Csillagképződés

A csillagkeletkezés  ( csillagképződés ) a csillagok evolúciójának kezdeti szakasza , amelyben a csillagközi felhő csillaggá változik . Ebben a folyamatban a felhő összehúzódik és feldarabolódik, átlátszatlanná válik saját sugárzása számára, és protocsillaggá válik . Ebben a szakaszban a felhő külső részeinek anyaga felhalmozódik a protocsillagra , és amikor az akkréció befejeződik, csillaggá válik a fősorozat előtt , amely saját tömörítésének köszönhetően kisugárzik. Fokozatosan termonukleáris reakciók kezdődnek a csillag magjában , majd a képződés befejeződik, és a csillag átmegy a fő sorozatba .

Folyamat

A "csillagképződés" vagy "csillagképződés" kifejezés egyetlen csillag keletkezésének folyamatára vonatkozik, míg a " csillagképződés " általában a galaxisban végbemenő nagyszabású csillagkeletkezési folyamatra utal [1] . Mindazonáltal mindkét folyamatot néha csillagkeletkezésnek is nevezik [2] .

Molecular Cloud Compression

A galaxisok csillagközi közege főként hidrogénből és héliumból áll, ezen elemek atomjainak száma szerint 90%-ban, illetve 10%-ban. Ezenkívül tömegének körülbelül egy százaléka csillagközi por . A legtöbb régióban a hőmérséklet 100 és 106 K között van, a részecskekoncentráció  pedig 10-3 és 10 cm- 3 között van . A csillagközi közegben 10 5 —10 6 M ⊙ tömegű, 10 és 100 K közötti hőmérsékletű, 10 és 100 cm -3 közötti koncentrációjú óriási molekulafelhők találhatók, amelyek a csillagkeletkezés régióivá válnak [3] [4] .

A gravitációs instabilitás kialakulásával a felhő zsugorodni kezd. Az instabilitást különböző tényezők okozhatják, mint például két felhő ütközése, egy felhő áthaladása egy spirálgalaxis sűrű karján , vagy egy elég közeli szupernóva-robbanás , amelynek lökéshulláma ütközhet molekuláris felhő. Ezenkívül a galaxisok ütközései során a gázfelhők ütközései gyakrabban fordulnak elő, ami megmagyarázza a csillagkeletkezés ütemének növekedését [5] .

A viriális tétel szerint a felhő akkor stabil, ha a kinetikus energia és a potenciális energia kétszeresének összege nulla. Ha ez az összeg kisebb, mint nulla, akkor gravitációs instabilitás lép fel. Egy sugarú felhő állandó sűrűségénél a potenciális energia modulus (ez maga negatív) arányosan növekszik , és az összes molekula kinetikus energiájának összege arányosan nő . Ezért egy kellően nagy felhő összehúzódik. Ha a felhőt gömb alakúnak és nem forgónak tekintjük, akkor a felhő tömegével , sugarával , gázának moláris tömegével és hőmérsékletével felírhatjuk, hogy a felhő milyen körülmények között fog összenyomódni [6] [7] :

,

ahol  a gravitációs állandó ,  az univerzális gázállandó . Ha azt fejezzük ki , hogy hol  van a felhő sűrűsége, akkor a [7] feltételt kapjuk :

.

A mennyiséget farmermasszának nevezzük. A molekulafelhőkben megfigyelhető körülmények esetén ez 10 3 -10 5 M ⊙ . Ahogy a felhő összehúzódik, meg kell sűrűsödnie és fel kell melegednie, de amíg a felhő átlátszó a sugárzás számára, addig a felhevült gáz és por energiát sugároz, és így lehűl [6] [8] .

Emiatt a tömörítés izotermikusan , jó pontossággal történik . A felhő sűrűségének növekedése miatt a Jeans tömege az összenyomódás során csökken, a felhőben pedig kisebb méretű és tömegű részek emelkednek ki, amelyek egymástól elkülönülten kezdenek összenyomódni. Ezt a folyamatot nevezik a csillagfelhő töredezettségének, és a töredezettség ismétlődően megtörténhet, amíg a felhő átlátszatlanná válik saját sugárzása számára, ami jelentősen lelassítja a lehűlési folyamatot, és megakadályozza a Jeans tömegének csökkenését. Ez megmagyarázza, hogy a csillagok többnyire csoportokban alakulnak ki. Korántsem az egész felhő anyaga válik csillagokká: átlagosan, ha a felhő tömegének több mint 30%-a csillagokká megy át, akkor gravitációsan kötött csillaghalmaz képződik , de leggyakrabban a csillagkeletkezés hatékonysága derül ki. alacsonyabbnak lenni és csillagtársulások jönnek létre [6] [9] [10] .

