Металличность

Относительное содержание тяжелых элементов в звезде или другом астрономическом объекте.

Шаровое скопление M80 . Звезды в шаровых скоплениях — это в основном старые бедные металлами члены населения II .

В астрономии металличность — это обилие элементов , присутствующих в объекте, которые тяжелее водорода и гелия . Большая часть нормальной в настоящее время обнаруживаемой (т. е. не темной ) материи во Вселенной — это либо водород, либо гелий, и астрономы используют слово «металлы» как удобное сокращение для «всех элементов, кроме водорода и гелия» . Такое словоупотребление отличается от обычного химического или физического определения металла как электропроводящего твердого тела. Звезды и туманности с относительно высоким содержанием более тяжелых элементов называются «богатыми металлами» при обсуждении металличности, хотя многие из этих элементов в химии называются неметаллами .

Металлы в ранней спектроскопии

Солнечный спектр с линиями Фраунгофера, как он выглядит визуально.

В 1802 году Уильям Хайд Волластон ^[1] отметил появление ряда темных деталей в солнечном спектре. ^[2] В 1814 году Йозеф фон Фраунгофер независимо переоткрыл линии и начал систематически изучать и измерять их длины волн , и теперь они называются линиями Фраунгофера . Он нанес на карту более 570 линий, обозначив наиболее заметные буквами от A до K, а более слабые линии — другими буквами. ^{[3] [4] [5]}

Примерно 45 лет спустя Густав Кирхгоф и Роберт Бунзен ^[6] заметили, что несколько линий Фраунгофера совпадают с характерными линиями излучения, идентифицированными в спектрах нагретых химических элементов. ^[7] Они сделали вывод, что темные линии в солнечном спектре вызваны поглощением химическими элементами в солнечной атмосфере. ^[8] Их наблюдения ^[9] проводились в видимом диапазоне, где самые сильные линии исходят от металлов, таких как Na, K, Fe. ^[10] В ранних работах по химическому составу Солнца единственными элементами, которые были обнаружены в спектрах, были водород и различные металлы, ^{[11] : 23–24,} при этом при их описании часто использовался термин «металлический» . ^{[11] : Часть 2} В современном использовании в астрономии все дополнительные элементы, помимо водорода и гелия, называются металлическими.

Происхождение металлических элементов

Присутствие более тяжелых элементов является результатом звездного нуклеосинтеза, где большинство элементов тяжелее водорода и гелия во Вселенной ( далее металлы ) образуются в ядрах звезд по мере их эволюции . Со временем звездные ветры и сверхновые выбрасывают металлы в окружающую среду, обогащая межзвездную среду и предоставляя материалы для переработки для рождения новых звезд . Из этого следует, что более старые поколения звезд, которые образовались в бедной металлами ранней Вселенной , как правило, имеют более низкую металличность, чем более молодые поколения, которые образовались в более богатой металлами Вселенной.

Звездные популяции

Звезда населения I Ригель с отражательной туманностью IC 2118

Наблюдаемые изменения в химическом составе различных типов звезд, основанные на спектральных особенностях, которые позже были приписаны металличности, привели астронома Вальтера Бааде в 1944 году к предположению о существовании двух различных популяций звезд . ^[12] Они стали общеизвестны как звезды популяции I (богатые металлами) и популяции II (бедные металлами). Третья, самая ранняя звездная популяция была выдвинута в 1978 году и известна как звезды популяции III . ^{[13] [14] [15]} Предполагается, что эти «крайне бедные металлами» (XMP) звезды были «первыми» звездами, созданными во Вселенной.

