Металличность

Относительное содержание тяжелых элементов в звезде или другом астрономическом объекте.

Шаровое скопление М80 . Звезды в шаровых скоплениях — это в основном более старые, бедные металлами представители популяции II .

В астрономии металличность — это обилие элементов , присутствующих в объекте, которые тяжелее водорода и гелия . Большая часть обычной, обнаруживаемой в настоящее время (то есть не темной ) материи во Вселенной представляет собой либо водород, либо гелий, и астрономы используют слово «металлы» как удобный короткий термин для обозначения «всех элементов, кроме водорода и гелия» . Это словоупотребление отличается от традиционного химического или физического определения металла как электропроводящего твердого тела. Звезды и туманности с относительно высоким содержанием более тяжелых элементов называются «богатыми металлами» в астрофизических терминах, хотя многие из этих элементов в химии являются неметаллами .

Источник

Присутствие более тяжелых элементов является результатом звездного нуклеосинтеза, при котором большинство элементов во Вселенной тяжелее водорода и гелия ( далее металлов ) образуются в ядрах звезд по мере их эволюции . Со временем звездные ветры и сверхновые отбрасывают металлы в окружающую среду, обогащая межзвездную среду и обеспечивая переработку материалов для рождения новых звезд . Отсюда следует, что более старые поколения звезд, которые сформировались в бедной металлами ранней Вселенной , обычно имеют более низкую металличность, чем звезды более молодых поколений, которые сформировались в более богатой металлами Вселенной.

Звездное население

Население I звезды Ригеля с отражательной туманностью IC 2118

Наблюдаемые изменения в химическом составе различных типов звезд, основанные на спектральных особенностях, которые позже были объяснены металличностью, побудили астронома Вальтера Бааде в 1944 году предположить существование двух разных популяций звезд . ^[1] Они стали широко известны как звезды населения I (богатые металлами) и населения II (бедные металлами). В 1978 году была выдвинута гипотеза о третьем, самом раннем звездном населении , известном как население III звезд. ^{[2] [3] [4]} Эти «чрезвычайно бедные металлами» (XMP) звезды предположительно были «первенцами» звезд, созданных во Вселенной.

Распространенные методы расчета

Астрономы используют несколько различных методов для описания и приблизительного определения содержания металлов, в зависимости от доступных инструментов и интересующего объекта. Некоторые методы включают определение доли массы, приписываемой газу по сравнению с металлами, или измерение соотношения количества атомов двух разных элементов по сравнению с соотношениями, обнаруженными на Солнце .

Массовая доля

Звездный состав часто просто определяется параметрами X , Y и Z. Здесь X представляет собой массовую долю водорода , Y — массовую долю гелия , а Z — массовую долю всех остальных химических элементов. Таким образом

$${\displaystyle X+Y+Z=1}$$

В большинстве звезд , туманностей , областей H II и других астрономических источников доминирующими элементами являются водород и гелий. Массовая доля водорода обычно выражается как где M — общая масса системы, а — масса содержащегося в ней водорода. Точно так же массовая доля гелия обозначается как Остальные элементы вместе называются «металлами», а металличность - массовая доля элементов тяжелее гелия - рассчитывается как ${\displaystyle \ X\equiv {\tfrac {m_{\mathsf {H}}}{M}}\ ,}$ ${\displaystyle \ m_{\mathsf {H}}\ }$ ${\displaystyle \ Y\equiv {\tfrac {m_{\mathsf {He}}}{M}}~.}$

$${\displaystyle Z=\sum _{e>{\mathsf {He}}}{\tfrac {m_{e}}{M}}=1-X-Y~.}$$

Для поверхности Солнца ( символ ) эти параметры, по измерениям, имеют следующие значения: ^[5] ${\displaystyle \odot }$

Из-за эффектов звездной эволюции ни первоначальный состав, ни современный состав Солнца не совпадают с современным составом его поверхности.

