Прејди на содржината

Ѕвездено население

Од Википедија — слободната енциклопедија
„Создавање ѕвезди“ води овде. За постапката со која молекуларните облаци колабираат и образуваат ѕвезди, видете Ѕвездообразба.
Уметничка сфаќање за спиралната структура на Млечниот Пат што ги прикажува општите категории на население на Баде. „Сините“ региони во спиралните краци се составени од помладото население на I ѕвезди, додека „жолтите“ ѕвезди во средишната испакнатост се постарото население на II ѕвезди. Во стварноста, многу население на I ѕвезди се среќаваат и помешани со постарото население на II ѕвезди.

Во 1944 година, Валтер Баде ги категоризирал групите ѕвезди во Млечниот Пат во ѕвездени населенија. Во апстрактот на статијата на Баде, тој признава дека Јан Орт првично го замислил овој вид класификација во 1926 година.[1]

Баде забележал дека посините ѕвезди биле силно поврзани со спиралните краци, а жолтите ѕвезди доминирале во близина на средишната галактичка испакнатост и во збиените ѕвездени јата.[2] Две главни поделби биле дефинирани како население I и население II, со уште една понова, хипотетичка поделба наречена население III додадено во 1978 година.

Помеѓу видовите население, биле пронајдени значајни разлики со нивните поединечни набљудувани ѕвездени спектри. Тие подоцна се покажале како многу важни и веројатно се поврзани со образувањето ѕвезди, набљудуваната кинематика,[3] ѕвездената старост, па дури и еволуцијата на галаксиите и во спиралните и во елиптичните галаксии. Овие три едноставни класи на население, корисно ги поделиле ѕвездите според нивниот хемиски состав или металичност.[3][4][5]

По дефиниција, секоја група на население го покажува трендот каде што намалувањето на содржината на метал укажува на зголемување на староста на ѕвездите. Оттука, првите ѕвезди во универзумот (многу ниска содржина на метал) биле сметани за население III, стари ѕвезди (ниска металичност) како население II, и неодамнешните ѕвезди (висока металичност) како население I.[6] Сонцето е сметано за население I, неодамнешна ѕвезда со релативно висока металичност од 1,4%. Треба да биде забележано дека астрофизичката номенклатура смета дека секој елемент потежок од хелиумот е „метал“, вклучувајќи ги хемиските неметали како што е кислородот.[7]

Ѕвезден развој

[уреди | уреди извор]

Набљудувањето на ѕвездените спектри открило дека ѕвездите постари од Сонцето имаат помалку тешки елементи во споредба со Сонцето.[3] Ова веднаш навредува дека металичноста еволуирала низ генерациите на ѕвезди преку постапката на ѕвездена нуклеосинтеза.

Образување на првите ѕвезди

[уреди | уреди извор]

Според сегашните космолошки модели, целата материја создадена во Големата експлозија главно била водород (75%) и хелиум (25%), со само многу мал дел кој се состои од други лесни елементи како што се литиум и берилиум.[8] Кога универзумот доволно се оладил, првите ѕвезди се родиле како ѕвезди од населението II, без никакви контаминирачки потешки метали. Претпоставувано е дека ова влијаело на нивната структура, така што нивната ѕвездена маса станала стотици пати поголема од онаа на Сонцето. За возврат, овие масивни ѕвезди исто така еволуирале многу брзо, а нивните нуклеосинтетички постапки ги создале првите 26 елементи (до железо во периодниот систем).[9]