Общие методы расчета

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

Массовая доля

Состав звезды часто просто определяется параметрами X , Y и Z. Здесь X представляет 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 источниках водород и гелий являются двумя доминирующими элементами. Массовая доля водорода обычно выражается как, где M — общая масса системы, а — масса водорода, который она содержит. Аналогично, массовая доля гелия обозначается как Остальные элементы совместно называются «металлами», а массовая доля металлов 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 измерены и имеют следующие значения: ^[16] ${\displaystyle \odot }$

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

Коэффициенты химического содержания

Общая металличность звезды традиционно определяется с использованием общего содержания водорода, поскольку его обилие считается относительно постоянным во Вселенной, или содержания железа в звезде, которое имеет обилие, которое, как правило, линейно увеличивается со временем во Вселенной. ^[17] 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 обильным тяжелым элементом – см. металличность в областях HII ниже). Отношение обилия является десятичным логарифмом отношения обилия железа в звезде по сравнению с таковым в Солнце и рассчитывается следующим образом: ^[18]

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

где и — число атомов железа и водорода на единицу объема соответственно, — стандартный символ для Солнца и для звезды (часто опускается ниже). Единицей измерения металличности часто является dex , сокращение от «десятичная экспонента». Согласно этой формулировке, звезды с более высокой металличностью, чем у Солнца, имеют положительный десятичный логарифм , тогда как звезды, в которых больше преобладает водород, имеют соответствующее отрицательное значение. Например, звезды со значением +1 имеют в 10 раз большую металличность, чем у 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 , в то время как те, у которых значение равно 0, имеют ту же металличность, что и Солнце, и т. д. ^[19] ${\displaystyle \ {\bigl [}{\tfrac {\mathsf {Fe}}{\mathsf {H}}}{\bigr ]}_{\star }\ }$

Молодые звезды популяции I имеют значительно более высокие отношения железа к водороду, чем более старые звезды популяции II. Первичные звезды популяции III, как оценивается, имеют металличность менее −6, что составляет одну миллионную часть содержания железа на Солнце . ^{[20] [21]} Та же самая нотация используется для выражения изменений в содержании других отдельных элементов по сравнению с солнечными пропорциями. Например, нотация представляет собой разницу в логарифме содержания кислорода в звезде по сравнению с содержанием железа в ней по сравнению с Солнцем. В общем, данный звездный нуклеосинтетический процесс изменяет пропорции только 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 калиброванных систем, которые коррелируют фотометрические измерения и спектроскопические измерения (см. также Спектрофотометрия ). Например, фильтры Джонсона UVB могут использоваться для обнаружения избытка ультрафиолета (УФ) в звездах, ^[22] где меньший избыток УФ указывает на большее присутствие металлов, которые поглощают УФ-излучение, тем самым делая звезду «краснее». ^{[23] [24] [25]} Избыток УФ, δ (U−B), определяется как разница между звездными величинами в полосах U и B звезды по сравнению с разницей между звездными величинами в полосах U и B звезд, богатых металлами в скоплении Гиады . ^[26] 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) ^[26] (см. также Эффект покрытия ^{[27] [28]} ). Чтобы помочь смягчить это вырождение, индекс цвета звезды B−V  может быть использован в качестве индикатора температуры. Кроме того, избыток УФ и индекс B−V могут быть скорректированы, чтобы связать значение δ (U−B) с содержанием железа. ^{[29] [30] [31]}

Другие фотометрические системы , которые можно использовать для определения металличности некоторых астрофизических объектов, включают систему Стрэмгрена, ^{[32] [33],} Женевскую систему, ^{[34] [35],} Вашингтонскую систему, ^{[36] [37]} и систему DDO. ^{[38] [39]}

Металличность в различных астрофизических объектах

Звезды

При данной массе и возрасте звезда с низким содержанием металлов будет немного теплее. Металличность звезд населения II составляет примерно ⁠1/1000⁠ к ⁠1/10⁠ Солнца, но группа выглядит холоднее, чем население I в целом, поскольку тяжелые звезды населения II давно умерли. При  массе свыше 40 солнечных металличность влияет на то, как умрет звезда: за пределами окна парной нестабильности звезды с меньшей металличностью коллапсируют непосредственно в черную дыру, в то время как звезды с большей металличностью подвергаются взрыву сверхновой типа Ib/c и могут оставить 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 является одним из параметров, который помогает определить, может ли звезда иметь гигантскую планету , поскольку существует прямая корреляция между металличностью и наличием гигантской планеты. Измерения продемонстрировали связь между металличностью звезды и газовыми гигантскими планетами, такими как Юпитер и Сатурн . Чем больше металлов в звезде и, следовательно, в ее планетной системе и протопланетном диске , тем больше вероятность, что система может иметь газовые гигантские планеты. Текущие модели показывают, что металличность вместе с правильной температурой планетной системы и расстоянием от звезды являются ключом к образованию планет и планетезималей . Для двух звезд, которые имеют одинаковый возраст и массу, но разную металличность, менее металлическая звезда более голубая . Среди звезд одного цвета менее металлические звезды излучают больше ультрафиолетового излучения. Солнце с восемью планетами и девятью консенсусными карликовыми планетами используется в качестве эталона с a = 0,00. ^{[40] [41] [42] [43] [44]} ${\displaystyle \ {\bigl [}{\tfrac {\mathsf {Fe}}{\mathsf {H}}}{\bigr ]}\ }$

