Populațiile stelare

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare

Stelele pot fi împărțite prin compoziția chimică în două clase mari, numite populația I și populația II . O clasă suplimentară numită Populația III a fost adăugată în 1978. [1]

Stelele populației I sunt observate în principal pe discurile galaxiilor spirale , în timp ce stelele populației II se găsesc în principal în halouri galactice și grupuri globulare [2] . Soarele este o stea a populației I [2] . Populației I îi aparțin stele mai tinere care conțin elementele grele produse în stelele populației II și apoi dispersate în mediul interstelar după sfârșitul existenței lor; Populația II include stele vechi formate la scurt timp după Big Bang , care au o cantitate foarte mică de elemente mai grele decât heliul (numită metalicitate ).

Istoria descoperirilor

În 1943, Walter Baade , un astronom născut în Germania, care lucra la observatorul Mount Wilson de lângă Pasadena, în județul Los Angeles , California , a profitat de ocultările cauzate de al doilea război mondial pentru a observa galaxia Andromeda și sateliții săi. El a descoperit că două dintre acestea, galaxiile M32 și M110 , erau compuse din populații stelare similare cu cele care alcătuiesc grupurile globulare care înconjoară Calea Lactee [3] .

De fapt, însă, în rezumatul articolului lui Bade din 1944 se raportează că subdiviziunea în două grupuri de populație datează de la o lucrare a astronomului Jan Oort din 1926 : „Cele două tipuri de populații stelare fuseseră recunoscute printre stelele propria noastră galaxie de către Oort încă din 1926 " [3] .

Baade a realizat apoi că a fost posibil să se distingă două populații diferite de stele: cele ale populației I, inclusiv Soarele și stelele din vecinătatea Soarelui, și cele ale populației II, care le includ pe cele prezente în grupuri globulare. Stelele populației I sunt prezente în grupuri deschise unde, în mod tipic, cele mai strălucitoare stele sunt stele din clasa spectrală O sau B. Stelele populației II, obișnuite în grupurile globulare și în centrul galactic , sunt adesea cefeide de perioadă scurtă . Cele mai strălucitoare stele ale celui de-al doilea tip sunt supergigantele roșii din clasa spectrală M, mai degrabă decât stelele din clasa O sau B [3] . Stelele populației II abundă în galaxiile eliptice , în timp ce în galaxiile spirale stelele populației I sunt prezente în principal pe disc, în timp ce cele ale populației II abundă în halou galactic și în grupuri globulare [3] .

Cu toate acestea, abia în anii șaptezeci și optzeci , în urma lucrărilor lui Albert Edward Whitford [4] [5] și Michael Rich [6] , s-a înțeles că factorul fundamental care distinge cele două populații stelare a fost metalicitatea : stelele din populația II au metalicități mici sau foarte mici, în timp ce cele din populația I au metalicități mari sau foarte mari.

Clasificarea chimică

Populația II

Stelele din populația II sunt stele relativ sărace în metal. Este important să subliniem că aceasta este o sărăcie relativă, dat fiind că chiar și obiectele bogate în metale au un procent foarte mic de elemente mai grele decât heliul și sunt formate în mare parte din ultimul element și hidrogen . Cu toate acestea, stelele sărace în metal au un procent și mai mic, deoarece sunt obiecte foarte vechi care s-au format în universul timpuriu, când conținea fracțiuni foarte mici de elemente, altele decât hidrogenul și heliul. Procentul de metale din stelele populației II este în medie de aproximativ 0,1% față de un procent de 2-3% din stelele populației I [7] .

Clusterul globular M80 . Clusterele globulare sunt formate din stele vechi ale populației II, care sunt sărace în metale.

O caracteristică interesantă a stelelor populației II este că, în ciuda metalicității lor reduse, au o rată relativ ridicată de elemente alfa (adică elemente ale căror izotopi cei mai importanți au un număr de masă multiplu de 4), cum ar fi oxigenul , siliciul și neonul în raport cu stele ale populației I. S-a propus că această particularitate se datorează faptului că la momentul formării stelelor populației II principalele contribuții la îmbogățirea metalică a mediului interstelar erau supernove de tip II , în timp ce îmbogățirea datorată supernovele Ia au apărut în perioade ulterioare [8] [9] . De fapt, supernovele de tip II dispersează în principal oxigenul, neonul și magneziul în mediul interstelar, dar cantități mici de fier. În schimb, supernovele de tip Ia dispersează cantități mari de fier și cantități mai modeste de magneziu și oxigen [10] .

