Tidak ada referer, pengunjung mungkin datang langsung atau referer diblokir.ls. Populasi bintang - Wikipedia Bahasa Melayu, ensiklopedia bebas
Lifestyle Khazanah Profil Baru Dram Lists Ensiklopedia
Technopedia Center
PMB University Brochure
Faculty of Engineering and Computer Science
S1 Informatics S1 Information Systems S1 Information Technology S1 Computer Engineering S1 Electrical Engineering S1 Civil Engineering

faculty of Economics and Business
S1 Management S1 Accountancy

Faculty of Letters and Educational Sciences
S1 English literature S1 English language education S1 Mathematics education S1 Sports Education
teknopedia

teknopedia

teknopedia

teknopedia

teknopedia

teknopedia
teknopedia
teknopedia
teknopedia
teknopedia
teknopedia
  2. Ensiklopedia Bebas
  3. Populasi bintang - Wikipedia Bahasa Melayu, ensiklopedia bebas
Populasi bintang - Wikipedia Bahasa Melayu, ensiklopedia bebas
Daripada Wikipedia, ensiklopedia bebas.
Gambaran artis tentang struktur lingkaran Bima Sakti yang menunjukkan kategori populasi umum Baade. Kawasan biru dalam lengan lingkaran terdiri daripada bintang populasi I yang lebih muda, manakala bintang kuning di bonjolan tengah adalah bintang populasi II yang lebih tua. Realitinya, banyak bintang populasi I juga didapati bercampur dengan bintang populasi II yang lebih tua.

Pada tahun 1944, Walter Baade mengkategorikan kumpulan bintang dalam Bima Sakti ke dalam populasi bintang (Jawi: ‏ڤوڤولاسي بينتڠ‎‎). Dalam abstrak artikel oleh Baade, beliau mengakui bahawa Jan Oort yang pada asalnya mengasaskan jenis pengelasan ini pada tahun 1926.[1]

Baade memerhatikan bahawa bintang yang lebih biru sangat dikaitkan dengan lengan lingkaran, dan bintang kuning mendominasi berhampiran bonjolan galaksi tengah dan dalam kelompok bintang globul.[2] Dua bahagian utama ditakrifkan sebagai populasi I dan penduduk II, dengan satu lagi pembahagian hipotetikal yang lebih baru yang dipanggil populasi III ditambah pada tahun 1978.

Antara jenis populasi, perbezaan ketara didapati dengan spektrum bintang yang diperhatikan dalam individu bintang. Ini kemudiannya ditunjukkan sebagai sangat penting dan mungkin berkaitan dengan pembentukan bintang, kinematik yang diperhatikan,[3] umur bintang, dan juga evolusi galaksi dalam kedua-dua galaksi lingkaran dan elips. Ketiga-tiga kelas populasi mudah ini membahagikan bintang mengikut komposisi kimia atau kelogamannya.[4][5][3]

Mengikut takrifan, setiap kumpulan populasi menunjukkan trend kandungan logam yang berkurangan adalah menunjukkan peningkatan umur bintang. Oleh itu, bintang pertama di alam semesta (kandungan logam yang sangat rendah) dianggap sebagai populasi III, bintang lama (kelogaman rendah) sebagai populasi II, dan bintang terbaru (kelogaman tinggi) sebagai populasi I.[6] Matahari dianggap sebagai populasi I, bintang baru dengan kelogaman 1.4% yang agak tinggi. Ambil perhatian bahawa tatanama astrofizik menganggap mana-mana unsur yang lebih berat daripada helium sebagai "logam", termasuk bahan kimia yang bukan logam seperti oksigen.[7]

Perkembangan bintang

Pemerhatian spektrum bintang telah mendedahkan bahawa bintang yang lebih tua daripada Matahari mempunyai unsur berat yang lebih sedikit berbanding dengan Matahari.[3] Ini serta-merta menunjukkan bahawa kelogaman telah berkembang melalui generasi-generasi bintang melalui proses nukleosintesis bintang.