Ezenkívül a töredezettség jelensége megmagyarázza, hogy a csillagok tömege miért sokkal kisebb, mint az eredeti felhő Jeans tömege. A töredezettség következtében kialakuló felhő minimális tömege körülbelül 10 −2 M⊙ . Ha azonban a héliumnál nehezebb elemek tartalma a felhőanyagban nagyon alacsony, akkor a hűtés sokkal kevésbé hatékony, és a felhő sokkal kevésbé töredezett. Úgy tartják, hogy a legelső csillagok e forgatókönyv szerint az ősnukleoszintézis során keletkezett anyagból keletkeztek : ezeknek a csillagoknak többnyire legalább 100 M⊙ tömegűnek kell lenniük, és nagyon rövid ideig létezniük kell [6] [9] [11] .

A már összeomlásnak indult felhőket gyakran gömböcskékként – sötét ködökként – figyelik meg,  amelyek tömege 100 M⊙ nagyságrendű, mérete pedig parszek nagyságrendű . Néha olyan objektumokat is tartalmaznak, amelyek közelebb állnak a kialakulás befejezéséhez: T Tauri csillagok és Herbig-Haro objektumok [12] .

Protostár színpad

A felhő összenyomódása egyenetlenül megy végbe, és a tömörítés megkezdése után valamivel egy hidrosztatikusan egyensúlyi mag képződik a felhőben - általában úgy gondolják, hogy ettől a pillanattól kezdve a felhő magja egy protocsillag [9] [13] . Szinte a felhő tömegétől függetlenül a mag tömege 0,01 M ⊙ , a sugara pedig több AU. , a középső hőmérséklet pedig 200 K . A felhő külső rétegeinek a magra való felhalmozódása a felhő tömegének és hőmérsékletének növekedéséhez vezet, de 2000 K hőmérsékleten növekedése leáll , mivel energiát fordítanak a hidrogénmolekulák bomlására. Egy ponton az egyensúly megbomlik, és a mag zsugorodni kezd. A következő egyensúlyi állapotot egy kisebb, immár ionizált atommag éri el, amelynek tömege 0,001 M ⊙ , sugara körülbelül 1 R ⊙ és hőmérséklete 2⋅10 4 K . Ugyanakkor az optikai tartományban kibocsátó magot egy sokkal alacsonyabb hőmérsékletű, csak infravörös tartományban kibocsátó héj rejti el a környező tér elől [9] [14] .

A külső rétegek felhalmozódása folytatódik, és a magra 15 km/s sebességgel eső anyag lökéshullámot képez . A gömbhéj anyaga a magra esik, ionizálódik, és amikor az anyag nagy része a protocsillagra esik, megfigyelhetővé válik [15] . Eddig a pillanatig a külső héj összenyomódása a dinamikus időskála szerint megy végbe , azaz időtartama megfelel az anyag szabadesésének időtartamának , amit a gáznyomás nem akadályoz meg [16] .

A kellően nagy tömegű protocsillagoknál a növekvő sugárzási nyomás és a csillagszél a burokanyag egy részét elfújja, és Herbig-Haro objektum keletkezhet [10] [15] [17] . Ezen túlmenően a protocsillagnak még mindig lehet protoplanetáris korongja , amely olyan anyagokból áll, amelyek nem gyűltek fel a csillagra; ezt követően bolygórendszerré fejlődhet [14] [18] . A bolygóképződés folyamata megfigyelhető például a HL Taurus csillagnál [19] .

Csillag szakasz a fő sorozatig

Azokat a protocsillagokat, amelyeknek már kifogyott a héjakréciója, néha külön típusba sorolják: a fősorozat előtti csillagokba . Az angol nyelvű irodalomban az ilyen objektumokat már nem nevezik protocsillagoknak, de létezik egy „fiatal csillagobjektum” ( eng.  young stellar object ) kifejezés, amely a protocsillagokat és a csillagokat a fő sorozatig kombinálja [14] [20] .

