Stjernedannelse

Den Oriontåken , en nærliggende stjernedannelse regionen, tatt med Hubble Space Telescope

Som en stjernedannelse refereres generelt til de utviklingsstadiene i dannelsen av en hovedsekvens stjerne fra den kollapsende kjernen i en bred molekylær sky krysses. Den opprinnelig diffust distribuerte interstellare materien kondenserer med en faktor på rundt 10 18 til 10 20 . Til slutt skilles det mellom flere faser av sammenbrudd, nemlig dannelse

  1. av en pre-stjernekjerne,
  2. av en protostjerne, og til slutt
  3. av en stjerne i underhovedrekkefølgen.

Mens stjerner med lav masse også kan oppstå isolert, skjer dannelsen av mer massive stjerner hovedsakelig i stjerneklynger . Disse forskjellige typene av stjernedannelse bestemmer i hovedsak galaksens egenskaper og utvikling .

Molekylære skyer

Bok globuler markere en tidlig fase av stjernedannelse
The Snake Nebula , et område med mørke skyer i stjernebildet Ophiuchus . Den tette gassen og støvskyen svelger lyset fra stjernene bak.

Forutsetningen for dannelsen av stjerner er tilstedeværelsen av forholdsvis tette, kalde skyer av materie, såkalte molekylære skyer. De første tegnene på disse skyene kom frem fra observasjoner på 1700- og 1800-tallet: Caroline Herschel rapporterer at hennes bror Wilhelm Herschel fant en tilsynelatende stjerneløs region, som fra dagens perspektiv tilsvarer en slik molekylær sky, i konstellasjonen Skorpionen og med ordene " Her er virkelig et hull på himmelen ”kommenterte. Det var først i begynnelsen av 1900-tallet at store himmel ble skannet med fotografiske plater for å vise at disse mørke områdene var forårsaket av interstellare skyer som tilslører stjernene bak dem. Bart Bok endelig identifiserte disse mørke skyene som stedene for stjernedannelse, mens deres sammensetning forble et mysterium.

I dag er det vanlig kunnskap at rundt 70% av disse skyer består av molekylært hydrogen (H 2 ) (som navnet “molekylære sky” er avledet), som er omgitt av et skall av nøytrale hydrogenatomer ( HI ). I tillegg til H2 er det andre molekyler i disse skyene, for eksempel karbonmonoksid (CO). I tillegg finnes rundt 1% av massen i form av interstellært støv ( silika eller grafittpartikler 0,1 µm i størrelse  ).

I melaktig Way , molekylære skyer med en gjennomsnittlig tetthet på rundt 100 H 2 er molekyler pr cm³ finnes hovedsakelig i spiralarmene. Enkelte store komplekser kan diameter på ca 150 lys år og massene av 10 5 -bis- 10 6 solmasser (M ☉ ) rekkevidde og er derfor referert til som store molekylskyer (ger:. Giant Molecular Cloud eller GMC ). Imidlertid er det også mindre, relativt isolerte molekylære skyer med masser mindre enn hundre solmasser.

Observasjon av molekylære skyer

Siden molekylært hydrogen ikke har noe dipolmoment på grunn av symmetrien , har det ingen observerbare absorpsjons- eller emisjonslinjer ved temperaturer på 10–20  K , slik det er vanlig i molekylære skyer, og kan derfor ikke observeres. I stedet må indirekte observasjonsmetoder (engelske sporstoffer ), som for eksempel tilstedeværelsen av proxy-molekyler eller støv, brukes. De vanligste metodene er:

Observasjoner av karbonmonoksid

Kullmonoksid (CO) er ikke bare det nest vanligste molekylet i slike skyer, men har den egenskapen at dens rotasjonsoverganger - overganger fra en rotasjonstilstand til en annen, der infrarødt lys sendes ut - kan observeres selv ved lave partikeltettheter . Fordelingen på store skalaer og mengden CO-molekyler følger av slike observasjoner. Forutsatt at det numeriske forhold mellom CO og H til 2 molekyler er konstant, en konverteringsfaktor mellom H to tetthet og intensiteten av visse CO spektrallinjer kan bestemmes; Forutsatt at denne konverteringsfaktoren kan den samlede strukturen til molekylskyen rekonstrueres fra målinger på CO og dens masse kan bestemmes. Et annet empirisk forhold eksisterer mellom skyens omfang og linjebredden til CO-linjene.

Observasjoner av bølgelengdeavhengigheten til absorbansen

Blått lys er sterkere spredt av de interstellare støvpartiklene enn rødt lys. Dette faktum kan brukes til å lage utryddelseskart : bakgrunnsstjerner som skinner gjennom en molekylær sky ser systematisk rødere ut enn den iboende fargen når det er mer støv langs siktelinjen, og mindre rødt når det er mindre støv. Rødheten er direkte proporsjonal med mengden interstellært støv langs siktelinjen. Forutsatt et konstant masseforhold mellom støv og molekylært hydrogen, gjør det at det kan trekkes konklusjoner om fordelingen og dermed om strukturen til en molekylær sky. Denne metoden brukes hovedsakelig ved nær-infrarøde bølgelengder . 2MASS ( Two Micron All-Sky Survey ) med observasjoner på 1,2 µm, 1,6 µm og 2,2 µm har vist seg å være en virkelig skattekiste for astronomer , ettersom den lar dem lage såkalte utryddelseskart over hele himmelen.

Langt infrarøde observasjoner

På grunn av den lave temperaturen på bare rundt 10 K, er den varmeoverføringen av støvpartiklene i molekylskyene med bølgelengder på rundt 250 µm. I dette bølgelengdeområdet er molekylære skyer stort sett optisk tynne , noe som gjør det mulig å trekke direkte konklusjoner om mengden støv langs synslinjen. Men siden dette bølgelengdeområdet ikke er i et atmosfærevindu , er observasjoner bare mulig via satellitter, f.eks. B. ISO , mulig. Herschel- satellitt- teleskopet ble lansert i 2009 og tilbyr astronomer enestående oppløsning og følsomhet, og har siden revolusjonert måten astronomer ser stjernedannelse på.

