Эстәлеккә күсергә

Йондоҙҙоң барлыҡҡа килеүе

Википедия — ирекле энциклопедия мәғлүмәте
Ҙур Магеллан болотонда йондоҙ барлыҡҡа килеү өлкәһе N11B

Йондоҙҙоң барлыҡҡа килеүе (йондоҙ яһалыуы) йондоҙҙар эволюцияһының башланғыс этабы булып тора, был ваҡытта йондоҙ-ара болот йондоҙға әйләнә. Был процесс барышында болот ҡыҫыла һәм фрагментлана, үҙ нурланышы өсөн үтә күренмәй башлай һәм протойондоҙға әйләнә. Был этапта болоттоң тышҡы өлөштәренән матдә протойондоҙға йыйыла, ә тупланыу тамамланғас, ул үҙенең ҡыҫылыуы иҫәбенә нурланыусы төп эҙмә-эҙлеккә тиклемге йондоҙға әйләнә. Яйлап йондоҙ ядроһында термоядро реакциялары башлана, шунан һуң йондоҙ яһалыу тамамлана һәм ул төп эҙмә-эҙлелеккә күсә.

Процесс

[үҙгәртергә | сығанаҡты үҙгәртеү]
Протойондоҙҙарҙың һәм йондоҙҙарҙың төп эҙмә-эҙлелелеккә тиклемге эволюцияһы этаптары

«Йондоҙҙоң барлыҡҡа килеүе» йәки «йондоҙ яһалыуы» термины бер йондоҙ барлыҡҡа килгән процесты аңлата, ә «йондоҙҙар барлыҡҡа килеүе» ғәҙәттә галактикала йондоҙҙар барлыҡҡа килеүенең ҙур масштаблы процессын аңлата [1]. Әммә ҡайһы саҡта ике процесты ла йондоҙ барлыҡҡа килеүе тип атайҙар.

Молекуляр болоттоң ҡыҫылыуы

[үҙгәртергә | сығанаҡты үҙгәртеү]
IC 2944-та глобулалар

Галактикаларҙағы йондоҙҙар араһындағы мөхит башлыса водород һәм гелийҙан тора, был элементтар атомдарының һаны буйынса ярашлы рәүештә 90% һәм 10% тәшкил итә. Бынан тыш, уның массаһының яҡынса бер проценты йондоҙҙар араһындағы туҙандан тора. Күпселек өлкөлөрендә температура 100 -ҙән ·106 К-ға тиклем, ә киҫәксәләр тығыҙлығы ·10−3 - 10 см−3 тиклем үҙгәрә. Йондоҙҙар араһындағы мөхиттә массаһы ·105—·106 Mo, температураһы 10-дан 100 К-ға тиклем һәм концентрацияһы 10-дан 100 см −3 тиклем булған гигант молекуляр болоттар осрай, улар йондоҙҙар барлыҡҡа килеү төбәктәренә әйләнәләр [2] [3] .

Гравитацион тотороҡһоҙлоҡ үҫешкән һайын болот ҡыҫыла башларға мөмкин. Был тотороҡһоҙлоҡ төрлө факторҙар арҡаһында килеп сығыуы мөмкин, мәҫәлән, ике болоттоң бәрелешеүе, болоттоң спираль галактиканың тығыҙ ҡулсаһы аша үтеүе, йәки яҡын аралыҡтағы яңы йондоҙ шартлауы, уның һуғыу тулҡыны молекуляр болот менән бәрелешергә мөмкин. Бынан тыш, галактикалар араһындағы бәрелештәр газ болоттары бәрелештәренең йышлығын арттыра, был йондоҙҙар барлыҡҡа килеү тиҙлегенең артыуын аңлата[4].

