تكوين النجوم

📅 آخر تحديث: ٢٣ يوليو ٢٠٢٦
✍️ نُشر في: ٢٣ يوليو ٢٠٢٦
📷 يحتوي على 17 صور
الموسوعة الحرة
سديم ويسترهوت 51 في كوكبة العقاب - أحد أكبر مصانع النجوم في مجرة ​​درب التبانة (25 أغسطس 2020)

تكوّن النجوم هو العملية التي تنهار فيها المناطق الكثيفة داخل السحب الجزيئية في الفضاء بين النجوم - والتي يُشار إليها أحيانًا باسم "حاضنات النجوم" أو "مناطق تكوّن النجوم" - لتُشكّل النجوم . [ 1 ] يشمل تكوّن النجوم، كفرع من فروع علم الفلك ، دراسة الوسط بين النجوم والسحب الجزيئية العملاقة باعتبارها مقدمات لعملية تكوّن النجوم، ودراسة النجوم الأولية والأجسام النجمية الفتية باعتبارها نواتجها المباشرة. وهو يرتبط ارتباطًا وثيقًا بتكوّن الكواكب ، وهو فرع آخر من فروع علم الفلك . يجب أن تُفسّر نظرية تكوّن النجوم، بالإضافة إلى تفسير تكوّن نجم واحد، إحصائيات النجوم الثنائية ودالة الكتلة الأولية . لا تتكوّن معظم النجوم بشكل منفرد، بل كجزء من مجموعة من النجوم تُعرف باسم العناقيد النجمية أو التجمعات النجمية . [ 2 ]

حضانات ستيلار

السحب بين النجوم

تحتوي المجرات الحلزونية ، مثل مجرتنا درب التبانة ، على نجوم وبقايا نجمية ووسط بين نجمي منتشر من الغاز والغبار. يتكون هذا الوسط من 10⁴ إلى 10⁶ جسيم لكل سنتيمتر مكعب ، ويتألف عادةً من حوالي 70% هيدروجين ، و28% هيليوم ، و1.5% عناصر أثقل من حيث الكتلة. تُنتَج الكميات الضئيلة من العناصر الأثقل داخل النجوم عبر التخليق النووي النجمي ، وتُقذف عندما تتجاوز النجوم نهاية عمرها في التسلسل الرئيسي . تُشكِّل المناطق ذات الكثافة العالية في الوسط بين النجمي سحبًا، أو سدمًا منتشرة ، [ 3 ] حيث يحدث تكوّن النجوم. [ 4 ] على عكس المجرات الحلزونية، تفقد المجرات الإهليلجية المكون البارد من وسطها بين النجمي في غضون مليار سنة تقريبًا، مما يعيق تكوّن السدم المنتشرة فيها إلا من خلال اندماجها مع مجرات أخرى. [ 5 ]

صورة التقطها تلسكوب هابل الفضائي تُعرف باسم أعمدة الخلق ، حيث تتشكل النجوم في سديم النسر

في السدم الكثيفة حيث تتشكل النجوم، يوجد معظم الهيدروجين في صورته الجزيئية (H₂ ) ، ولذلك تُسمى هذه السدم بالسحب الجزيئية . [ 4 ] وقد كشف مرصد هيرشل الفضائي أن الخيوط، أو تراكيب الغاز الكثيفة الممتدة، منتشرة بكثرة في السحب الجزيئية، وتُعدّ أساسية في عملية تكوين النجوم. تتفتت هذه الخيوط إلى نوى مرتبطة جاذبياً، يتطور معظمها إلى نجوم. وقد يتحكم التراكم المستمر للغاز، والانحناء الهندسي، والمجالات المغناطيسية في الطريقة الدقيقة التي تتفتت بها الخيوط. وكشفت عمليات رصد الخيوط فوق الحرجة عن سلاسل شبه دورية من النوى الكثيفة بمسافات متقاربة تُقارب عرض الخيط الداخلي، ونجوم أولية مُضمنة ذات تدفقات خارجية. [ 6 ]

تشير الملاحظات إلى أن السحب الأبرد تميل إلى تكوين نجوم منخفضة الكتلة، والتي تُلاحظ أولًا عبر الأشعة تحت الحمراء المنبعثة منها داخل السحب، ثم كضوء مرئي عند تبدد السحب. أما السحب الجزيئية العملاقة، وهي عمومًا أكثر دفئًا، فتُنتج نجومًا بجميع الكتل. [ 7 ] تتميز هذه السحب الجزيئية العملاقة بكثافة نموذجية تبلغ 100 جسيم لكل سنتيمتر مكعب ، وأقطار تصل إلى 100 سنة ضوئية (9.5 × 10^ 14 كم ) ، وكتل تصل إلى 6 ملايين كتلة شمسية ( M☉ ) ، أي ستة ملايين ضعف كتلة الشمس. [ 8 ] ويبلغ متوسط ​​درجة الحرارة الداخلية 10 كلفن (-441.7 درجة فهرنهايت ) .    

يُوجد حوالي نصف الكتلة الإجمالية للوسط بين النجمي في مجرة ​​درب التبانة في السحب الجزيئية [ 9 ] ، وتضم المجرة ما يُقدّر بنحو 6000 سحابة جزيئية، تبلغ كتلة كل منها أكثر من 100000 كتلة شمسية . [ 10 ] أقرب سديم إلى الشمس حيث تتشكل النجوم الضخمة هو سديم الجبار ، على بُعد 1300 سنة ضوئية (1.2 × 10 ^ 16 كم) . [ 11 ] مع ذلك، يحدث تشكل النجوم ذات الكتلة الأقل على بُعد حوالي 400-450 سنة ضوئية في مُجمّع سحابة الحواء ρ . [ 12 ]  

تُعدّ سحب بوك الكروية، وهي سحب معتمة من الغاز والغبار الكثيف، موقعًا أكثر كثافة لتكوّن النجوم ، وقد سُمّيت بهذا الاسم نسبةً إلى عالم الفلك بارت بوك . تتكوّن هذه السحب إما بالتزامن مع انهيار السحب الجزيئية أو بشكل مستقل. [ 13 ] يبلغ قطر سحب بوك الكروية عادةً سنة ضوئية، وتحتوي على كتلة تُعادل بضعة أضعاف كتلة الشمس . [ 14 ] يمكن رصدها كسحب داكنة تظهر كظلال داكنة على خلفية السدم الانبعاثية الساطعة أو النجوم الخلفية. وقد وُجد أن أكثر من نصف سحب بوك الكروية المعروفة تحتوي على نجوم حديثة التكوّن. [ 15 ]

تجميع المجرات في الكون المبكر [ 16 ]

انهيار السحابة

تبقى سحابة الغاز بين النجوم في حالة توازن هيدروستاتيكي طالما أن الطاقة الحركية لضغط الغاز متوازنة مع طاقة الوضع لقوة الجاذبية الداخلية . يُعبّر عن ذلك رياضيًا باستخدام نظرية فيريال ، التي تنص على أنه للحفاظ على التوازن، يجب أن تساوي طاقة الوضع الجاذبية ضعف الطاقة الحرارية الداخلية. [ 17 ] إذا كانت السحابة ضخمة بما يكفي بحيث لا يكفي ضغط الغاز لدعمها، فإنها ستنهار بفعل الجاذبية . تُسمى الكتلة التي عندها تنهار السحابة بكتلة جينز . تعتمد كتلة جينز على درجة حرارة السحابة وكثافتها، ولكنها تتراوح عادةً بين آلاف وعشرات الآلاف من الكتل الشمسية. [ 4 ] أثناء انهيار السحابة، تتشكل عشرات إلى عشرات الآلاف من النجوم بشكل متزامن تقريبًا، وهو ما يمكن ملاحظته في ما يُسمى بالتجمعات النجمية المدمجة . والنتيجة النهائية لانهيار النواة هي تجمع نجمي مفتوح . [ 18 ]

