Acesta este un articol de calitate. Faceți clic aici pentru informații mai detaliate

nor molecular

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
În termen de câteva milioane de ani, lumina emisă de cele mai stralucitoare stele imprastie acest nor molecular. Norul, numit Nebuloasa gestuală lui Dumnezeu , din cauza formei Amintind caracteristică a unui gest vulgar , este situat în nebuloasa Carina , și are o lățime de aproximativ doi ani lumină . Acestea sunt vizibile în apropierea unor stele de formare recente. HST - NASA /ESA

Un nor molecular este un tip de nor interstelar în care densitatea și temperatura permit formarea hidrogenului molecular (H2) de la fiecare atomi de hidrogen . [1]

Smocuri de hidrogen molecular reprezintă mai puțin de 1% din volumul mediului interstelar al unei galaxii , în timp ce constituie porțiunea cu densitate mai mare. Pe baza dimensiunilor acestea sunt împărțite în gigant , mici (Globulă Bok) și de înaltă latitudine . Deoarece hidrogenul molecular este dificil de identificat toate " de observare în infraroșu și de radio , molecula cel mai frecvent folosit pentru a depista prezența H2 este monoxidul de carbon (CO), cu care este într - un raport de 10000: 1 (o moleculă de CO la 10.000 de H2). [2]

Norii moleculare sunt locul de alegere pentru nașterea de noi stele . [3]

Formare

Horsehead Nebula , o coloană mare de hidrogen molecular și pulberi obscure care se suprapune faclă IC 434 ; ambele fac parte din nor molecular Orion .

Se presupune că norii moleculari, ca locul nașterii de stele, acestea fac parte din ciclul mediu interstelar, potrivit căreia norii de gaz și de praf trec de la stele și, la sfârșitul existenței acesteia din urmă, vin înapoi o parte din nori, care constituie materia primă pentru o nouă generație de stele .[4]

Mediul interstelar este inițial rarefiată, cu o densitate cuprinsă între 0,1 și 1 particule per cm3 și , în mod normal , aproximativ 70% din ei masă constă din hidrogen monoatomic neutru (HI), în timp ce procentajul rămas este în principal heliu cu urme de elemente mai grele, a spus , în jargonul astronomice, metale . Dispersia energiei, care are ca rezultat o emisie de radiații departe infraroșu (acest mecanism este foarte eficient) și , prin urmare , într - o răcire a mediului,[4] determină îngroașă materialul în nori separate, regiuni HI ; ca răcirea continuă, norii devin mai dens. Atunci când densitatea ajunge la 1000 particule per cm3, norul devine opac la galactica radiațiile ultraviolete; aceste condiții permit atomilor de hidrogen să se combine în molecule diatomice (H 2 ), prin mecanisme care implică pulberile ca catalizatori ;[4] nor devine acum un nor molecular, [3] , care poate conține în interiorul său , chiar complexe molecule organice , cum ar fi aminoacizii și IPA . [5] Acestea sunt formate ca rezultat al reacțiilor chimice între unele elemente (în plus față de hidrogen, carbon , oxigen , azot și sulf ) , care au loc datorită energiei furnizate de procesele de formare a stelelor , care au loc în interiorul norilor. [6]

În cazul în care cantitatea de praf în interiorul norului este de așa natură încât să blocheze radiațiile luminii vizibile care vine din spate regiuni, apare pe cer ca o nebuloasă întunecată . [7]

Un detaliu al Vortex Galaxy (vazut aici din HST) , care prezintă aranjamentul de-a lungul brațelor spirale ale unor regiuni moleculare de formare, cum ar fi cele HII regiuni (regiuni luminoase în roz) și nori negri (întreruperi întunecate delimitând spiralei) intercalate cu ele , care constituie unele tipuri de nori moleculari. HST - NASA / ESA

