✖


Jump to content

Звездное население

(Перенаправлено со звезды «Население II» )
«Звездное поколение» перенаправляется сюда. О процессе коллапса молекулярных облаков и образования звезд см. «Звездообразование» .
Представление художника о спиральной структуре Млечного Пути, показывающее основные категории населения Бааде. Синие звезды области в спиральных рукавах состоят из более молодых звезд населения I, а желтые в центральном балдже — из более старых звезд населения II. На самом деле многие звезды населения I также встречаются в смеси со старыми звездами населения II.

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

Бааде заметил, что более синие звезды тесно связаны со спиральными рукавами, а желтые звезды доминируют вблизи центральной галактической выпуклости и внутри шаровых звездных скоплений . [2] Два основных подразделения были определены как популяция I и популяция II , а в 1978 году было добавлено еще одно, более новое, гипотетическое подразделение, названное популяцией III .

Среди типов популяций обнаружены существенные различия с индивидуальными наблюдаемыми звездными спектрами. Позже было показано, что они очень важны и, возможно, связаны с образованием звезд, наблюдаемой кинематикой , [3] звездный возраст и даже эволюцию галактик как в спиральных , так и в эллиптических галактиках. Эти три простых класса населения удобно делили звезды по их химическому составу или металличности . [4] [5] [3]

По определению, каждая группа населения демонстрирует тенденцию, при которой уменьшение содержания металлов указывает на увеличение возраста звезд. Следовательно, первые звезды во Вселенной (с очень низким содержанием металлов) считались популяцией III, старые звезды (низкая металличность) — популяцией II, а современные звезды (высокая металличность) — популяцией I. [6] Солнце . считается популяцией I, недавней звездой с относительно высокой металличностью (1,4%) Обратите внимание, что астрофизическая номенклатура считает любой элемент тяжелее гелия «металлом», включая химические неметаллы, такие как кислород. [7]

Звездное развитие

[ редактировать ]

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

Образование первых звезд

[ редактировать ]

Согласно современным космологическим моделям, вся материя, созданная в результате Большого взрыва, состояла в основном из водорода (75%) и гелия (25%), и лишь очень небольшая часть состояла из других легких элементов, таких как литий и бериллий . [8] Когда Вселенная достаточно остыла, первые звезды родились как звезды популяции III, без каких-либо примесей 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 таблице Менделеева ). [9]

Многие теоретические звездные модели показывают, что большинство звезд III группы с большой массой быстро исчерпали свое топливо и, вероятно, взорвались в чрезвычайно энергичных сверхновых с парной нестабильностью . Эти взрывы должны были полностью рассеять их материал, выбрасывая металлы в межзвездную среду (МЗС), чтобы включить их в более поздние поколения звезд. Их разрушение предполагает, что никаких галактических звезд с большой массой населения III наблюдаться не должно. [10] Однако некоторые звезды популяции III можно увидеть в галактиках с большим красным смещением , свет которых зародился в ранней истории Вселенной. [11] Ученые нашли свидетельства существования чрезвычайно маленькой ультрабедной звезды , немного меньшей Солнца, обнаруженной в двойной системе спиральных рукавов Млечного Пути . Открытие открывает возможность наблюдения еще более старых звезд. [12]

Звезды, слишком массивные, чтобы произвести сверхновые с парной нестабильностью, вероятно, коллапсировали бы в черные дыры в результате процесса, известного как фоторасщепление . Здесь во время этого процесса могло вырваться какое-то вещество в виде релятивистских струй , и это могло распространить первые металлы во Вселенную. [13] [14] [а]

Формирование наблюдаемых звезд

[ редактировать ]

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

Когда эти звезды популяции II умерли, они вернули обогащенный металлами материал в межзвездную среду через планетарные туманности и сверхновые, еще больше обогащая туманности, из которых образовались новые звезды. Поэтому эти самые молодые звезды, включая Солнце , имеют самое высокое содержание металлов и известны как звезды I-го населения.

