stringtranslate.com

Звездное население

Художественное представление спиральной структуры Млечного Пути, демонстрирующее общие категории населения Бааде. Синие области в спиральных рукавах состоят из молодых звезд населения I, в то время как желтые звезды в центральном утолщении — это более старые звезды населения II. В действительности, многие звезды населения I также находятся вперемешку с более старыми звездами населения II.

В 1944 году Вальтер Бааде классифицировал группы звезд в пределах Млечного Пути в звездные популяции . В аннотации статьи Бааде он признает, что Ян Оорт первоначально задумал этот тип классификации в 1926 году . [1]

Бааде заметил, что более голубые звезды были тесно связаны со спиральными рукавами, а желтые звезды доминировали вблизи центрального галактического балджа и внутри шаровых звездных скоплений . [2] Были определены два основных подразделения: звезды Популяции I и Популяция II , а в 1978 году было добавлено еще одно новое гипотетическое подразделение, названное популяцией III .

Среди типов населения были обнаружены значительные различия в их индивидуальных наблюдаемых звездных спектрах. Позже было показано, что они очень важны и, возможно, связаны с образованием звезд, наблюдаемой кинематикой , [3] звездным возрастом и даже эволюцией галактик как в спиральных , так и в эллиптических галактиках. Эти три простых класса населения с пользой разделили звезды по их химическому составу или металличности . [4] [5] [3]

По определению, каждая группа населения показывает тенденцию, где более низкое содержание металлов указывает на более высокий возраст звезд. Таким образом, первые звезды во Вселенной (очень низкое содержание металлов) были отнесены к популяции III, старые звезды (низкая металличность) — к популяции II, а недавние звезды (высокая металличность) — к популяции I. [6] Солнце считается популяцией I, недавней звездой с относительно высокой 1,4% металличностью. Обратите внимание, что астрофизическая номенклатура считает любой элемент тяжелее гелия « металлом», включая химические неметаллы, такие как кислород. [7]

Звездное развитие

Наблюдение за звездными спектрами показало, что звезды старше Солнца содержат меньше тяжелых элементов по сравнению с Солнцем. [3] Это сразу же предполагает, что металличность развивалась на протяжении поколений звезд в процессе звездного нуклеосинтеза .

Образование первых звезд

Согласно современным космологическим моделям, вся материя, созданная в Большом взрыве, в основном состояла из водорода (75%) и гелия (25%), и лишь очень незначительная часть состояла из других легких элементов, таких как литий и бериллий . [8] Когда Вселенная достаточно остыла, первые звезды родились как звезды населения III, без каких-либо загрязняющих более тяжелых металлов. Предполагается, что это повлияло на их структуру, так что их звездные массы стали в сотни раз больше, чем у Солнца. В свою очередь, эти массивные звезды также очень быстро эволюционировали, и их нуклеосинтетические процессы создали первые 26 элементов (вплоть до железа в периодической таблице ). [9]

Многие теоретические звездные модели показывают, что большинство звезд населения III с большой массой быстро исчерпали свое топливо и, вероятно, взорвались в чрезвычайно энергичных парно-нестабильных сверхновых . Эти взрывы должны были полностью рассеять их материал, выбросив металлы в межзвездную среду (ISM), чтобы включить их в более поздние поколения звезд. Их разрушение предполагает, что галактические звезды населения III с большой массой не должны наблюдаться. [10] Однако некоторые звезды населения III могут быть видны в галактиках с большим красным смещением , свет которых возник в более ранней истории Вселенной. [11] Ученые обнаружили доказательства существования чрезвычайно маленькой звезды с ультранизким содержанием металлов , немного меньшей, чем Солнце, обнаруженной в двойной системе спиральных рукавов Млечного Пути . Это открытие открывает возможность наблюдения даже за более старыми звездами. [12]