Pembentukan bintang pertama

Di bawah model kosmologi semasa, semua jirim yang dicipta dalam Letupan Besar kebanyakannya hidrogen (75%) dan helium (25%), dengan hanya pecahan yang sangat kecil yang terdiri daripada unsur cahaya lain seperti litium dan berilium.[8] Apabila alam semesta telah cukup sejuk, bintang pertama dilahirkan sebagai populasi Bintang III, tanpa sebarang logam berat yang mencemarkan. Ini diandaikan telah menjejaskan struktur mereka sehingga jisim bintang mereka menjadi ratusan kali lebih besar daripada Matahari. Sebaliknya, bintang besar ini juga berkembang dengan sangat cepat, dan proses nukleosintetik mereka mencipta 26 unsur yang pertama (sehingga besi dalam jadual berkala).[9]

Banyak model bintang teori menunjukkan bahawa kebanyakan bintang populasi III berjisim tinggi dengan cepat menghabiskan bahan api mereka dan berkemungkinan meletup dalam supernova ketidakstabilan pasangan yang sangat bertenaga. Letupan tersebut akan menyebarkan bahannya secara menyeluruh, mengeluarkan logam ke dalam medium antara bintang (ISM), untuk digabungkan ke dalam generasi bintang yang terkemudian. Pemusnahan mereka menunjukkan bahawa tiada bintang galaksi populasi III berjisim tinggi yang dapat dicerap.[10] Walau bagaimanapun, sesetengah bintang populasi III mungkin dilihat dalam galaksi anjakan merah tinggi yang cahayanya berasal semasa sejarah alam semesta yang lebih awal.[11] Para saintis telah menemui bukti bintang ultra miskin logam yang sangat kecil, sedikit kecil daripada Matahari, ditemui dalam sistem binari lengan lingkaran di Bima Sakti. Penemuan ini membuka kemungkinan untuk memerhatikan bintang yang lebih tua.[12]

Bintang yang terlalu besar untuk menghasilkan supernova ketidakstabilan pasangan berkemungkinan besar akan runtuh ke dalam lubang hitam melalui proses yang dikenali sebagai fotopenyepaian. Di sini beberapa jirim mungkin telah terlepas semasa proses ini dalam bentuk jet relativistik, dan ini boleh mengedarkan logam pertama ke alam semesta.[13][14][a]

Pembentukan bintang dicerap

Bintang tertua yang diperhatikan setakat ini,[10] dikenali sebagai populasi II, mempunyai logam yang sangat rendah;[16][6] apabila generasi bintang seterusnya dilahirkan, mereka menjadi lebih kaya dengan logam, kerana awan gas dari mana ia terbentuk menerima debu yang diperkaya logam yang dihasilkan oleh generasi sebelumnya daripada bintang populasi III.

Apabila bintang populasi II tersebut mati, mereka mengembalikan bahan yang telah diperkaya logamnya ke medium antara bintang melalui nebula planet dan supernova, memperkaya lagi nebula tersebut, yang daripadanya akan terbentuk bintang yang lebih baru. Bintang termuda ini, termasuk Matahari, mempunyai kandungan logam tertinggi, dan dikenali sebagai bintang populasi I.

Pengelasan kimia oleh Baade

Bintang populasi I

Populasi I membintangi Rigel dengan nebula pantulan IC 2118

Populasi I, atau bintang yang kaya dengan logam, ialah bintang muda dengan kemetalan tertinggi daripada ketiga-tiga populasi dan lebih biasa ditemui dalam lengan lingkaran galaksi Bima Sakti. Matahari adalah contoh bintang yang kaya dengan logam dan dianggap sebagai bintang populasi I pertengahan , manakala μ Arae seperti matahari lebih kaya dengan logam.[17]

