Molekuliniai debesys ir protžvaigždės

Μοριακά σύννεφα και πρωτοαστέρες

Καθώς αυτά τα ψυχρά, πυκνά νέφη αερίων και σκόνης καταρρέουν, σχηματίζουν νέα αστέρια μέσα σε λίκνα αστέρων

Ανάμεσα στα αστέρια, σε φαινομενικά κενά διαστήματα, αιωρούνται ήσυχα τεράστια νέφη αερίων και σκόνης – μοριακά νέφη. Αυτές οι ψυχρές, σκοτεινές περιοχές, που βρίσκονται στο διαστρικό μέσο (ISM), είναι τόποι γέννησης αστέρων. Εκεί η βαρύτητα μπορεί να συμπυκνώσει τόσο πολύ την ύλη ώστε να πυροδοτήσει πυρηνική σύντηξη, ξεκινώντας έτσι το μακρύ ταξίδι ζωής ενός αστέρα. Από εκτεταμένα γιγάντια μοριακά συμπλέγματα που εκτείνονται σε δεκάδες parsec έως συμπαγείς πυκνούς πυρήνες – αυτά τα λίκνα αστέρων είναι απαραίτητα για την ανανέωση των πληθυσμών αστέρων του γαλαξία, σχηματίζοντας τόσο μικρής μάζας κόκκινους νάνους όσο και μεγαλύτερης μάζας πρωτοαστέρες που μια μέρα θα λάμψουν έντονα ως αστέρες τύπου O ή B. Σε αυτό το άρθρο εξετάζουμε τη φύση των μοριακών νεφών, πώς καταρρέουν για να σχηματίσουν πρωτοαστέρες, και την λεπτή φυσική αλληλεπίδραση – βαρύτητα, αναταραχή, μαγνητικά πεδία – που καθορίζει αυτή τη βασική διαδικασία αστρογένεσης.

1. Μοριακά νέφη: λίκνα αστρογένεσης

1.1 Σύνθεση και συνθήκες

Μοριακά νέφη αποτελούνται κυρίως από μόρια υδρογόνου (H2), καθώς και από ήλιο και μικρές ποσότητες βαρύτερων στοιχείων (C, O, N κ.ά.). Συχνά φαίνονται σκοτεινά στο ορατό φάσμα, επειδή τα σωματίδια σκόνης απορροφούν και διασκορπίζουν το φως των αστέρων. Τα τυπικά χαρακτηριστικά τους είναι:

  • Θερμοκρασία: ~10–20 K σε πυκνές περιοχές, αρκετά χαμηλή ώστε τα μόρια να παραμένουν αδιάσπαστα.
  • Πυκνότητα: Από μερικές εκατοντάδες έως μερικά εκατομμύρια σωματίδια ανά κυβικό εκατοστό (π.χ., μέσος όρος πυκνότητας εκατομμύρια φορές μεγαλύτερος από το μέσο διαστρικό μέσο).
  • Μάζα: Τα νέφη μπορεί να έχουν μάζα από μερικές ηλιακές μάζες έως και πάνω από 106 M⊙ (στα λεγόμενα γίγαντια μοριακά νέφη, GMC) [1,2].

Τέτοια χαμηλά επίπεδα θερμοκρασίας και υψηλές πυκνότητες δημιουργούν συνθήκες για το σχηματισμό και τη διατήρηση μορίων, ενώ ταυτόχρονα δημιουργούν ένα προστατευμένο περιβάλλον όπου η βαρύτητα μπορεί να υπερνικήσει την θερμική πίεση.

1.2 Τεράστια μοριακά νέφη και τα υποσυστήματά τους

Τεράστια μοριακά νέφη, που εκτείνονται σε δεκάδες parsec, έχουν πολύπλοκες εσωτερικές δομές: νήματα (filaments), πυκνούς κόμβους και πυρήνες. Αυτές οι υποενότητες συχνά φαίνεται να είναι βαρυτικά ασταθείς (μπορούν να καταρρεύσουν), σχηματίζοντας προαστέρια ή μικρές ομάδες σμηνών. Παρατηρήσεις στο εύρος χιλιοστομετρικών και υποχιλιοστομετρικών κυμάτων (π.χ., ALMA) αποκαλύπτουν περίπλοκες νηματικές δομές, όπου συχνά συγκεντρώνεται η αστρογένεση [3]. Τέτοιες μοριακές γραμμές (CO, NH3, HCO+) και χάρτες συνεχούς εκπομπής σκόνης βοηθούν στον προσδιορισμό της πυκνότητας των στηλών, της θερμοκρασίας και των κινηματικών προτύπων, δείχνοντας πώς οι υποενότητες μπορούν να θρυμματιστούν ή να καταρρεύσουν.

