เมฆโมเลกุลและดาวต้นกำเนิด

เมฆก๊าซและฝุ่นที่เย็นและหนาแน่นยุบตัวอย่างไรเพื่อก่อตัวเป็นดาวใหม่ในรังเกิดดาว

ท่ามกลางความว่างเปล่าที่ดูเหมือนไร้ที่สิ้นสุดระหว่างดาว มีเมฆก๊าซโมเลกุลและฝุ่นขนาดมหึมาลอยอยู่อย่างเงียบ ๆ—เมฆโมเลกุล บริเวณเย็นและมืดเหล่านี้ในสื่อระหว่างดวงดาว (ISM) คือ แหล่งกำเนิด ของดาว ภายในนั้น แรงโน้มถ่วงสามารถรวมสสารให้เข้มข้นพอที่จะจุดชนวน ปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชัน เริ่มต้นอาชีพยาวนานของดาว จากกลุ่มเมฆโมเลกุลยักษ์ที่กระจายกว้างหลายสิบพาร์เซกจนถึงแกนกลางที่หนาแน่นและกะทัดรัด รังเกิดดาวเหล่านี้มีความสำคัญต่อการต่ออายุประชากรดาวในกาแล็กซี สร้างทั้งดาวแคระแดงมวลต่ำและดาวต้นกำเนิดมวลสูงที่จะส่องสว่างอย่างสดใสในอนาคตในฐานะดาวประเภท O หรือ B ในบทความนี้ เราจะศึกษาธรรมชาติของเมฆโมเลกุล วิธีที่พวกมันยุบตัวเพื่อก่อตัวเป็น ดาวต้นกำเนิด และการทำงานร่วมกันอย่างประณีตของฟิสิกส์—แรงโน้มถ่วง, ความปั่นป่วน, สนามแม่เหล็ก—ที่กำหนดกระบวนการพื้นฐานนี้ในการก่อตัวดาว

1. เมฆโมเลกุล: รังเกิดของการก่อตัวดาว

1.1 ส่วนประกอบและสภาพแวดล้อม

เมฆโมเลกุล ประกอบด้วยโมเลกุลไฮโดรเจน (H₂) เป็นส่วนใหญ่ พร้อมด้วยฮีเลียมและธาตุหนักในปริมาณเล็กน้อย (C, O, N ฯลฯ) โดยทั่วไปจะมืดในความยาวคลื่นแสงที่มองเห็นเพราะฝุ่นดูดซับและกระจายแสงดาว พารามิเตอร์ทั่วไป:

อุณหภูมิ: ประมาณ 10–20 K ในพื้นที่หนาแน่น เย็นพอที่โมเลกุลจะคงตัว
ความหนาแน่น: ตั้งแต่ไม่กี่ร้อยถึงหลายล้านอนุภาคต่อลูกบาศก์เซนติเมตร (เช่น หนาแน่นกว่าค่าเฉลี่ยของ ISM ถึงล้านเท่า)
มวล: เมฆอาจมีขนาดตั้งแต่ไม่กี่มวลสุริยะจนถึงมากกว่า 10⁶ M_⊙ ใน เมฆโมเลกุลยักษ์ (GMCs) [1,2]

อุณหภูมิต่ำและความหนาแน่นสูงเช่นนี้ช่วยให้โมเลกุลก่อตัวและคงอยู่ได้ สร้างสภาพแวดล้อมที่ถูกปกป้องซึ่งแรงโน้มถ่วงสามารถเอาชนะแรงดันความร้อนได้

1.2 เมฆโมเลกุลยักษ์และโครงสร้างย่อย

เมฆโมเลกุลยักษ์—กว้างหลายสิบพาร์เซก—มีโครงสร้างย่อยที่ซับซ้อน: เส้นใย, กลุ่มหนาแน่น และ แกนกลาง พื้นที่ย่อยเหล่านี้อาจไม่เสถียรทางแรงโน้มถ่วง ยุบตัวเป็น ดาวต้นกำเนิด หรือกลุ่มดาวขนาดเล็ก การสังเกตด้วยกล้องโทรทรรศน์มิลลิเมตรหรือซับมิลลิเมตร (เช่น ALMA) เผยให้เห็นเครือข่ายเส้นใยที่ซับซ้อนซึ่งการก่อตัวของดาวมักจะรวมตัวกัน [3] เส้นโมเลกุล (CO, NH₃, HCO⁺) และแผนที่ฝุ่นต่อเนื่องช่วยวัดความหนาแน่นของคอลัมน์ อุณหภูมิ และจลนศาสตร์ บ่งชี้ว่าพื้นที่ย่อยอาจแตกตัวหรือยุบตัวอย่างไร