A protocsillag helyzete ebben a szakaszban a Hertzsprung-Russell diagramon látható : az alacsony hőmérsékletű és nagy fényerejű protocsillag a jobb felső részén található. Amíg a csillagban meg nem kezdődnek a termonukleáris reakciók, és a gravitációs összehúzódás hatására energiát szabadít fel, addig lassan halad a fősorozat felé [14] [9] [15] .

Mivel ezeket a testeket saját nyomásuk tartja fenn, sokkal lassabban zsugorodnak, mint az előző szakaszban - a termikus időskálán , vagyis azon időszak alatt, amely alatt a potenciális gravitációs energia felét sugárzásra fordítják [16] . A legnagyobb tömegű csillagok esetében körülbelül 10 5 év, a legkisebb tömegűeknél pedig körülbelül 10 9 év. A Nap esetében ez a szakasz 30 millió évig tartott [9] [21] [22] [23] .

A különböző tömegű protocsillagok között minőségi különbség van: a 3 M ⊙ -nál kisebb tömegű protocsillagoknak a teljes mélységig kiterjedő konvektív zónájuk van , míg a nagyobb tömegűeknél nincs. Ez a különbség különbségekhez vezet a csillagfejlődés későbbi szakaszaiban [ 9] [24] .

1961-ben Chushiro Hayashi (Hayashi) kimutatta, hogy ha egy csillag teljes térfogatát egy konvektív zóna foglalja el, akkor lassú tömörítéssel a hőmérséklete gyakorlatilag nem változik, és a fényerő csökken - ez megfelel a csillag aktuális helyzetének mozgásának. a csillag függőlegesen lefelé a diagramon, és a csillag ilyen útvonalát általában Hayashi nyomnak nevezik . A 0,3–0,5 M ⊙ (különböző becslések szerint) és 3  M ⊙ tömegű csillagok az összenyomás során megszűnnek konvektív rétegekkel, és egy bizonyos ponton elhagyják a Hayashi pályát, míg a 0,3–0,5 M ⊙ tömegnél kisebb tömegű csillagok a Hayashi pályán a teljes tömörítési idő alatt [9] [25] [26] .

Miután elhagyta a Hayashi-pályát (közepes tömegű csillagok esetén), vagy a lassú összehúzódás kezdetétől (tömeges csillagok esetén), a csillag megszűnik konvektív lenni, és az összehúzódás során felmelegszik, miközben a fényesség elenyésző mértékben változik. Ez a diagramon balra való mozgásnak felel meg, és az út ezen részét Heny-pályának nevezik [25] [26] [27] .

Mindenesetre a kompresszió során a csillag középpontjában a hőmérséklet megemelkedik, és a csillag magjában termonukleáris reakciók kezdődnek  - kis és közepes tömegű csillagok esetében valamivel a kompresszió kezdete után, és olyan csillagok esetében, amelyek tömege meghaladja a 8 M⊙ - t  – még azelőtt, hogy az akkréció leállna [28] . A korai szakaszban a lítium és a berillium héliummá alakul át , és ezek a reakciók kevesebb energiát termelnek, mint amennyit a csillag bocsát ki. A kompresszió folytatódik, de a termonukleáris reakciók részaránya az energiafelszabadulásban növekszik, a mag tovább melegszik, és amikor a hőmérséklet eléri a 3-4 millió K értéket, a pp ciklusban megindul a hidrogén héliummá történő átalakulása [13] .

Egy bizonyos ponton, ha a csillag tömege nagyobb, mint 0,07-0,08 M⊙ , a termonukleáris reakciók következtében felszabaduló energia összeveti a csillag fényességét, és a kompresszió leáll - ezt a pillanatot tekintjük a csillag végének pillanatának. a csillag kialakulása és átmenete a fősorozatba . Ha egy csillag ennél az értéknél kisebb tömegű, akkor egy ideig termonukleáris reakciók is lezajlhatnak benne, azonban a csillag magjában lévő anyag a kompresszió megszűnése előtt degenerálódik, így a termonukleáris reakciók soha nem válnak az egyetlen energiaforrássá, ill. a tömörítés nem áll le. Az ilyen objektumokat barna törpéknek [9] [29] [30] nevezzük .

