Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
О металличности химических элементов см. Свойства металлов, металлоидов и неметаллов .
Шаровое скопление M80 . Звезды в шаровых скоплениях - это в основном пожилые бедные металлами члены популяции II .

В астрономии , Металличность является обилие элементов , присутствующих в объекте, которые тяжелее водорода и гелия . Большая часть нормальной физической материи во Вселенной состоит из водорода или гелия, и астрономы используют слово «металлы» как удобный краткий термин для «всех элементов, кроме водорода и гелия». Это использование отличается от обычного физического определения твердого металла . Звезды и туманности с относительно высоким содержанием углерода , азота , кислорода и неона.в астрофизических терминах называются «богатыми металлами», хотя в химии эти элементы не являются металлами.

Присутствие более тяжелых элементов происходит от звездного нуклеосинтеза , теории о том, что большинство элементов во Вселенной тяжелее водорода и гелия (далее «металлы») образуются в ядрах звезд по мере их эволюции . Со временем звездные ветры и сверхновые отдают металлы в окружающую среду, обогащая межзвездную среду и обеспечивая переработку материалов для рождения новых звезд . Отсюда следует, что старшие поколения звезд, которые сформировались в бедной металлами ранней Вселенной , обычно имеют более низкую металличность, чем у младших поколений, которые сформировались в более богатой металлами Вселенной.

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 разных популяций звезд . [1] Они стали широко известны как звезды населения I (богатые металлами) и населения II (бедные металлами). Третье звездное население было введено в 1978 году, известное как звезды населения III . [2] [3] [4] Теоретически эти чрезвычайно бедные металлом звезды были «первородными» звездами, созданными во Вселенной.

Общие методы расчета [ править ]

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

Массовая доля [ править ]

Звездная композиция часто просто определяется параметрами Х , Y и Z . Здесь X - массовая доля водорода , Y - массовая доля гелия , Z - массовая доля всех остальных химических элементов. Таким образом

В большинстве звезд , туманностей , областей H II и других астрономических источников водород и гелий являются двумя доминирующими элементами. Массовая доля водорода обычно выражается как , где - общая масса системы, а - фракционная масса содержащегося в ней водорода. Точно так же массовая доля гелия обозначается как . Остальные элементы в совокупности называются «металлами», а металличность - массовая доля элементов тяжелее гелия - может быть рассчитана как

Для поверхности Солнца эти параметры измеряются и имеют следующие значения: [5]

ОписаниеСолнечная ценность
Массовая доля водорода
Массовая доля гелия
Металличность

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

Коэффициенты химического содержания [ править ]

Общая металличность звезды обычно определяется с использованием общего содержания железа в звезде, поскольку это элемент, который легко измерить с помощью спектральных наблюдений в видимом спектре (даже несмотря на то, что кислород является наиболее распространенным тяжелым элементом - см. Металличность в областях HII ниже). Коэффициент содержания - это десятичный логарифм отношения содержания железа в звезде к содержанию железа на Солнце и рассчитывается следующим образом: [6]

где и - количество атомов железа и водорода в единице объема соответственно. Единицей измерения металличности является dex , сокращение от «десятичной экспоненты». Согласно этой формулировке звезды с более высокой металличностью, чем Солнце, имеют положительный десятичный логарифм , тогда как звезды с более высоким содержанием водорода имеют соответствующее отрицательное значение. Например, звезды со значением [Fe / H] +1 имеют в 10 раз большую металличность Солнца (10 1 ); наоборот, те , со значением [Fe / H] -1 есть 1 / 10 , в то время как те , с [Fe / H] значение 0 имеют тот же металличности , как солнце, и так далее. [7]Молодые звезды населения I имеют значительно более высокое отношение железа к водороду, чем более старые звезды населения II. Звезды Primordial Population III , по оценкам, имеют металличность менее −6, что составляет миллионную часть содержания железа на Солнце. [8] [9] Те же обозначения используются для выражения вариаций содержания между другими отдельными элементами по сравнению с солнечными пропорциями. Например, обозначение «[O / Fe]» представляет собой разницу в логарифме содержания кислорода в звезде по сравнению с содержанием в нем железа 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 [/ Fe] вполне может указывать на связанный, изученный ядерный процесс.