Вириаль тураһында теорема буйынса болот, уның икеләтә кинетик энергияһы һәм потенциаль энергияһы суммаһы нулгә тигеҙ булғанда, тотороҡло була. Әгәр был сумма нулдән кәмерәк булһа, гравитацион тотороҡһоҙлоҡ барлыҡҡа килә. Тығыҙлығы даими булған R радиуслы болоттоң потенциаль энергияһы модуле (ул үҙе тиҫкәре) -нә пропорциональ рәүештә үҫә, ә бөтә молекулаларҙың кинетик энергияһы ҡиммәттәренең суммаһы -нә пропорциональ була. Тимәк, етерлек ҙур болот ҡыҫыласаҡ. Әгәр ҙә болотто сферик һәм әйләнмәй тип уйлаһаҡ, болот массаһы , радиусы , уның газының моляр массаһы һәм температураһы булғанда, беҙ болоттоң ниндәй шарттарҙа ҡыҫылыуын яҙа алабыҙ[5][6]:

;

бында — гравитацион константа, — универсаль газ константаһы. Әгәр тип яҙһаҡ, бында — болот тығыҙлығы, беҙ [3] шартын яҙа алабыҙ:

.

дәүмәле Джинс массаһы тип атала. Молекуляр болоттарҙа күҙәтелгән шарттар өсөн ул ·103 - ·105 Mo тәшкил итә. Болот ҡыҫылған һайын ул тығыҙланырға һәм эҫерәк булырға тейеш, әммә болот нурланыш өсөн үтә күренмәле булғанда, ҡыҙҙырылған газ һәм саң энергия тараталар һәм шул рәүешле һыуыналар[5][7].

Ошо сәбәпле ҡыҫылыу ҙур теүәллек менән изотермик рәүештә бара. Болоттоң тығыҙлығы артыу сәбәпле, ҡыҫылыу ваҡытында Джинс массаһы кәмей, ә болоттоң бәләкәйерәк, массалыраҡ өлөштәре айырылып, бер-береһенән айырым ҡыҫыла башлайҙар. Был процесс йондоҙ барлыҡҡа килеү болотоноң ярсыҡланыуы тип атала, ярсыҡланыу болот үҙ нурланышы өсөн үтә күренмәй башлағанға тиклем ҡат-ҡат булыуы мөмкин, был һыуытыу процесын һиҙелерлек яйлатып, Джинс массаһының кәмеүен туҡтата. Йондоҙҙарҙың башлыса төркөмләп барлыҡҡа килеүе шуның менән аңлатыла. Болоттоң бөтә матдәләре лә ахыр сиктә йондоҙҙарға әйләнмәй: уртаса алғанда, әгәр болот массаһының 30%-тан ашыуы йондоҙҙарға әйләнһә, гравитацион бәйләнгән йондоҙҙар өйөмө барлыҡҡа килә, әммә йышыраҡ йондоҙҙар барлыҡҡа килеүҙең һөҙөмтәлелеге түбәнерәк була һәм йондоҙҙар ассоциациялары барлыҡҡа килә[5][8][9].

Бынан тыш, ярсыҡланыу күренеше ни өсөн йондоҙҙар массаһының тәүге болоттоң Джинс массаһынан һиҙелерлек бәләкәйерәк булыуын аңлата. Фрагментация һөҙөмтәһендә барлыҡҡа килергә мөмкин булған болоттоң минималь массаһы яҡынса ·10−2 тәшкил итә. Әммә болот материяһында гелийҙан ауырыраҡ элемент бик аҙ булһа, һыуыныу күпкә кәмерәк һөҙөмтәле бара, ә болот яйыраҡ ярсыҡлана. Иң беренсе йондоҙҙар, беренсел нуклеосинтез ваҡытында барлыҡҡа килгән матдәнән, тап ошо сценарий буйынса барлыҡҡа килгәндәр тип иҫәпләнә: был йондоҙҙарҙың массаһы башлыса 100-ҙән кәм булмаҫҡа һәм бик ҡыҫҡа ваҡыт эсендә йәшәргә тейеш булалар[5][8][10].

