Перейти до вмісту

Зореутворення

Добра стаття
Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Народження нових зір у туманності Орла. Це зображення отримане телескопом Хаббла в результаті комбінації 32 різних зображень із 4-х окремих камер, що реєстрували зображення в різних діапазонах довжин хвиль. На цьому зображенні зелений колір відповідає водню, червоний — іонам сірки SII (S+), а блакитний — двічі іонізованим атомам кисню OIII (O+2).

Зореутво́рення[1] — процес утворення зір із газопилових хмар. Спочатку хмара стискається й фрагментується, стає непрозорою для власного випромінювання та переходить на стадію протозорі. На протозорю падає речовина із зовнішніх частин хмари, а після завершення цього процесу об'єкт стає зорею до головної послідовності, що випромінює світло завдяки власному стисканню. Поступово в ядрі зорі починаються термоядерні реакції, після чого формування зорі завершується, і зоря переходить на головну послідовність.

Зореутворення відбувається в гігантських молекулярних хмарах, густина речовини в яких вища, ніж у решті міжзоряного середовища. За достатньо великої маси в таких хмарах може розвинутися гравітаційна нестійкість, і вони можуть почати стискатися та фрагментуватися, що зрештою призводить до зореутворення. У кожен момент лише мала частина міжзоряного газу бере участь у зореутворенні, і майже завжди воно відбувається в дисках галактик, у регіонах зореутворення розмірами від десятків до кількох сотень парсеків. Зореутворення в кожному такому регіоні триває не більше десятків мільйонів років, після чого більша частина газу залишає зоряний комплекс, найяскравіші зорі завершують свою еволюцію, нестійкі зоряні системи розпадаються, а зорі комплексу розподіляються серед інших зір.

Темп зореутворення в нашій Галактиці становить близько 2 M☉/рік, в інших спіральних галактиках — величини того ж порядку, а в еліптичних і лінзоподібних — значно менше. Історія зореутворення визначає структуру галактики та її світність, колір і спектральні характеристики, а також хімічний склад її зір і газу.

Історія вивчення

[ред. | ред. код]
Регіон зореутворення N11B[en] у Великій Магеллановій Хмарі

Перші науково обґрунтовані ідеї про формування зір сформулював 1644 року Рене Декарт, який вважав, що зорі й планети утворюються під час вихрового руху міжзоряного середовища[2][3].

1692 року Ісаак Ньютон припустив, що під дією гравітації речовина може згущуватися й утворювати зорі. Хоча подібні гіпотези виникали й до Ньютона, лише після відкриття закону всесвітнього тяжіння ці ідеї отримали фізичне обґрунтування. У той самий час астрономи відкривали дифузні туманності, які вважали згущеннями дозоряної речовини. На основі цих уявлень виникла гіпотеза Канта — Лапласа, згідно з якою основним механізмом формування зір і планетних систем є стискання обертових хмар[2][4].

Протягом наступних двох століть поступово накопичували спостережні дані про різні туманності, які намагалися узагальнити в єдиній теорії. Так, наприклад, Вільям Гершель, який наприкінці XVIII — на початку XIX століття відкрив понад 2,5 тисячі туманностей, вважав, що в них відбувається формування зір на різних стадіях, і розташував їх в еволюційну послідовність. Однак до цієї послідовності він включив і об'єкти, не пов'язані з утворенням зір, зокрема галактики та планетарні туманності. Водночас темні туманності, які насправді належать до процесу формування зір, Гершель до своєї послідовності не включив. У XIX столітті подальшому накопиченню даних сприяло винайдення фотографії та спектроскопії, що дало змогу досліджувати хімічний склад туманностей[4].

Наступний важливий крок у розвитку теорії формування зір зробив 1902 року Джеймс Джинс. У своїй теоретичній праці «Стійкість сферичної туманності» він дослідив гравітаційні нестійкості й обчислив масу хмари, за якої вона має почати стискатися[5].

Водночас процеси, що відбуваються в міжзоряних хмарах під час формування, ще не були достатньо вивчені. Уявлення, близьке до сучасного, про протозорі сформував Тюсиро Хаяші, який моделював протозорі й 1966 року опублікував статтю з детальним описом цих об'єктів[6]. Надалі основні ідеї майже не змінювалися, однак теорію уточнювали: зокрема, Річард Ларсон істотно конкретизував деякі параметри протозір під час їхньої еволюції[7][8].