Регионы H ^II

Молодые, массивные и горячие звезды (обычно спектральных типов O и B ) в областях H II испускают ультрафиолетовые фотоны , которые ионизируют атомы водорода в основном состоянии , выбивая электроны ; этот процесс известен как фотоионизация . Свободные электроны могут ударять по другим атомам поблизости, возбуждая связанные металлические электроны в метастабильное состояние , которые в конечном итоге распадаются обратно в основное состояние, испуская фотоны с энергиями, которые соответствуют запрещенным линиям . Благодаря этим переходам астрономы разработали несколько наблюдательных методов для оценки распространенности металлов в областях H ^II , где чем сильнее запрещенные линии в спектроскопических наблюдениях, тем выше металличность. ^{[45] [46]} Эти методы зависят от одного или нескольких из следующих факторов: разнообразие асимметричных плотностей внутри областей H ^II , различные температуры встроенных звезд и/или плотность электронов внутри ионизированной области. ^{[47] [48] [49] [50]}

Теоретически, чтобы определить общее содержание одного элемента в области H ^II , все переходные линии должны быть обнаружены и просуммированы. Однако это может быть трудновыполнимо из-за различий в силе линий. ^{[51] [52]} Некоторые из наиболее распространенных запрещенных линий, используемых для определения содержания металлов в областях H ^II, относятся к кислороду (например, [O ^II ] λ = (3727, 7318, 7324) Å и [O ^III ] λ = (4363, 4959, 5007) Å), азоту (например, [N ^II ] λ = (5755, 6548, 6584) Å) и сере (например, [S ^II ] λ = (6717, 6731) Å и [S ^III ] λ = (6312, 9069, 9531) Å) в оптическом спектре, а также к линиям [O ^III ] λ = (52, 88) мкм и [N ^III ] λ = 57 мкм в инфракрасном спектре. Кислород имеет некоторые из более сильных и обильных линий в областях H ^II , что делает его основной целью для оценки металличности в пределах этих объектов. Для расчета содержания металлов в областях 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 от линий излучения кислорода , измеренных в системе отсчета покоя с длинами волн λ = (3727, 4959 и 5007) Å, деленная на поток от линии излучения серии Бальмера H _β в системе отсчета покоя с длиной волны λ = 4861 Å. ^[53] Это отношение хорошо определено с помощью моделей и наблюдательных исследований, ^{[54] [55] [56]} но следует проявлять осторожность, поскольку отношение часто вырождено, обеспечивая как решение с низкой, так и с высокой металличностью, которое может быть нарушено с помощью дополнительных измерений линий. ^[57] Аналогичным образом можно использовать другие сильные запрещенные отношения линий, например, для серы, где ^[58] ${\displaystyle \ \left[\ {\mathsf {O}}^{\mathsf {II}}\right]_{3727~\mathrm {\AA} }+\left[\ {\mathsf {O}}^{\mathsf {III}}\right]_{4959~\mathrm {\AA} +5007~\mathrm {\AA} }\ }$

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

Содержание металлов в областях H ^II обычно составляет менее 1%, причем процентное содержание в среднем уменьшается с расстоянием от Галактического центра . ^{[51] [59] [60] [61] [62]}