توفر عمليات رصد ALMA لمجمع سديم الجبار رؤى ثاقبة حول الانفجارات التي تحدث عند ولادة النجوم. [ 19 ]

في عملية تكوين النجوم المُحفَّزة ، قد تحدث إحدى عدة أحداث لضغط سحابة جزيئية وبدء انهيارها بفعل الجاذبية . قد تتصادم السحب الجزيئية مع بعضها البعض، أو قد يكون انفجار مستعر أعظم قريب بمثابة مُحفِّز، دافعًا المادة المصدمة إلى السحابة بسرعات عالية جدًا. [ 4 ] (قد تُنتج النجوم الجديدة الناتجة بدورها مستعرات عظمى قريبًا، مما يُؤدي إلى تكوين النجوم ذاتيًا ). بدلاً من ذلك، يُمكن أن تُحفِّز التصادمات المجرية انفجارات هائلة لتكوين النجوم، حيث تُضغط السحب الغازية في كل مجرة ​​وتُثار بفعل قوى المد والجزر . [ 20 ] قد تكون الآلية الأخيرة مسؤولة عن تكوين العناقيد الكروية . [ 21 ]

قد يُساهم ثقب أسود فائق الكتلة في قلب المجرة في تنظيم معدل تكوّن النجوم في مركزها. إذ يُمكن لثقب أسود يبتلع المادة المتساقطة أن يُصبح نشطًا ، مُطلقًا رياحًا قوية عبر نفاثة نسبية مُوجّهة . وهذا بدوره قد يُحدّ من تكوّن النجوم. كما يُمكن للثقوب السوداء الضخمة التي تقذف جسيمات ذات ترددات راديوية بسرعة تقارب سرعة الضوء أن تمنع تكوّن نجوم جديدة في المجرات المُتقدّمة في العمر. [ 22 ] مع ذلك، قد تُحفّز الانبعاثات الراديوية المُحيطة بالنفثات تكوّن النجوم. وبالمثل، قد تُحفّز نفاثة أضعف تكوّن النجوم عند اصطدامها بسحابة. [ 23 ]

تتمتع المجرة القزمة ESO 553-46 بواحدة من أعلى معدلات تكوين النجوم من بين حوالي 1000 مجرة ​​الأقرب إلى مجرة ​​درب التبانة. [ 24 ]

مع انهيار السحابة الجزيئية، تتفتت إلى أجزاء أصغر فأصغر بشكل هرمي، حتى تصل الشظايا إلى كتلة نجمية. في كل شظية من هذه الشظايا، يشع الغاز المنهار الطاقة المكتسبة من إطلاق طاقة الوضع التثاقلية . ومع ازدياد الكثافة، تصبح الشظايا معتمة، وبالتالي تقل كفاءتها في إشعاع طاقتها. هذا يرفع درجة حرارة السحابة ويمنع المزيد من التفتت. تتكثف الشظايا الآن لتشكل كرات غازية دوارة تعمل كأجنة نجمية. [ 25 ]

يزيد من تعقيد صورة السحابة المنهارة تأثيرات الاضطراب ، والتدفقات الكبيرة، والدوران ، والمجالات المغناطيسية ، وهندسة السحابة. فكل من الدوران والمجالات المغناطيسية قد يعيقان انهيار السحابة. [ 26 ] [ 27 ] يلعب الاضطراب دورًا أساسيًا في تفتيت السحابة، وعلى أصغر نطاقاته يعزز انهيارها. [ 28 ]

بروتوستار

حاضنة النجوم LH 95 في سحابة ماجلان الكبرى

ستستمر السحابة النجمية الأولية في الانهيار طالما أمكن التخلص من طاقة الربط الجاذبية. تُفقد هذه الطاقة الزائدة بشكل أساسي عبر الإشعاع . مع ذلك، ستصبح السحابة المنهارة في نهاية المطاف معتمة لإشعاعها، ويجب إزالة الطاقة بوسائل أخرى. يسخن الغبار داخل السحابة إلى درجات حرارة تتراوح بين 60 و100 كلفن ، وتشع هذه الجسيمات بأطوال موجية في نطاق الأشعة تحت الحمراء البعيدة حيث تكون السحابة شفافة. وهكذا، يُسهم الغبار في استمرار انهيار السحابة. [ 29 ]

أثناء الانهيار، تزداد كثافة السحابة باتجاه المركز، وبالتالي تصبح المنطقة الوسطى معتمة بصريًا أولًا. يحدث هذا عندما تبلغ الكثافة حوالي 10⁻¹³ غ/سم³ . تتشكل منطقة مركزية، تُسمى النواة الهيدروستاتيكية الأولى، حيث يتوقف الانهيار بشكل أساسي. وتستمر درجة حرارتها في الارتفاع وفقًا لنظرية فيريال. يصطدم الغاز المتساقط باتجاه هذه المنطقة المعتمة بها ، مُحدثًا موجات صدمية تزيد من تسخين النواة. [ 30 ]

صورة مركبة تُظهر النجوم الشابة داخل وحول سحابة سيفوس ب الجزيئية

عندما تصل درجة حرارة النواة إلى حوالي 2000 كلفن ، تعمل الطاقة الحرارية على تفكيك جزيئات الهيدروجين (H₂ ) . [ 30 ] يتبع ذلك تأين ذرات الهيدروجين والهيليوم. تمتص هذه العمليات طاقة الانكماش، مما يسمح له بالاستمرار على فترات زمنية مماثلة لفترة الانهيار عند سرعات السقوط الحر. [ 31 ] بعد أن تصل كثافة المادة المتساقطة إلى حوالي 10⁻⁸ غ /سم³ ، تصبح هذه المادة شفافة بدرجة كافية تسمح للطاقة المنبعثة من النجم الأولي بالخروج. يسمح مزيج الحمل الحراري داخل النجم الأولي والإشعاع من خارجه للنجم بالانكماش أكثر. [ 30 ] يستمر هذا حتى يصبح الغاز ساخنًا بدرجة كافية ليدعم الضغط الداخلي النجم الأولي ضد المزيد من الانهيار الجذبي - وهي حالة تسمى التوازن الهيدروستاتيكي . عندما تكتمل مرحلة التراكم هذه تقريبًا، يُعرف الجسم الناتج باسم النجم الأولي . [ 4 ]

N11، جزء من شبكة معقدة من السحب الغازية والتجمعات النجمية داخل مجرتنا المجاورة، سحابة ماجلان الكبرى

يستمر تراكم المادة على النجم الأولي جزئيًا من القرص المحيط بالنجم المتشكل حديثًا . عندما ترتفع الكثافة ودرجة الحرارة بدرجة كافية، يبدأ اندماج الديوتيريوم ، ويؤدي الضغط الخارجي للإشعاع الناتج إلى إبطاء الانهيار (لكنه لا يوقفه). تستمر المادة المكونة للسحابة في التساقط على النجم الأولي . في هذه المرحلة، تتشكل نفاثات ثنائية القطب تُسمى أجسام هيربيغ-هارو . يُرجح أن هذه هي الوسيلة التي يتم من خلالها طرد الزخم الزاوي الزائد للمادة المتساقطة، مما يسمح للنجم بالاستمرار في التكوّن.

