Molekulipilv

Fotol on jäädvustatud Kiilu udust eraldunud molekulipilv, mille läheduses on näha hiljuti tekkinud tähed, mis lähimate miljonite aasta jooksul oma intensiivse valgusega hävitavad selle molekulipilve

Molekulipilv ehk molekulaarpilv[1] (inglise keeles molecular cloud) on tähtedevahelise pilve tüüp, mille korral pilve tihedus ja temperatuur võimaldavad, et üksikutest vesinikuaatomitest tekiks molekulaarne vesinik. Niisuguse pilve tihedus ja suurus võimaldavad, et selles oleksid tumedad udukogud, moodustuksid molekulid, tavaliselt molekulaarne vesinik (H2), ning moodustuksid H-II-piirkonnad. Selle poolest need erinevad teistest tähtedevahelise keskkonna piirkondadest, mis sisaldavad peamiselt ioniseeritud gaasi.

Molekulaarse vesiniku kogumid katavad alla 1% mingi galaktika tähtedevahelise keskkonna ruumalast, kuigi need moodustavad seal kõige suurema tihedusega osa. Suuruse järgi jagunevad need hiiglaslikeks, väikesteks (gloobulid) ja kõrgete laiuste molekulipilvedeks.

Molekulaarset vesinikku on infrapuna- ja raadiovaatlustega raske tuvastada. H2 esinemist määratakse kõige sagedamini süsinikmonoksiidi (CO) kaudu. Iga 10 000 divesiniku molekuli kohta tuleb 1 süsinikmonoksiidi molekul. CO kirkuse ja H2 massi suhet peetakse konstantseks, kuigi mõne teise galaktika vaatlustes on alust selles kahelda.[2]

Molekulipilve märkimisväärne suurus ja mass põhjustavad gravitatsioonilise ebastabiilsuse efekti, mille tagajärjel muutub aine tihedus pilve sees ebaühtlaseks. Suurema tihedusega piirkondades (nn klompides (clumps)) hakkavad aine osised teatud tingimustel lähenema. Kokkutõmbumine võib toimuda sellise jõu ja kiirusega, mis võib põhjustada tolmu ja gaasi gravitatsioonilise kollapsi, mille tagajärjeks võib olla uue tähe tekkimine.[3] Molekulipilved on eelistatud koht uute tähtede tekkeks.[4]

Levinuim molekul on neis pilvedes vesinikumolekul. On aga kindlaks teinud ka paljude teiste molekulide olemasolu. Molekulaarpilvi moodustavast ainest on leitud vee, ammoniaagi, vesiniksulfiidi, sipelghappe, metanooli ja glütsiini molekule. Glütsiini ja teiste orgaaniliste ühendite olemasolu tähtedevahelises ruumis viitab sellele, et eluvormide olemasolu on võimalik ükskõik millises universumi osas.[1]

Levik

Molekulipilv Barnard 68, mis asub umbes 500 va kaugusel ja mille läbimõõt on 0,5 va

Linnutee galaktikas võtavad gaasilised molekulipilved enda alla vähem kui protsendi tähtedevahelisest keskkonnast, samas on need selle kõige tihedam osa. Suurem osa molekuligaasist asub rõngas kaugusega 3,5–7,5 kpc (11 000 – 24 000 valgusaastat) Linnutee keskosast (Päike on sellest umbes 8,5 kpc kaugusel).[5] Suuremastaabilised CO kaardistused näitavad, et selle gaasi paiknemine korreleerub Galaktika spiraalharudega.[6] Asjaolu, et molekulaarne gaas esineb valdavalt spiraalharudes, viitab sellele, et molekulaarpilved tekivad ja hajuvad aja jooksul, mis on lühem kui 10 miljonit aastat – umbes nii kaua kulub ainel aega spiraalharu läbimiseks.[7]

Circinuse molekulipilve mass on umbes 250 000 korda suurem kui Päikesel.[8]

Galaktika ristlõikes paikneb molekuligaas Galaktika ketta kitsas keskosas iseloomuliku skaalakõrgusega (Z) umbes 50–75 parsekit. See kiht on palju õhem kui tähtedevahelise aine sooja aatomigaasi kiht (Z 130–400 pc) ja sooja ioniseeritud gaasi kiht (Z umbes 1000 pc).[9] Ioniseeritud gaasi jaotuses moodustavad erandi H-II-piirkonnad – kuuma ioniseeritud gaasi mullid, mis tekivad molekulipilvedes noorte massiivsete tähtede (OB-tähtede) tugeva kiirguse tõttu. Nendel on umbes samasugune vertikaalne jaotus nagu molekuligaasil. See molekuligaasi jaotus on suures mastaabis keskmistatud, aga väiksemas mastaabis on jaotus väga ebaühtlane – enamik gaasist on koondunud pilvedesse ja pilvekompleksidesse.[5]