Ҡыҫыла башлаған болоттарҙы йыш ҡына глобулалар — массаһы 100 Mo самаһы һәм үлсәмдәре парсек тәртибендәге ҙурлыҡта булған ҡара томанлыҡтар рәүешендә күҙәтәләр. Ҡайһы берҙә уларҙа барлыҡҡа килеүе тамамланыуға яҡыныраҡ объекттар ҙа була: T Тельца йондоҙҙары һәм Хербиг — Аро объекттары кеүек[11].

Протойондоҙ этабы

[үҙгәртергә | сығанаҡты үҙгәртеү]
Протойондоҙҙоң төҙөлөшө.
1 - ирекле төшөүсе матдә
2 - инфраҡыҙыл диапазонда нурланыусы фотосфера
3 - үтә күренмәгән газ-туҙан ҡабығы
4 - удар тулҡын фронты
5 - гидростатик тигеҙләнешле ядро

Болоттар ҡыҫылыуы тигеҙһеҙ рәүештә бара, ҡыҫылыу башланғандан һуң бер аҙ ваҡыт үткәс, болотта Гидростатик тигеҙләнеш үҙәге барлыҡҡа килә — дөйөм алғанда, ошо мәлдән башлап болот үҙәге протойондоҙ тип иҫәпләнә[8][12]. Ғәмәлдә болоттоң массаһына ҡарамаҫтан, ядроның массаһы 0,01 Mo, радиусы бер нисә а.б., ә үҙәктәге температура 200 К буласаҡ. Болоттоң тышҡы ҡатламдарының үҙәккә аккрецияһы уның массаһының һәм температураһының артыуына килтерә, әммә 2000 К температурала уның үҫеше туҡтай, сөнки энергия водород молекулаларының тарҡалыуына тотонола. Ниндәйҙер мәлдә тигеҙләнеш боҙола һәм үҙәк ҡыҫыла башлай. Киләһе тигеҙләнеш хәленә массаһы 0,001 Mo, радиусы яҡынса 1 Ro һәм температураһы 2 ·104 К. булған бәләкәйерәк, хәҙер инде ионлаштырылған ядро өсөн өлгәшә. Был осраҡта оптик диапазонда нурланыусы ядро тирә-яҡ киңлектән ҡабыҡ менән йәшерелә, уның температураһы күпкә түбәнерәк һәм тик инфраҡыҙыл диапазонда ғына нурлана[8][13]. Тышҡы ҡатламдарҙың аккрецияһы дауам итә, ә үҙәккә 15 км/с тиҙлек менән төшкән матдә һуғыу тулҡыны барлыҡҡа килтерә. Сферик ҡабыҡтың матдәһе үҙәккә төшә, ионлаша, материалдың күпселек өлөшө протойондоҙға төшкәс, уны күҙәтеү мөмкин була башлай[14]. Был ваҡытҡа тиклем тышҡы ҡабыҡтың ҡыҫылыуы динамик ваҡыт шкалаһы буйынса бара, йәғни уның оҙайлылығы матдәнең газ баҫымы ҡамасауламаған ирекле төшөү оҙайлылығына тура килә[15].

Етерлек ҙур массалы протойондоҙҙарҙа арта барыусы нурланыш баҫымы һәм йондоҙ еле ҡаплау материалының бер өлөшөн осора, был ваҡытта Хербиг — Аро объекты барлыҡҡа килергә мөмкин[9][14][16]. Бынан тыш, протойондоҙҙа йондоҙға аккрецияланмаған матдәнән торған протопланетар диск әле лә ҡалырға мөмкин; һуңынан ул планета системаһына әүерелергә мөмкин[13][17]. Планеталар барлыҡҡа килеү процесы, мәҫәлән, HL Тельца йондоҙо тирәһендә күҙәтелә[18].