Molekylær skystruktur

Klassifisering av molekylskyene
Skyer Klumper Kjerner
Masse (M ☉ ) 10 3 -10 4 50-500 0,5-5
Utvidelse ( pc ) 2-15 0,3-3 0,03-0,2
gjennomsnittlig tetthet n (H 2 ) (cm −3 ) 50-500 10 3 -10 4 10 4 -10 5
Gass temperatur (K) ≈10 10-20 8-12

Enkle, analytisk løsbare stjernedannelsesmodeller pleide å være feil basert på sfæriske molekylære skyer. Dette førte til forutsigelse av stjernedannelseshastigheter som var betydelig for høye. For realistiske datasimuleringer av stjernedannelse, må det imidlertid tas i betraktning at molekylære skyer har en veldig uttalt, filamentstruktur . Langs disse filamentene, som perler i en kjede, er det kondens som anses å være fødestedene til stjerner. Den fysiske bakgrunnen for denne strukturen er fortsatt ikke fullstendig forstått. Imidlertid antas det at årsaken er et samspill mellom tyngdekraft og turbulens . Turbulensen er ansvarlig for de lokale kompresjonene som stjernene dannes fra i den videre forløpet. En annen årsak til en lokal økning i gasstetthet kan være påvirkningen fra massive stjerner som presser og komprimerer materialet gjennom stjernevind.

En hierarkisk struktur er vanligvis definert i en molekylær sky. Selv om denne inndelingen sannsynligvis ikke har noen fysisk bakgrunn og en molekylær sky mer av en fraktal har struktur, er inndelingen i sky (Engl. Cloud ,) klump (Engl. Clump and) core (Engl. Core ) spredt vanlig og langt. Hele strukturen er referert til som skyen , en klump er en fysisk sammenhengende undergruppe og en kjerne er en gravitasjonsbundet enhet som vanligvis blir sett på som den direkte forgjengeren til en protostjerne.

Første kollaps

Molekylære skykjerner kollapser

Den kjernen fra før-stjernen Barnard 68

Stjerner er dannet av tette molekylære skykerner som er innebygd i en molekylær sky. Et bredt spekter av krefter virker innenfor en slik molekylær sky. Det viktigste er tyngdekraften , som gjennom sin attraktive effekt sørger for at disse kjernene fortsetter å trekke seg sammen. Denne kollapsen motvirkes hovedsakelig av termisk energi , dvs. riktig bevegelse av molekylene, som de bare har på grunn av temperaturen. Imidlertid kan magnetfelt og / eller turbulens også være viktig for stabiliteten .

Stabilitet og kollaps

Den såkalte viriale analysen gir et enkelt middel for stabilitetsanalyse . Hvis en molekylær skykjerne er i likevekt, balanserer den kinetiske energien til partiklene og deres potensielle gravitasjonsenergi (forsømmelse av magnetfelt og turbulens). I tilfelle tyngdekraften dominerer, følger sammenfallet av denne kjernen uunngåelig. Virialanalysen er enkel å utføre for en kjerne med en homogen tetthet, men fungerer bare som et grovt estimat av stabiliteten til en molekylær sky. For at en ekte sky skal være stabil, må trykket inni være høyere enn i lag lenger ut. Hvis dette tas i betraktning i stabilitetsanalysen, er kriteriet for stabilitet et tetthetsforhold mellom sentrum og skallet. I grensesaken for kritisk stabilitet snakker man om en Bonnor-Ebert-sfære, og stabilitetskriteriet kan konverteres til en såkalt Bonnor-Ebert-masse , som skyen må overstige for at en kollaps skal skje.

Hvis en molekylær skykjerne overstiger den kritiske massen (dvs. den termiske bevegelsen til partiklene kan ikke motvirke dens egen tyngdekraft), følger kollaps uunngåelig. Så snart grensen for ustabilitet er overskredet, skjer sammentrekningen nesten i fritt fall, dvs. lagene som faller innover føler bare gravitasjonspotensialet og faller ukontrollert (og dermed spesielt raskere enn den lokale lydhastigheten ) mot sentrum. Kollapsen sprer seg fra innsiden til utsiden med lydens hastighet ("Inside-Out Collapse"): Regionen som kollapser blir større og større rundt de tetteste kjerneområdene, og mer og mer av den tidligere statiske, tynne gassen er inkludert. i sammenbruddet inkludert.

Som nevnt har en kjerne opprinnelig økt tetthet i sentrum, og det er derfor kollapsen skjer raskere i denne regionen enn i skallet. Under denne kollapsen blir gravitasjonsenergi omgjort til termisk energi og sendes ut i mm bølgelengdeområdet . Imidlertid, siden de ytre skallene er gjennomtrengelige for stråling av disse bølgelengdene, blir tyngdebindingsenergien fullstendig utstrålet. Dette er grunnen til at denne første fasen er isoterm , slik at temperaturen i kjernen ikke endres i begynnelsen.

Hvis magnetfelt spiller en rolle, blir situasjonen mye mer komplisert. Elektroner og ioner beveger seg spiralformet rundt magnetfeltlinjene. En kollaps er mulig uhindret i deres retning. Fysikken er mer komplisert for bevegelser vinkelrett på feltlinjene. Ved å binde det ioniserte stoffet til magnetfeltet hindrer det kollapsen, men omvendt blir det også ført av saken. Når materien tykner, gjør magnetfeltet det også. Nøytral og ionisert gass kobles til hverandre gjennom kollisjoner av molekyler og ioner og beveger seg sammen. Med økende tetthet faller ioniseringsgraden og koblingen blir svakere, dvs. Med andre ord avtar tidsskalaen som materie kan diffundere begge typer ladning over feltlinjene til tettere områder ( ambipolar diffusjon ). Den tilgjengelige tiden avtar imidlertid også i fritt fall, og den magnetiske spenningen øker når feltlinjene deformeres.

I det videre forløpet av kollapsen øker tettheten ytterligere, skallet blir optisk tykt for strålingen og forårsaker dermed oppvarming. Denne oppvarmingen fører sakte til dannelsen av en hydrostatisk likevekt i sentrum, som bremser sammenbruddet og til slutt stopper.

Denne såkalte første kjernen , også kjent som First Hydrostatic Core (FHSC), som i stor grad består av hydrogenmolekyler, har en radius på typisk 10 til 20 AU , som er omtrent tre ganger radien av Jupiters bane . I sentrum stoppes sammenbruddet foreløpig, men områdene av skallet som ligger lenger utenfor fortsetter å falle i fritt fall på denne første kjernen. Virkningen av saken på den hydrostatiske kjernen fører til dannelsen av sjokkbølger , som til slutt i tillegg oppvarmer kjernen. Denne første fasen av stjernedannelse fra kollaps til dannelse av en hydrostatisk kjerne varer rundt 10 000 år og er definert av den såkalte fritt falltiden .

