Prototähti

Prototähti  on tähti evoluution alkuvaiheessa ja muodostumisensa viimeisessä vaiheessa ennen lämpöydinfuusion alkamista. Tämän käsitteen tarkat rajat ovat epäselviä, ja itse prototähdillä voi olla täysin erilaisia ​​​​ominaisuuksia. Kuitenkin joka tapauksessa tähtien evoluution prosessissa prototähtien vaiheen lähtökohta on molekyylipilven puristumisen alku ja viimeinen hetki, jolloin lämpöydinfuusio tulee pääenergianlähteeksi. tähti ja siitä tulee täysimittainen pääsarjatähti . Prototähden massasta riippuen tämä vaihe voi kestää 10 5 vuodesta suurimpien kohteiden kohdalla 10 9 vuoteen.vuosia pienimmille.

Englanninkielisessä kirjallisuudessa termiä "protostar" käytetään vain vaiheeseen, jolloin kuoren lisääntyminen on vielä kesken; kuvaamaan tähden koko evoluutiota, kun se ei ole vielä päässyt pääsarjaan, käytetään termiä "nuori tähtiobjekti" ( eng.  young stellar object ).

Ominaisuudet

Johtuen prototähdistä ajan myötä tapahtuvista muutoksista, niiden parametrit vaihtelevat melko laajalla alueella. Niiden massat voivat olla 100–150 M ⊙ ; prototähtien, joista myöhemmin tulee täysimittaisia ​​tähtiä, vähimmäismassa on 0,07–0,08 M ​​⊙ , mutta massaltaan pienempiä kohteita on [1] . Prototähtien tehollinen lämpötila muodostumisen aikana on useita kymmeniä kelvinejä ja nousee vähitellen lämpötilaan, joka tähdellä on pääsekvenssissä . Prototähtien kokonaisvalovoima on 10 −3 - 10 5 L ⊙ [2] . Protostähdet ovat nuoria esineitä, jotka eivät ole ehtineet poistua emomolekyylipilvestä ja ovat useimmiten melko tiiviisti ryhmittyneet pilven tiheimpiin ja läpinäkymättömimpiin osiin. Prototähtien pitoisuus ylittää useimmissa tapauksissa 1 pc -3 ja noin puolet niistä on ryhmitelty alueille, joiden pitoisuus on yli 25 pc -3 [3] .

Luokitus

Yleensä erotetaan neljä prototähtien luokkaa: 0, I, II ja III, jotka eroavat pääasiassa spektrillään. Nämä erot johtuvat eroista evoluution vaiheissa (katso alla ) [3] [4] [5] [6] [7] .

On myös vaihtoehtoinen luokitus, jolle asetetaan parametri välillä 2,2 - 10-25 µm. Tämä arvo kuvaa säteilyn spektritiheyden riippuvuutta aallonpituudesta: jos , niin vuo pitkillä aallonpituuksilla on suurempi kuin lyhyillä aallonpituuksilla ja päinvastoin, jos . Tässä luokituksessa prototähti luokitellaan luokkaan I, jos sen spektrissä on prototähdet, joissa on , luokka II sisältää prototähdet, joissa on , ja luokka III sisältää prototähdet, joissa on . Jos tähteä ei havaita alle 10 µm:n aallonpituuksilla, se luokitellaan luokkaan 0. Näiden kahden järjestelmän luokat vastaavat suunnilleen toisiaan [3] [4] . Joskus lähteet, joissa on, erotetaan omaksi tyypiksi - lähteet, joilla on tasainen spektri ( englanniksi flat spectrum ) [8] .  

Jotkut prototähdet voivat kuulua yllä olevien luokkien lisäksi muuntyyppisiin tähtiin eri luokitteluperiaatteiden mukaan. Esimerkiksi luokan II ja III prototähdet, joiden massa on enintään 3 M ⊙ , ovat muuttuvia ja ovat T Tauri -tähtiä [5] [6] [9] tai joissakin tapauksissa fuureja [10] . Esineet, joiden massa on suurempi, jopa 10 M ⊙ , kulkevat Herbig (Ae/Be) -vaiheen läpi prototähtivaiheessa [11] [12] .