Химическая классификация Вальтера Бааде

[ редактировать ]

Население I звезды

[ редактировать ]

Население I звезды Ригеля с отражательной туманностью IC 2118

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

Звезды населения I обычно имеют правильные эллиптические орбиты центра Галактики с низкой относительной скоростью . Ранее была выдвинута гипотеза, что высокая металличность звезд популяции I делает их более вероятными обладателями планетных систем, чем две другие популяции, поскольку считается, что планеты , особенно планеты земной группы , образуются в результате аккреции металлов. [18] Однако наблюдения за данными космического телескопа «Кеплер» обнаружили меньшие планеты вокруг звезд с разным диапазоном металличности, в то время как только более крупные потенциальные планеты-газовые гиганты концентрируются вокруг звезд с относительно более высокой металличностью – открытие, которое имеет значение для теорий образования газовых гигантов. . [19] Между промежуточным населением звезд I и населением II находится промежуточное население диска.

Звезды населения II

[ редактировать ]

Млечный Путь. Звезды населения II находятся в галактическом балдже и шаровых скоплениях.
Представление художника о населении звезд III через 100 миллионов лет после Большого взрыва .

Звезды популяции II, или бедные металлами, — это звезды, в которых относительно мало элементов тяжелее гелия. Эти объекты были сформированы в более ранние времена Вселенной. Звезды промежуточного населения II часто встречаются в выпуклости вблизи центра Млечного Пути , тогда как звезды населения II, обнаруженные в галактическом гало , старше и, следовательно, имеют больший дефицит металлов. 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 результат того, что сверхновые типа II вносили более важный вклад в межзвездную среду во время их формирования, тогда как обогащение металлами сверхновых типа Ia произошло на более поздней стадии развития Вселенной. [21]

Ученые нацелились на эти самые старые звезды в нескольких различных исследованиях, включая исследование Тимоти К. Бирса и др . с помощью объективной призмы в Гонконге. [22] и исследование Гамбурга -ESO Норберта Кристлиба и др., [23] первоначально началось для слабых квазаров . На данный момент они обнаружили и подробно изучили около десяти звезд с ультрабедным содержанием металлов (UMP) (таких как Звезда Снедена , Звезда Кэрела , BD +17° 3248 ) и три старейшие звезды, известные на сегодняшний день: HE 0107-5240. , HE 1327-2326 и HE 1523-0901 . Звезда Каффау была признана звездой с самым низким содержанием металлов на сегодняшний день, 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 более низкой металличностью SMSS J031300.36-670839.3, обнаруженной с помощью данных астрономической съемки SkyMapper . Менее экстремальные по дефициту металлов, но более близкие и яркие и, следовательно, более известные, HD 122563 ( красный гигант ) и HD 140283 ( субгигант ).

Звезды населения III

[ редактировать ]

Возможное свечение звезд популяции III, полученное НАСА « Спитцер» космическим телескопом

Звезды населения III [24] представляют собой гипотетическую популяцию чрезвычайно массивных, ярких и горячих звезд, практически не содержащих «металлов» , за исключением, возможно, смешанных выбросов других близлежащих сверхновых ранней популяции III. Этот термин был впервые введен Невиллом Дж. Вульфом в 1965 году. [25] [26] Такие звезды, вероятно, существовали в очень ранней Вселенной (т.е. с большим красным смещением) и, возможно, начали производство химических элементов тяжелее водорода , которые необходимы для более позднего формирования планет и жизни , какой мы ее знаем. [27] [28]

Существование звезд населения III выведено из физической космологии , но непосредственно они еще не наблюдались. Косвенные доказательства их существования были найдены в гравитационно-линзовой галактике в очень отдаленной части Вселенной. [29] Их существование может объяснить тот факт, что тяжелые элементы, которые не могли возникнуть в результате Большого взрыва , наблюдаются в квазаров спектрах излучения . [9] Также считается, что они являются компонентами слабых голубых галактик . Вселенной Эти звезды, вероятно, вызвали период реионизации — главный фазовый переход газообразного водорода, составляющего большую часть межзвездной среды. Наблюдения за галактикой UDFy-38135539 позволяют предположить, что она могла сыграть роль в этом процессе реионизации. Европейская южная обсерватория обнаружила яркий карман ранних звезд населения в очень яркой галактике Cosmos Redshift 7 из периода реионизации примерно через 800 миллионов лет после Большого взрыва, на z = 6,60 . В остальной части галактики есть несколько более поздних, более красных звезд населения II. [27] [30] Некоторые теории утверждают, что существовало два поколения звезд населения III. [31]

Впечатление художника о первых звездах через 400 миллионов лет после Большого взрыва.

