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Nube molecular

Una nube molecular —a veces llamada vivero estelar si en su interior se produce formación estelar— es un tipo de nube interestelar cuya densidad y tamaño permiten la formación d...

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Una nube molecular —a veces llamada vivero estelar si en su interior se produce formación estelar— es un tipo de nube interestelar cuya densidad y tamaño permiten la formación de nebulosas de absorción , moléculas (principalmente hidrógeno molecular , H₂ ) y regiones H II . Esto contrasta con otras áreas del medio interestelar que contienen predominantemente gas ionizado .

El hidrógeno molecular es difícil de detectar mediante observaciones infrarrojas y de radio, por lo que la molécula más utilizada para determinar la presencia de H₂ es el monóxido de carbono (CO). Se cree que la relación entre la luminosidad del CO y la masa del H₂ es constante, aunque existen razones para dudar de esta suposición en observaciones de otras galaxias. [ 1 ]

Dentro de las nubes moleculares existen regiones de mayor densidad, donde residen gran cantidad de polvo y numerosos núcleos de gas, denominadas cúmulos. Estos cúmulos constituyen el origen de la formación estelar si las fuerzas gravitacionales son suficientes para provocar el colapso del polvo y el gas. [ 2 ]

Investigación y descubrimiento

El astrónomo Henk van de Hulst fue el primero en plantear la teoría de que el hidrógeno podría detectarse en el espacio interestelar mediante señales de radio.

La historia del descubrimiento de las nubes moleculares está estrechamente ligada al desarrollo de la radioastronomía y la astroquímica . Durante la Segunda Guerra Mundial , en una pequeña reunión de científicos, Henk van de Hulst anunció por primera vez que había calculado que el átomo de hidrógeno neutro debería transmitir una señal de radio detectable . [ 3 ] Este descubrimiento fue un paso importante hacia la investigación que, con el tiempo, conduciría a la detección de las nubes moleculares.

Jansky y su antena de radio direccional giratoria (principios de la década de 1930), el primer radiotelescopio del mundo.

Una vez finalizada la guerra, y conscientes de las observaciones radioastronómicas pioneras realizadas por Jansky y Reber en Estados Unidos, los astrónomos holandeses reutilizaron las antenas parabólicas que recorrían la costa holandesa, las cuales habían sido utilizadas por los alemanes como sistema de radar de alerta, y las modificaron para convertirlas en radiotelescopios , iniciando así la búsqueda de la huella del hidrógeno en las profundidades del espacio. [ 3 ] [ 4 ]

El átomo de hidrógeno neutro consta de un protón con un electrón en su órbita. Tanto el protón como el electrón poseen espín. Cuando el estado de espín cambia de paralelo a antiparalelo, lo que implica menor energía, el átomo libera el exceso de energía emitiendo una línea espectral a una frecuencia de 1420,405 MHz . [ 3 ]

Esta frecuencia se conoce generalmente como la línea de 21 cm , en referencia a su longitud de onda en la banda de radio . La  línea de 21 cm es la señal característica del HI y permite que los astrónomos en la Tierra detecten este gas. El descubrimiento de la  línea de 21 cm fue el primer paso hacia la tecnología que permitiría a los astrónomos detectar compuestos y moléculas en el espacio interestelar. [ 3 ]

Placa conmemorativa del descubrimiento de la radiación de 21 cm proveniente de la Vía Láctea.

En 1951, dos grupos de investigación descubrieron casi simultáneamente la emisión de radio del hidrógeno neutro interestelar. Ewen y Purcell informaron de la detección de la línea de 21 cm en marzo de 1951. Utilizando el radiotelescopio del Observatorio de Kootwijk, Muller y Oort informaron de la detección de la línea de emisión de hidrógeno en mayo de ese mismo año. [ 4 ]

De izquierda a derecha: Jan Oort, Hendrik C. van de Hulst, Pieter Oosterhoff. Jan Oort desempeñó un papel fundamental en la investigación que condujo al descubrimiento de las nubes moleculares.