منطقة تكوين النجوم لوبوس 3 [ 32 ]

عندما يتشتت غلاف الغاز والغبار المحيط ويتوقف تراكم المادة، يُعتبر النجم نجمًا ما قبل التسلسل الرئيسي (نجم ما قبل التسلسل الرئيسي). مصدر طاقة هذه الأجرام هو آلية كلفن-هيلمهولتز (الانكماش الجذبي) ، على عكس احتراق الهيدروجين في نجوم التسلسل الرئيسي. يتبع نجم ما قبل التسلسل الرئيسي مسار هاياشي على مخطط هرتزبرونغ-راسل (H-R) . [ 33 ] يستمر الانكماش حتى الوصول إلى حد هاياشي ، وبعد ذلك يستمر الانكماش على نطاق زمني لكلفن-هيلمهولتز مع بقاء درجة الحرارة مستقرة. تنضم النجوم التي تقل كتلتها عن 0.5 كتلة شمسية إلى التسلسل الرئيسي بعد ذلك. أما بالنسبة لنجوم ما قبل التسلسل الرئيسي الأكثر كتلة، ففي نهاية مسار هاياشي، تنهار ببطء في حالة توازن هيدروستاتيكي تقريبًا، متبعةً مسار هيني . [ 34 ] 

وأخيرًا، يبدأ الهيدروجين بالاندماج في لب النجم، وتُزال بقية المادة المحيطة به. وبهذا تنتهي المرحلة النجمية الأولية وتبدأ مرحلة التسلسل الرئيسي للنجم على مخطط هرتزبرونغ-راسل.

تكون مراحل عملية تكوين النجوم محددة بدقة في النجوم التي تبلغ كتلتها حوالي كتلة شمسية واحدة أو أقل. أما في النجوم ذات الكتلة العالية، فإن مدة عملية تكوين النجوم تُقارن بفترات زمنية أخرى من تطورها، وهي أقصر بكثير، وتكون العملية أقل وضوحًا. ويُدرس التطور اللاحق للنجوم في علم تطور النجوم . 

بروتوستار
انفجار بروتوستار – HOPS 383 (2015)

ملاحظات

يُعد سديم أوريون مثالاً نموذجياً لتكوين النجوم، بدءاً من النجوم الضخمة واليافعة التي تشكل السديم وصولاً إلى أعمدة الغاز الكثيف التي قد تكون موطناً للنجوم الناشئة.

لا يمكن رصد العناصر الأساسية لتكوين النجوم إلا من خلال المراقبة بأطوال موجية غير الضوء المرئي . فغالباً ما تكون المرحلة النجمية الأولية مخفية في أعماق سحب كثيفة من الغاز والغبار المتبقية من سحابة جزيئية عملاقة . ويمكن رؤية هذه الشرانق النجمية، المعروفة باسم كريات بوك ، كظلال على خلفية انبعاث ساطع من الغاز المحيط. [ 35 ] ويمكن رصد المراحل المبكرة من حياة النجم في ضوء الأشعة تحت الحمراء ، الذي يخترق الغبار بسهولة أكبر من الضوء المرئي . [ 36 ] لذا، كانت عمليات الرصد التي أجراها مستكشف المسح بالأشعة تحت الحمراء واسع المجال (WISE) ذات أهمية خاصة في الكشف عن العديد من النجوم الأولية المجرية وتجمعاتها النجمية الأم . [ 37 ] [ 38 ] ومن أمثلة هذه التجمعات النجمية المدمجة: FSR 1184، وFSR 1190، وCamargo 14، وCamargo 74، وMajaess 64، وMajaess 98. [ 39 ]

منطقة تشكل النجوم S106

يمكن رصد بنية السحابة الجزيئية وتأثيرات النجم الأولي في خرائط امتصاص الأشعة تحت الحمراء القريبة (حيث يُحسب عدد النجوم لكل وحدة مساحة ويُقارن بمنطقة قريبة ذات امتصاص صفري في السماء)، وانبعاثات الغبار المستمرة، والانتقالات الدورانية لجزيء أول أكسيد الكربون وجزيئات أخرى؛ ويُرصد هذان الأخيران في نطاق الموجات المليمترية ودون المليمترية . يجب رصد الإشعاع الصادر من النجم الأولي والنجم المبكر بأطوال موجية فلكية تحت الحمراء ، لأن الامتصاص الناتج عن بقية السحابة التي يتشكل فيها النجم عادةً ما يكون كبيرًا جدًا بحيث لا يسمح لنا برصده في الجزء المرئي من الطيف. يُمثل هذا صعوبات كبيرة لأن الغلاف الجوي للأرض معتم بالكامل تقريبًا من 20 ميكرومتر إلى 850 ميكرومتر، مع نوافذ ضيقة عند 200 ميكرومتر و450 ميكرومتر. حتى خارج هذا النطاق، يجب استخدام تقنيات طرح الغلاف الجوي.

تم الكشف عن النجوم الشابة (باللون الأرجواني) بواسطة الأشعة السينية داخل منطقة تكوين النجوم NGC 2024 [ 40 ]

أثبتت رصدات الأشعة السينية فائدتها في دراسة النجوم الفتية، إذ أن انبعاث الأشعة السينية من هذه الأجرام أقوى بنحو 100 إلى 100,000 مرة من انبعاث الأشعة السينية من نجوم التسلسل الرئيسي. [ 41 ] وقد رصد مرصد أينشتاين للأشعة السينية أولى الأشعة السينية المنبعثة من نجوم تي تاوري . [ 42 ] [ 43 ] بالنسبة للنجوم منخفضة الكتلة، تتولد الأشعة السينية نتيجة تسخين الهالة النجمية عبر إعادة الاتصال المغناطيسي ، بينما تتولد الأشعة السينية بالنسبة للنجوم عالية الكتلة من النوع O والنجوم المبكرة من النوع B عبر الصدمات فوق الصوتية في الرياح النجمية. قد تخترق الفوتونات في نطاق طاقة الأشعة السينية اللينة، التي يغطيها مرصد تشاندرا للأشعة السينية ومرصد إكس إم إم نيوتن ، الوسط بين النجوم مع امتصاص معتدل فقط بسبب الغاز، مما يجعل الأشعة السينية طول موجة مفيدًا لرؤية التجمعات النجمية داخل السحب الجزيئية. يُعدّ انبعاث الأشعة السينية دليلاً على حداثة النجوم، مما يجعل هذا النطاق مفيدًا بشكل خاص لإجراء إحصاءات النجوم في مناطق تكوّن النجوم، نظرًا لأن ليس كل النجوم الفتية تُظهر فائضًا في الأشعة تحت الحمراء. [ 44 ] وقد وفّرت عمليات رصد الأشعة السينية إحصاءات شبه كاملة لجميع الأجسام ذات الكتلة النجمية في عنقود سديم الجبار وسحابة الثور الجزيئية . [ 45 ] [ 46 ]

لا يمكن رصد تكوين النجوم الفردية بشكل مباشر إلا في مجرة ​​درب التبانة ، ولكن في المجرات البعيدة تم اكتشاف تكوين النجوم من خلال بصمتها الطيفية الفريدة .