Tanulmánytörténet

Az első tudományosan megalapozott elképzeléseket a csillagok keletkezéséről 1644-ben Rene Descartes fogalmazta meg , aki úgy vélte, hogy a csillagok és bolygók a csillagközi közeg örvénylő mozgása során keletkeznek [2] [31] .

1692-ben Isaac Newton felvetette, hogy a gravitáció hatására az anyag lecsapódhat és csillagokat alkothat. Bár Newton előtt felmerültek ilyen hipotézisek, ezek az elképzelések csak az egyetemes gravitáció törvényének felfedezésével kaptak fizikai igazolást. Ezzel egy időben diffúz ködök nyíltak meg , amelyek úgy tűnt, hogy megvastagítják a csillag előtti anyagot. Ezen megfontolások alapján jelent meg a Kant-Laplace-Schmidt hipotézis részletes megfogalmazása, amely szerint a csillagok és bolygórendszerek kialakulásának fő mechanizmusa a forgó felhők összenyomódása [2] [32] .

A következő két évszázad során fokozatosan felhalmozódtak a megfigyelési információk a különféle ködökről, amelyeket a tudósok megpróbáltak egyetlen elméletbe foglalni. Így például William Herschel , aki több mint 2,5 ezer ködöt fedezett fel a 18. század végén - a 19. század elején, feltételezte, hogy csillagok képződnek bennük különböző szakaszokban, és evolúciós sorozatba osztotta őket. Ebben a sorozatban azonban Herschel olyan objektumokat is kombinált, amelyek nem kapcsolódnak a csillagok kialakulásához, különösen a galaxisokat és a bolygóködöket . Másrészt a sötét ködöket , amelyek valójában a csillagok kialakulásához kapcsolódnak, Herschel nem vette fel a sorozatába. A 19. században a fényképezés és a spektroszkópia feltalálása hozzájárult az adatok további felhalmozásához , amely lehetővé tette a ködök kémiai összetételének tanulmányozását [32] .

A csillagkeletkezés elméletének következő fontos lépését James Jeans tette meg 1902-ben. "A gömbköd stabilitása" című elméleti munkájában a gravitációs instabilitásokat tanulmányozta, és kiszámította a felhő tömegét, amelynél össze kell húzódnia [33] .

Ugyanakkor a csillagközi felhőkben kialakuló folyamatokat még nem vizsgálták kellőképpen. A protocsillagok modern koncepciójához közel álló Chushiro Hayashinak köszönhetően jelent meg , aki protocsillagokat modellezett, és 1966-ban publikált egy cikket, amelyben részletesen leírja ezeket az objektumokat [34] . A jövőben a fő gondolatok gyakorlatilag nem változtak, de az elméletet finomították: például Richard Larson jelentősen finomította a protocsillagok paramétereinek néhány értékét fejlődésük során [35] [36] .

A kialakulás korai szakaszában lévő csillagokat csak az 1980-as évek végén figyelték meg – a fő nehézséget az jelentette, hogy a protocsillagok kezdetben sűrű gáz- és porhéj mögé rejtőztek. Ráadásul maga a héj főleg az infravörös tartományban bocsát ki , amit erősen elnyel a Föld légköre , ami tovább bonyolítja a Föld felszínéről történő megfigyeléseket [37] . Az evolúció kezdeti szakaszában lévő csillagokról hosszú ideig a fő információforrás a T Tauri típusú csillagok voltak, amelyeket már 1945-ben külön csillagtípusként azonosítottak [15] [38] . Az űralapú infravörös teleszkópok, mint például a Spitzer és a Herschel , szintén jelentősen hozzájárultak a protocsillagok tanulmányozásához : például csak az Orion-felhőben ma már legalább 200 protocsillag ismert [39] [40] .

Az 1990-es évek közepéig aktuális volt a nagy tömegű molekulafelhők problémája, amelyekben nincsenek csillagkeletkezési jelek. Ennek klasszikus magyarázata a fagyott mágneses mező volt , amely hosszú ideig megakadályozta az összeomlást. Később kiderült, hogy szinte minden tömeges felhőben vannak csillagkeletkezés jelei, de megjelent egy másik probléma is, bizonyos értelemben az ellenkezője: csillagkeletkezési folyamatok még olyan felhőkben is megfigyelhetők, amelyekben a hidrogén nagy része atomi formában van. Megmagyarázható azzal a feltételezéssel, hogy a molekulafelhők nem sokáig léteznek, hanem az anyagáramlások ütközései miatt rövid időn belül keletkeznek, ahol gyorsan csillagok keletkeznek bennük [41] .