Соотношения химического содержания

Общая металличность звезды традиционно определяется с использованием общего содержания водорода, поскольку его содержание считается относительно постоянным во Вселенной, или содержания железа в звезде, содержание которого во Вселенной обычно линейно увеличивается во времени. ^[6] Следовательно, железо можно использовать в качестве хронологического индикатора нуклеосинтеза. Железо относительно легко измерить с помощью спектральных наблюдений в спектре звезды, учитывая большое количество линий железа в спектрах звезды (хотя кислород является наиболее распространенным тяжелым элементом - см. Металличность в областях HII ниже). Отношение содержания представляет собой десятичный логарифм отношения содержания железа в звезде к содержанию железа на Солнце и рассчитывается следующим образом: ^[7]

$${\displaystyle \left[{\frac {\mathsf {Fe}}{\mathsf {H}}}\right]~=~\log _{10}{\left({\frac {N_{\mathsf {Fe}}}{N_{\mathsf {H}}}}\right)_{\star }}-~\log _{10}{\left({\frac {N_{\mathsf {Fe}}}{N_{\mathsf {H}}}}\right)_{\odot }}\ ,}$$

где и — количество атомов железа и водорода на единицу объема соответственно, это стандартный символ Солнца и звезды (часто опускается ниже). Единицей измерения металличности часто является dex , сокращение «десятичного показателя». Согласно этой формулировке, звезды с более высокой металличностью, чем у Солнца, имеют положительный десятичный логарифм , тогда как звезды с более высоким содержанием водорода имеют соответствующее отрицательное значение. Например, звезды со значением +1 имеют в 10 раз большую металличность Солнца (10 ${\displaystyle \ N_{\mathsf {Fe}}\ }$ ${\displaystyle \ N_{\mathsf {H}}\ }$ ${\displaystyle \odot }$ ${\displaystyle \star }$ ${\displaystyle \ {\bigl [}{\tfrac {\mathsf {Fe}}{\mathsf {H}}}{\bigr ]}_{\star }\ }$⁺¹ ); и наоборот, те, у когозначение -1, имеют ${\displaystyle \ {\bigl [}{\tfrac {\mathsf {Fe}}{\mathsf {H}}}{\bigr ]}_{\star }\ }$1/10, а те, у кого значение 0, имеют ту же металличность, что и Солнце, и так далее. ^[8] ${\displaystyle \ {\bigl [}{\tfrac {\mathsf {Fe}}{\mathsf {H}}}{\bigr ]}_{\star }\ }$

Молодые звезды населения I имеют значительно более высокое соотношение железа и водорода, чем более старые звезды населения II. По оценкам, металличность первичного населения III звезд составляет менее -6, что составляет миллионную долю содержания железа на Солнце. ^{[9] [10]} Те же обозначения используются для выражения изменений в содержании других отдельных элементов по сравнению с солнечными пропорциями. Например, обозначение представляет собой разницу в логарифме содержания кислорода в звезде и содержания железа по сравнению с содержанием на Солнце. В общем, данный звездный процесс нуклеосинтеза изменяет пропорции лишь нескольких элементов или изотопов, поэтому образец звезды или газа с определенными значениями вполне может указывать на связанный с ним изученный ядерный процесс. ${\displaystyle \ {\bigl [}{\tfrac {\mathsf {O}}{\mathsf {Fe}}}{\bigr ]}\ }$ ${\displaystyle \ {\bigl [}{\tfrac {\mathsf {?}}{\mathsf {Fe}}}{\bigr ]}_{\star }\ }$

Фотометрические цвета

Астрономы могут оценивать металличность с помощью измеренных и откалиброванных систем, которые коррелируют фотометрические измерения и спектроскопические измерения (см. Также Спектрофотометрия ). Например, фильтры Джонсона UVB можно использовать для обнаружения избытка ультрафиолета (УФ) в звездах, ^[11] где меньший избыток УФ указывает на большее присутствие металлов, которые поглощают УФ-излучение, тем самым делая звезду «более красной». ^{[12] [13] [14]} Избыток УФ-излучения, δ (U-B), определяется как разница между величинами полос U и B звезды по сравнению с разницей между величинами полос U и B звезд, богатых металлами в скопление Гиады . ^[15] К сожалению, δ (U-B) чувствителен как к металличности, так и к температуре : если две звезды одинаково богаты металлами, но одна холоднее другой, они, вероятно, будут иметь разные значения δ (U-B) ^{[15] ]} (см. также Эффект бланкетинга ^{[16] [17]} ). Чтобы смягчить это вырождение, показатель цвета звезды B-V  можно использовать в качестве индикатора температуры. Кроме того, избыток УФ-излучения и индекс B-V можно скорректировать, чтобы связать значение δ (U-B) с содержанием железа. ^{[18] [19] [20]}

Другие фотометрические системы , которые можно использовать для определения металличности некоторых астрофизических объектов, включают систему Стрэмгрена, ^{[21] [22]} Женевскую систему, ^{[23] [24]} систему Вашингтона, ^{[25] [26]} и систему DDO. ^{[27] [28]}