Звезды, слишком массивные для того, чтобы произвести сверхновые с парной нестабильностью, вероятно, коллапсировали бы в черные дыры посредством процесса, известного как фотодезинтеграция . Здесь часть материи могла бы вырваться во время этого процесса в форме релятивистских струй , и это могло бы распространить первые металлы во вселенной. [13] [14] [a]

Формирование наблюдаемых звезд

Самые старые звезды, наблюдаемые до сих пор [10], известные как популяция II, имеют очень низкую металличность; [16] [6] по мере рождения последующих поколений звезд они становились более обогащенными металлами, поскольку газообразные облака, из которых они образовались, получали богатую металлами пыль , произведенную предыдущими поколениями звезд из популяции III.

Когда эти звезды населения II умирали, они возвращали обогащенный металлами материал в межзвездную среду через планетарные туманности и сверхновые, еще больше обогащая туманности, из которых образовались новые звезды. Эти самые молодые звезды, включая Солнце , поэтому имеют самое высокое содержание металлов и известны как звезды населения I.

Химическая классификация Вальтера Бааде

Звезды населения I

Звезда населения I Ригель с отражательной туманностью IC 2118

Звезды населения I — молодые звезды с самой высокой металличностью из всех трех популяций, которые чаще встречаются в спиральных рукавах галактики Млечный Путь . Солнце считается промежуточной звездой населения I, в то время как похожая на Солнце μ Arae гораздо богаче металлами. [17] (Термин «богатая металлами звезда» используется для описания звезд со значительно более высокой металличностью, чем у Солнца; выше, чем можно объяснить погрешностью измерений.)

Звезды населения I обычно имеют правильные эллиптические орбиты Галактического Центра с низкой относительной скоростью . Ранее предполагалось, что высокая металличность звезд населения I делает их более склонными к обладанию планетными системами, чем две другие популяции, поскольку считается, что планеты , особенно планеты земной группы , образуются путем аккреции металлов. [18] Однако наблюдения данных космического телескопа Кеплера обнаружили меньшие планеты вокруг звезд с диапазоном металличности, в то время как только более крупные, потенциальные газовые гигантские планеты концентрируются вокруг звезд с относительно более высокой металличностью — открытие, которое имеет значение для теорий формирования газовых гигантов. [19] Между звездами промежуточной популяции I и популяции II находится промежуточная дисковая популяция.

Звезды населения II

Млечный Путь. Звезды населения II находятся в галактическом балдже и шаровых скоплениях.
Художественное представление поля звезд населения III через 100 миллионов лет после Большого взрыва .

Звезды населения II, или бедные металлами, — это те, в которых относительно мало элементов тяжелее гелия. Эти объекты образовались в более ранний период существования Вселенной. Звезды промежуточного населения II распространены в балдже около центра Млечного Пути , тогда как звезды населения II, обнаруженные в галактическом гало , старше и, следовательно, более бедны металлами. Шаровые скопления также содержат большое количество звезд населения II. [20]

Характерной чертой звезд населения II является то, что, несмотря на их более низкую общую металличность, они часто имеют более высокое соотношение « альфа-элементов » (элементов, образующихся в результате альфа-процесса , таких как кислород и неон ) по отношению к железу (Fe) по сравнению со звездами населения I; современная теория предполагает, что это является результатом того, что сверхновые типа II вносили более важный вклад в межзвездную среду во время своего образования, тогда как обогащение сверхновых типа Ia металлами произошло на более поздней стадии развития Вселенной. [21]

Ученые нацелились на эти самые старые звезды в нескольких различных обзорах, включая обзор HK с объективной призмой Тимоти К. Бирса и др . [22] и обзор Hamburg- ESO Норберта Кристлиба и др. [23], изначально начатый для слабых квазаров . К настоящему времени они обнаружили и подробно изучили около десяти звезд с ультра-бедными металлами (UMP) (таких как звезда Снедена , звезда Кайрела , BD +17° 3248 ) и три из самых старых звезд, известных на сегодняшний день: HE 0107-5240 , HE 1327-2326 и HE 1523-0901 . Звезда Каффау была идентифицирована как самая бедная металлами звезда, когда она была обнаружена в 2012 году с использованием данных Sloan Digital Sky Survey . Однако в феврале 2014 года было объявлено об открытии звезды с еще меньшей металличностью, SMSS J031300.36-670839.3, обнаруженной с помощью данных астрономического обзора SkyMapper . Менее экстремальными в плане недостатка металлов, но более близкими и яркими, а следовательно, более известными являются HD 122563 ( красный гигант ) и HD 140283 ( субгигант ).