Фотометрические цвета [ править ]

Астрономы могут оценивать металличность с помощью измеренных и откалиброванных систем, которые коррелируют фотометрические измерения и спектроскопические измерения (см. Также Спектрофотометрия ). Например, фильтры Johnson UVB могут использоваться для обнаружения ультрафиолетового (УФ) избытка в звездах [10], где меньший УФ-избыток указывает на большее присутствие металлов, которые поглощают ультрафиолетовое излучение , тем самым заставляя звезду казаться «более красной». [11] [12] [13] УФ-избыток, δ (U − B), определяется как разница между звездными величинами в полосах U и B.по сравнению с разницей между звездными величинами в полосах U и B богатых металлами звезд в скоплении Гиады . [14] К сожалению, δ (U − B) чувствительно 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) [14 ] (см. также эффект Бланкетинга [15] [16] ). Чтобы помочь смягчить это вырождение, цвет звезды B − V может использоваться в качестве индикатора температуры. Кроме того, УФ-избыток и цвет B-V можно скорректировать, чтобы связать значение δ (U-B) с содержаниями железа. [17] [18] [19]

Другие фотометрические системы, которые могут быть использованы для определения металличности некоторых астрофизических объектов, включают систему Стремгрена [20] [21], Женевскую систему, [22] [23] Вашингтонскую систему, [24] [25] и систему DDO. [26] [27]

Металличность в различных астрофизических объектах [ править ]

Звезды [ править ]

При данной массе и возрасте звезда с низким содержанием металлов будет немного теплее. Металличность звезд населения II составляет примерно от 1/1000 до 1/10 солнечной ([Z / H] =От −3,0 до −1,0 ), но группа кажется более прохладной, чем население I в целом, поскольку тяжелые звезды населения II давно умерли. При массах Солнца выше 40 металличность влияет на то, как звезда умирает: за пределами окна парной нестабильности звезды с меньшей металличностью схлопываются прямо в черную дыру, а звезды с более высокой металличностью претерпевают сверхновую типа Ib / c и могут покинуть нейтронную звезду .

Связь между звездной металличностью и планетами [ править ]

Измерение металличности звезды - это один из параметров, который помогает определить, есть ли у звезды планеты и тип планет, поскольку существует прямая корреляция между металличностью и типом планет, которые может иметь звезда. Измерения продемонстрировали связь между металличностью звезды и газовыми планетами-гигантами, такими как Юпитер и Сатурн . Чем больше металлов в звезде и , следовательно , его планетарной системы и proplyd , тем более вероятно , система может иметь газовые гигантские планеты и каменистые планеты . Современные модели показывают, что металличность, а также правильная температура планетной системы и расстояние от звезды являются ключевыми для планет и планетезималей.формирование. Для двух звезд, имеющих равный возраст и массу, но разную металличность, менее металлическая звезда будет более синей . Среди звезд одного цвета менее металлические звезды излучают больше ультрафиолетового излучения. Солнце , с 8 планет и 5 известных карликовых планет , используется в качестве ссылки, с [Fe / H] из 0.00. [28] [29] [30] [31] [32]

HII регионы [ править ]

Молодые, массивные и горячие звезды (обычно спектральных классов O и B ) в областях H II излучают УФ-фотоны, которые ионизируют атомы водорода в основном состоянии , выбивая электроны и протоны ; этот процесс известен как фотоионизация . Свободные электроны могут сталкиваться с другими атомами поблизости, возбуждая связанные металлические электроны в метастабильное состояние , которые в конечном итоге распадаются обратно в основное состояние, испуская фотоны с энергиями, соответствующими запрещенным линиям.. Посредством этих переходов астрономы разработали несколько методов наблюдений для оценки содержания металлов в областях HII, где чем сильнее запрещенные линии в спектроскопических наблюдениях, тем выше металличность. [33] [34] Эти методы зависят от одного или нескольких из следующего: разнообразие асимметричных плотностей внутри областей HII, различные температуры погруженных звезд и / или плотность электронов в ионизированной области. [35] [36] [37] [38]

