天の川銀河の渦巻き構造の想像図。バーデの一般的な星種族分類を示している。渦巻き腕の青い領域は若い星種族Iの恒星で構成され、中央バルジの黄色い星は古い星種族IIの恒星である。実際には、多くの星種族Iの恒星が古い星種族IIの恒星と混ざって見られる。

1944年、ウォルター・バーデは天の川銀河内の恒星群を恒星種族に分類しました。バーデの論文の要約では、この種の分類法は1926年にヤン・オールトが最初に考案したと述べられています。 [1]

バーデは、青い星は渦巻き腕と強く結びついており、黄色い星は銀河中心のバルジ付近と球状星団内で優勢であると観察した。[2] 2つの主要な区分は種族 Iと種族 IIの星とみなされ、1978年に種族 IIIと呼ばれる新しい仮説的な区分が追加されました。

各種族タイプ間では、観測された個々の恒星スペクトルに有意な差が見られました。これは後に非常に重要であり、星形成、観測された運動学、[3]恒星年齢、さらには渦巻銀河と楕円銀河の両方における銀河進化に関連している可能性があることが示されました。これらの3つの単純な種族クラスは、星を化学組成、つまり金属量によって分類するのに役立ちました。[4] [5] [3]天体物理学の命名法では、金属はヘリウムよりも重いすべての元素を指し、酸素などの化学的非金属も含まれます。 [6]

定義上、各種族グループは、金属含有量が低いほど星の年齢が高いという傾向を示します。したがって、宇宙で最初に誕生した星（金属含有量が非常に低い）は種族III、古い星（金属量が低い）は種族II、そして最近の星（金属量が高い）は種族Iと分類されました。[7]太陽は種族I、つまり比較的高い1.4%の金属量を持つ最近の星とされています。

素晴らしい発展

恒星のスペクトルを観測すると、太陽よりも古い恒星は太陽に比べて重元素が少ないことが明らかになっています。[3]これは、恒星の元素合成のプロセスによって、金属量が恒星の世代を通じて進化してきたことを示唆しています。

最初の星の形成

現在の宇宙論モデルによれば、ビッグバンで生成された物質の大部分は水素（75%）とヘリウム（25%）で、リチウムやベリリウムなどの他の軽元素はごくわずかである。[8]宇宙が十分に冷却されると、最初の恒星は重金属に汚染されることなく、種族IIIの恒星として誕生した。このことが恒星の構造に影響を与え、恒星質量は太陽の数百倍になったと推測されている。その結果、これらの大質量恒星は非常に急速に進化し、元素合成プロセスによって最初の26元素（周期表の鉄まで）が生成された。[9]

多くの理論的な恒星モデルは、大部分の高質量種族IIIの星が急速に燃料を使い果たし、おそらく極めて高エネルギーの対不安定性超新星として爆発したことを示している。これらの爆発は星の物質を完全に分散させ、金属を星間物質（ISM）に放出し、後の世代の星に取り込まれた。それらの破壊は、銀河系内の高質量種族IIIの星は観測できないはずであることを示唆している。[10]しかし、宇宙の初期の歴史に光を発した高赤方偏移銀河では、一部の種族IIIの星が見られる可能性がある。 [11] 科学者たちは、天の川銀河の渦巻き腕の連星系の中に、太陽よりわずかに小さい、極めて小さな超金属貧弱な星の証拠を発見した。この発見により、さらに古い星を観測できる可能性が開かれた。[12]

対不安定性超新星を生じさせるには質量が大きすぎる星は、光崩壊と呼ばれる過程を経てブラックホールに崩壊した可能性が高い。この過程で、相対論的ジェットの形で物質が放出され、これが最初の金属を宇宙に放出した可能性もある。[13] [14] [a]

観測された星の形成

これまでに観測された中で最も古い恒星[10]は、種族IIとして知られ、金属量が非常に低い。[16] [7]その後の世代の恒星が誕生するにつれて、それらの恒星の形成に使われたガス雲が、種族IIIの前の世代の恒星によって作られた 金属に富む塵を受け取ったため、より金属に富むようになった。

