Tähtien muodostuminen

Tähtien muodostuminen  ( tähtien muodostuminen ) on tähtien evoluution alkuvaihe , jossa tähtienvälinen pilvi muuttuu tähdeksi . Tässä prosessissa pilvi supistuu ja sirpaloituu, muuttuu läpinäkymättömäksi omalle säteilylleen ja siitä tulee prototähti . Tässä vaiheessa pilven ulompien osien aine kerääntyy prototähdelle , ja kun kasautuminen on suoritettu, siitä tulee ennen pääsarjaa oleva tähti , joka säteilee omasta puristumisestaan ​​johtuen. Vähitellen tähden ytimessä alkavat lämpöydinreaktiot , jonka jälkeen muodostuminen on valmis ja tähti siirtyy pääsekvenssiin .

Käsittele

Termi "tähtien muodostuminen" tai "tähtien muodostuminen" viittaa yksittäisen tähden muodostumisprosessiin, kun taas " tähtien muodostuminen " tarkoittaa yleensä laajamittaista tähtien muodostumisprosessia galaksissa [1] . Molempia näitä prosesseja kutsutaan kuitenkin joskus tähtien muodostukseksi [2] .

Molecular Cloud Compression

Galaksien tähtienvälinen väliaine koostuu pääasiassa vedystä ja heliumista , näiden alkuaineiden atomien lukumäärän mukaan, vastaavasti 90% ja 10%. Lisäksi noin prosentti sen massasta on tähtienvälistä pölyä . Useimmilla alueilla lämpötila on 100-106 K ja hiukkaspitoisuus  10-3-10 cm - 3 . Tähtienvälisessä väliaineessa on jättimäisiä molekyylipilviä , joiden massa on 10 5—10 6 M⊙ , lämpötila 10 - 100 K ja pitoisuus 10 - 100 cm -3 , joista tulee tähtien muodostumisen alueita [3] [4] .

Gravitaation epävakauden kehittyessä pilvi voi alkaa kutistua. Epävakautta voivat aiheuttaa erilaiset tekijät, kuten kahden pilven törmäys, pilven kulkeminen spiraaligalaksin tiheän haaran läpi tai riittävän lähellä oleva supernovaräjähdys , jonka shokkiaalto voi törmätä molekyylipilvi. Lisäksi galaksien törmäysten aikana kaasupilvien törmäyksiä alkaa esiintyä useammin, mikä selittää tähtien muodostumisnopeuden lisääntymisen [5] .

Viriaalisen lauseen mukaan pilvi on stabiili, kun kaksinkertaisen liike-energian ja potentiaalienergian summa on nolla. Jos tämä summa on pienempi kuin nolla, tapahtuu gravitaatioepävakautta. Säteisen pilven vakiotiheydellä potentiaalinen energiamoduuli (se itse on negatiivinen) kasvaa suhteellisesti ja kaikkien molekyylien liike-energian arvojen summa kasvaa suhteessa . Siksi riittävän suuri pilvi supistuu. Jos katsomme pilven pallomaiseksi ja pyörimättömäksi, niin pilven massalla , säteellä , sen kaasun moolimassalla ja lämpötilalla voidaan kirjoittaa ehto, jossa pilvi puristuu [6] [7] :

,

missä  on gravitaatiovakio ,  on universaali kaasuvakio . Jos ilmaisemme , missä  on pilven tiheys, saamme ehdon [7] :

.

Määrää kutsutaan farkkumassaksi. Molekyylipilvissä havaittavissa olosuhteissa se on 10 3 -10 5 M ⊙ . Pilven supistuessa sen täytyy paksuuntua ja lämmetä, mutta niin kauan kuin pilvi läpäisee säteilyä, kuumentunut kaasu ja pöly säteilevät energiaa ja siten jäähtyvät [6] [8] .