Observasjon av kjerner før stjernen

Prestellar kjerner blir observert ved hjelp av de samme metodene som molekylære skyer. På den ene siden absorberer støvet de inneholder lyset fra bakgrunnsstjerner, og det er derfor de kan sees på som stjernefrie områder i det optiske og nær infrarøde. På den annen side utstråler de også på grunn av temperaturene på rundt 10 K ved (sub) mm bølgelengder og kan sees der gjennom støvets termiske utslipp.

Akkurat som molekylære skyer generelt, observeres og oppdages også pre-stjernekjerner ved hjelp av molekylære linjer . I motsetning til molekylskyen, som hovedsakelig oppdages av CO, brukes forskjellige effekter når man observerer kjerner. På den ene siden er sentrum av en kjerne beskyttet mot det interstellare strålingsfeltet av skallet. Dette skaper kjemiske forbindelser der som ville bli ødelagt av denne strålingen. Dermed forekommer molekyler i pre-stjernekjerner som ikke kan bli funnet i det interstellare mediet. På den annen side er kjernene så tette at disse molekylene stimuleres til høyere tilstander ved kollisjoner med hydrogenmolekyler og avgir karakteristiske spektrallinjer.

Kjemien i en slik pre-stjernekjerne er fremdeles gjenstand for aktuell forskning, siden i tillegg til kjemiske reaksjoner i gassfasen, må den såkalte frysing av molekyler på støvpartikler og tilhørende kjemi av støvpartiklene også tas i betraktning.

Overgangsfasen fra en pre-stjerne til en protostjernekjerne, dvs. observasjon av en første kjerne , er også ukjent og har aldri blitt observert før . Noen kandidater for et slikt objekt er oppdaget så langt, men ingen bekreftede observasjoner har blitt gjort til dags dato.

Protostjerner

Den tidlige fasen av stjernedannelsen finner sted, som vist i denne kunstnerens skildring, dypt innebygd og usynlig i optikken inne i den molekylære skykjernen. Det kollapsende skrogmaterialet samles i en plate rundt den unge protostjernen. Sterke stråler dannes fra denne disken og borer vinkelrett i konvolutten rundt.

Andre kollaps

Den såkalte første kjernen varmes bare opp til temperaturen er tilstrekkelig til å splitte hydrogenmolekylene i deres individuelle atomer . Imidlertid er energien som brukes ikke lenger tilgjengelig for å stabilisere kjernen. Dette fører til et andre sammenbrudd, som bare stoppes når en hydrostatisk likevekt er etablert igjen. Den andre kjernen består imidlertid hovedsakelig av hydrogenatomer og har en utvidelse på omtrent halvannen solradius . En pre-stjernekjerne har endelig blitt en protostjerne : en stjerne som fremdeles får masse og får lysstyrken først og fremst fra tilvekst fra utsiden til gjenstanden for fallende materie.

Selv om denne protostjernen allerede utstråler ved en temperatur på noen få 1000 K, er den dekket fra utsiden av det tette skallet som omgir den. Imidlertid sørger strålingen for at molekylskyen gradvis oppvarmes innenfra. I de indre områdene stiger temperaturen til over 1500 K, slik at alle varme støvpartikler fordamper. Et stort strålingsgjennomtrengelig område (“opacity gap”) dannes der inne i støvkappen.

Hvis temperaturen i de sentrale områdene av molekylskyen stiger over temperaturer på rundt 100 K, begynner molekylene å fordampe fra isskallet rundt støvpartiklene og passere inn i gassfasen. I denne såkalte Hot Corino finner et stort antall kjemiske reaksjoner sted på grunn av økte temperaturer og høy frekvens av molekyler i gassfasen . Prosessene i disse områdene er altså i kontrast til de i de kalde ytre områdene av den protostellare skyen, som fremdeles ligner de pre-stjernekjernene når det gjelder forholdene.

De ytre skrogområdene, som fremdeles er i fritt fall , fortsetter å regne ned på protostjernene og sørger dermed for en jevn økning i masse. Det meste av lysstyrken oppnås ved denne tiltrengningsprosessen. Imidlertid er bare rundt 1% av den totale massen til den molekylære skykjernen fremdeles i sentralstjernen. Fasen der stjernen jevnlig øker i masse på grunn av forekomsten av skallmateriale, kalles den viktigste tilvinningsfasen . For å forenkle saker, skjer denne kollapsen radialt symmetrisk. Ved nærmere undersøkelse har imidlertid de molekylære skykjernene et annet vinkelmoment enn null , slik at støv og gass ikke lett kan falle på sentralstjernen.

Den innebygde protostjernen (litt under midten av bildet) avgir en stråle vinkelrett på protostjerneskiven (rød, hvor bare den siden av strålen som vender fra oss er dekket av skyen), som danner klubblignende støt i enden når det samhandler med skallmateriale (gul).

Circumstellar disk og jetfly

En kollaps krever en omfordeling av vinkelmomentet. Dette fører ofte til dannelse av dobbelt- eller flerestjernesystemer , eller vinkelrett på rotasjonsaksen til en sirkelformet plate . En effektiv transport av vinkelmoment er mulig innenfor denne skiven, som på den ene siden fører til at partiklene migrerer mot den sentrale stjernen, men på den andre siden også til en utvidelse av skiven, da partiklene som absorberer vinkelmomentet driver lenger ut . Denne disken kan ha et område på rundt 100 AU.

I tillegg til en sirkelformet plate, danner disse protostjernene bipolare, sterkt kollimerte jetfly vinkelrett på den . Disse skapes gjennom et samspill mellom rotasjon, magnetfelt og tilvekst. Det antas at FHSC (første kjerner) allerede kan danne svake molekylære utstrømninger, mens stråler dannes i den senere evolusjonære fasen. Disse mates av materiale fra den sirkelformede disken. Ved å gjøre det traff de det omkringliggende skallmaterialet i supersonisk hastighet, noe som fører til dannelse av støt. Disse sjokkene blir veldig varme, og dette muliggjør kjemiske reaksjoner som kan føre til dannelse av nye molekyler. I tillegg til strålene med hastigheter noen få 100 km / s, er det også langsommere, mindre kollimerte utstrømninger av molekylært materiale med hastigheter opp til noen få 10 km / s. Dette er sannsynligvis materiale som strålen trekker med seg når det strømmer gjennom konvolutten. Strålen spiser sakte et hulrom i protostjerneskyen. Dette hulrommet er i utgangspunktet fortsatt veldig smalt, med åpningsvinkler på bare noen få grader, men fortsetter å utvide seg etter hvert som tiden utvikler seg og sikrer spredning og tynning av konvolutten i retning av utstrømningene.