1.3 Παράγοντες που προκαλούν την κατάρρευση

Η βαρύτητα από μόνη της δεν είναι αρκετή για να προκαλέσει την κατάρρευση ενός νέφους μεγάλης κλίμακας. Πρόσθετοι «μηχανισμοί ενεργοποίησης» είναι:

  1. Κρουστικά κύματα υπερκαινοφανών: Τα επεκτεινόμενα υπολείμματα υπερκαινοφανών μπορούν να συμπιέσουν το γειτονικό αέριο.
  2. Επέκταση περιοχών H II: Η ιονίζουσα ακτινοβολία που εκπέμπεται από μαζικά αστέρια φουσκώνει κελύφη από ουδέτερη ύλη, ωθώντας τα προς τα γειτονικά μοριακά νέφη.
  3. Το φαινόμενο συμπύκνωσης πυκνότητας σπειροειδών κυμάτων: Στους δίσκους γαλαξιών, τα σπειροειδή κύματα που περνούν μπορούν να συμπυκνώσουν τα αέρια, σχηματίζοντας τεράστια νέφη και αργότερα σμήνη αστέρων [4].

Αν και δεν απαιτείται εξωτερική ώθηση για όλη την αστρογένεση, αυτές οι διαδικασίες συχνά επιταχύνουν τη διάσπαση τμημάτων του νέφους και τη βαρυτική κατάρρευση σε ασθενώς σταθερές περιοχές.

2. Αρχή της κατάρρευσης: σχηματισμός πυρήνα

2.1 Βαρυτική αστάθεια

Εάν ένα μέρος της εσωτερικής μάζας και πυκνότητας του μοριακού νέφους υπερβαίνει τη μάζα Jeans (κρίσιμη μάζα από την οποία η βαρύτητα υπερτερεί της θερμικής πίεσης), εκείνη η περιοχή αρχίζει να καταρρέει. Η μάζα Jeans εξαρτάται από τη θερμοκρασία και την πυκνότητα:

MJ ∝ (T3/2) / (ρ1/2).

Σε τυπικούς ψυχρούς, πυκνούς πυρήνες, η θερμική ή τυρβώδης πίεση δεν μπορεί πλέον να αντισταθεί στη βαρύτητα, οπότε ξεκινά η αστρογένεση [5].

2.2 Ο ρόλος της τυρβώδους ροής και των μαγνητικών πεδίων

Η τυρβώδης ροή στα μοριακά νέφη ενισχύει τα χαοτικά ρεύματα, που μπορούν να επιβραδύνουν την άμεση κατάρρευση, αλλά ταυτόχρονα μπορούν να δημιουργήσουν συνθήκες για τοπικές συμπυκνώσεις σε περιοχές πυρήνων. Εν τω μεταξύ, τα μαγνητικά πεδία παρέχουν επιπλέον στήριξη όταν το νέφος διαπερνάται από μαγνητικές γραμμές δύναμης. Οι παρατηρήσεις (π.χ., πόλωση της ακτινοβολίας σκόνης, διαχωρισμός Zeeman) επιτρέπουν τη μέτρηση της έντασης του μαγνητικού πεδίου. Η αλληλεπίδραση βαρύτητας, τυρβώδους ροής και μαγνητισμού καθορίζει με ποια ταχύτητα και αποτελεσματικότητα τελικά θα σχηματιστούν τα αστέρια [6].

2.3 Διάσπαση και σμήνη

Κατά την κατάρρευση, το ίδιο νέφος μπορεί να διασπαστεί σε πολλούς πυκνούς πυρήνες. Αυτό εξηγεί γιατί τα αστέρια συνήθως σχηματίζονται σε σμήνη ή ομάδες – το κοινό περιβάλλον γέννησης μπορεί να περιλαμβάνει από μερικά πρωτοαστέρια έως πλούσια σμήνη με χιλιάδες μέλη. Σε αυτά τα σμήνη σχηματίζονται τόσο πολύ μικρής μάζας καφέ νάνοι όσο και μαζικά πρωτοαστέρια τύπου O, που ουσιαστικά γεννιούνται ταυτόχρονα στο ίδιο GMC.

