Edukira joan

Izarren eraketa

Wikipedia, Entziklopedia askea
(«Izar eraketa» orritik birbideratua)

Izarren eraketa, kanpo-espazioko hodei molekularren barruko eskualde trinkoek, batzuetan "izar-haurtzaindegiak" edo "izar-formazioko eskualdeak" izenekoek, kolapsatu eta izarrak osatzen dituzten prozesua da.[1] Astronomiaren adar gisa, izarren eraketan izarrarteko ingurunea (ISM) eta hodei molekular erraldoiak (GMC) aztertzen dira izar-eraketaren prozesuaren aitzindari gisa, eta protoizarrak eta izar-objektu gazteak aztertzen dira, hala nola haien berehalako produktuak. Oso lotuta dago planeten eraketarekin, astronomiaren beste adar batekin. Izar eraketaren teoriak, izar bakar baten eraketaren berri emateaz gain, izar bitarren estatistikak eta hasierako masa funtzioa ere kontuan hartu behar ditu. Izar gehienak ez dira modu isolatuan eratzen, izar kumulu edo izar elkarte izeneko izar talde baten parte bezala baizik.[2]

Izar-haurtzaindegiak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
Hubble espazio teleskopioaren irudia, Kreazioaren Zutabeak izenez ezagutzen dena, non izarrak sortzen ari diren Arranoaren nebulosan

Izarrarteko hodeiak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
W51 nebulosa Aquilan - Esne Bideko izar fabrika handienetako bat (2020ko abuztuaren 25a)

Esne Bidearen moduko galaxia espiral batek izarrak, izar konpaktu eta gas eta izarrarteko ingurune lauso bat (ISM) ditu. Izarrarteko ingurunea cm3-ko 10-4 eta 106 partikula inguruk osatzen dute, eta hidrogenoaren masaren % 70 inguruk osatzen dute; gainerako gas gehiena helioz osatuta dago. Ingurune hau elementu astunagoen arrastoekin aberastu da kimikoki, helioaren fusioaren bidez izarretatik kanporatu zirenak, hauek sekuentzia nagusian beren bizitzaren amaiera gainditu zutenean. Izarrarteko ingurunearen dentsitate handieneko eskualdeek hodeiak edo nebulosa lausoak eratzen dituzte,[3] non izarrak sortzen diren.[4] Espiralak ez bezala, galaxia eliptiko batek bere izarrarteko ingurunearen osagai hotza galtzen du mila milioi urte inguruko epean, eta horrek galaxiak nebulosa lausoak sortzea eragozten du, beste galaxia batzuekin bat eginez izan ezik.[5]

Izarrak sortzen diren nebulosa trinkoak, hidrogenoaren zati handi bat forma molekularrean dago (H2), eta, beraz, nebulosa horiei hodei molekularrak deitzen zaie.[4] Herschel Espazio Behatokiak aditzera eman duenez, filamentuak nonahikoak dira hodei molekularrean. Harizpi molekular trinkoak, izarrak eratzeko prozesuan funtsezkoak direnak, grabitate bidez lotutako nukleoetan zatituko dira, eta horietako gehienak izar bihurtu arte eboluzionatuko dute. Gas-pilaketa jarraituak, kurbadura geometrikoak eta eremu magnetikoek harizpiak zehatz-mehatz zatikatzeko modua kontrola dezakete. Harizpi superkritikoetan, behaketek agerian utzi dute nukleo trinkoen kate ia periodikoak daudela, harizpiaren barne-zabaleraren pareko tartearekin, eta irteera-fluxuekin txertatutako protoizarrak dauzkatela.[6]