Звезды населения III

Возможное свечение звезд населения III, полученное с помощью космического телескопа НАСА « Спитцер»

Звезды населения III [24] представляют собой гипотетическую популяцию чрезвычайно массивных, ярких и горячих звезд, практически не содержащих «металлов» , за исключением, возможно, смешанных выбросов от других близлежащих, ранних сверхновых населения III. Термин был впервые введен Невиллом Дж. Вульфом в 1965 году. [25] [26] Такие звезды, вероятно, существовали в очень ранней Вселенной (т. е. при высоком красном смещении) и могли начать производство химических элементов тяжелее водорода , которые необходимы для последующего формирования планет и жизни , какой мы ее знаем. [27] [28]

Существование звезд населения III выводится из физической космологии , но они пока не наблюдались напрямую. Косвенные доказательства их существования были обнаружены в гравитационно-линзовой галактике в очень отдаленной части Вселенной. [29] Их существование может объяснить тот факт, что тяжелые элементы, которые не могли быть созданы во время Большого взрыва , наблюдаются в спектрах излучения квазаров . [9] Также считается, что они являются компонентами слабых голубых галактик . Эти звезды, вероятно, инициировали период реионизации Вселенной , крупный фазовый переход водородного газа, составляющего большую часть межзвездной среды. Наблюдения за галактикой UDFy-38135539 предполагают, что она могла сыграть определенную роль в этом процессе реионизации. Европейская южная обсерватория обнаружила яркий карман звезд раннего населения в очень яркой галактике Cosmos Redshift 7 из периода реионизации около 800 миллионов лет после Большого взрыва, на z = 6,60 . В остальной части галактики есть несколько более поздних красных звезд населения II. [27] [30] Некоторые теории утверждают, что существовало два поколения звезд населения III. [31]

Первые звезды, появившиеся в представлении художника через 400 миллионов лет после Большого взрыва.

Текущая теория разделилась на два лагеря по вопросу о том, были ли первые звезды очень массивными или нет. Одна из возможностей заключается в том, что эти звезды были намного больше современных звезд: несколько сотен солнечных масс , а возможно, и до 1000 солнечных масс. Такие звезды были бы очень недолговечны и существовали бы всего 2–5 миллионов лет. [32] Такие большие звезды могли быть возможны из-за отсутствия тяжелых элементов и гораздо более теплой межзвездной среды от Большого взрыва. [ требуется цитата ] Напротив, теории, предложенные в 2009 и 2011 годах, предполагают, что первые звездные группы могли состоять из массивной звезды, окруженной несколькими более мелкими звездами. [33] [34] [35] Меньшие звезды, если бы они остались в скоплении, в котором они родились, накопили бы больше газа и не смогли бы дожить до наших дней, но исследование 2017 года пришло к выводу, что если звезда с массой 0,8 солнечных масс ( M ☉ ) или меньше была бы выброшена из своего скопления до того, как она накопила бы больше массы, она могла бы дожить до наших дней, возможно, даже в нашей галактике Млечный Путь. [36]