Difuzie

Într - un tipic galaxie spirală , cum ar fi Calea Lactee , nori moleculari reprezintă mai puțin de 1% din volumul mediului interstelar , chiar dacă acestea constituie fracțiunea cu densitate mai mare. În Galaxia noastră, nori moleculari reprezintă aproximativ jumătate din întreaga masă a interstelar mediu în interiorul orbitei prezent soare în jurul centrului galactic ; cele mai multe dintre ele sunt distribuite într - un inel dispus între 3,5 și 7,5 kiloparsec (aproximativ 11400 - 24500 ani lumina ) din centrul galaxiei (soarele este în medie 8,5 kiloparsec, la circa 27800). [8] hărți la scară largă a emisiunii de emisii de CO că hidrogenul molecular are în principal , în corespondență brațele spiralei galactice, [9] , în cazul în care mișcarea de rotație a galaxiei are o bună parte vehiculate a materialului pe care îl constituie . [10] Faptul că gazul este aranjat în principal , de-a lungul brațelor spirale sugerează că norii moleculari formează și disocia pe o scară de timp mai mic de 10 milioane de ani, în momentul în care se estimează a fi necesare pentru materia tranzitului de-a lungul acestei regiuni. [11]

Perpendicular pe disc galactic, gazul molecular este dispus într - un plan intermediar al discului galactic cu o caracteristică înălțime scara , Z, de aproximativ 50-75 parsec, care apare mult mai subțire decât componenta gazoasă atomic rece (Z = 130-400 pc) și fierbinte ionizat (Z = 1000 buc) din mediul interstelar. [12] Excepții de la distribuția gazelor ionizate sunt regiunile HII , bule de gaz fierbinte ionizat care provin din nori moleculari de intens radiațiile ultraviolete emise de tinere stele masive ale clasei spectrale O și B și care , prin urmare , au aproximativ aceeași distribuție pe verticală gazelor moleculare.

Această distribuție a gazelor este uniform, în general pe distanțe mari, cu toate acestea, distribuția la scară mică este foarte neregulată, cu o mare parte din gazul acumulat în nori distincte și complexe nor. [8]

Cantitatea de mediul interstelar scade treptat , deoarece trece de-a lungul secvenței de Hubble , până la atingerea valorilor minime în galaxiile eliptice ; [13] În consecință, deoarece reduce cantitatea de mediul interstelar Nul posibilitatea formării difuze structuri nebulare, cu excepția cazului în galaxia deficient nu dobândește material din alte galaxii cu care , eventual , este de a interacționa . [14]

Tipuri de nori moleculari

Nori moleculari

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: gigant moleculara Cloud .
Privire de ansamblu asupra complexului cețos Orion molecular , care cuprinde mai multe facilități , cum ar fi inelul Barnard și Nebuloasa Orion .

Exemplele majore ale acestor structuri sunt gigantice nori moleculare sau complexelor moleculare (GMC, acronim de ' English Gigant Molecular Cloud), care posedă o densitate tipic de ordinul a 10 2 -10 3 particule per cm3, diametre mai mari de 100 de lumină ani , mase mai mari de 6 milioane de mase solare (M ☉) [15] și o temperatură medie, în interior, 10 K . Substructuri prezent în cadrul acestor opacizarea constituie un model complex format din filamente, foi gazoase , bule și pete inegale. [11]

Porțiunile mai dense ale filamentelor și ale aglomeratelor gazoase iau numele de nuclei moleculari, dintre care mai densi se spun nucleele moleculare dense; densitatea lor este de aproximativ 10 4 -10 6 particule per cm3 și urme ocazional sunt observate de monoxid de carbon și amoniac (acesta din urmă , în principal , în nuclee dense). Concentrația de praf este în mod normal suficientă pentru a bloca lumina care vine de la stele backwaters, ceea ce le face să apară ca coconi întunecate . [16] Aceste fragmente, formate pentru fragmentarea ierarhică a norului, au o dimensiune cuprinsă între 6.000 și 60.000 UA și conțin o cantitate variabilă de material, cu un interval de mase foarte mari, dar mai bine reprezentat de mase mai mici.[4]

Gigante norii moleculari au o lățime ca să acopere o parte semnificativă a constelației în care acestea sunt vizibile, până la punctul de a lua numele din constelația în sine.

Se estimează că aproximativ jumătate din masa totală a mediului interstelar al Galaxiei noastre este conținută în aceste formațiuni, [17] împărțită între aproximativ 6.000 de nori moleculari fiecare cu mai mult de 100.000 de mase solare de materie pe plan intern. [18]

Nori moleculari mici

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Blood Bok .
The globulele Thackeray în IC 2944 .

