Formación de estrellas
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La formación de estrellas es el proceso por el cual las regiones densas dentro de las nubes moleculares en el espacio interestelar , a veces referido como "guarderías estelares" o " estrella regiones -Formar", colapso y forman estrellas . [1] Como rama de la astronomía , la formación de estrellas incluye el estudio del medio interestelar (ISM) y las nubes moleculares gigantes (GMC) como precursores del proceso de formación de estrellas, y el estudio de protoestrellas y objetos estelares jóvenes como sus productos inmediatos. Está estrechamente relacionado con la formación de planetas , otra rama deastronomía . La teoría de la formación de estrellas, además de dar cuenta de la formación de una sola estrella, también debe tener en cuenta las estadísticas de las estrellas binarias y la función de masa inicial . La mayoría de las estrellas no se forman de forma aislada, sino como parte de un grupo de estrellas denominadas cúmulos estelares o asociaciones estelares . [2]

Viveros estelares

Imagen del telescopio Hubble conocida como Pilares de la Creación , donde las estrellas se están formando en la Nebulosa del Águila

Nubes interestelares

Nebulosa W51: una de las fábricas de estrellas más grandes de la Vía Láctea (25 de agosto de 2020)

Una galaxia espiral como la Vía Láctea contiene estrellas , remanentes estelares y un medio interestelar difuso (ISM) de gas y polvo. El medio interestelar consta de 10 -4 a 10 6 partículas por cm 3 y típicamente está compuesto de aproximadamente un 70% de hidrógeno en masa, y la mayor parte del gas restante consiste en helio . Este medio se ha enriquecido químicamente con trazas de elementos más pesados que se produjeron y expulsaron de las estrellas a través de la fusión del helio a medida que pasaban más allá del final de su secuencia principal.toda la vida. Las regiones de mayor densidad del medio interestelar forman nubes, o nebulosas difusas , [3] donde tiene lugar la formación de estrellas. [4] En contraste con las espirales, una galaxia elíptica pierde el componente frío de su medio interestelar en aproximadamente mil millones de años, lo que impide que la galaxia forme nebulosas difusas excepto a través de fusiones con otras galaxias. [5]

En las densas nebulosas donde se producen las estrellas, gran parte del hidrógeno está en forma molecular (H 2 ), por lo que estas nebulosas se denominan nubes moleculares . [4] El Observatorio Espacial Herschel ha revelado que los filamentos son realmente ubicuos en la nube molecular. Los filamentos moleculares densos, que son fundamentales para el proceso de formación de estrellas, se fragmentarán en núcleos unidos gravitacionalmente, la mayoría de los cuales se convertirán en estrellas. La acumulación continua de gas, la flexión geométrica y los campos magnéticos pueden controlar la forma detallada de fragmentación de los filamentos. En los filamentos supercríticos, las observaciones han revelado cadenas cuasi-periódicas de núcleos densos con un espaciado comparable al ancho interno del filamento, e incluyen protoestrellas incrustadas con flujos de salida. [6]Las observaciones indican que las nubes más frías tienden a formar estrellas de baja masa, observadas primero en el infrarrojo dentro de las nubes, luego en luz visible en su superficie cuando las nubes se disipan, mientras que las nubes moleculares gigantes, que generalmente son más cálidas, producen estrellas de todas las masas. . [7] Estas nubes moleculares gigantes tienen densidades típicas de 100 partículas por cm 3 , diámetros de 100 años luz (9,5 × 10 14  km ), masas de hasta 6 millones de masas solares ( M ☉ ), [8] y un promedio temperatura interior de 10  K . Aproximadamente la mitad de la masa total del ISM galáctico se encuentra en nubes moleculares [9]y en la Vía Láctea se estima que hay 6.000 nubes moleculares, cada una con más de 100.000  M ☉ . [10] La nebulosa más cercana al Sol donde se están formando estrellas masivas es la Nebulosa de Orión , a 1300 ly (1,2 × 10 16  km) de distancia. [11] Sin embargo, la formación de estrellas de menor masa se está produciendo a unos 400–450 años luz de distancia en el complejo de nubes ρ Ophiuchi . [12]

Un sitio más compacto de formación de estrellas son las nubes opacas de gas denso y polvo conocidas como glóbulos de Bok , llamados así por el astrónomo Bart Bok . Estos pueden formarse en asociación con el colapso de nubes moleculares o posiblemente de forma independiente. [13] Los glóbulos de Bok suelen tener hasta un año luz de diámetro y contienen algunas masas solares . [14] Se pueden observar como nubes oscuras recortadas contra nebulosas de emisión brillantes o estrellas de fondo. Se ha descubierto que más de la mitad de los glóbulos de Bok conocidos contienen estrellas recién formadas. [15]

Ensamblaje de galaxias en el Universo temprano. [dieciséis]