Una vez detectada la línea de emisión de 21 cm, los radioastrónomos comenzaron a cartografiar la distribución del hidrógeno neutro de la Vía Láctea . Van de Hulst, Muller y Oort, con la ayuda de un equipo de astrónomos australianos, publicaron en 1958 el mapa de Leiden-Sídney del hidrógeno neutro en el disco galáctico en las Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . Este fue el primer mapa de hidrógeno neutro del disco galáctico y también el primero en mostrar la estructura de los brazos espirales dentro del mismo. [ 4 ]

Tras el trabajo de van de Hulst, Oort y otros sobre la detección de hidrógeno atómico, los astrónomos comenzaron a utilizar regularmente radiotelescopios, esta vez para buscar moléculas interestelares . En 1963, Alan Barrett y Sander Weinred, del MIT, encontraron la línea de emisión de OH en el remanente de supernova Cassiopeia A. Esta fue la primera detección por radio de una molécula interestelar en longitudes de onda de radio. [ 1 ] Rápidamente se produjeron más detecciones de OH interestelar y, en 1965, Harold Weaver y su equipo de radioastrónomos de Berkeley identificaron líneas de emisión de OH provenientes de la dirección de la Nebulosa de Orión y en la constelación de Cassiopeia . [ 4 ]

En 1968, Cheung, Rank, Townes, Thornton y Welch detectaron radiación de la línea de inversión de NH₃ en el espacio interestelar. Un año después, Lewis Snyder y sus colegas encontraron formaldehído interestelar . También ese mismo año, George Carruthers logró identificar hidrógeno molecular . Las numerosas detecciones de moléculas en el espacio interestelar allanarían el camino para el descubrimiento de las nubes moleculares en 1970. [ 4 ]

Penzias y Wilson con la antena de bocina de Holmdel utilizada para detectar emisiones de microondas del Big Bang.

El hidrógeno es el átomo más abundante en las nubes moleculares y, en las condiciones adecuadas, forma la molécula de H₂. A pesar de su abundancia, la detección de H₂ ha resultado difícil. Debido a su estructura molecular simétrica, las moléculas de H₂ presentan modos rotacionales y vibracionales débiles, lo que las hace prácticamente invisibles a la observación directa.

La solución a este problema llegó cuando Arno Penzias , Keith Jefferts y Robert Wilson identificaron CO en la región de formación estelar de la Nebulosa Omega . El monóxido de carbono es mucho más fácil de detectar que el H₂ debido a su energía rotacional y su estructura asimétrica. El CO pronto se convirtió en el principal trazador de las nubes donde ocurre la formación estelar. [ 4 ]

En 1970, Penzias y su equipo detectaron rápidamente CO en otras ubicaciones cercanas al centro galáctico , incluyendo la gigantesca nube molecular identificada como Sagitario B2 , a 390 años luz del centro galáctico, lo que la convirtió en la primera detección de una nube molecular en la historia. [ 4 ] Este equipo recibiría más tarde el Premio Nobel de Física por su descubrimiento de la emisión de microondas del Big Bang .

Debido a su papel fundamental, la investigación sobre estas estructuras no ha hecho más que aumentar con el tiempo. Un artículo publicado en 2022 informa de más de 10 000 nubes moleculares detectadas desde el descubrimiento de Sagitario B2. [ 5 ]

Aparición

Nube molecular Barnard 68 , a unos 500 años luz de distancia y con un diámetro de 0,5 años luz.

Dentro de la Vía Láctea , las nubes de gas molecular representan menos del uno por ciento del volumen del medio interestelar (ISM), pero también son la parte más densa del mismo. La mayor parte del gas molecular se encuentra en un anillo entre 3,5 y 7,5 kiloparsecs (11 000 y 24 000 años luz ) del centro de la Vía Láctea (el Sol está a unos 8,5 kiloparsecs del centro). [ 6 ] Los mapas de CO a gran escala de la galaxia muestran que la posición de este gas se correlaciona con los brazos espirales de la galaxia. [ 7 ] El hecho de que el gas molecular se encuentre predominantemente en los brazos espirales sugiere que las nubes moleculares deben formarse y disociarse en una escala de tiempo inferior a 10 millones de años, el tiempo que tarda el material en atravesar la región del brazo. [ 8 ]

La nube molecular Circinus tiene una masa aproximadamente 250.000 veces mayor que la del Sol. [ 9 ]

Perpendicularmente al plano de la galaxia, el gas molecular habita el estrecho plano medio del disco galáctico con una altura de escala característica , Z , de aproximadamente 50 a 75 pársecs, mucho más delgada que los componentes gaseosos atómicos calientes ( Z de 130 a 400  pársecs) e ionizados calientes ( Z alrededor de 1000  pársecs) del medio interestelar . [ 10 ] Las excepciones a la distribución del gas ionizado son las regiones H II , que son burbujas de gas ionizado caliente creadas en nubes moleculares por la intensa radiación emitida por estrellas jóvenes masivas ; y como tales tienen aproximadamente la misma distribución vertical que el gas molecular.