Текущая теория разделилась во мнениях относительно того, были ли первые звезды очень массивными или нет. Одна из возможностей состоит в том, что эти звезды были намного крупнее нынешних звезд: несколько сотен солнечных масс , а возможно, и до 1000 солнечных масс. Такие звезды будут очень недолговечными и просуществуют всего 2–5 миллионов лет. [32] Такие большие звезды могли быть возможны из-за отсутствия тяжелых элементов и гораздо более теплой межзвездной среды, возникшей в результате Большого взрыва. [ нужна ссылка ] И наоборот, теории, предложенные в 2009 и 2011 годах, предполагают, что первые звездные группы могли состоять из массивной звезды, окруженной несколькими звездами меньшего размера. [33] [34] [35] Меньшие звезды, если бы они остались в рождающемся скоплении, 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 солнечной массы ( M ☉ ) или меньше была бы выброшена из своего родового скопления прежде чем он накопит большую массу, он сможет 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, позволяет предположить, что эти безметалльные звезды 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. ответственны за их металлический состав [38] Это также объясняет, почему не наблюдалось ни одной маломассивной звезды с нулевой металличностью , несмотря на модели, построенные для звезд меньшего населения III. [39] [40] с нулевой металличностью Скопления, содержащие красные карлики или коричневые карлики (возможно, созданные сверхновыми с парной нестабильностью). [16] ) были предложены в качестве на темную материю , кандидатов [41] [42] но поиски этих типов MACHO с помощью гравитационного микролинзирования дали отрицательные результаты. [ нужна ссылка ]

Звезды населения II считаются семенами черных дыр в ранней Вселенной. большой массы В отличие от зародышей черных дыр , таких как черные дыры прямого коллапса , они произвели бы легкие. Если бы они могли вырасти до большей, чем ожидалось, массы, то они могли бы стать квазизвездами , другими гипотетическими зародышами тяжелых черных дыр, которые существовали бы на ранних этапах развития Вселенной до того, как водород и гелий были загрязнены более тяжелыми элементами.

Обнаружение звезд популяции III является целью космического телескопа Джеймса Уэбба НАСА . [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]

См. также

[ редактировать ]

Примечания

[ редактировать ]
  1. ^ Было высказано предположение, что недавние сверхновые SN 2006gy и SN 2007bi могли быть сверхновыми с парной нестабильностью , в которых взорвались такие сверхмассивные звезды популяции III. Кларк (2010) предполагает, что эти звезды могли образоваться сравнительно недавно в карликовых галактиках , поскольку они содержат в основном первичную, не содержащую металлов межзвездную материю . Прошлые сверхновые в этих маленьких галактиках могли выбрасывать свое богатое металлами содержимое на достаточно высоких скоростях, чтобы покинуть галактику, сохраняя при этом содержание металлов в маленьких галактиках очень низким. [15]