Теоретически для определения общего содержания одного элемента в области HII необходимо наблюдать и просуммировать все линии перехода. Однако это может быть затруднено наблюдением из-за разницы в силе лески. [39] [40] Некоторые из наиболее распространенных запрещенных линий, используемых для определения содержания металлов в областях HII, относятся к кислороду (например, [O II] λ = (3727, 7318, 7324) Å и [O III] λ = (4363 , 4959, 5007) Å), азот (например, [NII] λ = (5755, 6548, 6584) Å) и сера (например, [SII] λ = (6717,6731) Å и [SIII] λ = (6312, 9069, 9531) Å) в оптическом спектре, а линии [OIII] λ = (52, 88) мкм и [NIII] λ = 57 мкм в инфракрасном спектре. Кислородимеет некоторые из более сильных и более широких линий в областях HII, что делает его основной целью для оценок металличности этих объектов. Для расчета содержания металлов в областях HII с использованием измерений потока кислорода астрономы часто используют метод R 23 , в котором

где - сумма потоков от эмиссионных линий кислорода, измеренных на длинах волн покоя λ = (3727, 4959 и 5007) Å, деленная на поток от эмиссионной линии H β на длине волны покоя λ = 4861 Å. [41] Это соотношение хорошо определено с помощью моделей и наблюдательных исследований, [42] [43] [44], но следует соблюдать осторожность, так как соотношение часто является вырожденным, обеспечивая решение как с низкой, так и с высокой металличностью, которое может быть нарушено с помощью дополнительные линейные измерения. [45] Аналогичным образом можно использовать другие отношения строгих запрещенных линий, например, для серы, где [46]

Содержание металлов в регионах HII обычно составляет менее 1%, причем процентное содержание в среднем уменьшается по мере удаления от центра Галактики . [39] [47] [48] [49] [50]

См. Также [ править ]

  • Изобилие химических элементов
  • Cosmos Redshift 7 , галактика, которая, как сообщается, содержит звезды населения III
  • Замороженная звезда (гипотетическая звезда)
  • Формирование и эволюция галактик
  • GRB 090423 , самый далекий вид, предположительно от низкометаллического прародителя
  • Функция распределения металличности
  • Звездная классификация
  • Звездная эволюция
  • Звездное население

Ссылки [ править ]

