 20% do carbono do Universo pode ser asociado con HAP, que son posibles materiais de partida para a formacion da vida . Os HAP parece que se formaron pouco despois do Big Bang , estan espallados polo Universo e estan asociados con novas estrelas e exoplanetas . [ 45 ]

Obxectos de exploracion notables [ editar | editar a fonte ]

  • MWC 349 foi descuberto en 1978, e estimase que so ten 1 000 anos de idade.
  • VLA 1623 e o primeiro exemplar de protoestrela de clase 0, un tipo de protoestrela incrustado que xa acrecionou a maioria da sua masa. Foi atopado en 1993 e posiblemente e de menos de 10 000 anos de idade [1] .
  • L1014 . E un incrible obxecto incrustado difuso dunha nova clase de fontes que se empezan a detectar agora con telescopios mais modernos. O seu status esta ainda sen determinar, poderian ser as protoestrelas de clase 0 de baixa masa mais xoves nunca vistas ou mesmo obxectos evolucionados de masa moi baixa (como unha anana marron ou un planeta interestelar ). [2] Arquivado 21 de febreiro de 2006 en Wayback Machine .
  • IRS 8* e a estrela da secuencia principal mais xove conecida da rexion do centro galactico , descuberta en agosto de 2006. Estimase que ten unha antiguidade de 3,5 millons de anos. [ 46 ]

Formacion de estrelas de pouca e moita masa [ editar | editar a fonte ]

Rexion de formacion de estrelas Westerhout 40 e o Serpens-Aquila Rift . Enchen a rexion filamentos de nubes que contenen novas estrelas. [ 47 ] [ 48 ]

As estrelas de diferentes masas crese que se forman por mecanismos lixeiramente distintos. A teoria da formacion de estrelas de baixa masa, que esta ben apoiada por multitude de observacions, suxire que as estrelas de masa baixa se forman por colapso gravitacional de intensificacion de densidade rotante dentro de nubes moleculares. Como se describiu anteriormente, o colapso dunha nube en rotacion de gas e po leva a formacion dun disco de acrecion a traves do cal a materia se canaliza ao centro da protoestrela. Poren, para estrelas con masas maiores de 8 M? o mecanismoda formacion da estrela non se comprende de todo ben.

As estrelas masivas emiten copiosas cantidades de radiacion, as cales empuxan ao material que cae. No pasado, criase que esta presion de radiacion poderia ser o suficientemente substancial como para deter a acrecion sobre a protoestrela masiva e impedir a formacion de estrelas con masas de mais dunhas poucas decenas de masas solares. [ 49 ] Recentes traballos teoricos indican que a producion dun chorro e de escapes limpan unha cavidade a traves da cal pode escapar moita da radiacion da protoestrela masiva sen obstaculizar a acrecion a traves do disco e sobre a protoestrela. [ 50 ] [ 51 ] O que se cre actualmente e que as estrelas masivas poden, por tanto, formarse por un mecanismo similar ao das estrelas de pouca masa.

Hai moitas evidencias de que polo menos algunhas protoestrelas masivas estan efectivamente rodeadas de discos de acrecion. Hai varias teorias mais sobre a formacion de estrelas masivas que ainda tenen que ser comprobadas observacionalmente. Destas, quizais a mais salientable e a teoria da acrecion competitiva, que suxire que as protoestrelas masivas son "sementadas" por protoestrelas de baixa masa que compiten con outras protoestrelas para arrastrar materia da nube molecular parental completa, en vez de simplemente dunha pequena rexion local desta. [ 52 ] [ 53 ]

Outra teoria de formacion de estrelas masivas indica que as estrelas masivas poden formarse por coalescencia de duas estrelas ou mais de baixa masa. [ 54 ]

Notas [ editar | editar a fonte ]