Ссылки

[ редактировать ]
  1. ^ Бааде, В. (1944). «Разрешение Мессье 32, NGC 205 и центральной области туманности Андромеды» . Астрофизический журнал . 100 : 137–146. Бибкод : 1944ApJ...100..137B . дои : 10.1086/144650 . Два типа звездного населения были выделены Оортом среди звезд нашей галактики 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. ^ Jump up to: а б с Гибсон, Британская Колумбия; Феннер, Ю.; Ренда, А.; Кавата, Д.; Хён Чхоль, Л. (2013). «Обзор: химическая эволюция Галактики» (PDF) . Публикации Астрономического общества Австралии . 20 (4). Издательство CSIRO: 401–415. arXiv : astro-ph/0312255 . Бибкод : 2003PASA...20..401G . дои : 10.1071/AS03052 . S2CID   12253299 . Архивировано из оригинала (PDF) 20 января 2021 года . Проверено 17 апреля 2018 г.
  4. ^ Кунт, Дэниел и Эстлин, Горан (2000). «Самые бедные металлами галактики» . Обзор астрономии и астрофизики . 10 (1): 1–79. arXiv : astro-ph/9911094 . Бибкод : 2000A&ARv..10....1K . дои : 10.1007/s001590000005 . S2CID   15487742 . Проверено 3 января 2022 г. - через Caltech.edu.
  5. ^ Шенрих, Р.; Бинни, Дж. (2009). «Происхождение и строение галактического диска (дисков)» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 399 (3): 1145–1156. arXiv : 0907.1899 . Бибкод : 2009MNRAS.399.1145S . дои : 10.1111/j.1365-2966.2009.15365.x .
  6. ^ Jump up to: а б Брайант, Лорен Дж. «Что движет звездами» . Научно-творческая деятельность. Университет Индианы . Архивировано из оригинала 16 мая 2016 года . Проверено 7 сентября 2005 г.
  7. ^ «Металлы» . astronomy.swin.edu.au . Космос . Проверено 1 апреля 2022 г.
  8. ^ Сайбурт, Ричард Х.; Филдс, Брайан Д.; Олив, Кейт А.; Да, Цунг-Хан (2016). «Нуклеосинтез Большого взрыва: современное состояние». Обзоры современной физики . 88 (1): 015004. arXiv : 1505.01076 . Бибкод : 2016RvMP...88a5004C . дои : 10.1103/RevModPhys.88.015004 . S2CID   118409603 .
  9. ^ Jump up to: а б 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. ^ Jump up to: а б Шлауфман, Кевин С.; Томпсон, Ян Б.; Кейси, Эндрю Р. (2018). «Звезда со сверхбедным содержанием металлов вблизи предела горения водорода» . Астрофизический журнал . 867 (2): 98. arXiv : 1811.00549 . Бибкод : 2018ApJ...867...98S . дои : 10.3847/1538-4357/aadd97 . S2CID   54511945 .
  11. ^ Сюй, Хао; Уайз, Джон Х.; Норман, Майкл Л. (29 июля 2013 г.). «Звезды и остатки населения III в галактиках с большим красным смещением». Американское астрономическое общество . 773 (2): 83. arXiv : 1305.1325 . Бибкод : 2013ApJ...773...83X . дои : 10.1088/0004-637X/773/2/83 . S2CID   118303030 .
  12. ^ «Обнаружена одна из старейших звезд Млечного Пути» . Научно-новостной . 6 ноября 2018 года . Проверено 12 июня 2020 г.
  13. ^ Фрайер, CL; Вусли, ЮВ; Хегер, А. (2001). «Сверхновые с парной нестабильностью, гравитационные волны и гамма-транзиенты». Астрофизический журнал . 550 (1): 372–382. arXiv : astro-ph/0007176 . Бибкод : 2001ApJ...550..372F . дои : 10.1086/319719 . S2CID   7368009 .
  14. ^ Хегер, А.; Фрайер, CL; Вусли, ЮВ; Лангер, Н.; Хартманн, Д.Х. (2003). «Как массивные одиночные звезды заканчивают свою жизнь». Астрофизический журнал . 591 (1): 288–300. arXiv : astro-ph/0212469 . Бибкод : 2003ApJ...591..288H . дои : 10.1086/375341 . S2CID   59065632 .
  15. ^ Кларк, Стюарт (февраль 2010 г.). «Первобытный великан: Звезда, которую забыло время» . Новый учёный . Проверено 1 февраля 2015 г.
  16. ^ Jump up to: а б Сальватерра, Р.; Феррара, А.; Шнайдер, Р. (2004). «Индуцированное образование первичных звезд малой массы». Новая астрономия . 10 (2): 113–120. arXiv : astro-ph/0304074 . Бибкод : 2004NewA...10..113S . дои : 10.1016/j.newast.2004.06.003 . S2CID   15085880 .