Tästä syystä puristus tapahtuu isotermisesti hyvällä tarkkuudella . Pilven tiheyden lisääntymisen vuoksi Jeans-massa pienenee puristuessaan ja pilvessä erottuvat pienemmän kokoiset ja massaiset osat, jotka alkavat puristua erikseen toisistaan. Tätä prosessia kutsutaan tähtienpurkauspilven pirstoutumiseksi, ja pirstoutumista voi tapahtua toistuvasti, kunnes pilvi muuttuu läpinäkymättömäksi omalle säteilylleen, mikä hidastaa merkittävästi jäähtymistä ja estää Jeansin massaa pienenemästä. Tämä selittää sen, että tähdet muodostuvat enimmäkseen ryhmissä. Kaukana kaikki pilven ainekset eivät lopulta muutu tähdiksi: keskimäärin jos yli 30% pilven massasta siirtyy tähdiksi, muodostuu gravitaatioon sitoutunut tähtijoukko , mutta useimmiten tähtien muodostumisen tehokkuus osoittautuu olla alempana ja muodostuu tähtiassosiaatioita [6] [9] [10] .

Lisäksi pirstoutumisilmiö selittää, miksi tähtien massat ovat paljon pienemmät kuin alkuperäisen pilven Jeans-massa. Pilven pienin massa, joka voi muodostua sirpaloitumisen seurauksena, on noin 10 −2 M⊙ . Kuitenkin, jos heliumia raskaampien alkuaineiden pitoisuus pilvimateriaalissa on hyvin alhainen, jäähdytys on paljon vähemmän tehokasta ja pilvi sirpaloituu paljon vähemmän. Uskotaan, että aivan ensimmäiset tähdet syntyivät tämän skenaarion mukaan alkunukleosynteesin aikana muodostuneesta aineesta : näiden tähtien massojen tulisi olla enimmäkseen vähintään 100 M ⊙ ja ne ovat olemassa hyvin lyhyen ajan [6] [9] [11] .

Pilvet, jotka ovat jo alkaneet romahtaa, havaitaan usein palloina - tummina sumuina  , joiden massa on luokkaa 100 M⊙ ja mitat parsekin luokkaa . Joskus ne sisältävät myös esineitä, jotka ovat lähempänä muodostumisen valmistumista: T Tauri-tähtiä ja Herbig-Haro-objekteja [12] .

Protostar stage

Pilven puristuminen tapahtuu epätasaisesti, ja jonkin aikaa puristuksen alkamisen jälkeen pilveen muodostuu hydrostaattisesti tasapainoinen ydin - yleensä uskotaan, että tästä hetkestä lähtien pilven ydin on prototähti [9] [13] . 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 . Samanaikaisesti optisella alueella emittoiva ydin on piilotettu ympäröivästä tilasta kuorella, jonka lämpötila on paljon alhaisempi ja joka säteilee vain infrapuna-alueella [9] [14] .

Ulkokerrosten kasautuminen jatkuu ja 15 km/s nopeudella ytimelle putoava aine muodostaa shokkiaallon . Pallomaisen kuoren aine putoaa ytimeen, ionisoituu ja kun suurin osa materiaalista putoaa prototähden päälle, se tulee havainnointiin [15] . Tähän hetkeen asti ulkokuoren puristuminen etenee dynaamisen aika-asteikon mukaan, eli sen kesto vastaa aineen vapaan pudotuksen kestoa , jota kaasunpaine ei estä [16] .

Riittävän suurimassaisilla prototähdillä kasvava säteilypaine ja tähtituuli puhaltavat pois osan vaippamateriaalista ja Herbig-Haro -objekti voi muodostua [10] [15] [17] . Lisäksi prototähdellä voi silti olla protoplanetaarinen levy , joka koostuu aineesta, joka ei ole kertynyt tähteen; se voi myöhemmin kehittyä planeettajärjestelmäksi [14] [18] . Planeettojen muodostumisprosessia havaitaan esimerkiksi tähdellä HL Taurus [19] .

Tähtivaiheesta pääsarjaan

Protostähdet, joiden kuoren lisääntyminen on jo loppunut, jaetaan joskus erilliseen tyyppiin: pre-main-sequence -tähdet . Englanninkielisessä kirjallisuudessa tällaisia ​​esineitä ei enää kutsuta prototähteiksi, mutta on olemassa termi "nuori tähtiobjekti" ( eng.  young stellar object ), joka yhdistää prototähdet ja tähdet pääsekvenssiin asti [14] [20] .