Stelele populației II prezintă de obicei mișcări proprii ridicate, mai mari decât cele ale populației I. Diferențele cinematice dintre cele două populații sunt cauzate de diferitele orbite descrise în jurul centrului galactic . Stelele populației I descriu orbite similare cu cele ale Soarelui, adică orbite aproape circulare limitate la planul galactic . Viteza lor relativă față de Soare este, prin urmare, scăzută și, în consecință, mișcarea lor corectă nu este mare. Stelele populației II, pe de altă parte, descriu orbite eliptice și înclinate sau foarte înclinate în raport cu planul galactic, având în vedere apartenența lor la halou galactic. Viteza lor relativă față de Soare este, prin urmare, mare. Acest lucru se datorează tipului diferit de orbită descris și nu neapărat datorită unei viteze orbitale diferite comparativ cu cea a Soarelui și a altor stele ale populației I [11] .

Oamenii de știință au investigat stelele populației II în diferite cercetări. Au făcut posibilă descoperirea unor stele extrem de sărace în metal, cum ar fi steaua lui Sneden [12] , steaua lui Cayrel [13] , BD + 17 ° 3248 [14] și trei dintre cele mai vechi stele cunoscute până acum: HE 0107-5240 [ 15] , HE 1327-2326 [16] și HE 1523-0901 [17] . Steaua Caffau , descoperită în 2011 ca parte a programului Sloan Digital Sky Survey , a fost cea mai săracă stea de metal cunoscută [18] . Cu toate acestea, în februarie 2014 a fost anunțată descoperirea SMSS J031300.36-670839.3 , care având un procent de metale de 10 milioane de ori mai mic decât cel al Soarelui, s-a dovedit a fi chiar mai sărac în metale decât precedentul. Este, de asemenea, cea mai veche stea cunoscută: s-a format probabil la numai 100 de milioane de ani după Big Bang [19] . HD 122563 (un gigant ) și HD 140283 (un subgiant ) au o sărăcie mai puțin extreme de metale, dar sunt mai luminoase și , prin urmare , cunoscut pentru mai mult timp [20] [21] .

Populația I

Următoarea generație de stele, cele din populația I, a apărut din nori de gaze contaminate de metale produse de stele din populația II și eliberate în mediul interstelar de aceste stele după sfârșitul existenței lor. Când o stea moare, eliberează o parte din materialul din care este compusă prin explozia unei supernove sau prin formarea unei nebuloase planetare . Deoarece pe parcursul existenței sale, steaua a produs diferite elemente chimice mai grele decât hidrogenul și heliul, materialele pe care le eliberează în mediul interstelar vor fi mai bogate în metale decât cele care alcătuiau norul din care s-a născut. Astfel de materiale scoase de pe steaua pe moarte și bogate în metale se vor amesteca cu norii din care se nasc stele noi. Prin urmare, aceste stele mai tinere vor avea un procent mai mare de metale decât cele din generația anterioară. Soarele este una dintre aceste stele de a doua generație [22] .

Imagine artistică a lui μ Arae , o populație bogată în metale pe care o vedem

Cu aceeași masă , stelele populației I sunt mai puțin strălucitoare decât stelele populației II. Acest lucru se datorează faptului că metalele prezente în interiorul lor absorb o parte din fotonii produși, făcându-i mai opaci. Ca urmare, se eliberează mai puțină energie și steaua este mai puțin strălucitoare. Deoarece metalele tind să absoarbă în principal frecvențele mai scurte (albastru), pentru aceeași masă stelele populației I sunt mai roșii și mai puțin fierbinți decât cele ale populației II [23] . Cu toate acestea, păstrând o anumită lungime de undă fixată pe diagrama Hertzsprung-Russell, stelele populației I din secvența principală sunt cu aproximativ o magnitudine mai strălucitoare decât cele din populația II, care, prin urmare, fiind plasate sub secvența principală, se numesc subdopți [23] . De fapt, deși pentru aceeași masă stelele populației II sunt mai strălucitoare, luând o anumită lungime de undă pe diagrama HR, stelele populației II de acea culoare vor fi mai puțin masive decât stelele corespunzătoare ale populației I (ele sunt de fapt mai albastre stele ale populației I având propria lor masă). Fiind mai puțin masive, ele sunt, de asemenea, mai puțin strălucitoare decât stelele populației I de propria lor culoare [23] .

