Stellare Bevölkerung – Wikipedia

Posted on by
before-content-x4

Gruppierung von Sternen nach ähnlicher Metallizität

Künstlerische Konzeption der Spiralstruktur der Milchstraße mit Darstellung der allgemeinen Bevölkerungskategorien von Baade. Das Blau Regionen in den Spiralarmen umfassen die jüngeren Population I-Sterne, während die Gelb Sterne in der zentralen Ausbuchtung sind die älteren Sterne der Population II. In Wirklichkeit sind viele Population I-Sterne auch gemischt mit den älteren Population II-Sternen zu finden.

Im Jahr 1944 kategorisierte Walter Baade Gruppen von Sternen innerhalb der Milchstraße in Sternpopulationen. In der Zusammenfassung des Artikels von Baade erkennt er an, dass Jan Oort diese Art der Klassifizierung ursprünglich 1926 konzipierte: “[…] Die beiden Arten von Sternpopulationen wurden bereits 1926 von Oort unter den Sternen unserer eigenen Galaxie erkannt. “[1]

Baade bemerkte, dass blauere Sterne stark mit den Spiralarmen assoziiert waren und gelbe Sterne in der Nähe der zentralen galaktischen Ausbuchtung und innerhalb von Kugelsternhaufen dominierten.[2] Zwei Hauptabteilungen wurden definiert als Bevölkerung I. und Bevölkerung II, mit einer anderen neueren Abteilung namens Bevölkerung III 1978 hinzugefügt, die oft einfach als Pop I, II oder III abgekürzt werden.

Zwischen den Populationstypen wurden signifikante Unterschiede bei ihren einzelnen beobachteten Sternspektren festgestellt. Diese erwiesen sich später als sehr wichtig und standen möglicherweise im Zusammenhang mit der Sternentstehung, der beobachteten Kinematik,[3] Sternalter und sogar Galaxienentwicklung in spiralförmigen oder elliptischen Galaxien. Diese drei einfachen Populationsklassen teilen Sterne sinnvollerweise nach ihrer chemischen Zusammensetzung oder Metallizität.[4][3]

Per Definition zeigt jede Bevölkerungsgruppe den Trend, bei dem ein abnehmender Metallgehalt auf ein zunehmendes Alter der Sterne hinweist. Daher wurden die ersten Sterne im Universum (sehr niedriger Metallgehalt) als Population III, alte Sterne (niedrige Metallizität) als Population II und neuere Sterne (hohe Metallizität) als Population I eingestuft.[5] Die Sonne wird als Population I betrachtet, ein neuer Stern mit einer relativ hohen Metallizität von 1,4 Prozent. Beachten Sie, dass die Astrophysik-Nomenklatur jedes Element, das schwerer als Helium ist, als “Metall” betrachtet, einschließlich chemischer Nichtmetalle wie Sauerstoff.

Sternentwicklung[edit]

Die Beobachtung von Sternspektren hat gezeigt, dass Sterne, die älter als die Sonne sind, im Vergleich zur Sonne weniger schwere Elemente aufweisen.[3] Dies deutet sofort darauf hin, dass sich die Metallizität durch den Prozess der stellaren Nukleosynthese über die Generationen von Sternen entwickelt hat.

Bildung der ersten Sterne[edit]

Nach den gegenwärtigen kosmologischen Modellen bestand die gesamte im Urknall erzeugte Materie hauptsächlich aus Wasserstoff (75%) und Helium (25%), wobei nur ein sehr kleiner Teil aus anderen Lichtelementen bestand. zB Lithium und Beryllium.[6] Wenn sich das Universum ausreichend abgekühlt hatte, wurden die ersten Sterne als Population III-Sterne geboren, ohne dass schwerere Metalle kontaminiert wurden. Es wird postuliert, dass dies ihre Struktur beeinflusst hat, so dass ihre Sternmassen hunderte Male größer wurden als die der Sonne. Diese massiven Sterne entwickelten sich wiederum sehr schnell und ihre Nukleosyntheseprozesse erzeugten die ersten 26 Elemente (bis zu Eisen im Periodensystem).[7]