1.3 ตัวกระตุ้นของการยุบตัวของเมฆ

แรงโน้มถ่วงเพียงอย่างเดียวอาจไม่เพียงพอเสมอไปที่จะเริ่มการยุบตัวขนาดใหญ่ “ตัวกระตุ้น” เพิ่มเติมได้แก่:

แรงกระแทกจากซูเปอร์โนวา: ซากซูเปอร์โนวาที่ขยายตัวสามารถบีบอัดก๊าซใกล้เคียงได้
การขยายตัวของบริเวณ H II: รังสีไอออไนซ์จากดาวมวลมากจะกวาดเปลือกของวัสดุที่เป็นกลาง ดันเข้าไปในเมฆโมเลกุลข้างเคียง
คลื่นความหนาแน่นเกลียว: ในดิสก์กาแล็กซี แขนเกลียวที่ผ่านมาสามารถบีบอัดก๊าซ ก่อตัวเป็นเมฆยักษ์และในที่สุดกลุ่มดาว [4]

แม้ว่าการก่อตัวดาวทั้งหมดจะไม่จำเป็นต้องมีตัวกระตุ้นภายนอก แต่กระบวนการเหล่านี้สามารถเร่งการแตกตัวและการยุบตัวของแรงโน้มถ่วงในบริเวณที่โดยปกติแล้วมีความเสถียรเพียงเล็กน้อย

2. การเริ่มต้นของการยุบตัว: การก่อตัวของแกน

2.1 ความไม่เสถียรของแรงโน้มถ่วง

เมื่อมวลและความหนาแน่นภายในส่วนหนึ่งของเมฆโมเลกุลเกินกว่า มวลเจนส์ (มวลวิกฤตที่แรงโน้มถ่วงมีอำนาจเหนือแรงดันความร้อน) บริเวณนั้นจะยุบตัว มวลเจนส์มีสัดส่วนกับอุณหภูมิและความหนาแน่นดังนี้:

มวล_J ∝ (T^3/2) / (ρ^1/2).

ในแกนหนาแน่นที่เย็นและหนาแน่นทั่วไป แรงดัน ความร้อน หรือ ความปั่นป่วน พยายามต้านทานการยุบตัวของแรงโน้มถ่วง ซึ่งเป็นจุดเริ่มต้นของการก่อตัวดาว [5]

2.2 บทบาทของความปั่นป่วนและสนามแม่เหล็ก

ความปั่นป่วน ในเมฆโมเลกุลสร้างการเคลื่อนไหวแบบสุ่ม บางครั้งช่วยสนับสนุนเมฆไม่ให้ยุบตัวทันที แต่ก็ส่งเสริมการบีบอัดในท้องถิ่นที่เป็นเมล็ดของแกนหนาแน่น ขณะเดียวกัน สนามแม่เหล็ก ก็สามารถให้การสนับสนุนเพิ่มเติมได้หากเส้นสนามแม่เหล็กผ่านเมฆ การสังเกตการแผ่รังสีฝุ่นที่มีโพลาไรซ์หรือการแยก Zeeman ใช้วัดความแรงของสนาม การทำงานร่วมกันของความปั่นป่วน แม่เหล็ก และแรงโน้มถ่วงมักกำหนดอัตราและประสิทธิภาพของการก่อตัวดาวในเมฆยักษ์เหล่านี้ [6]

2.3 การแตกตัวและกลุ่มดาว

เมื่อการยุบตัวดำเนินไป เมฆก้อนเดียวอาจ แตกตัว เป็นแกนหนาแน่นหลายแกน ซึ่งช่วยอธิบายว่าทำไมดาวส่วนใหญ่จึงก่อตัวใน กลุ่มดาว หรือกลุ่มดาวหลายดวง—สภาพแวดล้อมการเกิดร่วมกันอาจมีตั้งแต่ดาวต้นกำเนิดไม่กี่ดวงจนถึงกลุ่มดาวที่มีสมาชิกหลายพันดวง กลุ่มดาวสามารถมีดาวที่มีมวลหลากหลาย ตั้งแต่ดาวแคระน้ำตาลที่มีมวลต่ำกว่าดาว ไปจนถึงดาวต้นกำเนิดประเภท O ที่มีมวลมาก ทั้งหมดก่อตัวขึ้นพร้อมกันใน GMC เดียวกัน