Evoluutio

Muodostelu

Tähdet muodostuvat molekyylipilvistä , jotka koostuvat pääasiassa vedystä ja heliumista . Kun painovoiman epävakaus ilmaantuu pilveen , se alkaa kutistua ja jakaantuu edelleen pienempiin alueisiin, joista jokainen jatkaa romahtamista - joskus tätä hetkeä pidetään prototähtivaiheen alkamisena [13] , mutta useammin se tarkoitetaan hydrostaattisesti tasapainoisen ytimen muodostumista (ks. kuva alla ).

Puristuksen seurauksena energiaa vapautuu, mutta koska pilvi läpäisee infrapunasäteilyä , jonka aallonpituus on yli 10 mikronia, se kaikki säteilee ympäröivään tilaan. Pilvi kuitenkin tiivistyy vähitellen, muuttuu yhä läpinäkymättömämmiksi omalle säteilylleen ja alkaa jossain vaiheessa lämmetä [14] [15] .

Pikapakkaus

Pilven puristuminen tapahtuu epätasaisesti, ja jonkin ajan kuluttua puristuksen alkamisesta pilveen muodostuu hydrostaattisesti tasapainoinen ydin - yleensä uskotaan, että tästä hetkestä lähtien pilvi tai pikemminkin sen ydin on prototähti [15] [ 16] . Melkein pilven massasta riippumatta ytimen massa on 0,01 M ⊙ ja säde useita AU:ita. , ja lämpötila keskellä on 200 K . Pilven ulompien kerrosten kertyminen ytimeen johtaa sen massan ja lämpötilan nousuun, mutta 2000 K lämpötilassa sen kasvu pysähtyy, koska energiaa kuluu vetymolekyylien hajoamiseen. Jossain vaiheessa tasapaino häiriintyy ja ydin alkaa kutistua. Seuraava tasapainotila saavutetaan pienemmälle, nyt ionisoituneelle ytimelle, jonka massa on 0,001 M ⊙ , säde noin 1 R ⊙ ja lämpötila 2⋅10 4 K , ja vain noin 10 vuoden aikana aine ensimmäisestä muodostuneesta ytimestä putoaa pienempään ionisoituun ytimeen. Samanaikaisesti optisella alueella säteilevä ydin on piilotettu ympäröivästä tilasta kuorella, jonka lämpötila on paljon alhaisempi ja säteilee vain infrapuna-alueella [15] . Tällä hetkellä prototähti kuuluu luokkaan 0 ja siirtyy sitten vähitellen luokkaan I [5] [7] .

Ulkokerrosten kasautuminen jatkuu, prototähti kasvattaa vähitellen sädeään arvoon 4 R ⊙ , joka pysyy käytännössä muuttumattomana akkretion loppuun asti [7] ja 15 km/s nopeudella ytimeen putoava aine muodostaa shokkiaalto . Pallomaisen kuoren aine putoaa ytimeen, ionisoituu ja kun suurin osa materiaalista putoaa prototähden päälle, se tulee havainnointiin [17] . Tähän hetkeen asti ulkokuoren puristuminen etenee dynaamisen aika-asteikon mukaan, eli sen kesto vastaa aineen vapaan pudotuksen kestoa , jota kaasunpaine ei estä [18] .

Kasvunopeus prototähdelle liittyy äänen nopeuteen verhoväliaineessa, jota merkitään , ja gravitaatiovakioon suhteella , jossa on dimensioton kerroin, joka eri malleissa saa arvoja luokkaa 30 ; keskimäärin tämä vastaa arvoa luokkaa 10 −5 M ⊙ /vuosi. Ajan myötä lisääntymisnopeus laskee ja kaikki kuoren materiaali putoaa prototähdelle noin miljoonan vuoden aikana [7] .