تشير الأبحاث الأولية إلى أن التجمعات النجمية تبدأ كمناطق عملاقة وكثيفة في مادة غازية مضطربة في المجرات الشابة، وتعيش حوالي 500 مليون سنة، وقد تهاجر إلى مركز المجرة، مما يخلق الانتفاخ المركزي للمجرة. [ 47 ]

في 21 فبراير 2014، أعلنت وكالة ناسا عن قاعدة بيانات مُحسّنة بشكل كبير لتتبع الهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات (PAHs) في الكون . ووفقًا للعلماء، قد يرتبط أكثر من 20% من الكربون في الكون بهذه الهيدروكربونات، التي يُحتمل أن تكون مواد أولية لتكوين الحياة . ويبدو أن هذه الهيدروكربونات قد تشكلت بعد فترة وجيزة من الانفجار العظيم ، وهي منتشرة على نطاق واسع في جميع أنحاء الكون، وترتبط بالنجوم الجديدة والكواكب الخارجية . [ 48 ]

في فبراير 2018، أبلغ علماء الفلك، لأول مرة، عن إشارة لعصر إعادة التأين ، وهو اكتشاف غير مباشر للضوء المنبعث من أقدم النجوم التي تشكلت - بعد حوالي 180 مليون سنة من الانفجار العظيم . [ 49 ]

نُشرت مقالة في 22 أكتوبر 2019، أفادت باكتشاف المجرة 3MM-1 ، وهي مجرة ​​ضخمة لتكوين النجوم تقع على بُعد حوالي 12.5 مليار سنة ضوئية، وتحجبها سحب من الغبار . [ 50 ] وبكتلة تبلغ حوالي 10 ^10.8 كتلة شمسية ، أظهرت معدل تكوين نجوم أعلى بحوالي 100 مرة من معدل تكوين النجوم في مجرة ​​درب التبانة . [ 51 ]

عناصر بارزة في باثفايندر

  • تم اكتشاف MWC 349 لأول مرة في عام 1978، ويُقدر عمره بألف عام فقط.
  • VLA 1623 – أول نجم أولي من الفئة 0، وهو نوع من النجوم الأولية المدمجة التي لم تكتسب بعد معظم كتلتها. تم اكتشافه عام 1993، ويُحتمل أن يكون عمره أقل من 10000 عام. [ 52 ]
  • L1014 – جسم خافت للغاية مُضمّن يُمثل فئة جديدة من المصادر التي يتم رصدها الآن فقط باستخدام أحدث التلسكوبات. لا يزال وضعها غير مُحدد، فقد تكون أصغر النجوم الأولية منخفضة الكتلة من الفئة 0 التي تم رصدها حتى الآن، أو حتى أجسامًا متطورة منخفضة الكتلة للغاية (مثل الأقزام البنية أو حتى الكواكب الشاردة ). [ 53 ]
  • GCIRS 8* – أصغر نجم معروف في التسلسل الرئيسي في منطقة مركز المجرة ، تم اكتشافه في أغسطس 2006. ويُقدر عمره بـ 3.5 مليون سنة. [ 54 ]

تكوين النجوم ذات الكتلة المنخفضة والكتلة العالية

منطقة تكوين النجوم Westerhout 40 وصدع Serpens-Aquila – تملأ خيوط السحب التي تحتوي على نجوم جديدة المنطقة. [ 55 ] [ 56 ]

يُعتقد أن النجوم ذات الكتل المختلفة تتشكل بآليات متباينة قليلاً. تشير نظرية تكوّن النجوم منخفضة الكتلة، المدعومة جيدًا بالملاحظات، إلى أن هذه النجوم تتشكل بفعل الانهيار الجذبي لتجمعات الكثافة الدوارة داخل السحب الجزيئية. وكما ذُكر سابقًا، يؤدي انهيار سحابة دوارة من الغاز والغبار إلى تكوين قرص تراكمي تُوجَّه من خلاله المادة نحو نجم أولي مركزي. أما بالنسبة للنجوم التي تزيد كتلتها عن 8 أضعاف كتلة الشمس تقريبًا ، فإن آلية تكوّنها لا تزال غير مفهومة تمامًا. 

تُصدر النجوم الضخمة كميات هائلة من الإشعاع الذي يدفع المادة المتساقطة. في الماضي، كان يُعتقد أن ضغط الإشعاع هذا قد يكون كافيًا لوقف تراكم المادة على النجم الأولي الضخم ومنع تكوّن نجوم بكتل تتجاوز بضع عشرات من كتل الشمس. [ 57 ] وقد أظهرت الدراسات النظرية أن إنتاج النفاثات والتدفقات الخارجية يُفسح المجال لتجويف يسمح لجزء كبير من الإشعاع الصادر من النجم الأولي الضخم بالخروج دون إعاقة تراكم المادة عبر القرص وعلى النجم الأولي. [ 58 ] [ 59 ] ويُعتقد حاليًا أن النجوم الضخمة قد تتشكل بآلية مشابهة لتلك التي تتشكل بها النجوم منخفضة الكتلة.

تتزايد الأدلة على أن بعض النجوم الأولية الضخمة على الأقل محاطة بأقراص تراكمية. [ 60 ] من المتوقع أن يُظهر تراكم القرص في النجوم الأولية عالية الكتلة، على غرار نظيراتها منخفضة الكتلة، دفعات من التراكم المتقطع نتيجةً لعدم استقرار جاذبي يؤدي إلى معدلات تراكم متكتلة وغير متصلة. وقد تم تأكيد دفعات التراكم في النجوم الأولية عالية الكتلة رصدياً. [ 60 ] [ 61 ] [ 62 ] يتوافق اكتشاف مرشحين لأقراص نجمية أولية عالية الكتلة حول نجوم أولية عالية الكتلة مع النظريات التي تُشير إلى أن الكتلة الإجمالية للنجم الأولي تُساهم في خصائص قرصه النجمي الأولي. [ 63 ] لا تزال هناك العديد من النظريات الأخرى لتكوين النجوم الضخمة بحاجة إلى اختبار رصدي. لعلّ أبرز هذه النظريات نظرية التراكم التنافسي، التي تفترض أن النجوم الأولية الضخمة تُنشأ بواسطة نجوم أولية منخفضة الكتلة تتنافس فيما بينها لجذب المادة من السحابة الجزيئية الأم بأكملها، بدلاً من منطقة محلية صغيرة فقط. [ 64 ] [ 65 ] تُظهر الخصائص المغناطيسية للأنظمة الثنائية عالية الكتلة أن المجالات المغناطيسية تكون أكثر وضوحًا على مسافات أكبر، مما قد يُسبب تفتت القرص. [ 66 ] تُشير أبحاث أخرى إلى أن المجال المغناطيسي الأقوى يُمكن أن يُغير تفتت سحابة الغاز، فضلاً عن زيادة إنتاج النجوم عالية الكتلة. [ 67 ] ومع ذلك، لا يزال هذا مجالًا بحثيًا نشطًا.