Jegyzetek

  1. ↑ Zasov, Postnov, 2011 , pp. 153-158, 404-405.
  2. ↑ 1 2 3 B. M. Shustov. Csillagképződés . Nagy Orosz Enciklopédia . Letöltve: 2021. február 4. Az eredetiből archiválva : 2022. június 15.
  3. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , p. 386-387.
  4. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , p. 106.
  5. ↑ X. szakasz , Csillagfejlődés  . előadások . A New Hampshire-i Egyetem Kísérleti Űrplazma Csoportja. Letöltve: 2021. február 4. Az eredetiből archiválva : 2019. augusztus 19.
  6. ↑ 1 2 3 4 Kononovich, Moroz, 2004 , p. 387.
  7. ↑ 1 2 Salaris, Cassisi, 2005 , p. 107.
  8. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 107-108.
  9. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Surdin V. G. , Lamzin S. A. Protostars . Hol, hogyan és miből keletkeznek a csillagok . Felhőtől csillagig . Astronet (1992) . Letöltve: 2021. február 4. Az eredetiből archiválva : 2015. szeptember 23.
  10. ↑ 1 2 Csillagok - Csillagok kialakulása és  fejlődése . Encyclopedia Britannica . Encyclopedia Britannica Inc. Letöltve: 2021. február 4. Az eredetiből archiválva : 2021. május 6..
  11. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 107-110.
  12. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , p. 390-391.
  13. ↑ 12 Karttunen et al., 2007 , p. 244.
  14. ↑ 1 2 3 4 Richard B. Larson. A csillagkeletkezés fizikája  (eng.)  // Reports on Progress in Physics . - Bristol: IOP Publishing , 2003. - szeptember ( 66. kötet , 10. szám ). - P. 1651-1697 . — ISSN 0034-4885 . - doi : 10.1088/0034-4885/66/10/R03 . Archiválva az eredetiből 2021. április 7-én.
  15. ↑ 1 2 3 4 Surdin V. G. , Lamzin S. A. Protostars . Hol, hogyan és miből keletkeznek a csillagok. . Mik azok a protosztárok? . Astronet (1992) . Letöltve: 2021. február 18. Az eredetiből archiválva : 2012. március 6..
  16. ↑ 1 2 A csillagok evolúciója . Csillagászati ​​és Űrgeodéziai Tanszék . Tomszki Állami Egyetem . Letöltve: 2021. február 5. Az eredetiből archiválva : 2018. július 13.
  17. ↑ David Darling. Herbig - Haro objektum  . Az internetes tudomány enciklopédiája . Letöltve: 2021. február 4. Az eredetiből archiválva : 2021. április 29.
  18. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , p. 356-358.
  19. ↑ [email protected]. Az ALMA-ban készült szenzációs kép a bolygó születésének folyamatát mutatja be . Európai Déli Obszervatórium . Letöltve: 2021. február 26. Az eredetiből archiválva : 2021. március 5..
  20. ↑ RG-kutatás: Fiatal csillagobjektumok . www.cfa.harvard.edu . Letöltve: 2021. január 29. Az eredetiből archiválva : 2017. november 24..
  21. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , p. 393-394.
  22. ↑ Karttunen et al., 2007 , p. 243.
  23. ↑ I.-Juliana Sackmann, Arnold I. Boothroyd, Kathleen E. Kraemer. A mi Napunk. III. Jelen és jövő  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1993. - november 1. ( 418. kötet ). - 457. o . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/173407 . Archiválva az eredetiből 2008. február 26-án.
  24. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , p. 399.
  25. ↑ 1 2 Darling D. Henyey track (downlink) . Az internetes tudomány enciklopédiája . Letöltve: 2021. február 4. Az eredetiből archiválva : 2010. január 29. 
  26. ↑ 12 Henyey pálya . Oxford Referencia . Oxford University Press . Letöltve: 2021. február 4. Az eredetiből archiválva : 2021. július 15.