Behaketek adierazten dute hodei hotzenek masa baxuko izarrak sortzeko joera dutela, eta hodeien barruan infragorrian ikusten direla lehenik, eta hodeiak desegiten direnean argi ikusgarrian gero; hodei molekular erraldoiek, berriz, beroagoak izan ohi direnez, masa guztietako izarrak sortzen dituzte.[7] Hodei molekular erraldoi horiek 100 partikulako dentsitate tipikoak dituzte cm3 bakoitzeko, 100 argi-urteko diametroak (9,5 × 1014 km), 6 milioi eguzki-masa arteko masak (M☉)[8] eta batez besteko barne-tenperatura 10 K. Gutxi gorabehera ISM galaktikoaren masa osoaren erdia hodei molekularretan dago,[9] eta Esne Bidean kalkulatzen da 6.000 bat hodei molekular daudela, bakoitza 100.000 M☉ baino gehiagorekin.[10] Izar masiboak sortzen ari diren Eguzkitik gertuen dagoen nebulosa Orion Nebulosa da, 1.300 argi-urte-ko distantziara (1,2 × 1016 km).[11] Hala ere, masa txikiagoko izarren eraketa 400-450 argi-urteko distantziara gertatzen ari da ρ Ophiuchi hodei-multzoan.[12]

Izar-eraketarako leku trinkoago bat Bok globulu izenez ezagutzen diren gas eta hautsezko hodei opakoak dira, Bart Bok astronomoak horrela deituak. Kolapsoan dauden hodei molekularrekin batera sor daitezke, edo modu independentean, ziurrenik.[13] Bok-en globuluek argi-urte baterainoko diametroa izaten dute eta eguzki-masa batzuk izaten dituzte.[14] Hodei ilunak bezala ikus daitezke, igorpen nebulosa distiratsuen edo hondoko izarren kontra siluetatuak. Bok globulu ezagunen erdiak baino gehiagok eratzen ari diren izarrak dituztela aurkitu da.[15]

Galaxiaren mihiztatzea Unibertso goiztiarran. [16]

Hodeien kolapsoa

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Izarrarteko gas-hodei bat oreka hidrostatikoan egongo da gasaren presioaren energia zinetikoa barneko grabitate-indarraren energia potentzialarekin orekan dagoen bitartean. Hori matematikoki adierazten da birialaren teoremaren bidez, zeinak ezartzen baitu, oreka mantentzeko, energia grabitatorio potentzialak barneko energia termikoaren bikoitza izan behar duela.[17] Hodei bat nahikoa masiboa bada gasaren presioa jasateko, hodeiak kolapso grabitatorioa izango du. Hodei batek kolapso hori jasango duen masari Jeans-en masa deitzen zaio. Jeans-en masa hodeiaren tenperaturaren eta dentsitatearen araberakoa da, baina milaka eta milaka eguzki masakoa izaten da.[4] Hodeiaren kolapsoan, hamarnaka eta hamarnaka mila izarren artean sortzen dira, gutxi gorabehera aldi berean, inkrustatutako kumuluetan ikusten dena. Nukleoaren kolapsoaren azken emaitza izar-kumulu ireki bat da.[18]

Orion nebulosaren konplexuaren ALMAren behaketek izarren jaiotzako leherketei buruzko informazioa ematen dute. [19]

Sortutako izar-eraketan, hodei molekular bat konprimitzen duen eta grabitate-kolapsoa hasten duen gertaera bat gerta daiteke. Hodei molekularrek talka egin dezakete elkarren artean, edo supernoba hurbileko leherketa bat izan daiteke eragilea, inpaktatutako materia hodeira oso abiadura handian bidaliz. (Sortzen diren izar berriek, aldi berean, supernobak sor ditzakete, autohedatutako izar-eraketa sortuz). Bestalde, talka galaktikoek izar-formazioko agerraldi masiboak eragin ditzakete, galaxia bakoitzeko gas-hodeiak konprimitu eta marea-indarrek astintzen baitituzte.[20] Azken mekanismo hori izan daiteke kumulu globularrak eratzeko arduraduna.[21]