Bintang populasi I biasanya mempunyai orbit elips tetap di Pusat Galaksi, dengan halaju relatif rendah. Sebelum ini telah dihipotesiskan bahawa kelogaman tinggi bintang populasi I menjadikan mereka lebih berkemungkinan memiliki sistem planet berbanding dua populasi yang lain, kerana planet, terutamanya planet bumian, dianggap terbentuk oleh tokokan logam.[18] Walau bagaimanapun, pemerhatian terhadap data Teleskop Angkasa Kepler telah menemui planet yang lebih kecil di sekeliling bintang dengan suatu julat kelogaman, manakala hanya planet gergasi gas berpotensi yang lebih besar tertumpu di sekitar bintang dengan kelogaman yang agak tinggi – satu penemuan yang mempunyai implikasi kepada teori pembentukan gergasi gas.[19] Antara bintang populasi I pertengahan dan populasi II datangnya populasi cakera pertengahan.

Bintang populasi II

Profil skematik Bima Sakti. Bintang populasi II muncul dalam bonjolan galaksi dan dalam kelompok globul.
Tanggapan artis ini menunjukkan lapangan bintang populasi III kerana mereka muncul hanya 100 juta tahun selepas Letupan Besar.

Bintang populasi II, atau miskin logam, ialah bintang yang mempunyai sedikit unsur lebih berat daripada helium. Objek-objek ini telah terbentuk pada masa awal alam semesta. Bintang populasi II pertengahan adalah biasa dalam bonjolan berhampiran pusat Bima Sakti, manakala populasi Bintang II yang terdapat dalam halo galaksi adalah lebih tua dan dengan itu lebih kekurangan logam. Kelompok globul juga mengandungi bilangan bintang populasi II yang tinggi.[20]

Satu ciri bintang populasi II ialah walaupun kemetalan keseluruhannya lebih rendah, mereka selalunya mempunyai nisbah " unsur alfa " yang lebih tinggi (unsur yang dihasilkan oleh proses alfa, seperti oksigen dan neon) berbanding dengan besi (Fe) berbanding dengan bintang populasi I; teori semasa mencadangkan bahawa ini adalah hasil daripada supernova jenis II yang menjadi penyumbang yang lebih penting kepada medium antara bintang pada masa pembentukannya, manakala pengayaan logam supernova jenis Ia datang pada peringkat kemudian dalam perkembangan alam semesta.[21]

Para saintis telah menyasarkan bintang tertua ini dalam beberapa tinjauan berbeza, termasuk tinjauan objektif-prisma HK Timothy C. Beers et al.[22] dan tinjauan Hamburg- ESO Norbert Christlieb et al.,[23] pada asalnya bermula untuk kuasar malap. Setakat ini, mereka telah menemui dan mengkaji secara terperinci tentang sepuluh bintang ultra-metal-miskin (UMP) (seperti Bintang Sneden, Bintang Cayrel, BD +17° 3248) dan tiga daripada bintang tertua yang diketahui setakat ini: HE 0107-5240, HE 1327-2326 dan HE 1523-0901. Bintang Caffau dikenal pasti sebagai bintang paling miskin logam apabila ditemui pada 2012 menggunakan data Sloan Digital Sky Survey. Namun, pada bulan Februari 2014 penemuan bintang logam yang lebih rendah telah diumumkan, SMSS J031300.36-670839.3 terletak dengan bantuan data tinjauan astronomi SkyMapper. Kurang melampau dalam kekurangan logam mereka, tetapi lebih dekat dan lebih cerah, lalu lebih dikenali, ialah HD 122563 (gergasi merah) dan HD 140283 (subgergasi).