Многу теоретски ѕвездени модели покажуваат дека повеќето ѕвездите од населението III со голема маса, брзо го исцрпувале горивото и веројатно експлодирале во крајно енергични супернови со нестабилност на парови. Тие експлозии темелно би го распрснале нивниот материјал, исфрлајќи метали во меѓуѕвездениот медиум (МЅМ), за да се вградат во подоцнежните генерации ѕвезди. Нивното уништување наведува дека нема галактички ѕвезди од населението III со висока масa, кои треба да бидат набљудувани.[10] Меѓутоа, дел од ѕвездите од населението III може да бидат видени во галаксии со големо црвено поместување, чија светлина настанала за време на претходната историја на универзумот.[11] Научниците пронашле докази за крајно мала ѕвезда сиромашна со метал, малку помала од Сонцето, пронајдена во двоен систем на спиралните краци на Млечниот Пат. Откритието отвора можност за набљудување на уште постари ѕвезди.[12]

Ѕвездите премногу масивни за да произведат супернови со нестабилност на парови, најверојатно, ќе колабирале во црни дупки преку постапка позната како фотодезинтеграција. Овде некоја материја можеби избегала за време на оваа постапка во облик на релативистички млазови, и тоа би можело да ги шири првите метали во универзумот.[13][14][б 1]

Образување на набљудуваните ѕвезди

[уреди | уреди извор]

Најстарите ѕвезди забележани досега,[10] познати како население II, имаат многу ниски металичности;[6][16] како што се раѓале следните генерации ѕвезди, тие станале повеќе збогатени со метал, бидејќи гасовитите облаци од кои биле образувани ја примале прашината богата со метал, произведена од претходните генерации ѕвезди од населението III.

Како тие ѕвезди од населението II умирале, тие го враќале материјалот збогатен со метал во меѓуѕвездената средина преку планетарни маглини и супернови, збогатувајќи ги дополнително маглините, од кои биле образувани поновите ѕвезди. Овие најмлади ѕвезди, вклучувајќи го и Сонцето, имаат најголема содржина на метал и се познати како ѕвезди од населението I.

Хемиска класификација според Валтер Баде

[уреди | уреди извор]

Ѕвезди од населението I

[уреди | уреди извор]
Ѕвездата Ригел од населението I, со отсјајната маглина IC 2118.

Ѕвездите од населението I се млади ѕвезди со најголема металичност од сите три населенија и почесто се наоѓаат во спиралните краци на галаксијата Млечен Пат. Сонцето е сметано за средна ѕвезда од населението I, додека ѕвездата Му Арае е многу побогат со метали.[17] (Поимот „ѕвезда богата со метал“ е користен за опишување на ѕвезди со значително поголема металичност од Сонцето; повисока отколку што може да биде објаснето со грешка во мерењето.)

Ѕвездите од населението I обично имаат правилни елипсовидни орбити на Галактичкото Средиште, со мала релативна брзина. Претходно било претпоставувано дека високата металичност на ѕвездите од населението I, ги прави поверојатно да поседуваат планетарни системи отколку другите две вида население, бидејќи е сметано дека планетите, особено земјовидните планети, биле создадени од насобирање на метали.[18] Сепак, набљудувањата на податоците од вселенскиот телескоп „Кеплер“ откриле помали планети околу ѕвезди со опсег на металичност, додека само поголемите, потенцијални гасни џинови се концентрирани околу ѕвезди со релативно поголема металност - откритие што има импликации за теориите за создавање гасни џинови.[19] Помеѓу средните ѕвезди од населението I и населението II, доаѓа среден диск на население.

Ѕвезди од населението II

[уреди | уреди извор]
Млечниот пат. Ѕвездите од населението II се во галактичката испакнатост и збиените јата.
Уметничко сфаќање за поле на ѕвезди од население III, 100 милиони години по Големата експлозија.