Galaxia baten nukleoan dagoen zulo beltz supermasibo batek nukleo galaktiko batean izarrak sortzeko erritmoa erregulatzeko balio dezake. Inflexioan materia pilatzen ari den zulo beltz bat aktibatu egin daiteke, zurrusta erlatibista kolimatu baten bidez haize bortitza isuriz. Horrek izarren eraketa mugatu dezake. Erradioko partikula igorleak argiaren abiaduratik hurbil botatzen dituzten zulo beltz masiboek galaxia zahartuetan izar berrien eraketa blokeatu dezakete. Hala ere, zurrusten inguruko irrati-emisioek ere izarren sorrera eragin dezakete.[22] Era berean, zurrusta ahulago batek izarrak sor ditzake hodei batekin talka egiten duenean.[23]

ESO 553-46 galaxia nanoak Esne Bidetik hurbilen dauden 1000 galaxietako izar-formazioaren tasarik altuenetako bat du. [24]

Kolapsatzean, hodei molekular bat gero eta zati txikiagoetan apurtzen da modu hierarkikoan, zatiak izar masara iritsi arte. Zati horietako bakoitzean, kolapsatzen duen gasak grabitate-energia potentzialaren askapenetik lortutako energia irradiatzen du. Dentsitatea handitu ahala, zatiak opako bihurtzen dira eta, beraz, ez dira hain eraginkorrak beren energia irradiatzeko orduan. Horrek hodeiaren tenperatura igotzen du eta zatiketa handiagoa eragozten du. Zatiak gas-esfera birakarietan kondentsatzen dira orain, eta esfera horiek izar-enbrioiak dira.[25]

Turbulentziaren efektuek, fluxu makroskopikoek, errotazioak, eremu magnetikoek eta hodeiaren geometriak kolapsoan dagoen hodei baten irudia zailtzen dute. Errotazioak eta eremu magnetikoek hodei baten kolapsoa zaildu dezakete.[26][27] Turbulentziak hodeia zatikatzen laguntzen du eta, eskala txikienetan, kolapsoa errazten du.[28]

Protoizarra

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
LH 95 izar-haurtzaindegia Magallanesen Hodei Handian.

Protoizar-hodei batek kolapsatzen jarraituko du grabitazio-loturaren energia ezabatu ahal den bitartean. Gehiegizko energia hori erradiazioaren bidez galtzen da batez ere. Hala ere, kolapsatutako hodeia bere erradiazioaren opako bihurtuko da, eta energia beste bitartekoren batek ezabatu beharko du. Hodeiaren barruko hautsa 60-100 K-ko tenperaturan berotzen da, eta partikula horiek uhin-luzeratan irradiatzen dira hodeia gardena den urrutiko infragorrian. Horrela, batez besteko hautsa hodeiaren atzeko kolapsoan.[29]

Kolapsoan, hodeiaren dentsitatea handitu egiten da erdigunerantz, eta, beraz, erdiko eskualdea opako bihurtzen da optikoki lehenik. Dentsitatea 10-13 g/cm3 ingurukoa denean gertatzen da hori. Gune zentral bat eratzen da, lehen nukleo hidrostatikoa deitzen dena, eta bertan kolapsoa gelditzen da funtsean. Tenperaturak gora egiten jarraitzen du birus-teoremak zehazten duenaren arabera. Eskualde opaku honetarantz erortzen den gasak harekin talka egiten du eta nukleoa are gehiago berotzen duten talka-uhinak sortzen ditu.[30]

Cepheus B hodei molekularraren inguruan eta inguruan izar gazteak erakusten dituen irudi konposatua.

Nukleoaren tenperatura 2000 K-ra iristen denean, energia termikoak H2 molekulak banatzen ditu.[30] Ondoren, hidrogeno eta helio atomoen ionizazioa gertatzen da. Prozesu horiek uzkurduraren energia xurgatzen dute, eta horri esker, erorketa libreko abiaduren kolapsoarekin konpara daitezkeen denbora-eskaletan jarrai dezake.[31] Inflexio-materialaren dentsitatea 10-8 g/cm3 ingurura iritsi ondoren, material hori nahikoa gardena da protoizarrak erradiatutako energiak ihes egin dezan. Protoizarraren barruko konbekzioaren konbinazioak eta kanpoko erradiazioak izarra are gehiago uzkurtzea ahalbidetzen dute.[30] Honek jarraitzen du gasa nahikoa bero dagoen arte barneko presioak protoizarra eusteko grabitazio kolapso handiago baten aurka, oreka hidrostatikoa izeneko egoera baten aurka. Akrezio fase hau ia osorik dagoenean, emaitzazko objektua protoizar bezala ezagutzen da.[4]

N11, gas-hodeien eta izar-kumuluen sare konplexu batetik abiatzen da ondoko galaxian, Magallanesen Hodei Handian.