Molekulipilvede üldine ehitus ja keemia

Molekulipilvedel on tavaliselt tähtedevahelise aine tihedus 10–30 osakest kuupsentimeetri kohta (cm⁻³) ning need moodustavad umbes 50% galaktika kogu tähtedevahelisest gaasist.[10] Suurem osa gaasist on molekulaarne. Molekulipilve nähtavad piirid ei ole mitte seal, kus pilv tegelikult lõpeb, vaid seal, kus molekuligaas läheb järsult üle aatomigaasiks. Pilv on üldiselt ebakorrapärane ja filamentaarne.[7]

Kosmiline tolm ja tähtede ultraviolettkiirgus on põhitegurid, mis määravad nii gaasi tiheduse ja sambatiheduse pilves kui ka pilve molekulkoostise. Tolm varjestab pilve sees olevat molekulgaasi, hoides ära molekulide dissotsieerumist ultraviolettkiirguse toimel, mille tagajärjel molekulid asenduvad aatomitega.[11] Molekulipilve mingi piirkonna molekulkoostis võib kiirgusvälja muutuste, tolmu liikumise ja häirituste toimel kiiresti muutuda. [12]

Täht T Tauri ja pilv NGC 1555

Molekulpilve koostisest moodustab suurema osa molekulaarne vesinik, teine levinum molekul on süsinikmonoksiid.[10] Tavaliselt sisaldavad molekulpilved ka teisi elemente ja ühendeid. Leitud on näiteks metanooli, etanooli, benseeni ja nende hüdriide. On leitud ka polütsüklilisi aromaatseid süsivesinikke.[11]

Tihedus koondub molekulipilves teatud piirkondadesse – klompideks (clumps) ja tuumadeks (cores). Klombid on pilve jämedam struktuur, nende keskmine läbimõõt on 1 pc. Klombid on täheparve eellased, kuigi igast klombist ei teki tähti. Tuumad on palju (kümme korda) väiksemad ja neil on suurem tihedus. Tuumad on gravitatsiooniliselt seotud ja teevad tähetekke ajal läbi gravitatsioonilise kollapsi.[10]

Molekulipilved on astronoomiliste mõõdupuude järgi lühiealised. 10 miljoni aasta jooksul alates tekkest need kas hävivad või nende ehitus muutub oluliselt. Seda, et molekulipilved on lühiealised, saab järeldada sellest, et nendega seotud noorte tähtede vanus on 10–20 miljonit aastat.[12]

Tähe T Tauri otsene vaatlus tumedate pilvede sees ja OB-tähtede otsene vaatlus tähetekkepiirkondades vastab ennustatud elueale. See, OB-tähti, mille vanus ületab 10 miljonit aastat, ei ümbritse olulisel määral pilvematerjali paistab osutavat sellele, et selleks ajaks on suurem osa pilvest hajunud. Ka see, et pilvede sees ei ole suurel hulgal külmunud molekule, osutab lühiealisusele. Mõned astronoomid oletavad, et turbulentsi ning aatomi- ja molekuligaasi vahelise kiire ülemineku tõttu molekulid ei külmugi kunagi eriti suurel hulgal.[12]

Pilve teke ja hävimine

Lühikesest elueast tuleneb, et molekulipilved pidevalt kogunevad ja hävivad. Arvutuste põhjal selle kohta, kui kiiresti tähed meie galaktikas tekivad, saavad astronoomid oletada, kui palju tähtedevahelist gaasi koguneb meie galaktikas molekulipilvedesse, millest tekivad tähed. Aastas koguneb tähtedeks umbes 3 M☉. Ainult 2% molekulipilve massist koguneb tähtedeks, nii et Linnutee galaktikas koguneb molekulipilvedeks umbes 150 M☉ gaasi aastas.[12][13]

Elevandi Londi udu on piklik tume gloobul. Gloobul on tiheda gaasi piirkond, mis vaevu säilib lähedal oleva massiivse tähe tugevas ioniseerivas kiirguses