Mici izolate clustere de gaz molecular și praf foarte similar cu nucleele GMC sunt numite globulele Bok , care pot fi formate în mod independent sau în combinație la prăbușirea norilor moleculari mari și sunt adesea regăsită în regiunile H II . [19] [20] Mai mult de jumătate dintre cunoscuți globulelor Bok conțin în interiorul lor cel puțin un obiect tânăr stelare . [21]

Un globulelor tipic Bok are o masă de câteva sute de mase solare și un diametru de un an lumină sau cam asa ceva. [22] globulelor Bok ajung în general , pentru a produce stele duble sau multiple . [19] [23] [24] [25]

Nori răspândirea moleculară la latitudine mare

In 1984 a satelit IRAS a identificat un anumit tip de nor molecular, [26] , care apare este format din filamente difuze vizibile la mari latitudini galactici , prin urmare , în afara planului galactic. Acești nori, a declarat cirrus în infraroșu , datorită morfologiei lor în infraroșu afină toate " tip omonime de nor terestru , posedă o densitate de camp tipic de 30 particule pe cm3. [27]

Fenomene de formare a stelelor

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Formarea stelelor .

În lumina cunoștințelor actuale, singurele locuri în care este formarea de noi stele in ' Universul sunt norii moleculari, sau cel puțin structurile derivate din acestea (cum ar fi regiunile H II și norii negri).

Moleculare rămășițele nor într - o stare de echilibru hidrostatic , până la energia cinetică a gazului, ceea ce generează o presiune spre exterior, este echilibrată de " energie potențială a gravitației în interiorul căruia ar tinde să se prăbușească. Din punct de vedere matematic, această condiție este exprimată cu ajutorul virial teorema , care prevede că, în scopul de a menține echilibrul, energia potențială gravitațională trebuie să fie egală cu de două ori energia termică internă. [28]

O secvență de nouă imagini care prezintă seria de evenimente care au loc în regiunile de formare stele de conducere din nor molecular la noi stele.

Cu toate acestea, atunci când acest echilibru este rupt în avantajul de greutate, norul va începe să se manifeste fenomene de instabilitate care provoacă prăbușirea gravitațională . Limita de masă dincolo de care norul va întâlni colaps este numit masa Jeans , care este direct proporțională cu temperatura și invers proporțională cu densitatea norului, [29] , dar în mod normal , se ridică la zeci de mii de ori masa solară; [3] Această valoare coincide cu masa tipică a unui roi deschis de stele, care adesea este produsul final al colapsului norului. [30] Pentru o densitate de 100.000 de particule pe cm3 de limita Jeans este egală cu o masă solară la o temperatură de 10 K. [29]

Procesul de condensare a maselor mari pornind de la masele locale ale materiei din interiorul norului, prin urmare, poate continua numai în cazul în care au deja o masă suficient de mare. Apariția sau în alte cazuri această contracție depinde de temperatura gazului prezent în ea și asupra densității sale centrale: este mai scăzută temperatura și densitatea mai mare, mai mică cantitatea de masă necesară pentru ca acest proces să aibă loc. [31] De fapt, treptat , că regiunile cele mai dense, începe să se prăbușească, includerea subiectului, la nivel local puteți ajunge la masele de blugi mai puțin înalte, care apoi duce la o subdiviziune a norului în porțiuni ierarhic din ce în ce mici, până când fragmentele fac nu ajunge la o masă stelare care formează nuclee moleculare. [32] Procesul de fragmentare este de asemenea facilitată de mișcarea turbulentă a particulelor și câmpurile magnetice care sunt create. [33]