Metalicitatea ridicată a stelelor populației I face mai probabil ca acestea să posede un sistem planetar , deoarece planetele , în special cele terestre , sunt formate prin acreția de metale [24] .

În Calea Lactee , metalicitatea tinde să fie mai mare în apropierea centrului galactic și să scadă pe măsură ce vă îndepărtați de acesta. Gradientul de metalicitate este atribuit densității stelelor din centrul galactic. Deoarece există mai multe stele în apropierea centrului galactic, în timp, mai multe metale au fost eliberate în mediul interstelar și încorporate în stele noi [25] [26] . Un mecanism similar explică de ce galaxiile mari au, în general, o metalicitate mai mare decât cele mici. Un exemplu evident este cel al Norilor Magellanici , două mici galaxii neregulate , care orbitează Calea Lactee ca sateliți: Marele Nor Magellanic are o metalicitate care se ridică la aproximativ 40% din cea a Căii Lactee, în timp ce Micul Nor din Magellan are o metalicitate de 10% [27] . Stelele populației II din vecinătatea Soarelui sunt destul de rare, în timp ce stelele populației I formează majoritatea stelelor vizibile cu ochiul liber de pe Pământ .

Având în vedere aceste caracteristici, tehnicile de distincție a celor două populații stelare se bazează pe mișcarea corectă, poziția în galaxie, vârstă, compoziția chimică și poziția în diagrama Hertzsprung-Russell (care, la rândul său, depinde de observabile, cum ar fi luminozitatea și temperatura culorii ).

Distincții mai fine

Distincția stelelor în doar două populații pe baza metalicității lor este de fapt simplistă. De fapt, putem aranja stelele pe un continuum plasând stelele foarte sărace în metal și cele mai bogate stele la cele două extreme: toate gradele intermediare sunt posibile. Prin urmare, a fost necesară o distincție mai fină decât cea inițială în doar două populații. A fost dezvoltat cu ocazia unei importante conferințe ținute la Vatican la Roma în 1957 , care a condus la o clasificare mai detaliată a populațiilor, prin subdivizarea celor două populații originale într-o schemă cuprinzând patru categorii de obiecte, care clasifică mai bine diferențe între cele două populații originale.stele bogate și cele sărace în metale [28] . Această distincție mai fină este în concordanță cu ipoteza că Calea Lactee s-a format din prăbușirea unui nor aproape sferic de gaz care se rotea încet pe el însuși, care s-a aplatizat pentru a forma un disc subțire, care se învârte mai repede [29] . Stelele halo, din populația a II-a și mai vechi, au făcut parte din norul aproape sferic înainte de aplatizarea sa, în timp ce stelele din populația I mai mică s-au format atunci când norul se aplatizase acum pe disc. Cele patru populații de stele identificate sunt următoarele [28] :