Анализ данных о звездах населения II с чрезвычайно низкой металличностью, таких как HE 0107-5240 , которые, как полагают, содержат металлы, произведенные звездами населения III, предполагает, что эти звезды без металлов имели массы 20~130 солнечных масс. [37] С другой стороны, анализ шаровых скоплений, связанных с эллиптическими галактиками, предполагает, что сверхновые с парной нестабильностью , которые обычно связаны с очень массивными звездами, были ответственны за их металлический состав. [38] Это также объясняет, почему не наблюдалось ни одной звезды с малой массой и нулевой металличностью , несмотря на модели, построенные для меньших звезд населения III. [39] [40] Скопления, содержащие красные карлики с нулевой металличностью или коричневые карлики (возможно, созданные сверхновыми с парной нестабильностью [16] ), были предложены в качестве кандидатов на темную материю , [41] [42] но поиски этих типов MACHO с помощью гравитационного микролинзирования дали отрицательные результаты. [ необходима ссылка ]

Звезды населения II считаются семенами черных дыр в ранней Вселенной. В отличие от семян черных дыр большой массы , таких как черные дыры прямого коллапса , они могли бы произвести легкие. Если бы они могли вырасти до больших, чем ожидалось, масс, то они могли бы быть квазизвездами , другими гипотетическими семенами тяжелых черных дыр, которые могли бы существовать на раннем этапе развития Вселенной до того, как водород и гелий были загрязнены более тяжелыми элементами.

Обнаружение звезд населения III является целью космического телескопа НАСА «Джеймс Уэбб» . [43]

8 декабря 2022 года астрономы сообщили о возможном обнаружении звезд населения III в галактике с большим красным смещением под названием RX J2129–z8He II. [44] [45]

Смотрите также

Примечания

  1. ^ Было высказано предположение, что недавние сверхновые SN 2006gy и SN 2007bi могли быть парно-нестабильными сверхновыми , где взрывались такие сверхмассивные звезды населения III. Кларк (2010) предполагает, что эти звезды могли образоваться относительно недавно в карликовых галактиках , поскольку они содержат в основном первичную, свободную от металлов межзвездную материю . Прошлые сверхновые в этих небольших галактиках могли выбрасывать свое богатое металлами содержимое на скоростях, достаточно высоких для того, чтобы покинуть галактику, сохраняя содержание металлов в небольших галактиках очень низким. [15]