Bintang populasi III

Kemungkinan cahaya bintang populasi III yang digambarkan oleh Teleskop Angkasa Spitzer NASA

Bintang populasi III[24] ialah populasi hipotesis bintang yang sangat besar, berkilau dan panas dengan hampir tiada "logam", kecuali mungkin untuk mencampurkan pancutan daripada supernova populasi III awal yang berdekatan. Istilah ini mula diperkenalkan oleh Neville J. Woolf pada tahun 1965.[25][26] Bintang sebegini berkemungkinan wujud di alam semesta yang sangat awal (iaitu, pada anjakan merah yang tinggi) dan mungkin telah memulakan penghasilan unsur kimia yang lebih berat daripada hidrogen, yang diperlukan untuk pembentukan planet dan kehidupan kemudiannya seperti yang kita ketahui.[27][28]

Kewujudan bintang populasi III disimpulkan daripada kosmologi fizikal, tetapi mereka masih belum diperhatikan secara langsung. Bukti tidak langsung untuk kewujudan mereka telah ditemui dalam galaksi berlensa graviti di bahagian yang sangat jauh di alam semesta.[29] Kewujudan mereka mungkin menjelaskan fakta bahawa unsur-unsur berat – yang tidak mungkin dicipta dalam Letupan Besar – diperhatikan dalam spektrum pancaran kuasar.[9] Mereka juga dianggap sebagai komponen galaksi biru samar. Bintang-bintang ini berkemungkinan mencetuskan tempoh pengionan semula alam semesta, peralihan fasa utama gas hidrogen yang membentuk sebahagian besar medium antara bintang. Pemerhatian galaksi UDFy-38135539 mencadangkan bahawa ia mungkin memainkan peranan dalam proses pengionan semula ini. Balai Cerap Selatan Eropah menemui poket terang bintang populasi awal dalam galaksi yang sangat terang Cosmos Redshift 7 dari tempoh pengionan semula sekitar 800 juta tahun selepas Letupan Besar, pada z = 6.60. Selebihnya galaksi mempunyai beberapa bintang populasi II yang lebih merah dan lebih lewat.[27][30] Beberapa teori berpendapat bahawa terdapat dua generasi bintang populasi III.[31]

Gambaran artis terhadap bintang pertama, 400 juta tahun selepas Letupan Besar

Teori semasa dibahagikan sama ada bintang pertama sangat besar atau tidak. Satu kemungkinan ialah bintang ini jauh lebih besar daripada bintang semasa: beberapa ratus jisim suria, dan mungkin sehingga 1,000 jisim suria. Bintang sedemikian akan berumur sangat singkat dan hanya bertahan 2–5 juta tahun.[32] Bintang besar sebegitu mungkin wujud kerana kekurangan unsur berat dan keadaan medium antara bintang yang lebih panas daripada Letupan Besar. Sebaliknya, teori yang dicadangkan pada tahun 2009 dan 2011 mencadangkan bahawa kumpulan bintang pertama mungkin terdiri daripada bintang besar yang dikelilingi oleh beberapa bintang yang lebih kecil.[33][34][35] Bintang yang lebih kecil, jika mereka kekal dalam kelompok kelahiran mereka, akan mengumpul lebih banyak gas dan tidak dapat bertahan sehingga hari ini, tetapi kajian 2017 menyimpulkan bahawa jika bintang 0.8 jisim suria (M☉) atau kurang telah dikeluarkan daripada kelompok kelahirannya sebelum ia terkumpul lebih banyak jisim, ia boleh bertahan sehingga hari ini, mungkin juga wujud dalam galaksi Bima Sakti kita.[36]

Analisis data bintang populasi II dengan logam yang sangat rendah seperti HE 0107-5240, yang dianggap mengandungi logam yang dihasilkan oleh bintang populasi III, mencadangkan bahawa bintang bebas logam ini mempunyai jisim 20~130 jisim suria.[37] Sebaliknya, analisis kelompok globul yang dikaitkan dengan galaksi elips mencadangkan supernova kestabilan pasangan, yang biasanya dikaitkan dengan bintang yang sangat besar, bertanggungjawab untuk komposisi logamnya.[38] Ini juga menjelaskan mengapa tiada bintang berjisim rendah dengan kelogaman sifar diperhatikan, walaupun model telah dibina untuk populasi yang lebih kecil III bintang.[39][40] Kelompok yang mengandungi kerdil merah sifar logam atau kerdil perang (mungkin dicipta oleh supernova ketidakstabilan pasangan) telah dicadangkan sebagai calon jirim gelap,[41][42] tetapi carian untuk jenis MACHO ini melalui kanta mikro graviti telah menghasilkan keputusan negatif.