Ѕвездите од населението II, односно оние кои се сиромашни со метал, се оние со релативно малку елементи потешки од хелиумот. Овие тела биле образувани во поранешно време на универзумот. Средните ѕвезди од населението II, се вообичаени во испакнатините во близина на средиштето на Млечниот Пат, додека ѕвездите од населението II кои се наоѓаат во галактичкиот ореол се постари, а со тоа и повеќе со недостаток на метал. Збиените јата исто така содржат голем број на ѕвезди од населението II.[20]

Особина на ѕвездите од населението II е дека и покрај нивната помала вкупна металичност, тие често имаат поголем сооднос на „алфа елементи“ (елементи произведени од постапката на алфа, како кислород и неон) во однос на железото (Fe) во споредба со ѕвездите од населението I; сегашната теорија наведува дека ова е резултат на суперновите од видот II кои биле поважни придонесувачи за меѓуѕвездениот медиум во времето на нивното образуваање, додека металското збогатување на суперновата од видот Ia, дошло во подоцнежна фаза од развојот на универзумот.[21]

Научниците ги целеле овие најстари ѕвезди во неколку различни истражувања, вклучително и истражувањето на објективната призма на HK на Тимоти К. Бирс и соработниците,[22] и истражувањето на хамбуршката Европска јужна набљудувачница, од Норберт Кристлиб и соработниците,[23] првично започнале за слаби квазари. Досега, тие откриле и подробно проучиле околу десет ѕвезди кои се крајно сиромашни со метал (како што се Снеденовата ѕвезда, Кејреловата ѕвезда, BD +17° 3248) и три од најстарите ѕвезди познати до денес: HE 0107-5240, HE 1327-2326 и HE 1523-0901. Кафауовата ѕвезда била идентификувана како ѕвезда со најсиромашна метал досега кога била пронајдена во 2012 година, користејќи податоци од Истражувањето на Слоуновото дигитално небо. Меѓутоа, во февруари 2014 година, било објавено откривањето на ѕвезда со уште помала металичност, SMSS J031300.36-670839.3 најдена со помош на податоците од астрономските истражувања SkyMapper. Помалку крајни во нивниот недостаток на метал, но поблиски и посветли и оттука подолго познати, се HD 122563 (црвен џин) и HD 140283 (подџин).

Ѕвезди од населението III

[уреди | уреди извор]
Можен сјај на ѕвездите од населението III, снимени со вселенскиот телескоп „Шпицер“ на НАСА.

Ѕвездите од населението III[24] се хипотетичко население на крајно масивни, светли и жешки ѕвезди без практично никакви „метали“, освен можеби за мешање на исфрлање од друга блиска, рани супернови од населението III. Поимот првпат бил воведен од Невил Џ. Вулф во 1965 година.[25][26] Ваквите ѕвезди веројатно постоеле во многу раниот универзум (т.е. со големо црвено поместување) и можеби започнале со производство на хемиски елементи потешки од водородот, кои се потребни за подоцнежното образување на планетите и животот каков што го знаеме.[27][28]

Постоењето на ѕвездите од населението III е заклучок од физичката космологија, но тие сè уште не се директно забележани. Индиректни докази за нивното постоење се пронајдени во галаксија со гравитациски леќи во многу далечен дел од универзумот.[29] Нивното постоење може да се должи на фактот дека тешките елементи - кои не можеле да се создадат во Големата експлозија - се забележани во емисионите спектри на квазари.[9] Сметано е дека тие се составни делови на слабо сини галаксии. Овие ѕвезди веројатно го активирале периодот на рејонизација на универзумот, главна фаза на премин на водородниот гас кој го сочинува најголемиот дел од меѓуѕвездената средина. Набљудувањата на галаксијата UDFy-38135539 наведуваат дека можеби имала улога во оваа постапка на рејонизација. Европската јужна набљудувачница открила светол џеб од ѕвезди од раната население во многу светлата галаксија Космос Редшифт 7 од периодот на рејонизација околу 800 милиони години по Големата експлозија, на z = 6.60. Остатокот од галаксијата има малку подоцна поцрвена ѕвезди од населението II.[27][30] Некои теории тврдат дека имало две генерации на ѕвезди од населението III.[31]

Уметничко толкување за првите ѕвезди, 400 милиони години по Големата експлозија.

