Este es un artículo de calidad. Haga clic aquí para obtener información más detallada

Nube molecular

De Wikipedia, la enciclopedia libre.
Saltar a navegación Saltar a búsqueda
Dentro de unos pocos millones de años, la luz emitida por las estrellas brillantes dispersará esta nube molecular. La nube, llamada Nebulosa del Gesto de Dios debido a su forma característica que se asemeja a un gesto vulgar , se encuentra dentro de la Nebulosa Carina y tiene aproximadamente dos años luz de ancho. Algunas estrellas recién formadas son visibles cerca. HST - NASA / ESA

Una nube molecular es un tipo de nube interestelar en la que la densidad y la temperatura permiten la formación de hidrógeno molecular (H 2 ) a partir de átomos de hidrógeno individuales. [1]

Los cúmulos de hidrógeno molecular representan menos del 1% del volumen del medio interestelar de una galaxia , incluso si constituyen la porción de mayor densidad. Según el tamaño, se dividen en gigantes , pequeños ( glóbulos de Bok ) y de alta latitud . Dado que el hidrógeno molecular es difícil de detectar por infrarrojos y de radio observación , la molécula más frecuentemente utilizado para rastrear la presencia de H 2 es monóxido de carbono (CO), con la que está en una relación de 10.000: 1 (una molécula de CO por 10.000 de H 2 ). [2]

Las nubes moleculares son el lugar de elección para el nacimiento de nuevas estrellas . [3]

Formación

La Nebulosa Cabeza de Caballo , una gran columna de hidrógeno molecular y polvo oscuro que se superpone al resplandor de IC 434 ; ambos forman parte del complejo de nubes moleculares de Orión .

Se plantea la hipótesis de que las nubes moleculares, como lugar de nacimiento de las estrellas, forman parte del ciclo del medio interestelar , según el cual los gases y el polvo pasan de las nubes a las estrellas y, al final de su existencia, se reincorporan a las nubes, constituyendo la materia prima. para una nueva generación de estrellas .[4]

El medio interestelar está inicialmente enrarecido, con una densidad entre 0,1 y 1 partícula por cm 3 y normalmente alrededor del 70% de su masa está compuesto por hidrógeno neutro monoatómico (HI), mientras que el porcentaje restante es principalmente helio con trazas de elementos más pesados, llamado , en jerga astronómica, metales . La dispersión de energía, que resulta en una emisión de radiación en el infrarrojo lejano (un mecanismo muy eficiente) y por lo tanto en un enfriamiento del medio,[4] hace que la materia se espese en nubes distintas, las regiones HI ; a medida que continúa el enfriamiento, las nubes se vuelven más y más densas. Cuando la densidad alcanza las 1000 partículas por cm 3 , la nube se vuelve opaca a la radiación ultravioleta galáctica; estas condiciones permiten que los átomos de hidrógeno se combinen en moléculas diatómicas (H 2 ), a través de mecanismos que involucran a los polvos como catalizadores ;[4] la nube ahora se convierte en una nube molecular, [3] que también puede contener moléculas orgánicas complejas, como aminoácidos y PAH . [5] Estos se forman como resultado de reacciones químicas entre algunos elementos (además de hidrógeno, carbono , oxígeno , nitrógeno y azufre ) que ocurren gracias al aporte energético que brindan los procesos de formación de estrellas que tienen lugar dentro de las nubes. [6]

Si la cantidad de polvo dentro de la nube es tal que bloquea la radiación de luz visible proveniente de las regiones detrás de ella, aparece en el cielo como una nebulosa oscura . [7]

Un detalle de la galaxia Vortex (visto aquí desde el HST) que muestra la disposición a lo largo de los brazos espirales de algunas regiones de formación molecular, como las regiones HII (regiones brillantes en rosa) y nubes oscuras (interrupciones oscuras que delinean la espiral) intercaladas con ellas. , que constituyen algunos tipos de nubes moleculares. HST - NASA / ESA