  1. ^ В. Бааде (1944). «Резолюция Мессье 32, NGC 205 и центральной части туманности Андромеды». Астрофизический журнал . 100 : 121–146. Bibcode : 1944ApJ ... 100..137B . DOI : 10.1086 / 144650 .
  2. ^ MJ Rees (1978). «Происхождение догалактического микроволнового фона». Природа . 275 (5675): 35–37. Bibcode : 1978Natur.275 ... 35R . DOI : 10.1038 / 275035a0 . S2CID 121250998 . 
  3. ^ SDM Белый; MJ Рис (1978). «Конденсация ядра в тяжелых гало - двухэтапная теория образования и кластеризации галактик» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 183 (3): 341–358. Bibcode : 1978MNRAS.183..341W . DOI : 10.1093 / MNRAS / 183.3.341 .
  4. ^ JL Пьюджет; Дж. Хейвертс (1980). «Население III звезд и форма космологического излучения черного тела». Астрономия и астрофизика . 83 (3): L10 – L12. Bibcode : 1980A&A .... 83L..10P .
  5. ^ Асплунд, Мартин; Гревесс, Николас; Соваль, А. Жак; Скотт, Пэт (2009). «Химический состав Солнца». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 47 (1): 481–522. arXiv : 0909.0948 . Bibcode : 2009ARA & A..47..481A . DOI : 10.1146 / annurev.astro.46.060407.145222 . S2CID 17921922 . 
  6. ^ Маттеуччи, Франческа (2001). Химическая эволюция Галактики . Библиотека астрофизики и космических наук. 253 . Springer Science & Business Media. п. 7. ISBN 978-0792365525.
  7. ^ Джон С. Мартин. «Что мы узнаем из содержания металла звезды» . Новый анализ. Кинематика лиры RR в солнечной окрестности . Архивировано из оригинального 29 июня 2016 года . Проверено 7 сентября 2005 года .
  8. ^ Собрал, Дэвид; Мэтти, Джоррит; Дарвиш, Бехнам; Шерер, Даниэль; Мобашер, Бахрам; Röttgering, Huub JA; Сантос, Сержио; Хеммати, Шубане (4 июня 2015 г.). «Доказательства существования звездных популяций типа III в наиболее ярких излучателях Лаймана-α в эпоху реионизации: спектроскопическое подтверждение». Астрофизический журнал . 808 (2): 139. arXiv : 1504.01734 . Bibcode : 2015ApJ ... 808..139S . DOI : 10,1088 / 0004-637x / 808/2/139 .
  9. ^ Overbye, Dennis (17 июня 2015). «Астрономы сообщают, что обнаружили самые ранние звезды, которые обогатили космос» . Нью-Йорк Таймс . Дата обращения 17 июня 2015 .
  10. ^ Джонсон, HL; Морган, WW (май 1953 г.). «Фундаментальная звездная фотометрия для эталонов спектрального класса по переработанной системе спектрального атласа Йеркса». Астрофизический журнал . 117 : 313. Bibcode : 1953ApJ ... 117..313J . DOI : 10.1086 / 145697 . ISSN 0004-637X . 
  11. ↑ Роман, Нэнси Г. (декабрь 1955 г.). "Каталог высокоскоростных звезд". Серия дополнений к астрофизическому журналу . 2 : 195. Bibcode : 1955ApJS .... 2..195R . DOI : 10.1086 / 190021 . ISSN 0067-0049 . 
  12. ^ Sandage, AR; Эгген, О. Дж. (1959-06-01). «О существовании субкарликов в (MBol, log Te) -схеме» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 119 (3): 278–296. Bibcode : 1959MNRAS.119..278S . DOI : 10.1093 / MNRAS / 119.3.278 . ISSN 0035-8711 . 
  13. ^ Валлерстайн, Джордж; Карлсон, Морис (сентябрь 1960). «Письмо в редакцию: об ультрафиолетовом избытке у G-карликов». Астрофизический журнал . 132 : 276. Bibcode : 1960ApJ ... 132..276W . DOI : 10.1086 / 146926 . ISSN 0004-637X . 
  14. ^ a b Wildey, RL; Бербидж, EM; Sandage, AR; Бербидж, Г. Р. (январь 1962 г.). «О влиянии линий Фраунгофера на измерения u, b, V». Астрофизический журнал . 135 : 94. Bibcode : 1962ApJ ... 135 ... 94W . DOI : 10.1086 / 147251 . ISSN 0004-637X . 