Сегашната теорија е поделена околу тоа дали првите ѕвезди биле многу масивни или не. Една можност е дека овие ѕвезди биле многу поголеми од сегашните ѕвезди: неколку стотици сончеви маси, а можеби и до 1.000 сончеви маси. Таквите ѕвезди би биле многу краткотрајни и ќе траат само 2-5 милиони години.[32] Ваквите големи ѕвезди можеби биле можни поради недостаток на тешки елементи и многу потопол меѓуѕвезден медиум од Големата експлозија.[се бара извор] Спротивно на тоа, теориите предложени во 2009 и 2011 година наведуваат дека првите ѕвездени групи можеби се состоеле од масивна ѕвезда опкружена со неколку помали ѕвезди.[33][34][35] Помалите ѕвезди, доколку останат во родното јато, би собирале повеќе гасови и не би можеле да преживеат до денес, но една студија од 2017 година заклучила дека ако ѕвезда од 0,8 сончева маса (M☉) или помалку биле исфрлени од неговото родно јато пред да насобира поголема маса, може да преживее до денес, можеби дури и во нашата галаксија Млечен Пат.[36]

Анализа на податоци со крајно ниска металичностна ѕвезди од населението II, како HE 0107-5240, за кои се смета дека ги содржат металите произведени во ѕвездите од населението III, наведуваат дека овие ѕвезди без метал имале маса од 20~130 сончеви маси.[37] Од друга страна, анализата на ѕвездени јата поврзани со елиптични галаксии, наведува дека суперновите со нестабилност на парови, кои обично се поврзани со многу масивни ѕвезди, се одговорни за нивниот метален состав.[38] Ова исто така објаснува зошто нема забележани ѕвезди со мала маса со нулта металичност, и покрај моделите конструирани за помали ѕвезди од населението III.[39][40] Јата кои содржат црвени џуџиња со нулта металност или кафеави џуџиња (веројатно создадени од супернови со нестабилност на парови) се предложени како кандидати за темна материја,[41][42] но пребарувањето за овие видови на масивно збиени ореолни тела преку гравитациското гледање со микролеќи дава негативни резултати.[се бара извор]

Ѕвездите од население II се сметани за „семиња“ на црните дупки во раниот универзум. За разлика од семињата на црните дупки со голема маса, како што се црните дупки со директна пропаст, тие би создале лесни. Ако би можеле да пораснат до поголеми од очекуваните маси, тогаш тие би можеле да бидат квазиѕвезди, други хипотетички семиња на тешки црни дупки кои би постоеле во раниот развој на Универзумот пред водородот и хелиумот да бидат контаминирани со потешки елементи.

Откривање на ѕвезди од население III ѕвезди е целта на вселенскиот телескоп „Џејмс Веб“ на НАСА.[43]

На 8 декември 2022 година, астрономите известиле за можно откривање на ѕвезди од населението III, во галаксија со големо црвено поместување, наречена RX J2129–z8He II.[44][45]

Поврзано

[уреди | уреди извор]

Забелешки

[уреди | уреди извор]
  1. ↑ Било предложено дека скорешните супернови SN 2006gy и SN 2007bi може да биле супернови со парна нестабилност каде што супермасивните ѕвезди од населението III експлодирале. Кларк (2010 година) шпекулирал дека овие ѕвезди можеле да биле образувани скорешно во џуџестите галаксии, оттогаш тие состојат воглавно првобитна, безметална меѓуѕвездена материја. Изминатите супернови во овие мали галаксии можеле да ги исфрлиле нивните содржини богати со метали со брзини доволно високо за истите да излезат од галаксијата, имајќи ја многу ниската содржина на метал во малите галаксии.[15]