Protostjernen i seg selv fortsetter å betong materie. Imidlertid faller den ikke lenger direkte og isotropisk på den, men absorberes hovedsakelig via den sirkelformede disken (det er grunnen til at den ofte også kalles akkretjonsdisken ).

Klassifisering av protostjerner

Vanlig klassifisering av protostjerner
Spektral klasse Spektralindeks
Klasse 0 −0.0> -
Klasse I. −0.0> α> 0,3
Flatspekter -0,3> α> −0,3
Klasse II −0.3> α> −1.6
Klasse III −0.0> α <-1,6

For en mer presis evolusjonær klassifisering som betjener astronomer kalt her spektral energifordelinger (Engl. Spectral energy distribution , SED), fargeindeksen og spesielt den såkalte spectral index

.

Her er bølgelengden og den flukstetthet . Spektralindeksen for nær- infrarøde bølgelengder mellom 2,2 og 10 mikrometer brukes vanligvis til klassifisering . Strålingen fra protostellarsystemer domineres av termisk stråling. I den tidlige fasen med temperaturer på noen få 10 K er strålingsmaksimumet langt i det infrarøde og strålingsintensiteten øker derfor med økende bølgelengde (α> 0). Når hovedsekvensen er nådd, blir SED dominert av den sentrale stjernen med temperaturer på noen få 1000 K med strålingsmaksimum i den optiske og en resulterende negativ spektralindeks.

Observasjon av protostjerner

I det optiske og nær-infrarøde bølgelengdeområdet skiller protostellare kjerner seg knapt fra pre-stjernekjerner. Det tette skallet svelger lyset fra stjernene bak, og det er derfor de også er gjenkjennelige som mørke områder på himmelen. Ved (sub) mm bølgelengder kan du også se støvets termiske stråling i konvolutten.

Forskjeller kan sees når man observerer bølgelengder i mellom, siden konvolutten blir gjennomsiktig ved disse bølgelengdene. Siden disse observasjonene i midten og langt infrarød ikke var mulig fra jordoverflaten på grunn av atmosfæren, kunne dette gapet bare lukkes ved hjelp av satellittoppdrag og fremskridende detektorteknologi.

Det viktigste instrumentet for å observere disse tidlige fasene av stjernedannelse var IRAS-satellittoppdraget , som systematisk undersøkte hele himmelen med bredbåndsfiltre med sentrale bølgelengder på 12 µm, 25 µm, 60 µm og 100 µm. Klasse 0-protostjerner kunne stort sett bare oppdages i lengre bølgelengder, avhengig av avstanden til objektet, da de fremdeles er for kalde til å utstråle sterkt ved bølgelengder på bare noen få 10 µm. Med starten på Spitzer-romteleskopet i 2003, på grunn av sin høyere følsomhet, selv ved kortere bølgelengder (f.eks. 24 mikrometer), kunne det imidlertid oppdages et antall protostjerner i klasse 0 i molekylære skyer som tidligere var antatt å være stjerneløse. Disse objektene danner den nye klassen av såkalte VeLLOs (Very Low Luminosity Objects) og er gjenstand for aktuell forskning.

I tillegg til den termiske strålingen til den protostellare skyen, er det også mulig å observere bipolare utstrømninger av materie. For dette formålet observerer man ofte molekylære linjeoverganger av CO (og dens isotoper ). De gjør det mulig å trekke konklusjoner om hastighetene i utstrømningene eller om eksitasjonsforhold (tetthet, temperatur, ...). Andre molekyler, f.eks. B. kan bare dannes under de ekstreme miljøforholdene til jetfly, brukes ofte til å studere jetens natur. Rotasjonssignaturen til disken kan også sees ved hjelp av forskjellige molekylære linjeoverganger. Imidlertid gjør den lille størrelsen på disse diskene romlig oppløsning vanskeligere, og det er derfor interferometriske opptak ofte er nødvendige.

Spektral klassifisering

Stjerner karakteriseres og klassifiseres i løpet av dannelsesfasen ved hjelp av spektral energifordeling (SED). Formen på SED i klasse 0-protostjerner ligner på en kald svart kropp med en temperatur på bare rundt 20–30 K. En protostjerne har allerede dannet seg i sentrum; strålingen absorberes imidlertid fullstendig av det tette dekselet og sørger for at det blir varmet opp.

SED av protostjerner i klasse I er fremdeles dominert av termisk stråling fra den kalde støvkonvolutten. Imidlertid, ved kortere bølgelengder, vises den svarte kroppsstrålingen til protostjernen i sentrum, som allerede har en temperatur på noen få 1000 K. I tillegg til den termiske strålingen, viser SED også spektralegenskapene til skallmaterialet. Strålingsmaksimum ved 10 µm skyldes støv i form av silikater .

  • SED av en klasse 0 protostjerne

  • SED av en klasse I protostjerne

Underhovedsekvensstjerner

Protoplanetariske skiver rundt unge stjerner i M42
Kunstnerens inntrykk av en protoplanetar disk rundt en ung stjerne

I den tidlige fasen av stjernedannelsen trekker protostjernen en stor del av lysstyrken fra tilføring av materiale fra skallet. I det videre løpet av evolusjonen avtar dette imidlertid mer og mer, og lysstyrken forsynes hovedsakelig av selve sammentrekningen av den sentrale stjernen. På dette stadiet snakker man ikke lenger om en protostjerne, men om en stjerne før hovedsekvensen.

T-Tauri-stjerner og Herbig-Ae / Be-stjerner

Den astronomiske nomenklaturen for stjerner på dette stadiet er basert på deres masse: Med en masse mindre enn 2 solmasser snakker man om T-Tauri-stjerner , for mer massive stjerner med opptil 8 solmasser av Herbig-Ae / Be-stjerner .

Når det gjelder T-Tauri-stjerner, er skallet allerede tynnet ut i en slik grad at det gir direkte utsikt over sentralstjernen og den omkringliggende disken. Det viser seg at disse unge stjernene i stor grad er dekket av " stjerneflekker " som et resultat av sterke magnetfelt . Videre har T-Tauri-stjerner sterk vind , slik at ytterligere tilvekst, rundt 10 −9 til 10 −7 solmasser per år, bare skjer via den protoplanetære skiven , som i utgangspunktet utgjør rundt 0,5% av massen til den sentrale stjernen. I løpet av rundt 2 millioner år løser disken seg opp gjennom et bredt spekter av prosesser (tilvekst, jetfly , fotofordampning og andre).