Astronoomid on teinud kaks oletust molekulipilve tekkemehhanismi kohta. Pilvede kasv toimub kokkupõrgete ja gravitatsioonilise ebastabiilsuse tõttu kogu galaktikas laiali olevas gaasikihis. Aktiivsete põrgete teooria mudelid on näidanud, et kokkupõrked ei saa olla molekulipilvede tekke põhimehhanism, sest pilve teke võtaks rohkem aega, kui molekulipilv säilib.[13][12]

Põhimehhanism on tõenäoliselt gravitatsiooniline ebastabiilsus. Piirkonnad, kus on rohkem gaasi, avaldavad mõjuvad naaberpiirkondadele suurema gravitatsioonijõuga ja tõmbavad ümbritsevat materjali. See lisamaterjal suurendab tihedust, suurendades nende piirkondade gravitatsioonilist külgetõmmet. Gaasikihi gravitatsioonilise ebastabiilsuse matemaatilised mudelid ennustavad pilve tekkimiseks kuluvat aega, mis jääb hinnangulise tegeliku aja piiresse.[13][12]

Kui molekulipilv kogub piisavalt massi, hakkavad selle kõige tihedamad piirkonnad gravitatsiooni toimel kollabeeruma, moodustades tähetekkepiirkondi. See protsess on pilve enda jaoks väga lõhkuv. Kui tähed on tekkinud, hakkavad need oma kuumuse tõttu ümbritsevaid pilveosi ioniseerima. Ioniseeritud gaas lendab pilvest välja ja hajub nn šampanjavooludes.[14] See protsess algab siis, kui umbes 2% pilve massist on muutunud tähtedeks. On teada, et ka tähetuul aitab pilve hajumisele kaasa. Pilvetekke tsükkel sulgub, kui gaas, mille tähed on hajutanud, jahtub taas ja tõmbub gravitatsioonilise ebastabiilsuse tõttu uuteks pilvedeks.[12]

Täheteke

 Pikemalt artiklis Täheteke
Sõnni molekulipilv. Selles suures tähtedevaheliste pilvede kompleksis, mis on meist 430 valgusaasta kaugusel, sünnib väga palju tähti ja see on lähim suur tähetekkepiirkond

Tähetekke puhul molekulipilve kõige tihedam osa kollabeerub ning kollabeerunud piirkond fragmenteerub väiksemateks klompideks. Need klombid koondavad veel tähtedevahelist materjali, nii et gravitatsioonilise kokkutõmbumise tõttu tihedus kasvab. See protsess jätkub punktini, kus saab toimuda vesinikutuumade liitumine.[15] Vesiniku "põlemine" tekitab siis piisavalt kuumust, et gravitatsioonile vastu seista. Tekib hüdrostaatiline tasakaal. Sel staadiumil tekib prototäht, mis koondab ümbritsevast pilvest veel gaasi ja tolmu.

Üks uuritumaid tähetekkepiirkondi on Sõnni molekulipilv, sest see on Maale lähedal (140 pc ehk 430 va kaugusel), nii et see on suurepärane objekt andmete kogumiseks molekulipilvede ja tähetekke vahekorra kohta. Sõnni molekulipilve sees on T Tauri tähed. Need on klass muutlikke tähti, mis on tähearengu varajases staadumis ning alles koguvad ümbritsevast pilvest gaasi ja tolmu. Tähetekkepiirkondade vaatlemine on aidanud astronoomidel luua tähearengu teooriaid. Paljusid O-tüüpi tähti ja B-tüüpi peajada tähti on vaadeldud molekulpilvedes või neile väga lähedal. Et need tähetüübid kuuluvad populatsiooni I (mõned on alla miljoni aasta vanused), ei saa nad olla oma sünnikohast kaugele liikunud. Paljud neist noortest tähtedest on leitud pilveparvede seest, mis viitab sellele, et tähed sünnivad seal.[15]

Molekulipilvede tüübid

Hiiglaslikud molekulipilved

Mõne miljoni aastaga hajutab heledate tähtede valgus selle molekulipilve, mis koosneb gaasist ja tolmust. Jumala Sõrme gloobul on eraldunud Kiili udust. Läheduses on näha äsja moodustunud tähti, mille kujutised on punakaks muutunud, kuna hajuv tolm hajutab sinist valgust eelistatult. Läheduses on näha vasttekkinud tähti. Et kosmiline tolm hajutab sinist valgust rohkem, siis nende kujutised on punanenud (Rayleigh' hajumine, tähtedevaheline punanemine). See pilt vastab 2 valgusaastale. Selle tegi Hubble'i kosmoseteleskoop 1999
Osa Sõnni molekulipilvest[16]