Populațiile stelare
  • Populația I sau populația discului subțire : populațiile de stele prezente în brațele spirale ale Căii Lactee sunt cele mai tinere și, prin urmare, cele mai bogate în metale. Regiunile HI și norii moleculari sunt, de asemenea, concentrate în brațele spirale, în care sunt în curs procesele de formare a stelelor din galaxia noastră. În brațe pot fi observate grupurile deschise , asociațiile OB , precum și T-Tauri . Printre stelele aflate într-o stare avansată de evoluție se numără supergigantele și cefeidele de tip I. Grosimea discului subțire este de aproximativ 100 buc și se rotește în jurul centrului galactic la o viteză de aproximativ 220 km / s. Cu toate acestea, din moment ce procesele de formare a stelelor au început acum 10 miliarde de ani pe discul subțire, sunt prezente și stele vechi cu conținut scăzut de metal. Masa totală a discului subțire este de aproximativ 60 miliarde M [28] .
  • Populația II intermediară sau populația discului gros : stelele care sunt situate la o înălțime de 1 - 1,5 kpc din planul galactic aparțin acestei populații. Unele stele reprezentative ale acestei populații sunt variabilele Mira cu o perioadă între 150 și 200 de zile și variabilele RR Lyrae cu metalicitate mai mare de [Fe / H] = -1 [30] . Inițial, stelele acestei populații au fost asimilate cu cele ale halo-ului, dar astăzi se crede că sunt mai mult legate de cele ale discului fin decât de cele ale halo-ului: metalicitatea medie a stelelor discului este adesea în fapt [Fe / H] = −0,6, în timp ce cel al stelelor halo este semnificativ mai mic [28] . Masa totală a discului este adesea în jur de 1 miliard M [28] . Probabil că nu există o distincție clară între discurile subțiri și groase, ci un fel de continuitate.
  • Populația nucleului galactic : procesele de formare a stelelor din nucleul galactic au fost foarte intense în trecut din cauza concentrației ridicate de materie și încă nu s-au oprit. În consecință, atât stele foarte vechi, cât și tinere pot fi observate în nucleu și, prin urmare, ambele stele cu metalicitate foarte scăzută și stele cu metalicitate mai mare decât cea a Soarelui ( −3 <[Fe / H] <0.3 [31] ). Miezul galactic se rotește cu o viteză de 180 km / s și are o masă de aproximativ 20 miliarde M , o treime din cea a discului subțire [28] .
  • Populația Extremă sau Halo II : Această populație include stele aparținând grupurilor globulare și stelelor de mare viteză. Este cea mai veche populație din galaxia noastră și, în consecință, are o metalicitate foarte scăzută ( −3 <[Fe / H] <−1 ) [28] . Masa totală a halo-ului este de aproximativ 1 miliard M [28] . În realitate, haloul pare să aibă o structură mai complexă, deoarece unele grupuri globulare s-au format în primele etape ale existenței galaxiei, în timp ce altele au fost moștenite din galaxiile pitice înghițite de Calea Lactee sau sunt nucleele galaxiilor satelite perturbate de forța gravitația exercitată de galaxia noastră [28] [32] .

Populația III

Cele mai vechi stele cunoscute, din populația II, sunt sărace în metale. Cu toate acestea, toate stelele observate au un procent de metale, deși scăzut. Deoarece în Big Bang singurele elemente produse au fost hidrogenul și heliul (pe lângă urmele de litiu -7), prezența metalelor în toate stelele observate este o problemă, deoarece originea lor nu este explicată. Pentru a rezolva această problemă s-a postulat o generație de stele, acum dispărute și mai vechi decât cea a stelelor populației II, care a fost numită populația III [33] . Aceste stele, în momentul formării lor, erau complet lipsite de metale; la sfârșitul existenței lor, însă, au dispersat metalele produse de aceștia în ultimele etape ale evoluției lor în mediul interstelar. Aceste metale s-au contopit apoi în norii de gaz din care s-au format stelele populației II. Dovezi indirecte ale existenței stelelor populației III au fost obținute prin utilizarea de galaxii foarte îndepărtate ca lentile gravitaționale [34] . Se crede că aceste stele au declanșat procese de reionizare , adică ionizarea gazelor care s-au combinat după Big Bang, când temperatura a scăzut suficient pentru a permite combinația de protoni și electroni în atomi [35] [36] [37] . Conform unor teorii, au existat două generații de stele ale populației III [38] .

Imagine artistică a stelelor primitive, la 400 de milioane de ani după Big Bang .

În ceea ce privește masa stelelor populației a III-a, există discuții între cercetători. Conform unei prime teorii dezvoltate pe baza modelelor computerizate de formare a stelelor , absența virtuală a metalelor și temperatura ridicată a mediului interstelar în etapele timpurii ale vieții universului după Big Bang ar fi favorizat existența unor stele mult mai masive decât cele vizibile astăzi. Stelele tipice ale populației III ar fi avut o masă de câteva sute de M , deci mult mai mare decât cea a stelelor existente astăzi [39] [40] . Această ipoteză este susținută de analiza chimică a unor grupuri globulare legate de galaxiile lenticulare, ceea ce duce la credința că acestea au fost îmbogățite cu metale de supernove cu instabilitate în perechi , care sunt de obicei asociate cu stele foarte masive (130 - 250 M ) [41 ] . Mai mult, o astfel de teorie ar explica de ce până acum căutarea stelelor populației III, lipsită de metale, a dat rezultate negative: masa lor mare le-ar fi determinat să-și pună capăt existenței în câteva milioane de ani. Existența unor grupuri de pitici roșii și pitici maronii lipsiți de metalicitate, a căror formare ar fi fost indusă de supernove la instabilitatea pereche [42] , a fost propusă ca o posibilă explicație a materiei întunecate [43] [44] , dar cercetarea aceste și alte MACHO-uri prin lentile gravitaționale au dat până acum rezultate negative [45] .