Difusión

En una galaxia espiral típica, como la Vía Láctea , las nubes moleculares representan menos del 1% del volumen del medio interestelar , aunque constituyen la fracción de mayor densidad. En nuestra Galaxia, las nubes moleculares representan aproximadamente la mitad de toda la masa del medio interestelar presente dentro de la órbita del Sol alrededor del centro galáctico ; la mayoría de ellos se distribuyen en un anillo situado entre 3,5 y 7,5 kiloparsecs (unos 11400-24500 años luz ) del centro galáctico (el Sol tiene una media de 8,5 kiloparsecs, unos 27800 al). [8] Los mapas a gran escala de emisión de CO muestran que el hidrógeno molecular está dispuesto principalmente en correspondencia con los brazos de la espiral galáctica, [9] donde el movimiento de rotación de la galaxia ha transportado gran parte de la materia que la constituye. [10] El hecho de que el gas esté dispuesto principalmente a lo largo de los brazos espirales sugiere que las nubes moleculares se forman y se disocian en una escala de tiempo de menos de 10 millones de años, el tiempo que se estima necesario para que la materia transite por esta región. [11]

Perpendicular al disco galáctico, el gas molecular está dispuesto en un plano intermedio del disco galáctico con una altura de escala característica, Z , de aproximadamente 50-75 parsecs, que parece mucho más delgado que el componente de gas atómico frío ( Z = 130-400 pc) e ionizado en caliente ( Z = 1000 pc) del medio interestelar. [12] Las excepciones a la distribución de gases ionizados son las regiones HII , burbujas de gas caliente ionizado que se originan en nubes moleculares a partir de la intensa radiación ultravioleta emitida por estrellas jóvenes masivas de clase espectral O y B y que por tanto tienen aproximadamente la misma distribución vertical. de gases moleculares.

Esta distribución de gas es uniforme en general a grandes distancias, sin embargo, la distribución a pequeña escala es muy irregular, con gran parte del gas acumulándose en distintas nubes y complejos de nubes. [8]

La cantidad de medio interestelar disminuye gradualmente a medida que se avanza a lo largo de la secuencia de Hubble , hasta que alcanza los valores mínimos en las galaxias elípticas ; [13] en consecuencia, a medida que se reduce la cantidad de medio interestelar, se elimina la posibilidad de estructuras nebulares difusas, a menos que la galaxia deficiente adquiera material de otras galaxias con las que eventualmente llegue a interactuar . [14]

Tipos de nubes moleculares

Nubes moleculares gigantes

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: Nube molecular gigante .
Descripción general del complejo de nubes moleculares de Orión , que incluye numerosas estructuras como el anillo de Barnard y la nebulosa de Orión .

Los principales ejemplos de estas estructuras son nubes moleculares gigantes o complejos moleculares (GMC, acrónimo de English Giant Molecular Cloud ), que tienen densidades típicas del orden de 10 2 -10 3 partículas por cm 3 , diámetros de más de 100 años luz. , masas superiores a 6 millones de masas solares (M ☉ ) [15] y una temperatura media, en el interior, de 10 K. Las subestructuras presentes dentro de estas nebulosas constituyen un patrón complejo formado por filamentos, láminas gaseosas , burbujas y manchas irregulares. [11]

Las porciones más densas de los filamentos y aglomerados de gas se denominan núcleos moleculares , y los más densos se denominan núcleos moleculares densos ; su densidad es de alrededor de 10 4 -10 6 partículas por cm 3 y ocasionalmente se observan trazas de monóxido de carbono y amoniaco (este último principalmente en núcleos densos). La concentración del polvo suele ser suficiente para bloquear la luz de las estrellas detrás de él, lo que hace que parezcan capullos oscuros . [16] Estos fragmentos, formados por la fragmentación jerárquica de la nube, tienen dimensiones entre 6.000 y 60.000 AU y contienen una cantidad variable de materia, con un rango de masas muy amplio, pero mayoritariamente representado por las masas más pequeñas.[4]

Las nubes moleculares gigantes tienen tal ancho que cubren una fracción significativa de la constelación en la que son visibles, hasta el punto de tomar su nombre del de la propia constelación.

Se estima que aproximadamente la mitad de la masa total del medio interestelar de nuestra Galaxia está contenida en estas formaciones, [17] divididas entre aproximadamente 6.000 nubes moleculares cada una con más de 100.000 masas solares de materia en su interior. [18]

Pequeñas nubes moleculares

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: glóbulo de Bok .
Glóbulos de Thackeray en IC 2944 .