Bintang populasi II dianggap sebagai benih lohong hitam di alam semesta awal tetapi tidak seperti benih lohong hitam berjisim tinggi seperti lohong hitam runtuh langsung, mereka akan menghasilkan benih yang ringan. Jika mereka boleh berkembang menjadi lebih besar daripada jisim yang dijangkakan, maka mereka boleh menjadi kuasi bintang, benih hipotesis lain lubang hitam berat yang akan wujud dalam perkembangan awal Alam Semesta sebelum hidrogen dan helium dicemari oleh unsur yang lebih berat.

Pengesanan populasi Bintang III ialah matlamat Teleskop Angkasa James Webb NASA.[43] Tinjauan spektroskopi baharu, seperti SEGUE atau SDSS-II, mungkin juga mengesan populasi III bintang.

Pada 8 Disember 2022, ahli astronomi melaporkan kemungkinan pengesanan bintang Populasi III.[44][45]

Lihat juga

Catatan

  1. ^ Telah dicadangkan bahawa supernova baru-baru ini SN 2006gy dan SN 2007bi mungkin merupakan supernova ketidakstabilan pasangane tempat bintang populasi super besar III itu meletup. Clark (2010) membuat spekulasi bahawa bintang-bintang ini mungkin terbentuk secara relatif baru-baru ini di galaksi kerdil, kerana ia mengandungi terutamanya primordial, bebas logam jirim antara bintang. Supernova lampau dalam galaksi kecil ini boleh mengeluarkan kandungan kaya logamnya pada kelajuan yang cukup tinggi untuk mereka melarikan diri dari galaksi, mengekalkan kandungan logam galaksi kecil itu sangat rendah.[15]