Colaps nu apare întotdeauna în mod spontan, datorită turbulenței interne a gazului, sau din cauza scăderii presiunii interne a gazului din cauza răcirii sau a disipării câmpurilor magnetice.[4] Într - adevăr, cel mai adesea, după cum reiese din majoritatea datelor observaționale, este necesară intervenția unor factor extern care comprima nor, cauzând instabilitate locală, și promovând astfel colapsul:[4] super-energetic flare de o formațiune în apropiere stea în [34] sau presiunea vântului de o stea din apropiere masiv sau emisiei sale ultraviolete intense, care poate reglementa procesele de formare a stelelor în interiorul fiecărei regiuni H II; [3] [29] a undelor de șoc generate de coliziune a doi nori moleculari sau explozia unei supernove în apropiere; [35] a forțelor de maree care se dezvoltă ca rezultat al " interacțiunii dintre două galaxii , care declanșează o formațiune stea violent numit starburst , [36] originea, potrivit unor astronomi, a clusterelor globulare . [37]

comportamentul fizic

Fizica norilor moleculari este în mare măsură subiectul unei dezbateri științifice. Din punct de vedere fizic este un gaz rece magnetizați caracterizate prin mișcări turbulente extrem interne supersonice , dar încă comparabile cu viteza de perturbații magnetice. Este cunoscut faptul că această stare este deosebit de predispus la energie pierde, prin urmare, este nevoie de o sursă de energie constantă, datorită fenomenelor de colaps gravitaționale. Mai mult, este cunoscut faptul că norii în care formarea stea este activ supus unui proces de distrugere, cel mai probabil cauzată de radiația sau vânturile ale masive stelele formate în interior, înainte de o fracțiune importantă din masa norului a dat naștere la stele ..

Un număr mare de informații cu privire la capacitatea norilor moleculari dau naștere la stele este alimentat de la analiza emisiilor ale moleculelor care le compun, în special în banda de radiație milimetrică și submillimeter . Moleculele emit radiații atunci când schimbă în mod spontan de nivelul de energie de rotație . [2] Deoarece hidrogenul molecular este dificil de detectat prin infraroșii și radio de observare , cea mai răspândită moleculă după H2, monoxid de carbon (CO), cu care este în mod normal , într - un raport, este folosit ca marcator de 10.000: 1 . , Sau 10.000 de molecule de pe molecula de CO. [2] Folosind temperatura ca sinonim al energiei, prima rotație se află la nivelul de energie la 5 K deasupra stării bazale; [2] în consecință , molecula este ușor excitat de coliziuni cu molecule din apropiere, de obicei cu H 2 ca cel mai abundent. Atunci când molecula de CO revine la starea inițială, emite un foton , în conformitate cu principiul de conservare a energiei . Având în vedere că diferența de energie dintre starea lor de bază și primul nivel este destul de mic, fotonul poartă cu ea o cantitate mică de energie; în special, pentru această tranziție particular, fotonul este emis la lungimea de undă de 2,6 mm (echivalent cu o frecvență de 115 GHz ), care intră în banda de microunde . [2]

In plus, norii moleculare, și mai ales GMC, sunt de multe ori site - ul de maser , cu modele caracteristice de pompare care rezultă din tranziții multiple în multe specii chimice : de exemplu, radicalul hidroxil (° OH) [38] are emisii Maser 1612 , 1665, 1667, 1720, 4660, 4750, 4765, 6031, 6035 și 13 441 MHz. [39] Assai sunt frecvent întâlnite în aceste regiuni masers de asemenea apă , [40] [41] metanol [42] și, mai rar, la formaldehidă [41] [43] și amoniac . [41] [44]