Protoizarraren gaineko materialaren akrezioak partzialki jarraitzen du osatu berri den disko zirkunestelarretik. Dentsitatea eta tenperatura behar bezain altuak direnean, deuterioaren fusioa hasten da, eta ondoriozko erradiazioaren kanporanzko presioak kolapsoa moteltzen du (baina ez du gelditzen). Hodeia osatzen duen materialak protoizarraren gainean "euria" egiten jarraitzen du. Etapa honetan Herbig-Haro objektuak izeneko zurrusta bipolarrak sortzen dira. Ziur asko, bitarteko horren bidez botatzen da inflexioan dagoen materialaren momentu angeluarraren gehiegikeria, izarrak sortzen jarrai dezan.

Lupus 3 izar-formazioko eskualdea. [32]

Inguratzen duen gas- eta hauts-bilgarria sakabanatu eta akrezio-prozesua gelditzen denean, izarra sekuentzia nagusiko aurreko izartzat hartzen da (PMS izarra). Objektu horien energia-iturria grabitazio-kontrakzioa da, sekuentzia nagusiko izarretan hidrogenoa erretzea ez bezala. PMS izarrak Hayashi ibilbide bat jarraitzen du Hertzsprung-Russell (H-R) diagraman.[33] Kontrakzioak aurrera jarraituko du Hayashiren mugara iritsi arte, eta, hortik aurrera, uzkurdurak Kelvin-Helmholtz denbora-eskala batean jarraituko du, tenperatura egonkor mantenduz. 0,5 M☉ baino gutxiagoko izarrak Ondoren, sekuentzia nagusian sartzen dira. PMS izar masiboenen kasuan, Hayashiren ibilbidearen amaieran oreka ia hidrostatikoan kolapsatuko dira, Henyeyren ibilbideari jarraituz.[34]

Azkenik, hidrogenoa izarraren nukleoan fusionatzen hasten da, eta biltzen duen gainerako materiala ezabatu egiten da. Horrek amaiera ematen dio fase protoizarrari, eta izarraren sekuentzia nagusiaren fasea hasten da H-R diagraman.

Prozesuaren etapak ondo zehaztuta daude 1 M☉ inguruko masak dituzten izarretan. Edo gutxiago. Masa handiko izarretan, izar-eraketa prozesuaren iraupena eboluzioaren beste denbora-eskalen parekoa da, askoz laburragoak, eta prozesua ez dago hain ondo definituta. Izarren ondorengo bilakaera izarren eboluzioan aztertzen da.

Protoizar
</img>
Protoizarraren eztanda - HOPS 383 (2015).

Behaketak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
Orion nebulosa izar-formazioaren adibide arketipikoa da, nebulosari forma ematen dioten izar masibo eta gazteetatik hasi eta izarren bizileku izan daitezkeen gas trinkoko pilaretaraino.

Izar-formazioaren funtsezko elementuak optikakoak ez diren uhin-luzeretan behatuz bakarrik daude eskuragarri. Izar-existentziaren etapa protoestelarra GMCtik geratzen diren gas- eta hauts-hodei trinkoen sakoneran ezkutatzen da ia beti. Sarritan, izar formazioko kapulu horiek, Bok-en globulu izenez ezagutzen direnak, siluetan ikus daitezke inguruko gasaren igorpen distiratsuaren aurka.[35] Izar baten bizitzako lehen etapak argi infragorrian ikus daitezke, hautsean argi ikusgaia baino errazago sartzen baita.[36] Horregatik, Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) delakoaren behaketak bereziki garrantzitsuak izan dira protoizar galaktiko ugari eta haien izar kumuluak argitzeko.[37][38] Izar kumulu horien adibide dira FSR 1184, FSR 1190, Camargo 14, Camargo 74, Majaess 64 eta Majaess 98.[39]

S106 izarren eraketa eskualdea.