Зорі на ранніх стадіях формування не вдавалося спостерігати до кінця 1980-х років — головна складність полягала в тому, що протозорі спочатку приховані щільною газопиловою оболонкою. Крім того, сама оболонка випромінює переважно в інфрачервоному діапазоні, який зазнає сильного поглинання в земній атмосфері, що додатково ускладнює спостереження з поверхні Землі[9]. Основним джерелом відомостей про зорі на початковій стадії еволюції тривалий час були зорі типу T Тельця, які виокремили в окремий тип ще 1945 року[7][10]. Значний внесок у дослідження протозір зробили також космічні інфрачервоні телескопи, такі як Спітцер і Гершель: наприклад, лише в Туманності Оріона нині відомо щонайменше 200 протозір[11][12].

До середини 1990-х років актуальною залишалася проблема масивних молекулярних хмар, у яких не спостерігали жодних ознак зореутворення. Класичним поясненням цього було вморожене магнітне поле, здатне тривалий час перешкоджати колапсу. Згодом з'ясувалося, що практично в усіх масивних хмарах є ознаки формування зір, однак виникла інша проблема, певною мірою протилежна: процеси зореутворення спостерігають навіть у хмарах, де більша частина водню перебуває в атомарному стані. Це можна пояснити, якщо припустити, що молекулярні хмари не існують тривалий час, а швидко утворюються під час зіткнень потоків речовини, де в них швидко формуються зорі[13].

Основні процеси під час формування окремої зорі

[ред. | ред. код]

Стискання молекулярної хмари

[ред. | ред. код]
Докладніше: Молекулярна хмара
Глобули в IC 2944

Міжзоряне середовище в галактиках складається переважно з водню і гелію: за кількістю атомів ці елементи становлять відповідно близько 90 % і 10 %. Крім того, приблизно один відсоток маси припадає на міжзоряний пил. У більшості регіонів температура становить від 100 до 106 K, а концентрація частинок — від 10−3 до 10 см−3. Втім у міжзоряному середовищі трапляються й гігантські молекулярні хмари з масою 105—106 M☉, температурою від 10 до 100 K і концентрацією 10—100 см−3; саме вони стають регіонами зореутворення[14][15].

У результаті розвитку гравітаційної нестійкості хмара може почати стискатися. Нестійкість можуть спричинити різні чинники, наприклад зіткнення двох хмар, проходження хмари через щільний рукав спіральної галактики або вибух наднової зорі на достатньо малій відстані, ударна хвиля від якого стикається з молекулярною хмарою. Крім того, під час зіткнень галактик частішають зіткнення газових хмар, що пояснює зростання темпу зореутворення[16]. Стиснення хмари може початися, коли її маса перевищує масу Джинса[17], яка для молекулярних хмар становить 103—105 M☉. У процесі стискання хмара ущільнюється й нагрівається, але поки вона прозора для випромінювання, нагрітий газ і пил випромінюють енергію й тим самим охолоджуються[18][19].

Стадії еволюції протозір і зір до головної послідовності

З цієї причини стискання з високою точністю відбувається ізотермічно. Через зростання густини хмари маса Джинса під час стискання зменшується, і в ній виділяються менші за розмірами й масою частини, які стискаються незалежно одна від одної. Цей процес називають фрагментацією хмари зореутворення; він може повторюватися багаторазово, доки хмара не стане непрозорою для власного випромінювання, що істотно сповільнює охолодження й зупиняє зменшення маси Джинса. Це пояснює, чому зорі зазвичай формуються групами. Не вся речовина хмари зрештою переходить у зорі: у середньому, якщо на зорі перетворюється понад 30 % маси хмари, утворюється гравітаційно зв'язане зоряне скупчення, однак частіше ефективність зореутворення менша і виникають гравітаційно незв'язані зоряні асоціації, які швидко розпадаються[18][20][21].