Notă

  1. ^ CR O'Dell, Nebula , pe nasa.gov, World Book la NASA. Adus la 18 mai 2009 (arhivat din original la 4 mai 2009) .
  2. ^ A b c d și Craig Kulesa, Prezentare generală: Molecular Astrofizică și formarea de stele pe proiecte de cercetare. Adus la 7 septembrie 2005 .
  3. ^ A b c d Dina Prialnik, Introducere în teoria Stellar structurii și Evolution, Cambridge University Press, 2000, pp. 195-212, ISBN 0-521-65065-8 .
  4. ^ A b c d și f ET Young, tulbure, cu o probabilitate de stele , în Scientific American, vol. 500, aprilie 2010, pp. 76-83. Adus la 11 august 2010 .
  5. ^ MP Bernstein, SA Sandford, LJ Allamandola, From space the molecules of life , în The Sciences , vol. 373, septembrie 1999.
  6. ^ DH de lemn, SB Charnley, P. Ehrenfreund, Compoziție și Evoluția Interstellar nori (PDF) pe lpi.usra.edu. Adus la 15 august 2010 .
  7. ^ Secretele unui nor întunecat , pe eso.org , European Southern Observatory. Adus la 22 iunie 2010 .
  8. ^ A b Ferriere, D., interstelar mediu al Galaxiei noastre , în Recenzii ale fizicii moderne, vol. 73, nr. 4, 2001, pp. 1031-1066, DOI : 10.1103 / RevModPhys.73.1031 .
  9. ^ Dame et al., Un studiu CO compozit al întregului Calea Lactee , în Astrophysical Journal, vol. 322, 1987, pp. 706-720, DOI : 10.1086 / 165766 .
  10. ^ AA. VV. , vol. 2, p. 68 .
  11. ^ A b JP Williams, L. Blitz, CF McKee, Structura și evoluția Norilor moleculare: de la smocuri la Cores către FMI, protostele și planete IV, Tucson: Universitatea din Arizona Press, 2000, p. 97.
  12. ^ Cox, D., trifazică Interstelar Medium Revisited , in Recenzii anuale de Astronomie și Astrofizică, voi. 43, 2005, p. 337, DOI : 10.1146 / annurev.astro.43.072103.150615 .
  13. ^ D. Merritt, Dinamica galaxiei eliptice , în The Astronomical Journal , vol. 756, februarie 1999, pp. 129-168.
  14. ^ C. Dupraz, F. Casoli, The Fate of the Molecular Gas from Fergers to Ellipticals , Dynamics of Galaxies and Their Molecular Cloud Distributions: Proceedings of the 146th Symposium of the International Astronomical Union , Paris, France, Kluwer Academic Publishers, 4- 9 iunie 1990. Adus pe 21 mai 2009 .
  15. ^ JP Williams, L. Blitz, CF McKee, Structura și evoluția Norilor moleculare: de la smocuri la Cores la FMI , protostele și planete IV, 2000, p. 97.
  16. ^ J. Di Francesco și colab., O perspectivă observațională asupra nucleelor ​​dense cu masă scăzută I: Proprietăți fizice și chimice interne în protostele și planetele V, 2006.
  17. ^ J. Alves, C. Lada, E. Lada, Tracing H 2 Via Infrared Dust Extinction. Hidrogenul molecular în spațiu , Cambridge University Press, 2001, p. 217, ISBN 0-521-78224-4 .
  18. ^ DB Sanders, NZ Scoville, PM Solomon, Giant molecular clouds in the Galaxy. II - Caracteristicile trăsăturilor discrete , în Astrophysical Journal , Partea 1 , vol. 289, 1 februarie 1985, pp. 373-387, DOI : 10.1086 / 162897 .
  19. ^ A b JL Yun, formarea de stele în globulele mici - Bart Bok a fost corectă , în The Astrophysical Journal, vol. 365, 1990, pp. L73, DOI : 10.1086 / 185891 .
  20. ^ T. Khanzadyan, MD Smith, R. Gredel, T. Stanke, CJ Davis, formarea de stele active în mare Bok globula CB 34 , în Astronomie și Astrofizică , vol. 383, februarie 2002, pp. 502-518, DOI : 10.1051 / 0,004-6,361: 20011531 .
  21. ^ MD Smith, Originea stele, Imperial College Press, 2004, pp. 43-44, ISBN 1-86094-501-5 .
  22. ^ Clemens DP, Yun, JL, Heyer MH (1991). Globulă Bok și nori moleculari mici Deep - IRAS fotometrie și (C-12) O spectroscopie, Astrophysical Journal Supliment, V.75, p.877
  23. ^ Launhardt R., Sargent AI, Henning T., și colab. (2002). Binar și formarea de stele multiple în Globulă Bok, Proceedings UAI Simpozionul nr 200 privind formarea stelelor binare. Eds Reipurth & Zinnecker, p.103
  24. ^ DP Clemens, JL Yun, MH Heyer, globulelor Bok și nori moleculari mici deep-IRAS fotometrie și spectroscopie O (C-12) , în Astrophysical Journal Supliment, vol. 75, 1991, pp. 877-904, DOI : 10.1086 / 191552 .