Наводи

[уреди | уреди извор]
  1. ↑ Baade, W. (1944). „The resolution of Messier 32, NGC 205, and the central region of the Andromeda nebula“. Astrophysical Journal. 100: 137–146. Bibcode:1944ApJ...100..137B. doi:10.1086/144650. The two types of stellar populations had been recognized among the stars of our own galaxy by Oort as early as 1926.
  2. ↑ Shapley, Harlow (1977). Hodge, Paul (уред.). Galaxies (3. изд.). Harvard University Press. стр. 62–63. ISBN 978-0674340510 – преку Archive.org.
  3. ↑ 3,0 3,1 3,2 Gibson, B.K.; Fenner, Y.; Renda, A.; Kawata, D.; Hyun-chul, L. (2013). „Review: Galactic chemical evolution“ (PDF). Publications of the Astronomical Society of Australia. CSIRO publishing. 20 (4): 401–415. arXiv:astro-ph/0312255. Bibcode:2003PASA...20..401G. doi:10.1071/AS03052. S2CID 12253299. Архивирано од изворникот (PDF) на 20 јануари 2021. Посетено на 24 август 2024.
  4. ↑ Kunth, Daniel; Östlin, Göran (2000). „The most metal-poor galaxies“. The Astronomy and Astrophysics Review. 10 (1): 1–79. arXiv:astro-ph/9911094. Bibcode:2000A&ARv..10....1K. doi:10.1007/s001590000005. S2CID 15487742. Посетено на 24 август 2024 – преку caltech.edu. Занемарен непознатиот параметар |name-list-style= (help)
  5. ↑ Schönrich, R.; Binney, J. (2009). „Origin and structure of the Galactic disc(s)“. 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. ↑ 6,0 6,1 Bryant, Lauren J. „What makes stars tick“. Research & Creative Activity. Индијански универзитет. Архивирано од изворникот на 16 мај 2016. Посетено на 24 август 2024.
  7. ↑ „Metals“. astronomy.swin.edu.au. Cosmos. Посетено на 24 август 2024.
  8. ↑ Cyburt, Richard H.; Fields, Brian D.; Olive, Keith A.; Yeh, Tsung-Han (2016). „Big bang nucleosynthesis: Present status“. Reviews of Modern Physics. 88 (1): 015004. arXiv:1505.01076. Bibcode:2016RvMP...88a5004C. doi:10.1103/RevModPhys.88.015004. S2CID 118409603.
  9. ↑ 9,0 9,1 Heger, A.; Woosley, S.E. (2002). „The nucleosynthetic signature of Population III“. Astrophysical Journal. 567 (1): 532–543. arXiv:astro-ph/0107037. Bibcode:2002ApJ...567..532H. doi:10.1086/338487. S2CID 16050642.
  10. ↑ 10,0 10,1 Schlaufman, Kevin C.; Thompson, Ian B.; Casey, Andrew R. (2018). „An ultra metal-poor star near the hydrogen-burning Limit“. The Astrophysical Journal. 867 (2): 98. arXiv:1811.00549. Bibcode:2018ApJ...867...98S. doi:10.3847/1538-4357/aadd97. S2CID 54511945.
  11. ↑ Xu, Hao; Wise, John H.; Norman, Michael L. (29 July 2013). „Population III stars and remnants in high-redshift galaxies“. The American Astronomical Society. 773 (2): 83. arXiv:1305.1325. Bibcode:2013ApJ...773...83X. doi:10.1088/0004-637X/773/2/83. S2CID 118303030.
  12. ↑ „One of Milky Way's oldest stars discovered“. Sci-News. 6 November 2018. Посетено на 24 август 2024.
  13. ↑ Fryer, C. L.; Woosley, S. E.; Heger, A. (2001). „Pair-instability supernovae, gravity waves, and gamma-ray transients“. The Astrophysical Journal. 550 (1): 372–382. arXiv:astro-ph/0007176. Bibcode:2001ApJ...550..372F. doi:10.1086/319719. S2CID 7368009.
  14. ↑ Heger, A.; Fryer, C. L.; Woosley, S. E.; Langer, N.; Hartmann, D. H. (2003). „How massive single stars end their life“. The Astrophysical Journal. 591 (1): 288–300. arXiv:astro-ph/0212469. Bibcode:2003ApJ...591..288H. doi:10.1086/375341. S2CID 59065632.