これらの種族IIの恒星が死ぬと、金属に富んだ物質が惑星状星雲や超新星爆発によって星間物質に還元され、星雲はさらに豊かになり、そこから新しい恒星が形成された。そのため、太陽を含むこれらの最も若い恒星は最も高い金属含有量を持ち、種族Iの恒星として知られている。

ウォルター・バーデによる化学分類

人口Iの星

反射星雲IC 2118を持つ種族 I の恒星リゲル

I族星は、3つの種族の中で最も金属量が高い若い星であり、天の川銀河の渦巻き腕に多く見られます。太陽はI族の中間的な星と考えられていますが、太陽に似たμArae星は、はるかに金属量が豊富です。[17] （「金属に富む」という用語は、太陽よりも金属量が著しく高い星、つまり測定誤差で説明できるよりも高い星を指します。）

種族 I の恒星は通常、銀河中心の軌道を楕円形で描き、相対速度は低い。以前は、種族 I の恒星は金属量が多いため、他の 2 つの種族よりも惑星系を持つ可能性が高いと仮説されていた。これは、惑星、特に地球型惑星が金属の集積によって形成されると考えられているためである。[18]しかし、ケプラー宇宙望遠鏡のデータ観測により、さまざまな金属量の恒星の周りにはより小さな惑星があるのに対し、比較的金属量が高い恒星の周りには、より大きく、潜在的なガス巨星惑星のみが存在することがわかった。この発見は、ガス巨星形成の理論に影響を与える。[19]種族 I と種族 II の中間の恒星の間には、中間の円盤種族がある。

ポピュレーションIIの星

天の川銀河。種族IIの星は銀河バルジと球状星団にあります。
ビッグバンから 1 億年後の、種族 III の星々の領域の想像図。

種族II、あるいは金属欠乏型星は、ヘリウムより重い元素が比較的少ない星です。これらの天体は宇宙の初期に形成されました。中間種族IIの星は天の川銀河の中心付近のバルジに多く見られますが、銀河ハローで見られる種族IIの星はより古く、したがって金属が欠乏しています。球状星団にも種族IIの星が多く含まれています。[20]

種族IIの星の特徴は、全体的な金属量が低いにもかかわらず、種族Iの星と比較して、鉄（Fe）に対するアルファ元素（酸素やネオンなどのアルファ過程で生成される元素）の比率が高いことです。現在の理論では、これはII型超新星が形成時に星間物質へのより重要な貢献者であった結果であると考えられていますが、 Ia型超新星の金属濃縮は宇宙の発展の後期に起こりました。[21]

科学者たちは、ティモシー・C・ビアズ らによるHK対物プリズムサーベイ[22]やノーバート・クリストリーブらによるハンブルク-ESOサーベイ[23]など、いくつかの異なるサーベイでこれらの最も古い星をターゲットにしてきました。これらはもともと暗いクエーサーを対象に開始されました。現在までに、彼らは約10個の超金属貧弱（UMP）星（スネデンの星、ケレルの星、BD +17° 3248など）と、現在までに知られている最古の星のうち3つ：HE 0107-5240、HE 1327-2326、HE 1523-0901を発見し、詳しく研究してきました。カファウの星は、2012年にスローン・デジタル・スカイ・サーベイのデータを使用して発見され、これまでで最も金属貧弱な星として特定されました。しかし、2014年2月には、さらに金属量の少ない恒星SMSS J031300.36-670839.3の発見が発表され、SkyMapper天文調査データの助けを借りて発見されました。金属欠乏の程度はそれほど極端ではありませんが、より近く、より明るく、したがってより長く知られていたのが、HD 122563（赤色巨星）とHD 140283（準巨星）です。ED -2ハロー恒星流中にある地球に2番目に近い既知のブラックホールであるガイアBH3にも、超金属欠乏の伴星があります。その質量が約32.70太陽質量と異常に高いことを考えると、これは大質量の種族IIの恒星が質量損失をあまり経験しなかったことを示唆しており、金属に富む祖先から形成された質量限界を超える恒星ブラックホールの形成を可能にしました。[24]