3. การก่อตัวและระยะของดาวต้นกำเนิด

3.1 จากแกนหนาแน่นสู่ดาวต้นกำเนิด

ในตอนแรก แกนหนาแน่น ที่ศูนย์กลางของเมฆจะทึบแสงต่อรังสีของตัวเอง เมื่อมันยุบตัวมากขึ้น พลังงานโน้มถ่วงจะถูกปล่อยออกมา ทำให้ดาวต้นกำเนิดที่กำลังเกิดใหม่ร้อนขึ้น วัตถุนี้ยังฝังอยู่ในซองฝุ่นและยังไม่เริ่มการหลอมรวมไฮโดรเจน—ความสว่างของมันมาจากการยุบตัวของแรงโน้มถ่วงเป็นหลัก จากการสังเกต ดาวต้นกำเนิดในระยะเริ่มต้นจะปรากฏในช่วงความยาวคลื่น อินฟราเรดและซับมิลลิเมตร เนื่องจากฝุ่นหนามากที่ช่วงแสงที่มองเห็น [7]

3.2 ชั้นสังเกต (ชั้น 0, I, II, III)

นักดาราศาสตร์จัดประเภทดาวดวงแรกโดย การแจกแจงพลังงานสเปกตรัม ของการแผ่รังสีฝุ่น

ชั้น 0: ระยะเริ่มต้น ดาวดวงแรกฝังลึกในซองห่อหุ้ม อัตราการสะสมมวลสูง และแทบไม่มีแสงดาวส่องออกมาโดยตรง
ชั้น I: มวลซองห่อหุ้มยังมีนัยสำคัญแต่ลดลงเมื่อเทียบกับชั้น 0 ดิสก์ดาวดวงแรกเริ่มปรากฏ
ชั้น II: มักระบุว่าเป็นดาว T Tauri (มวลต่ำ) หรือดาว Herbig Ae/Be (มวลปานกลาง) แสดงดิสก์ขนาดใหญ่แต่ซองห่อหุ้มน้อยกว่า โดยมีการแผ่รังสีที่มองเห็นหรือใกล้อินฟราเรดเป็นหลัก
ชั้น III: ดาวก่อนเข้าสู่ลำดับหลักที่แทบไม่มีดิสก์ ระบบใกล้จะเป็นดาวที่ก่อตัวสมบูรณ์ มีเพียงดิสก์เล็กน้อยเหลืออยู่

หมวดหมู่เหล่านี้ติดตามเส้นทางของดาวตั้งแต่ช่วงวัยทารกที่ถูกปกคลุมอย่างลึกซึ้งจนถึงดาวก่อนเข้าสู่ลำดับหลักที่เปิดเผยมากขึ้น และในที่สุดก็เผาผลาญไฮโดรเจนบนลำดับหลัก [8]

3.3 การไหลออกสองขั้วและเจ็ต

ดาวดวงแรกมักปล่อย เจ็ตสองขั้ว หรือการไหลออกที่เรียงตัวตามแกนหมุน ซึ่งเชื่อว่าได้รับพลังงานจากกระบวนการแม่เหล็กไฮโดรไดนามิกในดิสก์สะสมมวล เจ็ตเหล่านี้เจาะโพรงในซองห่อหุ้มรอบข้าง สร้าง วัตถุเฮอร์บิก–แฮโร ที่น่าตื่นตาตื่นใจ พร้อมกันนั้น การไหลออกมุมกว้างช้ากว่าจะกำจัดโมเมนตัมเชิงมุมส่วนเกินจากก๊าซที่ตกลงมา ป้องกันไม่ให้ดาวดวงแรกหมุนเร็วเกินไป

4. ดิสก์สะสมมวลและโมเมนตัมเชิงมุม

4.1 การก่อตัวของดิสก์

เมื่อแกนเมฆยุบตัว การอนุรักษ์โมเมนตัมเชิงมุม บังคับให้วัสดุที่ตกลงมาจัดตัวเป็น ดิสก์รอบดาว ที่หมุนรอบดาวดวงแรก ดิสก์นี้ประกอบด้วยก๊าซและฝุ่น มีรัศมีตั้งแต่สิบถึงร้อยหน่วยดาราศาสตร์ เมื่อเวลาผ่านไป ดิสก์อาจพัฒนาเป็น ดิสก์ต้นกำเนิดดาวเคราะห์ ที่เกิดดาวเคราะห์ได้