Hodei molekularraren egitura eta protoizarraren ondorioak hurbil dagoen infragorrian ikus daitezke itzaltze-mapetan (azalera-unitate bakoitzeko izar-kopurua dago, eta zeru-eremu hurbil batekin alderatzen da, zero itzalketarekin), hauts-isurketa jarraituan eta CO eta beste molekula batzuen trantsizio birakarietan; azken bi horiek maila milimetrikoan eta azpimilimetrikoan ikusten dira. Protoizarraren eta izar goiztiarraren erradiazioa astronomia infragorriaren uhin-luzeretan ikusi behar da; izan ere, izarra sortzen ari den gainerako hodeiak eragindako iraungipena handiegia izaten da espektroaren ikusizko zatian ikusteko. Horrek zailtasun handiak ditu, lurreko atmosfera ia erabat opakua baita 20μm-tik 850μm-ra, 200μm eta 450μm-ra bitarteko leiho estuekin. Tarte horretatik kanpo ere, atmosferatik ihes egiteko teknikak erabili behar dira.

Izar gazteak (purpura) X izpiek errebelatuak NGC 2024 izar-eraketa eskualdean. [40]

X izpien behaketak baliagarriak izan dira izar gazteak aztertzeko, objektu horien X izpien emisioa sekuentzia nagusiko izarrena baino 100 eta 100.000 aldiz biziagoa baita.[41] T Tauri izarren X izpien lehen detekzioak X izpien Einstein Behatokiak egin zituen.[42][43] Masa baxuko izarren kasuan, X izpiak birkonexio magnetikoaren bidez izar koroa berotzearen bidez sortzen dira; O motako masa altuko izarren eta B motakoen kasuan, berriz, X izpiak izar haizeetako talka supersonikoen bidez sortzen dira. X Izpien Chandra Behatokiak eta XMM-Newtonek estalitako X izpi bigunen energia-tartean dauden fotoiak izarrarteko ingurunean sar daitezke gasaren ondoriozko xurgapen moderatu batekin soilik, eta, horren ondorioz, X izpiak uhin-luzera erabilgarria dira hodei molekularren barruko izar-populazioak ikusteko. Izar gaztetasunaren ebidentzia gisa X izpiak igortzen direnez, banda hau bereziki baliagarria da izar formazioko eskualdeetan izarren erroldak egiteko, izar gazte guztiek ez baitute gehiegikeriarik infragorrian.[44] X izpien behaketek izar masako objektu guztien zentsu ia osoak eman dituzte Orion Nebulosaren Kumuluan eta Tauroren Hodei Molekularrean.[45][46]

Banakako izarren eraketa Esne Bidean baino ezin da zuzenean ikusi, baina urruneko galaxietan izarren eraketa hauteman da haien sinadura espektral bakarraren bidez.

Lehen ikerketen arabera, izar-formazioko kumuluak gune erraldoi eta trinko gisa hasten dira galaxia gazteen gas zurrunbilotsuko materia aberatsean, 500 milioi urte inguru bizi dira eta galaxia baten erdigunera migratu dezakete, galaxia baten erdiko fardela sortuz.[47]

2014ko otsailaren 21ean, NASAk hidrokarburo aromatiko poliziklikoen (HAP) jarraipena unibertsoan egiteko datu base oso hobetua iragarri zuen. Zientzialarien arabera, unibertsoko karbonoaren % 20 baino gehiago HAPekin lotuta egon daiteke, bizitza eratzeko abiapuntu izan daitezkeen materialekin. HAPak Big Bang baino pixka bat geroago sortu direla dirudi, unibertso osoan zehar hedatuta daude eta izar eta exoplaneta berriekin lotzen dira.[48]