تقترح نظرية أخرى لتكوين النجوم الضخمة أن هذه النجوم قد تتشكل من خلال اندماج نجمين أو أكثر من النجوم ذات الكتلة المنخفضة. [ 68 ] وتُعتبر الأنظمة الثنائية المتلامسة مصادر محتملة لبعض تكوينات النجوم الضخمة. [ 69 ]

الطبيعة الخيطية لتكوين النجوم

تشير المحاكاة إلى أن خيوط تكوين النجوم تتشكل عادةً عندما تمر سرعة الصدمة عبر سحابة من الغاز. عندما تكون سرعة الصدمة عالية (≳{\displaystyle \gtrsim }عندما تكون سرعة الصدمة أقل من 5 كم/ث من مستعر أعظم أو منطقة هيدروجين متأين (H II) تتوسع، فإن عملية تكوين الخيوط السائدة هي انضغاط السحب الجزيئية بفعل الصدمة. [ 70 ] وعندما تكون سرعة الصدمة أقل من 5 كم/ث، تتشكل الخيوط من الغاز المتقارب المتحرك داخل المجالات المغناطيسية المحلية. [ 70 ]

تُعدّ البنى الخيطية في السحب الجزيئية من الشروط الأولية المهمة لتكوين النجوم. وتشير العلاقة المكانية بين النوى والخيوط إلى أن غالبية النوى ما قبل النجمية تقع ضمن مسافة 0.1 فرسخ فلكي من الخيوط فوق الحرجة. وهذا يدعم فرضية أن البنى الخيطية تعمل كمسارات لتراكم الغاز والغبار، مما يؤدي إلى تكوين النوى. [ 71 ]

الشبكة الخيطية لسحابة كاليفورنيا العملاقة التي صورها هيرشل [ 71 ]

تتبع كل من دالة كتلة النواة (CMF) ودالة كتلة خطوط الخيوط (FLMF) المرصودة في سحابة كاليفورنيا العملاقة توزيعات قانون القوة عند الطرف ذي الكتلة العالية، بما يتوافق مع دالة الكتلة الأولية (IMF) لسالبيتر. تدعم النتائج الحالية بقوة وجود صلة بين FLMF وCMF/IMF، مما يدل على أن هذه الصلة قائمة على مستوى السحابة الفردية، وتحديدًا سحابة كاليفورنيا العملاقة. [ 71 ] تمثل FLMF المعروضة توزيعًا لكتل ​​الخطوط المحلية لعينة كاملة ومتجانسة من الخيوط داخل السحابة نفسها. إن كتلة الخط المحلية للخيط هي التي تحدد قدرته على التفتت في موقع معين على طول محوره، وليس متوسط ​​كتلة الخط للخيط. هذه الصلة أكثر مباشرة وتوفر قيودًا أدق على أصل CMF/IMF. [ 71 ]