Conform unei teorii alternative bazate pe observarea stelelor populației II foarte sărace în metale despre care se crede că derivă din stelele populației III, aceste stele ar fi avut o masă cuprinsă între 20 și 130 M , comparabilă cu cele din cele mai masive stele existente în prezent. [46] . În cele din urmă, conform unei teorii intermediare, primele stele ar fi putut fi stele foarte masive înconjurate de mai multe stele cu masă mai mică [47] [48] .

Dacă prima teorie, și anume cea care presupune că stelele populației III au fost extrem de masive, este corectă, atunci stelele populației III și-au epuizat combustibilul nuclear în câteva milioane de ani: cele cu o masă cuprinsă între 130 - 250 M au explodat în supernove în instabilitate în perechi, împrăștiindu-și metalele în mediul interstelar. Stelele prea masive pentru a produce o supernova instabilă în perechi (> 250 M ) s-au prăbușit direct în găurile negre printr-un proces cunoscut sub numele de fotodisintegrare , dar o parte din materie ar fi putut scăpa de prăbușire sub formă de jeturi relativiste , astfel încât să contamineze. metale în mediul înconjurător [49] [50] . Deoarece toate au fost distruse în câteva sute de milioane de ani de la Big Bang, stelele populației III au putut fi observate în galaxiile mai îndepărtate, a căror lumină își are originea în primele etape ale existenței universului.

Posibilă strălucire produsă de stelele Populației III capturate de telescopul spațial Spitzer al NASA .

Căutarea stelelor populației III pentru a confirma sau a invalida ipoteza existenței lor este una dintre domeniile de cercetare active în astronomie. Descoperirea stelelor aparținând populației III este unul dintre obiectivele clădirii Telescopului spațial James Webb [51] . O metodă pentru descoperirea lor ar putea fi îndepărtarea tuturor stelelor și galaxiilor din prim-plan din imaginile cu câmp larg pentru a capta lumina emisă de aceste stele primordiale în fundal. S-au făcut încercări în această direcție folosind imagini de la telescopul spațial Spitzer cu rezultate controversate [52] [53] [54] . Cu toate acestea, s-a sugerat că supernovele SN 2006gy și SN 2007bi ar putea fi supernova instabile în perechi generate de stele supermasive ale populației III. S-a speculat că astfel de stele s-ar fi putut forma relativ recent în galaxiile pitice care conțin gaze primordiale fără metale. Supernovele trecute care au apărut în aceste galaxii ar fi aruncat materialele bogate în metale la viteze care să scape de gravitația galaxiei, menținând astfel procentele de metale prezente în gaz foarte scăzute [55] .