HL Тельца һәм уның протопланетар дискы

Йондоҙҙоң төп эҙмә-эҙлелеккә тиклемге этабы

[үҙгәртергә | сығанаҡты үҙгәртеү]
Төрлө массалы протойондоҙҙарҙың яй ҡыҫылыу ваҡытында эволюцион эҙҙәре (күк төҫ) һәм уларҙың изохрондары (төрлө төҫтәр менән билдәләнгән)

Ҡайһы берҙә ҡабыҡ аккрецияһы тамамланған протойондоҙҙар айырым типҡа бүленә: төп эҙмә-эҙлелелеккә тиклемге йондоҙҙар. Инглиз телендәге әҙәбиәттә бындай объекттарҙы хәҙер протойондоҙҙар тип атамайҙар, әммә «йәш йондоҙло объект» (ингл. young stellar object) тигән термин бар, уға протойондоҙҙар һәм төп эҙмә-эҙлелеккә тиклемге йондоҙҙар инә[13][19].

Был этапта протойондоҙҙоң торошон Герцшпрунг-Рассел диаграммаһында билдәләргә мөмкин: түбән температураға һәм юғары яҡтылыҡҡа эйә булған протойондоҙ уның уң яҡ өҫкө өлөшөндә урынлашҡан. Йондоҙҙа термоядро реакциялары башланғансы һәм ул гравитацион ҡыҫылыу арҡаһында энергия бүлеп сығарғанда, ул яйлап төп эҙмә-эҙлелеккә табан хәрәкәт итә[13][8][14].

Был есемдәр үҙ баҫымы ярҙам иткәнгә күрә, алдағы стадияға ҡарағанда — термик ваҡыт шкалаһында, йәғни потенциаль гравитацион энергияның яртыһы нурланыш рәүешендә тотонолған ваҡыт арауығында күпкә яйыраҡ ҡыҫылалар[15]. Иң массалы йондоҙҙар өсөн был яҡынса ·105 йыл, ә аҙыраҡ массалы йондоҙҙар өсөн яҡынса ·109 йыл ваҡыт ала. Ҡояш өсөн был этап 30 миллион йыл дауам итте[8][20][21][22].

Төрлө массалы протойондоҙҙар араһында сифат айырмаһы бар: массаһы 3 Mo-нән кәмерәк булған протойондоҙҙарҙың бөтә тәрәнлеге буйлап һуҙылған конвектив зонаһы бар, ә массаһы юғарыраҡ булғандарында юҡ. Был айырма йондоҙ эволюцияһының һуңғы этаптарында айырмалыҡтарға килтерә[8][23]. 1961 йылда Чусиро Хаяси (Hayashi) шуны асыҡлай: әгәр йондоҙҙоң бөтә күләмен конвектив зона биләй икән, тимәк, яй ҡыҫылыу ваҡытында уның температураһы үҙгәрешһеҙ тиерлек ҡала, шул уҡ ваҡытта яҡтылыҡ кәмей. Был йондоҙҙоң хәҙерге торошоноң диаграммала вертикаль рәүештә аҫҡа табан хәрәкәтенә тура килә, ә йондоҙҙоң бындай юлы ғәҙәттә Хаяши эҙе тип атала. Массаһы 0,3—0,5 Mo диапазонында булған йондоҙҙар ҡыҫылыу осоронда конвектив ҡатламдарҙы юғалталар һәм ҡайһы бер мәлдәрҙә Хаяши эҙенән сығып торалар, шул уҡ ваҡытта массаһы 0,3—0,5 M⊙ кәм булған йондоҙҙпр бөтә ҡыҫылыу ваҡыты дауамында Хаяши эҙендә торалар[8][24][25].