Viele theoretische Sternmodelle zeigen, dass die meisten massereichen Population III-Sterne ihren Treibstoff schnell erschöpften und wahrscheinlich in Supernovae mit extrem energetischer Paarinstabilität explodierten. Diese Explosionen hätten ihr Material gründlich verteilt und Metalle in das interstellare Medium (ISM) ausgestoßen, um es in die späteren Generationen von Sternen aufzunehmen. Ihre Zerstörung legt nahe, dass keine galaktischen Sterne der Population III mit hoher Masse beobachtbar sein sollten.[8] Einige Sterne der Population III können jedoch in Galaxien mit hoher Rotverschiebung gesehen werden, deren Licht aus der früheren Geschichte des Universums stammt.[9] Es wurden jedoch keine entdeckt. Wissenschaftler haben jedoch Hinweise auf einen extrem kleinen ultra-metallarmen Stern gefunden, der etwas kleiner als die Sonne ist und in einem binären System der Spiralarme in der Milchstraße gefunden wurde. Die Entdeckung eröffnet die Möglichkeit, noch ältere Sterne zu beobachten.[10]

Sterne, die zu massiv sind, um Supernovae mit Paarinstabilität zu erzeugen, wären wahrscheinlich durch einen als Photodisintegration bekannten Prozess in Schwarze Löcher zusammengebrochen. Hier könnte während dieses Prozesses etwas Materie in Form relativistischer Jets entkommen sein, und dies hätte die ersten Metalle im Universum verteilen können.[11][12][a]

Bildung der beobachtbaren Sterne[edit]

Die ältesten beobachteten Sterne,[8] bekannt als Population II, haben sehr geringe Metallizitäten;[5][14] Als nachfolgende Generationen von Sternen geboren wurden, wurden sie stärker mit Metall angereichert, da die gasförmigen Wolken, aus denen sie sich bildeten, den metallreichen Staub erhielten, der von früheren Generationen hergestellt wurde. Als diese Sterne starben, gaben sie über planetare Nebel und Supernovae mit Metall angereichertes Material an das interstellare Medium zurück und bereicherten die Nebel, aus denen sich die neueren Sterne bildeten, weiter. Diese jüngsten Sterne, einschließlich der Sonne, haben daher den höchsten Metallgehalt und werden als Population I-Sterne bezeichnet.

Chemische Klassifizierung nach Baade[edit]

Bevölkerung I Sterne[edit]

Population I oder metallreiche Sterne sind junge Sterne mit der höchsten Metallizität aller drei Populationen und kommen häufiger in den Spiralarmen der Milchstraße vor. Die Sonne der Erde ist ein Beispiel für einen metallreichen Stern und wird als Zwischenstern der Population I angesehen, während der solarähnliche Mu Arae viel metallreicher ist.[15]

Population I-Sterne haben normalerweise regelmäßige elliptische Bahnen des galaktischen Zentrums mit einer geringen Relativgeschwindigkeit. Es wurde früher angenommen, dass die hohe Metallizität der Population I-Sterne die Wahrscheinlichkeit erhöht, dass sie Planetensysteme besitzen als die beiden anderen Populationen, da angenommen wird, dass Planeten, insbesondere terrestrische Planeten, durch die Anreicherung von Metallen gebildet werden.[16] Beobachtungen des Kepler-Datensatzes haben jedoch kleinere Planeten um Sterne mit einer Reihe von Metallizitäten gefunden, während sich nur größere potenzielle Gasriesenplaneten um Sterne mit relativ höherer Metallizität konzentrieren – ein Befund, der Auswirkungen auf Theorien zur Bildung von Gasriesen hat.[17] Zwischen den Sternen der Zwischenpopulation I und der Population II befindet sich die Zwischenscheibenpopulation.