Крім того, фрагментація пояснює, чому маси зір значно менші за масу Джинса для початкової хмари. Мінімальна маса хмари, що може утворитися внаслідок фрагментації, становить близько 10−2 M☉. Однак якщо в речовині хмари дуже мало елементів, важчих за гелій, охолодження відбувається значно менш ефективно, і хмара фрагментується слабше. Вважають, що саме за таким сценарієм формувалися найперші зорі з речовини, що виникла під час первинного нуклеосинтезу: ці зорі мали переважно маси не менше 100 M☉ й існували дуже короткий час[18][20][22].

Хмари, що вже почали стискатися, часто спостерігають як глобули — темні туманності з масами порядку 100 M☉ і розмірами порядку парсека. Іноді в них є й об'єкти, ближчі до завершення формування: зорі типу T Тельця й об'єкти Гербіга — Аро[23].

Стадія протозорі

[ред. | ред. код]
Докладніше: Протозоря
Структура протозорі: 1 — речовина у вільному падінні; 2 — фотосфера, що випромінює в інфрачервоному діапазоні; 3 — непрозора газопилова оболонка; 4 — фронт ударної хвилі; 5 — гідростатично рівноважне ядро

Стискання хмари відбувається нерівномірно, і через певний час після його початку в ній формується гідростатично рівноважне ядро — зазвичай вважають, що від цього моменту ядро хмари є протозорею[20][24]. Майже незалежно від маси хмари маса ядра становить близько 0,01 M☉, радіус — кілька астрономічних одиниць, а температура в центрі — близько 200 K. Акреція зовнішніх шарів хмари на ядро збільшує його масу й температуру, однак за температури близько 2000 K її зростання припиняється, оскільки енергія витрачається на дисоціацію молекул водню. У певний момент рівновага порушується, і ядро починає стискатися. Наступний стан рівноваги досягається для меншого, вже іонізованого ядра з масою 0,001 M☉, радіусом близько 1 R☉ і температурою 2 × 104 K. При цьому ядро, яке випромінює в оптичному діапазоні, приховане від навколишнього простору оболонкою з набагато нижчою температурою, що випромінює лише в інфрачервоному діапазоні[20][25].

HL Тельця та її протопланетний диск

Акреція зовнішніх шарів триває, а речовина, що падає на ядро зі швидкістю близько 15 км/с, утворює ударну хвилю. Речовина сферичної оболонки падає на ядро, іонізується, і коли більша її частина потрапляє на протозорю, вона стає доступною для спостережень[7]. До цього моменту стискання зовнішньої оболонки відбувається за динамічною часовою шкалою, тобто його тривалість відповідає часу вільного падіння речовини, якому не протидіє тиск газу[26].

У достатньо масивних протозір зростаючий тиск випромінювання і зоряний вітер здувають частину речовини оболонки; при цьому можуть утворюватися об'єкти Гербіга — Аро[21][7][27]. Крім того, у протозорі може зберігатися протопланетний диск із речовини, що не акретувала на зорю; згодом він може еволюціонувати в планетну систему[25][28]. Процес формування планет спостерігають, наприклад, у зорі HL Тельця[29].

Стадія зорі до головної послідовності

[ред. | ред. код]
Еволюційні треки протозір різної маси в період їх повільного стиснення (синій колір) та їх ізохрони (позначені різними кольорами)

Протозорі, у яких уже завершилася акреція оболонок, часто виділяють в окремий тип — зорі до головної послідовності. Їх вже не вважають протозорями, проте існує термін молодий зоряний об'єкт, що об'єднує протозорі та зорі до головної послідовності[25][30]. Положення протозорі на цьому етапі можна показати на діаграмі Герцшпрунга — Рассела: протозоря з низькою температурою й високою світністю розташована у її верхній правій частині. Поки в зорі не розпочалися термоядерні реакції й вона виділяє енергію завдяки гравітаційному стисненню, вона повільно рухається до головної послідовності[25][20][7].

Оскільки ці тіла підтримуються власним тиском, вони стискаються значно повільніше, ніж на попередній стадії, — за тепловою часовою шкалою, тобто за час, протягом якого випромінюється половина гравітаційної потенціальної енергії[26]. У наймасивніших зір ця стадія триває близько 105 років, а у найменш масивних — близько 109 років. Для Сонця вона тривала приблизно 30 мільйонів років[20][31][32][33].