Riittävän suurimassaisilla prototähdillä kasvava säteilypaine ja tähtituuli puhaltavat pois osan vaippamateriaalista ja Herbig-Haro-objekti voi muodostua [17] [19] [20] . Lisäksi, jos pilvi alun perin pyöri, prototähdellä voi silti olla protoplaneettalevy , joka koostuu aineesta, joka ei kertynyt tähteen; se voi myöhemmin kehittyä planeettajärjestelmäksi [7] [21] .

Hidas pakkaus

Protostähdet, jotka ovat jo saaneet kuorien kertymisen päätökseen, erotetaan joskus omaan tyyppiin: tähdet pääsarjaan asti , näihin kuuluvat prototähdet II ja III . Englanninkielisessä kirjallisuudessa tällaisia ​​esineitä ei enää kutsuta prototähdiksi, mutta on olemassa termi "nuori tähtiobjekti" ( eng. young stellar object ), joka yhdistää prototähdet ja tähdet pääsekvenssiin asti [7] [22] .  

Prototähden sijainti voidaan merkitä Hertzsprung-Russell-kaavioon : prototähti, jolla on alhainen lämpötila ja korkea valoisuus, sijaitsee sen oikeassa yläosassa. Kunnes tähdessä alkavat lämpöydinreaktiot ja se vapauttaa energiaa painovoiman supistumisen seurauksena, se liikkuu hitaasti kohti pääsekvenssiä [7] [15] [17] .

Koska näitä kappaleita tukee niiden oma paine, ne puristuvat paljon hitaammin kuin edellisessä vaiheessa - termisellä aikaskaalalla eli ajanjaksolla, jonka aikana puolet potentiaalisesta gravitaatioenergiasta kuluu säteilyyn [18] . Massiivisimmilla tähdillä se kestää noin 10 5 vuotta ja vähiten 10 9 vuotta. Auringon supistumisvaihe ja siirtymä pääsekvenssiin kesti 30 miljoonaa vuotta [15] [23] [24] [25] .

Vuonna 1961 Chushiro Hayashi (Hayashi) osoitti, että jos konvektiivinen vyöhyke miehittää tähden koko tilavuuden, niin hitaasti puristamalla sen lämpötila ei käytännössä muutu, ja valoisuus laskee - tämä vastaa nykyisen sijainnin liikettä. tähti pystysuorassa alaspäin kaaviossa, ja tällaista tähden polkua kutsutaan yleisesti Hayashi -rataksi . Tähdet, joiden massa on välillä 0,3–0,5 M ⊙ (eri arvioiden mukaan) ja 3  M ⊙ , lakkaavat muodostamasta konvektiivisia kerroksia puristuksen aikana ja poistuvat jossain vaiheessa Hayashi-radalta, kun taas tähdet, joiden massa on alle 0,3–0,5 M ⊙ , ovat Hayashin radalla koko pakkausajan [15] [26] [27] .

Poistuttuaan Hayashi-radalta (keskipainoisille tähdille) tai hitaan supistumisen alusta lähtien (massiiviset tähdet) tähti lakkaa olemasta konvektiivinen ja alkaa lämmetä supistumisen aikana, kun taas valoisuus muuttuu merkityksettömästi. Tämä vastaa kaaviossa siirtymistä vasemmalle, ja tätä polun osaa kutsutaan Henyn jäljeksi [26] [27] [28] .

Joka tapauksessa kokoonpuristuksen aikana lämpötila tähden keskellä nousee ja tähden ytimessä alkaa tapahtua lämpöydinreaktioita - pieni- ja keskimassaisille tähdille jonkin aikaa puristuksen alkamisen jälkeen ja tähdille, joilla on massa yli 8 M ⊙ - jopa ennen kuin se lopettaa lisääntymisen [4] . Alkuvaiheessa kyseessä on litiumin ja berylliumin muuntaminen heliumiksi , ja nämä reaktiot tuottavat vähemmän energiaa kuin tähti lähettää. Kompressio jatkuu, mutta lämpöydinreaktioiden osuus energian vapautumisesta kasvaa, ydin jatkaa lämpenemistä, ja kun lämpötila saavuttaa 3–4 miljoonaa K , vedyn muuttuminen heliumiksi alkaa pp-syklissä [16] .