Esta distribución de gas molecular se promedia a lo largo de grandes distancias; sin embargo, la distribución a pequeña escala del gas es muy irregular, y la mayor parte se concentra en nubes discretas y complejos de nubes. [ 6 ]

Estructura general y química de las nubes moleculares

Las nubes moleculares suelen tener densidades de medio interestelar de 10 a 30 cm⁻³ y constituyen aproximadamente el 50 % del gas interestelar total de una galaxia . [ 11 ] La mayor parte del gas se encuentra en estado molecular . Los límites visuales de una nube molecular no son donde la nube termina efectivamente, sino donde el gas molecular se transforma en gas atómico en una transición rápida, formando "envolturas" de masa que dan la impresión de un borde a la estructura de la nube. La estructura en sí es generalmente irregular y filamentosa. [ 8 ]

El polvo cósmico y la radiación ultravioleta emitida por las estrellas son factores clave que determinan no solo la densidad de gas y de columna, sino también la composición molecular de una nube. El polvo proporciona protección al gas molecular en su interior, evitando su disociación por la radiación ultravioleta. La disociación causada por los fotones UV es el principal mecanismo para la transformación del material molecular de nuevo al estado atómico dentro de la nube. [ 12 ] El contenido molecular en una región de una nube molecular puede cambiar rápidamente debido a la variación en el campo de radiación y al movimiento y perturbación del polvo. [ 13 ]

La estrella T Tauri con la nube NGC 1555 cerca

La mayor parte del gas que constituye una nube molecular es hidrógeno molecular , siendo el monóxido de carbono el segundo compuesto más común. [ 11 ] Las nubes moleculares también suelen contener otros elementos y compuestos. Los astrónomos han observado la presencia de compuestos de cadena larga como metanol , etanol y anillos de benceno , así como sus diversos hidruros . También se han detectado moléculas grandes conocidas como hidrocarburos aromáticos policíclicos . [ 12 ]

La densidad en una nube molecular está fragmentada y sus regiones se pueden clasificar generalmente en cúmulos y núcleos. Los cúmulos forman la subestructura más grande de la nube, con un tamaño promedio de 1 pc . Los cúmulos son los precursores de los cúmulos estelares , aunque no todos formarán estrellas. Los núcleos son mucho más pequeños (diez veces más pequeños) y tienen densidades más altas. Los núcleos están ligados gravitacionalmente y colapsan durante la formación estelar . [ 11 ]

En términos astronómicos, las nubes moleculares son estructuras efímeras que se destruyen o experimentan cambios estructurales y químicos importantes aproximadamente 10 millones de años después de su formación. Su corta vida útil se deduce del rango de edad de las estrellas jóvenes asociadas a ellas, de 10 a 20 millones de años, lo que coincide con las escalas de tiempo internas de las nubes moleculares. [ 13 ]

La observación directa de estrellas T Tauri dentro de nubes oscuras y estrellas OB en regiones de formación estelar coincide con este rango de edad predicho. El hecho de que las estrellas OB de más de 10 millones de años no tengan una cantidad significativa de material nuboso a su alrededor parece sugerir que la mayor parte de la nube se dispersa después de este tiempo. La falta de grandes cantidades de moléculas congeladas dentro de las nubes también sugiere una estructura de corta duración. Algunos astrónomos proponen que las moléculas nunca se congelaron en grandes cantidades debido a la turbulencia y la rápida transición entre gas atómico y molecular. [ 13 ]

Formación y destrucción de nubes

Debido a su corta vida útil, las nubes moleculares se forman y destruyen constantemente. Al calcular la tasa de formación estelar en nuestra galaxia, los astrónomos pueden estimar la cantidad de gas interestelar que se acumula en las nubes moleculares formadoras de estrellas. La tasa de acumulación de masa en forma de estrellas es de aproximadamente 3 M☉ por año . Solo el 2 % de la masa de una nube molecular se acumula en estrellas, lo que da como resultado una cantidad de 150 M☉ de gas que se acumula en las nubes moleculares de la Vía Láctea por año. [ 13 ] [ 14 ]

La Nebulosa Trompa de Elefante es un glóbulo oscuro alargado. Este glóbulo es una condensación de gas denso que apenas sobrevive a la intensa radiación ionizante de una estrella masiva cercana.