Los pequeños agregados aislados de gas molecular y polvo muy similares a los núcleos de GMC se denominan glóbulos de Bok , que pueden formarse de forma independiente o en asociación con el colapso de nubes moleculares más grandes y a menudo se encuentran en las regiones H II . [19] [20] Más de la mitad de los glóbulos de Bok conocidos contienen al menos un objeto estelar joven dentro de ellos. [21]

Un glóbulo de Bok típico tiene una masa de unos pocos cientos de masas solares y un diámetro de aproximadamente un año luz . [22] Los glóbulos de Bok normalmente terminan produciendo estrellas dobles o múltiples . [19] [23] [24] [25]

Las nubes moleculares se esparcen en latitudes elevadas

En 1984, el satélite IRAS identificó un tipo particular de nube molecular, [26] que parece estar formada por filamentos difusos visibles en altas latitudes galácticas , por lo tanto fuera del plano galáctico. Estas nubes, llamadas cirros infrarrojos debido a su morfología en el infrarrojo similar al tipo homónimo de nube terrestre , tienen una densidad de materia típica de 30 partículas por cm 3 . [27]

Fenómenos de formación de estrellas

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: formación de estrellas .

A la luz del conocimiento actual, los únicos lugares donde se produce la formación de nuevas estrellas en el Universo son las nubes moleculares, o en todo caso las estructuras que se derivan de ellas (como las regiones H II y las nubes oscuras).

La nube molecular permanece en un estado de equilibrio hidrostático hasta que la energía cinética del gas, que genera una presión externa, se equilibra con la energía potencial de la gravedad interna que tendería a provocar su colapso. Desde un punto de vista matemático esta condición se expresa a través del teorema virial , que establece que, para mantener el equilibrio, la energía potencial gravitacional debe ser igual al doble de la energía térmica interna. [28]

Una secuencia de nueve imágenes que muestran la serie de eventos que ocurren en las regiones de formación de estrellas que van desde la nube molecular a nuevas estrellas.

Sin embargo, cuando este equilibrio se rompa a favor de la gravedad, la nube comenzará a manifestar fenómenos de inestabilidad que provocarán su colapso gravitacional . La masa límite más allá de la cual la nube colapsará se llama masa de Jeans , que es directamente proporcional a la temperatura e inversamente proporcional a la densidad de la nube, [29] pero normalmente equivale a decenas de miles de veces la masa solar; [3] este valor coincide con la masa típica de un cúmulo abierto de estrellas, que a menudo es el producto final del colapso de la nube. [30] Para una densidad de 100.000 partículas por cm 3, el límite de Jeans es igual a una masa solar a una temperatura de 10 K. [29]

El proceso de condensación de grandes masas a partir de masas locales de materia dentro de la nube, por lo tanto, puede continuar solo si ya tienen una masa suficientemente grande. La ocurrencia o no de esta contracción depende de la temperatura del gas presente en él y de su densidad central: a menor temperatura y mayor densidad, menor cantidad de masa necesaria para que este proceso tenga lugar. [31] De hecho, a medida que las regiones más densas, que están en camino de colapsar, incorporan materia, se alcanzan localmente masas más bajas de Jeans, que por lo tanto conducen a una subdivisión de la nube en porciones jerárquicamente cada vez más pequeñas, hasta que los fragmentos alcanzan una masa estelar que forma núcleos moleculares . [32] El proceso de fragmentación también se ve facilitado por el movimiento turbulento de las partículas y los campos magnéticos que se crean. [33]