Металличность в различных астрофизических объектах

Звезды

При данной массе и возрасте звезда с низким содержанием металлов будет немного теплее. Металличность звезд населения II примерно равна1/1000к1/10Солнца, но группа в целом кажется холоднее, чем население I , поскольку тяжелые звезды населения II уже давно умерли. При массе выше 40  солнечных масс металличность влияет на смерть звезды: за пределами окна парной нестабильности звезды с более низкой металличностью коллапсируют непосредственно в черную дыру, тогда как звезды с более высокой металличностью подвергаются сверхновой типа Ib/c и могут покинуть нейтронную звезду . ${\displaystyle \left(\ {\bigl [}{\tfrac {\mathsf {Fe}}{\mathsf {H}}}{\bigr ]}\ ={-3.0}\ ...\ {-1.0}\ \right)\ ,}$

Связь между металличностью звезд и планетами

Измерение металличности звезды — это один из параметров, который помогает определить, может ли звезда иметь планету- гигант , поскольку существует прямая корреляция между металличностью и наличием планеты-гиганта. Измерения продемонстрировали связь между металличностью звезды и газовыми планетами-гигантами, такими как Юпитер и Сатурн . Чем больше металлов в звезде и, следовательно, в ее планетной системе и протопланетном диске , тем больше вероятность того, что в системе могут быть газовые планеты-гиганты. Современные модели показывают, что металличность наряду с правильной температурой планетной системы и расстоянием от звезды являются ключом к формированию планет и планетезималей . Для двух звезд, имеющих одинаковый возраст и массу, но разную металличность, менее металлическая звезда имеет более синий цвет . Среди звезд одного цвета менее металлические звезды испускают больше ультрафиолетового излучения. В качестве эталона используется Солнце с восемью планетами и девятью карликовыми планетами с коэффициентом 0,00. ^{[29] [30] [31] [32] [33]} ${\displaystyle \ {\bigl [}{\tfrac {\mathsf {Fe}}{\mathsf {H}}}{\bigr ]}\ }$

H ^II регионы

Молодые, массивные и горячие звезды (обычно спектральных классов O и B ) в областях H II излучают УФ-фотоны , которые ионизируют атомы водорода в основном состоянии , выбивая электроны и протоны ; этот процесс известен как фотоионизация . Свободные электроны могут ударять другие атомы поблизости, переводя связанные металлические электроны в метастабильное состояние , которые в конечном итоге распадаются обратно в основное состояние, испуская фотоны с энергиями, соответствующими запрещенным линиям . Благодаря этим переходам астрономы разработали несколько наблюдательных методов для оценки содержания металлов в областях H ^II , где чем сильнее запрещенные линии в спектроскопических наблюдениях, тем выше металличность. ^{[34] [35]} Эти методы зависят от одного или нескольких из следующих факторов: разнообразия асимметричных плотностей внутри областей H ^II , различных температур встроенных звезд и/или плотности электронов в ионизированной области. ^{[36] [37] [38] [39]}

Теоретически, чтобы определить общее содержание одного элемента в области H ^II , необходимо наблюдать и суммировать все линии перехода. Однако это может быть сложно с точки зрения наблюдения из-за разницы в силе линии. ^{[40] [41]} Некоторые из наиболее распространенных запрещенных линий, используемых для определения содержания металлов в областях H ^II , происходят от кислорода (например, [O ^II ] λ = (3727, 7318, 7324) Å и [O ^III ] λ = ( 4363, 4959, 5007) Å), азот (например, [N ^II ] λ = (5755, 6548, 6584) Å) и сера (например, [S ^II ] λ = (6717, 6731) Å и [S ^III ] λ = (6312, 9069, 9531) Å) в оптическом спектре, а линии [O ^III ] λ = (52, 88) мкм и [N ^III ] λ = 57 мкм в инфракрасном спектре. Кислород имеет одни из самых сильных и распространенных линий в областях H ^II , что делает его основным объектом оценки металличности внутри этих объектов. Для расчета содержания металлов в регионах H ^{II с использованием измерений} потока кислорода астрономы часто используют метод R ₂₃ , в котором

$${\displaystyle R_{23}={\frac {\ \left[\ {\mathsf {O}}^{\mathsf {II}}\right]_{3727~\mathrm {\AA} }+\left[\ {\mathsf {O}}^{\mathsf {III}}\right]_{4959~\mathrm {\AA} +5007~\mathrm {\AA} }\ }{{\Bigl [}\ {\mathsf {H}}_{\mathsf {\beta }}{\Bigr ]}_{4861~\mathrm {\AA} }}}\ ,}$$