Bevölkerung II Sterne[edit]

Schematisches Profil der Milchstraße. Population II-Sterne erscheinen in der galaktischen Ausbuchtung und in den Kugelhaufen

Population II oder metallarme Sterne sind solche mit relativ wenig Elementen, die schwerer als Helium sind. Diese Objekte wurden während einer früheren Zeit des Universums gebildet. Zwischensterne der Population II sind in der Ausbuchtung nahe dem Zentrum der Milchstraße häufig, während Population II-Sterne im galaktischen Lichthof älter und daher metallarmer sind. Kugelsternhaufen enthalten auch eine hohe Anzahl von Population-II-Sternen.[18]

Ein Merkmal von Sternen der Population II ist, dass sie trotz ihrer geringeren Gesamtmetallizität häufig ein höheres Verhältnis von Alpha-Elementen (O, Si, Ne usw.) zu Fe aufweisen als Sterne der Population I; Die aktuelle Theorie legt nahe, dass dies darauf zurückzuführen ist, dass Supernovae vom Typ II zum Zeitpunkt ihrer Bildung einen wichtigeren Beitrag zum interstellaren Medium leisten, während die Anreicherung von Supernova-Metallen vom Typ Ia später in der Entwicklung des Universums erfolgte.[19]

Wissenschaftler haben diese ältesten Sterne in verschiedenen Umfragen untersucht, darunter in der HK-Objektivprismen-Umfrage von Timothy C. Beers et al. und die Hamburg-ESO-Umfrage von Norbert Christlieb et al., die ursprünglich für schwache Quasare gestartet wurde. Bisher haben sie zehn ultra-metallarme (UMP) Sterne (wie Snedens Stern, Cayrels Stern, BD + 17 ° 3248) und drei der ältesten bisher bekannten Sterne entdeckt und detailliert untersucht: HE0107-5240, HE1327- 2326 und HE 1523-0901. Caffaus Stern wurde als der bisher metallarmste Stern identifiziert, als er 2012 anhand von Daten der Sloan Digital Sky Survey gefunden wurde. Im Februar 2014 wurde jedoch die Entdeckung eines Sterns mit noch geringerer Metallizität angekündigt, SMSS J031300.36-670839.3, der mithilfe astronomischer SkyMapper-Vermessungsdaten lokalisiert wurde. HD 122563 (ein roter Riese) und HD 140283 (ein Subgiant) sind weniger extrem in ihrem Metallmangel, aber näher und heller und daher länger bekannt.

Bevölkerung III Sterne[edit]

Bevölkerung III Sterne[20] sind eine hypothetische Population von extrem massiven, leuchtenden und heißen Sternen mit praktisch keinen Metallen, außer möglicherweise zum Vermischen von Ejekta aus anderen nahe gelegenen Supernovae der Population III. Solche Sterne haben wahrscheinlich im sehr frühen Universum existiert (dh bei hoher Rotverschiebung) und möglicherweise die Produktion chemischer Elemente begonnen, die schwerer als Wasserstoff sind und für die spätere Bildung von Planeten und Leben, wie wir sie kennen, benötigt werden.[21][22]