Hvis T-Tauri-stjerner fremdeles har sterke utslippslinjer i begynnelsen , reduseres deres intensitet i løpet av oppløsningen av den protoplanetære skiven. Dette er grunnen til at man snakker om svake T-Tauri-stjerner (WTTS) i motsetning til de klassiske T-Tauri-stjernene (engelsk klassisk T-Tauri-stjerne CTTS). Når gassmassen i skiven avtar, gjør jetaktiviteten det også.

I Hertzsprung-Russell-diagrammet (HRD) vises T-Tauri-stjerner over hovedsekvensen og beveger seg opprinnelig nesten loddrett nedover Hayashi-linjen . Temperaturen øker i midten, men det er i første omgang bare er tilstrekkelig for energisk ubetydelig sammensmelting av opprinnelige deuterium og litium . Først og fremst er stjernen optisk tykk, slik at gravitasjonsenergien som frigjøres inni, kommer til utsiden ved konveksjon . Stjerner med en masse på mer enn 0,5 solmasser danner før eller senere en kompakt kjernesone, hvis høye akselerasjon forhindrer konveksjon. Med begrensningen for strålingstransport, stiger temperaturen, også i den ytre, konvektive delen av konvolutten, og før-hovedsekvensstjernen svinger i HRD på en nesten horisontal evolusjonær bane. Til slutt, kjernefusjonen av hydrogen setter inn og forhindrer videre sammentrekning, har stjernen nådd hovedsekvensen. Stjerner med en masse under 0,5 solmasser forblir fullt konvektive til de når hovedsekvensen. Stjerner med mindre enn 0,08 solmasser (rundt 80 Jupitermasser ) når ikke kjernetemperaturen som er nødvendig for hydrogenforbrenning. Sammentrekningen deres slutter når elektronene degenererer . Som et resultat avkjøles disse “mislykkede stjernene” som brune dverger .

Observasjon av stjerner før hovedsekvensen

Pre-hovedsekvensstjerner kan observeres ved å bruke de samme metodene som protostjerner. Videre er det også muligheten for å observere den protoplanetære disken gjennom spredt lys. Spredingsprosessens fysikk gjør det mulig å trekke konklusjoner om typen spredning av støvpartikler.

Med nye teleskoper (f.eks. ALMA ) vil det også i fremtiden være mulig å observere hull i protoplanetære skiver direkte forårsaket av planeter. Indirekte bevis på dette har allerede blitt funnet i spektre ved infrarøde bølgelengder. I unge hovedsekvensstjerner og pre-hovedsekvensstjerner i klasse III, hvor gassen i skiven nesten har fordampet helt og såkalte ruskplater er igjen, er det mulig å observere planeter direkte.

Spektral klassifisering

Den spektrale energifordelingen til T-Tauri-stjerner domineres av den sorte stjernens svarte kroppsstråling. Den protoplanetære disken gir imidlertid et overskudd av stråling i midten og langt infrarødt. På grunn av de forskjellige komponentene i ruten med forskjellige temperaturer, kan denne overflødige strålingen ikke beskrives av en svart kropp med en enkelt temperatur.

Med den langsomme tynningen av den protoplanetære disken forsvinner dens strålingskomponent nesten fullstendig, og strålingen til den primære sekvensstjernen forblir. I noen systemer er det imidlertid fortsatt et lite overskudd av stråling som vanligvis indikerer ruskplater.

  • SED av en klasse II-protostjerne

  • SED av en klasse III protostjerne

Stjernedannelse i klynger

Stjernedannelse i Carina-tåken

Mens stjerner med lav masse også kan oppstå isolert, dannes mer massive stjerner bare i såkalte klynger, som oppstår fra større molekylære skyer. I slike stjerneklynger kan forskjellige prosesser føre til modifikasjoner av det klassiske paradigmet for stjernedannelse. To protostjerner som akkreterer materiale fra den samme molekylære skykjernen konkurrerer med hverandre og kan stoppe massetilstrømningen på den andre protostjernen; Jets og utstrømninger kan invadere andre protostellarsystemer, og tidevannskrefter kan fungere som en ekstra forstyrrende faktor. Dette er bare noen få eksempler på hvordan stjernedannelse isolert kan skille seg fra dannelsesprosesser i klynger.

En annen faktor som skiller mellom disse to skjemaene for stjernedannelse (isolasjon vs. klynge) er utseendet til mer massive stjerner i klynger. I motsetning til dannelsen av stjerner som solen vår , som er fullført etter rundt 10 millioner år, dannes massive stjerner med masser på mer enn 8 solmasser på mye kortere tid. I prinsippet går de samme evolusjonære stadiene gjennom (gravitasjonskollaps, dannelse av en disk og jets), men ikke så sterkt differensiert over tid. Mens kjernefusjonsprosessene allerede begynner i sentrum , er stjernen fortsatt dekket av et tett støvlag. Dette påvirker hovedsakelig observerbarheten til massive før-hovedsekvensstjerner, som derfor hovedsakelig kan observeres ved infrarøde og lengre bølgelengder.

Siden mer massive stjerner har høyere overflatetemperaturer på flere 10 000 K, består deres termiske stråling i stor grad av UV og myke røntgenstråler . Den strålingstrykk kan bli så stor at den hindrer ytterligere ansamling. Videre er denne strålingen i stand til å ionisere nøytrale hydrogenatomer i skallet . For O-stjerner kan denne såkalte H-II-regionen ha en diameter på rundt 100 lysår. Ioniseringen og den påfølgende rekombinasjonen fører til utslipp av hydrogenserien, den dominerende linjen er Hα-linjen i Balmer-serien med 656,3 nm.

Så raskt disse massive stjernene dannet seg, blir deres kjernefysiske drivstoff utarmet; stjernene ender til slutt opp som supernovaer . I prosessen frigjøres elementer som er opprettet eksplosivt av kjernefysisk fusjon i det interstellare mediet. Trykkbølger som stammer fra dem, kan føre til lokale kompresjoner av den omkringliggende molekylskyen, som deretter blir gravitasjonsstabile og i sin tur danner nye stjerner.

Stjernepopulasjoner

De foregående seksjonene beskriver de best forståte stjernedannelsesprosessene: stjernedannelse i dagens univers. I de tidlige dagene av den kosmiske historien var imidlertid forholdene helt forskjellige, og dette krever andre modeller av stjernedannelse: Når stjerner når hovedsekvensen, får de nesten utelukkende sin energi fra kjernefusjonsprosesser. Dette fører til slutt til dannelse av helium , karbon og andre tyngre grunnstoffer, inkludert jern . Disse elementene når endelig det interstellare mediet via stjernevind eller gjennom enorme supernovaeksplosjoner og beriker det med metaller (hvor i grunnstoffet alle elementer bortsett fra hydrogen og helium ofte kalles metaller). Disse metallene spiller en viktig rolle i stjernedannelsen. Støvpartikler, som noen molekyler (f.eks. CO), sørger for effektiv kjøling av molekylære skykjerner, noe som til slutt fører til gravitasjonsinstabilitet og dermed kollapser.