انظر أيضاً

مراجع

  1. ^ ستاهلر، جنوب غرب وبالا، ف. (2004). تكوين النجوم . فاينهايم: وايلي-VCH. رقم ISBN 3-527-40559-3.
  2. ↑ لادا، تشارلز جيه؛ لادا، إليزابيث أ. (1 سبتمبر 2003). "التجمعات المدمجة في السحب الجزيئية". المراجعة السنوية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية . 41 (1): 57-115 . arXiv : astro-ph/0301540 . Bibcode : 2003ARA & A..41...57L . doi : 10.1146/annurev.astro.41.011802.094844 . ISSN 0066-4146 . S2CID 16752089 .  
  3. ↑ أوديل، سي آر "سديم" . موسوعة العالم في ناسا . شركة موسوعة العالم. مؤرشف من الأصل في 29 أبريل 2005. تم الاطلاع عليه في 18 مايو 2009 .
  4. 1 2 3 4 5 بريالنيك، دينا (2000). مقدمة في نظرية بنية النجوم وتطورها . مطبعة جامعة كامبريدج. 195-212 . ISBN 0-521-65065-8.
  5. ↑ دوبراز، سي.؛ كاسولي، إف. (4-9 يونيو 1990). "مصير الغاز الجزيئي من الاندماجات إلى المجرات الإهليلجية". ديناميكيات المجرات وتوزيعات السحب الجزيئية فيها: وقائع الندوة 146 للاتحاد الفلكي الدولي . باريس، فرنسا: دار نشر كلوير الأكاديمية. رمز Bibcode : 1991IAUS..146..373D .
  6. ↑ تشانغ، غو-ين؛ أندريه، ف؛ مينشيكوف، أ.؛ وانغ، كي (أكتوبر 2020). "تفتت خيوط تكوين النجوم في السديم ذي الشكل X لسحابة كاليفورنيا الجزيئية" . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 642 : A76. arXiv : 2002.05984 . Bibcode : 2020A & A...642A..76Z . doi : 10.1051/0004-6361/202037721 . ISSN 0004-6361 . S2CID 211126855 .  
  7. ↑ ليكو، جيمس (2013). ميلاد النجوم وتطورها وموتها . وورلد ساينتيفيك. ISBN 978-981-4508-77-3.
  8. ↑ ويليامز، جيه بي؛ بليتز، إل؛ ماكي، سي إف (2000). "بنية وتطور السحب الجزيئية: من التكتلات إلى النوى إلى دالة الكتلة الأولية". النجوم الأولية والكواكب 4. ص 97. arXiv : astro-ph/9902246 . Bibcode : 2000prpl.conf...97W . 
  9. ↑ ألفيس، ج.؛ لادا، س.؛ لادا، إ. (2001). "تتبع الهيدروجين الجزيئي عبر امتصاص الغبار بالأشعة تحت الحمراء". الهيدروجين الجزيئي في الفضاء . مطبعة جامعة كامبريدج. ص 217. ISBN  0-521-78224-4.
  10. ↑ ساندرز، د.ب.؛ سكوفيل، ن.ز.؛ سولومون، ب.م. (1985-02-01). "السحب الجزيئية العملاقة في المجرة. الجزء الثاني - خصائص السمات المنفصلة". المجلة الفيزيائية الفلكية، الجزء 1. 289 : 373-387 . Bibcode : 1985ApJ ...289..373S . doi : 10.1086/162897 .
  11. ↑ ساندستروم، كارين م.؛ بيك، جي إي جي؛ باور، جيفري سي.؛ بولاتو، ألبرتو د.؛ بلامبيك، ريتشارد ل. (2007). "مسافة اختلاف المنظر لـ389-21+24{\displaystyle 389_{-21}^{+24}}"قياس المسافة بالفرسخ الفلكي إلى عنقود سديم الجبار من خلال رصد باستخدام مصفوفة خط الأساس الطويل جدًا". المجلة الفيزيائية الفلكية . 667 (2): 1161. arXiv : 0706.2361 . Bibcode : 2007ApJ...667.1161S . doi : 10.1086/520922 . S2CID 18192326 . 
  12. ↑ ويلكينج، ب.أ؛ غاني، م.؛ ألين، ل.إ (2008). "تكوين النجوم في سحابة ρ Ophiuchi الجزيئية". في بو ريبورث (محرر). دليل مناطق تكوين النجوم، المجلد الثاني: سماء الجنوب، منشورات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ . arXiv : 0811.0005 . Bibcode : 2008hsf2.book..351W .
  13. ↑ خانزاديان، ت.؛ سميث، م.د.؛ غريدل، ر.؛ ستانك، ت.؛ ديفيس، س.ج. (فبراير 2002). "تكوين النجوم النشط في الكروية الكبيرة بوك CB 34" . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 383 (2): 502-518 . Bibcode : 2002A & A...383..502K . doi : 10.1051/0004-6361:20011531 .
  14. ↑ هارتمان، لي (2000). عمليات التراكم في تكوين النجوم . مطبعة جامعة كامبريدج. ص 4. ISBN  0-521-78520-0.
  15. ↑ سميث، مايكل ديفيد (2004). أصل النجوم . مطبعة إمبريال كوليدج. ص 43-44 . ISBN  1-86094-501-5.
  16. ↑ "مرصد ألما يشهد تجمع المجرات في الكون المبكر لأول مرة" . تم الاطلاع عليه بتاريخ 23 يوليو 2015 .
  17. ↑ كوك، صن (2006). فيزياء وكيمياء الوسط بين النجوم . منشورات جامعة العلوم. ص 435-437 . ISBN  1-891389-46-7.
  18. ↑ باتانر، إي. (1996). ديناميكا الموائع الفيزيائية الفلكية . مطبعة جامعة كامبريدج. ص 166-167 . ISBN  0-521-43747-4.
  19. ↑ "مرصد ألما يلتقط ألعابًا نارية نجمية مذهلة" . www.eso.org . تم الاطلاع عليه بتاريخ 10 أبريل 2017 .
  20. ↑ جوج، سي جيه (26-30 أغسطس 1997). "انفجارات النجوم الناتجة عن انضغاط السحب في المجرات المتفاعلة". في بارنز، جيه إي؛ ساندرز، دي بي (محرران). وقائع ندوة الاتحاد الفلكي الدولي رقم 186، تفاعلات المجرات عند الانزياح الأحمر المنخفض والعالي . كيوتو، اليابان. رمز Bibcode : 1999IAUS..186..235J .
  21. ↑ كيتو، إريك؛ هو، لويس سي؛ لو، كيه-واي. (ديسمبر 2005). "M82، انفجارات النجوم، والتجمعات النجمية، وتكوين التجمعات الكروية". المجلة الفيزيائية الفلكية . 635 (2): 1062-1076 . arXiv : astro-ph/0508519 . Bibcode : 2005ApJ...635.1062K . doi : 10.1086/497575 . S2CID 119359557 . 
  22. ↑ غرالا، ميغ؛ وآخرون . (29 سبتمبر 2014). "قياس انبعاثات الموجات المليمترية وتأثير سونيايف-زيلدوفيتش المرتبط بمصادر الراديو منخفضة التردد" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 445 (1). مطبعة جامعة أكسفورد: 460-478 . arXiv : 1310.8281 . Bibcode : 2014MNRAS.445..460G . doi : 10.1093/mnras/stu1592 . S2CID 8171745 .  
  23. ↑ فان بروجيل، ويل؛ وآخرون (نوفمبر 2004). تي. ستورتشي-بيرغمان؛ إل سي هو؛ هنريك ر. شميت (محررون). التفاعل بين الثقوب السوداء والنجوم والوسط بين النجمي في نوى المجرات . مطبعة جامعة كامبريدج. ص 485-488 . arXiv : astro-ph/0406668 . Bibcode : 2004IAUS..222..485V . doi : 10.1017/S1743921304002996 .  
  24. ↑ "الحجم قد يكون خادعاً" . www.spacetelescope.org . تم الاطلاع عليه بتاريخ 9 أكتوبر 2017 .
  25. ↑ بريالنيك، دينا (2000). مقدمة في نظرية بنية النجوم وتطورها . مطبعة جامعة كامبريدج. ص 198-199 . ISBN  0-521-65937-X.
  26. ↑ هارتمان، لي (2000). عمليات التراكم في تكوين النجوم . مطبعة جامعة كامبريدج. ص 22. ISBN  0-521-78520-0.
  27. ↑ لي، هوا باي؛ داول، سي. دارين؛ غودمان، أليسا؛ هيلدبراند، روجر؛ نوفاك، جايلز (11 أغسطس/آب 2009). "تثبيت المجال المغناطيسي في السحب الجزيئية المضطربة". المجلة الفيزيائية الفلكية . 704 (2): 891. arXiv : 0908.1549 . Bibcode : 2009ApJ...704..891L . doi : 10.1088/0004-637X/704/2/891 . S2CID 118341372 . 
  28. ↑ باليستيروس-باريديس، ج.؛ كليسن، ر.س.؛ ماك لو، م.-م.؛ فاسكيز-سيماديني، إ. (2007). "اضطراب السحب الجزيئية وتكوين النجوم". في: ريبورث، ب.؛ جويت، د.؛ كيل، ك. (محررون). النجوم الأولية والكواكب 5. مطبعة جامعة أريزونا. ص 63-80 . ISBN  978-0-8165-2654-3.