Los astrónomos han sugerido dos posibles mecanismos para la formación de nubes moleculares: el crecimiento de nubes por colisión y la inestabilidad gravitacional en la capa de gas que se extiende por toda la galaxia. Los modelos de la teoría de colisión han demostrado que no puede ser el mecanismo principal de formación de nubes debido al larguísimo tiempo que se necesitaría para formar una nube molecular, más allá de la vida útil promedio de dichas estructuras. [ 14 ] [ 13 ]

Es probable que la inestabilidad gravitacional sea el mecanismo principal. Las regiones con mayor concentración de gas ejercerán una mayor fuerza gravitacional sobre las regiones vecinas y atraerán el material circundante. Este material adicional aumenta la densidad, incrementando así su atracción gravitacional. Los modelos matemáticos de inestabilidad gravitacional en la capa de gas predicen un tiempo de formación dentro de la escala temporal estimada para la formación de nubes. [ 14 ] [ 13 ]

Una vez que una nube molecular acumula suficiente masa, las regiones más densas de la estructura comienzan a colapsar bajo la gravedad, creando cúmulos estelares . Este proceso es altamente destructivo para la nube misma. Una vez formadas las estrellas, comienzan a ionizar porciones de la nube a su alrededor debido a su calor. El gas ionizado se evapora y se dispersa en formaciones llamadas " flujos de champán ". [ 15 ] Este proceso comienza cuando aproximadamente el 2% de la masa de la nube se ha convertido en estrellas. Se sabe que los vientos estelares también contribuyen a la dispersión de las nubes. El ciclo de formación y destrucción de nubes se cierra cuando el gas dispersado por las estrellas se enfría nuevamente y es atraído hacia nuevas nubes por la inestabilidad gravitacional. [ 13 ]

Formación estelar

Nube molecular de Tauro. Situada a unos 430 años luz de nosotros, este vasto complejo de nubes interestelares es donde nace una gran cantidad de estrellas y es la región de formación estelar más cercana.

La formación estelar implica el colapso de la parte más densa de la nube molecular, fragmentando la región colapsada en cúmulos más pequeños. Estos cúmulos acumulan más material interestelar, aumentando su densidad por contracción gravitacional. Este proceso continúa hasta que la temperatura alcanza un punto en el que puede ocurrir la fusión del hidrógeno. [ 16 ] La combustión del hidrógeno genera entonces suficiente calor para contrarrestar la gravedad, creando un equilibrio hidrostático . En esta etapa, se forma una protoestrella que continuará acumulando gas y polvo de la nube que la rodea.

Una de las regiones de formación estelar más estudiadas es la nube molecular de Tauro debido a su proximidad a la Tierra (140 pc o 430 años luz), lo que la convierte en un excelente objeto para recopilar datos sobre la relación entre las nubes moleculares y la formación estelar. Incrustadas en la nube molecular de Tauro se encuentran las estrellas T Tauri . Estas son una clase de estrellas variables en una etapa temprana de desarrollo estelar y que aún acumulan gas y polvo de la nube que las rodea. La observación de regiones de formación estelar ha ayudado a los astrónomos a desarrollar teorías sobre la evolución estelar . Se han observado muchas estrellas de tipo O y B dentro o muy cerca de nubes moleculares. Dado que estos tipos de estrellas pertenecen a la población I (algunas tienen menos de 1 millón de años), no pueden haberse alejado mucho de su lugar de nacimiento. Muchas de estas estrellas jóvenes se encuentran incrustadas en cúmulos de nubes, lo que sugiere que las estrellas se forman dentro de ellas. [ 16 ]

Tipos de nubes moleculares

Nubes moleculares gigantes

En pocos millones de años, la luz de las estrellas brillantes habrá evaporado esta nube molecular de gas y polvo. El glóbulo Dedo de Dios se ha desprendido de la Nebulosa de Carina . Cerca de allí se pueden observar estrellas recién formadas, cuyas imágenes, teñidas de rojo por la luz azul, se dispersan preferentemente por el polvo omnipresente. Esta imagen abarca unos dos años luz y fue tomada por el Telescopio Espacial Hubble en 1999.
Parte de la nube molecular de Tauro [ 17 ]

Una vasta agrupación de gas molecular con una masa más de 10 mil veces superior a la del Sol [ 18 ] se denomina nube molecular gigante ( CMG ). Las CMG tienen un diámetro de entre 15 y 600 años luz (5 a 200 pársecs) y masas típicas de entre 10 mil y 10 millones de masas solares [ 19 ] . Mientras que la densidad media en las proximidades del Sol es de una partícula por centímetro cúbico, la densidad volumétrica media de una CMG es entre diez y mil veces mayor. Aunque el Sol es mucho más denso que una CMG, el volumen de esta última es tan grande que contiene mucha más masa que el Sol. La subestructura de una CMG es un complejo patrón de filamentos, láminas, burbujas y cúmulos irregulares [ 8 ] .

