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

Protostar

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Imagine vizibilă și cu infraroșu a Nebuloasei Trifide , care prezintă prezența a numeroase protostele (indicate prin săgeți) ascunse de gazul și praful norului molecular, care apar ca pete luminoase în imaginea cu infraroșu fără un omolog optic.

În astronomie , protostelul este definit ca faza de formare a stelei între prăbușirea norului molecular și faza stelară a secvenței pre-principale .

Protostelul este produsul imediat al prăbușirii gravitaționale a unui nor dens al mediului interstelar . Majoritatea acestor nori se află într-o stare de echilibru dinamic : forța gravitațională este echilibrată de energia termică a atomilor și moleculelor care alcătuiesc norul. Perturbarea acestui echilibru poate apărea spontan, datorită turbulenței interne a norului[1] sau, mai des, poate fi declanșată de un eveniment extern, cum ar fi undele de șoc cauzate de explozia unei supernove din apropiere sau de o coliziune între doi nori distinși, [2] forțele galactice ale mareei dintre două galaxii care interacționează [3] și așa mai departe. Oricare ar fi sursa perturbației, dacă perturbarea este suficient de mare, poate determina gravitația să copleșească energia termică într-o regiune a norului cu densitate mai mare, rezultând colaps. Protostelele cu masă similară Soarelui durează de obicei 10 milioane de ani pentru a evolua de la un nor contractant la o stea cu secvență principală, în timp ce stelele cu masă mai mare sunt mult mai rapide: o stea cu 15 mase solare (M ☉ ) ajunge la secvența principală în aproximativ 100.000 de ani. [4]

Produsul primului colaps este formarea unui miez hidrostatic, [5] care trebuie să treacă printr-o fază de acumulare . Aceasta este faza crucială a procesului de formare a stelelor, deoarece cantitatea de materie pe care steaua în creștere reușește să o acumuleze va condiționa ireversibil soarta sa ulterioară: de fapt, dacă protostelul acumulează o masă între 0,08 [6] și 8-10 M ☉ ulterior evoluează într-o stea secvență pre-principală; dacă, pe de altă parte, masa este net superioară, protostelul ajunge imediat la secvența principală. Masa determină, de asemenea, durata de viață a unei stele: stelele mai puțin masive trăiesc mult mai mult decât stelele mai grele: variază de la miliarde de ani pentru stelele din clasa MV[7] până la câteva milioane de ani pentru stelele masive din clasa OV . [8]
Dacă obiectul nu reușește să acumuleze o masă de cel puțin 0,08 M ☉ declanșarea reacțiilor de fuziune pe bază de hidrogen este imposibilă; această „stea lipsă”, după o fază de stabilizare, devine ceea ce astronomii definesc ca o pitică maro . [9]

Premisă: prăbușirea norului

Regiunea de formare a stelelor N11B, în Marele Nor Magellanic .

Un nor interstelar rămâne într-o stare de echilibru hidrostatic până când energia cinetică a gazului, care generează o presiune exterioară, este echilibrată de energia potențială a gravitației interne care ar avea tendința de a-l face să se prăbușească. [10]

Cu toate acestea, dacă masa norului este de așa natură încât presiunea gazului este insuficientă pentru a echilibra gravitația, va începe să manifeste fenomene de instabilitate care îi vor provoca colapsul gravitațional . Masa limită dincolo de care se va prăbuși norul se numește masa Jeans , direct proporțională cu temperatura și invers proporțională cu densitatea norului: [4] cu cât temperatura este mai mică și cu cât densitatea este mai mare, cu atât este mai mică cantitatea de masă necesară pentru ca acest proces să aibă loc. [5] De fapt, pe măsură ce regiunile mai dense, pe drumul lor de a prăbuși, încorporează materie, se ajunge la nivel local la mase inferioare de blugi, ceea ce duce la o subdiviziune a norului în porțiuni ierarhic mai mici și mai mici, până când fragmentele ajung la un stelar masa. Aceste fragmente, numite nuclee dense , au dimensiuni cuprinse între 6000 și 60.000 UA , densitate de ordinul a 10 5 -10 6 particule pe cm 3 [11] și conțin o cantitate variabilă de materie; gama de mase este foarte mare, dar mase mai mici sunt cele mai frecvente. Această distribuție de masă coincide cu distribuția maselor stelare, totuși luând în considerare faptul că masa unui nor este de trei ori mai mare decât masa stelei care va proveni din acesta, ceea ce indică faptul că doar o treime din materia din nor va da naștere la astro, în timp ce restul se vor dispersa în spațiu.[1]