  17. ^ Сориано, Миссисипи; Воклер, С. (2009). «Новый сейсмический анализ звезды-хозяина экзопланеты Му Араэ». Астрономия и астрофизика . 513 : А49. arXiv : 0903.5475 . Бибкод : 2010A&A...513A..49S . дои : 10.1051/0004-6361/200911862 . S2CID   5688996 .
  18. ^ Лайнуивер, Чарльз Х. (2000). «Оценка возрастного распределения планет земной группы во Вселенной: количественная оценка металличности как эффекта отбора». Икар . 151 (2): 307–313. arXiv : astro-ph/0012399 . Бибкод : 2001Icar..151..307L . дои : 10.1006/icar.2001.6607 . S2CID   14077895 .
  19. ^ Бучхаве, Луизиана; и др. (2012). «Обилие небольших экзопланет вокруг звезд с широким диапазоном металличности». Природа . 486 (7403): 375–377. Бибкод : 2012Natur.486..375B . дои : 10.1038/nature11121 . ПМИД   22722196 . S2CID   4427321 .
  20. ^ ван Альбада, Т.С.; Бейкер, Н. (1973). «О двух Остергофовых группах шаровых скоплений» . Астрофизический журнал . 185 : 477–498. Бибкод : 1973ApJ...185..477В . дои : 10.1086/152434 .
  21. ^ Вулф, Артур М.; Гавизер, Эрик; Прочаска, Джейсон X. (2005). «Затухающие системы Ly‑α» . Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 43 (1): 861–918. arXiv : astro-ph/0509481 . Бибкод : 2005ARA&A..43..861W . дои : 10.1146/annurev.astro.42.053102.133950 . S2CID   119368187 .
  22. ^ Бирс, TC; Престон, Джорджия; Шектман, С.А. (1992). «Поиски звезд с очень низким содержанием металлов. II». Астрономический журнал . 103 : 1987. Бибкод : 1992AJ....103.1987B . дои : 10.1086/116207 . S2CID   121564385 .
  23. ^ Кристлиб, Н.; Висоцкий, Л.; Реймерс, Д.; Герен, Т.; Ритц, Дж.; Бирс, TC (1998). «Автоматический поиск звезд гало с низким содержанием металлов в обзоре объективной призмы Гамбурга / ESO». Серия конференций ASP . 666 . arXiv : astro-ph/9810183v1 .
  24. ^ Томинга, Н.; и др. (2007). «Нуклеосинтез сверхновых в популяции звезд III 13-50 Msolar и закономерности распространенности звезд с чрезвычайно низким содержанием металлов». Астрофизический журнал . 660 (5): 516–540. arXiv : astro-ph/0701381 . Бибкод : 2007ApJ...660..516T . дои : 10.1086/513063 . S2CID   119496577 .
  25. ^ Грин, Луи (апрель 1966 г.). «Наблюдательные аспекты космологии» . Небо и телескоп . 31 : 199. Бибкод : 1966S&T....31..199G .
  26. ^ Торнтон, Пейдж (март 1966 г.). «Наблюдательные аспекты космологии» . Наука . 151 (3716): 1411–1414, 1416–1418. Бибкод : 1966Sci...151.1411P . дои : 10.1126/science.151.3716.1411 . ПМИД   17817304 .
  27. ^ Jump up to: а б Собрал, Дэвид; Мэтти, Джоррит; Дарвиш, Бехнам; Шерер, Дэниел; Мобашер, Бахрам; Ретгеринг, Хууб Дж.А.; Сантос, Сержио; Хеммати, Шубане (4 июня 2015 г.). «Доказательства существования звездных популяций, подобных Pop 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 .
  28. ^ До свидания, Деннис (17 июня 2015 г.). «Астрономы сообщают об открытии самых ранних звезд, которые обогатили космос» . Нью-Йорк Таймс . Проверено 17 июня 2015 г.
  29. ^ Фосбери, RAE; и др. (2003). «Массивное звездообразование в гравитационно-линзовой галактике H II на z = 3,357». Астрофизический журнал . 596 (1): 797–809. arXiv : astro-ph/0307162 . Бибкод : 2003ApJ...596..797F . дои : 10.1086/378228 . S2CID   17808828 .
  30. ^ «Лучшие наблюдательные данные о звездах первого поколения во Вселенной» . Астрономический журнал . 17 июня 2015 г.
  31. ^ Бромм, В.; Ёсида, Н.; Эрнквист, Л.; Макки, CF (2009). «Образование первых звезд и галактик». Природа . 459 (7243): 49–54. arXiv : 0905.0929 . Бибкод : 2009Natur.459...49B . дои : 10.1038/nature07990 . ПМИД   19424148 . S2CID   10258026 .