Los filamentos son verdaderamente omnipresentes en la nube molecular. Los filamentos moleculares densos se fragmentan en núcleos ligados gravitacionalmente, la mayoría de los cuales evolucionan en estrellas. La acreción continua de gas, la curvatura geométrica y los campos magnéticos pueden controlar la forma detallada de fragmentación de los filamentos. En filamentos supercríticos, las observaciones han revelado cadenas cuasiperiódicas de núcleos densos con un espaciado de 0,15 pársecs comparable al ancho interno del filamento. [ 20 ] Una fracción sustancial de filamentos contenía núcleos preestelares y protoestelares, lo que respalda el importante papel de los filamentos en la formación de núcleos ligados gravitacionalmente. [ 21 ] Estudios recientes han sugerido que las estructuras filamentosas en las nubes moleculares juegan un papel crucial en las condiciones iniciales de la formación estelar y el origen de la función de masa inicial estelar. [ 22 ]

Las partes más densas de los filamentos y cúmulos se denominan núcleos moleculares, mientras que los núcleos moleculares más densos se denominan núcleos moleculares densos y tienen densidades superiores a 10⁴ a 10⁶ partículas por centímetro cúbico. Los núcleos moleculares típicos se detectan con CO y los núcleos moleculares densos se detectan con amoníaco . La concentración de polvo dentro de los núcleos moleculares suele ser suficiente para bloquear la luz de las estrellas de fondo, de modo que aparecen en silueta como nebulosas oscuras . [ 23 ]

Las GMC son tan grandes que las locales pueden cubrir una fracción significativa de una constelación; por lo tanto, a menudo se las denomina con el nombre de esa constelación, por ejemplo, la nube molecular de Orión (OMC) o la nube molecular de Tauro (TMC). Estas GMC locales se disponen en un anillo en las proximidades del Sol, coincidiendo con el Cinturón de Gould . [ 24 ] La colección más masiva de nubes moleculares en la galaxia forma un anillo asimétrico alrededor del centro galáctico con un radio de 120 pársecs; el componente más grande de este anillo es el complejo Sagitario B2 . La región de Sagitario es químicamente rica y a menudo se utiliza como ejemplo por los astrónomos que buscan nuevas moléculas en el espacio interestelar. [ 25 ]

Distribución del gas molecular en 30 galaxias en fusión [ 26 ]

Pequeñas nubes moleculares

Las pequeñas nubes moleculares aisladas, ligadas gravitacionalmente y con masas inferiores a unas pocas centenas de veces la del Sol, se denominan glóbulos de Bok . Las partes más densas de estas pequeñas nubes moleculares son equivalentes a los núcleos moleculares que se encuentran en las nubes moleculares gigantes y, a menudo, se incluyen en los mismos estudios.

Nubes moleculares difusas de alta latitud

En 1984, IRAS identificó un nuevo tipo de nube molecular difusa. [ 27 ] Se trataba de nubes filamentosas difusas visibles en latitudes galácticas altas . Estas nubes tienen una densidad típica de 30 partículas por centímetro cúbico. [ 28 ]

El cúmulo estelar Serpens Sur está incrustado en una nube molecular filamentosa, que se observa como una cinta oscura que atraviesa verticalmente el cúmulo. Esta nube ha servido como banco de pruebas para estudios sobre la estabilidad de las nubes moleculares. [ 29 ]