Rujukan

  1. ^ Baade, W. (1944). "The resolution of Messier 32, NGC 205, and the central region of the Andromeda nebula". Astrophysical Journal. 100: 137–146. Bibcode:1944ApJ...100..137B. doi:10.1086/144650. The two types of stellar populations had been recognized among the stars of our own galaxy by Oort as early as 1926.
  2. ^ Shapley, Harlow (1977). Hodge, Paul (penyunting). Galaxies (ed. 3). Harvard University Press. m/s. 62–63. ISBN 978-0674340510 – melalui Archive.org.
  3. ^ a b c Gibson, B.K.; Fenner, Y.; Renda, A.; Kawata, D.; Hyun-chul, L. (2013). "Review: Galactic chemical evolution" (PDF). Publications of the Astronomical Society of Australia. CSIRO publishing. 20 (4): 401–415. arXiv:astro-ph/0312255. Bibcode:2003PASA...20..401G. doi:10.1071/AS03052. S2CID 12253299. Dicapai pada 17 April 2018.
  4. ^ Kunth, Daniel & Östlin, Göran (2000). "The most metal-poor galaxies". The Astronomy and Astrophysics Review. 10 (1): 1–79. arXiv:astro-ph/9911094. Bibcode:2000A&ARv..10....1K. doi:10.1007/s001590000005. S2CID 15487742. Dicapai pada 3 January 2022 – melalui caltech.edu.
  5. ^ Schönrich, R.; Binney, J. (2009). "Origin and structure of the Galactic disc(s)". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 399 (3): 1145–1156. arXiv:0907.1899. Bibcode:2009MNRAS.399.1145S. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15365.x.
  6. ^ a b Bryant, Lauren J. "What makes stars tick". Research & Creative Activity. Indiana University. Dicapai pada September 7, 2005.
  7. ^ "Metals". astronomy.swin.edu.au. Cosmos. Dicapai pada 2022-04-01.
  8. ^ Cyburt, Richard H.; Fields, Brian D.; Olive, Keith A.; Yeh, Tsung-Han (2016). "Big bang nucleosynthesis: Present status". Reviews of Modern Physics. 88 (1): 015004. arXiv:1505.01076. Bibcode:2016RvMP...88a5004C. doi:10.1103/RevModPhys.88.015004. S2CID 118409603.
  9. ^ a b Heger, A.; Woosley, S.E. (2002). "The nucleosynthetic signature of Population III". Astrophysical Journal. 567 (1): 532–543. arXiv:astro-ph/0107037. Bibcode:2002ApJ...567..532H. doi:10.1086/338487. S2CID 16050642.
  10. ^ a b Schlaufman, Kevin C.; Thompson, Ian B.; Casey, Andrew R. (2018). "An ultra metal-poor star near the hydrogen-burning Limit". The Astrophysical Journal. 867 (2): 98. arXiv:1811.00549. Bibcode:2018ApJ...867...98S. doi:10.3847/1538-4357/aadd97. S2CID 54511945.
  11. ^ Xu, Hao; Wise, John H.; Norman, Michael L. (29 July 2013). "Population III stars and remnants in high-redshift galaxies". The American Astronomical Society. 773 (2): 83. arXiv:1305.1325. Bibcode:2013ApJ...773...83X. doi:10.1088/0004-637X/773/2/83. S2CID 118303030.
  12. ^ "One of Milky Way's oldest stars discovered". Sci-News. 6 November 2018. Dicapai pada 12 June 2020.
  13. ^ Fryer, C. L.; Woosley, S. E.; Heger, A. (2001). "Pair-instability supernovae, gravity waves, and gamma-ray transients". The Astrophysical Journal. 550 (1): 372–382. arXiv:astro-ph/0007176. Bibcode:2001ApJ...550..372F. doi:10.1086/319719. S2CID 7368009.
  14. ^ Heger, A.; Fryer, C. L.; Woosley, S. E.; Langer, N.; Hartmann, D. H. (2003). "How massive single stars end their life". The Astrophysical Journal. 591 (1): 288–300. arXiv:astro-ph/0212469. Bibcode:2003ApJ...591..288H. doi:10.1086/375341. S2CID 59065632.
  15. ^ Clark, Stuart (February 2010). "Primordial giant: The star that time forgot". New Scientist. Dicapai pada 1 February 2015.
  16. ^ Salvaterra, R.; Ferrara, A.; Schneider, R. (2004). "Induced formation of primordial low-mass stars". New Astronomy. 10 (2): 113–120. arXiv:astro-ph/0304074. Bibcode:2004NewA...10..113S. doi:10.1016/j.newast.2004.06.003. S2CID 15085880.