Colapso de la nube

Una nube interestelar de gas permanecerá en equilibrio hidrostático mientras la energía cinética de la presión del gas esté en equilibrio con la energía potencial de la fuerza gravitacional interna . Matemáticamente, esto se expresa utilizando el teorema del virial , que establece que, para mantener el equilibrio, la energía potencial gravitacional debe ser igual al doble de la energía térmica interna. [17] Si una nube es lo suficientemente masiva como para que la presión del gas sea insuficiente para soportarla, la nube sufrirá un colapso gravitacional . La masa por encima de la cual una nube sufrirá tal colapso se llama la masa de Jeans.. La masa de Jeans depende de la temperatura y la densidad de la nube, pero normalmente es de miles a decenas de miles de masas solares. [4] Durante el colapso de las nubes, decenas a decenas de miles de estrellas se forman más o menos simultáneamente, lo que es observable en los llamados cúmulos incrustados . El producto final de un colapso del núcleo es un cúmulo abierto de estrellas. [18]

Las observaciones de ALMA del complejo de la Nebulosa de Orión proporcionan información sobre las explosiones en el nacimiento de las estrellas. [19]

En la formación de estrellas desencadenada , podría ocurrir uno de varios eventos para comprimir una nube molecular e iniciar su colapso gravitacional . Las nubes moleculares pueden chocar entre sí, o una explosión de supernova cercana puede ser un desencadenante, enviando materia en choque a la nube a velocidades muy altas. [4] (Las nuevas estrellas resultantes pueden producir pronto supernovas, produciendo la formación de estrellas autopropagantes ). Alternativamente, las colisiones galácticas pueden desencadenar estallidos masivos de formación estelar cuando las nubes de gas en cada galaxia son comprimidas y agitadas por las fuerzas de las mareas . [20]Este último mecanismo puede ser responsable de la formación de cúmulos globulares . [21]

Un agujero negro supermasivo en el núcleo de una galaxia puede servir para regular la velocidad de formación de estrellas en un núcleo galáctico. Un agujero negro que se acretando infalling materia puede convertirse en activa , emitiendo un fuerte viento a través de un colimado jet relativista . Esto puede limitar una mayor formación de estrellas. Los agujeros negros masivos que expulsan partículas emisoras de radiofrecuencia a una velocidad cercana a la de la luz también pueden bloquear la formación de nuevas estrellas en las galaxias envejecidas. [22] Sin embargo, las emisiones de radio alrededor de los chorros también pueden desencadenar la formación de estrellas. Del mismo modo, un chorro más débil puede desencadenar la formación de estrellas cuando choca con una nube. [23]

La galaxia enana ESO 553-46 tiene una de las tasas más altas de formación de estrellas de las aproximadamente 1000 galaxias más cercanas a la Vía Láctea. [24]

A medida que colapsa, una nube molecular se rompe en pedazos cada vez más pequeños de manera jerárquica, hasta que los fragmentos alcanzan la masa estelar. En cada uno de estos fragmentos, el gas que colapsa irradia la energía ganada por la liberación de energía potencial gravitacional . A medida que aumenta la densidad, los fragmentos se vuelven opacos y, por lo tanto, son menos eficientes para irradiar su energía. Esto eleva la temperatura de la nube e inhibe una mayor fragmentación. Los fragmentos ahora se condensan en esferas giratorias de gas que sirven como embriones estelares. [25]

Para complicar esta imagen de una nube que colapsa, están los efectos de la turbulencia , los flujos macroscópicos, la rotación , los campos magnéticos y la geometría de la nube. Tanto la rotación como los campos magnéticos pueden dificultar el colapso de una nube. [26] [27] La turbulencia es fundamental para causar la fragmentación de la nube y, en las escalas más pequeñas, promueve el colapso. [28]

Protoestrella

Artículo principal: Protostar
Vivero estelar LH 95 en la Gran Nube de Magallanes.

Una nube protoestelar seguirá colapsando mientras se elimine la energía de enlace gravitacional. Este exceso de energía se pierde principalmente a través de la radiación. Sin embargo, la nube que colapsa eventualmente se volverá opaca a su propia radiación, y la energía debe eliminarse por otros medios. El polvo dentro de la nube se calienta a temperaturas de 60 a 100 K , y estas partículas se irradian en longitudes de onda en el infrarrojo lejano, donde la nube es transparente. Por lo tanto, el polvo media el colapso posterior de la nube. [29]

Durante el colapso, la densidad de la nube aumenta hacia el centro y, por lo tanto, la región central se vuelve ópticamente opaca primero. Esto ocurre cuando la densidad es de aproximadamente 10 -13 g / cm 3 . Se forma una región central, denominada primer núcleo hidrostático, donde se detiene esencialmente el colapso. Continúa aumentando de temperatura según lo determinado por el teorema del virial. El gas que cae hacia esta región opaca choca con ella y crea ondas de choque que calientan aún más el núcleo. [30]

Imagen compuesta que muestra estrellas jóvenes dentro y alrededor de la nube molecular Cepheus B.

Cuando la temperatura del núcleo alcanza aproximadamente 2000 K , la energía térmica se disocia el H 2 moléculas. [30] A esto le sigue la ionización de los átomos de hidrógeno y helio. Estos procesos absorben la energía de la contracción, lo que le permite continuar en escalas de tiempo comparables al período de colapso a velocidades de caída libre. [31] Una vez que la densidad del material que cae ha alcanzado aproximadamente 10 −8 g / cm 3 , ese material es lo suficientemente transparente como para permitir que escape la energía irradiada por la protoestrella. La combinación de convección dentro de la protoestrella y radiación de su exterior permite que la estrella se contraiga aún más. [30]Esto continúa hasta que el gas está lo suficientemente caliente como para que la presión interna soporte a la protoestrella contra un mayor colapso gravitacional, un estado llamado equilibrio hidrostático . Cuando esta fase de acreción está casi completa, el objeto resultante se conoce como protoestrella . [4]

N11, parte de una compleja red de nubes de gas y cúmulos de estrellas dentro de nuestra galaxia vecina, la Gran Nube de Magallanes.