  25. ^ R. Launhardt, Sargent, AI; Henning, T.; Zylka, R.; Zinnecker, H., binar și formarea de stele multiple în Bok globulele , Nașterea și Evoluția stelelor binare, Poster Proceedings UAI Simpozionul nr 200 privind formarea stelelor binare, eds. Reipurth, B.; Zinnecker, H., 2000, p. 103.
  26. ^ . Low et al, cirrus Infrared - Noile componente ale emisiei în infraroșu extins în Astrophysical Journal, vol. 278, 1984, pp. L19, DOI : 10.1086 / 184213 .
  27. ^ Gillmon, K., și Shull, JM, hidrogen molecular în Cirrus în infraroșu , în Astrophysical Journal, vol. 636, 2006, pp. 908-915, DOI : 10.1086 / 498055 .
  28. ^ K. Sun, Fizica și chimia mediului interstelar , University Science Books, 2006, pp. 435-437, ISBN 1-891389-46-7 .
  29. ^ A b c M. Heydari-Malayeri, Enigma stele masive , în Scientific American , vol. 475, martie 2008, pp. 64-71. Adus 24/06/2008 .
  30. ^ E. Battaner, Astrophysical Fluid Dynamics, Cambridge University Press, 1996, pp. 166-167, ISBN 0-521-43747-4 .
  31. ^ Formarea Stellar , pe cosmored.it. Adus la 18 iunie 2010 .
  32. ^ D. Ward-Thompson, PF Scott, RE Hills, P. Andre, A Submillimetre Continuum Survey of Pre Protostellar Cores , în Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 268, nr. 1, mai 1994, p. 276. Adus la 8 august 2010 .
  33. ^ R. Capuzzo-DOLCETTA, C. Chiosi, A. di Fazio, CNR, Universitatea din Roma I, Roma Observatorul Astronomic, Arcetri Astrophysical Observatory, Procese fizice în formarea de fragmentare și stele , Proceedings of Workshop, Roma, Kluwer Academic Publishers, 5-unsprezece iunie 1989, p. 488. Adus de 15 august 2010.
  34. ^ Wheeler , p. 16 .
  35. ^ SW Falk, Lattmer JM, SH Margolis, sunt surse supernovelor de cereale presolar? , în Nature , vol. 270, 1977, pp. 700-701.
  36. ^ CJ Jog, starburst declansate de Cloud Compresia în Galaxii Interactiunea , Proceedings of UAI Simpozion # 186, Galaxy Interacțiunile la mică și mare Redshift, Kyoto, Japonia, JE Barnes, DB Sanders, 26-30 august, 1997. Adus de 23 mai 2009 .
  37. ^ E. Keto, LC Eric, K.-Y. Lo, M82, starburst, Clusterele Star, și formarea de globulare Clustere în Astrophysical Journal, vol. 635, nr. 2, decembrie 2005, pp. 1062-1076, DOI : 10.1086 / 497575 .
  38. ^ VL Fish, MJ Reid, AL Argon, X.-W. Zheng, Observatii Full-Polarizarea masers OH în regiunile masive Star-formare: I. Data , în Astrophysical Journal Supliment Series, vol. 160, 2005, pp. 220-271, DOI : 10.1086 / 431669 . Adus pe 12 august 2010 .
  39. ^ L. Harvey-Smith, RJ Cohen, studiu Un MERLIN de 4,7 GHz masers OH excitate în regiunile stele în formare în Anunțurile lunare ale Royal Astronomical Society, Voi. 356, nr. 2, ianuarie 2005, pp. 637-646, DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2004.08485.x . Adus pe 12 august 2010 .
  40. ^ M. Elitzur, Hollenbach DJ, CF McKee, H 2 O masers regiuni formatoare de stele , în Astrophysical Journal, Partea 1, vol. 346 15 noiembrie 1989, pp. 983-990, DOI : 10.1086 / 168080 , ISSN 0004-637X. Adus pe 12 august 2010 .
  41. ^ A b c H. Ungerechts, R. Guesten, Formarea stelelor cu masă mică în nor molecular S68 / obiect-Serpens - Observațiile de NH3 și H2O H2CO și continuul 24,5 GHz , în Astronomie și Astrofizică, vol. 131, nr. 2, februarie 1984, pp. 177-185, ISSN 0004-6361. Adus pe 12 august 2010 .
  42. ^ G. Surcis, WHT Vlemmings, R. Dodson, HJ van Langevelde, masers Metanol probarea ordonata campului magnetic al W75N în Astronomie și Astrofizică, vol. 506, n. 2, 11/2009, pp. 757-761, DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 200912790 . Adus la 22 martie 2010 .
  43. ^ DM Mehringer, LB Goss, P. Palmer Caută 6 masers Centimeter Formaldehida în 22 Regiuni Galactic Star-Forming în Astrophysical Journal, vol. 452, octombrie 1995, p. 304 DOI : 10.1086 / 176301 . Adus pe 12 august 2010 .
  44. ^ RA Gaume, KJ Johnston, TL Wilson, de înaltă rezoluție Continuum Radio Centimetru și amoniac Maser Observațiile Formațiunii W51 Regiunea de stele în Astrophysical Journal, vol. 417, noiembrie 1993, p. 645, DOI : 10.1086 / 173342 . Adus pe 12 august 2010 .