2018ko otsailean, astronomoek, lehen aldiz, erreionizazio garaiko seinale baten berri eman zuten, sortutako lehen izarren argia zeharka detektatuz: Big Bang baino 180 milioi urte geroago.[49]

2019ko urriaren 22an argitaratutako artikulu batek 3MM-1 detektatu zela jakinarazi zuen, 12.500 milioi argi-urteko distantziara dagoen izar-formazioko galaxia masibo bat, hauts-lainoz ilunduta dagoena.[50] 1010,8 eguzki masako masarekin, Esne Bidekoa baino 100 aldiz handiagoa zen izar eraketaren tasa.[51]

Bideak bilatzeko objektu nabarmenak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
  • MWC 349 1978an aurkitu zen lehen aldiz, eta 1.000 urteko antzinatasuna besterik ez duela uste da.
  • VLA 1623 - 0 klaseko lehen protoizar eredugarria, bere masa gehiena oraindik pilatu ez duen protoizar mota txertatua. 1993an aurkitua, beharbada 10.000 urte baino gazteagoa da. [52]
  • L1014 - Objektu oso ahul inkrustatu bat, iturri mota berri baten adierazgarri, orain bakarrik teleskopio berrienekin detektatzen ari dena. Haien estatusa zehaztugabea da oraindik, orain arte ikusitako masa baxuko 0 klaseko protoizarrak izan daitezke, baita masa oso baxuko objektu eboluzionatuak ere (nano marroiak edo planeta errebeldeak, adibidez). [53]
  • GCIRS 8* - Zentro Galaktikoaren eskualdean ezagutzen den sekuentzia nagusiko izarrik gazteena, 2006ko abuztuan aurkitua. 3,5 milioi urte dituela kalkulatzen da. [54]

Masa baxuko eta altuko izarren eraketa

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
Westerhout 40 eta Serpens-Aquila Rift izar-formazioko eskualdeak: izar berriak dituzten hodei-harizpiak betetzen dute eskualdea. [55] [56]

Masa desberdinetako izarrak mekanismo apur bat ezberdinez osatzen direla uste da. Behaketak ondo babesten duen masa baxuko izarren eraketaren teoriak iradokitzen du masa baxuko izarrak molekula-hodeien barruan errotazio-dentsitatearen gorakaden grabitazio-kolapsoaren ondorioz eratzen direla. Lehen deskribatu den bezala, gas eta hautsezko hodei birakari baten kolapsoak akrezio-disko bat sortzea dakar, eta disko horren bidez materia protoizar zentral batera bideratzen da. Hala ere, 8 M☉ baino gehiagoko masak dituzten izarrentzat. , izar-eraketaren mekanismoa ez da ondo ezagutzen.

Izar masiboek erradiazio kantitate handiak igortzen dituzte, hurbiltzen den materialaren aurka presioa eginez. Iraganean, erradiazio-presio hori protoizar masiboan akrezioa gelditzeko eta hamarnaka eguzki masa baino gehiagoko izarrak sortzea eragozteko bezain garrantzitsua izan zitekeela uste zen.[57] Oraintsuko lan teorikoek frogatu dutenez, zurrustaren eta irteera-fluxuaren ekoizpenak barrunbe bat uxatzen du, eta horren bidez protoizar masibo baten erradiazioaren zati handi batek ihes egin dezake, diskoaren eta protoizarraren bidezko akrezioa eragotzi gabe.[58][59] Gaur egungo ideia da izar masiboak masa baxuko izarren antzeko mekanismo batez osa daitezkeela.