  29. ↑ لونغ إير، إم إس (2008). تكوين المجرات ( الطبعة الثانية). سبرينغر. ص 478. ISBN   978-3-540-73477-2.
  30. 1 2 3 لارسون، ريتشارد ب. (1969). "حسابات عددية لديناميكيات انهيار النجوم الأولية" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 145 (3): 271-295 . Bibcode : 1969MNRAS.145..271L . doi : 10.1093/mnras/145.3.271 .
  31. ↑ سالاريس، ماوريتسيو (2005). كاسيسي، سانتي (محرر). تطور النجوم والتجمعات النجمية . جون وايلي وأولاده. ص 108-109 . ISBN  0-470-09220-3.
  32. ↑ "المجد من رحم الظلام" . www.eso.org . تم الاطلاع عليه بتاريخ 2 فبراير 2018 .
  33. ↑ سي. هاياشي (1961). "تطور النجوم في المراحل المبكرة من الانكماش الجذبي". منشورات الجمعية الفلكية اليابانية . 13 (4): 450-452 . Bibcode : 1961PASJ...13..450H . doi : 10.1093/pasj/13.4.450 .
  34. ↑ إل جي هيني؛ آر. ليليفييه؛ آر دي ليفييه (1955). "المراحل المبكرة لتطور النجوم" . منشورات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ . 67 (396): 154. Bibcode : 1955PASP...67..154H . doi : 10.1086/126791 .
  35. ↑ بي جيه بوك وإي إف رايلي (1947). "السدم المظلمة الصغيرة". المجلة الفيزيائية الفلكية . 105 : 255. رمز Bibcode : 1947ApJ...105..255B . doi : 10.1086/144901 .يون، جواو لين؛ كليمنس، دان ب. (1990). "تكوين النجوم في الكريات الصغيرة - كان بارت بوك على صواب" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 365 : L73. Bibcode : 1990ApJ...365L..73Y . doi : 10.1086/185891 .
  36. ↑ بنجامين، روبرت أ.؛ تشيرشويل، إي.؛ بابلر، برايان ل.؛ بانيا، تي إم؛ كليمنس، دان ب.؛ كوهين، مارتن؛ ديكي، جون إم.؛ إنديبتو، ريمي؛ وآخرون . (2003). "لمحة. 1. مشروع إرث SIRTF لرسم خريطة المجرة الداخلية". منشورات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ . 115 (810): 953-964 . arXiv : astro-ph/0306274 . Bibcode : 2003PASP..115..953B . doi : 10.1086/376696 . S2CID 119510724 .  
  37. ↑ "مهمة مستكشف المسح بالأشعة تحت الحمراء واسع المجال" . ناسا.
  38. ↑ ماجايس، د. (2013). اكتشاف النجوم الأولية ومجموعاتها المضيفة عبر WISE ، ApSS، 344، 1 ( كتالوج VizieR )
  39. ↑ كامارغو وآخرون (2015). تجمعات نجمية جديدة مضمنة في المجرة ومرشحة من مسح WISE ، علم الفلك الجديد، 34
  40. ↑ غيتمان، ك.؛ وآخرون (2014). "تدرجات عمر النواة والهالة وتكوين النجوم في سديم الجبار وتجمعات النجوم الفتية NGC 2024". ملحق المجلة الفيزيائية الفلكية . 787 (2): 109. arXiv : 1403.2742 . Bibcode : 2014ApJ...787..109G . doi : 10.1088/0004-637X/787/2/109 . S2CID 118503957 .  
  41. ↑ بريبش، ت.؛ وآخرون (2005). "أصل انبعاث الأشعة السينية من نجم تي تاوري: رؤى جديدة من مشروع تشاندرا أوريون فائق العمق". ملحق المجلة الفيزيائية الفلكية . 160 (2): 401-422 . arXiv : astro-ph/0506526 . Bibcode : 2005ApJS..160..401P . doi : 10.1086/432891 . S2CID 18155082 .  
  42. ↑ فيجلسون، إي دي؛ ديكامبلي، دبليو إم (1981). "ملاحظات حول انبعاث الأشعة السينية من نجوم تي-تاوري". رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . 243 : L89– L93. Bibcode : 1981ApJ...243L..89F . doi : 10.1086/183449 .
  43. ↑ مونتميرل، ت.؛ وآخرون (1983). "ملاحظات أينشتاين لسحابة رو أوفيوشي المظلمة - شجرة عيد الميلاد بالأشعة السينية". المجلة الفيزيائية الفلكية، الجزء 1. 269 : 182-201 . Bibcode : 1983ApJ ...269..182M . doi : 10.1086/161029 . 
  44. ↑ فيجلسون، إي دي؛ وآخرون (2013). "نظرة عامة على مشروع دراسة مجمعات تكوين النجوم الشابة الضخمة بالأشعة تحت الحمراء والأشعة السينية (MYStIX)". ملحق المجلة الفيزيائية الفلكية . 209 (2): 26. arXiv : 1309.4483 . Bibcode : 2013ApJS..209...26F . doi : 10.1088/0067-0049/209/2/26 . S2CID 56189137 .  
  45. ↑ غيتمان، ك. ف. وآخرون (2005). "مشروع تشاندرا أوريون فائق العمق: الملاحظات وقوائم المصادر". ملحق المجلة الفيزيائية الفلكية . 160 (2): 319-352 . arXiv : astro-ph/0410136 . Bibcode : 2005ApJS..160..319G . doi : 10.1086/432092 . S2CID 19965900 .  
  46. ↑ غودل، م.؛ وآخرون (2007). "المسح الموسع لسحابة الثور الجزيئية بواسطة مرصد إكس إم إم-نيوتن (XEST)". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 468 (2): 353-377 . arXiv : astro-ph/0609160 . Bibcode : 2007A & A...468..353G . doi : 10.1051/0004-6361:20065724 . S2CID 8846597 .  
  47. ↑ "رصد تجمع نجمي شاب في الفضاء السحيق لأول مرة" . Space.com . 10 مايو 2015. تاريخ الاسترجاع: 11 مايو 2015 .
  48. ↑ هوفر، راشيل (21 فبراير 2014). "هل تحتاج إلى تتبع الجسيمات النانوية العضوية عبر الكون؟ لدى ناسا تطبيق لذلك" . ناسا . مؤرشف من الأصل في 6 سبتمبر 2015. تم الاطلاع عليه في 22 فبراير 2014 .
  49. ↑ جيبني، إليزابيث (28 فبراير 2018). "علماء الفلك يرصدون ضوءًا من النجوم الأولى في الكون - مفاجآت في إشارة فجر الكون تشير أيضًا إلى وجود المادة المظلمة" . مجلة نيتشر . doi : 10.1038/d41586-018-02616-8 . تاريخ الاسترجاع: 28 فبراير 2018 .
  50. ↑ ويليامز، كريستينا سي؛ لابي، إيفو؛ سبيكر، جاستن؛ ستيفانون، ماورو؛ ليجا، جويل؛ ويتاكر، كاثرين؛ بيزانسون، راشيل؛ نارايانان، ديسيكا؛ أويش، باسكال؛ وينر، بنجامين (2019). "اكتشاف مجرة ​​مظلمة ضخمة، لا يمكن رصدها إلا بواسطة مرصد ألما، عند الانزياح الأحمر z ∼ 5–6 في مسح دقيق بقطر 3 مم" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 884 (2): 154. arXiv : 1905.11996 . Bibcode : 2019ApJ...884..154W . doi : 10.3847/1538-4357/ab44aa . ISSN 1538-4357 . S2CID 168169681 .  
  51. ↑ جامعة أريزونا (22 أكتوبر 2019). "العثور على كائن يتي كوني من فجر الكون مختبئًا في الغبار" . أخبار جامعة أريزونا . تاريخ الاسترجاع: 22 أكتوبر 2019 .
  52. ^ أندريه، فيليب. وارد طومسون، ديريك. بارسوني، ماري (1993). “الملاحظات المستمرة دون المليمترية لـ Rho Ophiuchi A – النجم الأولي المرشح VLA 1623 وتكتلات النجوم” . مجلة الفيزياء الفلكية . 406 : 122– 141. بيب كود : 1993ApJ...406..122A . دوى : 10.1086/172425 . ISSN 0004-637X . 
  53. ↑ بورك، تايلر ل.؛ كرابسي، أنطونيو؛ مايرز، فيليب س.؛ وآخرون (2005). "اكتشاف تدفق جزيئي ثنائي القطب منخفض الكتلة من L1014-IRS باستخدام مصفوفة الموجات المليمترية الفرعية". المجلة الفيزيائية الفلكية . 633 (2): L129. arXiv : astro-ph/0509865 . Bibcode : 2005ApJ...633L.129B . doi : 10.1086/498449 . S2CID 14721548 .  
