Saltar ao contido

Formación estelar

Na Galipedia, a Wikipedia en galego.
Gardería estelar LH 95 na Gran Nube de Magalláns.

A formación estelar (ou formación de estrelas) é o proceso pol cal densas rexións con nubes moleculares no espazo interestelar, ás veces denominadas "garderías estelares" ou "rexións de formación de estrelas", fusiónanse para formar estrelas.[1] Como rama da astronomía, a formación de estrelas inclúe o estudo do medio interestelar e as nubes moleculares xigantes como precursores no proceso de formación de estrelas, e o estudo de protoestrelas e obxectos estelares xoves como os seus produtos inmediatos. Está estreitamente relacionada coa formación de planetas, outra rama da astronomía. A teoría de formación de estrelas, ademais de explicar a formación dunha estrela solitaria, debe tamén explicar as estatísticas de estrelas binarias e a función de masa inicial.

Garderías estelares

[editar | editar a fonte]
Imaxe do telescopio Hubble coñecida como os Piares da Creación, onde se están a formar estrelas na Nebulosa da Aguia.

Nubes interestelares

[editar | editar a fonte]

Unha galaxia espiral como a Vía Láctea contén estrelas, remanentes estelares e un medio interestelar difuso de gas e po. O medio interestelar contén de 10−4 a 106 partículas por cm3 e está composta por aproximadamente un 70% de hidróxenos en masa, e a maioría do gas restante é helio. Este medio está quimicamente enriquecido con cantidades traza de elementos máis pesados que foron exectados desde as estrelas a medida que cruzan o límite final da súa vida na secuencia principal. As rexións de maior densidade do medio interestelar forman nubes ou nebulosas difusas,[2] onde ten lugar a formación de estrelas.[3] En contraste coas galaxias espirais e elípticas, perden os compoñentes fríos do seu medio interestelar en aproximadamente mil millóns de anos, o cal dificulta que na galaxia se formen nebulosas difusas a non ser por medio de fusións con outras galaxias.[4]

Na nebulosa densa na que se producen as estrelas, gran parte do hidróxeno está en forma molecular (H2), así que estas nebulosas se denominan nubes moleculares.[3] As observacións indican que as nubes máis frías tenden a formar estrelas de baixa masa, observadas primeiro no infravermello dentro das nubes, despois en luz visible na súa superficie cando as nubes se disipan, mentres que as nubes moleculares xigantes, que son xeralmente máis cálidas, producen estrelas de todas as masas.[5] Estas nubes moleculars xigantes teñen densidades típicas de 100 partículas por cm3, diámetros de 100 anos luz (9,5 × 1014 km), masas de ata 6 millóns de masas solares (M☉),[6] e unha temperatura interior media de 10 K. Aproximadamente a metade da masa total do medio interestelar galáctico encóntrase nas nubes moleculares[7] e na Vía Láctea estímase que hai 6 000 nubes moleculares, cada unha con máis de 100 000 M☉.[8] A nebulosa máis próxima ao Sol na que se están formando estrelas masivas é a nebulosa de Orión, situada a 1 300 anos luz (1,2 × 1016 km).[9] Porén, a formación de estrelas de masa baixa está ocorrendo a unha distancia de 400 a 450 anos luz no complexo da nube ρ Ophiuchi.[10]

Un sitio máis compacto de formación de estrelas son as nubes opacas de gas denso e po coñecidos como glóbulos de Bok, denominados así en honor do astrónomo Bart Bok. Estes poden formarse en asociación con nubes moleculares que están a colapsarse ou posiblemente independentemente.[11] Os glóbulos de Bok son tipicamente de ata un ano luz de diámetro e conteñen unha poucas masas solares.[12] Poden ser observados como nubes escuras perfiladas contra o fondo brillante das nebulosas de emisión ou estrelas. Aproximadamente a metade dos glóbulos de Bok coñecidos conteñen novas estrelas en formación.[13]

Ensamblaxe da galaxias no Universo inicial.[14]

Colapso da nube

[editar | editar a fonte]

Unha nube interestelar de gas permanece en equilibrio hidrostático con tal que a enerxía cinética da presión de gas estea en equilibrio coa enerxía potencial da forza gravitatoria externa. Matematicamente isto exprésase usando o teorema virial, que afirma que para manter o equilibrio, a enerxía potencial gravitatoria debe igualar dúas veces a enerxía térmica.[15] Se unha nube é masiva dabondo como para que a presión de gas sexa insuficiente para soportala, dita nube sufrirá un colapso gravitacional. A masa á cal unha nube sofre ese colapso denomínase masa de Jeans. A masa de Jeans depende da temperatura e densidade da nube, pero é tipicamente de miles ou decenas de miles de masas solares.[3] Isto coincide coa masa típica dun cúmulo aberto de estrelas, o cal é o produto final da nube en colapso.[16]