La acumulación de material en la protoestrella continúa parcialmente desde el disco circunestelar recién formado . Cuando la densidad y la temperatura son lo suficientemente altas, comienza la fusión del deuterio y la presión hacia afuera de la radiación resultante ralentiza (pero no detiene) el colapso. El material que comprende la nube continúa "lloviendo" sobre la protoestrella . En esta etapa se producen chorros bipolares denominados objetos Herbig-Haro . Este es probablemente el medio por el cual se expulsa el exceso de momento angular del material que cae, lo que permite que la estrella continúe formándose.

Región de formación estelar Lupus 3 . [32]

Cuando la envoltura de gas y polvo circundante se dispersa y el proceso de acreción se detiene, la estrella se considera una estrella anterior a la secuencia principal (estrella PMS). La fuente de energía de estos objetos es la contracción gravitacional, a diferencia de la quema de hidrógeno en las estrellas de la secuencia principal. La estrella de PMS sigue una pista de Hayashi en el diagrama de Hertzsprung – Russell (H – R) . [33] La contracción continuará hasta que se alcance el límite de Hayashi y, posteriormente, la contracción continuará en una escala de tiempo Kelvin-Helmholtz con la temperatura permaneciendo estable. Estrellas con menos de 0,5  M ☉a partir de entonces únete a la secuencia principal. Para las estrellas PMS más masivas, al final de la trayectoria de Hayashi colapsarán lentamente en equilibrio casi hidrostático, siguiendo la trayectoria de Henyey . [34]

Finalmente, el hidrógeno comienza a fusionarse en el núcleo de la estrella y el resto del material envolvente se elimina. Esto finaliza la fase protoestelar y comienza la fase de secuencia principal de la estrella en el diagrama H – R.

Las etapas del proceso están bien definidas en estrellas con masas alrededor de 1  M ☉ o menos. En estrellas de gran masa, la duración del proceso de formación estelar es comparable a las otras escalas de tiempo de su evolución, mucho más corta, y el proceso no está tan bien definido. La evolución posterior de las estrellas se estudia en la evolución estelar .

Protoestrella
Arrebato de Protostar - HOPS 383 (2015).

Observaciones

La Nebulosa de Orión es un ejemplo arquetípico de formación estelar, desde las estrellas jóvenes y masivas que están dando forma a la nebulosa hasta los pilares de gas denso que pueden ser el hogar de las estrellas en ciernes.

Los elementos clave de la formación de estrellas solo están disponibles mediante la observación en longitudes de onda distintas de la óptica . La etapa protoestelar de la existencia estelar está casi invariablemente escondida en las profundidades de las densas nubes de gas y polvo que quedan del GMC . A menudo, estos capullos de formación de estrellas conocidos como glóbulos de Bok , se pueden ver en silueta contra la emisión brillante del gas circundante. [35] Las primeras etapas de la vida de una estrella se pueden ver en luz infrarroja , que penetra en el polvo más fácilmente que la luz visible . [36] Observaciones del Explorador de levantamientos infrarrojos de campo amplio(WISE) han sido especialmente importantes para revelar numerosas protoestrellas galácticas y sus cúmulos estelares progenitores . [37] [38] Ejemplos de tales cúmulos estelares incrustados son FSR 1184, FSR 1190, Camargo 14, Camargo 74, Majaess 64 y Majaess 98. [39]

Región de formación de estrellas S106.

La estructura de la nube molecular y los efectos de la protoestrella se pueden observar en mapas de extinción de infrarrojos cercanos (donde el número de estrellas se cuenta por unidad de área y se compara con un área cercana de cero extinción del cielo), emisión de polvo continuo y transiciones rotacionales. de CO y otras moléculas; estos dos últimos se observan en el rango milimétrico y submilimétrico . La radiación de la protoestrella y la estrella temprana debe observarse en longitudes de onda de astronomía infrarroja , ya que la extinciónprovocada por el resto de la nube en la que se está formando la estrella suele ser demasiado grande para permitirnos observarla en la parte visual del espectro. Esto presenta considerables dificultades ya que la atmósfera de la Tierra es casi completamente opaca desde 20 μm hasta 850 μm, con ventanas estrechas a 200 μm y 450 μm. Incluso fuera de este rango, se deben utilizar técnicas de sustracción atmosférica.