где – сумма потоков эмиссионных линий кислорода , измеренных в кадре покоя λ = (3727, 4959 и 5007) длин волн, деленная на поток эмиссионной линии бальмеровской серии H _β в кадре покоя λ = длина волны 4861 Å. ^[42] Это соотношение хорошо определено с помощью моделей и наблюдательных исследований, ^{[43] [44] [45],} но следует проявлять осторожность, поскольку соотношение часто вырождается, обеспечивая решение как с низкой, так и с высокой металличностью, которое можно нарушить с помощью дополнительные измерения линии. ^[46] Аналогичным образом можно использовать и другие отношения сильных запрещенных линий, например, для серы, где ^[47] ${\displaystyle \ \left[\ {\mathsf {O}}^{\mathsf {II}}\right]_{3727~\mathrm {\AA} }+\left[\ {\mathsf {O}}^{\mathsf {III}}\right]_{4959~\mathrm {\AA} +5007~\mathrm {\AA} }\ }$

$${\displaystyle S_{23}={\frac {\ \left[\ {\mathsf {S}}^{\mathsf {II}}\right]_{6716~\mathrm {\AA} +6731~\mathrm {\AA} }+\left[\ {\mathsf {S}}^{\mathsf {III}}\right]_{9069~\mathrm {\AA} +9532~\mathrm {\AA} }\ }{{\Bigl [}\ {\mathsf {H}}_{\mathsf {\beta }}{\Bigr ]}_{4861~\mathrm {\AA} }}}~.}$$

Содержание металлов в регионах H ^II обычно составляет менее 1%, причем этот процент в среднем снижается по мере удаления от Галактического центра . ^{[40] [48] [49] [50] [51]}

Галактики

В ноябре 2022 года астрономы с помощью космического телескопа Хаббл обнаружили одну из самых бедных металлами известных галактик. Эта ближайшая карликовая галактика , находящаяся на расстоянии 20 миллионов  св. лет и диаметром 1200 св. лет, называется HIPASS J1131–31 (по прозвищу Галактика «Пикабу» ). ^{[52] [53]} По словам одного из астрономов: «Благодаря близости Пикабу к нам мы можем проводить детальные наблюдения, открывая возможности увидеть среду, напоминающую раннюю Вселенную, в беспрецедентных деталях». ^[54]

Смотрите также

• Cosmos Redshift 7 , галактика, которая, как сообщается, содержит звезды населения III.
• Формирование и эволюция галактик
• GRB 090423 , самый далекий из наблюдаемых, предположительно от прародителя с низкой металличностью.
• Функция распределения металличности