Хаяши эҙенән сыҡҡас (уртаса массалы йондоҙҙар өсөн) йәки яй ҡыҫылыу башланғандан уҡ (массалы йондоҙҙар өсөн) йондоҙ конвектив булыуҙан туҡтай һәм ҡыҫылғанда йылына башлай, яҡтылығы бер аҙ ғына үҙгәрә. Был диаграммала һулға табан хәрәкәт итеүгә тура килә, ә юлдың был өлөшө Хеней эҙе тип атала[24][25][26]. Нисек кенә булмаһын, ҡыҫылыу барышында йондоҙ үҙәгендә температура арта, ә йондоҙ ядроһында термоядро реакциялары башлана — бәләкәй һәм уртаса массалы йондоҙҙарҙа, ҡыҫылыу башланғандан һуң күпмелер ваҡыт үткәс, массаһы 8 Mo-нән ҙурыраҡ булған йондоҙҙарҙа — аккреция туҡтағанға тиклем үк[27]. Тәүге этаптарында был литий һәм бериллийҙың гелийға әүерелеүе, һәм был реакциялар йондоҙ нурланышынан аҙыраҡ энергия етештерәләр. Ҡыҫылыу дауам итә, әммә энергия бүлеп сығарыуҙа термоядро реакцияларының өлөшө арта, ядро йылыныуын дауам итә, температура 3—4 миллионов K-ға еткәс p-p циклында водородтың гелийға әүерелеүе башлана[12].

Ниндәйҙер мәлдә, әгәр йондоҙҙоң массаһы 0,07–0,08 {{Mo}-нән ҙурыраҡ булһа, термоядро реакциялары иҫәбенә энергия бүлеп сығарыу йондоҙҙоң яҡтыртыусанлығына тиң була, ҡыҫылыу туҡтай — был мәл йондоҙҙоң барлыҡҡа килеүе тамаланған һәм уның төп эҙмә-эҙлелеккә күскән мәле тип иҫәпләнә. Әгәр йондоҙҙоң массаһы ошо ҡиммәттән кәмерәк булһа, унда термоядро реакциялары ла күпмелер ваҡыт дауам итергә мөмкин, әммә йондоҙ ядроһындағы матдә ҡыҫылыу туҡтағанға тиклем үк дегенерациялана, шуға күрә термоядро реакциялары бер ҡасан да берҙән-бер энергия сығанағына әйләнмәй, ҡыҫылыу ҙа туҡтамай. Бындай объекттарҙы көрән карликтар тип атайҙар[8][28][29].

Өйрәнеү тарихы

[үҙгәртергә | сығанаҡты үҙгәртеү]

Йондоҙҙарҙың барлыҡҡа килеүе тураһында тәүге фәнни нигеҙләнгән фекерҙәрҙе 1644 йылда Рене Декарт формулировкалай, ул йондоҙҙар һәм планеталар йондоҙҙар араһындағы мөхиттең өйөрмә хәрәкәте ваҡытында барлыҡҡа килә тип иҫәпләй[30][31].

1692 йылда Исаак Ньютон гравитация көсө тәьҫирендә мәтдә тығыҙлана һәм йондоҙҙар барлыҡҡа килтерә ала тип фаразлай. Оҡшаш гипотезалар Ньютонға тиклем дә барлыҡҡа килһә лә, тик Ньютондың классик тартылыу теорияһы асылғандан һуң ғына был фекерҙәр физик нигеҙләү ала. Шул уҡ ваҡытта диффуз томанлыҡтар асыла, улар ҡуйылана барған йондоҙға тиклемге матдә булып күҙаллана. Ошо фекерҙәргә таянып, Кант-Лаплас-Шмидт гипотезаһы барлыҡҡа килә, уға ярашлы йондоҙҙар һәм планета системалары барлыҡҡа килеүенең төп механизмы булып өйрөлөүсе болоттарҙың ҡыҫылыуы тора[30][32]. Киләһе ике быуат дауамында яйлап төрлө томанлыҡтар буйынса күҙәтеү мәғлүмәттәре туплана, ғалимдар уны берҙәм теорияға тупларға тырыша. Мәҫәлән, XVIII быуат аҙағында — XIX быуат башында 2500-ҙән ашыу томанлыҡты асҡан Уильям Гершель уларҙа төрлө стадияларҙа йондоҙҙар барлыҡҡа килеү бара тип фаразлай һәм уларҙы эволюцион эҙмә-эҙлелеккә бүлә. Әммә был эҙмә-эҙлелеккә Гершель шулай уҡ йондоҙҙар барлыҡҡа килеү менән бәйле булмаған объекттарҙы, атап әйткәндә, галактикаларҙы һәм планета томанлыҡтарын да индерә. Икенсе яҡтан, Гершель үҙенең эҙмә-эҙлелегенә ысынында йондоҙҙар барлыҡҡа килеү менән бәйле булған ҡара томанлыҡтарҙы индермәгән. XIX быуатта артабан мәғлүмәттәр туплауға фотография һәм спектроскопия уйлап табыу булышлыҡ итә, был томанлыҡтарҙың химик составын өйрәнеү мөмкинлеген бирә[32].