Estrellas jóvenes (violetas) reveladas por rayos X dentro de la región de formación estelar NGC 2024 . [40]

Las observaciones de rayos X han demostrado ser útiles para estudiar estrellas jóvenes, ya que la emisión de rayos X de estos objetos es aproximadamente 100 a 100 000 veces más fuerte que la emisión de rayos X de las estrellas de la secuencia principal. [41] Las primeras detecciones de rayos X de las estrellas T Tauri fueron realizadas por el Observatorio de rayos X de Einstein . [42] [43] Para las estrellas de baja masa, los rayos X se generan por el calentamiento de la corona estelar a través de la reconexión magnética , mientras que para las estrellas de alta masa O y las primeras de tipo B, los rayos X se generan a través de choques supersónicos en el estelar. vientos. Fotones en el rango de energía de rayos X suaves cubiertos por el Observatorio de rayos X Chandra y XMM-Newtonpuede penetrar el medio interestelar con sólo una absorción moderada debido al gas, lo que convierte a los rayos X en una longitud de onda útil para ver las poblaciones estelares dentro de las nubes moleculares. La emisión de rayos X como evidencia de la juventud estelar hace que esta banda sea particularmente útil para realizar censos de estrellas en regiones de formación estelar, dado que no todas las estrellas jóvenes tienen excesos infrarrojos. [44] Las observaciones de rayos X han proporcionado censos casi completos de todos los objetos de masa estelar en el Cúmulo de la Nebulosa de Orión y la Nube Molecular de Tauro . [45] [46]

La formación de estrellas individuales solo se puede observar directamente en la Vía Láctea , pero en galaxias distantes se ha detectado la formación de estrellas a través de su firma espectral única .

La investigación inicial indica que los cúmulos de formación de estrellas comienzan como áreas densas y gigantes en materia turbulenta rica en gas en galaxias jóvenes, viven unos 500 millones de años y pueden migrar al centro de una galaxia, creando el abultamiento central de una galaxia. [47]

El 21 de febrero de 2014, la NASA anunció una base de datos muy mejorada para rastrear los hidrocarburos aromáticos policíclicos (HAP) en el universo . Según los científicos, más del 20% del carbono del universo puede estar asociado con los HAP, posibles materiales de partida para la formación de vida . Los PAH parecen haberse formado poco después del Big Bang , están muy extendidos por todo el universo y están asociados con nuevas estrellas y exoplanetas . [48]

En febrero de 2018, los astrónomos informaron, por primera vez, de una señal de la época de reionización , una detección indirecta de luz de las primeras estrellas formadas, unos 180 millones de años después del Big Bang . [49]

Un artículo publicado el 22 de octubre de 2019 informó sobre la detección de 3MM-1 , una galaxia masiva formadora de estrellas a unos 12.500 millones de años luz de distancia que está oscurecida por nubes de polvo . [50] Con una masa de aproximadamente 10 10,8 masas solares , mostró una tasa de formación de estrellas aproximadamente 100 veces más alta que en la Vía Láctea . [51]

Objetos de Pathfinder notables

  • MWC 349 se descubrió por primera vez en 1978 y se estima que tiene solo 1.000 años.
  • VLA 1623: la primera protoestrella de Clase 0 ejemplar, un tipo de protoestrella incrustada que aún no ha acumulado la mayor parte de su masa. Encontrado en 1993, posiblemente sea menor de 10,000 años. [52]
  • L1014 : un objeto incrustado extremadamente débil que representa una nueva clase de fuentes que solo ahora se detectan con los telescopios más nuevos. Su estado aún no está determinado, podrían ser las protoestrellas de clase 0 de baja masa más jóvenes vistas hasta ahora o incluso objetos evolucionados de masa muy baja (como enanas marrones o incluso planetas rebeldes ). [53]
  • GCIRS 8 * : la estrella de secuencia principal más joven conocida en la región del Centro Galáctico , descubierta en agosto de 2006. Se estima que tiene 3,5 millones de años. [54]

Formación de estrellas de masa baja y alta

La región de formación de estrellas Westerhout 40 y la falla Serpens-Aquila : filamentos de nubes que contienen nuevas estrellas llenan la región. [55] [56]

Se cree que las estrellas de diferentes masas se forman mediante mecanismos ligeramente diferentes. La teoría de la formación de estrellas de baja masa, que está bien respaldada por la observación, sugiere que las estrellas de baja masa se forman por el colapso gravitacional de las mejoras de densidad giratorias dentro de las nubes moleculares. Como se describió anteriormente, el colapso de una nube giratoria de gas y polvo conduce a la formación de un disco de acreción a través del cual se canaliza la materia hacia una protoestrella central. Sin embargo, para las estrellas con masas superiores a aproximadamente 8  M ☉ , el mecanismo de formación estelar no se comprende bien.

Las estrellas masivas emiten copiosas cantidades de radiación que empuja contra el material que cae. En el pasado, se pensaba que esta presión de radiación podría ser lo suficientemente sustancial como para detener la acreción en la protoestrella masiva y evitar la formación de estrellas con masas superiores a unas pocas decenas de masas solares. [57] Un trabajo teórico reciente ha demostrado que la producción de un chorro y un flujo de salida despeja una cavidad a través de la cual gran parte de la radiación de una protoestrella masiva puede escapar sin obstaculizar la acreción a través del disco y hacia la protoestrella. [58] [59] El pensamiento actual es que, por lo tanto, las estrellas masivas pueden formarse mediante un mecanismo similar al por el cual se forman las estrellas de masa baja.