Tohutut molekuligaasi kogumit, mille mass on Päikese massist üle 10 000 korra suurem,[17] nimetatakse hiiglaslikuks molekulipilveks. Hiiglaslike molekulipilvede läbimõõt on umbes 15–600 valgusaastat (5–200 parsekit) ja nende mass on tavaliselt 10 000 – 10 000 000 Päikese massi.[18] Keskmine tihedus Päikese naabruses on 1 osake kuupsentimeetri kohta, aga hiiglaslikus molekulipilves on see 10–1000 korda suurem. Kuigi Päike on palju tihedam kui hiiglaslik molekulipilv, on hiiglasliku molekulipilve ruumala nii suur, et see sisaldab palju rohkem massi kui Päike. Hiiglaslikul molekulipilvel on keerukas ehitus: see sisaldab filamente, kihte (sheets), mulle ja ebakorrapäraseid klompe (clumps).[7]

Filamendid on molekulipilves igal pool. Tihedad filamendid fragmenteeruvad gravitatsioonliselt seotud tuumadeks, millest enamik areneb tähtedeks. See, kuidas täpselt filamendid fragmenteeruvad, võib sõltuda gaasi pidevast lisandumisest, filamentide kõverdumisest ja magnetväljadest. Gravitatsiooniliselt ebastabiilsetes filamentides on vaadeldud tihedate tuumade enam-vähem ühesuguste vahekaugusega ahelaid. Naabertuumade vahekaugus on 0,15 parsekit, mis on võrreldav filamendi kõige tihedama keskosa laiusega.[19] Suur osa filamentidest sisaldas täheeelseid ja prototähelisi tuumi, mis toetab filamentide tähtsat osa gravitatsiooniliselt seotud tuumade tekkes.[20] Hiljutised uurimused on viidanud sellele, et molekulipilvede filamendid etendavad otsustavat osa tähetekke algtingimustes ja tähemasside esialgse jaotuse kujunemisel. [21]

Filamentide ja klompide (clumps) kõige tihedamaid osi nimetatakse molekulipilvede tuumadeks (molecular cores). Nende tihedus on 10⁴ kuni 10⁶ osakest cm³ kohta või suuremgi. Tavalisi molekulipilvede tuumi tuvastatakse süsinikmonoksiidi (CO) kaudu, tihedaid molekulipilvede tuumi tuvastatakse ammoniaagi kaudu. Tolmu kontsentratsioon molekulipilvede tuumades on tavaliselt piisav, et varjata taustal olevate tähtede valgust, mistõttu molekulipilved paistavad siluetina, tumedate udukogudena. [22]

Hiiglaslikud molekulipilved on nii suured, et Maale lähedal asuvad neist võivad katta suure osa mõnest tähtkujust, sellepärast nimetatakse neid sageli tähtkuju järgi, näiteks Orioni molekulaarpilv, Sõnni molekulaarpilv. Need kohalikud hiiglaslikud molekulaarpilved paiknevad rõngakujuliselt ümber Päikese, see langeb kokku Gouldi vöö.[23] Galaktika kõige massiivsem molekulipilvede kogum moodustab Linnutee keskosa ümber asümmeetrilise rõnga, mille raadius on 120 pc. Selle rõnga suurim osa on kompleks Sagittarius B2. Amburi piirkond on keemiliselt rikas ning astronoomid, kes otsivad tähtedevahelisest ruumist uusi molekule, orienteeruvad sageli sellele.[24]

Molekuligaasi jaotus 30 ühinevas galaktikas.[25]

Väikesed molekulipilved

 Pikemalt artiklis Gloobul

Isoleeritud gravitatsiooniliselt seotud väikesi molekulipilvi, mille mass ei ületa mõndasada Päikese massi, nimetatakse gloobuliteks. Nende kõige tihedamad on samasugused nagu hiiglaslike molekulipilvede tuumad ja neid uuritaksegi sageli koos.