Imidlertid kunne stjerner i det tidlige universet bare dannes fra lyselementene som dannet seg kort tid etter Big Bang . Derfor må stjernedannelsesprosessene skille seg fundamentalt fra vår forståelse av stjernedannelse i dag. En mulig mekanisme er massedannelsen av hundrevis til millioner av stjerner i klynger, der tidevannskrefter og komplekse interaksjoner mellom klyngemedlemmene spiller en viktig rolle. De metallfattige stjernene som dannes, såkalte Population III-stjerner , har sannsynligvis blitt mye tyngre og dermed også varmere enn stjerner i dag.

Den etterfølgende generasjonen av stjerner, den såkalte stjernepopulasjonen II, hadde allerede en akkumulering av metaller i astronomisk forstand - elementer tyngre enn helium - som ikke nådde overflodforholdene til stjerner som solen vår (som tilhører såkalt befolkning I), men allerede en betydelig tillatt raskere avkjøling av de aktuelle molekylskyene, slik at stjerner fortrinnsvis kunne dannes, hvis masse er mindre enn solens. Mens Population III-stjerner ennå ikke er observert, inneholder glorien på Melkeveien, et område med en relativt lav stjernedannelse, populasjons II-stjerner som er fattige i metall. På selve Melkeveien er det derimot hovedsakelig Population I-stjerner.

Mens første generasjon Population III-stjerner ennå ikke er oppdaget, ble den eldste stjernen i Population II hittil oppdaget i 2014, med en alder på rundt 13,6 milliarder år ( SMSS J031300.36-670839.3 , SM0313).

Stjernedannelse i galakser

Stjernedannelse er en viktig prosess i dannelsen og utviklingen av galakser . Det sentrale spørsmålet er hvor og hvor effektivt gass omdannes til stjerner i galakser.

Galakser kan deles inn i de som fremdeles danner nye stjerner i større skala, og de der stjernedannende aktivitet stort sett har gått i stå. Denne klassifiseringen tilsvarer en karakteristisk fargefordeling av galaksene med en gruppe blåaktig (aktiv stjernedannelse) og en gruppe rødlige (knapt stjernedannelse) galakser. Utviklingstrendene for disse to galakstypene er en nøkkelobservasjon av galakseutviklingen: Antallet stjernedannende galakser forblir stort sett det samme per ansett ( ekspanderende ) kosmisk volum, mens antall "døde" galakser har økt jevnt de siste 10 milliarder år.

Allerede på 1970-tallet ble det anerkjent at deformerte galakser - ifølge dagens forståelse - resultatene av samspillet mellom flere galakser med hverandre - har en blåaktig farge enn konvensjonelle galakser av samme type. Sammenligningen med modeller viste at egenskapene til slike galakser indikerer relativt korte faser av intens stjernedannelse, nemlig bare noen få titalls millioner år. Slike galakser kalles (også på tysk) stjernesprengningsgalakser .

I vår hjemmegalakse, Melkeveien , opprettes rundt en solmasse av nye stjerner hvert år.

litteratur

  • EA Bergin, M. Tafalla: Cold Dark Clouds: The Initial conditions for Star Formation. I: Årlig gjennomgang av astronomi og astrofysikk. Vol. 45, 2007, s. 339-396 ( bibcode : 2007ARA & A..45..339B , arxiv : 0705.3765 ).
  • J. Blum, G. Wurm: Vekstmekanismene til makroskopiske kropper i protoplanetære skiver. I: Årlig gjennomgang av astronomi og astrofysikk. Vol. 46, 2008, s. 21-56 ( stikkode : 2008ARA & A..46 ... 21B ).
  • V. Bromm, RB Larson: The First Stars. I: Årlig gjennomgang av astronomi og astrofysikk. Vol. 42, 2004, s. 79–118 ( bibcode : 2004ARA & A..42 ... 79B , arxiv : astro-ph / 0311019 ).
  • Bradley W. Carroll, Dale A. Ostlie: En introduksjon til moderne astrofysikk. 2. utgave. Pearson, 2007, ISBN 0-321-44284-9 .
  • Bradley W. Carroll, Dale A. Ostlie: En introduksjon til moderne galaktisk astrofysikk og kosmologi. 2. utgave. Pearson, 2007, ISBN 0-8053-0347-2 .
  • EF van Dishoeck: ISO-spektroskopi av gass og støv: Fra molekylære skyer til protoplanetære skiver. I: Årlig gjennomgang av astronomi og astrofysikk. Vol. 42, 2004, s. 119-167 ( bibcode : 2004ARA & A..42..119V , arxiv : astro-ph / 0403061 ).
  • CP Dullemond, JD Monnier: De indre regionene til protoplanetære skiver. I: Årlig gjennomgang av astronomi og astrofysikk. Vol. 48, 2010, s. 205-239 ( bibcode : 2010ARA & A..48..205D , arxiv : 1006.3485 ).
  • CF McKee, EC Ostriker: Theory of Star Formation. I: Årlig gjennomgang av astronomi og astrofysikk. Vol. 45, 2007, s. 565-687 ( bibcode : 2007ARA & A..45..565M , arxiv : 0707.3514 ).
  • Steven W. Stahler, Francesco Palla: Formasjonen av stjerner. Wiley-VCH, Weinheim 2004, ISBN 3-527-40559-3 .
  • Albrecht Unsöld, Bodo Baschek: The New Cosmos: Introduction to Astronomy and Astrophysics. 7. utgave. Springer, 2005, ISBN 3-540-42177-7 .
  • JP Williams, LA Cieza: Protoplanetary Disks and Their Evolution. I: Årlig gjennomgang av astronomi og astrofysikk. Vol. 49, 2011, s. 67-117 ( bibcode : 2011ARA & A..49 ... 67W , arxiv : 1103.0556 ).
  • Helmut Zimmermann, Alfred Weigert: ABC Lexicon Astronomy. 9. utgave. Spectrum Academic Publishing House, Heidelberg 1999.
  • H. Zinnecker, HW Yorke: Mot å forstå massiv stjernedannelse. I: Årlig gjennomgang av astronomi og astrofysikk. 2007, Vol. 45, s. 481-563 ( bibcode : 2007ARA & A..45..481Z , arxiv : 0707.1279 ).