Смотрите также

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

Ссылки

1. Мелвин К. Ассельман: William Hyde Wollaston Encyclopaedia Britannica, дата обращения 31 марта 2013 г.
2. Уильям Хайд Волластон (1802) «Метод исследования преломляющих и рассеивающих способностей с помощью призматического отражения», Philosophical Transactions of the Royal Society , 92 : 365–380; см. особенно стр. 378.
3. Hearnshaw, JB (1986). Анализ звездного света . Кембридж: Cambridge University Press . стр. 27. ISBN 978-0-521-39916-6.
4. Йозеф Фраунгофер (1814–1815) «Bestimmung des Brechungs- und des Farben-Zerstreuungs - Vermögens verschiedener Glasarten, in Bezug auf die Vervollkommnung achromatischer Fernröhre» (Определение преломляющей и цветодисперсионной способности различных типов стекла в зависимости от усовершенствование ахроматических телескопов), Denkschriften der Königlichen Akademie der Wissenschaften zu München (Мемуары Королевской академии наук в Мюнхене), 5 : 193–226; особенно см. стр. 202–205 и табличку после стр. 226.
5. Дженкинс, Фрэнсис А.; Уайт, Харви Э. (1981). Основы оптики (4-е изд.). McGraw-Hill . стр. 18. ISBN 978-0-07-256191-3.
6. См.:
   • Густав Кирхгоф (1859) «Ueber die Fraunhofer'schen Linien» (По строкам Фраунгофера), Monatsbericht der Königlichen Preussische Akademie der Wissenschaften zu Berlin (Ежемесячный отчет Королевской прусской академии наук в Берлине), 662–665.
   • Густав Кирхгоф (1859) «Ueber das Sonnenspektrum» (О солнечном спектре), Verhandlungen des naturhistorisch-medizinischen Vereins zu Heidelberg (Труды естественной истории / Медицинской ассоциации в Гейдельберге), 1 (7): 251–255.
7. Г. Кирхгоф (1860). «Ueber die Fraunhofer'schen Linien». Аннален дер Физик . 185 (1): 148–150. Бибкод : 1860АнП...185..148К. дои : 10.1002/andp.18601850115.
8. Г. Кирхгоф (1860). «Ueber das Verhältniss zwischen dem Emissionsvermögen und dem Absorbsvermögen der Körper für Wärme und Licht» [О соотношении между излучательной способностью и поглощающей способностью тел по отношению к теплу и свету]. Аннален дер Физик . 185 (2): 275–301. Бибкод : 1860АнП...185..275К. дои : 10.1002/andp.18601850205 .
9. "Кирхгоф и Бунзен о спектроскопии". www.chemteam.info . Получено 2024-07-02 .
10. "Спектральный анализ в его применении к земным веществам и физическому строению небесных тел: простое объяснение / Х. Шеллен ..." HathiTrust . hdl :2027/hvd.hn3317 . Получено 2024-07-02 .
11. Meadows, AJ (Arthur Jack) (1970). Ранняя физика Солнца. Архив Интернета. Оксфорд, Нью-Йорк, Pergamon Press. ISBN 978-0-08-006653-0.
12. Бааде, Вальтер (1944). «Разрешение Мессье 32, NGC 205 и центральная область туманности Андромеды». Astrophysical Journal . 100 : 121–146. Bibcode : 1944ApJ...100..137B. doi : 10.1086/144650 .
13. Rees, MJ (1978). «Происхождение догалактического микроволнового фона». Nature . 275 (5675): 35–37. Bibcode :1978Natur.275...35R. doi :10.1038/275035a0. S2CID  121250998.
14. Уайт, SDM; Риз, MJ (1978). «Конденсация ядра в тяжелых гало — двухэтапная теория формирования и скопления галактик». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 183 (3): 341–358. Bibcode : 1978MNRAS.183..341W. doi : 10.1093/mnras/183.3.341 .
15. Puget, JL; Heyvaerts, J. (1980). "Звезды населения III и форма космологического излучения черного тела". Астрономия и астрофизика . 83 (3): L10–L12. Bibcode : 1980A&A....83L..10P.