Existe una creciente evidencia de que al menos algunas protoestrellas masivas están rodeadas por discos de acreción. Varias otras teorías de la formación de estrellas masivas quedan por probar mediante la observación. De estas, quizás la más destacada es la teoría de la acreción competitiva, que sugiere que las protoestrellas masivas son "sembradas" por protoestrellas de baja masa que compiten con otras protoestrellas para extraer materia de toda la nube molecular madre, en lugar de simplemente de una pequeña. región local. [60] [61]

Otra teoría de la formación de estrellas masivas sugiere que las estrellas masivas pueden formarse por la coalescencia de dos o más estrellas de menor masa. [62]

Ver también

  • Acreción  : la acumulación de partículas en un objeto masivo atrayendo gravitacionalmente más materia.
  • Modelo de flujo de champán
  • Cronología del universo  - Historia y futuro del universo
  • Formación y evolución del Sistema Solar  - Formación del Sistema Solar por colapso gravitacional de una nube molecular y posterior historia geológica
  • Formación y evolución de galaxias  : desde un comienzo homogéneo, la formación de las primeras galaxias, la forma en que las galaxias cambian con el tiempo.
  • Lista de regiones de formación de estrellas en el grupo local  - Regiones en la galaxia de la Vía Láctea y grupo local donde se están formando nuevas estrellas