Die Existenz von Population III-Sternen wird aus der physikalischen Kosmologie abgeleitet, sie wurden jedoch noch nicht direkt beobachtet. Indirekte Beweise für ihre Existenz wurden in einer Galaxie mit Gravitationslinsen in einem sehr entfernten Teil des Universums gefunden.[23] Ihre Existenz könnte die Tatsache erklären, dass schwere Elemente – die im Urknall nicht erzeugt werden konnten – in Quasaremissionsspektren beobachtet werden.[7] Es wird auch angenommen, dass sie Bestandteile von schwach blauen Galaxien sind. Diese Sterne lösten wahrscheinlich die Reionisierungsperiode des Universums aus, ein wichtiger Phasenübergang von Gasen, der zu dem heute beobachteten Mangel an Opazität führte. Beobachtungen der Galaxie UDFy-38135539 legen nahe, dass sie möglicherweise eine Rolle bei diesem Reionisierungsprozess gespielt hat. Das European Southern Observatory entdeckte in der sehr hellen Galaxie Cosmos Redshift 7 aus der Reionisierungsperiode etwa 800 Millionen Jahre nach dem Urknall eine helle Tasche von Sternen der frühen Bevölkerung. Der Rest der Galaxie hat einige später rötlichere Population II-Sterne.[24][21] Einige Theorien gehen davon aus, dass es zwei Generationen von Population III-Sternen gab.[25]

Künstlerische Darstellung der ersten Sterne, 400 Millionen Jahre nach dem Urknall

Die gegenwärtige Theorie ist geteilt, ob die ersten Sterne sehr massereich waren oder nicht; Theorien, die 2009 und 2011 vorgeschlagen wurden, legen nahe, dass die ersten Sterngruppen aus einem massiven Stern bestanden haben könnten, der von mehreren kleineren Sternen umgeben ist.[26][27][28] Die kleineren Sterne würden, wenn sie im Geburtscluster verbleiben würden, mehr Gas ansammeln und könnten bis heute nicht überleben. Eine Studie aus dem Jahr 2017 kam jedoch zu dem Schluss, dass ein Stern mit 0,8 Sonnenmassen oder weniger aus seinem Geburtscluster ausgestoßen wurde, bevor er sich mehr ansammelte Masse könnte es bis heute überleben, möglicherweise sogar in unserer Milchstraße.[29]

Ein Vorschlag, der von Computermodellen der Sternentstehung entwickelt wurde, ist, dass es ohne schwere Elemente und ein viel wärmeres interstellares Medium aus dem Urknall leicht war, Sterne mit einer viel größeren Gesamtmasse als die heute üblicherweise sichtbaren Sterne zu bilden.[citation needed] Typische Massen für Sterne der Population III werden voraussichtlich mehrere hundert Sonnenmassen betragen, was viel größer ist als die der aktuellen Sterne. Modelle setzen die maximale Masse eines Sterns der Population III auf ~ 1000 Sonnenmassen. Die Analyse von Daten von Population II-Sternen mit extrem geringer Metallizität wie HE0107-5240, von denen angenommen wird, dass sie die von Population III-Sternen produzierten Metalle enthalten, legt nahe, dass diese metallfreien Sterne Massen von 20 bis 130 Sonnenmassen hatten.[30] Andererseits legt die Analyse von Kugelhaufen, die mit elliptischen Galaxien assoziiert sind, nahe, dass Supernovae mit Paarinstabilität, die typischerweise mit sehr massiven Sternen assoziiert sind, für ihre metallische Zusammensetzung verantwortlich waren.[31] Dies erklärt auch, warum keine massearmen Sterne ohne Metallizität beobachtet wurden, obwohl Modelle für kleinere Population III-Sterne konstruiert wurden.[32] Cluster, die rote Zwerge oder braune Zwerge ohne Metallizität enthalten (möglicherweise durch Supernovae mit Paarinstabilität erzeugt)[14]) wurden als Kandidaten für die Dunkle Materie vorgeschlagen,[33][34] Die Suche nach diesen Arten von MACHOs durch Gravitationsmikrolinsen hat jedoch zu negativen Ergebnissen geführt[citation needed].

Der Nachweis von Sternen der Population III ist ein Ziel des James Webb-Weltraumteleskops der NASA.[35] Neue spektroskopische Untersuchungen wie SEGUE oder SDSS-II können auch Sterne der Population III lokalisieren.[citation needed] Sterne beobachtet in der Cosmos Redshift 7 Galaxie bei z = 6,60 kann Population III Sterne sein.