Йондоҙҙар барлыҡҡа килеү теорияһын үҫтереүҙең сираттағы мөһим аҙымын 1902 йылда Джеймс Джинс яһай. «Сферик томанлыҡтың тотороҡлолоғо» тигән теоретик хеҙмәтендә ул гравитацион тотороҡһоҙлоҡтарҙы өйрәнә һәм болоттоң ул ҡыҫыла башларға тейеш булғандағы массаһын иҫәпләй[33].

Әммә йондоҙ-ара болоттарҙа улар барлыҡҡа килгән ваҡытта барған процестар әлегә етерлек кимәлдә өйрәнелмәгән була. Протойондоҙҙарҙы моделләштереү менән шөғөлләнгән һәм 1966 йылда был объекттарҙы ентекләп һүрәтләгән мәҡәлә баҫтырып сығарған Чусиро Хаяши арҡаһында хәҙерге протойондоҙҙар тураһында күҙаллауға яҡын протойондоҙ төшөнсәһе барлыҡҡа килә[34]. Артабан төп фекерҙәр үҙгәрмәй тиерлек ҡала, әммә теория камиллаштырыла: мәҫәлән, Ричард Ларсон протойондоҙҙар эволюцияһы ваҡытында уларҙың параметрҙарының ҡайһы бер ҡиммәттәрен аныҡлай[35][36].

1980-се йылдар аҙағына тиклем барлыҡҡа килеүҙең тәүге стадияһындағы йондоҙҙар күҙәтелмәй — төп ҡыйынлыҡ протойондоҙҙарҙың башта тығыҙ газ һәм туҙан ҡабығы артында йәшеренеүендә була. Бынан тыш, ҡабыҡ үҙе башлыса инфраҡыҙыл диапазонда нурландыра, ул Ер атмосфераһы тарафынан ныҡ йотола, был Ер өҫтөнән күҙәтеүҙәрҙе тағы ла ҡатмарлаштыра[37]. Оҙаҡ ваҡыт йондоҙҙар эволюцияһының тәүге этаптарында йондоҙҙар тураһында мәғлүмәттең төп сығанағы булып T Тельца тибындағы йондоҙҙар тора, улар 1945 йылда уҡ айырым йондоҙ төрө булараҡ билдәләнә[14][38]. Спитцер һәм Гершель кеүек йыһан инфраҡыҙыл телескоптары ла протойондоҙҙарҙы өйрәнеүгә ҙур өлөш индерә: мәҫәлән, хәҙер Орион болотонда ғына кәмендә 200 протойондоҙ билдәле[39][40].

1990 йылдар уртаһына тиклем йондоҙҙар барлыҡҡа килеү билдәләре булмаған юғары массалы молекуляр болоттар проблемаһы көнүҙәк була. Оҙайлы ваҡыт дауамында емерелеүгә юл ҡуймаусы туңдырылған-магнит ҡыры бының классик аңлатмаһы булып тора. Артабан бөтә массив болоттарҙа ла тиерлек йондоҙҙар барлыҡҡа килеү билдәләре булғаны асыҡлана, әммә икенсе, бер аҙ кире проблема барлыҡҡа килә: йондоҙҙар барлыҡҡа килеү процестары хатта водородтың күпселек өлөшө атом рәүешендә булған болоттарҙа ла күҙәтелә. Быны молекуляр болоттар оҙаҡ ваҡыт дауамында йәшәмәйҙәр, ә ҡыҫҡа ваҡыт эсендә матдә ағымдары бәрелешкәндә барлыҡҡа киләләр, уларҙа бик тиҙ йондоҙҙар барлыҡҡа килә, тигән фараз менән аңлатырға мөмкин[41].