4.2 วิวัฒนาการดิสก์และอัตราการสะสมมวล

การสะสมมวลจากดิสก์สู่ดาวดวงแรกถูกควบคุมโดยความหนืดของดิสก์และความปั่นป่วน MHD (โมเดล “อัลฟาดิสก์”) อัตราการสะสมมวลของดาวดวงแรกทั่วไปอาจอยู่ที่ 10⁻⁶–10⁻⁵ มวล_⊙ ปี⁻¹, ลดลงเมื่อดาวเข้าใกล้น้ำหนักสุดท้าย การสังเกตการแผ่รังสีความร้อนของดิสก์ในความยาวคลื่นซับมิลลิเมตรช่วยวัดมวลดิสก์และโครงสร้างรัศมี ในขณะที่สเปกโทรสโกปีสามารถเปิดเผยจุดร้อนการสะสมมวลใกล้พื้นผิวดาว

5. การก่อตัวของดาวมวลมาก

5.1 ความท้าทายของดาวดวงแรกมวลสูง

การก่อตัวของดาวมวลมากประเภท O หรือ B มีความซับซ้อนเพิ่มเติม

แรงดันรังสี: ดาวดวงแรกที่มีความสว่างสูงจะปล่อยรังสีออกไปด้านนอกอย่างแรงซึ่งสามารถหยุดการสะสมมวลได้
ช่วงเวลาคลินตัน-เฮล์มโฮลทซ์สั้น: ดาวมวลมากจะถึงอุณหภูมิแกนกลางสูงอย่างรวดเร็ว จุดติดการหลอมรวมในขณะที่ยังสะสมมวลอยู่
สภาพแวดล้อมแบบกระจุก: ดาวมวลมากมักก่อตัวในแกนกลางกระจุกที่หนาแน่น ซึ่งปฏิสัมพันธ์และการตอบสนองกลับซึ่งกันและกัน (รังสีที่ทำให้อิออน, ลมดาว) มีบทบาทในการกำหนดลักษณะก๊าซ [9]

5.2 การสะสมมวลแข่งขันและการตอบสนองกลับ

ในสภาพแวดล้อมของกระจุกดาวที่แออัด ดาวต้นกำเนิดหลายดวงแข่งขันกันใช้แหล่งก๊าซเดียวกัน โฟตอนที่ทำให้อิออนและลมดาวจากดาวมวลมากที่เพิ่งก่อตัวสามารถ ระเหยด้วยแสง แกนกลางใกล้เคียง เปลี่ยนแปลงหรือยุติการก่อตัวดาวของพวกมัน แม้จะมีอุปสรรคเหล่านี้ ดาวมวลมากก็ยังเกิดขึ้น แม้จะมีจำนวนต่ำกว่า แต่มีบทบาทสำคัญในพลังงานและการเพิ่มธาตุในบริเวณก่อตัวดาว

6. อัตราการก่อตัวดาวและประสิทธิภาพ

6.1 อัตราการก่อตัวดาวระดับกาแล็กซีโดยรวม

ในระดับกาแล็กซี อัตราการก่อตัวดาว (SFR) มีความสัมพันธ์กับความหนาแน่นผิวก๊าซ—กฎ Kennicutt–Schmidt บริเวณโมเลกุลในแขนเกลียวหรือแท่งกาแล็กซีสามารถสร้างกลุ่มก่อตัวดาวขนาดใหญ่ ในดวร์ฟอิเรกูลาร์หรือสภาพแวดล้อมที่มีความหนาแน่นต่ำ การก่อตัวดาวจะเกิดขึ้นเป็นช่วงๆ ขณะเดียวกัน กาแล็กซีสตาร์บัสต์อาจมีช่วงเวลาการก่อตัวดาวอย่างเข้มข้นและสั้นที่เกิดจากปฏิสัมพันธ์หรือการไหลเข้าของก๊าซ [10]

6.2 ประสิทธิภาพการก่อตัวดาว (SFE)

ไม่ใช่มวลทั้งหมดในเมฆโมเลกุลที่จะกลายเป็นดาว การสังเกตแสดงให้เห็นว่า ประสิทธิภาพการก่อตัวดาว (SFE) ในเมฆเดียวอาจอยู่ในช่วงไม่กี่เปอร์เซ็นต์ถึงสิบเปอร์เซ็นต์ การตอบสนองกลับจากลมดาวต้นกำเนิด รังสี และซูเปอร์โนวาสามารถกระจายหรือทำให้ก๊าซที่เหลือร้อนขึ้น จำกัดการยุบตัวต่อไป ดังนั้น การก่อตัวดาวจึงเป็นกระบวนการที่ควบคุมตัวเอง ไม่ค่อยแปลงเมฆทั้งหมดเป็นดาวในครั้งเดียว