Referencias

  1. ^ Stahler, SW y Palla, F. (2004). La formación de estrellas . Weinheim: Wiley-VCH. ISBN 3-527-40559-3.
  2. ^ Lada, Charles J .; Lada, Elizabeth A. (1 de septiembre de 2003). "Clústeres incrustados en nubes moleculares". Revista anual de astronomía y astrofísica . 41 (1): 57-115. arXiv : astro-ph / 0301540 . Código Bibliográfico : 2003ARA & A..41 ... 57L . doi : 10.1146 / annurev.astro.41.011802.094844 . ISSN 0066-4146 . S2CID 16752089 .  
  3. ^ O'Dell, CR "Nebulosa" . Libro mundial de la NASA . World Book, Inc. Archivado desde el original el 29 de abril de 2005 . Consultado el 18 de mayo de 2009 .
  4. ↑ a b c d e Prialnik, Dina (2000). Introducción a la teoría de la estructura estelar y la evolución . Prensa de la Universidad de Cambridge. 195–212. ISBN 0-521-65065-8.
  5. ↑ Dupraz, C .; Casoli, F. (4 al 9 de junio de 1990). "El destino del gas molecular de fusiones a elípticas". Dinámica de las galaxias y sus distribuciones de nubes moleculares: Actas del 146º Simposio de la Unión Astronómica Internacional . París, Francia: Kluwer Academic Publishers. Código bibliográfico : 1991IAUS..146..373D .
  6. ^ Zhang, Guo-Yin; André, Ph; Men'shchikov, A .; Wang, Ke (octubre de 2020). "Fragmentación de filamentos formadores de estrellas en la nebulosa en forma de X de la nube molecular de California" . Astronomía y Astrofísica . 642 : A76. arXiv : 2002.05984 . Bibcode : 2020A & A ... 642A..76Z . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 202037721 . ISSN 0004-6361 . S2CID 211126855 .  
  7. ^ Lequeux, James (2013). Nacimiento, evolución y muerte de estrellas . World Scientific. ISBN 978-981-4508-77-3.
  8. ^ Williams, JP; Blitz, L .; McKee, CF (2000). "La estructura y evolución de las nubes moleculares: de cúmulos a núcleos al FMI". Protoestrellas y planetas IV . pag. 97. arXiv : astro-ph / 9902246 . Código Bibliográfico : 2000prpl.conf ... 97W .
  9. ↑ Alves, J .; Lada, C .; Lada, E. (2001). Tracing H 2 Via infrarrojos polvo extinción . Prensa de la Universidad de Cambridge. pag. 217. ISBN 0-521-78224-4. Parámetro desconocido |book-title=ignorado ( ayuda )
  10. ^ Sanders, DB; Scoville, Nueva Zelanda; Solomon, PM (1 de febrero de 1985). "Nubes moleculares gigantes en la galaxia. II - Características de las características discretas". Revista astrofísica, parte 1 . 289 : 373–387. Código bibliográfico : 1985ApJ ... 289..373S . doi : 10.1086 / 162897 .
  11. ^ Sandstrom, Karin M .; Peek, JEG; Bower, Geoffrey C .; Bolatto, Alberto D .; Plambeck, Richard L. (2007). "Una distancia paraláctica de Parsecs al cúmulo de la nebulosa de Orión desde observaciones de matriz de línea de base muy larga". El diario astrofísico . 667 (2): 1161. arXiv : 0706.2361 . Código Bibliográfico : 2007ApJ ... 667.1161S . doi : 10.1086 / 520922 . S2CID 18192326 . 
  12. ^ Wilking, BA; Gagné, M .; Allen, LE (2008). "Formación de estrellas en la nube molecular ρ Ophiuchi". En Bo Reipurth (ed.). Manual de regiones formadoras de estrellas, Volumen II: Publicaciones monográficas ASP del cielo meridional . arXiv : 0811.0005 . Código bibliográfico : 2008hsf2.book..351W .
  13. ↑ Khanzadyan, T .; Smith, MD; Gredel, R .; Stanke, T .; Davis, CJ (febrero de 2002). "Formación activa de estrellas en el gran glóbulo de Bok CB 34" . Astronomía y Astrofísica . 383 (2): 502–518. Bibcode : 2002A & A ... 383..502K . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20011531 .
  14. ^ Hartmann, Lee (2000). Procesos de acreción en la formación estelar . Prensa de la Universidad de Cambridge. pag. 4. ISBN 0-521-78520-0.
  15. ^ Smith, Michael David (2004). El origen de las estrellas . Prensa del Imperial College. págs. 43–44. ISBN 1-86094-501-5.
  16. ^ "ALMA es testigo de la asamblea de galaxias en el universo temprano por primera vez" . Consultado el 23 de julio de 2015 .
  17. ^ Kwok, Sun (2006). Física y química del medio interestelar . Libros universitarios de ciencia. págs.  435–437 . ISBN 1-891389-46-7.
  18. ^ Battaner, E. (1996). Dinámica de fluidos astrofísica . Prensa de la Universidad de Cambridge. págs. 166-167. ISBN 0-521-43747-4.
  19. ^ "ALMA captura dramáticos fuegos artificiales estelares" . www.eso.org . Consultado el 10 de abril de 2017 .
  20. ^ Jog, CJ (26 al 30 de agosto de 1997). "Estallidos de estrellas desencadenados por la compresión de la nube en galaxias que interactúan". En Barnes, JE; Sanders, DB (eds.). Actas del Simposio 186 de la IAU, Interacciones de galaxias con corrimiento al rojo bajo y alto . Kyoto, Japón. Código bibliográfico : 1999IAUS..186..235J .
  21. ^ Keto, Eric; Ho, Luis C .; Lo, K.-Y. (Diciembre de 2005). "M82, Starbursts, cúmulos de estrellas y la formación de cúmulos globulares". El diario astrofísico . 635 (2): 1062–1076. arXiv : astro-ph / 0508519 . Código bibliográfico : 2005ApJ ... 635.1062K . doi : 10.1086 / 497575 . S2CID 119359557 . 
  22. ^ Gralla, Meg; et al. (29 de septiembre de 2014). "Una medida de la emisión milimétrica y el efecto Sunyaev-Zel'dovich asociado con fuentes de radio de baja frecuencia". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . Prensa de la Universidad de Oxford. 445 (1): 460–478. arXiv : 1310.8281 . Código bibliográfico : 2014MNRAS.445..460G . doi : 10.1093 / mnras / stu1592 . S2CID 8171745 . 