Jossain vaiheessa, jos tähden massa on suurempi kuin 0,07-0,08 M ​​⊙ , lämpöydinreaktioista johtuvaa energian vapautumista verrataan tähden kirkkauteen ja puristus lakkaa - tätä hetkeä pidetään tähden loppumishetkenä. tähden muodostuminen ja sen siirtyminen pääsarjaan . Jos tähdellä on tätä arvoa pienempi massa, siinä voi myös tapahtua lämpöydinreaktioita jonkin aikaa, mutta tähden ytimessä oleva aine rappeutuu ennen kuin puristus loppuu, joten lämpöydinreaktioista ei koskaan tule ainoaa energianlähdettä, ja puristus ei lopu. Tällaisia ​​esineitä kutsutaan ruskeiksi kääpiöiksi [15] [29] [30] .

Opiskeluhistoria

Hypoteesin, jonka mukaan tähdet muodostuvat tähtienvälisen kaasun tiivistymisestä, esitti Isaac Newton , vaikka hän antoikin vain kvalitatiivisen kuvauksen prosessista. Vasta vuonna 1902 James Jeans julkaisi laskelmansa ja päätelmänsä, että riittävällä massalla kaasupilvi voisi alkaa romahtaa aaltojen ohittaessa [31] .

Victor Ambartsumyan otti ensimmäisen kerran käyttöön termin "protostar" vuonna 1953: hänen hypoteesissaan prototähtiä kutsuttiin hypoteettisiksi esitähtikappaleiksi, jotka myöhemmin hajoavat tähdiksi [32] [33] . Lähellä modernia prototähtien käsitettä ilmestyi Chushiro Hayashin ansiosta , joka mallinsi prototähtiä ja julkaisi vuonna 1966 artikkelin, joka kuvasi näitä esineitä yksityiskohtaisesti [34] . Jatkossa pääideat pysyivät käytännössä ennallaan, mutta teoriaa jalostettiin: esimerkiksi Richard Larson jalosti joitain prototähtien parametrien arvoja niiden evoluution aikana [17] [35] .

Samanaikaisesti evoluution alkuvaiheessa olevia prototähtiä havaittiin vasta 1980-luvun lopulla - suurin vaikeus oli, että prototähdet itse olivat alun perin piilossa tiheän kaasu- ja pölykuoren takana. Lisäksi kuori itse säteilee pääasiassa infrapuna-alueella , joka absorboituu voimakkaasti Maan ilmakehään , mikä vaikeuttaa edelleen havainnointia maan pinnalta [36] . Pitkään evoluution alkuvaiheessa tärkein tietolähde tähdistä oli T Tauri -tähdet , jotka tunnistettiin erilliseksi tähtityypiksi jo vuonna 1945 [17] [37] . Avaruus-infrapunateleskoopit, kuten Spitzer ja Herschel , ovat myös antaneet merkittävän panoksen prototähtien tutkimukseen : esimerkiksi pelkästään Orion Cloudissa tunnetaan ainakin 200 prototähteä [38] [39] .