Colapsul nu începe întotdeauna spontan, datorită turbulenței interne a gazului sau datorită scăderii presiunii interne a gazului datorită răcirii sau disipării datorate câmpurilor magnetice.[1] Într-adevăr, mai des, așa cum se arată în majoritatea datelor observaționale, este necesară intervenția unui factor care, din exterior, perturbe norul, provocând instabilități locale și promovând astfel colapsul. Există numeroase exemple de stele, majoritatea aparținând unor asociații stelare mari, ale căror caracteristici arată că s-au format aproape simultan: întrucât o prăbușire simultană a nucleelor ​​dense independente ar fi o coincidență incredibilă, este mai rezonabil să credem că aceasta este consecința unei forță aplicată din exterior care acționa asupra norului provocând declanșarea prăbușirii și formarea unui grup mare de stele.[1]
Pot exista mai multe evenimente externe capabile să promoveze prăbușirea unui nor: unde de șoc generate de coliziunea a doi nori moleculari sau de explozia unei supernove din apropiere; [2] forțele de maree care apar ca urmare a interacțiunii dintre două galaxii , care declanșează o activitate violentă de formare a stelelor numită explozie de stele ; [3] super- energetica flare a unei formațiuni stea din apropiere în [12] sau presiunea vântului de o stea din apropiere masiv sau emisiei sale ultraviolete intense. [4] [13]

Protostelul din modelul standard

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Formarea stelelor § Modelul standard al formării stelelor .

Nucleul hidrostatic și formarea protostelului

Diagrama care arată modul în care gazul care se prăbușește, care va forma protostelul, dispersează energia gravitațională acumulată ( vectori centripeti în negru) prin intermediul radiației (săgeți ondulate în roșu).

Fragmentele de nor, inițial în echilibru, continuă să se contracte încet timp de câteva milioane de ani la o temperatură constantă, atâta timp cât energia gravitațională este disipată de iradierea undelor radio milimetrice. [4] La un moment dat apar fenomene de instabilitate care determină o prăbușire bruscă a fragmentului, ceea ce duce la o creștere a densității în centru până la 30 de miliarde de molecule pe cm 3 . Această creștere duce la o opacificare a norului către propria radiație, cu o creștere consecventă a temperaturii (de la 10 la 60-100 K) și încetinirea prăbușirii. [4] Prin urmare, încălzirea dă naștere la o creștere a frecvenței undelor electromagnetice emise; norul radiază acum în infraroșul îndepărtat , către care este transparent. În acest fel, praful mediază al doilea prăbușire a norului. [14] Se creează astfel o configurație în care un miez central hidrostatic atrage gravitațional materia difuzată în regiunile externe: [5] este așa-numitul Primul Miez hidrostatic , care continuă să-și mărească temperatura conform teoremei viriale ; căderea materialului pe această regiune centrală opacă creează unde de șoc care încălzesc și mai mult gazul. [15] După această fază de creștere din anvelopă, nucleul începe o fază de contracție cvasistatică.

Când temperatura nucleară atinge aproximativ 2000 K, energia termică disociază moleculele H 2 în atomi de hidrogen , [15] care la scurt timp se ionizează împreună cu atomii de heliu. Aceste procese absorb energia eliberată de contracție, permițându-i să continue pentru perioade de timp comparabile cu perioada de prăbușire la viteza de cădere liberă . [16] De îndată ce densitatea materialului care se încadrează ajunge la valoarea de 10 −8 g cm −3 , materia devine suficient de transparentă pentru a permite evacuarea energiei radiante. Combinația de convecție în interior și emisia de radiații permite embrionului stelar să-și contracte propriul fascicul . [15] Această fază continuă până când temperatura gazelor este suficientă pentru a menține o presiune suficient de mare pentru a evita colapsul ulterior; se realizează astfel echilibrul hidrostatic . Când obiectul astfel format încetează, această fază de creștere ia numele de protostel ; embrionul stelar rămâne în această fază de câteva zeci de mii de ani. [13]

Faza de creștere

Obiectele Herbig-Haro (HH)

Obiectele HH constituie o clasă particulară de nebuloase de emisie [17] care se formează atunci când gazul expulzat de jeturile polare ale protostelului se ciocnește cu anvelopa din jur, mai densă, la viteze egale cu sute de kilometri pe secundă, excitând atomii din gaz care se aprinde prin triboluminescență .