  23. ↑ van Breugel, Wil; et al. (Noviembre de 2004). T. Storchi-Bergmann; LC Ho; Henrique R. Schmitt (eds.). La interacción entre los agujeros negros, las estrellas y el ISM en los núcleos galácticos . Prensa de la Universidad de Cambridge. págs. 485–488. arXiv : astro-ph / 0406668 . Código bibliográfico : 2004IAUS..222..485V . doi : 10.1017 / S1743921304002996 .
  24. ^ "El tamaño puede ser engañoso" . www.spacetelescope.org . Consultado el 9 de octubre de 2017 .
  25. ^ Prialnik, Dina (2000). Introducción a la teoría de la estructura estelar y la evolución . Prensa de la Universidad de Cambridge. págs. 198-199. ISBN 0-521-65937-X.
  26. ^ Hartmann, Lee (2000). Procesos de acreción en la formación estelar . Prensa de la Universidad de Cambridge. pag. 22. ISBN 0-521-78520-0.
  27. ^ Li, Hua-bai; Dowell, C. Darren; Goodman, Alyssa; Hildebrand, Roger; Novak, Giles (11 de agosto de 2009). "Anclaje de campo magnético en nubes moleculares turbulentas". El diario astrofísico . 704 (2): 891. arXiv : 0908.1549 . Código Bibliográfico : 2009ApJ ... 704..891L . doi : 10.1088 / 0004-637X / 704/2/891 . S2CID 118341372 . 
  28. ^ Ballesteros-Paredes, J .; Klessen, RS; Mac Low, M.-M .; Vázquez-Semadeni, E. (2007). "Turbulencia de nubes moleculares y formación de estrellas". En Reipurth, B .; Jewitt, D .; Keil, K. (eds.). Protoestrellas y planetas V . págs. 63–80. ISBN 978-0-8165-2654-3.
  29. ^ Longair, MS (2008). Formación de galaxias (2ª ed.). Saltador. pag. 478. ISBN 978-3-540-73477-2.
  30. ↑ a b c Larson, Richard B. (1969). "Cálculos numéricos de la dinámica del colapso de proto-estrella" . Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 145 (3): 271–295. Código bibliográfico : 1969MNRAS.145..271L . doi : 10.1093 / mnras / 145.3.271 .
  31. ^ Salaris, Maurizio (2005). Cassisi, Santi (ed.). Evolución de estrellas y poblaciones estelares . John Wiley e hijos. págs.  108-109 . ISBN 0-470-09220-3.
  32. ^ "Gloria de la penumbra" . www.eso.org . Consultado el 2 de febrero de 2018 .
  33. ^ C. Hayashi (1961). "Evolución estelar en las primeras fases de la contracción gravitacional". Publicaciones de la Sociedad Astronómica de Japón . 13 : 450–452. Código Bib : 1961PASJ ... 13..450H .
  34. ^ LG Henyey; R. Lelevier; RD Levée (1955). "Las primeras fases de la evolución estelar" . Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 67 (396): 154. Bibcode : 1955PASP ... 67..154H . doi : 10.1086 / 126791 .
  35. ^ BJ Bok y EF Reilly (1947). "Pequeñas nebulosas oscuras". Revista astrofísica . 105 : 255. Bibcode : 1947ApJ ... 105..255B . doi : 10.1086 / 144901 .
    Yun, Joao Lin; Clemens, Dan P. (1990). "Formación de estrellas en pequeños glóbulos - Bart BOK estaba en lo cierto". El diario astrofísico . 365 : L73. Código Bibliográfico : 1990ApJ ... 365L..73Y . doi : 10.1086 / 185891 .
  36. ^ Benjamín, Robert A .; Churchwell, E .; Babler, Brian L .; Bania, TM; Clemens, Dan P .; Cohen, Martin; Dickey, John M .; Indebetouw, Rémy; et al. (2003). "GLIMPSE. I. Un proyecto heredado de SIRTF para mapear la galaxia interior". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 115 (810): 953–964. arXiv : astro-ph / 0306274 . Código bibliográfico : 2003PASP..115..953B . doi : 10.1086 / 376696 . S2CID 119510724 . 
  37. ^ "Misión de explorador de topografía infrarroja de campo amplio" . NASA.
  38. ^ Majaess, D. (2013). Descubriendo protoestrellas y sus grupos de hosts a través de WISE , ApSS, 344, 1 ( catálogo de VizieR )
  39. ^ Camargo y col. (2015). Nuevos cúmulos galácticos integrados y candidatos de una encuesta WISE , New Astronomy, 34
  40. ^ Getman, K .; et al. (2014). "Gradientes de edad Core-Halo y formación de estrellas en la nebulosa de Orión y cúmulos estelares jóvenes NGC 2024". Suplemento de revista astrofísica . 787 (2): 109. arXiv : 1403.2742 . Código bibliográfico : 2014ApJ ... 787..109G . doi : 10.1088 / 0004-637X / 787/2/109 . S2CID 118503957 . 
  41. ^ Preibisch, T .; et al. (2005). "El origen de la emisión de rayos X de T Tauri: nuevas ideas del proyecto Chandra Orion Ultradeep". Suplemento de revista astrofísica . 160 (2): 401–422. arXiv : astro-ph / 0506526 . Código bibliográfico : 2005ApJS..160..401P . doi : 10.1086 / 432891 . S2CID 18155082 . 
  42. ^ Feigelson, ED; Decampli, WM (1981). "Observaciones de emisión de rayos X de estrellas T-Tauri". Cartas de revistas astrofísicas . 243 : L89 – L93. Código Bibliográfico : 1981ApJ ... 243L..89F . doi : 10.1086 / 183449 .
  43. ↑ Montmerle, T .; et al. (1983). "Observaciones de Einstein de la nube oscura de Rho Ophiuchi - un árbol de Navidad de rayos X". Revista astrofísica, parte 1 . 269 : 182-201. Código Bibliográfico : 1983ApJ ... 269..182M . doi : 10.1086 / 161029 .
  44. ^ Feigelson, ED; et al. (2013). "Resumen del estudio del complejo masivo de formación de estrellas jóvenes en el proyecto de infrarrojos y rayos X (MYStIX)". Suplemento de revista astrofísica . 209 (2): 26. arXiv : 1309.4483 . Código bibliográfico : 2013ApJS..209 ... 26F . doi : 10.1088 / 0067-0049 / 209/2/26 . S2CID 56189137 . 