  17. ^ Soriano, M.S.; Vauclair, S. (2009). "New seismic analysis of the exoplanet-host star Mu Arae". Astronomy and Astrophysics. 513: A49. arXiv:0903.5475. Bibcode:2010A&A...513A..49S. doi:10.1051/0004-6361/200911862. S2CID 5688996.
  18. ^ Lineweaver, Charles H. (2000). "An estimate of the age distribution of terrestrial planets in the universe: Quantifying metallicity as a selection effect". Icarus. 151 (2): 307–313. arXiv:astro-ph/0012399. Bibcode:2001Icar..151..307L. doi:10.1006/icar.2001.6607. S2CID 14077895.
  19. ^ Buchhave, L.A.; dll. (2012). "An abundance of small exoplanets around stars with a wide range of metallicities". Nature. 486 (7403): 375–377. Bibcode:2012Natur.486..375B. doi:10.1038/nature11121. PMID 22722196. S2CID 4427321.
  20. ^ van Albada, T. S.; Baker, N. (1973). "On the two Oosterhoff groups of globular clusters". Astrophysical Journal. 185: 477–498. Bibcode:1973ApJ...185..477V. doi:10.1086/152434.
  21. ^ Wolfe, Arthur M.; Gawiser, Eric; Prochaska, Jason X. (2005). "Damped Ly‑α systems". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 43 (1): 861–918. arXiv:astro-ph/0509481. Bibcode:2005ARA&A..43..861W. doi:10.1146/annurev.astro.42.053102.133950. S2CID 119368187.
  22. ^ Beers, T. C.; Preston, G. W.; Shectman, S. A. (1992). "A Search for Stars of Very Low Metal Abundance. II". Astronomical Journal. 103: 1987. Bibcode:1992AJ....103.1987B. doi:10.1086/116207. S2CID 121564385.
  23. ^ Christlieb, N.; Wisotzki, L.; Reimers, D.; Gehren, T.; Reetz, J.; Beers, T. C. (1998). "An Automated Search for Metal-Poor Halo Stars in the Hamburg/ESO Objective-Prism Survey". ASP Conference Series. 666. arXiv:astro-ph/9810183v1.
  24. ^ Tominga, N.; dll. (2007). "Supernova nucleosynthesis in population III 13-50 Msolar stars and abundance patterns of extremely metal-poor stars". Astrophysical Journal. 660 (5): 516–540. arXiv:astro-ph/0701381. Bibcode:2007ApJ...660..516T. doi:10.1086/513063. S2CID 119496577.
  25. ^ Green, Louis (April 1966). "Observational Aspects of Cosmology". Sky and Telescope. 31: 199. Bibcode:1966S&T....31..199G.
  26. ^ Thornton, Page (March 1966). "Observational Aspects of Cosmology". Science. 151 (3716): 1411–1414, 1416–1418. Bibcode:1966Sci...151.1411P.
  27. ^ a b Sobral, David; Matthee, Jorryt; Darvish, Behnam; Schaerer, Daniel; Mobasher, Bahram; Röttgering, Huub J.A.; Santos, Sérgio; Hemmati, Shoubaneh (4 June 2015). "Evidence for Pop III-like stellar populations in the most luminous Lyman-α emitters at the epoch of re-ionisation: Spectroscopic confirmation". The Astrophysical Journal. 808 (2): 139. arXiv:1504.01734. Bibcode:2015ApJ...808..139S. doi:10.1088/0004-637x/808/2/139. S2CID 18471887.
  28. ^ Overbye, Dennis (17 June 2015). "Astronomers report finding earliest stars that enriched the cosmos". The New York Times. Dicapai pada 17 June 2015.
  29. ^ Fosbury, R.A.E.; dll. (2003). "Massive star formation in a gravitationally lensed H II galaxy at z = 3.357". Astrophysical Journal. 596 (1): 797–809. arXiv:astro-ph/0307162. Bibcode:2003ApJ...596..797F. doi:10.1086/378228. S2CID 17808828.
  30. ^ "Best observational evidence of first-generation stars in the universe". Astronomy Magazine. 17 June 2015.
  31. ^ Bromm, V.; Yoshida, N.; Hernquist, L.; McKee, C.F. (2009). "The formation of the first stars and galaxies". Nature. 459 (7243): 49–54. arXiv:0905.0929. Bibcode:2009Natur.459...49B. doi:10.1038/nature07990. PMID 19424148. S2CID 10258026.