Observacións do ALMA do complexo da nebulosa de Orión proporciona datos sibre as explosións durante o nacemento dunha estrela.[17]

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

Un burato negro supermasivo no núcleo dunha galaxia pode servir para regular a taxa de formación de estrelas nun núcleo galáctico. Un burato negro que está 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 formacións de estrelas. Os buratos negros masivos ao exectaren partículas que emiten radiofrequencias a case a velocidade da luz poden tamén bloquear a formación de novas estrelas en galaxias envellecidas.[20] Porén, as emisións de radio arredor dos chorros poden tamén desencadear a formación de estrelas. Igualmente, un chorro máis débil pode causar a formación de estrelas cando colisiona cunha nube.[21]

A medida que se colapsa, unha nube molecular divídese en fragmentos dada vez máis pequenos de maneira xerárquica, ata que os fragmentos chegan a ter masa estelar. En cada un destes fragmentos, o gas que se colapsa radia a enerxía gañada pola liberación de enerxía potencial gravitatoria. A medida que se incrementa a densidade, os fragmentos fanse opacos e así son menos eficientes á hora de radiar a súa enerxía. Isto eleva a temperatura da nube e inhibe unha maior fragmentación. Os fragmentos condensan agora en esferas de gas en rotación que serven como embrións estelares.[22]

Complican este esquema dunha nube en colapso os efectos das turbulencias, fluxos macroscópicos, rotacións, campos magnéticos e a xeometría da nube. Tanto a rotación coma os campos magnéticos poden ocultar o colapso dunha nube.[23][24] A turbulencia é fundamental para causar a fragmentación da nube, e nas escalas menores promove o colapso.[25]

Protoestrela

[editar | editar a fonte]
Artigo principal: Protoestrela.

Unha nube protoestelar continuará colapsándose sempre e cando a enerxía que a liga gravitacionalmente non sexa eliminada. Este exceso de enerxía pérdese primariamente por radiación. Porén, a nube en colapso farase finalmente opaca á súa propia radiación, e a enerxía debe ser eliminada por algún outro mecanismo. O po que hai na nube quece ata temperaturas de 60 a 100 K, e estas partículas radian a lonxitudes de onda do infravermello distante no que a nube é tranparente. Así o po favorece un maior colapso da nube.[26]

Durante o colapso, a densidade da nube increméntase cara ao centro e así a rexión media faise primeiro opticamente opaca. Isto ocorre cando a densidade é de aproximadamente 10−13 g/cm3. Fórmase unha rexión no núcleo da nube, chamada primeiro núcleo hidrostático, na que o colapso queda basicamente detido. Continúa incrementando a súa temperatura como determina o teorema virial. O gas que cae cara a esta rexión opaca choca con ela e crea ondas de choque que quentan aínda máis o núcleo.[27]

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

Cando a temperatura do núcleo atinxe uns 2 000 K, a enerxía térmica disocia as moléculas de H2.[27] Isto vai seguido pola ionización de átomos de hidróxeno e helio. Estes procesos absorben enerxía da contracción, o que lle permite continuar en escalas de tempo comparables ao período de colapso a velocidades de caída libre.[28] Despois de que a densidade do materialo que cae alcanzou uns 10−8 g/cm3, ese material é suficentemente transparente para permitir que escape a enerxía radiada pola protoestrela. A combinación da convección dentro da protoestrela e a radiación desde o seu exterior permite que a estrela se contraia máis.[27] Isto continúa ata que o gas está quente dabondo para que a presión interna soporte a protoestrela contra un maior colapso gravitacional, un estado chamado equilibrio hidrostático. Cando esta fase de acreción está case completa, o obxecto resultante é coñecido como protoestrela.[3]

N11 é parte dunha complexa rede de nubes de gas e cúmulos de estrelas na nosa galaxia veciña, a Gran Nube de Magalláns.

A acreción do maerial nunha protoestrela continúa parcialmente desde o disco circumestelar acabado de formarse. Cando a densidade e temperatura son altas dabondo, empeza a fusión do deuterio, e a presión de radiación cara ao exterior da radiación resultante fai máis lento o colapso (pero non o para). O material da nube segue "chovendo" sobre a protoestrela. Neste estadio prodúcense chorros bipolares chamados obxectos de Herbig-Haro. Isto é 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 acreción se detén, a estrela é considerada unha estrela da secuencia preprincipal. A fonte de enerxía destes obxectos é a contracción gravitatoria, que se opón á combustión nuclear do hidróxeno en estrelas da secuencia principal. As estrelas da secuencia preprincipal seguen unha traxectoria de Hayashi no diagrama de Hertzsprung–Russell (H–R).[29] A contracción será procesada ata que se alcanza o límite de Hayashi, e en adiante a contracción continuará a escala de tempo de Kelvin–Helmholtz no que a temperatura permanece estable. As estrelas con menos de 0,5 masas solares únense a partir de entón á secuencia principal. As estrelas da secuencia preprincipal máis masivas, ao final da traxectoria de Hayashi colapsan lentamente case en equilibrio hidrostático, seguindo a traxectoria de Henyey.[30]