Gero eta froga gehiago dago protoizar masibo batzuk gutxienez akrezio diskoz inguratuta daudela. Badira izar masiboen eraketari buruzko beste teoria batzuk, oraindik behaketen bidez egiaztatu ez direnak. Horien artean, garrantzitsuena akrezio lehiakorraren teoria da. Teoria horrek iradokitzen duenez, protoizar masiboak masa baxuko protoizarrek "ereiten" dituzte, eta horiek beste protoizar batzuekin lehiatzen dira, hodei molekular ama osoko materia erakartzeko, tokiko eskualde txiki batekoa izan beharrean. [60] [61]

Izar masiboen eraketari buruzko beste teoria batek iradokitzen du izar horiek masa txikiagoko bi izar edo gehiagoren koaleszentziak osa ditzakeela. [62]

Erreferentziak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
  1. ↑ ISBN 3-527-40559-3..
  2. ↑  doi:10.1146/annurev.astro.41.011802.094844. ISSN 0066-4146. Bibcode: 2003ARA&A..41...57L..
  3. ↑ .
  4. ↑ a b c d ISBN 0-521-65065-8..
  5. ↑ Luanda errorea in Modulu:Citation/CS1EN at line 4390:attempt to index field 'date_names' (a nil value).
  6. ↑  doi:10.1051/0004-6361/202037721. ISSN 0004-6361. Bibcode: 2020A&A...642A..76Z..
  7. ↑ ISBN 978-981-4508-77-3..
  8. ↑ Luanda errorea in Modulu:Citation/CS1EN at line 4390:attempt to index field 'date_names' (a nil value).
  9. ↑ ISBN 0-521-78224-4..
  10. ↑  doi:10.1086/162897. Bibcode: 1985ApJ...289..373S..
  11. ↑  doi:10.1086/520922. Bibcode: 2007ApJ...667.1161S..
  12. ↑ Bibcode: 2008hsf2.book..351W..
  13. ↑  doi:10.1051/0004-6361:20011531. Bibcode: 2002A&A...383..502K..
  14. ↑ ISBN 0-521-78520-0..
  15. ↑ ISBN 1-86094-501-5..
  16. ↑ ALMA Witnesses Assembly of Galaxies in the Early Universe for the First Time. .
  17. ↑ ISBN 1-891389-46-7..
  18. ↑ ISBN 0-521-43747-4..
  19. ↑ «ALMA Captures Dramatic Stellar Fireworks» www.eso.org.
  20. ↑ Luanda errorea in Modulu:Citation/CS1EN at line 4390:attempt to index field 'date_names' (a nil value).
  21. ↑  doi:10.1086/497575. Bibcode: 2005ApJ...635.1062K..
  22. ↑  doi:10.1093/mnras/stu1592. Bibcode: 2014MNRAS.445..460G..
  23. ↑ Luanda errorea in Modulu:Citation/CS1EN at line 4390:attempt to index field 'date_names' (a nil value).
  24. ↑ «Size can be deceptive» www.spacetelescope.org.
  25. ↑ ISBN 0-521-65937-X..
  26. ↑ ISBN 0-521-78520-0..
  27. ↑  doi:10.1088/0004-637X/704/2/891. Bibcode: 2009ApJ...704..891L..
  28. ↑ ISBN 978-0-8165-2654-3..
  29. ↑ ISBN 978-3-540-73477-2..
  30. ↑ a b c  doi:10.1093/mnras/145.3.271. Bibcode: 1969MNRAS.145..271L..
  31. ↑ ISBN 0-470-09220-3..
  32. ↑ «Glory From Gloom» www.eso.org.
  33. ↑ Bibcode: 1961PASJ...13..450H..
  34. ↑  doi:10.1086/126791. Bibcode: 1955PASP...67..154H..
  35. ↑  doi:10.1086/144901. Bibcode: 1947ApJ...105..255B..  doi:10.1086/185891. Bibcode: 1990ApJ...365L..73Y..
  36. ↑  doi:10.1086/376696. Bibcode: 2003PASP..115..953B..
  37. ↑ .
  38. ↑ Majaess, D. (2013). Discovering protostars and their host clusters via WISE, ApSS, 344, 1 (VizieR catalog)
  39. ↑ Camargo et al. (2015). New Galactic embedded clusters and candidates from a WISE Survey, New Astronomy, 34