  1. ↑ Stahler, S. W. & Palla, F. (2004). The Formation of Stars . Weinheim: Wiley-VCH. ISBN   3-527-40559-3 .  
  2. ↑ O'Dell, C. R. "Nebula" . World Book at NASA . World Book, Inc. Arquivado dende o orixinal o 29 de abril de 2005 . Consultado o 2009-05-18 .  
  3. ↑ 3,0 3,1 3,2 3,3 3,4 Prialnik, Dina (2000). An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution . Cambridge University Press. 195?212. ISBN   0-521-65065-8 .  
  4. ↑ Dupraz, C.; Casoli, F. (xuno 4?9, 1990). "The Fate of the Molecular Gas from Mergers to Ellipticals". Dynamics of Galaxies and Their Molecular Cloud Distributions: Proceedings of the 146th Symposium of the International Astronomical Union . Paris, France: Kluwer Academic Publishers. Bibcode : 1991IAUS..146..373D .  
  5. ↑ Lequeux, James (2013). Birth, Evolution and Death of Stars . World Scientific. ISBN   978-981-4508-77-3 .  
  6. ↑ Williams, J. P.; Blitz, L.; McKee, C. F. (2000). "The Structure and Evolution of Molecular Clouds: from Clumps to Cores to the IMF". Protostars and Planets IV . p. 97. Bibcode : 2000prpl.conf...97W . arXiv : astro-ph/9902246 .  
  7. ↑ Alves, J.; Lada, C.; Lada, E. (2001). Tracing H 2 Via Infrared Dust Extinction . Cambridge University Press. p. 217. ISBN   0-521-78224-4 .  
  8. ↑ Sanders, D. B.; Scoville, N. Z.; Solomon, P. M. (1985-02-01). "Giant molecular clouds in the Galaxy. II ? Characteristics of discrete features". Astrophysical Journal, Part 1 289 : 373?387. Bibcode : 1985ApJ...289..373S . doi : 10.1086/162897 .  
  9. ↑ Sandstrom, Karin M.; Peek, J. E. G.; Bower, Geoffrey C.; Bolatto, Alberto D.; Plambeck, Richard L. (2007). "A Parallactic Distance of 389+24-21 Parsecs to the Orion Nebula Cluster from Very Long Baseline Array Observations". The Astrophysical Journal 667 (2): 1161. Bibcode : 2007ApJ...667.1161S . arXiv : 0706.2361 . doi : 10.1086/520922 .  
  10. ↑ Wilking, B. A.; Gagne, M.; Allen, L. E. "Star Formation in the ρ Ophiuchi Molecular Cloud". En Bo Reipurth. Handbook of Star Forming Regions, Volume II: The Southern Sky ASP Monograph Publications . Bibcode : 2007ApJ...667.1161S . arXiv : 0811.0005 .  
  11. ↑ Khanzadyan, T.; Smith, M. D.; Gredel, R.; Stanke, T.; Davis, C. J. (febreiro de 2002). "Active star formation in the large Bok globule CB 34". Astronomy and Astrophysics 383 (2): 502?518. Bibcode : 2002A&A...383..502K . doi : 10.1051/0004-6361:20011531 .  
  12. ↑ Hartmann, Lee (2000). Accretion Processes in Star Formation . Cambridge University Press. p. 4. ISBN   0-521-78520-0 .  
  13. ↑ Smith, Michael David (2004). The Origin of Stars . Imperial College Press . pp.  43 ?44. ISBN   1-86094-501-5 .  
  14. ↑ "ALMA Witnesses Assembly of Galaxies in the Early Universe for the First Time" . Consultado o 23 de xullo de 2015 .  
  15. ↑ Kwok, Sun (2006). Physics and chemistry of the interstellar medium . University Science Books. pp.  435 ?437. ISBN   1-891389-46-7 .  
  16. ↑ Battaner, E. (1996). Astrophysical Fluid Dynamics . Cambridge University Press. pp. 166?167. ISBN   0-521-43747-4 .  
  17. ↑ "ALMA Captures Dramatic Stellar Fireworks" . www.eso.org . Consultado o 10 de abril de 2017 .  
  18. ↑ Jog, C. J. (agosto 26?30, 1997). "Starbursts Triggered by Cloud Compression in Interacting Galaxies". En Barnes, J. E.; Sanders, D. B. Proceedings of IAU Symposium #186, Galaxy Interactions at Low and High Redshift . Kyoto, Japan. Bibcode : 1999IAUS..186..235J .  
  19. ↑ Keto, Eric; Ho, Luis C.; Lo, K.-Y. (decembro de 2005). "M82, Starbursts, Star Clusters, and the Formation of Globular Clusters". The Astrophysical Journal 635 (2): 1062?1076. Bibcode : 2005ApJ...635.1062K . arXiv : astro-ph/0508519 . doi : 10.1086/497575 .  
  20. ↑ Gralla, Meg; et al. (29 de setembro de 2014). "A measurement of the millimetre emission and the Sunyaev?Zel'dovich effect associated with low-frequency radio sources". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (Oxford University Press) 445 (1): 460?478. Bibcode : 2014MNRAS.445..460G . arXiv : 1310.8281 . doi : 10.1093/mnras/stu1592 .  