  15. ↑ Clark, Stuart (February 2010). „Primordial giant: The star that time forgot“. New Scientist. Посетено на 24 август 2024.
  16. ↑ Salvaterra, R.; Ferrara, A.; Schneider, R. (2004). „Induced formation of primordial low-mass stars“. New Astronomy. 10 (2): 113–120. arXiv:astro-ph/0304074. Bibcode:2004NewA...10..113S. doi:10.1016/j.newast.2004.06.003. S2CID 15085880.
  17. ↑ Soriano, M.S.; Vauclair, S. (2009). „New seismic analysis of the exoplanet-host star Mu Arae“. Astronomy and Astrophysics. 513: A49. arXiv:0903.5475. Bibcode:2010A&A...513A..49S. doi:10.1051/0004-6361/200911862. S2CID 5688996.
  18. ↑ Lineweaver, Charles H. (2000). „An estimate of the age distribution of terrestrial planets in the universe: Quantifying metallicity as a selection effect“. Icarus. 151 (2): 307–313. arXiv:astro-ph/0012399. Bibcode:2001Icar..151..307L. doi:10.1006/icar.2001.6607. S2CID 14077895.
  19. ↑ Buchhave, L.A.; и др. (2012). „An abundance of small exoplanets around stars with a wide range of metallicities“. Nature. 486 (7403): 375–377. Bibcode:2012Natur.486..375B. doi:10.1038/nature11121. PMID 22722196. S2CID 4427321.
  20. ↑ van Albada, T. S.; Baker, N. (1973). „On the two Oosterhoff groups of globular clusters“. Astrophysical Journal. 185: 477–498. Bibcode:1973ApJ...185..477V. doi:10.1086/152434.
  21. ↑ Wolfe, Arthur M.; Gawiser, Eric; Prochaska, Jason X. (2005). „Damped Ly‑α systems“. 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. ↑ Beers, T. C.; Preston, G. W.; Shectman, S. A. (1992). „A Search for Stars of Very Low Metal Abundance. 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, T. C. (1998). „An Automated Search for Metal-Poor Halo Stars in the Hamburg/ESO Objective-Prism Survey“. ASP Conference Series. 666. arXiv:astro-ph/9810183v1.
  24. ↑ Tominga, N.; и др. (2007). „Supernova nucleosynthesis in population III 13-50 Msolar stars and abundance patterns of extremely metal-poor stars“. Astrophysical Journal. 660 (5): 516–540. arXiv:astro-ph/0701381. Bibcode:2007ApJ...660..516T. doi:10.1086/513063. S2CID 119496577.
  25. ↑ Green, Louis (April 1966). „Observational Aspects of Cosmology“. Sky and Telescope. 31: 199. Bibcode:1966S&T....31..199G.
  26. ↑ Thornton, Page (март 1966). „Observational Aspects of Cosmology“. Science. 151 (3716): 1411–1414, 1416–1418. Bibcode:1966Sci...151.1411P. doi:10.1126/science.151.3716.1411. PMID 17817304.
  27. ↑ 27,0 27,1 Sobral, David; Matthee, Jorryt; Darvish, Behnam; Schaerer, Daniel; Mobasher, Bahram; Röttgering, Huub J.A.; Santos, Sérgio; Hemmati, Shoubaneh (4 June 2015). „Evidence for Pop III-like stellar populations in the most luminous Lyman-α emitters at the epoch of re-ionisation: Spectroscopic confirmation“. 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 јуни 2015). „Astronomers report finding earliest stars that enriched the cosmos“. The New York Times. Посетено на 24 август 2024.
  29. ↑ Fosbury, R.A.E.; и др. (2003). „Massive star formation in a gravitationally lensed H II galaxy at z = 3.357“. Astrophysical Journal. 596 (1): 797–809. arXiv:astro-ph/0307162. Bibcode:2003ApJ...596..797F. doi:10.1086/378228. S2CID 17808828.