  54. ↑ جيبال، تي آر؛ نجارو، إف؛ ريغو، إف؛ روي، جيه-آر. (2006). "طيف النطاق K للنجم الساخن في IRS 8: دخيل في مركز المجرة؟". المجلة الفيزيائية الفلكية . 652 (1): 370-375 . arXiv : astro-ph/0607550 . Bibcode : 2006ApJ...652..370G . doi : 10.1086/507764 . ISSN 0004-637X . S2CID 9998286 .  
  55. ↑ كون، م.أ. وآخرون (2010). "رصد تشاندرا للمجمع النجمي المحجوب W40". المجلة الفيزيائية الفلكية . 725 (2): 2485-2506 . arXiv : 1010.5434 . Bibcode : 2010ApJ...725.2485K . doi : 10.1088/0004-637X/725/2/2485 . S2CID 119192761 .  
  56. ↑ أندريه، ف.؛ وآخرون (2010). "من السحب الخيطية إلى النوى ما قبل النجمية إلى دالة الكتلة الأولية النجمية: أبرز النتائج الأولية من مسح هيرشل غولد بيلت". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 518 : L102. arXiv : 1005.2618 . Bibcode : 2010A & A...518L.102A . doi : 10.1051/0004-6361/201014666 . S2CID 248768 .  
  57. ↑ إم جي وولفاير؛ جيه بي كاسينيلي (1987). "شروط تكوين النجوم الضخمة" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 319 (1): 850-867 . Bibcode : 1987ApJ...319..850W . doi : 10.1086/165503 .
  58. ↑ سي إف ماكي؛ جيه سي تان (2002). "تكوين النجوم الضخمة خلال 100,000 عام من السحب الجزيئية المضطربة والمضغوطة". مجلة نيتشر . 416 (6876): 59-61 . arXiv : astro-ph/0203071 . Bibcode : 2002Natur.416...59M . doi : 10.1038/416059a . PMID 11882889. S2CID 4330710 .  
  59. ↑ ر. بانيرجي؛ ر. إي. بودريتز (2007). "تكوين النجوم الضخمة عبر معدلات تراكم عالية وتدفقات خارجية مبكرة مدفوعة بالقرص". مجلة الفيزياء الفلكية . 660 (1): 479-488 . arXiv : astro-ph/0612674 . Bibcode : 2007ApJ...660..479B . doi : 10.1086/512010 . S2CID 9769562 . 
  60. 1 2 بيرنز، ر. أ.؛ أونو، ي.؛ ساكاي، ن.؛ بلانشارد، ج.؛ روسلي، ز.؛ أوروسز، ج.؛ يونيكورا، ي.؛ تانابي، ي.؛ سوجياما، ك.؛ هيروتا، ت.؛ كيم، كي-تاي؛ أبيرفيلدز، أ.؛ فولفاتش، أ. إ.؛ بارتكيويتش، أ.؛ كاراتي أو غاراتي، أ. (مايو 2023). "قرص كبلري ذو حلزون رباعي الأذرع يولد نجمًا أوليًا عالي الكتلة يتراكم بشكل دوري" . مجلة نيتشر أسترونومي . 7 (5): 557-568 . arXiv : 2304.14740 . Bibcode : 2023NatAs...7..557B . doi : 10.1038/s41550-023-01899-w . ISSN 2397-3366 . S2CID 257252773 .  
  61. ^ كاراتي أو جاراتي، أ. ستيكلوم، ب. جارسيا لوبيز، ر.؛ آيسلوفيل، J .؛ راي، TP؛ صنعاء، أ. سيزاروني، ر. والمسلي، سم؛ أودماجير، أردي؛ دي فيت، WJ؛ موسكاديللي، L.؛ غرينر، J.؛ كرابي، أ. فيشر، C.؛ كلاين، ر. (مارس 2017). "انفجار التراكم بوساطة القرص في جسم نجمي شاب عالي الكتلة" . فيزياء الطبيعة . 13 (3): 276– 279. أرخايف : 1704.02628 . بيب كود : 2017NatPh..13..276C . دوى : 10.1038/nphys3942 . ISSN 1745-2481 . 
  62. ↑ هانتر، تي آر؛ بروجان، سي إل؛ ماكلويد، جي؛ سيجانوفسكي، سي جيه؛ تشاندلر، سي جيه؛ تشيبويزي، جي أو؛ فريزن، آر؛ إنديبتو، آر؛ ثيسنر، سي؛ يونغ، كيه إتش (15 مارس 2017). "انفجار استثنائي في النظام النجمي الأولي الضخم NGC 6334I-MM1: تضاعف طيف الموجات المليمترية أربع مرات" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 837 (2): L29. arXiv : 1701.08637 . Bibcode : 2017ApJ...837L..29H . doi : 10.3847/2041-8213/aa5d0e . ISSN 2041-8213 . 
  63. ↑ بيوثر، هـ.؛ كويبر، ر.؛ تافالا، م. (18 أغسطس 2025). "تكوين النجوم من الكتل المنخفضة إلى الكتل العالية: نظرة مقارنة" . المراجعة السنوية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية . 63 : 1-44 . doi : 10.1146/annurev-astro-013125-122023 . ISSN 0066-4146 . 
  64. ↑ آي. أ. بونيل؛ إم. آر. بيت؛ سي. جيه. كلارك؛ جيه. إي. برينغل (1997). "التراكم وطيف الكتلة النجمية في التجمعات النجمية الصغيرة" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 285 (1): 201-208 . رمز Bibcode : 1997MNRAS.285..201B . doi : 10.1093/mnras/285.1.201 .
  65. ↑ آي. أ. بونيل؛ إم. آر. بيت (2006). "تكوين النجوم من خلال الانهيار الجذبي والتراكم التنافسي" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 370 (1): 488-494 . arXiv : astro-ph/0604615 . Bibcode : 2006MNRAS.370..488B . doi : 10.1111/j.1365-2966.2006.10495.x . S2CID 15652967 . 
  66. ^ سانهويزا، باتريسيو. ليو (刘, جونهاو 峻豪); موري، كاهو؛ جيرارت، جوزيب ميكيل؛ تشانغ، تشيتشو؛ ستيفنس، إيان دبليو؛ جاكسون، جيمس م. كورتيس، باولو سي. كوخ، باتريك م. سيجانوفسكي، كلوديا ج.؛ ساها، بيالي؛ بوثر، هنريك. تشانغ 张، سوينان 遂楠؛ بلتران، ماريا ت.؛ تشنغ ، يو (2025/02/10). "المجالات المغناطيسية في مناطق تكوين النجوم الضخمة (MagMaR). V. المجال المغناطيسي في بداية تكوين النجوم عالية الكتلة " . مجلة الفيزياء الفلكية . 980 (1): 87. دوى : 10.3847/1538-4357/ad9d40 . hdl : 10261/392351 . ISSN 0004-637X . 
  67. ↑ هينيبيل، باتريك؛ ليبرويلي، أوجو؛ كولمان، تين؛ إيليا، دافيد؛ فولر، غاري؛ لوريني، سيلفيا؛ نوني، توماس؛ شيسانو، يوجينيو؛ سولير، خوان د.؛ ترافيكانتي، أليسيو؛ كليسن، رالف س.؛ موليناري، سيرجيو؛ تيستي، ليوناردو (2022-12-01). "تأثير المجال المغناطيسي والتغذية الراجعة الإشعاعية النجمية على انهيار وطيف الكتلة النجمية لتجمع نجمي ضخم مُشكِّل" . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 668 : A147. doi : 10.1051/0004-6361/202243803 . ISSN 0004-6361 . 
  68. ↑ آي. أ. بونيل؛ إم. آر. بيت؛ إتش. زينيكر (1998). "حول تكوين النجوم الضخمة" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 298 (1): 93-102 . arXiv : astro-ph/9802332 . Bibcode : 1998MNRAS.298...93B . doi : 10.1046/j.1365-8711.1998.01590.x . S2CID 119346630 . 
  69. ↑ مارشانت، بابلو؛ بودنستاينر، جوليا (13 سبتمبر 2024). "تطور النجوم الثنائية الضخمة" . المراجعة السنوية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية . 62 : 21-61 . doi : 10.1146/annurev-astro-052722-105936 . hdl : 1854/LU-01K47SAXD9F4P67QY7S4HXVCC2 . ISSN 0066-4146 . 
  70. 1 2 آبي، دايسي؛ إينوي، تسويوشي؛ إينوتسوكا، شو-إيتشيرو؛ ماتسوموتو، توموكي (2021-08-01). "تصنيف آليات تكوين الخيوط في السحب الجزيئية الممغنطة" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 916 (2): 83. arXiv : 2012.02205 . doi : 10.3847/1538-4357/ac07a1 . ISSN 0004-637X . 
  71. 1 2 3 4 تشانغ، غو-ين؛ أندريه، فيليب؛ مينشيكوف، ألكسندر؛ لي، جين-تسنغ (2024). "استكشاف الطبيعة الخيطية لتكوين النجوم في سحابة كاليفورنيا الجزيئية العملاقة" . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 689 : A3. arXiv : 2406.08004 . Bibcode : 2024A & A...689A...3Z . doi : 10.1051/0004-6361/202449853 .