Існує якісна відмінність між протозорями різної маси: протозорі з масою менше 3 M☉ мають конвективну зону, що простягається на всю глибину, тоді як у масивніших зір її немає. Ця різниця зумовлює відмінності на пізніших стадіях зоряної еволюції[20][31].

У 1961 році Тюсіро Хаяші показав, що якщо конвективна зона охоплює весь об'єм зорі, то під час повільного стиснення її температура майже не змінюється, а світність зменшується — це відповідає руху положення зорі вертикально вниз на діаграмі, і такий шлях називають треком Хаяші. Зорі з масами в діапазоні від 0.3-0.5 M☉ (за різними оцінками) до 3 M☉ під час стиснення втрачають конвективні шари і в певний момент сходять із треку Хаяші, тоді як зорі з масами меншими за 0.3-0.5 M☉ залишаються на ньому протягом усього часу стиснення[20][34][35].

Після сходження з треку Хаяші (для зір проміжної маси) або від початку повільного стиснення (для масивних зір) зоря перестає бути конвективною і під час стиснення починає нагріватися, тоді як її світність змінюється незначно. Це відповідає руху вліво на діаграмі, і цю ділянку шляху називають треком Хеньї[34][35][36].

У будь-якому разі в процесі стиснення температура в центрі зорі зростає, і в її ядрі починаються термоядерні реакції — у зір малої та середньої маси через певний час після початку стиснення, а у зір з масою понад 8 M☉ — ще до завершення акреції[37]. На ранніх етапах це перетворення літію та берилію на гелій, причому ці реакції дають менше енергії, ніж зоря випромінює. Стиснення триває, але внесок термоядерних реакцій у виділення енергії зростає, ядро нагрівається, і коли температура досягає 3-4 млн K, починається перетворення водню на гелій у протон-протонному ланцюжку[24].

У певний момент, якщо маса зорі перевищує 0,07—0,08 M☉, енерговиділення внаслідок термоядерних реакцій зрівнюється зі світністю зорі, і стиснення припиняється — цей момент вважають завершенням формування зорі та її переходом на головну послідовність. Якщо маса зорі менша, термоядерні реакції можуть деякий час відбуватися, однак речовина в ядрі стає виродженою раніше, ніж припиняється стиснення, тому ці реакції ніколи не стають єдиним джерелом енергії, і стиснення триває. Такі об'єкти називають коричневими карликами[20][38][31].

Глобальні прояви зореутворення

[ред. | ред. код]

Спостережні прояви

[ред. | ред. код]

Зореутворення є одним із наймасштабніших процесів у галактиці. Його перебіг і історія визначають структуру галактики та її світність, колір і спектральні характеристики, а також хімічний склад її зір і газу. Ознакою активного зореутворення в галактиці є наявність масивних зір із коротким часом життя, а також пов'язаних із ними об'єктів: зон H II, молодих зоряних скупчень і асоціацій, а також наднових типів Ib, Ic і II[39]. Наприклад, лінзоподібні та спіральні галактики багато в чому подібні, а відмінності між ними зумовлені активністю зореутворення. У перших зореутворення майже не відбувається, а в других — триває й зосереджується в спіральних рукавах, які вирізняються на тлі решти галактики великою кількістю молодих зір і пов'язаних із ними об'єктів[40][41].

Якщо галактика розташована достатньо далеко й такі об'єкти окремо не розрізняються, на зореутворення можуть вказувати непрямі ознаки[39]:

Регіони зореутворення

[ред. | ред. код]

У кожен момент лише невелика частка міжзоряного газу бере участь у зореутворенні, і воно майже завжди відбувається в дисках галактик, у регіонах зореутворення розмірами від десятків до кількох сотень парсеків. Газ у них розподілений і нагрітий нерівномірно; найщільніші ділянки швидше охолоджуються, стають гравітаційно зв'язаними, і саме там зароджуються зорі. У результаті зорі концентруються в невеликих скупченнях або асоціаціях, розкид за віком у яких становить кілька мільйонів років. Зоряну складову такої системи називають зоряним комплексом, а газову — газовим комплексом. Зореутворення в такому регіоні триває не більш як десятки мільйонів років, після чого більша частина газу залишає зоряний комплекс, найяскравіші зорі завершують свою еволюцію, нестійкі зоряні системи розпадаються, а зорі комплексу розсіюються серед інших зір. Формування газового комплексу й підготовка до утворення зір займає близько 108 років, і приблизно стільки ж — на розпад утвореного зоряного комплексу[42].