Weiterführende Literatur[edit]

  1. ^ Es wurde vorgeschlagen, dass die jüngsten Supernovae SN 2006gy und SN 2007bi möglicherweise Paarinstabilitäts-Supernovae waren, bei denen solche supermassiven Population III-Sterne explodierten. Es wurde spekuliert, dass sich diese Sterne vor relativ kurzer Zeit in Zwerggalaxien gebildet haben könnten, die ursprüngliche metallfreie interstellare Materie enthalten. Vergangene Supernovae in diesen Galaxien hätten ihren metallreichen Inhalt mit einer Geschwindigkeit ausstoßen können, die hoch genug ist, um der Galaxie zu entkommen, wodurch der Metallgehalt der Galaxie sehr niedrig gehalten wurde.[13]

Verweise[edit]

  1. ^ W. Baade (1944), “Die Resolution von Messier 32, NGC 205 und der Zentralregion des Andromeda-Nebels”, Astrophysikalisches Journal, 100: 137–146, Bibcode:1944ApJ … 100..137B, doi:10.1086 / 144650
  2. ^ Shapley, Harlow (1977). Hodge, Paul (Hrsg.). Galaxien (3. Aufl.). Harvard University Press. pp. 62–63. ISBN 978-0674340510.
  3. ^ ein b c Gibson, BK; Fenner, Y.; Renda, A.; Kawata, D.; Hyun-chul, L. (2013). “Rückblick: Galaktische chemische Evolution” (PDF). Veröffentlichungen der Astronomical Society of Australia. CSIRO-Veröffentlichung. 20 (4): 401–415. arXiv:astro-ph / 0312255. Bibcode:2003PASA … 20..401G. doi:10.1071 / AS03052. Abgerufen 17. April 2018.
  4. ^ D. Kunth & G. Östlin (2000). “Die metallarmsten Galaxien”. 10 (1). Die Astronomie und Astrophysik Review. Abgerufen 3. Februar 2015.
  5. ^ ein b Lauren J. Bryant. “Was Sterne zum Ticken bringt”. Indiana University Research & Kreative Aktivität. Abgerufen 7. September 2005.
  6. ^ Cyburt, Richard H.; Fields, Brian D.; Olive, Keith A.; Ja, Tsung-Han (2016). “Urknall-Nukleosynthese: Derzeitiger Status”. Rezensionen der modernen Physik. 88 (1): 015004. arXiv:1505.01076. Bibcode:2016RvMP … 88a5004C. doi:10.1103 / RevModPhys.88.015004.
  7. ^ ein b Heger, A.; Woosley, SE (2002). “Die nukleosynthetische Signatur von Pppulation III”. Astrophysikalisches Journal. 567 (1): 532–543. arXiv:astro-ph / 0107037. Bibcode:2002ApJ … 567..532H. doi:10.1086 / 338487.
  8. ^ ein b Schlaufman, Kevin C.; Thompson, Ian B.; Casey, Andrew R. (2018). “Ein ultra-metallarmer Stern nahe der Wasserstoffverbrennungsgrenze”. Das astrophysikalische Journal. 867 (2): 98. arXiv:1811.00549. Bibcode:2018ApJ … 867 … 98S. doi:10.3847 / 1538-4357 / aadd97.
  9. ^ Xu, Hao; Wise, John H.; Norman, Michael L. (29. Juli 2013). “Population III Sterne und Überreste in Galaxien mit hoher Rotverschiebung”. Die amerikanische astronomische Gesellschaft. 773 (2).
  10. ^ “Einer der ältesten entdeckten Sterne der Milchstraße”. Sci-News. 6. November 2018. Abgerufen 12. Juni 2020.