El colapso no siempre ocurre de forma espontánea, debido a la turbulencia interna del gas, o debido a la disminución de la presión interna del gas debido al enfriamiento o la disipación de los campos magnéticos.[4] De hecho, más a menudo, como lo evidencia la mayoría de los datos de observación, es necesaria la intervención de algún factor externo que comprima la nube, provocando inestabilidad local y promoviendo así el colapso:[4] la llamarada superenergética de una estrella en formación cercana [34] o la presión del viento de una estrella masiva cercana o su intensa emisión ultravioleta, que puede regular los procesos de formación de estrellas dentro de las regiones H II; [3] [29] ondas de choque generadas por la colisión de dos nubes moleculares o por la explosión de una supernova cercana; [35] las fuerzas de marea que surgen como resultado de la interacción entre dos galaxias , que desencadenan una violenta actividad de formación estelar llamada starburst , [36] en el origen, según algunos astrónomos, de los cúmulos globulares . [37]

Comportamiento fisico

La física de las nubes moleculares es en gran parte objeto de debate científico. Desde un punto de vista físico, es un gas frío magnetizado caracterizado por movimientos turbulentos internos altamente supersónicos , pero aún comparable a la velocidad de las perturbaciones magnéticas. Se sabe que este estado es particularmente propenso a perder energía, por lo que requiere un suministro constante de energía debido a los fenómenos de colapso gravitacional. Además, se sabe que las nubes en las que está activa la formación de estrellas sufren un proceso de destrucción, muy probablemente causado por la radiación o los vientos de las estrellas masivas formadas en su interior, antes de que una fracción significativa de la masa de la nube haya dado lugar a estrellas. .

Una gran cantidad de información sobre la capacidad de las nubes moleculares para dar lugar a estrellas la proporciona el análisis de las emisiones de las moléculas que las constituyen, en particular en la banda de radiación milimétrica y submilimétrica . Las moléculas emiten radiación cuando cambian espontáneamente su nivel de energía rotacional . [2] Dado que el hidrógeno molecular es difícil de detectar por infrarrojos y de radio observación , la molécula más extendida después de H 2, monóxido de carbono (CO), con el que está normalmente en una relación, se utiliza como trazador 10000:. 1, o 10,000 moléculas de por molécula de CO. [2] Usando temperatura como sinónimo de energía, el primer nivel de energía rotacional se encuentra 5 K por encima del estado basal; [2] en consecuencia la molécula se excita fácilmente por las colisiones con las moléculas vecinas, por lo general con H 2 siendo el más abundante. Cuando la molécula de CO vuelve a su estado basal, emite un fotón de acuerdo con el principio de conservación de la energía . Dado que la brecha de energía entre el estado basal y el primer nivel es bastante pequeña, el fotón lleva consigo una pequeña cantidad de energía; en particular, para esta transición particular, el fotón se emite a una longitud de onda de 2,6 mm (equivalente a una frecuencia de 115 GHz ), que cae dentro de la banda de microondas . [2]

Además, las nubes moleculares, y especialmente las GMC, son a menudo el sitio de máseres , con patrones de bombeo característicos que resultan de múltiples transiciones en muchas especies químicas : por ejemplo, el radical hidroxilo (° OH) [38] posee emisiones de máseres en 1612, 1665, 1667, 1720, 4660, 4750, 4765, 6031, 6035 y 13 441 MHz. [39] Máseres de agua , [40] [41] metanol [42] y, más que escaso, formaldehído [41] [43] y amoníaco . [41] [44]