7. อายุของดาวต้นกำเนิดและการเริ่มต้นของลำดับหลัก

7.1 ช่วงเวลา

ระยะดาวต้นกำเนิด: ดาวต้นกำเนิดมวลต่ำอาจใช้เวลาหลายล้านปีในการยุบตัวและสะสมมวลก่อนเริ่มการหลอมรวมไฮโดรเจนในแกนกลาง
T Tauri / ก่อนเข้าสู่ลำดับหลัก: ระยะก่อนเข้าสู่ลำดับหลักที่สว่างนี้ดำเนินต่อไปจนกว่าดาวจะเสถียรที่ ลำดับหลักอายุศูนย์ (ZAMS)
มวลสูงกว่า: ดาวต้นกำเนิดที่มีมวลมากกว่าจะยุบตัวและจุดติดการหลอมรวมไฮโดรเจนได้เร็วกว่า เชื่อมระยะดาวต้นกำเนิดและลำดับหลักอย่างรวดเร็ว—ภายในไม่กี่แสนปี

7.2 การจุดติดของการหลอมรวมไฮโดรเจน

เมื่ออุณหภูมิและความดันภายในแกนกลางถึงจุดวิกฤต (ประมาณ 10 ล้านเคลวินสำหรับโพรตอน-โพรตอนเชนในดาวที่มีมวลประมาณ 1 เท่าของดวงอาทิตย์) การหลอมรวมไฮโดรเจนในแกนกลาง จะเริ่มขึ้น ดาวจะเข้าสู่ลำดับหลักและแผ่รังสีอย่างเสถียรเป็นเวลาหลายล้านถึงพันล้านปี ขึ้นอยู่กับมวลของมัน

8. งานวิจัยปัจจุบันและทิศทางในอนาคต

8.1 การถ่ายภาพความละเอียดสูง

เครื่องมืออย่าง ALMA, JWST และกล้องโทรทรรศน์ภาคพื้นดินขนาดใหญ่ (พร้อมออปติกปรับตัว) สามารถทะลุผ่านเปลือกฝุ่นรอบดาวต้นกำเนิด เผยให้เห็นการเคลื่อนที่ของแผ่นดิสก์ โครงสร้างการพ่น และการแตกตัวแรกสุดในเมฆโมเลกุล การปรับปรุงความไวและความละเอียดเชิงมุมเพิ่มเติมจะช่วยเพิ่มความเข้าใจของเราว่าความปั่นป่วนขนาดเล็ก สนามแม่เหล็ก และกระบวนการในแผ่นดิสก์มีปฏิสัมพันธ์กันอย่างไรในระหว่างการเกิดดาว

8.2 เคมีเชิงลึก

บริเวณที่ก่อตัวดาวมีเครือข่ายเคมีที่ซับซ้อน สร้างโมเลกุลเช่นสารอินทรีย์ซับซ้อนและสารตั้งต้นของชีวโมเลกุล การสังเกตเส้นเหล่านี้ในสเปกตรัมซับมิลลิเมตรหรือวิทยุช่วยให้นักเคมีดาราศาสตร์ติดตามขั้นตอนวิวัฒนาการของแกนกลางหนาแน่น ตั้งแต่การยุบตัวแรกเริ่มจนถึงการก่อตัวของแผ่นดิสก์ดาวเคราะห์ ซึ่งเชื่อมโยงกับปริศนาว่าระบบดาวเคราะห์ประกอบสารระเหยเริ่มต้นอย่างไร

8.3 บทบาทของสภาพแวดล้อมขนาดใหญ่

สภาพแวดล้อมในกาแล็กซี—แรงกระแทกของแขนเกลียว การไหลเข้าที่ขับเคลื่อนโดยแท่ง หรือการบีบอัดที่เกิดจากปฏิสัมพันธ์ระหว่างกาแล็กซี—สามารถเปลี่ยนอัตราการก่อตัวของดาวอย่างเป็นระบบ การสำรวจหลายความยาวคลื่นในอนาคตรวมการทำแผนที่ฝุ่นในช่วงใกล้อินฟราเรด การวัดฟลักซ์เส้น CO และประชากรกลุ่มดาว จะช่วยให้เข้าใจว่าการก่อตัวและการยุบตัวของเมฆโมเลกุลดำเนินไปอย่างไรในระดับของกาแล็กซีทั้งหมด