  27. ↑ Henyey LG ; Lelevier R.; Levee RD A csillagfejlődés korai fázisai   // Előadások . - San Francisco: The Astronomical Society of the Pacific , 1955. Az eredetiből archiválva : 2020. október 8.
  28. ↑ Christopher F. McKee, Eve C. Ostriker. Theory of Star Formation  (angol)  // Annual Review of Astronomy and Astrophysics . - Palo Alto: Annual Reviews , 2007. - szeptember 1. ( 45. kötet ). - P. 565-687 . - doi : 10.1146/annurev.astro.45.051806.110602 . Az eredetiből archiválva : 2019. július 13.
  29. ↑ A. Burrows, W. B. Hubbard, D. Saumon, J. I. Lunine. Barna törpe és nagyon kis tömegű csillagmodellek bővített halmaza  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1993. - március 1. ( 406. kötet ). - 158-171 . o . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/172427 . Archiválva az eredetiből 2019. október 7-én.
  30. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , p. 398.
  31. ↑ Surdin V. G. , Lamzin S. A. Protostars . Hol, hogyan és miből keletkeznek a csillagok . A csillagok iránti érdeklődés felélesztése . Asztronet . Letöltve: 2021. február 5. Az eredetiből archiválva : 2020. december 1.
  32. ↑ 1 2 Surdin V. G. , Lamzin S. A. Protostars . Hol, hogyan és miből keletkeznek a csillagok . Newtontól a farmerig . Asztronet . Letöltve: 2021. február 5. Az eredetiből archiválva : 2020. december 1.
  33. ↑ Surdin V. G. , Lamzin S. A. Protostars . Hol, hogyan és miből keletkeznek a csillagok . A farmertől napjainkig . Asztronet . Letöltve: 2021. február 5. Az eredetiből archiválva : 2020. november 28..
  34. ↑ Chushiro Hayashi. Evolution of Protostars  (angol)  // Annual Review of Astronomy and Astrophysics . - Paolo Alto: Annual Reviews , 1966. - Vol. 4 . - 171. o . - doi : 10.1146/annurev.aa.04.090166.001131 .
  35. ↑ Surdin V. G. , Lamzin S. A. Protostars . Hol, hogyan és miből keletkeznek a csillagok. . Mik azok a protosztárok? . Astronet (1992) . Letöltve: 2021. február 5. Az eredetiből archiválva : 2012. március 6..
  36. ↑ Richard B. Larson. Egy összeomló protocsillag dinamikájának numerikus számításai  // A Royal Astronomical Society havi közleményei  . - N. Y .: Wiley-Blackwell , 1969. - augusztus 1. ( 145. kötet , 3. szám ). - P. 271-295 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/145.3.271 . Archiválva az eredetiből: 2020. szeptember 10.
  37. ↑ csillagok  . _ NASA Spitzer Űrteleszkóp . NASA . Letöltve: 2021. február 18. Az eredetiből archiválva : 2020. november 13.
  38. ↑ Surdin V. G. , Lamzin S. A. Protostars . Hol, hogyan és miből keletkeznek a csillagok . T Tauri típusú csillagok . Astronet (1992) . Letöltve: 2021. február 18. Az eredetiből archiválva : 2015. szeptember 23.
  39. ↑ Herschel Orion Protostars felmérése SED illik a katalógus definícióihoz . irsa.ipac.caltech.edu . Letöltve: 2021. február 18. Az eredetiből archiválva : 2021. április 14.
  40. ↑ MM Dunham, AM Stutz, LE Allen, NJ, II Evans, WJ Fischer. The Evolution of Protostars: Insights from Ten Year of Infrared Surveys with Spitzer and Herschel // Protostars and Planets VI  . — Tucson; Huston: The University of Arizona Press ; Lunar and Planetary Institute , 2014. - P. 195-218. — 945 p. - ISBN 978-0-8165-3124-0 . - doi : 10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch009 .
  41. ↑ A csillagok születése: A hidrogéntől a csillagtársulásokig . PostScience . Letöltve: 2021. február 18. Az eredetiből archiválva : 2021. január 22.

Irodalom

  Ugrás a Wikidata elemre  Bibliográfiai katalógusokban