  45. ^ Getman, KV; et al. (2005). "Proyecto Chandra Orion Ultradeep: observaciones y listas de fuentes". Suplemento de revista astrofísica . 160 (2): 319–352. arXiv : astro-ph / 0410136 . Código bibliográfico : 2005ApJS..160..319G . doi : 10.1086 / 432092 . S2CID 19965900 . 
  46. ^ Güdel, M .; et al. (2007). "El estudio extendido XMM-Newton de la nube molecular de Tauro (XEST)". Astronomía y Astrofísica . 468 (2): 353–377. arXiv : astro-ph / 0609160 . Bibcode : 2007A & A ... 468..353G . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20065724 . S2CID 8846597 . 
  47. ^ " Grupo joven formador de estrellas en el espacio profundo avistado por primera vez" . 10 de mayo de 2015 . Consultado el 11 de mayo de 2015 .
  48. ^ Hoover, Rachel (21 de febrero de 2014). "¿Necesita rastrear nanopartículas orgánicas en todo el universo? La NASA tiene una aplicación para eso" . NASA . Consultado el 22 de febrero de 2014 .
  49. ^ Gibney, Elizabeth (28 de febrero de 2018). "Los astrónomos detectan la luz de las primeras estrellas del Universo. Las sorpresas en la señal del amanecer cósmico también apuntan a la presencia de materia oscura" . Naturaleza . doi : 10.1038 / d41586-018-02616-8 . Consultado el 28 de febrero de 2018 .
  50. ^ Williams, Christina C .; Labbe, Ivo; Spilker, Justin; Stefanon, Mauro; Leja, Joel; Whitaker, Katherine; Bezanson, Rachel; Narayanan, Desika; Oesch, Pascal; Weiner, Benjamin (2019). "Descubrimiento de una galaxia oscura, masiva y exclusiva de ALMA en z ∼ 5-6 en una minúscula encuesta de 3 mm". El diario astrofísico . 884 (2): 154. arXiv : 1905.11996 . Código bibliográfico : 2019ApJ ... 884..154W . doi : 10.3847 / 1538-4357 / ab44aa . ISSN 1538-4357 . S2CID 168169681 .  
  51. ^ Universidad de Arizona (22 de octubre de 2019). "Yeti cósmico del amanecer del universo encontrado al acecho en el polvo" . Noticias UAN . Consultado el 22 de octubre de 2019 .
  52. ↑ Andre, Philippe; Ward-Thompson, Derek; Barsony, Mary (1993). "Observaciones continuas submilimétricas de Rho Ophiuchi A - El candidato protoestrella VLA 1623 y grupos prestelares". El diario astrofísico . 406 : 122-141. Código Bibliográfico : 1993ApJ ... 406..122A . doi : 10.1086 / 172425 . ISSN 0004-637X . 
  53. ↑ Bourke, Tyler L .; Crapsi, Antonio; Myers, Philip C .; et al. (2005). "Descubrimiento de un flujo de salida molecular bipolar de baja masa de L1014-IRS con la matriz submilimétrica". El diario astrofísico . 633 (2): L129. arXiv : astro-ph / 0509865 . Código Bibliográfico : 2005ApJ ... 633L.129B . doi : 10.1086 / 498449 . S2CID 14721548 . 
  54. ^ Geballe, TR; Najarro, F .; Rigaut, F .; Roy, J.‐R. (2006). "El espectro de la banda K de la estrella caliente en el IRS 8: ¿un forastero en el centro galáctico?". El diario astrofísico . 652 (1): 370–375. arXiv : astro-ph / 0607550 . Código bibliográfico : 2006ApJ ... 652..370G . doi : 10.1086 / 507764 . ISSN 0004-637X . S2CID 9998286 .  
  55. ^ Kuhn, MA; et al. (2010). "Una observación de Chandra del complejo formador de estrellas oscurecido W40". Revista astrofísica . 725 (2): 2485–2506. arXiv : 1010.5434 . Código Bibliográfico : 2010ApJ ... 725.2485K . doi : 10.1088 / 0004-637X / 725/2/2485 . S2CID 119192761 . 
  56. ^ André, Ph .; et al. (2010). "De las nubes filamentarias a los núcleos prestelares al FMI estelar: aspectos destacados iniciales de la encuesta Herschel Gould Belt". Astronomía y Astrofísica . 518 : L102. arXiv : 1005.2618 . Código Bib : 2010A y A ... 518L.102A . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201014666 . S2CID 248768 . 
  57. ^ MG Wolfire; JP Cassinelli (1987). "Condiciones para la formación de estrellas masivas". Revista astrofísica . 319 (1): 850–867. Código Bibliográfico : 1987ApJ ... 319..850W . doi : 10.1086 / 165503 .
  58. ^ CF McKee; JC Tan (2002). "Formación masiva de estrellas en 100.000 años a partir de nubes moleculares turbulentas y presurizadas". Naturaleza . 416 (6876): 59–61. arXiv : astro-ph / 0203071 . Código Bibliográfico : 2002Natur.416 ... 59M . doi : 10.1038 / 416059a . PMID 11882889 . S2CID 4330710 .  
  59. ^ R. Banerjee; RE Pudritz (2007). "Formación masiva de estrellas a través de altas tasas de acreción y salidas tempranas impulsadas por discos". Revista astrofísica . 660 (1): 479–488. arXiv : astro-ph / 0612674 . Código Bibliográfico : 2007ApJ ... 660..479B . doi : 10.1086 / 512010 . S2CID 9769562 . 
  60. ^ IA Bonnell; MR Bate; CJ Clarke; JE Pringle (1997). "Acreción y espectro de masas estelares en pequeños cúmulos" . Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 285 (1): 201–208. Código bibliográfico : 1997MNRAS.285..201B . doi : 10.1093 / mnras / 285.1.201 .
  61. ^ IA Bonnell; Señor Bate (2006). "Formación de estrellas mediante colapso gravitacional y acreción competitiva". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 370 (1): 488–494. arXiv : astro-ph / 0604615 . Código Bibliográfico : 2006MNRAS.370..488B . doi : 10.1111 / j.1365-2966.2006.10495.x . S2CID 15652967 . 
  62. ^ IA Bonnell; MR Bate; H. Zinnecker (1998). "Sobre la formación de estrellas masivas". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 298 (1): 93-102. arXiv : astro-ph / 9802332 . Código bibliográfico : 1998MNRAS.298 ... 93B . doi : 10.1046 / j.1365-8711.1998.01590.x . S2CID 119346630 . 
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