Kõrgete laiuste hajusad molekulipilved

 Pikemalt artiklis Infrapunased kiudpilved

1984. aastal tuvastati IRASi andmete põhjal uut tüüpi hajusad molekulipilved.[26] Need olid filamentpilved, mis on nähtaval kõrgetel galaktilistel laiustel. Nende pilvede iseloomulik tihedus on 30 osakest cm³ kohta.[27]

Täheparv Serpens South on filamendikujulises pilves, mis paistab vertikaalselt läbi parve kulgeva tumeda ribana. Selle pilve põhjal on uuritud molekulipilvede stabiilsust.[28]

Molekulipilvede komplekside loend

Uurimine ja avastamine

Astronoom Henk van de Hulst esitas esimesena teoreetilise väite, et neutraalset vesinikku saab tähtedevahelises ruumis tuvastada raadiolainete järgi

Molekulipilvede avastamine on tihedalt seotud raadioastronoomia ja astrokeemia arenguga. Teise maailmasõja ajal teatas Henk van de Hulst ühel väikesel teadlaste kogumisel esimesena, et tema arvutuste järgi peaks neutraalne vesinikuaatom kiirgama detekteeritava raadiolaine (vesinikujoon, neutraalse vesiniku raadiojoon).[29]

Jansky ja tema pöörlev suunatud raadioantenn, maailma esimene raadioteleskoop (1930. aastate algus)

Kui sõda oli lõppenud, kohandasid hollandi astronoomid, kes olid kursis Karl Guthe Jansky ja Grote Reberi teedrajavate raadioastronoomiliste vaatlustega Ameerika Ühendriikides, piki Hollandi rannikut paiknevad taldrikukujulised antennid, mida sakslased olid kasutanud hoiatusradarivõrguna, raadioteleskoopideks ja hakkasid taevast otsima vesiniku spektrijoont. [29][30]

Neutraalne vesinikuaatom koosneb prootonist ja elektronist. Nii prootonil kui ka elektronil on spinn. Kui spinniolek muutub paralleelsest antiparalleelseks (mis on väiksema energiaga olek), siis kiirgub ülejääv energia spektrijoonena sagedusel 1420,405 MHz.[29]

Seda spektrijoont nimetatakse vesinikujooneks ehk 21 cm jooneks, sest vastav lainepikkus raadiospektris on 21 cm. 21 cm joon on vesinikuaatomile (HI) iseloomulik signatuur, mis teeb vesiniku astronoomidele Maalt detekteeritavaks.[29]

Mälestustahvel Linnuteelt 21 cm kiirguse avastamise uks

1951. aastal avastasid kaks uurimisrühma peaaegu üheaegselt raadiokiirguse tähtedevahelisest neutraalsest vesinikust. Harold Irving Ewen ja Edward Mills Purcell teatasid 21 cm joone registreerimisest märtsis 1951. Muller ja Jan Oort, kes olid kasutanud Kootwijki observatoriumi raadioteleskoopi, teatasid vesiniku kiirgusjoone registreerimisest sama aasta mais.[30]

Vasakult paremale: Jan Oort, Hendrik C. van de Hulst, Pieter Oosterhoff. Jan Oort etendas keskset osa uurimistöös, mis viis molekulipilvede avastamiseni

Kui 21 cm kiirgusjoon oli avastatud, hakkasid raadioastronoomid kaardistama neutraalse vesiniku jaotust Linnutee galaktikas. Van de Hulst, Muller ja Oort, kellele oli abiks rühm Austraalia astronoome, avaldasid 1958. aastal ajakirjas Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Leideni-Sydney kaardi neutraalsest vesinikust Galaktika kettas. See oli esimene galaktika ketta neutraalse vesiniku kaart ja esimene kaart, mis näitas selle spiraalharusid.[30]

Edasi hakati raadioteleskoope kasutama tähtedevaheliste molekulide otsimiseks. 1963. aastal leidsid Alan Barrett ja Sander Weinred Massachusettsi Tehnoloogiainstituudist supernoovajäänukist Cassiopeia A hüdroksüülradikaali kiirgusjoone. See oli esimene kord, kui detekteeriti tähtedevaheline molekul raadiolainepikkusel.[2] Seda vaatlust korrati varsti mitu korda. 1965. aastal tuvastas Harold Weaver Berkeleyst oma raadioastronoomide rühmaga OH kiirgusjooned Orioni udust ja Kassiopeia tähtkujust.[30]