Individuelle bevis

  1. ^ HE Houghton: Sir William Herschels 'Hole in the Sky'. I: Månedlige notater fra Astronomical Society of South Africa. Bind 1, s. 107-108.
  2. ^ EE Barnard : Katalog over 349 mørke gjenstander på himmelen. University of Chicago Press, Chicago 1927, ( bibcode : 1927cdos.book ..... B ).
  3. ^ BJ Bok, EF Reilly: Små mørke tåker. I: Astrophysical Journal . Vol. 105, 1947, s. 255-257 ( bibcode : 1947ApJ ... 105..255B ).
  4. ^ JS Mathis, W. Rumpl, KH Nordsieck: Størrelsesfordelingen av interstellare korn. I: Astrophysical Journal . Vol. 217, 1977, s. 425-433 ( bibcode : 1977ApJ ... 217..425M ).
  5. ↑ JP Williams, L. Blitz, CF McKee: The Structure and Molecular Evolution of skyer: fra klumper til kjerner til IMF. I: V. Mannings, AP Boss, SS Russell (red.): Protostars and Planets IV. University of Arizona Press, Tucson 2000, s. 97–120. ( Bibcode : 2000prpl.conf ... 97W , arxiv : astro- ph / 9902246 ).
  6. ^ F.eks. Dan P. Clemens, Richard Barvainis: En katalog med små, optisk utvalgte molekylære skyer - Optiske, infrarøde og millimeteregenskaper. I: Astrophysical Journal Supplement Series. Volum 68, 1988, s. 257-286 ( stikkode : 1988ApJS ... 68..257C ).
  7. ↑ Avsnitt 2.1.2. i Bergin & Tafalla 2007; Konverteringsfaktor AW Strong, JR Mattox: Gradientmodellanalyse av EGRET diffus galaktisk γ-ray-utslipp. I: Astronomi og astrofysikk . Volum 308, s. L21-L24 ( stikkode : 1996A & A ... 308L..21S ).
  8. ↑ PM Solomon, AR Rivolo, J. Barrett, A. Yahil: Mass, lysstyrke, og linjevidden forhold Galactic molekylære skyer. I: Astrophysical Journal. Vol. 319 (1987), s. 730-741 ( stikkode : 1987ApJ ... 319..730S ).
  9. ↑ CJ Lada, EA Lada, DP Clemens, J. Bally: Mapping Støvutryddelses Med IR-kameraer. I: Ian S. McLean (red.): Infrarød astronomi med arrays: neste generasjon. Astrophysics and Space Science Library , Vol. 190, 1994, ISBN 0-7923-2778-0 , s. 17 ff. ( Bibcode : 1994ASSL..190..473L ).
  10. Lomb M. Lombardi, J. Alves: Kartlegging av det interstellare støvet med nær-infrarøde observasjoner: En optimalisert flerbåndsteknikk. I: Astronomi og astrofysikk. Vol. 377, 2001, s. 1023-1034 ( bibcode : 2001A & A ... 377.1023L , arxiv : astro-ph / 0109135 ).
  11. ↑ Dirk Froebrich, Jonathan Rowles: Strukturen av molekylære strukturer - II Kolonne tetthet og massefordelinger.. I: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Vol. 406 (2010), s. 1350-1357 ( bibcode : 2010MNRAS.406.1350F , arxiv : 1004.0117 ).
  12. ^ Z. BEF van Dishoeck 2004.
  13. ^ Ph. André et al.: Fra glødetrådskyer til førstekjerner til den fantastiske IMF: Innledende høydepunkter fra Herschel Gould Belt Survey. I: Astronomi og astrofysikk. Vol. 518, id. L102 ( bibcode : 2010A & A ... 518L.102A , arxiv : 1005.2618 ).
  14. ^ EA Bergin, M. Tafalla: Cold Dark Clouds: The Initial conditions for Star Formation. I: Årlig gjennomgang av astronomi og astrofysikk. Vol. 45 (2007), s. 339-396 ( bibcode : 2007ARA & A..45..339B , arxiv : 0705.3765 ).
  15. ↑ A. Men'shchikov u a:.. -Filamentstrukturer og kompakte gjenstander i Aquila og Polaris skyer-observert av Herschel. I: Astronomi og astrofysikk. Vol. 518, id L103 ( bibcode : 2010A & A ... 518L.103M , arxiv : 1005.3115 ).
  16. ^ A b Mordecai-Mark Mac Low, Ralf S. Klessen: Kontroll av stjernedannelse ved supersonisk turbulens. I: Anmeldelser av moderne fysikk. Vol. 76 (1) (2004), s. 125-194 ( bibcode : 2004RvMP ... 76..125M , arxiv : astro-ph / 0301093 ).
  17. ↑ Avsnitt 2.6., Spesielt tabell 1, i Bergin & Tafalla 2007.
  18. ↑ Avsnitt 2.2. i McKee & Ostriker 2007, avsnitt 3.2 i Stahler & Palla 2004.
  19. E R. Ebert: Om komprimering av H I-områder. I: Journal of Astrophysics. Vol. 37 (1955), s. 217–232 ( bibcode : 1955ZA ..... 37..217E )
  20. ^ WB Bonnor: Boyles lov og gravitasjonsinstabilitet. I: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Vol. 116, s. 351-359 ( stikkode : 1956MNRAS.116..351B ). Se s. 35 f. I Bergin & Tafalla 2007.
  21. ↑ s. 59 f. I McKee & Ostriker 2007; Avsnitt 11.1.2 i Stahler & Palla 2004.
  22. ↑ Avsnitt 10.2. i Stahler & Palla 2004.
  23. ↑ Avsnitt 10.3. i Stahler & Palla 2004.
  24. ↑ s. 31 f. I Stahler & Palla 2004.
  25. ↑ Dunham et al.: Påvisning av en bipolar molekylær utstrømning drevet av en kandidat første hydrostatisk kjerne . I: ApJ . teip 742 , nr. 1 , 2011, doi : 10.1088 / 0004-637X / 742/1/1 ( iop.org (PDF)).
  26. ^ Richard B. Larson: Numeriske beregninger av dynamikken til kollapsende proto-stjerne . I: mnras . teip 145 , 1969, bibcode : 1969MNRAS.145..271L .
  27. ↑ Avsnitt 11.1.2. og 11.1.3. i Stahler & Palla 2004.