Animația obiectului HH 30.

Se crede că aceste fenomene au o durată relativ scurtă, conform estimărilor, câteva zeci sau cel mult câteva sute de mii de ani [17], la sfârșitul cărora se dizolvă în mediul interstelar sub acțiunea vântului stele nou formate; observațiile efectuate de telescopul Hubble relevă, de asemenea, că aceste obiecte evoluează rapid în câțiva ani. [18]
Obiectele HH constau în principal din hidrogen și heliu, în procente de masă de 75% și respectiv 25%. Mai puțin de 1% este alcătuit din elemente mai grele și compuși , cum ar fi apa (în starea de gheață ), silicați , dioxid de carbon (până la starea de gheață ), metan și metanol . [19] Spectrele lor arată, de asemenea, o predominanță clară a emisiilor de hidrogen Balmer , cu linii de emisie de oxigen [O (I)], sulf [S (II)], azot [N (I)] și fier [Fe (II) ] cationic , în care se remarcă de asemenea liniile puternic excitate de O (II) și N (II), împreună cu emisiile slabe de O (III). [20]

În urma prăbușirii, protostelul trebuie să își mărească masa prin acumularea de gaz; începe astfel o fază de creștere care se desfășoară cu o rată de aproximativ 10 −6 –10 −5 M ☉ pe an. [4] Acreția materialului către protostar continuă datorită medierii unui disc de acreție , aliniat cu ecuatorul , care se formează atunci când mișcarea de rotație a materiei care cade (inițial egală cu cea a norului) este amplificată datorită conservarea impulsului unghiular . [4]
Rata de creștere nu este constantă: de fapt, viitoarea stea atinge rapid ceea ce va fi jumătate din masa sa finală, în timp ce este nevoie de peste zece ori mai mult pentru a acumula masa rămasă.[1]

Doar o parte din materia nucleului dens (se estimează că aproximativ o treime[1] ) va cădea pe protostel; de fapt, dacă tot impulsul unghiular al discului i-ar fi transferat, viteza de rotație a acestuia ar crește până la atingerea unei valori a forței centrifuge astfel încât să provoace dezmembrarea acestuia. În această fază, în plus, se formează fluxuri moleculare care pleacă de la polii protostelului, probabil pentru a dispersa excesul de moment unghiular. [4] Mecanismele de la originea formării acestor jeturi nu sunt încă complet clare, dar se crede că un rol important trebuie atribuit liniilor de forță ale câmpului magnetic stelar , a căror deviere și represalii în traversarea acreția ar provoca un fel de helix care canalizează plasma expulzată într-un jet subțire. [4] Coliziunea acestor jeturi cu gazul norului poate genera anumite formațiuni cunoscute sub numele de obiecte Herbig-Haro (obiecte HH). [18]

Când se atinge o temperatură de cel puțin un milion de kelvini în nucleu, începe fuziunea deuteriului , un izotop de hidrogen format de un proton și un neutron ( 2 1 H); presiunea radiației rezultată încetinește (dar nu oprește) prăbușirea, în timp ce căderea materialului din regiunile interne ale discului de acumulare la suprafața protostelului continuă. [4] Cantitatea de energie pe care fuziunea deuteriu o poate elibera pe unitate de masă a gazului interstelar este dată de relația :

Structura unui protostar:
1. Gaz de nor în cădere (transparent din punct de vedere optic).
2. Fotosferă cu infraroșu ( fotosferă falsă ).
3. Coaja pulberilor care cad (optic opac).
4. Față de șoc (sublimarea pulberilor).
5. Nucleul hidrostatic protostelar.