  15. ^ Шварцшильд, М .; Searle, L .; Ховард, Р. (сентябрь 1955 г.). «О цветах субкарликов». Астрофизический журнал . 122 : 353. Bibcode : 1955ApJ ... 122..353S . DOI : 10.1086 / 146094 . ISSN 0004-637X . 
  16. ^ М., Кэмерон, Л. (июнь 1985 г.). «Металличности и расстояния галактических скоплений, определенные на основе данных UBV - Часть третья - Возраст и градиенты численности открытых скоплений». Астрономия и астрофизика . 147 . Bibcode : 1985a & A ... 147 ... 47С . ISSN 0004-6361 . 
  17. ^ Сандаж А. (декабрь 1969). «Новые субкарлики. II. Лучевые скорости, фотометрия и предварительные космические движения для 112 звезд с большим собственным движением». Астрофизический журнал . 158 : 1115. Bibcode : 1969ApJ ... 158.1115S . DOI : 10.1086 / 150271 . ISSN 0004-637X . 
  18. ↑ Carney, BW (октябрь 1979 г.). «Субкарликовые ультрафиолетовые избытки и обилие металлов». Астрофизический журнал . 233 : 211. Bibcode : 1979ApJ ... 233..211C . DOI : 10.1086 / 157383 . ISSN 0004-637X . 
  19. ^ Лэрд, Джон Б.; Карни, Брюс У .; Лэтэм, Дэвид В. (июнь 1988 г.). «Обзор звезд собственного движения. III - Покраснение, расстояния и металличность». Астрономический журнал . 95 : 1843. Bibcode : 1988AJ ..... 95.1843L . DOI : 10.1086 / 114782 . ISSN 0004-6256 . 
  20. ^ Стрёмгрен; Бенгт (1963). «Методы количественной классификации». Основные астрономические данные: звезды и звездные системы : 123. Bibcode : 1963bad..book..123S .
  21. ^ Л., Кроуфорд, Д. (1966). "Фотоэлектрическая Hbeta и UVBY фотометрия". Спектральная классификация и многоцветная фотометрия . 24 : 170. Bibcode : 1966IAUS ... 24..170C .
  22. ^ Н., Крамер; А., Мэдер (октябрь 1979 г.). «Определение светимости и T EFF для звезд B-типа». Астрономия и астрофизика . 78 : 305. Bibcode : 1979A&A .... 78..305C . ISSN 0004-6361 . 
  23. ^ Д., Коби; П., Север (ноябрь 1990 г.). «Новая калибровка женевской фотометрии по Te, log g, (Fe / H) и массе для звезд главной последовательности от A4 до G5». Серия дополнений к астрономии и астрофизике . 85 : 999. Bibcode : 1990A & AS ... 85..999K . ISSN 0365-0138 . 
  24. Перейти ↑ Geisler, D. (1986). "Эмпирические калибровки численности для вашингтонской фотометрии гигантов популяции II" . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 98 (606): 762. Bibcode : 1986PASP ... 98..762G . DOI : 10.1086 / 131822 . ISSN 1538-3873 . 
  25. ^ Гейслер, Дуг; Claria, Juan J .; Миннити, Данте (ноябрь 1991 г.). «Улучшенная калибровка содержания металлов для Вашингтонской системы». Астрономический журнал . 102 : 1836. Bibcode : 1991AJ .... 102.1836G . DOI : 10,1086 / 116008 . ISSN 0004-6256 . 
  26. ^ Клария, Хуан Дж .; Piatti, Andres E .; Лапассет, Эмилио (май 1994). «Пересмотренная калибровка эффективной температуры для фотометрической системы DDO» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 106 : 436. Bibcode : 1994PASP..106..436C . DOI : 10.1086 / 133398 . ISSN 0004-6280 . 
  27. Перейти ↑ James, KA (май 1975 г.). «Сила цианогена, светимости и кинематика K звезд-гигантов». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 29 : 161. Bibcode : 1975ApJS ... 29..161J . DOI : 10.1086 / 190339 . ISSN 0067-0049 . 
  28. ^ Джи Ван. "Планета-Металличность Корреляция - Богатые становятся богаче" . Калтех.
  29. ^ Фишер, Дебра А .; Валенти, Джефф (2005). «Корреляция Планета-Металличность» . Астрофизический журнал . 622 (2): 1102. Bibcode : 2005ApJ ... 622.1102F . DOI : 10.1086 / 428383 .