Notă

  1. ^ (EN) SC Trager SM Faber Alan Dressler, Istoriile populației stelare ale galaxiilor de tip timpuriu - III. Clusterul Coma , în Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 386, nr. 2, 8 aprilie 2008, DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2008.13132.x .
  2. ^ a b Populațiile I și II Stele , pe HyperPhysics , Georgia State University. Adus la 1 aprilie 2014 .
  3. ^ a b c d W. Baade, The Resolution of Messier 32, NGC 205, and the Central Region of Andromeda Nebula , în Astrophysical Journal , vol. 100, 1944, pp. 137-146, DOI : 10.1086 / 144650 . Adus la 3 aprilie 2014 .
  4. ^ A. Whitford, Scanări spectrale ale bombei nucleare ale galaxiei - Comparație cu alte galaxii , în Astrophysical Journal , vol. 226, 1978, pp. 777-779, DOI : 10.1086 / 156659 . Adus pe 7 aprilie 2014 .
  5. ^ AE Whitford, RM Rich, Conținutul de metale al giganților K în bombamentul nuclear al galaxiei , în Astrophysical Journal , vol. 274, 1983, pp. 723-732, DOI : 10.1086 / 161484 . Adus pe 7 aprilie 2014 .
  6. ^ M. Rich, Spectroscopy and abundences of 88 K gigants in Baade's Window , in Astronomical Journal , vol. 95, 1988, pp. 828-865, DOI : 10.1086 / 114681 . Adus pe 7 aprilie 2014 .
  7. ^ K: Miller, S. Miller, Stellar Populations , su astro.umd.edu , Universitatea din Maryland, Departamentul de Astronomie. Adus la 17 aprilie 2014 .
  8. ^ F. Matteucci, E. Brocato, Distribuția metalicității și rapoartele de abundență în stelele bombei galactice , în Astrophysical Journal , vol. 365, 1990, pp. 539-543, DOI : 10.1086 / 169508 . Adus pe 9 aprilie 2014 .
  9. ^ B. Edvardsson și colab. , Evoluția chimică a discului galactic - Prima parte - Analize și rezultate , în Astronomie și astrofizică , vol. 275, 1993, pp. 101-152. Adus pe 9 aprilie 2014 .
  10. ^ Reynier Peletier, Populații stelare , pe arXiv.org , Universitatea Cornell. Adus pe 9 aprilie 2014 .
  11. ^ Danny R. Faulkner, Rolul tipurilor de populație stelară în discuția despre evoluția stelară , la creationresearch.org , Societatea de cercetare a creației. Adus la 14 aprilie 2014 (arhivat din original la 28 aprilie 2014) .
  12. ^ C. Sneden și colab. , The Ultra - Metal-poor, Neutron-Capture - bogat Giant Star CS 22892-052 , în Astrophysical Journal , vol. 467, 1996, pp. 819-840, DOI : 10.1086 / 177656 . Adus la 10 aprilie 2014 .
  13. ^ R. Cayrel și colab. , Măsurarea vârstei stelare din degradarea uraniului ( PDF ), în Nature , vol. 409, nr. 6821, 2001, pp. 691–692, DOI : 10.1038 / 35055507 . Adus la 10 aprilie 2014 .
  14. ^ JJ Cowan și colab. , Compoziția chimică și vârsta Halo Star sărace în metale BD + 17 ° 3248 , în The Astrophysical Journal , vol. 572, nr. 2, 2002, pp. 861-879, DOI : 10.1086 / 340347 . Adus la 10 aprilie 2014 .
  15. ^ T. Suda și colab. , HE 0107-5240 este o stea primordială? Caracteristicile stelelor bogate în carbon, extrem de sărace în metal , în Jurnalul astrofizic , vol. 611, nr. 1, 2004, pp. 476-493, DOI : 10.1086 / 422135 . Adus la 10 aprilie 2014 .
  16. ^ A. Frebel și colab. , Semnături nucleosintetice ale primelor stele , în Nature , vol. 434, 2005, pp. 871-873, DOI : 10.1038 / nature03455 . Adus la 10 aprilie 2014 .
  17. ^ A. Frebel și colab. , Descoperirea HE 1523-0901, o stea puternic săracă în metale cu uraniu detectat , puternic r-procesată , în The Astrophysical Journal , vol. 660, n. 2, 2007, pp. L117-L120, DOI : 10.1086 / 518122 . Adus la 10 aprilie 2014 .
  18. ^ E. Caffau și colab. , O stea extrem de primitivă în halou galactic , în Natură , vol. 467, 2011, pp. 67-69, DOI : 10.1038 / nature10377 . Adus la 10 aprilie 2014 .
  19. ^ SC Keller și colab. , O singură supernovă cu energie scăzută, săracă în fier, ca sursă de metale în steaua SMSS J031300.36−670839.3 , în Nature , vol. 506, 2014, pp. 463–466, DOI : 10.1038 / nature12990 . Adus la 10 aprilie 2014 .