1968. aastal detekteerisid Cheung, Rank, Townes, Thornton ja Welch NH₃ inversioonijoone kiirguse tähtedevahelises ruumis. 1969. aastal leidsid Lewis Snyder ja tema kaastöölised tähtedevahelise formaldehüüdi. 1969. aastal õnnestus George Carruthersil tuvastada molekulaarne vesinik. Arvukad tähtedevahelise ruumi molekulide detekteerimised aitasid sillutada teed molekulipilvede avastamisele 1970. aastal.[30]

Penzias ja Wilson Holmdeli ruuporantenniga, mille abil nad avastasid Suure Paugu mikrolainekiirguse

Vesinik on molekulaarpilves kõige sagedasem element, ja õigetes tingimuses tekivad sellest H2 molekulid. Sellegipoolest osutus H2 detekteerimine raskeks. Et H2 molekul on sümmeetriline ning selle pöörlemis- ja vibreerimissiirded on nõrgad, on divesinik on otseseks vaatluseks peaaegu kättesaamatu.

See probleem lahenes, kui Arno Allan Penzias, Keith Jefferts ja Robert Wilson tuvastasid Omega udukogu tähetekkepiirkonnas CO. Süsinikmonoksiidi on palju lihtsam detekteerida kui H2, sest selle molekulil on asümmeetriline struktuur ja märgatavad pöörlemisenergia tasemete vahed. Varsti sai CO-st peamine indikaator, mis näitab pilvi, milles toimub täheteke.[30]

1970. aastal avastasid Penzias ja tema kaastöölised kiiresti CO-d teistes Linnutee keskosa lähedastes kohtades, sealhulgas hiiglaslikus molekulipilves Sagittarius B2, mis on Linnutee keskosast 390 valgusaasta kaugusel; sellega avastati esimene molekulipilv.[30] See uurimisrühm sai hiljem Nobeli füüsikaauhinna kosmilise mikrolainetaustkiirguse avastamise eest.

Molekulipilvi on uuritud üha enam. 2022. aastal avaldatud uurimuse andmetel on pärast Sagittarius B2 avastamist leitud üle 10 000 molekulipilve.[31]