Lista de complejos de nubes moleculares

Véase también

Referencias

  1. 1 2 Craig Kulesa. "Panorama general: Astrofísica molecular y formación estelar" . Proyectos de investigación . Consultado el 7 de septiembre de 2005 .
  2. ↑ Astronomía (PDF) . Universidad Rice . 2016. pág. 761. ISBN  978-1938168284– vía Open Stax.
  3. ^ Verschuur , Gerrit L. (2015). El universo invisible: la historia de la radioastronomía . Universo de los astrónomos (3 ed.). Cham Heidelberg: Springer. pag. 71.ISBN​   978-3-319-13421-5.
  4. 1 2 3 4 5 6 7 Beech, Martin (2017). Los pilares de la creación . doi : 10.1007/978-3-319-48775-5 . ISBN 978-3-319-48774-8.
  5. ↑ Neralwar, KR; Colombo, D.; Duarte-Cabral, A.; Urquhart, JS; Mattern, M.; Wyrowski, F.; Menten, KM; Barnes, P.; Sanchez-Monge, A.; Beuther, H.; Rigby, AJ; Mazumdar, P.; Eden, D.; Csengeri, T.; Dobbs, CL (2022). "The SEDIGISM survey: Molecular cloud morphology. I. Classification and star formation" . Astronomy & Astrophysics . 663 : A56. arXiv : 2203.02504 . Bibcode : 2022A & A...663A..56N . doi : 10.1051/0004-6361/202142428 . ISSN 0004-6361 . 
  6. 1 2 Ferriere, D. (2001). "El entorno interestelar de nuestra galaxia". Reviews of Modern Physics . 73 (4): 1031– 1066. arXiv : astro-ph/0106359 . Bibcode : 2001RvMP...73.1031F . doi : 10.1103/RevModPhys.73.1031 . S2CID 16232084 . 
  7. ↑ Dame; et al. (1987). "Un estudio compuesto de CO de toda la Vía Láctea" (PDF) . Astrophysical Journal . 322 : 706–720 . Bibcode : 1987ApJ...322..706D . doi : 10.1086/165766 . hdl : 1887/6534 . 
  8. 1 2 3 Williams, JP; Blitz, L.; McKee, CF (2000). "La estructura y evolución de las nubes moleculares: de los cúmulos a los núcleos y a la FMI". Protoestrellas y planetas IV . Tucson: University of Arizona Press. pág. 97. arXiv : astro-ph/9902246 . Bibcode : 2000prpl.conf...97W . 
  9. ↑ "Anuncio violento de nacimiento de una estrella infantil" . Imagen de la semana de la ESA/Hubble . Consultado el 27 de mayo de 2014 .
  10. ↑ Cox, D. (2005). "Revisión del medio interestelar trifásico". Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 43 (1): 337– 385. Bibcode : 2005ARA & A..43..337C . doi : 10.1146/annurev.astro.43.072103.150615 .
  11. 1 2 3 Dominik, Carsten; Inga, Kamp (noviembre de 2023). "Formación de estrellas y planetas" (PDF) . Universidad de Ámsterdam .
  12. 1 2 Ward-Thompson, Derek; Whitworth, Anthony P. (2015). Introducción a la formación estelar (1.ª ed.). Cambridge: Cambridge University Press. ISBN  978-0-521-63030-6.
  13. 1 2 3 4 5 6 7 Wilson, Thomas L.; Johnston, Kenneth J., eds. (1994). La estructura y el contenido de las nubes moleculares. 25 años de radioastronomía molecular: Actas de una conferencia celebrada en Schloss Ringberg, Tegernsee, Alemania , del 14 al 16 de abril de 1993. Lecture Notes in Physics. Vol. 439. Berlín, Heidelberg: Springer Berlin Heidelberg. doi : 10.1007/3-540-58621-0 . ISBN  978-3-540-58621-0.
  14. 1 2 3 Lada, Charles J., ed. (1991). La física de la formación estelar y la evolución estelar temprana: actas del Instituto de Estudios Avanzados de la OTAN sobre la Física de la Formación Estelar y la Evolución Estelar Temprana, Agia Pelagia, Creta, Grecia, 27 de mayo - 8 de junio de 1990. Serie C del Instituto de Estudios Avanzados de la OTAN, Ciencias matemáticas y físicas. Dordrecht: Kluwer. ISBN 978-0-7923-1349-6.
  15. ↑ Tenorio-Tagle, G. (1979-01-01). "La dinámica de gases de las regiones H II. I. El modelo Champagne" . Astronomía y Astrofísica . 71 : 59–65 . Bibcode : 1979A & A....71...59T . ISSN 0004-6361 . 