Nota

  1. ^ CR O'Dell, Nebula , en nasa.gov , World Book en la NASA. Obtenido el 18 de mayo de 2009 (archivado desde el original el 4 de mayo de 2009) .
  2. ^ a b c d y Craig Kulesa, Descripción general: Astrofísica molecular y formación de estrellas , sobre proyectos de investigación . Consultado el 7 de septiembre de 2005 .
  3. ^ a b c d Dina Prialnik, Introducción a la teoría de la estructura estelar y la evolución , Cambridge University Press, 2000, págs. 195-212, ISBN 0-521-65065-8 .
  4. ^ a b c d e f ET Joven, nublado, con probabilidad de estrellas , en The Sciences , vol. 500, abril de 2010, págs. 76-83. Consultado el 11 de agosto de 2010 .
  5. ^ MP Bernstein, SA Sandford, LJ Allamandola, Desde el espacio las moléculas de la vida , en The Sciences , vol. 373, septiembre de 1999.
  6. ^ DH Wooden, SB Charnley, P. Ehrenfreund, Composición y evolución de las nubes interestelares ( PDF ), en lpi.usra.edu . Consultado el 15 de agosto de 2010 .
  7. ^ Secretos de una nube oscura , en eso.org , Observatorio Europeo Austral. Consultado el 22 de junio de 2010 .
  8. ↑ a b Ferriere, D., El entorno interestelar de nuestra galaxia , en Reviews of Modern Physics , vol. 73, n. 4, 2001, págs. 1031-1066, DOI : 10.1103 / RevModPhys.73.1031 .
  9. ^ Dame et al., Un estudio compuesto de CO de toda la Vía Láctea , en Astrophysical Journal , vol. 322, 1987, págs. 706-720, DOI : 10.1086 / 165766 .
  10. ^ AA. VV. , vol. 2, pág. 68 .
  11. ^ a b JP Williams, L. Blitz, CF McKee, La estructura y evolución de las nubes moleculares: de cúmulos a núcleos y al FMI , Protoestrellas y planetas IV , Tucson: University of Arizona Press, 2000, p. 97.
  12. ^ Cox, D., El medio interestelar trifásico revisado , en Revisiones anuales de astronomía y astrofísica , vol. 43, 2005, pág. 337, DOI : 10.1146 / annurev.astro.43.072103.150615 .
  13. ^ D. Merritt, Dinámica de galaxias elípticas , en The Astronomical Journal , vol. 756, febrero de 1999, págs. 129-168.
  14. ^ C. Dupraz, F. Casoli, El destino del gas molecular de fusiones a elípticas , dinámica de las galaxias y sus distribuciones de nubes moleculares: Actas del 146o Simposio de la Unión Astronómica Internacional , París, Francia, Kluwer Academic Publishers, 4- 9 de junio de 1990. Consultado el 21 de mayo de 2009 .
  15. ^ JP Williams, L. Blitz, CF McKee, La estructura y evolución de las nubes moleculares: de cúmulos a núcleos y al FMI , Protoestrellas y planetas IV , 2000, p. 97.
  16. ^ J. Di Francesco, et al , Una perspectiva de observación de núcleos densos de baja masa I: propiedades físicas y químicas internas , en Protoestrellas y planetas V , 2006.
  17. ^ J. Alves, C. Lada, E. Lada, Rastreo de H 2 a través de la extinción del polvo infrarrojo. Hidrógeno molecular en el espacio , Cambridge University Press, 2001, p. 217, ISBN 0-521-78224-4 .
  18. ^ DB Sanders, NZ Scoville, PM Solomon, nubes moleculares gigantes en la galaxia. II - Características de las características discretas , en Astrophysical Journal , Parte 1 , vol. 289, 1 de febrero de 1985, págs. 373-387, DOI : 10.1086 / 162897 .
  19. ^ a b JL Yun, Formación de estrellas en pequeños glóbulos - Bart Bok tenía razón , en The Astrophysical Journal , vol. 365, 1990, págs. L73, DOI : 10.1086 / 185891 .
  20. ^ T. Khanzadyan, MD Smith, R. Gredel, T. Stanke, CJ Davis, Formación activa de estrellas en el gran glóbulo de Bok CB 34 , en Astronomy and Astrophysics , vol. 383, febrero de 2002, págs. 502-518, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20011531 .
  21. ^ MD Smith, El origen de las estrellas , Imperial College Press, 2004, págs. 43–44, ISBN 1-86094-501-5 .
  22. ^ Clemens DP, Yun, JL, Heyer MH (1991). Glóbulos de Bok y pequeñas nubes moleculares - Fotometría IRAS profunda y espectroscopia (C-12) O , Astrophysical Journal Supplement, v.75, p.877
  23. ^ Launhardt R., Sargent AI, Henning T., et al. (2002). Formación de estrellas binarias y múltiples en glóbulos de Bok , Actas del Simposio No. 200 de la IAU sobre la formación de estrellas binarias. Eds Reipurth y Zinnecker, p.103
  24. ^ DP Clemens, JL Yun, MH Heyer, Glóbulos de Bok y pequeñas nubes moleculares - Fotometría IRAS profunda y espectroscopia (C-12) O , en Astrophysical Journal Supplement , vol. 75, 1991, págs. 877-904, DOI : 10.1086 / 191552 .