ポピュレーションIIIの星

NASAのスピッツァー宇宙望遠鏡が撮影した、種族IIIの星の輝きの可能性

種族IIIの星[25]は、非常に質量が大きく、明るく、高温の星からなる仮説上の星群であり、近傍の他の初期の種族III超新星からの噴出物が混ざっている可能性を除けば、実質的に「金属」は存在しない。この用語は、1965年にネヴィル・J・ウルフによって初めて提唱された。[26] [27]このような星は、宇宙のごく初期（すなわち、高赤方偏移）に存在していた可能性が高く、水素よりも重い化学元素の生成を開始した可能性がある。これらの元素は、後に私たちが知る惑星や生命の形成に必要となる。[28] [29]

種族IIIの星の存在は物理宇宙論から推測されているが、直接観測されたことはない。その存在の間接的な証拠は、宇宙の非常に遠い場所にある重力レンズ効果を受けた銀河で見つかっている。 [30]その存在は、ビッグバンでは生成できなかった重元素がクエーサーの 放射スペクトルで観測されるという事実を説明できるかもしれない。[9]これらはまた、微弱な青い銀河の構成要素であると考えられている。これらの星は、宇宙の再電離期、つまり星間物質の大部分を構成する水素ガスの主要な相転移を引き起こした可能性が高い。銀河UDFy-38135539の観測は、この再電離プロセスに役割を果たした可能性があることを示唆している。ヨーロッパ南天天文台（ESO）は、非常に明るい銀河コスモス・レッドシフト7において、ビッグバンから約8億年後の再電離期に形成された、z = 6.60に初期種族の星々の明るい塊を発見した。銀河の残りの部分には、後期のより赤い種族IIの星々がいくつか存在する。[28] [31]一部の理論では、種族IIIの星々は2世代存在したとされている。[32]

ビッグバンから4億年後の最初の星の想像図

最初の星が非常に大質量であったかどうかについては、現在の理論では意見が分かれています。一つの可能​​性として、これらの星は現在の星よりもはるかに大きく、数百太陽質量、場合によっては1,000太陽質量にも達していたことが挙げられます。このような星は寿命が非常に短く、わずか200万年から500万年しか生きられません。[33]このような大きな星は、ビッグバンの頃から重元素が欠如し、星間物質がはるかに高温であったために誕生できた可能性があります。 [要出典]一方、2009年と2011年に提唱された理論では、最初の星団は巨大な星とその周囲を取り囲む複数の小さな星で構成されていた可能性が示唆されています。[34] [35] [36]より小さな星々は、誕生クラスターに留まると、より多くのガスを蓄積し、現在まで生き残ることはできないが、2017年の研究では、0.8太陽質量（M☉ ）以下の星が、より多くの質量を蓄積する前に誕生クラスターから放出された場合、現在まで生き残り、おそらく私たちの天の川銀河でも生き残ることができると結論付けている。[37]

HE 0107-5240などの極めて金属量の低い種族 II の星は、種族 III の星によって生成された金属を含むと考えられていますが、そのデータの解析から、これらの金属を含まない星の質量は太陽質量の 20 ～ 130 倍であることが示唆されています。[38]一方、楕円銀河に関連する球状星団の解析では、通常非常に質量の大きい星に関連する対不安定性超新星が、それらの金属組成の原因であることが示唆されています。[39]これはまた、より小さな種族 III の星のモデルが構築されたにもかかわらず、金属量がゼロの低質量星が観測されていない理由を説明しています。[40] [41]金属量がゼロの赤色矮星または褐色矮星（おそらく対不安定性超新星[16]によって生成された）を含む星団は、暗黒物質の候補として提案されていますが、[42] [43]重力マイクロレンズによるこれらのタイプのMACHOの探索では否定的な結果が得られています。[要引用]