Процеси, що впливають на зореутворення

[ред. | ред. код]

Між зорями та газом існує зворотний зв'язок: новоутворені зорі впливають на газ, з якого вони виникли. Цей зв'язок може як стимулювати, так і пригнічувати зореутворення — у таких випадках говорять відповідно про позитивний і негативний зворотний зв'язок. Наприклад, молоді масивні зорі створюють потужний зоряний вітер, а деякі з них вибухають як наднові типу II через кілька мільйонів років після утворення. Під час вибуху наднової значна частина енергії передається міжзоряному середовищу, зокрема виникають ударні хвилі. Це різко стискає газ і прискорює зореутворення. З іншого боку, надто інтенсивне зореутворення сильно нагріває газ і викидає його з газового комплексу або навіть із галактики, що зупиняє подальше зореутворення. Якщо ж зорі перестають формуватися, газ отримує менше енергії, турбулентні рухи в ньому згасають і він стискається, що знову сприяє зореутворенню. Отже, зореутворення є саморегульованим процесом[42][43].

Окрім зворотного зв'язку, на зореутворення впливають і інші процеси та явища. Зокрема, обертання газових хмар і наявність у них магнітного поля утримують їх від колапсу, перешкоджаючи утворенню зір. Хвилі густини у спіральних галактиках спричиняють ущільнення газу та активізацію зореутворення в їхніх спіральних рукавах[43]. Зіткнення галактик, що містять достатню кількість газу, призводить до його стискання, унаслідок чого там виникає потужний, але короткочасний спалах зореутворення[44].

Темп зореутворення

[ред. | ред. код]
Галактики Антени у процесі злиття зазнають спалаху зореутворення

Темп зореутворення (SFR, від англ. star formation rate) — загальна маса зір, що утворюється в галактиці за одиницю часу. Так, у спіральних галактиках SFR зазвичай становить 1—10 M☉/рік, а в еліптичних і лінзоподібних — значно менше ніж 1 M☉/рік за дуже рідкісними винятками[45]. У нашій Галактиці SFR приблизно дорівнює 2 M☉/рік[46]. Якщо темп зореутворення в галактиці дуже високий, про неї кажуть, що в ній відбувається спалах зореутворення — у такому разі SFR може перевищувати нормальне значення у 1000 разів[47][48].

Різні оцінки темпу зореутворення для однієї й тієї самої галактики можуть відрізнятися у 2—3 рази, що передусім зумовлено особливостями використовуваних моделей еволюції зір і параметрами початкової функції мас при різних вимірюваннях. Інша причина полягає в тому, що неможливо оцінити темп зореутворення на теперішній момент, а лише усереднене значення за певний інтервал часу, який різниться для різних індикаторів зореутворення. Так, інтенсивність емісійних ліній і радіовипромінювання пов'язана з SFR за останні кілька мільйонів років, а ультрафіолетове випромінювання створюють масивні зорі, що живуть не довше ніж десятки мільйонів років. Інфрачервоне випромінювання може бути пов'язане і з менш масивними зорями, тому його потужність відображає темп зореутворення протягом останніх 108 років, а для «блакитних» показників кольору, наприклад B−V, цей інтервал збільшується до 109 років. Таким чином, використання різних індикаторів зореутворення дає змогу оцінити його історію протягом останнього мільярда років[45]. Крім того, індикатори зореутворення вказують лише на народження достатньо масивних зір, тоді як маломасивні зорі майже не проявляють себе під час народження. Отже, безпосередньо можна визначити, скільки утворюється масивних зір, а кількість і внесок маломасивних зір у SFR оцінюють лише за функцією розподілу зір за масами — початковою функцією мас[49].