  20. ^ G. Wallerstein și colab. , Giganții roșii cu deficiențe extreme de metal , în Astrophysical Journal , vol. 137, 1963, pp. 280-303, DOI : 10.1086 / 147501 . Adus la 10 aprilie 2014 .
  21. ^ HE Bond și colab. , HD 140283: O stea în cartierul solar care s-a format la scurt timp după Big Bang , în The Astrophysical Journal Letters , vol. 765, nr. 1, 2013, pp. L12-L17, DOI : 10.1088 / 2041-8205 / 765/1 / L12 . Adus la 10 aprilie 2014 .
  22. ^ Populațiile I și II , în Enciclopedia Britanică . Adus 14/04/2014 .
  23. ^ a b c Amina Helmi, Stellar Populations ( PDF ), su astro.rug.nl , Kapteyn Astronomical Institute. Adus 14/04/2014 .
  24. ^ CH Lineweaver, An Estimate of the Age Distribution of Terrestrial Planetets in the Univers: Quantifying Metallicity as a Selection Effect , în Icarus , vol. 151, nr. 2, 2000, pp. 307-313, DOI : 10.1006 / icar . 2001.6607 . Adus la 11 aprilie 2014 .
  25. ^ A. Kunder, B. Chaboyer, Metallicity Analysis of MACHO Galactic Bulge RR0 Lyrae Stars from their Light Curves , în The Astronomical Journal , vol. 136, nr. 6, 2008, pp. 2441-2452, DOI : 10.1088 / 0004-6256 / 136/6/2441. Adus pe 19 mai 2014 .
  26. ^ JG Cohen și colab. , Indicii privind distribuția metalicității în umflătura galactică: abundențe în MOA-2008-BLG-310S și MOA-2008-BLG-311S , în The Astrophysical Journal , vol. 699, nr. 1, 2009, pp. 66-75, DOI : 10.1088 / 0004-637X / 699/1/66 . Adus pe 19 mai 2014 .
  27. ^ M. Mottini și colab. , Compoziția chimică a cefeidelor în Calea Lactee și în Norii Magellanici , în Amintirile Societății Astronomice Italiene , vol. 77, 2006, pp. 156-159. Adus la 17 mai 2014 .
  28. ^ a b c d e f g h i JE Barnes, Populations & Components of the Milky Way , su ifa.hawaii.edu , University of Hawaii, Institute of Astronomy. Adus la 17 aprilie 2014 .
  29. ^ OJ Eggen, D. Lynden-Bell, AR Sandage, Dovezi din mișcările stelelor vechi că galaxia s-a prăbușit , în Astrophysical Journal , vol. 136, 1962, pp. 748-767, DOI : 10.1086 / 147433 . Adus la 17 aprilie 2014 .
  30. ^ G. Gilmore, R. Wyse, K. Kuijken, Cinematica, chimia și structura galaxiei , în Revista anuală a astronomiei și astrofizicii , vol. 27, 1989, pp. 555-627, DOI : 10.1146 / annurev.aa.27.090189.003011 . Adus pe 21 aprilie 2014 .
  31. ^ L. Searle, R. Zinn, Compositions of halo clusters and the formation of the galactic halo , în Astrophysical Journal , vol. 225, 1978, pp. 357-379, DOI : 10.1086 / 156499 . Adus pe 21 aprilie 2014 .
  32. ^ SR Majewski, JA Munn, SL Hawley, Mișcări proprii absolute către B aproximativ 22,5: Dovezi pentru substructura chimică în stelele de câmp halo , în Astrophysical Journal, Letters , vol. 427, 1994, pp. L37-L41, DOI : 10.1086 / 187359 . Adus pe 21 aprilie 2014 .
  33. ^ First Stars (și alte începuturi) , pe SolStation , Sol Company. Adus la 11 mai 2014 .
  34. ^ RAE Fosbury și colab. , Formarea stelelor masive într-o galaxie H II cu lentilă gravitațională la z = 3.357 , în Astrophysical Journal , vol. 596, nr. 1, 2003, pp. 797–809, DOI : 10.1086 / 378228 . Adus la 26 aprilie 2014 .
  35. ^ NY Gnedin, JP Ostriker, Reionization of the Universe and the Early Production of Metals , in Astrophysical Journal , vol. 486, 1997, pp. 581-598, DOI : 10.1086/304548 . URL consultato il 26 aprile 2014 .
  36. ^ J. Tumlinson, JM Shull, A. Venkatesan, Cosmological Reionization by the First Stars: Evolving Spectra of Population III , Hot Star Workshop III: The Earliest Stages of Massive Star Birth , S. Francisco, Astronomical Society of the Pacific, 2002, pp. 433-434, ISBN 1-58381-107-9 . URL consultato il 26 aprile 2014 .
  37. ^ MA Alvarez, V. Bromm, PR Shapiro, The H II Region of the First Star , in The Astrophysical Journal , vol. 639, n. 2, 2006, pp. 621-632, DOI : 10.1086/499578 . URL consultato il 26 aprile 2014 .