Prototähden sijainti tässä vaiheessa voidaan merkitä Hertzsprung-Russell-kaavioon : prototähti, jolla on alhainen lämpötila ja korkea valoisuus, on sen oikeassa yläosassa. Kunnes tähdessä alkavat lämpöydinreaktiot ja se vapauttaa energiaa painovoiman supistumisen seurauksena, se liikkuu hitaasti kohti pääsekvenssiä [14] [9] [15] .

Koska näitä kappaleita tukee oma paine, ne kutistuvat paljon hitaammin kuin edellisessä vaiheessa - termisellä aikaskaalalla eli ajanjaksolla, jonka aikana puolet potentiaalisesta gravitaatioenergiasta kuluu säteilyyn [16] . Massiivisimmilla tähdillä se kestää noin 10 5 vuotta ja vähiten 10 9 vuotta. Auringon osalta tämä vaihe kesti 30 miljoonaa vuotta [9] [21] [22] [23] .

Eri massaisten prototähtien välillä on laadullinen ero: prototähdillä, joiden massa on alle 3 M ⊙ , on konvektiivinen vyöhyke , joka ulottuu koko syvyyteen, kun taas massaltaan suuremmilla ei. Tämä ero johtaa eroihin tähtien evoluution myöhemmissä vaiheissa [9] [24] .

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 [9] [25] [26] .

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 [25] [26] [27] .

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 lisääntyminen lakkaa [28] . Alkuvaiheessa kyseessä on litiumin ja berylliumin muuntaminen heliumiksi , ja nämä reaktiot tuottavat vähemmän energiaa kuin tähti lähettää. Puristuminen jatkuu, mutta lämpöydinreaktioiden osuus energian vapautumisesta kasvaa, ydin jatkaa lämpenemistä, ja kun lämpötila saavuttaa 3–4 miljoonaa K , alkaa vedyn muuttuminen heliumiksi pp-syklissä [13] .

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 [9] [29] [30] .

Opiskeluhistoria

Ensimmäiset tieteellisesti perustellut ideat tähtien muodostumisesta muotoili vuonna 1644 Rene Descartes , joka uskoi, että tähdet ja planeetat muodostuvat tähtienvälisen väliaineen pyörreliikkeen aikana [2] [31] .

Vuonna 1692 Isaac Newton ehdotti, että painovoiman vaikutuksesta aine voisi tiivistyä ja muodostaa tähtiä. Vaikka tällaiset hypoteesit syntyivät ennen Newtonia, nämä ideat saivat fyysisen perustelun vasta yleisen gravitaatiolain löytämisen myötä. Samaan aikaan avautuivat hajasumut , jotka näyttivät paksuntavan tähtien esiasteita. Näiden näkökohtien perusteella syntyi Kant-Laplace-Schmidtin hypoteesin yksityiskohtainen muotoilu, jonka mukaan tähtien ja planeettajärjestelmien muodostumisen päämekanismi on pyörivien pilvien puristuminen [2] [32] .

Seuraavien kahden vuosisadan aikana havainnointitietoa erilaisista sumuista kertyi vähitellen, minkä tutkijat yrittivät yhdistää yhdeksi teoriaksi. Joten esimerkiksi William Herschel , joka löysi yli 2,5 tuhatta sumua 1700-luvun lopulla - 1800-luvun alussa, oletti, että tähtiä muodostui niissä eri vaiheissa, ja jakoi ne evolutionaariseen sekvenssiin. Kuitenkin tässä sekvenssissä Herschel yhdisti myös kohteita, jotka eivät liity tähtien muodostumiseen, erityisesti galaksit ja planeetasumut . Toisaalta tummia sumuja , jotka itse asiassa liittyvät tähtien muodostumiseen, Herschel ei sisällyttänyt sarjaansa. 1800-luvulla valokuvauksen ja spektroskopian keksintö lisäsi tiedon kertymistä , mikä mahdollisti sumujen kemiallisen koostumuksen tutkimisen [32] .

Seuraavan tärkeän askeleen tähtienmuodostusteorian kehityksessä James Jeans otti vuonna 1902. Teoreettisessa työssään "Pyöräsumun vakaus" hän tutki painovoiman epävakautta ja laski pilven massan, jossa sen pitäisi alkaa supistua [33] .