unde este este raportul numeric dintre deuteriu și hidrogen, este fracția de masă a hidrogenului, (= 5,49 MeV ) energia dezvoltată de o singură reacție e este masa atomului de hidrogen . Fuziunea nucleară este mai eficientă în timpul fazei de acumulare decât atunci când se atinge o masă fixă, deoarece se acumulează continuu combustibil nou care crește viteza reacțiilor. [5] Viteza reacțiilor este, de asemenea, foarte sensibilă la temperatură, astfel încât deuteriul acționează ca un termostat, menținând temperatura centrală constantă la un milion de K, în timp ce o nouă masă continuă să precipite pe miez din învelișul gazos extern; în consecință [21] raportul dintre masă și rază în timpul fazei în care rata de topire este mai mare rămâne constantă. [5] Această limitare a relației masă-rază a miezului stelar, combinată cu urmele evolutive ale fazei principale de pre-secvență ulterioare, produce, în porțiunea dreaptă a diagramei Hertzsprung-Russell (HR), o „ linie de naștere ” ) teoretic în acord cu datele observaționale. [5]

În această fază, protostelul este înconjurat de restul norului, care este de obicei foarte dens și prăfuit. Radiația protostelului evaporă gazul înconjurător și sublimează praful, în timp ce granulele de praf adiacente miezului hidrostatic constituie o falsă fotosferă care îl maschează, până când lumina din acesta este capabilă să o desfacă. La sfârșitul acestui proces, protostelul este foarte mare, luminos și rece. [22]

Structura protostelului variază în timpul fazei de creștere, în funcție de fuziunea deuteriu sau nu a fost aprinsă: de fapt, înainte de declanșare, obiectul este aproape complet convectiv, iar nucleul este format dintr-o regiune internă mare inertă și o sedimentare subțire. zona, care, spre deosebire de regiunea internă, este clar adiabatică și este responsabilă de aproape toată luminozitatea internă a nucleului; după aprinderea deuteriului, cauzată de creșterea masei și, prin urmare, a temperaturii interne, energia este transportată de radiații în timp ce nucleul dezvoltă două sau mai multe zone de convecție mai mult sau mai puțin interne , iar energia nucleară contribuie semnificativ la cantitatea totală de energie emisă de protostel. [5] În acest moment, protostelul atinge faza stelară pre-principală (stea PMS). [22]

Protostele masive

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Formarea stelelor § Formarea stelelor masive .
Reprezentarea grafică a unui disc circumstelar în jurul unui protostar masiv. Discul se extinde pentru aproximativ 130 de unități astronomice și are o masă similară cu cea a stelei; porțiunile sale cele mai interioare sunt lipsite de praf, vaporizat de radiația stelară intensă.

Luată la propriu, teoria standard a formării stelelor pare să excludă existența stelelor masive (M> 8 M ☉ ), întrucât atunci când intră în joc mase foarte mari, embrionul stelar atinge condițiile necesare extrem de rapid. 'Inițierea fuziunii hidrogenului; aceasta ar avea ca rezultat arestarea imediată a fazei de acumulare și o puternică limitare a masei viitoarei stele. Prin urmare, se crede că, în cazul stelelor masive, trebuie adăugate alte mecanisme celor descrise în modelul standard, mecanisme care sunt încă într-o oarecare măsură supuse ipotezelor astăzi, care ne permit să explicăm modul în care aceste obiecte ating cantitățile de materie care le caracterizează.

Nebuloasa Trifidă văzută în infraroșu; în interior, au fost identificați mai mulți embrioni de stele masive. [23]

Numeroase modele teoretice [24] și date observaționale [25] confirmă faptul că chiar și formarea stelelor masive are loc datorită medierii unui disc circumstelar și prin formarea jeturilor, [26] care permit, prin crearea unei cavități în material nebulos, o ieșire prin care marea radiație a unui protostar masiv se poate dispersa fără a afecta creșterea. [27] [28] Cu toate acestea, după faza protostelară, aceste stele nu trec prin faza PMS, ci ajung direct la secvența principală ; emisia electromagnetică intensă (în special a radiației ultraviolete UV) care urmează ar încheia imediat faza de acumulare, menținând astfel masa stelei în aproximativ zece mase solare. [4] Cu toate acestea, descoperirea stelelor supermasive (chiar cu mult peste 100 M ☉ ) i-a determinat pe astrofizicieni să formuleze modele care să le explice formarea. Pentru a răspunde la această întrebare, au fost pregătite modele simulate pe computer , pe baza teoriei creșterii competitive , ale cărei rezultate au fost dezvăluite în ianuarie 2009. [29] Prăbușirea și rotația unui nor molecular imens conduce la formarea discului de acumulare, care alimentează protostelul. Dimensiunea mare a discului îl face instabil gravitațional, ceea ce determină fragmentarea acestuia și formarea în aceste fragmente a tot atâtea protostele secundare, dintre care cele mai multe precipită și se îmbină cu protostarul central. [29] Simularea a demonstrat, de asemenea, de ce majoritatea stelelor masive sunt sisteme multiple; de fapt, s-a văzut că una sau mai multe dintre protostele secundare reușesc să ajungă, fără a fi înghițite de protostarul primar, o masă care să se elibereze de cea principală, formează la rândul său propriul său disc și fuzionează cu cel secundar protostele care își au originea în el, devenind astfel și o stea masivă. [29] Observarea unor regiuni de formare a stelelor de către telescopul Spitzer a confirmat parțial acest model, chiar dacă verificarea va fi complicată: de fapt este dificil să poți înțelege stelele masive în actul formării lor, având în vedere că totuși, este un tip destul de rar de stelar și având în vedere că procesul care duce la formarea lor este epuizat într-un timp foarte scurt (pe o scară astronomică).[1]