Рекомендации

1. Бааде, Вальтер (1944). «Разрешение Мессье 32, NGC 205 и центральной области туманности Андромеды». Астрофизический журнал . 100 : 121–146. Бибкод : 1944ApJ...100..137B. дои : 10.1086/144650 .
2. Рис, MJ (1978). «Происхождение догалактического микроволнового фона». Природа . 275 (5675): 35–37. Бибкод : 1978Natur.275...35R. дои : 10.1038/275035a0. S2CID  121250998.
3. Уайт, СДМ; Рис, MJ (1978). «Конденсация ядер в тяжелых гало - двухэтапная теория образования и кластеризации галактик». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 183 (3): 341–358. Бибкод : 1978MNRAS.183..341W. дои : 10.1093/mnras/183.3.341 .
4. Пьюджет, Дж.Л.; Хейвертс, Дж. (1980). «Звезды населения III и форма космологического излучения черного тела». Астрономия и астрофизика . 83 (3): Л10–Л12. Бибкод : 1980A&A....83L..10P.
5. Асплунд, Мартин; Гревесс, Николя; Соваль, А. Жак; Скотт, Пэт (2009). «Химический состав Солнца». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 47 (1): 481–522. arXiv : 0909.0948 . Бибкод : 2009ARA&A..47..481A. doi : 10.1146/annurev.astro.46.060407.145222. S2CID  17921922.
6. Хинкель, Натали; Тиммс, Фрэнк; Янг, Патрик; Пагано, Майкл; Тернбулл, Мэгги (сентябрь 2014 г.). «Звездное изобилие в окрестностях Солнца: Каталог Гипатии». Астрономический журнал . 148 (3): 33. arXiv : 1405.6719 . Бибкод : 2014AJ....148...54H. дои : 10.1088/0004-6256/148/3/54. S2CID  119221402.
7. Маттеуччи, Франческа (2001). Химическая эволюция Галактики. Библиотека астрофизики и космических наук. Том. 253. Springer Science & Business Media. п. 7. ISBN 978-0-7923-6552-5.
8. Мартин, Джон К. «Что мы узнаем из металлического содержания звезды». Новый анализ кинематики RR Лиры в окрестностях Солнца. Университет Иллинойса, Спрингфилд . Архивировано из оригинала 9 октября 2014 г. Проверено 7 сентября 2005 г.
9. Собрал, Дэвид; Мэтти, Джоррит; Дарвиш, Бехнам; Шерер, Дэниел; Мобашер, Бахрам; Ретгеринг, Хууб Дж.А.; и другие. (4 июня 2015 г.). «Доказательства существования звездного населения, подобного поп III, в наиболее ярких излучателях Лаймана-α в эпоху реионизации: спектроскопическое подтверждение». Астрофизический журнал . 808 (2): 139. arXiv : 1504.01734 . Бибкод : 2015ApJ...808..139S. дои : 10.1088/0004-637x/808/2/139. S2CID  18471887.
10. Прощай, Деннис (17 июня 2015 г.). «Астрономы сообщают об обнаружении самых ранних звезд, которые обогатили космос». Нью-Йорк Таймс . Проверено 17 июня 2015 г.
11. Джонсон, HL; Морган, WW (май 1953 г.). «Фундаментальная звездная фотометрия для эталонов спектрального класса по пересмотренной системе Спектрального Атласа Йеркса ». Астрофизический журнал . 117 : 313. Бибкод : 1953ApJ...117..313J. дои : 10.1086/145697. ISSN  0004-637X.
12. Роман, Нэнси Г. (декабрь 1955 г.). «Каталог высокоскоростных звезд». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 2 : 195. Бибкод : 1955ApJS....2..195R. дои : 10.1086/190021 . ISSN  0067-0049.
13. Сэндидж, Арканзас ; Эгген, О.Дж. (1 июня 1959 г.). «О существовании субкарликов в (MBol, log Te)-диаграмме». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 119 (3): 278–296. Бибкод : 1959MNRAS.119..278S. дои : 10.1093/mnras/119.3.278 . ISSN  0035-8711.
14. Валлерстайн, Джордж; Карлсон, Морис (сентябрь 1960 г.). «Письмо в редакцию: Об избытке ультрафиолета у G-карликов». Астрофизический журнал . 132 : 276. Бибкод : 1960ApJ...132..276W. дои : 10.1086/146926. ISSN  0004-637X.
15. Уайлди, РЛ; Бербидж, EM; Сэндидж, Арканзас ; Бербидж, Греция (январь 1962 г.). «О влиянии линий Фраунгофера на измерения u, b, V». Астрофизический журнал . 135 : 94. Бибкод : 1962ApJ...135...94W. дои : 10.1086/147251 . ISSN  0004-637X.
16. Шварцшильд, М.; Сирл, Л.; Ховард, Р. (сентябрь 1955 г.). «О цветах субкарликов». Астрофизический журнал . 122 : 353. Бибкод : 1955ApJ...122..353S. дои : 10.1086/146094 . ISSN  0004-637X.