  32. ^ Окубо, Такуя; Номото, Кеничи; Умеда, Хидеюки; Ёсида, Наоки; Цурута, Сатико (1 декабря 2009 г.). «Эволюция очень массивных звезд населения III с массовой аккрецией от пре-главной последовательности до коллапса» . Астрофизический журнал . 706 (2): 1184–1193. arXiv : 0902.4573 . Бибкод : 2009ApJ...706.1184O . дои : 10.1088/0004-637X/706/2/1184 . ISSN   0004-637X .
  33. ^ Редд, Нола (февраль 2011 г.). «В конце концов, первые звезды Вселенной не были одиночками» . Space.com . Проверено 1 февраля 2015 г.
  34. ^ Томпсон, Андреа (январь 2009 г.). «Как формируются массивные звезды: найдено простое решение» . Space.com . Проверено 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 населения III звезд до наших дней» . Астрофизический журнал . 901 (1): 16. arXiv : 1712.06912 . Бибкод : 2020ApJ...901...16D . дои : 10.3847/1538-4357/abadf8 . S2CID   209386374 .
  37. ^ Умеда, Хидеюки; Номото, Кен'Ичи (2003). «Сверхновые, образующие черные дыры первого поколения, и характер содержания металлов в звезде с очень низким содержанием железа». Природа . 422 (6934): 871–873. arXiv : astro-ph/0301315 . Бибкод : 2003Natur.422..871U . дои : 10.1038/nature01571 . ПМИД   12712199 . S2CID   4424736 .
  38. ^ Пузия, Томас Х.; Кисслер-Патиг, Маркус; Гудфрой, Пол (2006). «Чрезвычайно обогащенные α-шаровые скопления в галактиках раннего типа: шаг к зарождению звездного населения?». Астрофизический журнал . 648 (1): 383–388. arXiv : astro-ph/0605210 . Бибкод : 2006ApJ...648..383P . дои : 10.1086/505679 . S2CID   9815509 .
  39. ^ Сисс, Лайонел; Ливио, Марио; Латтанцио, Джон (2002). «Структура, эволюция и нуклеосинтез первичных звезд». Астрофизический журнал . 570 (1): 329–343. arXiv : astro-ph/0201284 . Бибкод : 2002ApJ...570..329S . дои : 10.1086/339733 . S2CID   18385975 .
  40. ^ Гибсон, Карл Х.; Ньювенхейзен, Тео М.; Шильд, Рудольф Э. (2013). «Почему в гало Галактики наблюдается так много примитивных звезд». Журнал космологии . 22 : 10163. arXiv : 1206.0187 . Бибкод : 2013JCos...2210163G .
  41. ^ Керинс, Э.Дж. (1997). «Звезды с очень малой массой с нулевой металличностью как темная материя гало». Астрономия и астрофизика . 322 : 709. arXiv : astro-ph/9610070 . Бибкод : 1997A&A...322..709K .
  42. ^ Санчес-Сальседо, Ф.Дж. (1997). «О жестких ограничениях на массивные темные скопления в галактическом гало» . Письма астрофизического журнала . 487 (1): Л61. Бибкод : 1997ApJ...487L..61S . дои : 10.1086/310873 .
  43. ^ Ридберг, CE; Закриссон, Э.; Лундквист, П.; Скотт, П. (март 2013 г.). «Обнаружение изолированных звезд популяции III с помощью космического телескопа Джеймса Уэбба» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 429 (4): 3658–3664. arXiv : 1206.0007 . Бибкод : 2013MNRAS.429.3658R . дои : 10.1093/mnras/sts653 .
  44. ^ Ван, Синь; и др. (8 декабря 2022 г.). «Сильный излучатель He II λ1640 с чрезвычайно синим наклоном УФ-спектра при z = 8,16: наличие звезд Поп III?». arXiv : 2212.04476 [ astro-ph.GA ].
  45. ^ Каллаган, Джонатан (30 января 2023 г.). «Астрономы говорят, что заметили первые звезды Вселенной. Теория гласит, что звезды «Населения III» принесли свет в космос. Космический телескоп Джеймса Уэбба, возможно, только что заметил их» . Журнал Кванта . Проверено 31 января 2023 г.

Дальнейшее чтение

[ редактировать ]
Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Stellar_population&oldid=1235349363#Population_II_stars"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: 8573b8f5feb3bf039c17de8ad108f546__1721325300
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/85/46/8573b8f5feb3bf039c17de8ad108f546.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Stellar population - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)