Оскільки зорі утворюються з газу, то чим більше газу в галактиці, тим вищим має бути темп зореутворення. Кількісно цю залежність описує емпіричний закон Кенніката — Шмідта: поверхнева густина водню (сумарно в атомарній і молекулярній формах) пов'язана з темпом зореутворення в тому самому регіоні співвідношенням . Для об'ємної густини молекулярного водню подібна залежність має вигляд [50]. Ще одне співвідношення, яке використовують для оцінювання SFR, називають формулою Кенніката; воно пов'язує цю величину зі світністю галактики в лінії H-альфа, яку позначають . Залежність між цими величинами лінійна, і якщо SFR виражено в M☉/рік, а  — у ерг/с, то формула має вигляд [51].

Із темпом зореутворення пов'язана ще одна величина — ефективність зореутворення (SFE, від англ. star formation efficiency). Її визначають як , де  — маса газу в галактиці[52]. Величина, обернена до SFE, має розмірність часу і за змістом є інтервалом, за який запаси газу в галактиці зменшаться у e разів, якщо їх не поповнювати. Ця величина слабко залежить від маси галактики: для спіральних галактик час вичерпання газу становить 109—1010 років, у неправильних галактиках — у кілька разів більше. Найбільший час вичерпання спостерігають у галактиках з низькою поверхневою яскравістю та на окраїнах дискових галактик — там це значення може перевищувати 1010 років. Натомість у галактиках зі спалахом зореутворення час вичерпання зазвичай становить 108—109 років, тому спалахи зореутворення не можуть бути тривалими подіями[47][53].

Початкова функція мас

[ред. | ред. код]
Різні наближення до початкової функції мас

Початкова функція мас — функція розподілу зір за масами під час їхнього формування. Відомо, що чим менша маса зір, тим більше їх у будь-якій зоряній системі, й основна частка маси припадає саме на маломасивні зорі. Оскільки індикатори зореутворення вказують переважно на народження масивних зір, знання точного вигляду початкової функції мас необхідне, щоб за кількістю масивних зір оцінити, скільки разом із ними утворюється маломасивних зір[49].

Одну з найуживаніших початкових функцій мас обчислив Едвін Солпітер ще 1955 року — її називають функцією Солпітера. Для кількості зір з масами від до вона має вигляд степеневої функції , де дорівнює 2,35. Для мас понад 1 M☉ цю модель використовують дотепер, однак для менш масивних зір з'ясувалося, що зі зменшенням маси їхня кількість зростає повільніше, ніж передбачає функція Солпітера, і має максимум у діапазоні 0,1—1 M☉. Сучасні моделі початкової функції мас враховують це: у них використовують інші значення для малих мас або задають інший вигляд функції[49][54][55].

Імовірно, початкова функція мас загалом є універсальною для різних галактик — винятки можливі лише за екстремальних умов. Наприклад, у зоряному скупченні в центрі нашої Галактики початкова функція мас для масивних зір описується степеневою функцією з близько 1,7[55].