種族IIIの星は、初期宇宙におけるブラックホールの種と考えられています。直接崩壊型ブラックホールのような高質量ブラックホールの種とは異なり、これらの星は軽いブラックホールを生み出したと考えられます。もしこれらの星が予想よりも大きな質量に成長できたとすれば、準星、つまり水素やヘリウムがより重い元素に汚染される前の宇宙の初期発達期に存在していたとされる、重いブラックホールの仮説上の種であった可能性があります。

種族IIIの恒星の検出はNASAのジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡の目標である。[44]

2022年12月8日、天文学者たちはRX J2129–z8He IIと呼ばれる高赤方偏移銀河で、種族IIIの星が検出された可能性があると報告した。 [45] [46]

2025年10月27日、天文学者たちは天体物理学ジャーナルレターズに論文を発表し、LAP1-Bはz=6.6に位置する第3種族の恒星として初めて観測された可能性があると報告した。この恒星は、第3種族の恒星とみなされるための最も重要な3つの基準を満たしていると思われる。[47] [48]

参照

注記

  1. ^最近の超新星 SN 2006gyとSN 2007biは、そのような超大質量の種族IIIの星が爆発した対不安定性超新星であった可能性がある と提唱されている。クラーク（2010）は、これらの星は主に原始的な金属を含まない星間物質を含んでいるため、比較的最近矮小銀河で形成された可能性があると推測している。これらの小型銀河で過去に発生した超新星は、金属を豊富に含む物質を銀河から脱出できるほどの速度で放出したため、小型銀河の金属含有量は非常に低いままであった可能性がある。[15]