  30. ^ Ван, Цзи; Фишер, Дебра А. (2013). «Выявление универсальной корреляции между планетами и металличностью для планет разного размера вокруг звезд солнечного типа». Астрономический журнал . 149 (1): 14. arXiv : 1310,7830 . Bibcode : 2015AJ .... 149 ... 14W . DOI : 10.1088 / 0004-6256 / 149/1/14 . S2CID 118415186 . 
  31. ↑ Рэй Сандерс (9 апреля 2012 г.). «Когда звездная металличность вызывает образование планет» . Журнал астробиологии .
  32. ^ Ванесса Хилл; Патрик Франсуа; Франческа Примас (ред.). «Проблема звезды G». От лития к урану: элементарные следы ранней космической эволюции . С. 509–511. (Материалы симпозиумов и коллоквиумов Международного астрономического союза, IAU S228)
  33. ^ Кьюли, LJ; Допита, Массачусетс (сентябрь 2002 г.). «Использование сильных линий для оценки изобилия во внегалактических HiiRegions и галактик со вспышками звездообразования». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 142 (1): 35–52. arXiv : astro-ph / 0206495 . Bibcode : 2002ApJS..142 ... 35K . DOI : 10.1086 / 341326 . ISSN 0067-0049 . S2CID 16655590 .  
  34. ^ Nagao, T .; Майолино, Р .; Маркони, А. (12 сентября 2006 г.). «Диагностика газовой металличности в галактиках звездообразования». Астрономия и астрофизика . 459 (1): 85–101. arXiv : astro-ph / 0603580 . Бибкод : 2006A & A ... 459 ... 85N . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20065216 . ISSN 0004-6361 . S2CID 16220272 .  
  35. ^ Peimbert, Мануэль (декабрь 1967). «Температурные определения областей H II». Астрофизический журнал . 150 : 825. Bibcode : 1967ApJ ... 150..825P . DOI : 10.1086 / 149385 . ISSN 0004-637X . 
  36. ^ Pagel, BEJ (1986). «Туманности и скопления в галактиках» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 98 (608): 1009. Bibcode : 1986PASP ... 98.1009P . DOI : 10.1086 / 131863 . ISSN 1538-3873 . 
  37. ^ Генри, Р. Б. С .; Уорти, Гай (август 1999). «Распределение тяжелых элементов в спиральных и эллиптических галактиках». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 111 (762): 919–945. arXiv : astro-ph / 9904017 . Bibcode : 1999PASP..111..919H . DOI : 10.1086 / 316403 . ISSN 0004-6280 . S2CID 17106463 .  
  38. ^ Кобульницкий, Генри А .; Кенникатт младший, Роберт С.; Пизаньо, Джеймс Л. (апрель 1999 г.). «Об измерении небулярного химического состава в далеких галактиках с использованием глобальных спектров эмиссионных линий». Астрофизический журнал . 514 (2): 544–557. arXiv : astro-ph / 9811006 . Bibcode : 1999ApJ ... 514..544K . DOI : 10,1086 / 306987 . ISSN 0004-637X . S2CID 14643540 .  
  39. ^ a b Гражина, Стасинская (2004). «Определение численности в областях HII и планетарных туманностях». У К. Эстебана; Р. Дж. Гарсия Лопес; А. Эрреро; Ф. Санчес (ред.). Космохимия. Плавильный котел элементов . Кембриджская современная астрофизика. Издательство Кембриджского университета. С. 115–170. arXiv : astro-ph / 0207500 . Bibcode : 2002astro.ph..7500S .
  40. ^ Пеймберт, Антонио; Пеймберт, Мануэль; Руис, Мария Тереза ​​(декабрь 2005 г.). «Химический состав двух областей HII в NGC 6822 на основе спектроскопии VLT». Астрофизический журнал . 634 (2): 1056–1066. arXiv : astro-ph / 0507084 . Bibcode : 2005ApJ ... 634.1056P . DOI : 10.1086 / 444557 . ISSN 0004-637X . S2CID 17086551 .  
  41. ^ Пейджел, BEJ; Эдмундс, MG; Блэквелл, Делавэр; Чун, MS; Смит, Г. (1979-11-01). «О составе областей H II в южных галактиках - I. NGC 300 и 1365». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 189 (1): 95–113. Bibcode : 1979MNRAS.189 ... 95P . DOI : 10.1093 / MNRAS / 189.1.95 . ISSN 0035-8711 . 