  11. ^ Fryer, CL; Woosley, SE; Heger, A. (2001). “Paarinstabilitäts-Supernovae, Gravitationswellen und Gammastrahlentransienten”. Das astrophysikalische Journal. 550 (1): 372–382. arXiv:astro-ph / 0007176. Bibcode:2001ApJ … 550..372F. doi:10.1086 / 319719.
  12. ^ Heger, A.; Fryer, CL; Woosley, SE; Langer, N.; Hartmann, DH (2003). “Wie massive Einzelsterne ihr Leben beenden [sic]”. Das astrophysikalische Journal. 591 (1): 288–300. arXiv:astro-ph / 0212469. Bibcode:2003ApJ … 591..288H. doi:10.1086 / 375341.
  13. ^ Clark, Stuart (Februar 2010). “Urriese: Der Stern, den diese Zeit vergessen hat”. Neuer Wissenschaftler. Abgerufen 1. Februar 2015.
  14. ^ ein b Salvaterra, R.; Ferrara, A.; Schneider, R. (2004). “Induzierte Bildung von primordialen Sternen mit geringer Masse”. Neue Astronomie. 10 (2): 113–120. arXiv:astro-ph / 0304074. Bibcode:2004NewA … 10..113S. doi:10.1016 / j.newast.2004.06.003.
  15. ^ Soriano, MS; Vauclair, S. (2009). “Neue seismische Analyse des Exoplaneten-Wirtssterns Mu Arae”. Astronomie und Astrophysik. 513: A49. arXiv:0903.5475. Bibcode:2010A & A … 513A..49S. doi:10.1051 / 0004-6361 / 200911862.
  16. ^ Charles H. Lineweaver (2000). “Eine Schätzung der Altersverteilung terrestrischer Planeten im Universum: Quantifizierung der Metallizität als Auswahleffekt”. Ikarus. 151 (2): 307–313. arXiv:astro-ph / 0012399. Bibcode:2001Icar..151..307L. doi:10.1006 / icar.2001.6607.
  17. ^ Buchhave, LA; et al. (2012). “Eine Fülle kleiner Exoplaneten um Sterne mit einer Vielzahl von Metallizitäten”. Natur. 486 (7403): 375–377. Bibcode:2012Natur.486..375B. doi:10.1038 / nature11121. PMID 22722196.
  18. ^ TS van Albada; Norman Baker (1973). “Auf den zwei Oosterhoff-Gruppen von Kugelsternhaufen”. Astrophysikalisches Journal. 185: 477–498. Bibcode:1973ApJ … 185..477V. doi:10.1086 / 152434.
  19. ^ Wolfe, Arthur M.; Gawiser, Eric; Prochaska, Jason X. (2005). “DAMPED LYα SYSTEMS”. Jahresrückblick auf Astronomie und Astrophysik. 43 (1): 861–918. arXiv:astro-ph / 0509481. Bibcode:2005ARA & A..43..861W. doi:10.1146 / annurev.astro.42.053102.133950.
  20. ^ Tominga, N.; et al. (2007). “Supernova-Nukleosynthese in Population III 13-50 Msolarsterne und Häufigkeitsmuster extrem metallarmer Sterne”. Astrophysikalisches Journal. 660 (5): 516–540. arXiv:astro-ph / 0701381. Bibcode:2007ApJ … 660..516T. doi:10.1086 / 513063.
  21. ^ ein b Sobral, David; Matthee, Jorryt; Darvish, Behnam; Schaerer, Daniel; Mobasher, Bahram; Röttgering, Huub JA; Santos, Sérgio; Hemmati, Shoubaneh (4. Juni 2015). “Hinweise auf Pop III-ähnliche Sternpopulationen in den leuchtendsten Lyman-α-Emittern in der Epoche der Reionisation: Spektroskopische Bestätigung”. Das astrophysikalische Journal. 808 (2): 139. arXiv:1504.01734. Bibcode:2015ApJ … 808..139S. doi:10.1088 / 0004-637x / 808/2/139.