Notă

  1. ^ a b c d e f g ET Young, Cloudy, cu probabilitate de stele , în The Sciences , vol. 500, aprilie 2010, pp. 76-83. Adus la 11 august 2010 .
  2. ^ a b SW Falk, JM Lattmer, SH Margolis, Sunt surse supernove de boabe presolare? , în Nature , vol. 270, 1977, pp. 700-701.
  3. ^ a b CJ Jog, Starbursts Triggered by Cloud Compression in Interacting Galaxies , Proceedings of IAU Symposium # 186, Galaxy Interactions at Low and High Redshift , Kyoto, Japonia, JE Barnes, DB Sanders, 26-30 august 1997. Accesat 23 mai 2009 .
  4. ^ a b c d e f g h i j k M. Heydari-Malayeri, Enigma stelelor masive , în Științele , vol. 475, martie 2008, pp. 64-71. Adus 24/06/2008 .
  5. ^ a b c d e f g Formarea stelelor , pe cosmored.it . Adus la 18 iunie 2010 .
  6. ^ I. Baraffe, G. Chabrier, F. Allard, PH Hauschildt, modele evolutivi pentru stele cu masă mică sărace în metal. Secvența principală inferioară a grupurilor globulare și a stelelor de câmp halo , în Astronomie și astrofizică , vol. 327, 1997, p. 1054. Adus de 28 noiembrie 2007.
  7. ^ Fred C. Adams, Gregory Laughlin; Genevieve JM Graves, Red Dwarfs and the End of the Main Sequence , Gravitational Collapse: From Massive Stars to Planets , Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, pp. 46–49. Adus 24/06/2008 .
  8. ^ WD Vacca, CD Garmany, JM Shull, The Lyman-Continuum Fluxes and Stellar Parameters of O and Early B-Type Stars , in Astrophysical Journal , vol. 460, aprilie 1996 pagini = 914-931, DOI : 10.1086 / 177020 . Adus la 20 iunie 2010 .
  9. ^ Brown Dwarfs Really Form Form Like Stars , pe sciencedaily.com . Adus la 22 noiembrie 2009 .
  10. ^ K. Sun, Fizica și chimia mediului interstelar , University Science Books, 2006, pp. 435-437, ISBN 1-891389-46-7 .
  11. ^ 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 .
  12. ^ Wheeler , p. 16 .
  13. ^ a b Dina Prialnik, Introducere în teoria structurii și evoluției stelare , Cambridge University Press, 2000, pp. 195-212, ISBN 0-521-65065-8 .
  14. ^ MS Longair, Galaxy Formation , ediția a II-a, Springer, 2008, p. 478, ISBN 3-540-73477-5 .
  15. ^ a b c RB Larson, Calcule numerice ale dinamicii colapsului proto-stelei , în Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 145, 1969, p. 271. Accesat la 8 august 2009 .
  16. ^ 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 .
  17. ^ a b AA.VV, Universul - Marea enciclopedie a astronomiei , Novara, De Agostini, 2002.
  18. ^ A b (EN) B. Reipurth, S. Heathcote, 50 de ani de cercetare Herbig-Haro. De la descoperire la HST ( PDF ), în Fluxurile Herbig-Haro și Nașterea Stelelor; Simpozionul IAU , n. 182, 1997, pp. 3-18. Adus la 23 noiembrie 2007 .
  19. ^ EW Brugel, KH Böhm, E. Mannery, Spectre de linie de emisie ale obiectelor Herbig-Haro , în Astrophysical Journal Supplement Series , vol. 47, octombrie 1981, pp. 117-138. Adus la 24 noiembrie 2007 .
  20. ^ RD Schwartz, Herbig-Haro Objects , în Revista anuală de astronomie și astrofizică , vol. 21, septembrie 1983, pp. 209-237, DOI : 10.1146 / annurev.aa.21.090183.001233 . Adus 28.11.2007 .
  21. ^ Pentru această situație se aplică relația energetică:
    unde este este constanta gravitațională universală , masa protostelului, constanta perfectă a gazului e temperatura nucleară.
  22. ^ a b Formarea stelelor , pe physics.infis.univ.trieste.it , Universitatea din Trieste. Adus la 7 august 2010 (arhivat din original la 1 martie 2010) .
  23. ^ Spitzer găsește „incubatoare” stelare cu embrioni stelari masivi , la nasa.gov . Adus pe 21 noiembrie 2009 .
  24. ^ Eric Keto, Qizhou Zhang, Modelul standard de formare a stelelor aplicat stelelor masive: discuri de acumulare și plicuri în linii moleculare , la arxiv.org , arXiv. Adus la 8 august 2010 .
  25. ^ Faceți cunoștință cu titanii: discul de praf găsit în jurul stelei masive , la nasa.gov , NASA / SST. Adus la 8 august 2010 .
  26. ^ Jet de hidrogen molecular care provine dintr -o stea formatoare de mare masă , pe sciencedaily.com . Adus la 22 noiembrie 2009 .
  27. ^ CF McKee, JC Tan, Formare masivă de stele în 100.000 de ani de la nori moleculari turbulenți și presurizați , în Nature , vol. 416, nr. 6876, 2002, pp. 59-61, DOI : 10.1038 / 416059a .
  28. ^ R. Banerjee, RE Pudritz, Formarea stelelor masive prin rate ridicate de acreție și ieșiri timpurii conduse de disc , în Astrophysical Journal , vol. 660, n. 1, 2007, pp. 479-488, DOI : 10.1086 / 512010 .
  29. ^ a b c Oamenii de știință rezolvă misterul modului în care se formează stelele masive , pe sciencedaily.com . Adus la 22 noiembrie 2009 .