Bibliografie

Nebuloasa Inima (IC 1805).
  • ( EN ) J. Ballesteros-Paredes, RS Klessen, M.-M. Mac Low, E. Vazquez-Semadeni, Molecular Cloud Turbulence and Star Formation , în B. Reipurth, D. Jewitt, K. Keil (eds), Protostars and Planets V , pp. 63-80, ISBN 0-8165-2654-0 .
  • ( EN ) Martha Evans Martin; Donald Howard Menzel, The Friendly Stars: How to Localize and Identify Them , Dover, Courier Dover Publications, 1964, paginile 147, ISBN 0-486-21099-5 .
  • H. Reeves, Evoluția cosmică , Milano, Rizzoli - BUR, 2000, ISBN 88-17-25907-1 .
  • ( EN ) T. Padmanabhan, Theoretical Astrophysics: Stars and Stellar Systems Vol. 2 , Cambridge University Press, 2001, p. 594, ISBN 0-521-56631-2 .
  • A. De Blasi, Stelele: naștere, evoluție și moarte , Bologna, CLUEB, 2002, ISBN 88-491-1832-5 .
  • AA.VV, Universul - Marea enciclopedie a astronomiei , Novara, De Agostini, 2002.
  • J. Gribbin, Enciclopedia de astronomie și cosmologie, Milano, Garzanti, 2005, ISBN 88-11-50517-8 .
  • ( EN ) M. Salaris, Evoluția stelelor și a populațiilor stelare , editat de S. Cassisi, John Wiley și Sons, 2005, pp. 108-109, ISBN 0-470-09220-3 .
  • W. Owen, Atlasul ilustrat al universului , Milano, Il Viaggiatore, 2006, ISBN 88-365-3679-4 .
  • C. Abbondi, Univers în evoluție de la nașterea până la moartea stelelor , Sandit, 2007, ISBN 88-89150-32-7 .
  • ( EN ) J. Craig Wheeler, Cosmic Catastrophes: Exploding Stars, Black Holes, and Mapping the Universe , ediția a II-a, Cambridge, Cambridge University Press, 2007, paginile 339, ISBN 0-521-85714-7 .
  • ( EN ) B. Reipurth, și colab., Handbook of Star Forming Regions, Volumul I: The Northern Sky , vol. 4, Publicații monografice ASP, 2008, ISBN 1-58381-670-4 .
  • ( EN ) B. Reipurth, și colab., Handbook of Star Forming Regions, Volumul II: The Southern Sky , vol. 5, Publicații monografice ASP, 2008, ISBN 1-58381-671-2 .

Elemente conexe

linkuri externe

Controllo di autorità LCCN ( EN ) sh88006798 · GND ( DE ) 4114619-0
Wikimedaglia
Questa è una voce di qualità .
È stata riconosciuta come tale il giorno 1º dicembre 2011 — vai alla segnalazione .
Naturalmente sono ben accetti altri suggerimenti e modifiche che migliorino ulteriormente il lavoro svolto.

Segnalazioni · Criteri di ammissione · Voci di qualità in altre lingue

Estratto da " https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Nube_molecolare&oldid=121876588 "