参考文献

  1. ^ Baade, W. (1944). 「メシエ32、NGC 205、そしてアンドロメダ星雲の中心領域の解像度」.アストロフィジカル・ジャーナル. 100 : 137–146 . Bibcode :1944ApJ...100..137B. doi : 10.1086/144650 .オールトは、1926年には既に、我々の銀河系内の恒星の中に2種類の恒星集団が存在することを認識していた。
  2. ^ シャプレー、ハーロウ（1977年）. ホッジ、ポール（編）.銀河（第3版）. ハーバード大学出版局. pp. 62–63. ISBN  978-0-674-34051-0– Archive.orgより。
  3. ^ abc Gibson, BK; Fenner, Y.; Renda, A.; Kawata, D.; Hyun-chul, L. (2013). 「レビュー：銀河の化学進化」（PDF） .オーストラリア天文学会出版物. 20 (4). CSIRO出版: 401– 415. arXiv : astro-ph/0312255 . Bibcode :2003PASA...20..401G. doi :10.1071/AS03052. S2CID 12253299. 2021年1月20日時点 のオリジナル（PDF）からアーカイブ。 2018年4月17日閲覧。
  4. ^ Kunth, Daniel & Östlin, Göran (2000). 「最も金属の少ない銀河」. The Astronomy and Astrophysics Review . 10 (1): 1– 79. arXiv : astro-ph/9911094 . Bibcode :2000A&ARv..10....1K. doi :10.1007/s001590000005. S2CID  15487742. 2022年1月3日閲覧– caltech.edu経由.
  5. ^ Schönrich, R.; Binney, J. (2009). 「銀河系円盤の起源と構造」. 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. ^ 「金属」。astronomy.swin.edu.au . Cosmos . 2022年4月1日閲覧。
  7. ^ ab ブライアント、ローレン・J.「What makes stars tick」.インディアナ大学研究・創造活動. 2016年5月16日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2005年9月7日閲覧。
  8. ^ Cyburt, Richard H.; Fields, Brian D.; Olive, Keith A.; Yeh, Tsung-Han (2016). 「ビッグバン元素合成：現状」Reviews of Modern Physics . 88 (1) 015004. arXiv : 1505.01076 . Bibcode :2016RvMP...88a5004C. doi :10.1103/RevModPhys.88.015004. S2CID  118409603.
  9. ^ ab ヘーガー、A.;サウスカロライナ州ウースリー (2002)。 「人口IIIの核合成サイン」。天体物理学ジャーナル。567 (1): 532–543 . arXiv : astro-ph/0107037。Bibcode :2002ApJ...567..532H。土井：10.1086/338487。S2CID  16050642。
  10. ^ ab Schlaufman, Kevin C.; Thompson, Ian B.; Casey, Andrew R. (2018). 「水素燃焼限界付近の超金属欠乏星」. 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. (2013年7月29日). 「高赤方偏移銀河における種族IIIの星と残骸」.アメリカ天文学会. 773 (2): 83. arXiv : 1305.1325 . Bibcode :2013ApJ...773...83X. doi :10.1088/0004-637X/773/2/83. S2CID  118303030.
  12. ^ 「天の川銀河最古の星の一つが発見される」Sci-News、2018年11月6日。 2020年6月12日閲覧。
  13. ^ Fryer, C. L.; Woosley, S. E.; Heger, A. (2001). 「対不安定性超新星、重力波、そしてガンマ線トランジェント」. 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). 「質量の大きな単独星はどのようにその寿命を終えるか」. The Astrophysical Journal . 591 (1): 288– 300. arXiv : astro-ph/0212469 . Bibcode :2003ApJ...591..288H. doi :10.1086/375341. S2CID  59065632.
  15. ^ クラーク、スチュアート（2010年2月）「原始の巨星：時が忘れ去った星」ニューサイエンティスト。 2015年2月1日閲覧。
  16. ^ ab Salvaterra, R.; Ferrara, A.; Schneider, R. (2004). 「原始低質量星の誘導形成」. 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, MS; Vauclair, S. (2009). 「太陽系外惑星ホスト星Mu Araeの新たな地震解析」.天文学と天体物理学. 513 : A49. arXiv : 0903.5475 . Bibcode :2010A&A...513A..49S. doi :10.1051/0004-6361/200911862. S2CID  5688996.
  18. ^ Lineweaver, Charles H. (2000). 「宇宙における地球型惑星の年齢分布の推定：選択効果としての金属量の定量化」. Icarus . 151 (2): 307– 313. arXiv : astro-ph/0012399 . Bibcode :2001Icar..151..307L. doi :10.1006/icar.2001.6607. S2CID  14077895.