Ссылки

  1. ^ Baade, W. (1944). "Разрешение Мессье 32, NGC 205 и центральная область туманности Андромеды". Astrophysical Journal . 100 : 137–146. Bibcode : 1944ApJ...100..137B. doi : 10.1086/144650 . Два типа звездных популяций были выделены среди звезд нашей собственной галактики Оортом еще в 1926 году.
  2. ^ Шепли, Харлоу (1977). Ходж, Пол (ред.). Галактики (3-е изд.). Издательство Гарвардского университета. стр. 62–63. ISBN 978-0674340510– через Archive.org.
  3. ^ abc Gibson, BK; Fenner, Y.; Renda, A.; Kawata, D.; Hyun-chul, L. (2013). "Обзор: Галактическая химическая эволюция" (PDF) . Публикации Астрономического общества Австралии . 20 (4). Издание CSIRO: 401–415. arXiv : astro-ph/0312255 . Bibcode :2003PASA...20..401G. doi :10.1071/AS03052. S2CID  12253299. Архивировано из оригинала (PDF) 20 января 2021 г. . Получено 17 апреля 2018 г. .
  4. ^ Кунт, Даниэль и Остлин, Йоран (2000). «Галактики с самым низким содержанием металлов». Обзор астрономии и астрофизики . 10 (1): 1–79. arXiv : astro-ph/9911094 . Bibcode : 2000A&ARv..10....1K. doi : 10.1007/s001590000005. S2CID  15487742. Получено 3 января 2022 г. – через caltech.edu.
  5. ^ Шёнрих, Р.; Бинни, Дж. (2009). «Происхождение и структура галактических дисков». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 399 (3): 1145–1156. arXiv : 0907.1899 . Bibcode : 2009MNRAS.399.1145S. doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.15365.x .
  6. ^ ab Bryant, Lauren J. "What makes stars tick". Research & Creative Activity. Indiana University . Архивировано из оригинала 16 мая 2016 г. Получено 7 сентября 2005 г.
  7. ^ "Металлы". astronomy.swin.edu.au . Космос . Получено 2022-04-01 .
  8. ^ Cyburt, Richard H.; Fields, Brian D.; Olive, Keith A.; Yeh, Tsung-Han (2016). «Нуклеосинтез большого взрыва: современное состояние». Reviews of Modern Physics . 88 (1): 015004. arXiv : 1505.01076 . Bibcode : 2016RvMP...88a5004C. doi : 10.1103/RevModPhys.88.015004. S2CID  118409603.
  9. ^ Аб 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.
  10. ^ ab Schlaufman, Kevin C.; Thompson, Ian B.; Casey, Andrew R. (2018). «Сверхбедная металлами звезда вблизи предела горения водорода». The Astrophysical Journal . 867 (2): 98. arXiv : 1811.00549 . Bibcode : 2018ApJ...867...98S. doi : 10.3847/1538-4357/aadd97 . S2CID  54511945.
  11. ^ Сюй, Хао; Вайс, Джон Х.; Норман, Майкл Л. (29 июля 2013 г.). «Звезды и остатки населения III в галактиках с высоким красным смещением». Американское астрономическое общество . 773 (2): 83. arXiv : 1305.1325 . Bibcode : 2013ApJ...773...83X. doi : 10.1088/0004-637X/773/2/83. S2CID  118303030.
  12. ^ «Обнаружена одна из старейших звезд Млечного Пути». Sci-News . 6 ноября 2018 г. . Получено 12 июня 2020 г. .
  13. ^ Fryer, C. L.; Woosley, S. E.; Heger, A. (2001). «Парно-нестабильные сверхновые, гравитационные волны и гамма-транзиенты». The Astrophysical Journal . 550 (1): 372–382. arXiv : astro-ph/0007176 . Bibcode : 2001ApJ...550..372F. doi : 10.1086/319719. S2CID  7368009.
  14. ^ Хегер, А.; Фрайер, К. Л.; Вусли, С. Э.; Лангер, Н.; Хартманн, Д. Х. (2003). «Как массивные одиночные звезды заканчивают свою жизнь». The Astrophysical Journal . 591 (1): 288–300. arXiv : astro-ph/0212469 . Bibcode : 2003ApJ...591..288H. doi : 10.1086/375341. S2CID  59065632.
  15. ^ Кларк, Стюарт (февраль 2010 г.). «Первобытный гигант: Звезда, которую забыло время». New Scientist . Получено 1 февраля 2015 г.