17. М., Кэмерон, Л. (июнь 1985 г.). «Металличность и расстояния галактических скоплений, определенные по данным UBV – Часть третья – Возраст и градиенты численности рассеянных скоплений». Астрономия и астрофизика . 147 : 47. Бибкод : 1985A&A...147...47C. ISSN  0004-6361.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (link)
18. Сэндидж, Арканзас (декабрь 1969 г.). «Новые субкарлики. II. Лучевые скорости, фотометрия и предварительные космические движения для 112 звезд с большим собственным движением». Астрофизический журнал . 158 : 1115. Бибкод : 1969ApJ...158.1115S. дои : 10.1086/150271 . ISSN  0004-637X.
19. Карни, BW (октябрь 1979 г.). «Избыток субкарликового ультрафиолета и изобилие металлов». Астрофизический журнал . 233 : 211. Бибкод : 1979ApJ...233..211C. дои : 10.1086/157383 . ISSN  0004-637X.
20. Лэрд, Джон Б.; Карни, Брюс В.; Лэтэм, Дэвид В. (июнь 1988 г.). «Обзор звезд собственного движения. III - Покраснения, расстояния и металличность». Астрономический журнал . 95 : 1843. Бибкод : 1988AJ.....95.1843L. дои : 10.1086/114782. ISSN  0004-6256.
21. Стрёмгрен, Бенгт (1963). «Количественные методы классификации». На Стрэнде, Кай Оге (ред.). Основные астрономические данные: Звезды и звездные системы (оригинальное (переиздание 1968 г.) изд.). Чикаго, Иллинойс: Издательство Чикагского университета. п. 123. Бибкод : 1963плохая..книга..123S.
    • Переиздание 1980 г.: OCLC  7047642, ISBN 0-2264-5964-0. 
    • Переиздание 1988 г.: ISBN 978-2-2645-9640-6 . 
22. Кроуфорд, LD (1966). «Фотоэлектрическая H-бета и фотометрия UVBY». Спектральная классификация и многоцветная фотометрия . 24 : 170. Бибкод : 1966IAUS...24..170C.
23. Крамер, Н.; Медер, А. (октябрь 1979 г.). «Определение светимости и T _eff для звезд B-типа». Астрономия и астрофизика . 78 : 305. Бибкод : 1979A&A....78..305C. ISSN  0004-6361.
24. Коби, Д.; Норт, П. (ноябрь 1990 г.). «Новая калибровка женевской фотометрии с точки зрения Te, log g (Fe/H) и массы для звезд главной последовательности от A4 до G5». Серия дополнений по астрономии и астрофизике . 85 : 999. Бибкод : 1990A&AS...85..999K. ISSN  0365-0138.
25. Гейслер, Д. (1986). «Эмпирическая калибровка численности для вашингтонской фотометрии гигантов популяции II». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 98 (606): 762. Бибкод : 1986PASP...98..762G. дои : 10.1086/131822 . ISSN  1538-3873.
26. Гейслер, Дуг; Клария, Хуан Дж.; Миннити, Данте (ноябрь 1991 г.). «Улучшенная калибровка содержания металлов для системы Вашингтона». Астрономический журнал . 102 : 1836. Бибкод : 1991AJ....102.1836G. дои : 10.1086/116008. ISSN  0004-6256.
27. Клария, Хуан Дж.; Пьятти, Андрес Э.; Лапассе, Эмилио (май 1994 г.). «Пересмотренная калибровка эффективной температуры для фотометрической системы DDO». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 106 : 436. Бибкод : 1994PASP..106..436C. дои : 10.1086/133398 . ISSN  0004-6280.
28. Джеймс, штат Калифорния (май 1975 г.). «Сила циана, светимость и кинематика K-звезд-гигантов». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 29 : 161. Бибкод : 1975ApJS...29..161J. дои : 10.1086/190339 . ISSN  0067-0049.
29. Ван, Цзи. «Корреляция планеты и металличности – богатые становятся еще богаче». Калтех .
30. Фишер, Дебра А.; Валенти, Джефф (2005). «Корреляция планеты и металличности». Астрофизический журнал . 622 (2): 1102. Бибкод : 2005ApJ...622.1102F. дои : 10.1086/428383 .
31. Ван, Цзи; Фишер, Дебра А. (2013). «Выявление универсальной корреляции планет и металличности для планет разных размеров вокруг звезд солнечного типа». Астрономический журнал . 149 (1): 14. arXiv : 1310.7830 . Бибкод : 2015AJ....149...14W. дои : 10.1088/0004-6256/149/1/14. S2CID  118415186.
32. Сандерс, Рэй (9 апреля 2012 г.). «Когда звездная металличность вызывает образование планет». Журнал астробиологии . Архивировано из оригинала 07 мая 2021 г.
33. Хилл, Ванесса; Франсуа, Патрик; Примас, Франческа (ред.). «Проблема звезды G». От лития к урану: элементарные индикаторы ранней космической эволюции . Симпозиум МАС 228. Труды симпозиумов и коллоквиумов Международного астрономического союза . Том. 228. стр. 509–511.^{[ цитата не найдена ]}