  40. ↑ Getman, K.. (2014). «Core-Halo Age Gradients and Star Formation in the Orion Nebula and NGC 2024 Young Stellar Clusters» Astrophysical Journal Supplement 787 (2): 109.  doi:10.1088/0004-637X/787/2/109. Bibcode: 2014ApJ...787..109G..
  41. ↑  doi:10.1086/432891. Bibcode: 2005ApJS..160..401P..
  42. ↑  doi:10.1086/183449. Bibcode: 1981ApJ...243L..89F..
  43. ↑  doi:10.1086/161029. Bibcode: 1983ApJ...269..182M..
  44. ↑  doi:10.1088/0067-0049/209/2/26. Bibcode: 2013ApJS..209...26F..
  45. ↑  doi:10.1086/432092. Bibcode: 2005ApJS..160..319G..
  46. ↑  doi:10.1051/0004-6361:20065724. Bibcode: 2007A&A...468..353G..
  47. ↑ .
  48. ↑ .
  49. ↑  doi:10.1038/d41586-018-02616-8..
  50. ↑  doi:10.3847/1538-4357/ab44aa. ISSN 1538-4357. Bibcode: 2019ApJ...884..154W..
  51. ↑ .
  52. ↑ Andre, Philippe; Ward-Thompson, Derek; Barsony, Mary. (1993). «Submillimeter continuum observations of Rho Ophiuchi A - The candidate protostar VLA 1623 and prestellar clumps» The Astrophysical Journal 406: 122–141.  doi:10.1086/172425. ISSN 0004-637X. Bibcode: 1993ApJ...406..122A..
  53. ↑ Bourke, Tyler L.; Crapsi, Antonio; Myers, Philip C.. (2005). «Discovery of a Low-Mass Bipolar Molecular Outflow from L1014-IRS with the Submillimeter Array» The Astrophysical Journal 633 (2): L129.  doi:10.1086/498449. Bibcode: 2005ApJ...633L.129B..
  54. ↑ Geballe, T. R.; Najarro, F.; Rigaut, F.; Roy, J.‐R.. (2006). «TheK‐Band Spectrum of the Hot Star in IRS 8: An Outsider in the Galactic Center?» The Astrophysical Journal 652 (1): 370–375.  doi:10.1086/507764. ISSN 0004-637X. Bibcode: 2006ApJ...652..370G..
  55. ↑ Kuhn, M. A.. (2010). «A Chandra Observation of the Obscured Star-forming Complex W40» Astrophysical Journal 725 (2): 2485–2506.  doi:10.1088/0004-637X/725/2/2485. Bibcode: 2010ApJ...725.2485K..
  56. ↑ André, Ph.. (2010). «From filamentary clouds to prestellar cores to the stellar IMF: Initial highlights from the Herschel Gould Belt Survey» Astronomy & Astrophysics 518: L102.  doi:10.1051/0004-6361/201014666. Bibcode: 2010A&A...518L.102A..
  57. ↑  doi:10.1086/165503. Bibcode: 1987ApJ...319..850W..
  58. ↑  doi:10.1038/416059a. PMID 11882889. Bibcode: 2002Natur.416...59M..
  59. ↑  doi:10.1086/512010. Bibcode: 2007ApJ...660..479B..
  60. ↑ I. A. Bonnell; M. R. Bate; C. J. Clarke; J. E. Pringle. (1997). «Accretion and the stellar mass spectrum in small clusters» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 285 (1): 201–208.  doi:10.1093/mnras/285.1.201. Bibcode: 1997MNRAS.285..201B..
  61. ↑ I. A. Bonnell; M. R. Bate. (2006). «Star formation through gravitational collapse and competitive accretion» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 370 (1): 488–494.  doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10495.x. Bibcode: 2006MNRAS.370..488B..
  62. ↑ I. A. Bonnell; M. R. Bate; H. Zinnecker. (1998). «On the formation of massive stars» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 298 (1): 93–102.  doi:10.1046/j.1365-8711.1998.01590.x. Bibcode: 1998MNRAS.298...93B..

Ikus, gainera

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Kanpo estekak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
"https://eu.wikipedia.org/w/index.php?title=Izarren_eraketa&oldid=9854669"(e)tik eskuratuta