  42. ^ Допита, Массачусетс; Эванс, штат Индиана (август 1986 г.). «Теоретические модели для областей H II. II - последовательность численности внегалактических областей H II». Астрофизический журнал . 307 : 431. Bibcode : 1986ApJ ... 307..431D . DOI : 10.1086 / 164432 . ISSN 0004-637X . 
  43. ^ Макгоу, Стейси С. (октябрь 1991 г.). «Содержание области H II - Модельные отношения линий кислорода». Астрофизический журнал . 380 : 140. Bibcode : 1991ApJ ... 380..140M . DOI : 10.1086 / 170569 . ISSN 0004-637X . 
  44. ↑ Пилюгин, Л.С. (апрель 2001 г.). «Об определении содержания кислорода в областях HII» . Астрономия и астрофизика . 369 (2): 594–604. arXiv : astro-ph / 0101446 . Бибкод : 2001A & A ... 369..594P . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20010079 . ISSN 0004-6361 . S2CID 54527173 .  
  45. ^ Кобульницкий, Генри А .; Зарицкий, Денис (1999-01-20). «Химические свойства звездообразующих галактик с эмиссионными линиями при z = 0,1–0,5». Астрофизический журнал . 511 (1): 118–135. arXiv : astro-ph / 9808081 . Bibcode : 1999ApJ ... 511..118K . DOI : 10.1086 / 306673 . ISSN 0004-637X . S2CID 13094276 .  
  46. ^ Диас, AI; Перес-Монтеро, Э. (11 февраля 2000 г.). «Эмпирическая калибровка содержания туманностей на основе линий эмиссии серы». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 312 (1): 130–138. arXiv : astro-ph / 9909492 . Bibcode : 2000MNRAS.312..130D . DOI : 10.1046 / j.1365-8711.2000.03117.x . ISSN 0035-8711 . 
  47. ^ Шейвер, Пенсильвания; Макги, RX; Ньютон, Л. М.; Дэнкс, AC; Потташ, SR (1 сентября 1983 г.). «Градиент галактического изобилия» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 204 (1): 53–112. Bibcode : 1983MNRAS.204 ... 53S . DOI : 10.1093 / MNRAS / 204.1.53 . ISSN 0035-8711 . 
  48. ^ Аффлербах, А .; Churchwell, E .; Вернер, MW (1997-03-20). «Градиенты галактического изобилия по инфракрасным линиям тонкой структуры в компактных HiiRegions» . Астрофизический журнал . 478 (1): 190–205. Bibcode : 1997ApJ ... 478..190A . DOI : 10.1086 / 303771 . ISSN 0004-637X . 
  49. ^ Pagel, J .; Бернард, Э. (1997). Нуклеосинтез и химическая эволюция галактик . Издательство Кембриджского университета. п. 392. Bibcode : 1997nceg.book ..... P . ISBN 978-0521550611.
  50. ^ Balser, Dana S .; Руд, Роберт Т .; Bania, TM; Андерсон, LD (10 августа 2011 г.). «Распределение металличности области HIi в диске Млечного Пути». Астрофизический журнал . 738 (1): 27. arXiv : 1106.1660 . Bibcode : 2011ApJ ... 738 ... 27В . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 738/1/27 . ISSN 0004-637X . S2CID 119252119 .  
  • Salvaterra, R .; Феррара, А .; Шнайдер, Р. (2004). «Индуцированное образование первичных маломассивных звезд». Новая астрономия . 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 .
  • А. Хегер; SE Woosley (2002). «Нуклеосинтетическая подпись населения III». Астрофизический журнал . 567 (1): 532–543. arXiv : astro-ph / 0107037 . Bibcode : 2002ApJ ... 567..532H . DOI : 10.1086 / 338487 . S2CID  16050642 .

Дальнейшее чтение [ править ]

  • Страница 593-В поисках Вселенной, четвертое издание Карл Ф. Кун Тео Купелис. Jones and Bartlett Publishers Canada. 2004. ISBN 0-7637-0810-0. 
  • Бромм, Фолькер; Ларсон, Ричард Б. (2004). «Первые звезды». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 42 (1): 79–118. arXiv : astro-ph / 0311019 . Bibcode : 2004ARA & A..42 ... 79B . DOI : 10.1146 / annurev.astro.42.053102.134034 . S2CID  119371063 .