  21. ↑ van Breugel, Wil; et al. (novembro de 2004). T. Storchi-Bergmann; L.C. Ho; Henrique R. Schmitt, eds. The Interplay among Black Holes, Stars and ISM in Galactic Nuclei . Cambridge University Press. pp. 485?488. Bibcode : 2004IAUS..222..485V . doi : 10.1017/S1743921304002996 .  
  22. ↑ Prialnik, Dina (2000). An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution . Cambridge University Press. pp. 198?199. ISBN   0-521-65937-X .  
  23. ↑ Hartmann, Lee (2000). Accretion Processes in Star Formation . Cambridge University Press. p. 22. ISBN   0-521-78520-0 .  
  24. ↑ Li, Hua-bai; Dowell, C. Darren; Goodman, Alyssa; Hildebrand, Roger; Novak, Giles (2009-08-11). "Anchoring Magnetic Field in Turbulent Molecular Clouds". The Astrophysical Journal 704 (2): 891. arXiv : 0908.1549 . doi : 10.1088/0004-637X/704/2/891 .  
  25. ↑ Ballesteros-Paredes, J.; Klessen, R. S.; Mac Low, M.-M.; Vazquez-Semadeni, E. "Molecular Cloud Turbulence and Star Formation". En Reipurth, B.; Jewitt, D.; Keil, K. Protostars and Planets V . pp. 63?80. ISBN   0-8165-2654-0 .  
  26. ↑ Longair, M. S. (2008). Galaxy Formation (2nd ed.). Springer. p.  478 . ISBN   3-540-73477-5 .  
  27. ↑ 27,0 27,1 27,2 Larson, Richard B. (1969). "Numerical calculations of the dynamics of collapsing proto-star" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 145 (3): 271. Bibcode : 1969MNRAS.145..271L . doi : 10.1093/mnras/145.3.271 .  
  28. ↑ Salaris, Maurizio (2005). Cassisi, Santi, ed. Evolution of stars and stellar populations . John Wiley and Sons. pp.  108 ?109. ISBN   0-470-09220-3 .  
  29. ↑ C. Hayashi (1961). "Stellar evolution in early phases of gravitational contraction". Publications of the Astronomical Society of Japan 13 : 450?452. Bibcode : 1961PASJ...13..450H .  
  30. ↑ L. G. Henyey; R. Lelevier; R. D. Levee (1955). "The Early Phases of Stellar Evolution". Publications of the Astronomical Society of the Pacific 67 (396): 154. Bibcode : 1955PASP...67..154H . doi : 10.1086/126791 .  
  31. ↑ B. J. Bok & E. F. Reilly (1947). "Small Dark Nebulae" . Astrophysical Journal 105 : 255. Bibcode : 1947ApJ...105..255B . doi : 10.1086/144901 .  
    Yun, Joao Lin; Clemens, Dan P. (1990). "Star formation in small globules ? Bart BOK was correct". The Astrophysical Journal 365 : L73. Bibcode : 1990ApJ...365L..73Y . doi : 10.1086/185891 .  
  32. ↑ Benjamin, Robert A.; Churchwell, E.; Babler, Brian L.; Bania, T. M.; Clemens, Dan P.; Cohen, Martin; Dickey, John M.; Indebetouw, Remy; et al. (2003). "GLIMPSE. I. An SIRTF Legacy Project to Map the Inner Galaxy". Publications of the Astronomical Society of the Pacific 115 (810): 953?964. Bibcode : 2003PASP..115..953B . arXiv : astro-ph/0306274 . doi : 10.1086/376696 .  
  33. ↑ "Wide-field Infrared Survey Explorer Mission" . NASA. Arquivado dende o orixinal o 12 de xaneiro de 2010 . Consultado o 11 de xullo de 2017 .  
  34. ↑ Majaess, D. (2013). Discovering protostars and their host clusters via WISE , ApSS, 344, 1 ( VizieR catalog )
  35. ↑ Camargo et al. (2015). New Galactic embedded clusters and candidates from a WISE Survey , New Astronomy, 34
  36. ↑ Getman, K.; et al. (2014). "Core-Halo Age Gradients and Star Formation in the Orion Nebula and NGC 2024 Young Stellar Clusters". Astrophysical Journal Supplement 787 (2): 109. Bibcode : 2014ApJ...787..109G . arXiv : 1403.2742 . doi : 10.1088/0004-637X/787/2/109 .  
  37. ↑ Preibisch, T.; et al. (2005). "The Origin of T Tauri X-Ray Emission: New Insights from the Chandra Orion Ultradeep Project". Astrophysical Journal Supplement 160 (2): 401?422. Bibcode : 2005ApJS..160..401P . arXiv : astro-ph/0506526 . doi : 10.1086/432891 .  
  38. ↑ Feigelson, E. D.; Decampli, W. M. (1981). "Observations of X-ray emission from T-Tauri stars". Astrophysical Journal Letters 243 : L89?L93. Bibcode : 1981ApJ...243L..89F . doi : 10.1086/183449 .  