Muistiinpanot

  1. ↑ Richard W. Pogge. Luento 14 : Tähtien muodostuminen  . Tähtitiede . Ohion osavaltion yliopisto . Haettu 11. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 12. heinäkuuta 2010.
  2. ↑ Takashi Hosokawa, Kazuyuki Omukai. Massiivisten prototähtien evoluutio korkealla kertymisnopeudella  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2009. - 19. tammikuuta ( nide 691 , painos 1 ). - s. 823-846 . — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357 . - doi : 10.1088/0004-637x/691/1/823 . Arkistoitu alkuperäisestä 2. heinäkuuta 2021.
  3. ↑ 1 2 3 4 Neal J., II Evans, Michael M. Dunham, Jes K. Jørgensen, Melissa L. Enoch, Bruno Merín. Spitzer c2d Legacy -tulokset: Tähtien muodostumisnopeudet ja tehot; Evoluutio ja elinajat  // Astrophysical  Journal Supplement Series . - Bristol: IOP Publishing , 2009. - 1. huhtikuuta ( nide 181 ). — s. 321–350 . - doi : 10.1088/0067-0049/181/2/321 . Arkistoitu alkuperäisestä 5. heinäkuuta 2014.
  4. ↑ 1 2 3 Christopher F. McKee, Eve C. Ostriker. Theory of Star Formation  (englanniksi)  // Annual Review of Astronomy and Astrophysics . - San Francisco: Annual Reviews , 2007. - 1. syyskuuta ( osa 45 ). — s. 565–687 . — ISSN 0066-4146 . - doi : 10.1146/annurev.astro.45.051806.110602 . Arkistoitu alkuperäisestä 13. heinäkuuta 2019.
  5. ↑ 1 2 3 Prototähtien varhaiset vaiheet: tähtien muodostuminen ja protoplanetaariset  levyt . Kansainvälinen Max Planckin aurinkokuntatieteen tutkimuskoulu . Göttingenin yliopisto . Haettu 6. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 17. huhtikuuta 2021.
  6. ↑ 1 2 Philip Armitage. Protositähdet ja pääsarjaa edeltävät  tähdet . Jila . Coloradon yliopisto . Haettu 6. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 11. lokakuuta 2020.
  7. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Richard B. Larson. Tähtien muodostumisen fysiikka  (eng.)  // Raportteja fysiikan edistymisestä . - Bristol: IOP Publishing , 2003. - Syyskuu ( osa 66 , painos 10 ). - s. 1651-1697 . — ISSN 0034-4885 . - doi : 10.1088/0034-4885/66/10/R03 . Arkistoitu alkuperäisestä 7. huhtikuuta 2021.
  8. ↑ DSL huimaa. Fyysisten läheisten galaksiparien tunnistaminen  //  The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2007. - 1. heinäkuuta ( nide 134 ). — s. 71–76 . — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086/518240 .
  9. ↑ David Darling. T Tauri tähti . Tieteen Internet Encyclopedia . Haettu 6. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 27. tammikuuta 2021.
  10. ↑ David Darling. F.U. Orionis tähti . Tieteen Internet Encyclopedia . Haettu 6. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 1. syyskuuta 2019.
  11. ↑ M. Vioque, R. D. Oudmaijer, M. Schreiner, I. Mendigutía, D. Baines. Uusien Herbig Ae/Be:n ja klassisten Be-tähtien luettelo - Koneoppimisen lähestymistapa Gaia DR2:een  // Astronomy & Astrophysics  . - Les Ulis: EDP Sciences , 2020. - 1. kesäkuuta ( nide 638 ). -P.A21 . _ — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746 . - doi : 10.1051/0004-6361/202037731 . Arkistoitu alkuperäisestä 5.8.2020.
  12. ↑ David Darling. Herbig Ae/Be tähti . Tieteen Internet Encyclopedia . Haettu 6. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 14. lokakuuta 2020.
  13. ↑ Surdin, 2015 , s. 143.
  14. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 387.
  15. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Surdin V. G. , Lamzin S. A. Protostars. Missä, miten ja mistä tähdet muodostuvat . Pilvestä tähteen . Astronet (1992) . Haettu 11. heinäkuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 23. syyskuuta 2015.
  16. ↑ 12 Karttunen et al., 2007 , s. 244.
  17. ↑ 1 2 3 4 5 Surdin V. G. , Lamzin S. A. Protostars. Missä, miten ja mistä tähdet muodostuvat. . Mitä prototähdet ovat? . Astronet (1992) . Käyttöpäivä: 20. heinäkuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 6. maaliskuuta 2012.
  18. ↑ 1 2 Tähtien kehitys . Tähtitieteen ja avaruusgeodesian laitos . Tomskin valtionyliopisto . Haettu 4. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 13. heinäkuuta 2018.