3. Πρωτοαστέρια: σχηματισμός και εξέλιξη

3.1 Από τον πυκνό πυρήνα στο πρωτοαστέρι

Αρχικά, ο πυκνός πυρήνας στο κέντρο του νέφους γίνεται αδιαφανής στην ίδια του την ακτινοβολία. Καθώς συστέλλεται λόγω βαρύτητας, απελευθερώνεται θερμότητα που θερμαίνει το αναπτυσσόμενο πρωτοαστέρι. Αυτό το σώμα, ακόμα βυθισμένο σε σκονισμένο περιβάλλον, δεν πραγματοποιεί σύντηξη υδρογόνου – η φωτεινότητά του οφείλεται κυρίως στην ενέργεια της βαρυτικής συστολής. Σύμφωνα με παρατηρήσεις, το πρώιμο στάδιο του πρωτοαστέρα εκδηλώνεται πιο έντονα στο υπέρυθρο και υπο-χιλιοστόμετρο φάσμα, καθώς το οπτικό φάσμα απορροφάται από τη σκόνη [7].

3.2 Τάξεις παρατήρησης (0, I, II, III)

Τα πρωτοαστέρια ταξινομούνται σε τάξεις σύμφωνα με την φασματική κατανομή ενέργειας (SED), που σχετίζεται με τη σκόνη:

  • Τάξη 0: Πρώιμοτερο στάδιο. Το πρωτοαστέρι είναι έντονα περιβαλλόμενο από το περιβάλλον περίβλημα, η ακρίτεια είναι μεγάλη, σχεδόν κανένα φως αστέρα δεν μπορεί να διαπεράσει.
  • Τάξη I: Η μάζα του περιβλήματος έχει μειωθεί σημαντικά, σχηματίζεται δίσκος πρωτοαστέρα.
  • Τάξη II: Συνήθως ονομάζονται T Ταύρου (χαμηλής μάζας) ή Herbig Ae/Be (μεσαίας μάζας) αστέρια. Έχουν ήδη εμφανείς δίσκους, αλλά λιγότερο περιβάλλον περίβλημα, και η ακτινοβολία παρατηρείται στο ορατό ή κοντινό IR φάσμα.
  • Τάξη III: Προαστρικό αστέρι με σχεδόν ανύπαρκτο δίσκο. Είναι κοντά στην τελική μορφή του αστέρα, με μόνο ένα μικρό ίχνος δίσκου.

Αυτή η ταξινόμηση αντικατοπτρίζει την εξέλιξη του αστέρα από το βαθιά περιβαλλόμενο πρώιμο στάδιο έως το όλο και πιο εκτεθειμένο προαστρικό αστέρι, το οποίο τελικά θα περάσει στη φάση σύντηξης υδρογόνου [8].

3.3 Διπολικές εκροές και πίδακες

Τα πρωτοαστέρια χαρακτηρίζονται από την εκπομπή διπολικών ροών ή κολλιμαρισμένων πίδακων κατά μήκος του άξονα περιστροφής, οι οποίοι πιστεύεται ότι προκαλούνται από μαγνητοϋδροδυναμικές διεργασίες στον δίσκο ακρίσεως. Αυτές οι ροές διογκώνουν κοιλότητες στο περιβάλλον περίβλημα, σχηματίζοντας εντυπωσιακά αντικείμενα Herbig–Haro (HH). Ταυτόχρονα, πιο αργές και ευρύτερες ροές βοηθούν στην απομάκρυνση της περίσσειας στροφορμής από το υλικό που πέφτει, αποτρέποντας έτσι το πρωτοαστέρι από το να περιστραφεί υπερβολικά γρήγορα.

4. Δίσκοι ακρίσεως και ροπή στροφορμής

4.1 Δημιουργία δίσκου

Καθώς ο πυρήνας του νεφελώματος καταρρέει, η διατήρηση της στροφορμής αναγκάζει το υλικό που πέφτει να συγκεντρωθεί σε έναν περιστρεφόμενο περιαστρικό δίσκο γύρω από τον πρωτοαστέρα. Σε αυτόν τον δίσκο αερίου και σκόνης, με ακτίνα που μπορεί να φτάσει δεκάδες ή εκατοντάδες AU (αστρονομικές μονάδες), μπορεί τελικά να σχηματιστεί ένας προπλανητικός δίσκος όπου λαμβάνει χώρα η πλανητική ακρίβεια.