  16. 1 2 Salaris, Maurizio; Cassisi, Santi (2005). Evolución de las estrellas y las poblaciones estelares . Chichester: Wiley. ISBN 978-0-470-09220-0.
  17. ↑ "APEX dirige su mirada a las nubes oscuras en Tauro" . Comunicado de prensa de ESO . Consultado el 17 de febrero de 2012 .
  18. ↑ Véase, por ejemplo, Fukui, Y.; Kawamura, A. (2010). "Nubes moleculares en galaxias cercanas". Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 48 : 547–580 . Bibcode : 2010ARA & A..48..547F . doi : 10.1146/annurev-astro-081309-130854 .
  19. ↑ Murray, N. (2011). "Eficiencias de formación estelar y tiempos de vida de nubes moleculares gigantes en la Vía Láctea". The Astrophysical Journal . 729 (2): 133. arXiv : 1007.3270 . Bibcode : 2011ApJ...729..133M . doi : 10.1088/0004-637X/729/2/133 . S2CID 118627665 . 
  20. ↑ Zhang, Guo-Yin; André, Ph.; Men'shchikov, A.; Wang, Ke (1 de octubre de 2020). "Fragmentación de filamentos formadores de estrellas en la nebulosa en forma de X de la nube molecular de California" . Astronomía y Astrofísica . 642 : A76. arXiv : 2002.05984 . Bibcode : 2020A & A...642A..76Z . doi : 10.1051/0004-6361/202037721 . ISSN 0004-6361 . S2CID 211126855 .  
  21. ↑ Li, Xue-Mei; Zhang, Guo-Yin; Men'shchikov, Alexander; Li, Jin-Zeng; Zhang, Chang; Wu, Zhong-Zu (junio de 2023). "Propiedades de los núcleos densos y las estructuras filamentosas en la nube molecular Vela C" . Astronomía y Astrofísica . 674 : A225. arXiv : 2304.10863 . Bibcode : 2023A y A...674A.225L . doi : 10.1051/0004-6361/202345846 . S2CID 258291496 . 
  22. ↑ Zhang, Guo-Yin; Andre, Philippe; Menshchikov, Alexander; Li, Jin-Zeng (2024). "Explorando la naturaleza filamentosa de la formación estelar en la nube molecular gigante de California" . Astronomía y Astrofísica . 689 : A3. arXiv : 2406.08004 . Bibcode : 2024A y A...689A...3Z . doi : 10.1051/0004-6361/202449853 .
  23. ↑ Di Francesco, J.; et al. (2006). "Una perspectiva observacional de núcleos densos de baja masa I: propiedades físicas y químicas internas". Protoestrellas y planetas V. arXiv : astro -ph/0602379 . Bibcode : 2007prpl.conf...17D . 
  24. ↑ Grenier (2004). "El cinturón de Gould, la formación estelar y el medio interestelar local". El universo joven . arXiv : astro-ph/0409096 . Bibcode : 2004astro.ph..9096G .Preimpresión electrónica
  25. ↑ Sagitario B2 y su línea de visión. Archivado el 12 de marzo de 2007 en Wayback Machine.
  26. ↑ "Alma investiga los violentos orígenes de las galaxias de disco" . www.eso.org . Observatorio Europeo Austral . Consultado el 17 de septiembre de 2014 .
  27. ↑ Low; et al. (1984). "Cirros infrarrojos: nuevos componentes de la emisión infrarroja extendida". Astrophysical Journal . 278 : L19. Bibcode : 1984ApJ...278L..19L . doi : 10.1086/184213 . 
  28. ↑ Gillmon, K. y Shull, JM (2006). "Hidrógeno molecular en cirros infrarrojos". Astrophysical Journal . 636 (2): 908– 915. arXiv : astro-ph/0507587 . Bibcode : 2006ApJ...636..908G . doi : 10.1086/498055 . S2CID 18995587 . 
  29. ↑ Friesen, RK; Bourke, TL; Francesco, J. Di; Gutermuth, R.; Myers, PC (2016). "La fragmentación y estabilidad de la estructura jerárquica en Serpens South" . The Astrophysical Journal . 833 (2): 204. arXiv : 1610.10066 . Bibcode : 2016ApJ...833..204F . doi : 10.3847/1538-4357/833/2/204 . ISSN 1538-4357 . S2CID 118594849 .  
  • 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 EG; Edenhofer, Gordian (2021). "Galería de la estructura de nubes 3D en la vecindad solar" . Harvard . arXiv : 2109.09765 . doi : 10.3847/1538-4357/ac1f96 . S2CID 237581260 .