16. Асплунд, Мартин; Гревесс, Николя; Соваль, А. Жак; Скотт, Пэт (2009). «Химический состав Солнца». Annual Review of Astronomy & Astrophysics . 47 (1): 481–522. arXiv : 0909.0948 . Bibcode : 2009ARA&A..47..481A. doi : 10.1146/annurev.astro.46.060407.145222. S2CID  17921922.
17. Хинкель, Натали; Тиммес, Фрэнк; Янг, Патрик; Пагано, Майкл; Тернбулл, Мэгги (сентябрь 2014 г.). "Звездное изобилие в окрестностях Солнца: Каталог Гипатии". Astronomical Journal . 148 (3): 33. arXiv : 1405.6719 . Bibcode :2014AJ....148...54H. doi :10.1088/0004-6256/148/3/54. S2CID  119221402.
18. Маттеуччи, Франческа (2001). Химическая эволюция Галактики. Библиотека астрофизики и космической науки. Т. 253. Springer Science & Business Media. стр. 7. ISBN 978-0-7923-6552-5.
19. Мартин, Джон К. "Что мы узнаем из содержания металлов в звездах". Новый анализ кинематики RR Лиры в окрестностях Солнца. Иллинойсский университет, Спрингфилд . Архивировано из оригинала 2014-10-09 . Получено 7 сентября 2005 г.
20. Sobral, David; Matthee, Jorryt; Darvish, Behnam; Schaerer, Daniel; Mobasher, Bahram; Röttgering, Huub JA; et al. (4 июня 2015 г.). "Доказательства наличия звездных популяций, подобных pop III, в самых ярких излучателях Lyman-α в эпоху реионизации: спектроскопическое подтверждение". The Astrophysical Journal . 808 (2): 139. arXiv : 1504.01734 . Bibcode :2015ApJ...808..139S. doi :10.1088/0004-637x/808/2/139. S2CID  18471887.
21. Overbye, Dennis (17 июня 2015 г.). «Астрономы сообщают об обнаружении самых ранних звезд, обогативших космос». The New York Times . Получено 17 июня 2015 г.
22. Джонсон, HL; Морган, WW (май 1953). "Фундаментальная звездная фотометрия для стандартов спектрального типа в пересмотренной системе Йеркского спектрального атласа ". The Astrophysical Journal . 117 : 313. Bibcode : 1953ApJ...117..313J. doi : 10.1086/145697. ISSN  0004-637X.
23. Роман, Нэнси Г. (декабрь 1955 г.). «Каталог высокоскоростных звезд». Серия приложений к Astrophysical Journal . 2 : 195. Bibcode : 1955ApJS....2..195R. doi : 10.1086/190021 . ISSN  0067-0049.
24. 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.
25. Валлерстайн, Джордж; Карлсон, Морис (сентябрь 1960 г.). «Письмо редактору: Об избытке ультрафиолета в G-карликах». The Astrophysical Journal . 132 : 276. Bibcode : 1960ApJ...132..276W. doi : 10.1086/146926. ISSN  0004-637X.
26. Wildey, RL; Burbidge, EM; Sandage, AR ; Burbidge, GR (январь 1962 г.). «О влиянии линий Фраунгофера на измерения u, b, V». The Astrophysical Journal . 135 : 94. Bibcode : 1962ApJ...135...94W. doi : 10.1086/147251 . ISSN  0004-637X.
27. Шварцшильд, М.; Серл, Л.; Говард, Р. (сентябрь 1955 г.). «О цветах субкарликов». The Astrophysical Journal . 122 : 353. Bibcode : 1955ApJ...122..353S. doi : 10.1086/146094 . ISSN  0004-637X.
28. Кэмерон, Л. М. (июнь 1985 г.). «Металличность и расстояния галактических скоплений, определенные по данным UBV – Часть третья – Возраст и градиенты обилия рассеянных скоплений». Астрономия и астрофизика . 147 : 47. Bibcode : 1985A&A...147...47C. ISSN  0004-6361.
29. Сэндидж, AR (декабрь 1969). "Новые субкарлики. II. Лучевые скорости, фотометрия и предварительные космические движения для 112 звезд с большим собственным движением". The Astrophysical Journal . 158 : 1115. Bibcode : 1969ApJ...158.1115S. doi : 10.1086/150271 . ISSN  0004-637X.
30. Carney, BW (октябрь 1979). "Избытки ультрафиолетового излучения у субкарликов и обилие металлов". The Astrophysical Journal . 233 : 211. Bibcode : 1979ApJ...233..211C. doi : 10.1086/157383 . ISSN  0004-637X.