9. บทสรุป

การยุบตัวของเมฆโมเลกุล เป็น จุดเริ่มต้นที่สำคัญ ในวงจรชีวิตของดาว เปลี่ยนกระเปาะเย็นและมีฝุ่นของก๊าซระหว่างดวงดาวให้กลายเป็น ดาวต้นกำเนิด ที่ในที่สุดจะจุดการหลอมรวมและเพิ่มธาตุหนักพร้อมแสงและความร้อนให้กับกาแล็กซี ตั้งแต่ความไม่เสถียรของแรงโน้มถ่วงที่ทำให้เมฆยักษ์แตกออกเป็นชิ้น ไปจนถึงรายละเอียดของการสะสมในแผ่นดิสก์และการพ่นของดาวต้นกำเนิด การเกิดดาวเป็นกระบวนการที่ซับซ้อนหลายระดับซึ่งถูกกำหนดโดยความปั่นป่วน สนามแม่เหล็ก และสภาพแวดล้อม

ไม่ว่าจะก่อตัวแยกกันหรือในกลุ่มหนาแน่น เส้นทางจาก การยุบตัวของแกนกลาง ไปสู่ ลำดับหลัก เป็นพื้นฐานของการก่อตัวของดาวทั้งหมดในจักรวาล การเข้าใจขั้นตอนแรกสุดเหล่านี้—ตั้งแต่แสงริบหรี่ของแหล่ง Class 0 ไปจนถึงช่วงสว่างของ T Tauri หรือ Herbig Ae/Be—ยังคงเป็นเป้าหมายสำคัญของฟิสิกส์ดาราศาสตร์ โดยอาศัยการสังเกตขั้นสูงและการจำลองที่ซับซ้อน ในการเชื่อมช่องว่างระหว่างก๊าซระหว่างดวงดาวและดาวที่ก่อตัวสมบูรณ์ เมฆโมเลกุลและดาวต้นกำเนิดส่องสว่างกระบวนการพื้นฐานที่ทำให้กาแล็กซีมีชีวิตและปูทางให้ดาวเคราะห์—และอาจรวมถึงชีวิต—เกิดขึ้นรอบโฮสต์ดาวนับไม่ถ้วน

บรรณานุกรมและการอ่านเพิ่มเติม

Blitz, L., & Williams, J. P. (1999). ต้นกำเนิดและวิวัฒนาการของเมฆโมเลกุล. ใน Protostars and Planets IV (บ.ก. Mannings, V., Boss, A. P., Russell, S. S.), สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยแอริโซนา, 3–26.
McKee, C. F., & Ostriker, E. C. (2007). “ทฤษฎีการก่อตัวของดาว.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 45, 565–687.
André, P., Di Francesco, J., Ward-Thompson, D., et al. (2014). “จากเครือข่ายเส้นใยสู่แกนหนาแน่นในเมฆโมเลกุล.” Protostars and Planets VI, University of Arizona Press, 27–51.
Elmegreen, B. G. (2002). “การก่อตัวของดาวในคลื่นเกลียวที่ตัดกัน.” The Astrophysical Journal, 577, 206–210.
Jeans, J. H. (1902). “ความมั่นคงของเนบิวลาทรงกลม.” Philosophical Transactions of the Royal Society A, 199, 1–53.
Crutcher, R. M. (2012). “สนามแม่เหล็กในเมฆโมเลกุล.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 50, 29–63.
Shu, F., Adams, F. C., & Lizano, S. (1987). “การก่อตัวของดาวในเมฆโมเลกุล: การสังเกตและทฤษฎี.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 25, 23–81.
Lada, C. J. (1987). “การก่อตัวของดาว – จากสมาคม OB ถึงดาวต้นกำเนิด.” IAU Symposium, 115, 1–17.
Zinnecker, H., & Yorke, H. W. (2007). “สู่ความเข้าใจการก่อตัวของดาวมวลสูง.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 45, 481–563.
Kennicutt, R. C., & Evans, N. J. (2012). “การก่อตัวของดาวในทางช้างเผือกและกาแล็กซีใกล้เคียง.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 50, 531–608.

← บทความก่อนหน้า บทความถัดไป →

กลับไปด้านบน

กลับไปยังบล็อก

ประเทศ/ภูมิภาค

ภาษา