  38. ^ V. Bromm et al. , The formation of the first stars and galaxies , in Nature , vol. 459, n. 7243, 2009, pp. 49-54, DOI : 10.1038/nature07990 . URL consultato il 26 aprile 2014 .
  39. ^ RB Larson, V. Broom, The first stars in the universe ( PDF ), in Scientific American , vol. 285, n. 6, 2001, pp. 64-71. URL consultato l'8 maggio 2014 .
  40. ^ V. Bromm, PS Coppi, RB Larson, The Formation of the First Stars. I. The Primordial Star-forming Cloud , in The Astrophysical Journal , vol. 564, n. 1, 2002, pp. 23-51, DOI : 10.1086/323947 . URL consultato l'8 maggio 2014 .
  41. ^ Thomas H. Puzia, Markus Kissler‐Patig e Paul Goudfrooij, Extremely α‐Enriched Globular Clusters in Early‐Type Galaxies: A Step toward the Dawn of Stellar Populations? , in The Astrophysical Journal , vol. 648, n. 1, 2006, pp. 383–388, DOI : 10.1086/505679 . URL consultato il 25 aprile 2014 .
  42. ^ R. Salvaterra, A. Ferrara, R. Schneider, Induced formation of primordial low-mass stars , in New Astronomy , vol. 10, n. 2, 2004, pp. 113-120, DOI : 10.1016/j.newast.2004.06.003 . URL consultato il 25 aprile 2014 .
  43. ^ EJ Kerins, Zero-metallicity very low mass stars as halo dark matter , in Astronomy and Astrophysics , vol. 322, 1997, p. 709-718. URL consultato il 25 aprile 2014 .
  44. ^ FJ Sanchez-Salcedo, On the Stringent Constraint on Massive Dark Clusters in the Galactic Halo , in Astrophysical Journal Letters , vol. 487, 1997, pp. L61-L64, DOI : 10.1086/310873 . URL consultato il 25 aprile 2014 .
  45. ^ P. Tisserand et al. , Limits on the Macho content of the Galactic Halo from the EROS-2 Survey of the Magellanic Clouds , in Astronomy and Astrophysics , vol. 469, n. 2, 2007, pp. 387-404, DOI : 10.1051/0004-6361:20066017 . URL consultato il 25 aprile 2014 .
  46. ^ Hideyuki Umeda e Ken'Ichi Nomoto, First-generation black-hole-forming supernovae and the metal abundance pattern of a very iron-poor star , in Nature , vol. 422, n. 6934, 2003, pp. 871–873, DOI : 10.1038/nature01571 . URL consultato il 25 aprile 2014 .
  47. ^ Nola Redd, The Universe's First Stars Weren't Loners After All , su SPACE.com . URL consultato il 26 aprile 2014 .
  48. ^ Andrea Thompson, How Massive Stars Form: Simple Solution Found , su SPACE.com . URL consultato il 26 aprile 2014 .
  49. ^ CL Fryer, SE Woosley e A. Heger, Pair-Instability Supernovae, Gravity Waves, and Gamma-Ray Transients , in The Astrophysical Journal , vol. 550, n. 1, 2001, pp. 372-382, DOI : 10.1086/319719 . URL consultato il 30 aprile 2014 .
  50. ^ A. Heger et al. , How Massive Single Stars End Their Life , in The Astrophysical Journal , vol. 591, n. 1, 2003, p. 288, DOI : 10.1086/375341 . URL consultato il 30 aprile 2014 .
  51. ^ C.-E. Rydberg et al. , Detection of isolated Population III stars with the James Webb Space Telescope , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 429, n. 4, 2013, pp. 3658-3664, DOI : 10.1093/mnras/sts653 . URL consultato l'11 maggio 2014 .
  52. ^ Mark Peplow, Glimmer of first stars spied , su nature.com , Nature. URL consultato il 15 maggio 2014 .
  53. ^ A. Kashlinsky et al. , New Measurements of Cosmic Infrared Background Fluctuations from Early Epochs , in The Astrophysical Journal , vol. 654, n. 1, 2007, pp. L5-L8, DOI : 10.1086/510483 . URL consultato il 15 maggio 2014 .
  54. ^ Maggie McKee, Earliest starlight detection disputed , su NewScientist , 19 dicembre 2006. URL consultato il 15 maggio 2014 .
  55. ^ S. Clark, Primordial giant: The star that time forgot , in NewScientist , n. 2747, 13 febbraio 2010, pp. 28-31. URL consultato il 29 aprile 2014 .

Voci correlate

Collegamenti esterni

Stelle Portale Stelle : accedi alle voci di Wikipedia che trattano di stelle e costellazioni