Samaan aikaan tähtienvälisissä pilvissä muodostumisen aikana tapahtuvia prosesseja ei ole vielä tutkittu riittävän hyvin. Lähellä modernia prototähtien käsitettä ilmestyi Chushiro Hayashin ansiosta , joka mallinsi prototähtiä ja julkaisi vuonna 1966 artikkelin, joka kuvasi näitä esineitä yksityiskohtaisesti [34] . Tulevaisuudessa pääideat eivät käytännössä muuttuneet, mutta teoriaa jalostettiin: esimerkiksi Richard Larson tarkensi merkittävästi joitain prototähtien parametrien arvoja niiden evoluution aikana [35] [36] .

Muodostumisen alkuvaiheessa olevia tähtiä havaittiin vasta 1980-luvun lopulla - suurin vaikeus oli, että prototähdet 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 [37] . Pitkään evoluution alkuvaiheessa tärkein tietolähde tähdistä oli T Tauri -tyypin tähdet , jotka tunnistettiin erilliseksi tähtityypiksi jo vuonna 1945 [15] [38] . Avaruudessa sijaitsevat infrapunateleskoopit, kuten Spitzer ja Herschel , antoivat myös merkittävän panoksen prototähtien tutkimukseen : esimerkiksi pelkästään Orion Cloudissa tunnetaan ainakin 200 prototähteä [39] [40] .

1990-luvun puoliväliin asti suurimassaisten molekyylipilvien ongelma, joissa ei ole merkkejä tähtien muodostumisesta, oli ajankohtainen. Klassinen selitys tälle oli jäätynyt magneettikenttä , joka esti romahduksen pitkään. Myöhemmin kävi ilmi, että lähes kaikissa massiivisissa pilvissä on merkkejä tähtien muodostumisesta, mutta ilmeni toinen ongelma, jossain mielessä päinvastainen: tähtien muodostumisprosesseja havaitaan jopa pilvissä, joissa suurin osa vedystä on atomimuodossa. Se voidaan selittää oletuksella, että molekyylipilviä ei ole olemassa pitkään, vaan ne muodostuvat lyhyessä ajassa ainevirtojen törmäysten seurauksena, jolloin niihin muodostuu nopeasti tähtiä [41] .