Иҫкәрмәләр

[үҙгәртергә | сығанаҡты үҙгәртеү]
  1. ↑ Засов, Постнов, 2011, pp. 153—158, 404—405
  2. ↑ Кононович, Мороз, 2004
  3. 1 2 Salaris, Cassisi, 2005
  4. ↑ Section X, Stellar Evolution (ингл.). Lectures. University of New Hampshire Experimental Space Plasma Group. Дата обращения: 4 февраль 2021. Архивировано 19 август 2019 года.
  5. 1 2 3 4 Кононович, Мороз, 2004, с. 387
  6. ↑ Salaris, Cassisi, 2005, p. 107
  7. ↑ Salaris, Cassisi, 2005, pp. 107—108
  8. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Сурдин В. Г., Ламзин С. А. Протозвёзды. Где, как и из чего формируются звёзды. От облака к звезде. Астронет (1992). Дата обращения: 4 февраль 2021. Архивировано 23 сентябрь 2015 года.
  9. 1 2 Star — Star formation and evolution (ингл.). Encyclopedia Britannica. Encyclopedia Britannica Inc.. Дата обращения: 4 февраль 2021. Архивировано 6 май 2021 года.
  10. ↑ Salaris, Cassisi, 2005, pp. 107—110
  11. ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 390—391
  12. 1 2 Karttunen et al., 2007, p. 244
  13. 1 2 3 4 Richard B. Larson The physics of star formation (инг.) // Reports on Progress in Physics[en]. — Bristol: IOP Publishing, 2003. — В. 10. — Т. 66. — С. 1651—1697. — ISSN 0034-4885. — DOI:10.1088/0034-4885/66/10/R03
  14. 1 2 3 4 Сурдин В. Г., Ламзин С. А. Протозвёзды. Где, как и из чего формируются звёзды. Что же такое протозвёзды? Астронет (1992). Дата обращения: 18 февраль 2021. Архивировано 6 март 2012 года.
  15. 1 2 Эволюция звезд. Кафедра астрономии и космической геодезии. Томский государственный университет. Дата обращения: 5 февраль 2021. Архивировано 13 июль 2018 года.
  16. ↑ David Darling. Herbig-Haro object (ингл.). The Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 4 февраль 2021. Архивировано 29 апрель 2021 года.
  17. ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 356—358
  18. ↑ На сенсационном снимке, полученном на ALMA, — детали процесса рождения планет. European Southern Observatory. Дата обращения: 26 февраль 2021. Архивировано 5 март 2021 года.
  19. ↑ RG Research: Young Stellar Objects. www.cfa.harvard.edu. Дата обращения: 29 ғинуар 2021. Архивировано 24 ноябрь 2017 года.
  20. ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 393—394
  21. ↑ Karttunen et al., 2007, p. 243
  22. ↑ I.-Juliana Sackmann, Arnold I. Boothroyd, Kathleen E. Kraemer Our Sun. III. Present and Future (инг.) // The Astrophysical Journal. — Bristol: IOP Publishing, 1993. — Т. 418. — С. 457. — ISSN 0004-637X. — DOI:10.1086/173407
  23. ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 399
  24. 1 2 Darling D. Henyey track. The Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 4 февраль 2021. Архивировано 29 ғинуар 2010 года.
  25. 1 2 Henyey track. Oxford Reference. Oxford University Press. Дата обращения: 4 февраль 2021. Архивировано 15 июль 2021 года.
  26. ↑ Henyey L. G.; Lelevier R.; Levée R. D. The early phases of stellar evolution (инг.) // Lectures. — San Francisco: The Astronomical Society of the Pacific, 1955.