31. Лэрд, Джон Б.; Карни, Брюс В.; Латам, Дэвид В. (июнь 1988 г.). «Обзор звезд с собственным движением. III — Покраснения, расстояния и металличность». The Astronomical Journal . 95 : 1843. Bibcode : 1988AJ.....95.1843L. doi : 10.1086/114782. ISSN  0004-6256.
32. Стрёмгрен, Бенгт (1963). «Количественные методы классификации». В Strand, Kaj Aage (ред.). Basic Astronomical Data: Stars and stellar systems (оригинальное (переизданное в 1968 г.) издание). Чикаго, Иллинойс: University of Chicago Press. стр. 123. Bibcode :1963bad..book..123S.
    • Переиздание 1980 года: OCLC  7047642, ISBN 0-2264-5964-0 
    • Переиздание 1988 г.: ISBN 978-2-2645-9640-6. 
33. Crawford, LD (1966). "Фотоэлектрическая H-beta и UVBY фотометрия". Спектральная классификация и многоцветная фотометрия . 24 : 170. Bibcode :1966IAUS...24..170C.
34. Крамер, Н.; Мейдер, А. (октябрь 1979 г.). «Определение светимости и T _eff для звезд класса B». Астрономия и астрофизика . 78 : 305. Bibcode : 1979A&A....78..305C. ISSN  0004-6361.
35. Коби, Д.; Норт, П. (ноябрь 1990 г.). «Новая калибровка женевской фотометрии в терминах Te, log g, (Fe/H) и массы для звезд главной последовательности от A4 до G5». Серия дополнений к астрономии и астрофизике . 85 : 999. Bibcode : 1990A&AS...85..999K. ISSN  0365-0138.
36. Гейслер, Д. (1986). "Эмпирические калибровки обилия для фотометрии Вашингтона гигантов населения II". Публикации Астрономического общества Тихого океана . 98 (606): 762. Bibcode :1986PASP...98..762G. doi : 10.1086/131822 . ISSN  1538-3873.
37. Гейслер, Дуг; Клария, Хуан Дж.; Миннити, Данте (ноябрь 1991 г.). «Улучшенная калибровка содержания металлов для системы Вашингтона». The Astronomical Journal . 102 : 1836. Bibcode : 1991AJ....102.1836G. doi : 10.1086/116008. ISSN  0004-6256.
38. Клария, Хуан Дж.; Пиатти, Андрес Э.; Лапассет, Эмилио (май 1994 г.). «Пересмотренная калибровка эффективной температуры для фотометрической системы DDO». Публикации Астрономического общества Тихого океана . 106 : 436. Bibcode : 1994PASP..106..436C. doi : 10.1086/133398 . ISSN  0004-6280.
39. Джеймс, КА (май 1975). "Сила циана, светимость и кинематика звезд-гигантов K". Серия приложений к Astrophysical Journal . 29 : 161. Bibcode : 1975ApJS...29..161J. doi : 10.1086/190339 . ISSN  0067-0049.
40. Ван, Цзи. «Корреляция планет-металличности — богатые становятся богаче». Caltech . Архивировано из оригинала 2017-07-13 . Получено 2016-09-28 .
41. Фишер, Дебра А.; Валенти, Джефф (2005). "Корреляция планет и металличности". The Astrophysical Journal . 622 (2): 1102. Bibcode : 2005ApJ...622.1102F. doi : 10.1086/428383 .
42. Ван, Цзи; Фишер, Дебра А. (2013). «Выявление универсальной корреляции планета-металличность для планет разных размеров вокруг звезд солнечного типа». The Astronomical Journal . 149 (1): 14. arXiv : 1310.7830 . Bibcode : 2015AJ....149...14W. doi : 10.1088/0004-6256/149/1/14. S2CID  118415186.
43. Сандерс, Рэй (9 апреля 2012 г.). «Когда звездная металличность вызывает образование планет». Журнал Astrobiology . Архивировано из оригинала 2021-05-07.
44. Хилл, Ванесса; Франсуа, Патрик; Примас, Франческа (ред.). «Проблема звезды G». От лития до урана: элементарные трассеры ранней космической эволюции . Симпозиум МАС 228. Труды симпозиумов и коллоквиумов Международного астрономического союза . Т. 228. С. 509–511. ^{[ цитата не найдена ]}