  32. ^ Ohkubo, Takuya; Nomoto, Ken'ichi; Umeda, Hideyuki; Yoshida, Naoki; Tsuruta, Sachiko (2009-12-01). "Evolution of very massive Population III stars with mass accretion from pre-main sequence to collapse". The Astrophysical Journal. 706 (2): 1184–1193. arXiv:0902.4573. Bibcode:2009ApJ...706.1184O. doi:10.1088/0004-637X/706/2/1184. ISSN 0004-637X.
  33. ^ Redd, Nola (February 2011). "The universe's first stars weren't loners after all". Space.com. Dicapai pada 1 February 2015.
  34. ^ Thompson, Andrea (January 2009). "How massive stars form: Simple solution found". Space.com. Dicapai pada 1 February 2015.
  35. ^ Carr, Bernard J. "Cosmology, Population III". California Institute of Technology.
  36. ^ Dutta, J.; Sur, S.; Stacy, A.; Bagla, J.S. (2020). "Modeling the Survival of Population III Stars to the Present Day". The Astrophysical Journal. 901 (1): 16. arXiv:1712.06912. Bibcode:2020ApJ...901...16D. doi:10.3847/1538-4357/abadf8. S2CID 209386374.
  37. ^ Umeda, Hideyuki; Nomoto, Ken'Ichi (2003). "First-generation black-hole-forming supernovae and the metal abundance pattern of a very iron-poor star". Nature. 422 (6934): 871–873. arXiv:astro-ph/0301315. Bibcode:2003Natur.422..871U. doi:10.1038/nature01571. PMID 12712199. S2CID 4424736.
  38. ^ Puzia, Thomas H.; Kissler‐Patig, Markus; Goudfrooij, Paul (2006). "Extremely α‐enriched globular clusters in early‐type galaxies: A step toward the dawn of stellar populations?". The Astrophysical Journal. 648 (1): 383–388. arXiv:astro-ph/0605210. Bibcode:2006ApJ...648..383P. doi:10.1086/505679. S2CID 9815509.
  39. ^ Siess, Lionel; Livio, Mario; Lattanzio, John (2002). "Structure, evolution, and nucleosynthesis of primordial stars". The Astrophysical Journal. 570 (1): 329–343. arXiv:astro-ph/0201284. Bibcode:2002ApJ...570..329S. doi:10.1086/339733. S2CID 18385975.
  40. ^ Gibson, Carl H.; Nieuwenhuizen, Theo M.; Schild, Rudolph E. (2013). "Why are so many primitive stars observed in the Galaxy halo". Journal of Cosmology. 22: 10163. arXiv:1206.0187. Bibcode:2013JCos...2210163G.
  41. ^ Kerins, E.J. (1997). "Zero-metallicity very low mass stars as halo dark matter". Astronomy and Astrophysics. 322: 709. arXiv:astro-ph/9610070. Bibcode:1997A&A...322..709K.
  42. ^ Sanchez-Salcedo, F.J. (1997). "On the stringent constraint on massive dark clusters in the galactic halo". Astrophysical Journal Letters. 487 (1): L61. Bibcode:1997ApJ...487L..61S. doi:10.1086/310873.
  43. ^ Rydberg, C.-E.; Zackrisson, E.; Lundqvist, P.; Scott, P. (March 2013). "Detection of isolated population III stars with the James Webb Space Telescope". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 429 (4): 3658–3664. arXiv:1206.0007. Bibcode:2013MNRAS.429.3658R. doi:10.1093/mnras/sts653.
  44. ^ Wang, Xin (8 December 2022). "A strong He II λ1640 emitter with extremely blue UV spectral slope at z=8.16: presence of Pop III stars?". arXiv:2212.04476 [astro-ph.GA].
  45. ^ Callaghan, Jonathan (30 January 2023). "Astronomers Say They Have Spotted the Universe's First Stars - Theory has it that "Population III" stars brought light to the cosmos. The James Webb Space Telescope may have just glimpsed them". Quanta Magazine. Dicapai pada 31 January 2023.

Bacaan lanjut

Pusat Layanan

UNIVERSITAS TEKNOKRAT INDONESIA | ASEAN's Best Private University
Jl. ZA. Pagar Alam No.9 -11, Labuhan Ratu, Kec. Kedaton, Kota Bandar Lampung, Lampung 35132
Phone: (0721) 702022
Email: pmb@teknokrat.ac.id