  25. ^ R. Launhardt, Sargent, AI; Henning, T.; Zylka, R.; Zinnecker, H., Formación de estrellas binarias y múltiples en glóbulos de Bok , Nacimiento y evolución de estrellas binarias, Actas de póster del Simposio No. 200 de la IAU sobre la formación de estrellas binarias , Eds. Reipurth, B.; Zinnecker, H., 2000, pág. 103.
  26. ^ Low et al., Cirrus infrarrojos - Nuevos componentes de la emisión infrarroja extendida , en Astrophysical Journal , vol. 278, 1984, págs. L19, DOI : 10.1086 / 184213 .
  27. ^ Gillmon, K. y Shull, JM, Hidrógeno molecular en cirros infrarrojos , en Astrophysical Journal , vol. 636, 2006, págs. 908-915, DOI : 10.1086 / 498055 .
  28. ^ K. Sun, Física y química del medio interestelar , University Science Books, 2006, págs. 435-437, ISBN 1-891389-46-7 .
  29. ^ a b c M. Heydari-Malayeri, El enigma de las estrellas masivas , en Las ciencias , vol. 475, marzo de 2008, págs. 64-71. Consultado el 24 de junio de 2008 .
  30. ^ E. Battaner, Dinámica de fluidos astrofísicos , Cambridge University Press, 1996, págs. 166-167, ISBN 0-521-43747-4 .
  31. ^ Formación de estrellas , en cosmored.it . Consultado el 18 de junio de 2010 .
  32. ^ D. Ward-Thompson, PF Scott, RE Hills, P. Andre, Un estudio continuo submilimétrico de núcleos pre protostelares , en Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society , vol. 268, n. 1, mayo de 1994, pág. 276. Consultado el 8 de agosto de 2010 .
  33. ^ R. Capuzzo-Dolcetta, C. Chiosi, A. di Fazio, CNR, Universidad de Roma I, Observatorio Astronómico de Roma, Observatorio astrofísico de Arcetri, Procesos físicos en la fragmentación y formación de estrellas , Actas del taller , Roma, Kluwer Academic Publishers, 5 al 11 de junio de 1989, pág. 488. Consultado el 15 de agosto de 2010 .
  34. ^ Wheeler , pág. 16 .
  35. ^ SW Falk, JM Lattmer, SH Margolis, ¿Son las supernovas fuentes de granos presolares? , en Nature , vol. 270, 1977, págs. 700-701.
  36. ^ CJ Jog, Starbursts desencadenados por la compresión de nubes en galaxias que interactúan , Actas del Simposio de la IAU # 186, Interacciones de galaxias en corrimiento al rojo bajo y alto , Kyoto, Japón, JE Barnes, DB Sanders, 26-30 de agosto de 1997. Consultado el 23 de mayo de 2009. .
  37. ^ E. Keto, LC Eric, K.-Y. Lo, M82, Starbursts, cúmulos estelares y la formación de cúmulos globulares , en The Astrophysical Journal , vol. 635, n. 2, diciembre de 2005, págs. 1062-1076, DOI : 10.1086 / 497575 .
  38. ^ VL Fish, MJ Reid, AL Argon, X.-W. Zheng, Observaciones de polarización completa de los máximos de OH en regiones masivas de formación de estrellas: I. Datos , en la serie Astrophysical Journal Supplement , vol. 160, 2005, págs. 220-271, DOI : 10.1086 / 431669 . Consultado el 12 de agosto de 2010 .
  39. ^ L. Harvey-Smith, RJ Cohen, Un estudio MERLIN de máseres OH excitados de 4.7 GHz en regiones de formación de estrellas , en Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society , vol. 356, n. 2, enero de 2005, págs. 637-646, DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2004.08485.x . Consultado el 12 de agosto de 2010 .
  40. ^ M. Elitzur, DJ Hollenbach, CF McKee, máseres de H 2 O en regiones de formación de estrellas , en Astrophysical Journal, Parte 1 , vol. 346, 15 de noviembre de 1989, págs. 983-990, DOI : 10.1086 / 168080 , ISSN 0004-637X. Consultado el 12 de agosto de 2010 .
  41. ^ a b c H. Ungerechts, R. Guesten, Formación de estrellas de baja masa en la nube molecular S68 / Serpens-object - Observaciones de NH3, H2CO y H2O y el continuo de 24,5 GHz , en Astronomy and Astrophysics , vol. 131, n. 2, febrero de 1984, págs. 177-185, ISSN 0004-6361. Consultado el 12 de agosto de 2010 .
  42. ^ G. Surcis, WHT Vlemmings, R. Dodson, HJ van Langevelde, Maestros de metanol que sondean el campo magnético ordenado de W75N , en Astronomy and Astrophysics , vol. 506, n. 2, 11/2009, págs. 757-761, DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 200912790 . Consultado el 22 de marzo de 2010 .
  43. ^ DM Mehringer, WM Goss, P. Palmer, Búsqueda de maestros de formaldehído de 6 centímetros en 22 regiones galácticas de formación de estrellas , en Astrophysical Journal , vol. 452, octubre de 1995, pág. 304, DOI : 10.1086 / 176301 . Consultado el 12 de agosto de 2010 .
  44. ^ RA Gaume, KJ Johnston, TL Wilson, Continuum de radio de alta resolución centimétrico y observaciones de amoniaco Maser de la región de formación estelar W51 , en Astrophysical Journal , vol. 417, noviembre de 1993, pág. 645, DOI : 10.1086 / 173342 . Consultado el 12 de agosto de 2010 .