    Отсутствующие номера страниц статьи вставляются в:

    Аримото, Н. (23–27 мая 2005 г.). «Связывание нимба с его окружением». Ин Хилл, Ванесса; Франсуа, Патрик; Примас, Франческа (ред.). От лития к урану: элементарные индикаторы ранней космической эволюции . Симпозиум МАС 228. Труды симпозиумов и коллоквиумов Международного астрономического союза . Том. 228. Париж, Франция: IAU / Cambridge University Press (опубликовано в феврале 2006 г.). стр. 503–512. Бибкод : 2005IAUS..228..503A. дои : 10.1017/S1743921305006344 . ISBN 978-0-52185199-2.
34. Кьюли, LJ; Допита, Массачусетс (сентябрь 2002 г.). «Использование сильных линий для оценки численности во внегалактических регионах H ^II и галактиках со звездообразованием». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 142 (1): 35–52. arXiv : astro-ph/0206495 . Бибкод : 2002ApJS..142...35K. дои : 10.1086/341326. ISSN  0067-0049. S2CID  16655590.
35. Нагао, Т.; Майолино, Р.; Маркони, А. (12 сентября 2006 г.). «Диагностика металличности газа в звездообразующих галактиках». Астрономия и астрофизика . 459 (1): 85–101. arXiv : astro-ph/0603580 . Бибкод : 2006A&A...459...85N. дои : 10.1051/0004-6361: 20065216. ISSN  0004-6361. S2CID  16220272.
36. Пеймберт, Мануэль (декабрь 1967 г.). «Определения температуры регионов HII». Астрофизический журнал . 150 : 825. Бибкод : 1967ApJ...150..825P. дои : 10.1086/149385 . ISSN  0004-637X.
37. Пейгель, БЕДЖ (1986). «Туманности и изобилие в галактиках». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 98 (608): 1009. Бибкод : 1986PASP...98.1009P. дои : 10.1086/131863. ISSN  1538-3873. S2CID  120467036.
38. Генри, РБК; Уорти, Гай (август 1999 г.). «Распределение тяжелых элементов в спиральных и эллиптических галактиках». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 111 (762): 919–945. arXiv : astro-ph/9904017 . Бибкод : 1999PASP..111..919H. дои : 10.1086/316403. ISSN  0004-6280. S2CID  17106463.
39. Кобулницкий, Генри А.; Кенникатт, Роберт С. младший; Пизаньо, Джеймс Л. (апрель 1999 г.). «Об измерении содержания небулярных химических веществ в далеких галактиках с использованием глобальных спектров эмиссионных линий». Астрофизический журнал . 514 (2): 544–557. arXiv : astro-ph/9811006 . Бибкод : 1999ApJ...514..544K. дои : 10.1086/306987. ISSN  0004-637X. S2CID  14643540.
40. Гражина, Стасинская (2004). «Определение численности в регионах H ^II и планетарных туманностях». В Эстебане, К.; Гарсиа Лопес, RJ; Эрреро, А.; Санчес, Ф. (ред.). Космохимия: плавильный котел элементов . Кембриджская современная астрофизика. Издательство Кембриджского университета. стр. 115–170. arXiv : astro-ph/0207500 . Бибкод : 2002astro.ph..7500S.
41. Пеймберт, Антонио; Пеймберт, Мануэль; Руис, Мария Тереза ​​(декабрь 2005 г.). «Химический состав двух областей H ^II в NGC 6822 на основе VLT-спектроскопии». Астрофизический журнал . 634 (2): 1056–1066. arXiv : astro-ph/0507084 . Бибкод : 2005ApJ...634.1056P. дои : 10.1086/444557. ISSN  0004-637X. S2CID  17086551.
42. Пейгель, БЕДЖ; Эдмундс, МГ; Блэквелл, Делавэр; Чун, М.С.; Смит, Г. (1 ноября 1979 г.). «О составе областей HII в южных галактиках – I. NGC 300 и 1365». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 189 (1): 95–113. Бибкод : 1979МНРАС.189...95П. дои : 10.1093/mnras/189.1.95 . ISSN  0035-8711.
43. Допита, Массачусетс; Эванс, Индиана (август 1986 г.). «Теоретические модели регионов HII. II - Последовательность распространенности внегалактических регионов HII». Астрофизический журнал . 307 : 431. Бибкод : 1986ApJ...307..431D. дои : 10.1086/164432 . ISSN  0004-637X.
44. Макгоф, Стейси С. (октябрь 1991 г.). «Распространенность региона HII - Модельные соотношения линий кислорода». Астрофизический журнал . 380 : 140. Бибкод : 1991ApJ...380..140M. дои : 10.1086/170569 . ISSN  0004-637X.