    Номера страниц отсутствующей статьи вставлены в:

    Аримото, Н. (23–27 мая 2005 г.). «Связь гало с его окружением». В Хилл, Ванесса; Франсуа, Патрик; Примас, Франческа (ред.). От лития до урана: элементарные трассеры 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. Bibcode : 2005IAUS..228..503A. doi : 10.1017/S1743921305006344 . ISBN 978-0-52185199-2.
45. Kewley, LJ; Dopita, MA (сентябрь 2002 г.). «Использование сильных линий для оценки обилия во внегалактических областях H ^{II и галактиках со вспышкой звездообразования».} Серия приложений к Astrophysical Journal . 142 (1): 35–52. arXiv : astro-ph/0206495 . Bibcode : 2002ApJS..142...35K. doi : 10.1086/341326. ISSN  0067-0049. S2CID  16655590.
46. Нагао, Т.; Майолино, Р.; Маркони, А. (2006-09-12). «Диагностика металличности газа в звездообразующих галактиках». Астрономия и астрофизика . 459 (1): 85–101. arXiv : astro-ph/0603580 . Bibcode :2006A&A...459...85N. doi :10.1051/0004-6361:20065216. ISSN  0004-6361. S2CID  16220272.
47. Пеймберт, Мануэль (декабрь 1967 г.). «Определение температуры областей HII». The Astrophysical Journal . 150 : 825. Bibcode : 1967ApJ...150..825P. doi : 10.1086/149385 . ISSN  0004-637X.
48. Pagel, BEJ (1986). "Туманности и изобилие в галактиках". Публикации Астрономического общества Тихого океана . 98 (608): 1009. Bibcode : 1986PASP...98.1009P. doi : 10.1086/131863. ISSN  1538-3873. S2CID  120467036.
49. Генри, RBC; Уорти, Гай (август 1999 г.). «Распределение тяжелых элементов в спиральных и эллиптических галактиках». Публикации Астрономического общества Тихого океана . 111 (762): 919–945. arXiv : astro-ph/9904017 . Bibcode : 1999PASP..111..919H. doi : 10.1086/316403. ISSN  0004-6280. S2CID  17106463.
50. Кобульники, Генри А.; Кенникатт, Роберт К. младший; Пизаньо, Джеймс Л. (апрель 1999 г.). «Об измерении химического состава небулярных элементов в далеких галактиках с использованием глобальных спектров эмиссионных линий». The Astrophysical Journal . 514 (2): 544–557. arXiv : astro-ph/9811006 . Bibcode :1999ApJ...514..544K. doi :10.1086/306987. ISSN  0004-637X. S2CID  14643540.
51. Grazyna, Stasinska (2004). «Определение содержания в областях H ^II и планетарных туманностях». В Esteban, C.; Garcia Lopez, RJ; Herrero, A.; Sanchez, F. (ред.). Cosmochemistry: The melting pot of the elements . Cambridge Contemporary Astrophysics. Cambridge University Press. стр. 115–170. arXiv : astro-ph/0207500 . Bibcode :2002astro.ph..7500S.
52. Пеймберт, Антонио; Пеймберт, Мануэль; Руис, Мария Тереза ​​(декабрь 2005 г.). «Химический состав двух областей H ^II в NGC 6822 на основе спектроскопии VLT». The Astrophysical Journal . 634 (2): 1056–1066. arXiv : astro-ph/0507084 . Bibcode :2005ApJ...634.1056P. doi :10.1086/444557. ISSN  0004-637X. S2CID  17086551.
53. Pagel, BEJ; Edmunds, MG; Blackwell, DE; Chun, MS; Smith, G. (1979-11-01). «О составе областей HII в южных галактиках – I. NGC 300 и 1365». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 189 (1): 95–113. Bibcode : 1979MNRAS.189...95P. doi : 10.1093/mnras/189.1.95 . ISSN  0035-8711.