  19. ^ Buchhave, LA; et al. (2012). 「幅広い金属量を持つ恒星の周囲に多数存在する小型太陽系外惑星」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). 「球状星団の2つのオーステルホフ群について」.アストロフィジカル・ジャーナル. 185 : 477–498 . Bibcode :1973ApJ...185..477V. doi : 10.1086/152434 .
  21. ^ Wolfe, Arthur M.; Gawiser, Eric; Prochaska, Jason X. (2005). 「減衰Ly-α系」. 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, TC; Preston, GW; Shectman, SA (1992). 「金属含有量が非常に少ない星の探索 II」.天文学ジャーナル. 103 : 1987. Bibcode :1992AJ....103.1987B. doi :10.1086/116207. S2CID  121564385.
  23. ^ Christlieb, N.; Wisotzki, L.; Reimers, D.; Gehren, T.; Reetz, J.; Beers, TC (1998). 「ハンブルク/ESO対物プリズムサーベイにおける金属欠乏ハロー星の自動探索」ASPカンファレンスシリーズ. 666 . arXiv : astro-ph/9810183v1 .
  24. ^ Panuzzo, P.; Mazeh, T.; Arenou, F.; Holl, B.; Caffau, E. (2024). 「Gaia天文測定システム公開前における太陽質量33の休眠ブラックホールの発見」. The Astrophysical Journal . 686 : L2. arXiv : 2404.10486 . Bibcode :2024A&A...686L...2G. doi : 10.1051/0004-6361/202449763 .
  25. ^ Tominga, N.; et al. (2007). 「種族III 13-50 Msolar星における超新星核合成と極めて金属欠乏な星の存在パターン」. Astrophysical Journal . 660 (5): 516– 540. arXiv : astro-ph/0701381 . Bibcode :2007ApJ...660..516T. doi :10.1086/513063. S2CID  119496577.
  26. ^ グリーン、ルイス（1966年4月）「宇宙論の観測的側面」『スカイ・アンド・テレスコープ』31 :199。書誌コード:1966S&T....31..199G。
  27. ^ Thornton, Page (1966年3月). 「宇宙論の観測的側面」. Science . 151 (3716): 1411– 1414, 1416– 1418. Bibcode :1966Sci...151.1411P. doi :10.1126/science.151.3716.1411. PMID  17817304.
  28. ^ ab Sobral, David; Matthee, Jorryt; Darvish, Behnam; Schaerer, Daniel; Mobasher, Bahram; Röttgering, Huub JA; Santos, Sérgio; Hemmati, Shoubaneh (2015年6月4日). 「再電離期における最も明るいライマンα放射体におけるポップIII型恒星集団の証拠：分光法による確認」. The Astrophysical Journal . 808 (2): 139. arXiv : 1504.01734 . Bibcode :2015ApJ...808..139S. doi :10.1088/0004-637x/808/2/139. S2CID  18471887.
  29. ^ オーバーバイ、デニス(2015年6月17日). 「天文学者、宇宙を豊かにした最古の星を発見したと報告」ニューヨーク・タイムズ. 2015年6月17日閲覧。
  30. ^ Fosbury, RAE; et al. (2003). 「重力レンズ効果を受けたHII銀河におけるz  = 3.357での巨大星形成」. Astrophysical Journal . 596 (1): 797– 809. arXiv : astro-ph/0307162 . Bibcode :2003ApJ...596..797F. doi :10.1086/378228. S2CID  17808828.
  31. ^ 「宇宙における第一世代の星の最良の観測証拠」『天文学マガジン』2015年6月17日。
  32. ^ Bromm, V.; Yoshida, N.; Hernquist, L.; McKee, CF (2009). 「最初の星と銀河の形成」. Nature . 459 (7243): 49– 54. arXiv : 0905.0929 . Bibcode :2009Natur.459...49B. doi :10.1038/nature07990. PMID:  19424148. S2CID  : 10258026.
  33. ^ 大久保卓也; 野本健一; 梅田英之; 吉田直樹; 鶴田幸子 (2009-12-01). 「質量集積を伴う超大質量種族III星の主系列前段階から崩壊段階への進化」.アストロフィジカル・ジャーナル. 706 (2): 1184– 1193. arXiv : 0902.4573 . Bibcode :2009ApJ...706.1184O. doi : 10.1088/0004-637X/706/2/1184 . ISSN  0004-637X.
  34. ^ Redd, Nola (2011年2月). 「宇宙の最初の星は結局、孤独な存在ではなかった」. Space.com . 2015年2月1日閲覧。
  35. ^ Thompson, Andrea (2009年1月). 「大質量星の形成過程：シンプルな解決策が発見される」. Space.com . 2015年2月1日閲覧。
  36. ^ カー、バーナード・J.「宇宙論、人口III」カリフォルニア工科大学。