45. Пилюгин, Л.С. (апрель 2001 г.). «Об определении содержания кислорода в регионах HII». Астрономия и астрофизика . 369 (2): 594–604. arXiv : astro-ph/0101446 . Бибкод : 2001A&A...369..594P. дои : 10.1051/0004-6361:20010079. ISSN  0004-6361. S2CID  54527173.
46. Кобулницкий, Генри А.; Зарицкий, Деннис (20 января 1999 г.). «Химические свойства звездообразующих галактик с эмиссионными линиями при atz = 0,1–0,5». Астрофизический журнал . 511 (1): 118–135. arXiv : astro-ph/9808081 . Бибкод : 1999ApJ...511..118K. дои : 10.1086/306673. ISSN  0004-637X. S2CID  13094276.
47. Диас, А.И.; Перес-Монтеро, Э. (11 февраля 2000 г.). «Эмпирическая калибровка содержания туманностей на основе эмиссионных линий серы». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 312 (1): 130–138. arXiv : astro-ph/9909492 . Бибкод : 2000MNRAS.312..130D. дои : 10.1046/j.1365-8711.2000.03117.x. ISSN  0035-8711. S2CID  119504048.
48. Шейвер, Пенсильвания; МакГи, RX; Ньютон, LM; Дэнкс, AC; Потташ, СР (1 сентября 1983 г.). «Галактический градиент изобилия». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 204 (1): 53–112. Бибкод : 1983MNRAS.204...53S. дои : 10.1093/mnras/204.1.53 . ISSN  0035-8711.
49. Аффлербах, А.; Черчвелл, Э.; Вернер, М.В. (20 марта 1997 г.). «Градиенты содержания галактик по инфракрасным линиям тонкой структуры в компактных областях HII». Астрофизический журнал . 478 (1): 190–205. Бибкод : 1997ApJ...478..190A. дои : 10.1086/303771 . ISSN  0004-637X.
50. Пейджел, Дж.; Бернард, Э. (1997). Нуклеосинтез и химическая эволюция галактик . Издательство Кембриджского университета. п. 392. Бибкод :1997nceg.book.....С. ISBN 978-0-521-55061-1.
51. Бальсер, Дана С.; Руд, Роберт Т.; Баня, ТМ; Андерсон, LD (10 августа 2011 г.). «Распределение металличности области H ^II в диске Млечного Пути». Астрофизический журнал . 738 (1): 27. arXiv : 1106.1660 . Бибкод : 2011ApJ...738...27B. дои : 10.1088/0004-637X/738/1/27. ISSN  0004-637X. S2CID  119252119.
52. Караченцев, Ю.Д.; и другие. (12 ноября 2022 г.). «Пикабу: карликовая галактика с чрезвычайно бедным металлом HIPASS J1131-31». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 518 (4): 5893–5903. arXiv : 2212.03478 . дои : 10.1093/mnras/stac3284 . Проверено 17 декабря 2022 г.
53. Виллард, Рэй (6 декабря 2022 г.). «Пикабу! Крошечная, скрытая галактика позволяет заглянуть в прошлое: спрятанная в локальном кармане темной материи поздно расцветающая карликовая галактика выглядит так, как будто она принадлежит ранней Вселенной». Hubblesite.org (пресс-релиз). НАСА . Проверено 18 декабря 2022 г.
54. Паркс, Джейк (16 декабря 2022 г.). «Хаббл заметил близлежащую галактику, которая выглядит так, как будто она принадлежит ранней Вселенной. Галактика с чрезвычайно низким содержанием металлов, прозванная «Пикабу», сравнительно недавно появилась из-за быстро движущейся звезды». Научный американец . Проверено 17 декабря 2022 г.

• Сальватерра, Р.; Феррара, А.; Шнайдер, Р. (2004). «Индуцированное образование первичных звезд малой массы». Новая астрономия . 10 (2): 113–120. arXiv : astro-ph/0304074 . Бибкод : 2004НовыйА...10..113S. CiteSeerX  10.1.1.258.923 . doi :10.1016/j.newast.2004.06.003. S2CID  15085880.
• Хегер, А.; Вусли, SE (2002). «Нуклеосинтетическая подпись популяции III». Астрофизический журнал . 567 (1): 532–543. arXiv : astro-ph/0107037 . Бибкод : 2002ApJ...567..532H. дои : 10.1086/338487. S2CID  16050642.

дальнейшее чтение

• Кун, Карл Ф.; Купелис, Тео (2004). В поисках Вселенной (Четвертое изд.). Канада: Джонс и Бартлетт. п. 593. ИСБН 0-7637-0810-0.
• Бромм, Волкер; Ларсон, Ричард Б. (2004). «Первые звезды». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 42 (1): 79–118. arXiv : astro-ph/0311019 . Бибкод : 2004ARA&A..42...79B. doi :10.1146/annurev.astro.42.053102.134034. S2CID  119371063.