54. Допита, MA; Эванс, IN (август 1986). "Теоретические модели для регионов HII. II - Последовательность содержания внегалактических регионов HII". The Astrophysical Journal . 307 : 431. Bibcode : 1986ApJ...307..431D. doi : 10.1086/164432 . ISSN  0004-637X.
55. Макго, Стейси С. (октябрь 1991 г.). "Содержания в области HII - Модельные отношения линий кислорода". The Astrophysical Journal . 380 : 140. Bibcode :1991ApJ...380..140M. doi : 10.1086/170569 . ISSN  0004-637X.
56. Пилюгин, Л.С. (апрель 2001 г.). «Об определении содержания кислорода в областях HII». Астрономия и астрофизика . 369 (2): 594–604. arXiv : astro-ph/0101446 . Bibcode : 2001A&A...369..594P. doi : 10.1051/0004-6361:20010079. ISSN  0004-6361. S2CID  54527173.
57. Кобульницкий, Генри А.; Зарицкий, Деннис (1999-01-20). "Химические свойства звездообразующих эмиссионных галактик atz=0.1–0.5". The Astrophysical Journal . 511 (1): 118–135. arXiv : astro-ph/9808081 . Bibcode :1999ApJ...511..118K. doi :10.1086/306673. ISSN  0004-637X. S2CID  13094276.
58. Диас, AI; Перес-Монтеро, E. (2000-02-11). "Эмпирическая калибровка обилия туманностей на основе линий эмиссии серы". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 312 (1): 130–138. arXiv : astro-ph/9909492 . Bibcode : 2000MNRAS.312..130D. doi : 10.1046/j.1365-8711.2000.03117.x . ISSN  0035-8711. S2CID  119504048.
59. Shaver, PA; McGee, RX; Newton, LM; Danks, AC; Pottasch, SR (1983-09-01). «Галактический градиент обилия». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 204 (1): 53–112. Bibcode : 1983MNRAS.204...53S. doi : 10.1093/mnras/204.1.53 . ISSN  0035-8711.
60. Аффлербах, А.; Чёрчвелл, Э.; Вернер, М. В. (1997-03-20). «Градиенты галактического изобилия по инфракрасным линиям тонкой структуры в компактных областях HII». The Astrophysical Journal . 478 (1): 190–205. Bibcode :1997ApJ...478..190A. doi : 10.1086/303771 . ISSN  0004-637X.
61. Pagel, J.; Bernard, E. (1997). Нуклеосинтез и химическая эволюция галактик . Cambridge University Press. стр. 392. Bibcode :1997nceg.book.....P. ISBN 978-0-521-55061-1.
62. Balser, Dana S.; Rood, Robert T.; Bania, TM; Anderson, LD (2011-08-10). "Распределение металличности области H ^II в диске Млечного Пути". The Astrophysical Journal . 738 (1): 27. arXiv : 1106.1660 . Bibcode :2011ApJ...738...27B. doi :10.1088/0004-637X/738/1/27. ISSN  0004-637X. S2CID  119252119.

• Salvaterra, R.; Ferrara, A.; Schneider, R. (2004). "Индуцированное образование первичных звезд малой массы". New Astronomy . 10 (2): 113–120. arXiv : astro-ph/0304074 . Bibcode : 2004NewA...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). Quest of the Universe (Четвертое изд.). Канада: Jones and Bartlett. стр. 593. ISBN 0-7637-0810-0.
• Бромм, Фолькер; Ларсон, Ричард Б. (2004). «Первые звезды». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 42 (1): 79–118. arXiv : astro-ph/0311019 . Bibcode :2004ARA&A..42...79B. doi :10.1146/annurev.astro.42.053102.134034. S2CID  119371063.