  37. ^ Dutta, J.; Sur, S.; Stacy, A.; Bagla, JS (2020). 「ポピュレーションIII星の現在までの生存モデル化」.アストロフィジカルジャーナル. 901 (1): 16. arXiv : 1712.06912 . Bibcode :2020ApJ...901...16D. doi : 10.3847/1538-4357/abadf8 . S2CID  209386374.
  38. ^ 梅田英之; 野本健一 (2003). 「第一世代ブラックホール形成超新星と鉄欠乏型星の金属存在比パターン」Nature . 422 (6934): 871– 873. arXiv : astro-ph/0301315 . Bibcode :2003Natur.422..871U. doi :10.1038/nature01571. PMID  12712199. S2CID  4424736.
  39. ^ Puzia, Thomas H.; Kissler-Patig, Markus; Goudfrooij, Paul (2006). 「早期型銀河における極めてα濃度の高い球状星団：恒星集団の夜明けへの一歩か？」The Astrophysical Journal . 648 (1): 383– 388. arXiv : astro-ph/0605210 . Bibcode :2006ApJ...648..383P. doi :10.1086/505679. S2CID  9815509.
  40. ^ Siess, Lionel; Livio, Mario; Lattanzio, John (2002). 「原始星の構造、進化、そして元素合成」. The Astrophysical Journal . 570 (1): 329– 343. arXiv : astro-ph/0201284 . Bibcode :2002ApJ...570..329S. doi :10.1086/339733. S2CID  18385975.
  41. ^ ギブソン, カール H.; ニューウェンハウゼン, テオ M.; シルト, ルドルフ E. (2013). 「なぜ銀河ハローにはこれほど多くの原始星が観測されるのか」.宇宙論ジャーナル. 22 : 10163. arXiv : 1206.0187 .書誌コード:2013JCos...2210163G.
  42. ^ Kerins, EJ (1997). 「ゼロ金属量の超低質量星のハロー暗黒物質としての役割」天文学と天体物理学. 322 : 709. arXiv : astro-ph/9610070 . Bibcode :1997A&A...322..709K.
  43. ^ Sanchez-Salcedo, FJ (1997). 「銀河ハロー内の大質量暗黒星団に対する厳格な制約について」.アストロフィジカル・ジャーナル・レターズ. 487 (1): L61. Bibcode :1997ApJ...487L..61S. doi : 10.1086/310873 .
  44. ^ Rydberg, C.-E.; Zackrisson, E.; Lundqvist, P.; Scott, P. (2013年3月). 「ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡による孤立した種族III星の検出」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 429 (4): 3658– 3664. arXiv : 1206.0007 . Bibcode :2013MNRAS.429.3658R. doi : 10.1093/mnras/sts653 .
  45. ^ Wang, Xin; et al. (2024). 「z = 8.16で極めて青い紫外線スペクトル勾配を持つ強力なHe ii λ1640放射源：種族IIIの星の存在か？」The Astrophysical Journal Letters . 967 (2): L42. arXiv : 2212.04476 . Bibcode :2024ApJ...967L..42W. doi : 10.3847/2041-8213/ad4ced .
  46. ^ ジョナサン・キャラハン（2023年1月30日）「天文学者、宇宙初の星を発見 ― 理論上は「種族III」の星が宇宙に光をもたらした。ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡がそれらを捉えた可能性がある」Quanta Magazine 。 2023年1月31日閲覧。
  47. ^ Visbal, Eli; Hazlett, Ryan; Bryan, Greg L. (2025). 「LAP1-Bは、種族IIIの恒星の理論予測と一致する最初の観測系である」. The Astrophysical Journal . 993 (1): L17. arXiv : 2508.03842 . Bibcode :2025ApJ...993L..17V. doi : 10.3847/2041-8213/ae122f .
  48. ^ Visbal, Eli; Hazlett, Ryan; Bryan, Greg L. (2025年10月15日). 「LAP1-Bは、種族IIIの恒星の理論予測と一致する最初の観測系である」. The Astrophysical Journal . 993 (1): L17. arXiv : 2508.03842 . Bibcode :2025ApJ...993L..17V. doi : 10.3847/2041-8213/ae122f .

さらに読む

  • Gibson, B. K.; et al. (2013). 「レビュー：銀河化学進化」(PDF) .オーストラリア天文学会刊行物. 2021年1月20日時点のオリジナル(PDF)からアーカイブ。 2018年4月17日閲覧。
  • フェリス、ティモシー（1988年）『銀河系で成人する』ウィリアム・モロー社、 512ページ、ISBN 978-0-688-05889-0。
  • キッペンハーン、ルドルフ（1993年）『1000億の太陽：星の誕生、生、そして死』プリンストン大学出版局、ISBN 978-0-691-08781-8– Google ブックス経由。