Finalmente, o hidróxeno empeza a fusionarse no núcleo dunha estrela, e o resto de material envolvente é varrido. Isto finaliza a fase protoestelar e dá comezo á fase da secuencia principal da estrela no diagrama H–R.

As fases do proceso están ben definidos en estrelas con masas que están arredor de 1 M☉ (masa solar) ou menos. En estrelas de masa alta a duración do proceso de formación da estrela é comparable a outras escalas de tempo da súa evolución, moito máis curtas, e o proceso non está tan ben definido. As últimas etapas da evolución das estrelas son estudadas en evolución estelar.

Protoestrela
Explosión dunha protoestrela - HOPS 383 (2015).

Observacións astronómicas

[editar | editar a fonte]
A nebulosa de Orión é un exemplo arquetípico de formación dunha estrela, a partir de estrelas novas masivas que lle dan á nebulosa forma de piares de denso gas que poden ser o fogar de estrelas que agroman.

As observacións astronómicas de estrelas en distintas fases da súa formación son fundamentais para elaborar as teorías que expliquen como se orixinan, pero estas observacións non sempre son doadas de facer. Os elementos clave que interveñen na formación de estrelas só son accesibles observando en lonxitudes de onda distintas das ópticas. O estadio protoestelar da existencia das estrelas está case sempre oculto profundamente dentro de densas nubes de gas e po remanentes de nubes moleculares xigantes. Con frecuencia, estes casulos de estrelas en formación chamados glóbulos de Bok, poden verse como siluetas contra o fondo de emisións brillantes do gas que as rodea.[31] Nas etapas iniciais da vida dunha estrela poden observarse con luz infravermella, que penetra a través do po máis doadamente que a luz visible.[32] As observacións feitas polo WISE foron especialmente importantes para desvelar numerosas protoestrelas galácticas e os seus cúmulos estelares parentais.[33][34] Exemplos de ditos cúmulos estelares incrustados son FSR 1184, FSR 1190, Camargo 14, Camargo 74, Majaess 64 e Majaess 98.[35]

Rexión de formación de estrelas S106.

A estrutura da nube molecular e os efectos da protoestrela poden ser observados en mapas de extinción no infravermello próximo (nos que se conta o número de estrelas por unidade de área e compáranse cunha área do ceo de extinción cero próxima), a emisión do po do continuo e as transcións rotacionais do monóxido de carbono (CO) e outras moléculas; estas últimas dúas obsérvanse no rango milimétrico e submilimétrico de lonxitudes de onda. A radiación procedente dunha protoestrela e estrelas en fase inicial ten que ser observada en infravermello, xa que a extinción causada polo resto da nube na cal a estrela que se está a formar é xeralmente demasiado grande como para permitirnos observala na parte visual do espectro. Isto supón considerables dificultades porque a atmosferra terrestre é case completamente opaca desde os 20μm aos 850μm, e ten estreitas fiestras a 200μm e 450μm. Incluso fóra destes rangos, deben utilizarse técnicas de substrcción atmosférica.

Estrelas xoves (en púrpura) revaladas por raios X dentro da rexión de formación de estrelas NGC 2024.[36]

As observacións de raios X son moi útiles para o estudo das estrelas xoves, xa que a emisión de raios X procedente deses obxectos é de 100 a 100 000 veces máis forte que a emisión de raios X das estrelas da secuencia principal.[37] As primeiras deteccións de raios X procedentes de estrelas T Tauri realizáronse desde o Observatorio Einstein de raios X.[38][39] Nas estrelas de masa baixa os raios X xéranse por quentamento da coroa estelar por reconexión magnética, mentres que nas estrelas de masa alta de tipo O e estrelas de tipo B inicial os raios X xéranse por choques supersónicos nos ventos estelares. Os fotóns no rango de enerxía dos raios X suaves detectados polo Observatorio de raios X Chandra e o XMM Newton poden penetrar no medio interestelar con só unha moderada absorción debida ao gas, o que fai que os raios X sexan unha lonxitude de onda útil para ver as poboacións estelares que están dentro das nubes moleculares. Como a emisión de raios X é evidencia da xuventude estelar, esta banda é especialmente útil para realizar censos de estrelas nas rexións nas que se forman estrelas, dado que non todas as estrelas xoves teñen excesos de infravermello.[40] As observacións de raios X proporcionaron un censo case completo de todos os obxectos de masa estelar no Cúmulo da Nebulosa de Orión e na Nube Molecular de Taurus.[41][42]

A formación de estrelas individuais só pode observarse directamente na Vía Láctea, pero en galaxias distantes a formación de estrelas tamén foi detectada pola súa característica sinatura espectral.