Bibliografie

  • (EN) Martin Schwarzschild, Structura și evoluția stelelor, Princeton University Press, 1958, ISBN 0-691-08044-5 .
  • ( RO ) Robert G. Aitken, The Binary Stars , New York, Dover Publications Inc., 1964.
  • V. Castellani, Fundamentele astrofizicii stelare , Bologna, Zanichelli, 1985. ( disponibil online [ link rupt ] )
  • ( EN ) CJ Lada, ND Kylafits, The Origin of Stars and Planetary Systems , Kluwer Academic Publishers, 1999, ISBN 0-7923-5909-7 .
  • ( EN ) Dina Prialnik, Introducere în teoria structurii și evoluției stelare , Cambridge University Press, 2000, ISBN 0-521-65065-8 .
  • ( EN ) L. Hartmann, Procese de acumulare în formarea stelelor , Cambridge University Press, 2000, ISBN 0-521-78520-0 .
  • ( EN ) T. Padmanabhan, Theoretical Astrophysics: Stars and Stellar Systems Vol. 2 , Cambridge University Press, 2001, p. 594, ISBN 0-521-56631-2 .
  • AA.VV, Universul - Marea enciclopedie a astronomiei , Novara, De Agostini, 2002.
  • A. De Blasi, Stelele: naștere, evoluție și moarte , Bologna, CLUEB, 2002, ISBN 88-491-1832-5 .
  • J. Gribbin, Enciclopedia astronomiei și cosmologiei , 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 .
  • ( 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 .
  • C. Abbondi, Univers în evoluție de la nașterea până la moartea stelelor , Sandit, 2007, ISBN 88-89150-32-7 .
  • ( 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 .

Elemente conexe

Alte proiecte

linkuri externe

Controllo di autorità GND ( DE ) 4176032-3
Wikimedaglia
Questa è una voce di qualità .
È stata riconosciuta come tale il giorno 18 ottobre 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=Protostella&oldid=121876391 "