  16. ^ ab Salvaterra, R.; Ferrara, A.; Schneider, R. (2004). «Индуцированное образование первичных маломассивных звезд». Новая астрономия . 10 (2): 113–120. arXiv : astro-ph/0304074 . Bibcode : 2004NewA...10..113S. doi : 10.1016/j.newast.2004.06.003. S2CID  15085880.
  17. ^ Сориано, М.С.; Воклер, С. (2009). "Новый сейсмический анализ экзопланетной звезды Мю Жертвоприношения". Астрономия и астрофизика . 513 : A49. arXiv : 0903.5475 . Bibcode : 2010A&A...513A..49S. doi : 10.1051/0004-6361/200911862. S2CID  5688996.
  18. ^ Lineweaver, Charles H. (2000). «Оценка распределения возраста планет земной группы во Вселенной: количественная оценка металличности как эффекта отбора». Icarus . 151 (2): 307–313. arXiv : astro-ph/0012399 . Bibcode :2001Icar..151..307L. doi :10.1006/icar.2001.6607. S2CID  14077895.
  19. ^ Buchhave, LA; et al. (2012). «Обилие малых экзопланет вокруг звезд с широким диапазоном металличности». Nature . 486 (7403): 375–377. Bibcode :2012Natur.486..375B. doi :10.1038/nature11121. PMID  22722196. S2CID  4427321.
  20. ^ ван Альбада, Т. С.; Бейкер, Н. (1973). «О двух группах Остерхоффа шаровых скоплений». Astrophysical Journal . 185 : 477–498. Bibcode : 1973ApJ...185..477V. doi : 10.1086/152434 .
  21. ^ Вулф, Артур М.; Гавизер, Эрик; Прохаска, Джейсон X. (2005). «Затухающие системы Ly‑α». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 43 (1): 861–918. arXiv : astro-ph/0509481 . Bibcode : 2005ARA&A..43..861W. doi : 10.1146/annurev.astro.42.053102.133950. S2CID  119368187.
  22. ^ Бирс, TC; Престон, GW; Шектман, SA (1992). "Поиск звезд с очень низким содержанием металлов. II". Astronomical Journal . 103 : 1987. Bibcode : 1992AJ....103.1987B. doi : 10.1086/116207. S2CID  121564385.
  23. ^ Christlieb, N.; Wisotzki, L.; Reimers, D.; Gehren, T.; Reetz, J.; Beers, TC (1998). "Автоматизированный поиск звезд гало с низким содержанием металлов в обзоре объективной призмы Hamburg/ESO". Серия конференций ASP . 666. arXiv : astro -ph/9810183v1 .
  24. ^ Томинга, Н.; и др. (2007). «Нуклеосинтез сверхновых в популяции III 13-50 M солнечных звезд и закономерности обилия чрезвычайно бедных металлами звезд». Astrophysical Journal . 660 (5): 516–540. arXiv : astro-ph/0701381 . Bibcode :2007ApJ...660..516T. doi :10.1086/513063. S2CID  119496577.
  25. ↑ Грин, Луис (апрель 1966 г.). «Наблюдательные аспекты космологии». Sky and Telescope . 31 : 199. Bibcode : 1966S&T....31..199G.
  26. ^ Торнтон, Пейдж (март 1966 г.). «Наблюдательные аспекты космологии». Science . 151 (3716): 1411–1414, 1416–1418. Bibcode :1966Sci...151.1411P. doi :10.1126/science.151.3716.1411. PMID  17817304.
  27. ^ ab Sobral, David; Matthee, Jorryt; Darvish, Behnam; Schaerer, Daniel; Mobasher, Bahram; Röttgering, Huub JA; Santos, Sérgio; Hemmati, Shoubaneh (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.
  28. ↑ Overbye, Dennis (17 июня 2015 г.). «Астрономы сообщают об обнаружении самых ранних звезд, обогативших космос». The New York Times . Получено 17 июня 2015 г.
  29. ^ Fosbury, RAE; et al. (2003). "Массивное звездообразование в гравитационно линзированной галактике H II на z  = 3,357". Astrophysical Journal . 596 (1): 797–809. arXiv : astro-ph/0307162 . Bibcode :2003ApJ...596..797F. doi :10.1086/378228. S2CID  17808828.
  30. ^ «Лучшие наблюдательные свидетельства существования звезд первого поколения во Вселенной». Журнал Astronomy . 17 июня 2015 г.
  31. ^ Бромм, В.; Йошида, Н.; Хернквист, Л.; Макки, К. Ф. (2009). «Формирование первых звезд и галактик». Nature . 459 (7243): 49–54. arXiv : 0905.0929 . Bibcode :2009Natur.459...49B. doi :10.1038/nature07990. PMID  19424148. S2CID  10258026.