Примітки

[ред. | ред. код]
  1. ↑ Зореутворення // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 137. — ISBN 966-613-263-X.
  2. 1 2 Б. М. Шустов. Большая российская энциклопедия : [в 36 т.] / председ. ред. кол. Ю. С. Осипов, отв. ред. С. Л. Кравец. — М. : Науч. изд-во «БРЭ», 2008. — Т. 10. Железное дерево — Излучение. — С. 329-330. — ISBN 978-5-85270-341-5. (рос.)
  3. ↑ Сурдин В. Г., Ламзин С. А. Протозвёзды. Где, как и из чего формируются звёзды. Возрождение интереса к звёздам. Астронет. Архів оригіналу за 1 грудня 2020. Процитовано 5 лютого 2021.
  4. 1 2 Сурдин В. Г., Ламзин С. А. Протозвёзды. Где, как и из чего формируются звёзды. От Ньютона до Джинса. Астронет. Архів оригіналу за 1 грудня 2020. Процитовано 5 лютого 2021.
  5. ↑ Сурдин В. Г., Ламзин С. А. Протозвёзды. Где, как и из чего формируются звёзды/ От Джинса до наших дней. Астронет. Архів оригіналу за 28 листопада 2020. Процитовано 5 лютого 2021.
  6. ↑ Chushiro Hayashi. Evolution of Protostars : [англ.] // Annual Review of Astronomy and Astrophysics. — Paolo Alto : Annual Reviews, 1966. — Vol. 4. — С. 171. — doi:10.1146/annurev.aa.04.090166.001131.
  7. 1 2 3 4 5 Сурдин В. Г., Ламзин С. А. (1992). Протозвёзды. Где, как и из чего формируются звёзды. Что же такое протозвёзды?. Астронет. Архів оригіналу за 6 березня 2012. Процитовано 5 лютого 2021.
  8. ↑ Richard B. Larson. Numerical Calculations of the Dynamics of a Collapsing Proto-Star : [англ.] // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — N. Y. : Wiley-Blackwell, 1969. — Vol. 145, no. 3 (1 серпня). — С. 271—295. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1093/mnras/145.3.271.
  9. ↑ Stars. NASA Spitzer Space Telescope (англ.). NASA. Архів оригіналу за 13 листопада 2020. Процитовано 18 лютого 2021.
  10. ↑ Сурдин В. Г., Ламзин С. А. (1992). Протозвёзды. Где, как и из чего формируются звёзды. Звёзды типа T Тельца. Астронет. Архів оригіналу за 23 вересня 2015. Процитовано 18 лютого 2021.
  11. ↑ Herschel Orion Protostars Survey SED Fits Catalog Definitoins. irsa.ipac.caltech.edu. Архів оригіналу за 14 квітня 2021. Процитовано 18 лютого 2021.
  12. ↑ M. M. Dunham, A. M. Stutz, L. E. Allen, N. J., II Evans, W. J. Fischer. {{{Заголовок}}}. — ISBN 978-0-8165-3124-0. — DOI:10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch009.
  13. ↑ Рождение звезд: от водорода до звездных ассоциаций. ПостНаука (рос.). Архів оригіналу за 22 січня 2021. Процитовано 18 лютого 2021.
  14. ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 386—387.
  15. ↑ Salaris, Cassisi, 2005, p. 106.
  16. ↑ Section X, Stellar Evolution (PDF). Lectures (англ.). University of New Hampshire Experimental Space Plasma Group. Архів (PDF) оригіналу за 19 серпня 2019. Процитовано 4 лютого 2021.
  17. ↑ Kippenhahn et al., 2012, p. 307.
  18. 1 2 3 Кононович, Мороз, 2004, с. 387.
  19. ↑ Salaris, Cassisi, 2005, pp. 107—108.
  20. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Сурдин В. Г., Ламзин С. А. (1992). Протозвёзды. Где, как и из чего формируются звёзды. От облака к звезде. Астронет. Архів оригіналу за 23 вересня 2015. Процитовано 4 лютого 2021.
  21. 1 2 Star — Star formation and evolution. Encyclopedia Britannica (англ.). Encyclopedia Britannica Inc. Архів оригіналу за 6 травня 2021. Процитовано 4 лютого 2021.
  22. ↑ Salaris, Cassisi, 2005, pp. 107—110.
  23. ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 390—391.
  24. 1 2 Karttunen et al., 2007, p. 244.
  25. 1 2 3 4 Richard B. Larson. The physics of star formation : [англ.] // Reports on Progress in Physics. — Bristol : IOP Publishing, 2003. — Vol. 66, no. 10 (вересень). — С. 1651—1697. — ISSN 0034-4885. — doi:10.1088/0034-4885/66/10/R03.
  26. 1 2 Эволюция звезд (PDF). Кафедра астрономии и космической геодезии. Томский государственный университет. Архів (PDF) оригіналу за 13 липня 2018. Процитовано 5 лютого 2021.