  30. ↑ „Best observational evidence of first-generation stars in the universe“. Astronomy Magazine. 17 June 2015.
  31. ↑ Bromm, V.; Yoshida, N.; Hernquist, L.; McKee, C.F. (2009). „The formation of the first stars and galaxies“. Nature. 459 (7243): 49–54. arXiv:0905.0929. Bibcode:2009Natur.459...49B. doi:10.1038/nature07990. PMID 19424148. S2CID 10258026.
  32. ↑ Ohkubo, Takuya; Nomoto, Ken'ichi; Umeda, Hideyuki; Yoshida, Naoki; Tsuruta, Sachiko (2009-12-01). „Evolution of very massive Population III stars with mass accretion from pre-main sequence to collapse“. 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. ↑ Redd, Nola (February 2011). „The universe's first stars weren't loners after all“. Space.com. Посетено на 24 август 2024.
  34. ↑ Thompson, Andrea (January 2009). „How massive stars form: Simple solution found“. Space.com. Посетено на 24 август 2024.
  35. ↑ Carr, Bernard J. „Cosmology, Population III“. Калифорниски институт за технологија.
  36. ↑ Dutta, J.; Sur, S.; Stacy, A.; Bagla, J.S. (2020). „Modeling the Survival of Population III Stars to the Present Day“. 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). „First-generation black-hole-forming supernovae and the metal abundance pattern of a very iron-poor star“. 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). „Extremely α-enriched globular clusters in early-type galaxies: A step toward the dawn of stellar populations?“. 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). „Structure, evolution, and nucleosynthesis of primordial stars“. The Astrophysical Journal. 570 (1): 329–343. arXiv:astro-ph/0201284. Bibcode:2002ApJ...570..329S. doi:10.1086/339733. S2CID 18385975.
  40. ↑ Gibson, Carl H.; Nieuwenhuizen, Theo M.; Schild, Rudolph E. (2013). „Why are so many primitive stars observed in the Galaxy halo“. Journal of Cosmology. 22: 10163. arXiv:1206.0187. Bibcode:2013JCos...2210163G.
  41. ↑ Kerins, E.J. (1997). „Zero-metallicity very low mass stars as halo dark matter“. Astronomy and Astrophysics. 322: 709. arXiv:astro-ph/9610070. Bibcode:1997A&A...322..709K.
  42. ↑ Sanchez-Salcedo, F.J. (1997). „On the stringent constraint on massive dark clusters in the galactic halo“. Astrophysical Journal Letters. 487 (1): L61. Bibcode:1997ApJ...487L..61S. doi:10.1086/310873.
  43. ↑ Rydberg, C.-E.; Zackrisson, E.; Lundqvist, P.; Scott, P. (March 2013). „Detection of isolated population III stars with the James Webb Space Telescope“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 429 (4): 3658–3664. arXiv:1206.0007. Bibcode:2013MNRAS.429.3658R. doi:10.1093/mnras/sts653.
  44. ↑ Wang, Xin; и др. (8 декември 2022). „A strong He II λ1640 emitter with extremely blue UV spectral slope at z=8.16: presence of Pop III stars?“. arXiv:2212.04476 [astro-ph.GA].
  45. ↑ Callaghan, Jonathan (30 јануари 2023). „Astronomers Say They Have Spotted the Universe's First Stars - Theory has it that "Population III" stars brought light to the cosmos. The James Webb Space Telescope may have just glimpsed them“. Quanta Magazine. Посетено на 24 август 2024.

Дополнителна книжевност

[уреди | уреди извор]
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Ѕвездено_население&oldid=5262489“