O primeiro grumo de estrelas en formación orixinado recentemente que foi observado, cunha idade de menos de 10 millóns de anos, atopouse nunha galaxia situada a uns 10,4 miles de millóns de anos luz, correspondente a unha idade do Universo duns 3,3 miles de millóns de anos. O grumo ten uns 3 000 anos luz de ancho, e ten unha masa de máis de mil millóns 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 investigacións iniciais indican que os grupos formadores de estrelas empezan como áreas densas xigantes de materia rica en gas turbulenta nas galaxias xoves, viven uns 500 millóns 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 elaboración dunha base de datos moi actualizada para rastrear hidrocarburos aromáticos policíclicos (HAP) no Universo. Segundo os científicos, máis do 20% do carbono do Universo pode ser asociado con HAP, que son posibles materiais de partida para a formación da vida. Os HAP parece que se formaron pouco despois do Big Bang, están espallados polo Universo e están asociados con novas estrelas e exoplanetas.[45]

Obxectos de exploración notables

[editar | editar a fonte]
  • MWC 349 foi descuberto en 1978, e estímase que só ten 1 000 anos de idade.
  • VLA 1623 é o primeiro exemplar de protoestrela de clase 0, un tipo de protoestrela incrustado que xa acrecionou a maioría da súa masa. Foi atopado en 1993 e posiblemente é de menos de 10 000 anos de idade [1].
  • L1014. É un incrible obxecto incrustado difuso dunha nova clase de fontes que se empezan a detectar agora con telescopios máis modernos. O seu status está aínda sen determinar, poderían ser as protoestrelas de clase 0 de baixa masa máis xoves nunca vistas ou mesmo obxectos evolucionados de masa moi baixa (como unha anana marrón ou un planeta interestelar). [2] Arquivado 21 de febreiro de 2006 en Wayback Machine.
  • IRS 8* é a estrela da secuencia principal máis xove coñecida da rexión do centro galáctico, descuberta en agosto de 2006. Estímase que ten unha antigüidade de 3,5 millóns de anos.[46]

Formación de estrelas de pouca e moita masa

[editar | editar a fonte]
Rexión de formación de estrelas Westerhout 40 e o Serpens-Aquila Rift. Enchen a rexión filamentos de nubes que conteñen novas estrelas.[47][48]

As estrelas de diferentes masas crese que se forman por mecanismos lixeiramente distintos. A teoría da formación de estrelas de baixa masa, que está ben apoiada por multitude de observacións, suxire que as estrelas de masa baixa se forman por colapso gravitacional de intensificación de densidade rotante dentro de nubes moleculares. Como se describiu anteriormente, o colapso dunha nube en rotación de gas e po leva á formación dun disco de acreción a través do cal a materia se canaliza ao centro da protoestrela. Porén, para estrelas con masas maiores de 8 M☉ o mecanismoda formación da estrela non se comprende de todo ben.

As estrelas masivas emiten copiosas cantidades de radiación, as cales empuxan ao material que cae. No pasado, críase que esta presión de radiación podería ser o suficientemente substancial como para deter a acreción sobre a protoestrela masiva e impedir a formación de estrelas con masas de máis dunhas poucas decenas de masas solares.[49] Recentes traballos teóricos indican que a produción dun chorro e de escapes limpan unha cavidade a través da cal pode escapar moita da radiación da protoestrela masiva sen obstaculizar a acreción a través do disco e sobre a protoestrela.[50][51] O que se cre actualmente é 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 están efectivamente rodeadas de discos de acreción. Hai varias teorías máis sobre a formación de estrelas masivas que aínda teñen que ser comprobadas observacionalmente. Destas, quizais a máis salientable é a teoría da acreción 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 rexión local desta.[52][53]

Outra teoría de formación de estrelas masivas indica que as estrelas masivas poden formarse por coalescencia de dúas estrelas ou máis 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. (xuño 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 H2 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.; Gagné, 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. Levée (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, Rémy; 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. ↑ Güdel, 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 inglés). 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. ↑ André, 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. 

Véxase tamén

[editar | editar a fonte]

Outros artigos

[editar | editar a fonte]
Traído desde «https://gl.wikipedia.org/w/index.php?title=Formación_estelar&oldid=6790954»