  22. ^ Auf Wiedersehen, Dennis (17. Juni 2015). “Astronomen berichten, früheste Sterne gefunden zu haben, die den Kosmos bereichert haben”. New York Times. Abgerufen 17. Juni 2015.
  23. ^ RAE Fosbury; et al. (2003). “Massive Sternentstehung in einer gravitativ linsenförmigen H II -Galaxie bei z = 3,357 “. Astrophysikalisches Journal. 596 (1): 797–809. arXiv:astro-ph / 0307162. Bibcode:2003ApJ … 596..797F. doi:10.1086 / 378228.
  24. ^ “Bester Beobachtungsnachweis für Sterne der ersten Generation im Universum”. ESO Astronomy Magazin. 17. Juni 2015.
  25. ^ Bromm, V.; Yoshida, N.; Hernquist, L.; McKee, CF (2009). “Die Bildung der ersten Sterne und Galaxien”. Natur. 459 (7243): 49–54. arXiv:0905.0929. Bibcode:2009Natur.459 … 49B. doi:10.1038 / nature07990. PMID 19424148.
  26. ^ Redd, Nola (Februar 2011). “Die ersten Sterne des Universums waren doch keine Einzelgänger”. Space.com. Abgerufen 1. Februar 2015.
  27. ^ Andrea Thompson (Januar 2009). “Wie sich massive Sterne bilden: Einfache Lösung gefunden”. Space.com. Abgerufen 1. Februar 2015.
  28. ^ Carr, Bernard J. “Kosmologie, Bevölkerung III”.
  29. ^ Dutta J, Sur S, Stacy A, Bagla JS (2017). “Können Population III-Sterne bis heute überleben?” arXiv:1712.06912 [astro-ph.GA].
  30. ^ Umeda, Hideyuki; Nomoto, Ken’Ichi (2003). “Schwarze Löcher bildende Supernovae der ersten Generation und das Metallhäufigkeitsmuster eines sehr eisenarmen Sterns”. Natur. 422 (6934): 871–873. arXiv:astro-ph / 0301315. Bibcode:2003Natur.422..871U. doi:10.1038 / nature01571. PMID 12712199.
  31. ^ Puzia, Thomas H.; Kissler-Patig, Markus; Goudfrooij, Paul (2006). “Extrem α-angereicherte Kugelhaufen in frühen Galaxien: Ein Schritt in Richtung der Morgendämmerung stellarer Populationen?” Das astrophysikalische Journal. 648 (1): 383–388. arXiv:astro-ph / 0605210. Bibcode:2006ApJ … 648..383P. doi:10.1086 / 505679.
  32. ^ Siess, Lionel; Livio, Mario; Lattanzio, John (2002). “Struktur, Evolution und Nukleosynthese von Ursternen”. Das astrophysikalische Journal. 570 (1): 329–343. arXiv:astro-ph / 0201284. Bibcode:2002ApJ … 570..329S. doi:10.1086 / 339733.
  33. ^ Kerins, EJ (1997). “Nullmetallizität Sterne mit sehr geringer Masse als Halo-Dunkle Materie”. Astronomie und Astrophysik. 322: 709. arXiv:astro-ph / 9610070. Bibcode:1997A & A … 322..709K.
  34. ^ Sanchez-Salcedo, FJ (1997). “Über die strenge Beschränkung auf massive dunkle Cluster im galaktischen Lichthof”. Astrophysikalische Tagebuchbriefe. 487 (1). L61. Bibcode:1997ApJ … 487L..61S. doi:10.1086 / 310873.
  35. ^ Rydberg, C.-E.; Zackrisson, E.; Lundqvist, P.; Scott, P. (März 2013). “Detektion isolierter Population III-Sterne mit dem James Webb-Weltraumteleskop”. Monatliche Mitteilungen der Royal Astronomical Society. 429 (4): 3658–3664. arXiv:1206.0007. Bibcode:2013MNRAS.429.3658R. doi:10.1093 / mnras / sts653.


after-content-x4