4.2 Εξέλιξη δίσκου και ρυθμός ακρίβειας

Η ροή υλικού από τον δίσκο προς τον πρωτοαστέρα καθορίζεται από το ιξώδες του δίσκου και την MHD αναταραχή (γνωστό ως μοντέλο “άλφα-δίσκου”). Τυπικές ροές ακρίβειας μπορεί να φτάνουν τα 10−6–10−5 M⊙ ανά έτος, και καθώς το αστέρι πλησιάζει τη τελική μάζα, ο ρυθμός αυτός μειώνεται. Παρατηρώντας την θερμική ακτινοβολία του δίσκου στο υπο-χιλιομετρικό εύρος, οι αστρονόμοι μπορούν να προσδιορίσουν τη μάζα και τη διαμήκη δομή του δίσκου, ενώ η φασματοσκοπία αποκαλύπτει τα θερμά σημεία ακρίβειας στην επιφάνεια του αστέρα.

5. Σχηματισμός αστέρων μεγάλης μάζας

5.1 Προκλήσεις μαζικών πρωτοαστέρων

Στον σχηματισμό αστέρων μεγάλων μαζών (κλάσεις φάσματος O και B) υπάρχουν επιπλέον εμπόδια:

  • Πίεση ακτινοβολίας: Η έντονη φωτεινότητα του πρωτοαστέρα προκαλεί ισχυρή εξωτερική πίεση ακτινοβολίας, που αναστέλλει την ακρίβεια.
  • Σύντομη περίοδος Kelvin-Helmholtz: Τα μαζικά αστέρια θερμαίνονται πολύ γρήγορα στον πυρήνα και ξεκινούν τη σύντηξη ενώ ακόμα προσελκύουν υλικό.
  • Περιβάλλον σμηνών: Τα μαζικά αστέρια συνήθως σχηματίζονται σε πυκνά κέντρα σμηνών, όπου η αλληλεπίδραση, η ακτινοβολία και οι πίδακες επηρεάζουν την εξέλιξη του κοινού αερίου [9].

5.2 Ανταγωνιστική ακρίβεια και ανάδραση

Σε πυκνές περιοχές σμηνών, πολλοί πρωτοαστέρες ανταγωνίζονται για τους κοινούς πόρους αερίου. Οι ιονίζοντες φωτόνιοι και οι αστρικοί άνεμοι που εκπέμπονται από μαζικά αστέρια μπορούν να φωτοεξατμίσουν τους κοντινούς πυρήνες, τροποποιώντας ή ακόμη και διακόπτοντας τον σχηματισμό αστέρων τους. Παρά τις δυσκολίες, τα μαζικά αστέρια σχηματίζονται – είναι οι πιο σημαντικές πηγές ενέργειας και χημικού εμπλουτισμού στις περιοχές σχηματισμού αστέρων.

6. Ρυθμός και αποτελεσματικότητα σχηματισμού αστέρων

6.1 Συνολικός γαλαξιακός ΣΑ

Σε γαλαξιακή κλίμακα, ο σχηματισμός αστέρων (ΣΑ) συσχετίζεται με την επιφανειακή πυκνότητα αερίου, όπως περιγράφεται από τον νόμο Kennicutt–Schmidt. Σε σπειροειδείς βραχίονες ή δομές ταινιών μπορεί να σχηματιστούν τεράστια συμπλέγματα σχηματισμού αστέρων. Σε νάνοι ακανόνιστους γαλαξίες ή περιοχές χαμηλής πυκνότητας, ο σχηματισμός αστέρων είναι πιο επεισοδιακός. Εν τω μεταξύ, σε γαλαξίες με έκρηξη σχηματισμού αστέρων (starburst) λόγω αλληλεπιδράσεων ή ροής υλικού, μπορεί να συμβούν βραχυπρόθεσμες αλλά πολύ έντονες φάσεις σχηματισμού αστέρων [10].