  32. ^ Окубо, Такуя; Номото, Кенити; Умеда, Хидеюки; Ёсида, Наоки; Цурута, Сатико (2009-12-01). «Эволюция очень массивных звёзд населения III с аккрецией массы от предглавной последовательности до коллапса». The Astrophysical Journal . 706 (2): 1184–1193. arXiv : 0902.4573 . Bibcode :2009ApJ...706.1184O. doi : 10.1088/0004-637X/706/2/1184 . ISSN  0004-637X.
  33. ^ Редд, Нола (февраль 2011 г.). «Первые звезды Вселенной не были одиночками». Space.com . Получено 1 февраля 2015 г.
  34. ^ Томпсон, Андреа (январь 2009 г.). «Как образуются массивные звезды: найдено простое решение». Space.com . Получено 1 февраля 2015 г.
  35. ^ Карр, Бернард Дж. «Космология, население III». Калифорнийский технологический институт .
  36. ^ Датта, Дж.; Сур, С.; Стейси, А.; Багла, Дж. С. (2020). «Моделирование выживания звезд населения III до наших дней». The Astrophysical Journal . 901 (1): 16. arXiv : 1712.06912 . Bibcode : 2020ApJ...901...16D. doi : 10.3847/1538-4357/abadf8 . S2CID  209386374.
  37. ^ Umeda, Hideyuki; Nomoto, Ken'Ichi (2003). "Первое поколение сверхновых, формирующих черные дыры, и структура содержания металлов в звездах с очень низким содержанием железа". Nature . 422 (6934): 871–873. arXiv : astro-ph/0301315 . Bibcode :2003Natur.422..871U. doi :10.1038/nature01571. PMID  12712199. S2CID  4424736.
  38. ^ Puzia, Thomas H.; Kissler-Patig, Markus; Goudfrooij, Paul (2006). «Чрезвычайно α-обогащенные шаровые скопления в галактиках раннего типа: шаг к рассвету звездных популяций?». The Astrophysical Journal . 648 (1): 383–388. arXiv : astro-ph/0605210 . Bibcode : 2006ApJ...648..383P. doi : 10.1086/505679. S2CID  9815509.
  39. ^ Siess, Lionel; Livio, Mario; Lattanzio, John (2002). «Структура, эволюция и нуклеосинтез первичных звезд». The Astrophysical Journal . 570 (1): 329–343. arXiv : astro-ph/0201284 . Bibcode : 2002ApJ...570..329S. doi : 10.1086/339733. S2CID  18385975.
  40. ^ Гибсон, Карл Х.; Ниувенхёйзен, Тео М.; Шильд, Рудольф Э. (2013). «Почему в гало Галактики наблюдается так много примитивных звезд». Журнал космологии . 22 : 10163. arXiv : 1206.0187 . Bibcode : 2013JCos...2210163G.
  41. ^ Керинс, Э. Дж. (1997). «Звезды с очень малой массой и нулевой металличностью как гало темной материи». Астрономия и астрофизика . 322 : 709. arXiv : astro-ph/9610070 . Bibcode : 1997A&A...322..709K.
  42. ^ Санчес-Сальседо, Ф. Дж. (1997). «О строгом ограничении массивных темных скоплений в галактическом гало». Astrophysical Journal Letters . 487 (1): L61. Bibcode : 1997ApJ...487L..61S. doi : 10.1086/310873 .
  43. ^ Ридберг, К.-Э.; Закриссон, Э.; Лундквист, П.; Скотт, П. (март 2013 г.). «Обнаружение изолированных звезд населения III с помощью космического телескопа Джеймса Уэбба». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 429 (4): 3658–3664. arXiv : 1206.0007 . Bibcode : 2013MNRAS.429.3658R. doi : 10.1093/mnras/sts653 .
  44. ^ Ван, Синь и др. (8 декабря 2022 г.). «Мощный излучатель He II λ1640 с чрезвычайно синим УФ-спектральным наклоном при z=8,16: присутствие звезд Pop III?». arXiv : 2212.04476 [astro-ph.GA].
  45. ^ Каллаган, Джонатан (30 января 2023 г.). «Астрономы заявили, что обнаружили первые звезды Вселенной. Теория гласит, что звезды «популяции III» принесли свет в космос. Космический телескоп Джеймса Уэбба, возможно, только что их заметил». Журнал Quanta . Получено 31 января 2023 г.

Дальнейшее чтение