Muistiinpanot

  1. ↑ Zasov, Postnov, 2011 , s. 153-158, 404-405.
  2. ↑ 1 2 3 B. M. Shustov. Tähtien muodostuminen . Suuri venäläinen tietosanakirja . Haettu 4. helmikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 15. kesäkuuta 2022.
  3. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 386-387.
  4. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , s. 106.
  5. ↑ Osa X, Tähtien evoluutio  . luentoja . New Hampshiren yliopiston kokeellinen avaruusplasmaryhmä. Haettu 4. helmikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 19. elokuuta 2019.
  6. ↑ 1 2 3 4 Kononovich, Moroz, 2004 , s. 387.
  7. ↑ 1 2 Salaris, Cassisi, 2005 , s. 107.
  8. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , s. 107-108.
  9. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Surdin V. G. , Lamzin S. A. Protostars. Missä, miten ja mistä tähdet muodostuvat . Pilvestä tähteen . Astronet (1992) . Haettu 4. helmikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 23. syyskuuta 2015.
  10. ↑ 1 2 Tähti - Tähtien muodostuminen ja  kehitys . Encyclopedia Britannica . Encyclopedia Britannica Inc. Haettu 4. helmikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 6. toukokuuta 2021.
  11. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , s. 107-110.
  12. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 390-391.
  13. ↑ 12 Karttunen et al., 2007 , s. 244.
  14. ↑ 1 2 3 4 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.
  15. ↑ 1 2 3 4 Surdin V. G. , Lamzin S. A. Protostars. Missä, miten ja mistä tähdet muodostuvat. . Mitä prototähdet ovat? . Astronet (1992) . Haettu 18. helmikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 6. maaliskuuta 2012.
  16. ↑ 1 2 Tähtien kehitys . Tähtitieteen ja avaruusgeodesian laitos . Tomskin valtionyliopisto . Haettu 5. helmikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 13. heinäkuuta 2018.
  17. ↑ David Darling. Herbig- Haron esine  . Tieteen Internet Encyclopedia . Haettu 4. helmikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 29. huhtikuuta 2021.
  18. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 356-358.
  19. ↑ [email protected] . ALMAssa otettu sensaatiomainen kuva näyttää yksityiskohtia planeetan syntymäprosessista . Euroopan eteläinen observatorio . Haettu 26. helmikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 5. maaliskuuta 2021.
  20. ↑ RG Research: Young Stellar Objects . www.cfa.harvard.edu . Haettu 29. tammikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 24. marraskuuta 2017.
  21. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 393-394.
  22. ↑ Karttunen ym., 2007 , s. 243.
  23. ↑ 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.
  24. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 399.
  25. ↑ 1 2 Darling D. Henyey -raita (downlink) . Tieteen Internet Encyclopedia . Haettu 4. helmikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 29. tammikuuta 2010. 
  26. ↑ 12 Henyey -raita . Oxfordin viite . Oxford University Press . Haettu 4. helmikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 15. heinäkuuta 2021.
  27. ↑ Henyey LG ; Lelevier R.; Levee RD Tähtien evoluution varhaiset vaiheet   // Luennot . - San Francisco: The Astronomical Society of the Pacific , 1955. Arkistoitu alkuperäisestä 8. lokakuuta 2020.
  28. ↑ Christopher F. McKee, Eve C. Ostriker. Theory of Star Formation  (englanniksi)  // Annual Review of Astronomy and Astrophysics . - Palo Alto: Vuosikatsaukset , 2007. - 1. syyskuuta ( nide 45 ). - s. 565-687 . - doi : 10.1146/annurev.astro.45.051806.110602 . Arkistoitu alkuperäisestä 13. heinäkuuta 2019.
  29. ↑ A. Burrows, W. B. Hubbard, D. Saumon, J. I. Lunine. Laajennettu joukko ruskeita kääpiöitä ja erittäin pienimassaisia ​​tähtimalleja  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1993. - 1. maaliskuuta ( nide 406 ). - s. 158-171 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/172427 . Arkistoitu alkuperäisestä 7. lokakuuta 2019.
  30. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 398.
  31. ↑ Surdin V. G. , Lamzin S. A. Protosstars. Missä, miten ja mistä tähdet muodostuvat . Kiinnostuksen herättäminen tähtiä kohtaan . Astronetti . Haettu 5. helmikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 1. joulukuuta 2020.
  32. ↑ 1 2 Surdin V. G. , Lamzin S. A. Protostars. Missä, miten ja mistä tähdet muodostuvat . Newtonista farkkuihin . Astronetti . Haettu 5. helmikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 1. joulukuuta 2020.
  33. ↑ Surdin V. G. , Lamzin S. A. Protosstars. Missä, miten ja mistä tähdet muodostuvat . Farkuista nykypäivään . Astronetti . Haettu 5. helmikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 28. marraskuuta 2020.
  34. ↑ Chushiro Hayashi. Protostähtien evoluutio  (englanniksi)  // Annual Review of Astronomy and Astrophysics . - Paolo Alto: Annual Reviews , 1966. - Voi. 4 . - s. 171 . - doi : 10.1146/annurev.aa.04.090166.001131 .
  35. ↑ Surdin V. G. , Lamzin S. A. Protosstars. Missä, miten ja mistä tähdet muodostuvat. . Mitä prototähdet ovat? . Astronet (1992) . Haettu 5. helmikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 6. maaliskuuta 2012.
  36. ↑ 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.
  37. ↑ Tähdet  . _ NASA Spitzer-avaruusteleskooppi . NASA . Haettu 18. helmikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 13. marraskuuta 2020.
  38. ↑ Surdin V. G. , Lamzin S. A. Protosstars. Missä, miten ja mistä tähdet muodostuvat . T Tauri-tyyppiset tähdet . Astronet (1992) . Haettu 18. helmikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 23. syyskuuta 2015.
  39. ↑ Herschel Orion Protostars Survey SED sopii luettelon määritelmiin . irsa.ipac.caltech.edu . Haettu 18. helmikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 14. huhtikuuta 2021.
  40. ↑ 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 .
  41. ↑ Tähtien syntymä: vedystä tähtiyhdistyksiin . PostScience . Haettu 18. helmikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 22. tammikuuta 2021.

Kirjallisuus

  Siirry Wikidata-kohteeseen  Bibliografisissa luetteloissa