6.2 Αποτελεσματικότητα σχηματισμού αστέρων

Σε μια μοριακή νεφέλη, η μάζα γίνεται αστέρια. Οι παρατηρήσεις δείχνουν ότι η αποτελεσματικότητα σχηματισμού αστέρων (ΑΣΑ) σε ένα νεφέλωμα μπορεί να κυμαίνεται από μερικά έως μερικές δεκάδες τοις εκατό. Οι ροές πρωτοαστέρων, η ακτινοβολία και η ανάδραση από υπερκαινοφανείς μπορούν να διασκορπίσουν ή να θερμάνουν το υπόλοιπο αέριο, εμποδίζοντας την περαιτέρω κατάρρευση. Επομένως, ο σχηματισμός αστέρων είναι μια αυτορυθμιζόμενη διαδικασία, που σπάνια μετατρέπει ολόκληρο το νεφέλωμα σε αστέρια ταυτόχρονα.

7. Διάρκεια προαστέρων και μετάβαση στην κύρια ακολουθία

7.1 Χρονικές περίοδοι

 

  • Φάση προαστέρα: Για προαστέρες μικρής μάζας αυτή η φάση μπορεί να διαρκέσει μερικά εκατομμύρια χρόνια, μέχρι να ξεκινήσει η πυρηνική σύντηξη υδρογόνου στον πυρήνα.
  • Τ Ταύρου / Προ-κύρια ακολουθία: Αυτή η φωτεινή φάση πριν την κύρια ακολουθία συνεχίζεται μέχρι ο αστέρας να σταθεροποιηθεί στην κύρια ακολουθία από την ηλικία μηδέν (ZAMS).
  • Μεγαλύτερη μάζα: Οι πιο μαζικοί προαστέρες συστέλλονται ακόμη πιο γρήγορα και ξεκινούν τη σύντηξη υδρογόνου – συχνά μέσα σε μερικές εκατοντάδες χιλιάδες χρόνια.

 

7.2 Έναρξη σύντηξης υδρογόνου

Όταν η θερμοκρασία και η πίεση του πυρήνα φτάσουν σε κρίσιμο όριο (περίπου 10 εκατομμύρια K ~1 μάζα Ήλιου για αστέρα), ξεκινά η σύντηξη υδρογόνου στον πυρήνα. Τότε ο αστέρας καθιερώνεται στην κύρια ακολουθία, όπου λάμπει σταθερά για εκατομμύρια ή και δισεκατομμύρια χρόνια – ανάλογα με τη μάζα του αστέρα.

8. Τρέχουσες έρευνες και μελλοντικές προοπτικές

8.1 Εικόνες υψηλής ανάλυσης

Όργανα όπως το ALMA, το JWST και μεγάλα επίγεια τηλεσκόπια (με προσαρμοστική οπτική) επιτρέπουν τη διείσδυση στους σκονισμένους "κόκκους" προαστέρων, αποκαλύπτοντας τους κανόνες κίνησης των δίσκων, τις δομές εκπομπών και τις πρώιμες διαδικασίες κατακερματισμού στα μοριακά νέφη. Με την ανάπτυξη της ευαισθησίας και της χωρικής ανάλυσης, θα κατανοήσουμε όλο και βαθύτερα πώς η μικρής κλίμακας τυρβώδης ροή, τα μαγνητικά πεδία και οι διαδικασίες δίσκων αλληλεπιδρούν κατά τη γέννηση των αστέρων.

8.2 Λεπτομερής χημεία

Στις περιοχές σχηματισμού αστέρων ευδοκιμεί ένα πολύπλοκο χημικό περιβάλλον, όπου σχηματίζονται ακόμη και πολύπλοκα οργανικά μόρια και προβιοτικές ενώσεις. Παρατηρώντας τις φασματικές γραμμές αυτών των ενώσεων στο υπο-χιλιοστόμετρο και ραδιοκύματα, μπορούμε να παρακολουθήσουμε τα στάδια εξέλιξης πυκνών πυρήνων – από το πρώιμο στάδιο κατάρρευσης μέχρι το σχηματισμό προπλανητικών δίσκων. Αυτό συνδέεται με το ερώτημα πώς τα πλανητικά συστήματα αποκτούν τους αρχικούς πτητικούς πόρους.

8.3 Η σημασία του περιβάλλοντος σε μεγάλη κλίμακα

Το περιβάλλον του γαλαξία – π.χ. οι αναταράξεις που προκαλούνται από σπειροειδείς βραχίονες, η ροή αερίων που κινείται από τις ράβδους ή εξωτερικοί συμπιεστικοί παράγοντες μέσω αλληλεπιδράσεων γαλαξιών – μπορεί να αλλάξει συστηματικά τον ρυθμό σχηματισμού αστέρων. Παρατηρήσεις μελλοντικών μηκών κύματος, συνδυάζοντας χάρτες κοντινής IR σκόνης, ροές γραμμών CO και κατανομή σμηνών αστέρων, θα επιτρέψουν καλύτερη κατανόηση του πώς σχηματίζονται και καταρρέουν τα μοριακά νέφη σε ολόκληρους γαλαξίες.