  27. ↑ Christopher F. McKee, Eve C. Ostriker Theory of Star Formation (инг.) // Annual Review of Astronomy and Astrophysics[en]. — Palo Alto: Annual Reviews, 2007. — Т. 45. — С. 565—687. — DOI:10.1146/annurev.astro.45.051806.110602
  28. ↑ A. Burrows, W. B. Hubbard, D. Saumon, J. I. Lunine An expanded set of brown dwarf and very low mass star models (инг.) // The Astrophysical Journal. — Bristol: IOP Publishing, 1993. — Т. 406. — С. 158—171. — ISSN 0004-637X. — DOI:10.1086/172427
  29. ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 398
  30. 1 2 Өҙөмтә хатаһы: <ref> тамғаһы дөрөҫ түгел; :6 төшөрмәләре өсөн текст юҡ
  31. ↑ Сурдин В. Г., Ламзин С. А. Протозвёзды. Где, как и из чего формируются звёзды. Возрождение интереса к звёздам. Астронет. Дата обращения: 5 февраль 2021. Архивировано 1 декабрь 2020 года.
  32. 1 2 Сурдин В. Г., Ламзин С. А. Протозвёзды. Где, как и из чего формируются звёзды. От Ньютона до Джинса. Астронет. Дата обращения: 5 февраль 2021. Архивировано 1 декабрь 2020 года.
  33. ↑ Сурдин В. Г., Ламзин С. А. Протозвёзды. Где, как и из чего формируются звёзды. От Джинса до наших дней. Астронет. Дата обращения: 5 февраль 2021. Архивировано 28 ноябрь 2020 года.
  34. ↑ Chushiro Hayashi Evolution of Protostars (инг.) // Annual Review of Astronomy and Astrophysics[en]. — Paolo Alto: Annual Reviews, 1966. — Т. 4. — С. 171. — DOI:10.1146/annurev.aa.04.090166.001131
  35. ↑ Сурдин В. Г., Ламзин С. А. Протозвёзды. Где, как и из чего формируются звёзды. Что же такое протозвёзды? Астронет (1992). Дата обращения: 5 февраль 2021. Архивировано 6 март 2012 года.
  36. ↑ Richard B. Larson Numerical Calculations of the Dynamics of a Collapsing Proto-Star (инг.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — N. Y.: Wiley-Blackwell, 1969. — В. 3. — Т. 145. — С. 271—295. — ISSN 0035-8711. — DOI:10.1093/mnras/145.3.271
  37. ↑ Stars (ингл.). NASA Spitzer Space Telescope. NASA. Дата обращения: 18 февраль 2021. Архивировано 13 ноябрь 2020 года.
  38. ↑ Сурдин В. Г., Ламзин С. А. Протозвёзды. Где, как и из чего формируются звёзды. Звёзды типа T Тельца. Астронет (1992). Дата обращения: 18 февраль 2021. Архивировано 23 сентябрь 2015 года.
  39. ↑ Herschel Orion Protostars Survey SED Fits Catalog Definitoins. irsa.ipac.caltech.edu. Дата обращения: 18 февраль 2021. Архивировано 14 апрель 2021 года.
  40. ↑ M. M. Dunham, A. M. Stutz, L. E. Allen, N. J., II Evans, W. J. Fischer. The Evolution of Protostars: Insights from Ten Years of Infrared Surveys with Spitzer and Herschel // Protostars and Planets VI (инг.). — Tucson; Huston: University of Arizona Press[en]; Lunar and Planetary Institute, 2014. — P. 195—218. — 945 p. — ISBN 978-0-8165-3124-0. — DOI:10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch009.
  41. ↑ Рождение звезд: от водорода до звездных ассоциаций. ПостНаука. Дата обращения: 18 февраль 2021. Архивировано 22 ғинуар 2021 года.

Әҙәбиәт

[үҙгәртергә | сығанаҡты үҙгәртеү]
«https://ba.wikipedia.org/w/index.php?title=Йондоҙҙоң_барлыҡҡа_килеүе&oldid=1294565» битенән алынған