  27. ↑ David Darling. Herbig-Haro object. The Internet Encyclopedia of Science (англ.). Архів оригіналу за 29 квітня 2021. Процитовано 4 лютого 2021.
  28. ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 356—358.
  29. ↑ На сенсационном снимке, полученном на ALMA, — детали процесса рождения планет. European Southern Observatory (рос.). Архів оригіналу за 5 березня 2021. Процитовано 26 лютого 2021.
  30. ↑ RG Research: Young Stellar Objects. www.cfa.harvard.edu. Архів оригіналу за 24 листопада 2017. Процитовано 29 січня 2021.
  31. 1 2 3 Кононович, Мороз, 2004.
  32. ↑ Karttunen et al., 2007, p. 243.
  33. ↑ I.-Juliana Sackmann, Arnold I. Boothroyd, Kathleen E. Kraemer. Our Sun. III. Present and Future : [англ.] // The Astrophysical Journal. — Bristol : IOP Publishing, 1993. — Vol. 418 (1 листопада). — С. 457. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/173407.
  34. 1 2 Darling D. Henyey track. The Internet Encyclopedia of Science. Архів оригіналу за 29 січня 2010. Процитовано 4 лютого 2021.
  35. 1 2 Henyey track. Oxford Reference. Oxford University Press. Архів оригіналу за 15 липня 2021. Процитовано 4 лютого 2021.
  36. ↑ Henyey L. G.; Lelevier R.; Levée R. D. The early phases of stellar evolution : [англ.] // Lectures. — San Francisco : The Astronomical Society of the Pacific, 1955.
  37. ↑ Christopher F. McKee, Eve C. Ostriker. Theory of Star Formation : [англ.] // Annual Review of Astronomy and Astrophysics. — Palo Alto : Annual Reviews, 2007. — Vol. 45 (1 вересня). — С. 565—687. — doi:10.1146/annurev.astro.45.051806.110602.
  38. ↑ A. Burrows, W. B. Hubbard, D. Saumon, J. I. Lunine. An expanded set of brown dwarf and very low mass star models : [англ.] // The Astrophysical Journal. — Bristol : IOP Publishing, 1993. — Vol. 406 (1 березня). — С. 158—171. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/172427.
  39. 1 2 Засов, Постнов, 2011, pp. 404—406.
  40. ↑ Марочник Л. С. Спиральная структура галактик. Физика космоса. Астронет. Архів оригіналу за 28 листопада 2021. Процитовано 28 листопада 2021.
  41. ↑ Сурдин и др., 2017, pp. 354—355.
  42. 1 2 Засов, Постнов, 2011.
  43. 1 2 Марочник Л. С. Звездообразование. Физика космоса. Астронет. Архів оригіналу за 28 листопада 2021. Процитовано 29 листопада 2021.
  44. ↑ Сурдин и др., 2017.
  45. 1 2 Засов, Постнов, 2011, pp. 405—408.
  46. ↑ Chomiuk L., Povich M. S. Toward a Unification of Star Formation Rate Determinations in the Milky Way and Other Galaxies : [англ.] // The Astronomical Journal. — Bristol : IOP Publishing, 2011. — Vol. 142 (1 грудня). — С. 197. — ISSN 0004-6256. — doi:10.1088/0004-6256/142/6/197.
  47. 1 2 Starburst Galaxy. Astronomy. Melbourne: Swinburne University of Technology. Архів оригіналу за 9 листопада 2021. Процитовано 27 листопада 2021.
  48. ↑ Галактика со вспышкой звездообразования: взгляд художника. ESO (рос.). Архів оригіналу за 27 листопада 2021. Процитовано 27 листопада 2021.
  49. 1 2 3 Засов, Постнов, 2011, pp. 406—407.
  50. ↑ Сурдин и др., 2017, pp. 332—335.
  51. ↑ Засов, Постнов, 2011, pp. 405.
  52. ↑ Шалденкова Е. С. Эффективность звездообразования. Астронет. Архів оригіналу за 28 листопада 2021. Процитовано 28 листопада 2021.
  53. ↑ Засов, Постнов, 2011, pp. 413—415.
  54. ↑ Krumholz, 2014, p. 103.
  55. 1 2 Offner S. S. R., Clark P. C., Hennebelle P., Bastian N., Bate M. R. The Origin and Universality of the Stellar Initial Mass Function // Protostars and Planets VIz / eds. H. Beuther, R. S. Klessen, C. P. Dullemond, Th. Henning. — Tuson : University of Arizona Press, 2014. — ISBN 9780816531240.

Література

[ред. | ред. код]
Ця сторінка належить до добрих статей української Вікіпедії.
Отримано з https://uk.wikipedia.org/w/index.php?title=Зореутворення&oldid=48334825