9. Συμπέρασμα

Η κατάρρευση μοριακών νεφών είναι ο καθοριστικός παράγοντας της πρώιμης φάσης ζωής ενός αστέρα, που μετατρέπει τις ψυχρές, σκονισμένες θύλακες διαστρικής ύλης σε προαστέρες, οι οποίοι στη συνέχεια αρχίζουν τη σύνθεση και εμπλουτίζουν τους γαλαξίες με φως, θερμότητα και βαριά στοιχεία. Από τις βαρυτικές αστάθειες που διασπούν τεράστια νέφη, μέχρι τις λεπτομέρειες της δισκοειδούς ακρίσεως και των εκπομπών προαστέρων – η γέννηση των αστέρων είναι μια πολυδιάστατη, πολύπλοκη διαδικασία που καθορίζεται από την τυρβώδη ροή, το μαγνητικό πεδίο και το περιβάλλον.

Είτε τα αστέρια σχηματίζονται σε απομονωμένα περιβάλλοντα είτε σε πυκνούς σμήνους, η πορεία από την κατάρρευση του πυρήνα έως την κύρια ακολουθία αποτελεί έναν καθολικό κανόνα αστρογένεσης στο σύμπαν. Η κατανόηση αυτών των πρώιμων φάσεων – από τις αμυδρές πηγές κλάσης 0 έως τις φωτεινές φάσεις T Tauri ή Herbig Ae/Be – είναι θεμελιώδης πρόκληση της αστροφυσικής, που απαιτεί προηγμένες παρατηρήσεις και μοντελοποίηση. Μελετώντας λεπτομερώς αυτό το στάδιο – από το διαστρικό αέριο έως το ώριμο αστέρι – αποκαλύπτονται οι βασικοί νόμοι που διατηρούν τη "ζωτικότητα" των γαλαξιών και προετοιμάζουν τις συνθήκες για πλανήτες και πιθανή ζωή σε πολλές αστρικές συστήματα.

Nuorodos ir platesni šaltiniai

  1. Blitz, L., & Williams, J. P. (1999). Η Προέλευση και Εξέλιξη των Μοριακών Νεφών. Στο Protostars and Planets IV (επιμ. Mannings, V., Boss, A. P., Russell, S. S.), Univ. of Arizona Press, 3–26.
  2. McKee, C. F., & Ostriker, E. C. (2007). “Θεωρία της Δημιουργίας Αστρων.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 45, 565–687.
  3. André, P., Di Francesco, J., Ward-Thompson, D., et al. (2014). “Από τα Δικτυωτά Νήματα στους Πυκνούς Πυρήνες σε Μοριακά Νέφη.” Protostars and Planets VI, University of Arizona Press, 27–51.
  4. Elmegreen, B. G. (2002). “Δημιουργία Αστρων σε ένα Διασταυρούμενο Σπειροειδές Κύμα.” The Astrophysical Journal, 577, 206–210.
  5. Jeans, J. H. (1902). “Η Σταθερότητα μιας Σφαιρικής Νεφελώδους Μάζας.” Philosophical Transactions of the Royal Society A, 199, 1–53.
  6. Crutcher, R. M. (2012). “Μαγνητικά Πεδία σε Μοριακά Νέφη.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 50, 29–63.
  7. Shu, F., Adams, F. C., & Lizano, S. (1987). “Δημιουργία αστέρων σε μοριακά νέφη: Παρατήρηση και θεωρία.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 25, 23–81.
  8. Lada, C. J. (1987). “Δημιουργία Αστρων – Από τις OB ενώσεις στους πρωτοαστέρες.” IAU Symposium, 115, 1–17.
  9. Zinnecker, H., & Yorke, H. W. (2007). “Προς την Κατανόηση της Δημιουργίας Μαζικών Αστρων.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 45, 481–563.
  10. Kennicutt, R. C., & Evans, N. J. (2012). “Δημιουργία Αστρων στον Γαλαξία και σε Γειτονικούς Γαλαξίες.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 50, 531–608.
Επιστροφή στο blog