  28. ↑ M. Nielbock, R. Launhardt, J. Steinacker, AM Stutz, Z. Balog: de tidligste faser av stjerne formasjon (EPoS) observert med Herschel: støv temperatur- og tetthetsfordelinger av B68 . I: Astronomi og astrofysikk . teip 547 , november 2012, ISSN  0004-6361 , s. A11 , doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201219139 ( aanda.org [åpnet 23. august 2019]).
  29. ^ R. Launhardt, AM Stutz, A. Schmiedeke, Th. Henning, O. Krause: De tidligste fasene av stjernedannelse (EPoS): et Herschel-nøkkelprosjekt: Den termiske strukturen til molekylære skykerner med lav masse ⋆⋆⋆⋆⋆ ⋆ . I: Astronomi og astrofysikk . teip 551 , 2013, ISSN  0004-6361 , s. A98 , doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201220477 ( aanda.org [åpnet 23. august 2019]).
  30. En ML Enoch, J.-E. Lee, P. Harvey, MM Dunham og S. Schnee: A Candidate Detection of the First Hydrostatic Core. I: The Astrophysical Journal Letters. Vol. 722 (2010), s. L33-L38 ( bibcode : 2010ApJ ... 722L..33E , arxiv : 1009.0536 ).
  31. ↑ a b Avsnitt 11.1.2 i Stahler & Palla 2004.
  32. ↑ Avsnitt 11.1.3 i Stahler & Palla 2004.
  33. ^ S. Bottinelli et al.: Complex Molecules in the Hot Core of the Low-Mass Protostar NGC 1333 IRAS 4A. I: Astrophysical Journal. Vol. 615 (2004), s. 354-358 ( bibcode : 2004ApJ ... 615..354B , arxiv : astro-ph / 0407154 ).
  34. ↑ Avsnitt 12 i Stahler & Palla 2004.
  35. ↑ Avsnitt 11.3. i Stahler & Palla 2004.
  36. ↑ Avsnitt 13 i Stahler & Palla 2004.
  37. ↑ Fig. 15 i MN Machida et al.: Magnetiserte utstrømmer med høy og lav hastighet i stjernedannelsesprosessen i en gravitasjonskollapsende sky. I: Astrophysical Journal. Vol. 676 (2008), s. 1088-1108 ( bibcode : 2008ApJ ... 676.1088M ).
  38. ↑ Avsnitt 13.5 i Stahler & Palla 2004.
  39. ↑ BA Wilking et al. Infrarød Egenskaper til svakt radio Kilder i ρ Ophiuchi Molecular Cloud. I: The Astrophysical Journal. Vol. 551 (2001), s. 357-366 ( bibcode : 2001ApJ ... 551..357W ).
  40. ^ J. di Francesco et al.: An Observational Perspective of Low-Mass Tense Cores I: Internal Physical and Chemical Properties. I: B. Reipurth, D. Jewitt, K. Keil (red.), Pp. 17-32 ( bibcode : 2007prpl.conf ... 17D , arxiv : astro-ph / 0602379 ). Tucson: University of Arizona Press 2007.
  41. ↑ s. 611 i Stahler & Palla 2004.
  42. ↑ s. 61 f. I Stahler & Palla 2004.
  43. ↑ E. Gullbring, Eric L. Hartmann, C. Briceno, N. Calvet: Disk Accretion Council for T Tauri stars. I: Astrophysical Journal. Vol. 492 (1998), s. 323 ( bibcode : 1998ApJ ... 492..323G ).
  44. ↑ For eksempel E. Mamajek: Initial conditions of Planet Formation: Lifetime of Primordial discs. I: Eksoplaneter og skiver: Deres dannelse og mangfold: Fremgangsmåten fra den internasjonale konferansen. AIP Conference Proceedings, Vol. 1158 (2009), s. 3-10 ( bibcode : 2009AIPC.1158 .... 3M , arxiv : 0906.5011 ).
  45. ↑ s. 98 i Stahler & Palla 2004.
  46. ↑ F.eks. David Lafrenière, Ray Jayawardhana, Marten H. van Kerkwijk: The Directly Imaged Planet Around the Young Solar Analog 1RXS J160929.1 - 210524: Confirmation of Common Proper Motion, Temperature, and Mass. I: Astrophysical Journal. Vol. 719 (2010), s. 497-504 ( bibcode : 2010ApJ ... 719..497L , arxiv : 1006.3070 ).
  47. ↑ Avsnitt 17.3.1 i Stahler & Palla 2004.
  48. ↑ Avsnitt 15.5.5 i Stahler & Palla 2004.
  49. ↑ Se avsnitt 3.1. og 3.2. i Bromm & Larson 2004.
  50. ↑ Avsnitt 3.5. i Bromm & Larson 2004.
  51. ↑ Sebastian Anthony: Vi har funnet den eldste stjernen i det kjente universet. 12. februar 2014.
  52. ↑ For eksempel Eric F. Bell et al. Nesten 5000 Distant Early-type galakser i COMBO-17: A Red Sequence og dens utvikling siden z ~ 1. I: Astrophysical Journal. Vol. 608, 2004, s. 752-767 ( bibcode : 2004ApJ ... 608..752B , arxiv : astro-ph / 0303394 ).
  53. ↑ Iskra Strateva et al.: Fargeseparasjon av galakstyper i Sloan Digital Sky Survey Imaging Data. I: Astronomical Journal. Vol. 122, 2001, s. 1861–1874 ( bibcode : 2001AJ .... 122.1861S , arxiv : astro-ph / 0107201 )
  54. ↑ Gabriel B. Brammer et al.: Antallet tetthet og massetetthet av stjernedannende og stille galakser ved 0,4 ≤ z ≤ 2,2. I: Astrophysical Journal. Vol. 739, 2011, artikkelnummer 24 ( stikkode : 2011ApJ ... 739 ... 24B , arxiv : 1104.2595 ).
  55. ^ Først Richard B. Larson, Beatrice M. Tinsley: Stjernedannelseshastigheter i normale og særegne galakser. I: Astrophysical Journal. Vol. 219, 1978, s. 46-59. Bradley W. Carroll, Dale A. Ostlie: En introduksjon til moderne galaktisk astrofysikk og kosmologi. 2. utgave. Pearson, 2007, ISBN 0-8053-0347-2 , s. 50 f.
  56. ^ Thomas P. Robitaille, Barbara A. Whitney: Den nåværende stjernedannelseshastigheten for Melkeveien bestemt fra Spitzer-oppdagede unge stjernegjenstander. I: Astrofysiske tidsskriftbokstaver. Vol. 710 (2010), s. L11-L15 ( bibcode : 2010ApJ ... 710L..11R , arxiv : 1001.3672 ).
Denne versjonen ble lagt til i listen over artikler som er verdt å lese 27. august 2014 .