Bibliografía

La nebulosa del corazón (IC 1805).
  • ( EN ) J. Ballesteros-Paredes, RS Klessen, M.-M. Mac Low, E. Vazquez-Semadeni, Molecular Cloud Turbulence and Star Formation , en B. Reipurth, D. Jewitt, K. Keil (eds), Protostars and Planets V , págs. 63–80, ISBN 0-8165-2654-0 .
  • ( EN ) Martha Evans Martin; Donald Howard Menzel, The Friendly Stars: How to Locate and Identify Them , Dover, Courier Dover Publications, 1964, páginas 147, ISBN 0-486-21099-5 .
  • H. Reeves, Evolución cósmica , Milán, Rizzoli - BUR, 2000, ISBN 88-17-25907-1 .
  • ( EN ) T. Padmanabhan, Astrofísica teórica: estrellas y sistemas estelares vol. 2 , Cambridge University Press, 2001, p. 594, ISBN 0-521-56631-2 .
  • A. De Blasi, Las estrellas: nacimiento, evolución y muerte , Bolonia, CLUEB, 2002, ISBN 88-491-1832-5 .
  • AA.VV, El Universo - Gran enciclopedia de astronomía , Novara, De Agostini, 2002.
  • J. Gribbin, Enciclopedia de astronomía y cosmología , Milán, Garzanti, 2005, ISBN 88-11-50517-8 .
  • ( EN ) M. Salaris, Evolución de estrellas y poblaciones estelares , editado por S. Cassisi, John Wiley and Sons, 2005, págs. 108-109, ISBN 0-470-09220-3 .
  • W. Owen, Atlas ilustrado del universo , Milán, Il Viaggiatore, 2006, ISBN 88-365-3679-4 .
  • C. Abbondi, Universo en evolución desde el nacimiento hasta la muerte de las estrellas , Sandit, 2007, ISBN 88-89150-32-7 .
  • ( EN ) J. Craig Wheeler, Cosmic Catastrophes: Exploding Stars, Black Holes, and Mapping the Universe , 2a ed., Cambridge, Cambridge University Press, 2007, páginas 339, ISBN 0-521-85714-7 .
  • ( EN ) B. Reipurth, et al., Manual de regiones formadoras de estrellas, Volumen I: El cielo del norte , vol. 4, Publicaciones monográficas de ASP, 2008, ISBN 1-58381-670-4 .
  • ( EN ) B. Reipurth, et al., Manual de regiones formadoras de estrellas, Volumen II: El cielo del sur , vol. 5, Publicaciones Monográficas de ASP, 2008, ISBN 1-58381-671-2 .

Artículos relacionados

enlaces externos

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

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

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