Vaata ka

Viited

  1. 1 2 Robin Kerrod. "Hubble. Aken universumisse". Tõlkinud Jaak Jaaniste. Eesti Entsüklopeediakirjastus, 2005. Lk 21
  2. 1 2 . Craig Kulesa. Overview: Molecular Astrophysics and Star Formation, Research Projects, arizona.edu.
  3. ↑ Astronomy, Rice University 2016 ISBN 978-1938168284, lk 761. Veebis
  4. ↑ Dina Prialnik. Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution, Cambridge University Press 2000, lk 195–212, ISBN 0-521-65065-8.
  5. 1 2 D. Ferriere, D. The Interstellar Environment of our Galaxy. – Reviews of Modern Physics, 2001, kd 73, nr 4, lk 1031–1066. Veebis
  6. ↑ Dame, T.M.; Ungerechts, H.; Cohen, R.S.; Geus, E.J. de; Grenier, I.A.; May, J.; Murphy, D.C.; Nyman, L.-Å.; Thaddeus, P. A composite CO survey of the entire Milky Way. – Astrophysical Journal, 1987, kd 322, lk 706–720.
  7. 1 2 3 J. P. Williams, L. Blitz, C. F. McKee. The Structure and Evolution of Molecular Clouds: from Clumps to Cores to the IMF. – Protostars and Planets IV, Tucson: University of Arizona Press 2000, lk 97. Veebis.
  8. ↑ Violent birth announcement from an infant star, ESA/Hubble Picture of the Week.
  9. ↑ D. Cox. The Three-Phase Interstellar Medium Revisited. – Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 2005, kd 43 , nr 1, lk 337–385. Resümee.
  10. 1 2 3 Carsten Dominik, Inga Kamp. Star and Planet Formation, University of Amsterdam, november 2023.
  11. 1 2 Derek Ward-Thompson, Anthony P. Whitworth. An introduction to star formation, Cambridge University Press 2015, ISBN 978-0-521-63030-6.
  12. 1 2 3 4 5 6 7 Thomas L. Wilson, Kenneth J. Johnston (toim). The Structure and Content of Molecular Clouds 25 Years of Molecular Radioastronomy: Proceedings of a Conference Held at Schloss Ringberg, Tegernsee, Germany 14–16 April 1993, Springer8: Berlin, Heidelberg 1994, ISBN 978-3-540-58621-0.
  13. 1 2 3 Charles J. Lada (toim). The physics of star formation and early stellar evolution: proceedings of the NATO Advanced Study Institute on the Physics of Star Formation and Early Stellar Evolution, Agia Pelagia, Crete, Greece, May 27 - June 8, 1990, Kluwer: Dordrecht 1991, ISBN 978-0-7923-1349-6.
  14. ↑ G. Tenorio-Tagle The gas dynamics of H II regions. I. The champagne model. – Astronomy and Astrophysics, 1979, kd 71, lk 59–65.
  15. 1 2 Maurizio Salaris, Santi Cassisi. Evolution of stars and stellar populations, Wiley: Chichester 2005, ISBN 978-0-470-09220-0.
  16. ↑ APEX Turns its Eye to Dark Clouds in Taurus, ESO pressiteade.
  17. ↑ Vt näiteks Y. Fukui, A. Kawamura. Molecular Clouds in Nearby Galaxies. – Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 2010, kd 48, lk 547–580
  18. ↑ N. Murray. Star Formation Efficiencies and Lifetimes of Giant Molecular Clouds in the Milky Way. – The Astrophysical Journal, 2011, kd 729, nr 2, lk 133. Veebis.
  19. ↑ Guo-Yin Zhang, Ph. André, A. Men'shchikov, Ke Wang. Fragmentation of star-forming filaments in the X-shaped nebula of the California molecular cloud. – Astronomy and Astrophysics, 2020, kd 642, lk A76. Veebis.
  20. ↑ Xue-Mei Li, Guo-Yin Zhang, Alexander Men’shchikov, Jin-Zeng Li, Chang Zhang, Zhong-Zu Wu. Properties of the dense cores and filamentary structures in the Vela C molecular cloud. – Astronomy & Astrophysics, 2023, kd 674, lk A225. Veebis.
  21. ↑ Guo-Yin Zhang, Philippe Andre, Alexander Menshchikov, Jin-Zeng Li. Probing the filamentary nature of star formation in the California giant molecular cloud. – Astronomy & Astrophysics, 2024, kd 689, lk A3. Veebis.
  22. ↑ J. Di Francesco. An Observational Perspective of Low-Mass Dense Cores I: Internal Physical and Chemical Properties. Protostars and Planets V, 2006. Veebis.
  23. ↑ Grenier. The Gould Belt, star formation, and the local interstellar medium. The Young Universe, 2004. Veebis.
  24. ↑ Sagittarius B2 and its Line of Sight.
  25. ↑ Origins of Disc Galaxies
  26. ↑ F. J. Low jt. Infrared cirrus – New components of the extended infrared emission. – Astrophysical Journal, 1984, kd 278, lk L19−L22. Resümee.
  27. ↑ K. Gillmon, J. M. Shull. Molecular Hydrogen in Infrared Cirrus. – Astrophysical Journal, 2006, kd 636, lk 908–915. Veebis.
  28. ↑ R. K. Friesen, T. L. Bourke, |first2=|lastJ. Di Fra ncesco, R. Gutermuth, P. C. Myers. The Fragmentation and Stability of Hierarchical Structure in Serpens South. – The Astrophysical Journal, 2016, kd 833, nr 2, lk 204. Veebis.
  29. 1 2 3 4 Gerrit L. Verschuur. The invisible universe: the story of radio astronomy, 3. trükk, Springer 2015, ISBN 978-3-319-13421-5, lk 71.
  30. 1 2 3 4 5 6 7 Martin Beech. The Pillars of Creation, SpringerLink 2017.
  31. ↑ Neralwar, K. R.; Colombo, D.; Duarte-Cabral, A.; Urquhart, J. S.; Mattern, M.; Wyrowski, F.; Menten, K. M.; Barnes, P.; Sanchez-Monge, A.; Beuther, H.; Rigby, A. J.; Mazumdar, P.; Eden, D.; Csengeri, T.; Dobbs, C. L. The SEDIGISM survey: Molecular cloud morphology. I. Classification and star formation. – Astronomy & Astrophysics, 2022, 663: A56. Veebis.

Välislingid

  • Zucker, Catherine; Goodman, Alyssa; Alves, João; Bialy, Shmuel; Koch, Eric W.; Speagle, Joshua S.; Foley, Michael M.; Finkbeiner, Douglas; Leike, Reimar; Enßlin, Torsten; Peek, Joshua E. G.; Edenhofer, Gordian (2021). Gallery of 3D Cloud Structure in the Solar Neighborhood.
allikas: https://et.wikipedia.org/wiki/Molekulaarpilv