  39. ↑ Montmerle, T.; et al. (1983). "Einstein observations of the Rho Ophiuchi dark cloud - an X-ray Christmas tree". Astrophysical Journal, Part 1 269 : 182?201. Bibcode : 1983ApJ...269..182M . doi : 10.1086/161029 .  
  40. ↑ Feigelson, E. D.; et al. (2013). "Overview of the Massive Young Star-Forming Complex Study in Infrared and X-Ray (MYStIX) Project". Astrophysical Journal Supplement 209 (2): 26. Bibcode : 2013ApJS..209...26F . arXiv : 1309.4483 . doi : 10.1088/0067-0049/209/2/26 .  
  41. ↑ Getman, K. V.; et al. (2005). "Chandra Orion Ultradeep Project: Observations and Source Lists". Astrophysical Journal Supplement 160 (2): 319?352. Bibcode : 2005ApJS..160..319G . arXiv : astro-ph/0410136 . doi : 10.1086/432092 .  
  42. ↑ Gudel, M.; et al. (2007). "The XMM-Newton extended survey of the Taurus molecular cloud (XEST)". Astronomy and Astrophysics 468 (2): 353?377. Bibcode : 2007A&A...468..353G . arXiv : astro-ph/0609160 . doi : 10.1051/0004-6361:20065724 .  
  43. ↑ Zanella, A.; Daddi, E.; Floc’h, E. Le; Bournaud, F.; Gobat, R.; Valentino, F.; Strazzullo, V.; Cibinel, A.; Onodera, M. (2015). "An extremely young massive clump forming by gravitational collapse in a primordial galaxy" . Nature 521 (7550): 54?56. Bibcode : 2015Natur.521...54Z . PMID   25951282 . arXiv : 1505.01290 . doi : 10.1038/nature14409 .  
  44. ↑ "Young Star-Forming Clump in Deep Space Spotted for First Time" . Consultado o 2015-05-11 .  
  45. ↑ Hoover, Rachel (21 de febreiro de 2014). "Need to Track Organic Nano-Particles Across the Universe? NASA's Got an App for That" . NASA . Arquivado dende o orixinal o 10 de maio de 2020 . Consultado o 22 de febreiro de 2014 .  
  46. ↑ "Baby star found near galaxy's violent centre" . New Scientist (en ingles ) . Consultado o 2022-04-11 .  
  47. ↑ Kuhn, M. A.; et al. (2010). "A Chandra Observation of the Obscured Star-forming Complex W40". Astrophysical Journal 725 (2): 2485?2506. Bibcode : 2010ApJ...725.2485K . arXiv : 1010.5434 . doi : 10.1088/0004-637X/725/2/2485 .  
  48. ↑ Andre, Ph.; et al. (2010). "From filamentary clouds to prestellar cores to the stellar IMF: Initial highlights from the Herschel Gould Belt Survey". Astronomy & Astrophysics 518 : L102. Bibcode : 2010A&A...518L.102A . arXiv : 1005.2618 . doi : 10.1051/0004-6361/201014666 .  
  49. ↑ M. G. Wolfire; J. P. Cassinelli (1987). "Conditions for the formation of massive stars". Astrophysical Journal 319 (1): 850?867. Bibcode : 1987ApJ...319..850W . doi : 10.1086/165503 .  
  50. ↑ C. F. McKee; J. C. Tan (2002). "Massive star formation in 100,000 years from turbulent and pressurized molecular clouds". Nature 416 (6876): 59?61. Bibcode : 2002Natur.416...59M . PMID   11882889 . arXiv : astro-ph/0203071 . doi : 10.1038/416059a .  
  51. ↑ R. Banerjee; R. E. Pudritz (2007). "Massive star formation via high accretion rates and early disk-driven outflows". Astrophysical Journal 660 (1): 479?488. Bibcode : 2007ApJ...660..479B . arXiv : astro-ph/0612674 . doi : 10.1086/512010 .  
  52. ↑ I. A. Bonnell; M. R. Bate; C. J. Clarke; J. E. Pringle (1997). "Accretion and the stellar mass spectrum in small clusters". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 285 (1): 201?208. Bibcode : 1997MNRAS.285..201B . doi : 10.1093/mnras/285.1.201 .  
  53. ↑ I. A. Bonnell; M. R. Bate (2006). "Star formation through gravitational collapse and competitive accretion". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 370 (1): 488?494. Bibcode : 2006MNRAS.370..488B . arXiv : astro-ph/0604615 . doi : 10.1111/j.1365-2966.2006.10495.x .  
  54. ↑ I. A. Bonnell; M. R. Bate; H. Zinnecker (1998). "On the formation of massive stars". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 298 (1): 93?102. Bibcode : 1998MNRAS.298...93B . arXiv : astro-ph/9802332 . doi : 10.1046/j.1365-8711.1998.01590.x .  

Vexase tamen [ editar | editar a fonte ]

Outros artigos [ editar | editar a fonte ]

Traido desde ≪ https://gl.wikipedia.org/w/index.php?title=Formacion_estelar&oldid=6514578 ≫