  19. ↑ Tähti - Tähtien muodostuminen ja  evoluutio . Encyclopedia Britannica . Encyclopedia Britannica Inc. Haettu 8. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 1. tammikuuta 2018.
  20. ↑ David Darling. Herbig-Haron esine . Tieteen Internet Encyclopedia . Haettu 8. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 29. huhtikuuta 2021.
  21. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 356-358.
  22. ↑ RG Research: Young Stellar Objects . Harvard C.F.A. Harvard University Press . Haettu 29. tammikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 24. marraskuuta 2017.
  23. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 393-394.
  24. ↑ Karttunen ym., 2007 , s. 243.
  25. ↑ I.-Juliana Sackmann, Arnold I. Boothroyd, Kathleen E. Kraemer. Meidän aurinko. III. Nykyisyys ja tulevaisuus  // Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1993. - 1. marraskuuta ( osa 418 ). - S. 457 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/173407 . Arkistoitu alkuperäisestä 26. helmikuuta 2008.
  26. ↑ 12 Darling D. Henyey kappale . Tieteen Internet Encyclopedia . Käyttöönottopäivä: 11.7.2020.
  27. ↑ 12 Henyey -raita . Oxfordin viite . Oxford University Press . Haettu 11. heinäkuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 15. heinäkuuta 2021.
  28. ↑ Henyey LG ; Lelevier R.; Levée RD Tähtien evoluution varhaiset vaiheet  (englanniksi)  // Raportti. - San Francisco: The Astronomical Society of the Pacific , 1955. Arkistoitu alkuperäisestä 8. lokakuuta 2020.
  29. ↑ Burrows A.; Hubbard WB; Saumon D.; Lunine JI Laajennettu joukko ruskeita kääpiöitä ja erittäin pienimassaisia ​​tähtimalleja  //  The Astrophysical Journal  : academic journal. - Bristol: IOP Publishing , 1993. - Voi. 406 , no. 1 . - s. 158-171 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/172427 . - .  — Ks. s. 160.
  30. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 398.
  31. ↑ Surdin, 2015 , s. 140.
  32. ↑ Viktor  Ambartsumian . www.aras.am _ Jerevan: Armenian Astronomical Society. Haettu 5. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 11. huhtikuuta 2021.
  33. ↑ Nasimovich Yu. A. Tähdet . Kuinka tähdet syntyvät . Astronetti . Haettu 5. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 17. joulukuuta 2011.
  34. ↑ Chushiro Hayashi. Protostähtien evoluutio  (englanniksi)  // Annual Review of Astronomy and Astrophysics . - Pato Alto: Annual Reviews , 1966. - Voi. 4 . - s. 171 . - doi : 10.1146/annurev.aa.04.090166.001131 .
  35. ↑ Richard B. Larson. Numeeriset laskelmat romahtavan prototähden dynamiikasta  // Kuukausitiedotteet Royal Astronomical Societysta  . - N. Y .: Wiley-Blackwell , 1969. - 1. elokuuta ( nide 145 , painos 3 ). — s. 271–295 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/145.3.271 . Arkistoitu alkuperäisestä 10.9.2020.
  36. ↑ Tähdet  . _ NASA Spitzer-avaruusteleskooppi . Haettu 7. marraskuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 13. marraskuuta 2020.
  37. ↑ Surdin V. G. , Lamzin S. A. Protosstars. Missä, miten ja mistä tähdet muodostuvat . T Tauri-tyyppiset tähdet . Astronet (1992) . Haettu 6. marraskuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 23. syyskuuta 2015.
  38. ↑ Herschel Orion Protostars Survey SED sopii luettelon määritelmiin . irsa.ipac.caltech.edu . Haettu 7. marraskuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 14. huhtikuuta 2021.
  39. ↑ MM Dunham, AM Stutz, LE Allen, NJ, II Evans, WJ Fischer. Protostähtien kehitys: Näkemyksiä Spitzerin ja Herschelin kymmenen vuoden infrapunatutkimuksista // Protostähdet ja planeetat VI  . - Tucson; Huston: The University of Arizona Press ; Lunar and Planetary Institute , 2014. - P. 195-218. — 945 s. - ISBN 978-0-8165-3124-0 . - doi : 10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch009 .

Kirjallisuus

  Siirry Wikidata-kohteeseen  Sanakirjat ja tietosanakirjat
Bibliografisissa luetteloissa