Yıldızlar öbeği veya yıldız popülasyonları, 1944 yılında Walter Baade tarafından Samanyolu Galaksisinde yer alan yıldızların gruplandırılmasıdır. Baade, söz konusu çalışmasının özet bölümünde, bu sınıflandırmanın esas itibariyle Jan Oort tarafından 1926 yılında yapılan sınıflamaya dayandığını kabul etmektedir.
![image](https://www.wikipedia.tr-tr.nina.az/image/aHR0cHM6Ly93d3cud2lraXBlZGlhLnRyLXRyLm5pbmEuYXovaW1hZ2UvYUhSMGNITTZMeTkxY0d4dllXUXVkMmxyYVcxbFpHbGhMbTl5Wnk5M2FXdHBjR1ZrYVdFdlkyOXRiVzl1Y3k5MGFIVnRZaTh4THpFeUwwRnlkR2x6ZENVeU4zTmZhVzF3Y21WemMybHZibDl2Wmw5MGFHVmZUV2xzYTNsZlYyRjVYeVV5T0hWd1pHRjBaV1JmTFY5aGJtNXZkR0YwWldRbE1qa3VhbkJuTHpNeE1IQjRMVUZ5ZEdsemRDVXlOM05mYVcxd2NtVnpjMmx2Ymw5dlpsOTBhR1ZmVFdsc2EzbGZWMkY1WHlVeU9IVndaR0YwWldSZkxWOWhibTV2ZEdGMFpXUWxNamt1YW5Cbi5qcGc=.jpg)
Baade, daha mavi yıldızların spiral kollarla güçlü bir şekilde ilişkilendirildiğini ve sarı yıldızların merkezi galaktik çıkıntı ve küresel yıldız kümelerinde baskın olduğunu gözlemledi. İki ana bölüm, Popülasyon I ve Popülasyon II olarak tanımlandı ve 1978'de Popülasyon III adı verilen yeni, varsayımsal bir bölüm eklendi.
Popülasyon türleri arasında, gözlemlenen yıldız spektrumlarıyla ilgili önemli farklılıklar bulunmaktadır. Bu farklılıkların daha sonra yıldız oluşumu, gözlemlenen kinematikler, yıldız yaşı ve hem spiral hem de eliptik galaksilerin evrimiyle ilgili olabileceği gösterildi. Bu üç basit popülasyon sınıfıyla yıldızlar, kimyasal bileşimlerine veya metalikliklerine göre kullanışlı bir şekilde ayrılmıştır.
Tanım gereği, her popülasyon grubu, azalan metal içeriğinin yıldızların yaşının artması anlamına geldiğini gösterir. Bu nedenle, evrendeki ilk yıldızlar (çok düşük metal içeriği) Popülasyon III olarak kabul edildi, eski yıldızlar (düşük metaliklik) Popülasyon II ve yakın tarihli yıldızlar (yüksek metaliklik) Popülasyon I olarak adlandırıldı. Güneş, %1.4'lük göreceli olarak yüksek bir metaliklikle Popülasyon I olarak kabul edilir. Astrofizik terminolojisinde helyumdan daha ağır olan her elementin "metal" olarak kabul edildiğini ve buna oksijen gibi kimyasal ametallerin de dahil olduğunu belirtmek gerekir.
Yıldız oluşumu
Yıldız spektrumu gözlemleri Güneşten daha yaşlı olan yıldızların Güneş'e göre daha az miktarda ağır elementleri içerdiğini ortaya çıkarmıştır. Bu durum, metalikliğin yıldız nükleosentezi süreciyle yıldız nesilleri boyunca evrimleştiğini göstermektedir.
İlk yıldızların oluşumu
Günümüzde kabul edilen kozmolojik modeller kapsamında, Büyük Patlama sonucunda ortaya çıkan tüm maddelerin büyük çoğunluğu hidrojen (%75) ve helyumdan (%25) oluşmakta olup, bunların dışında lityum ve berilyum gibi diğer hafif elementlerden oluşan az miktardaki diğer maddeler bulunur. Evren hızlı bir biçimde soğuduğunda, Popülasyon III olarak adlandırılan ilk yıldızlar herhangi bir ağır metal içermeyecek biçimde oluşmuştur. Bu durumun yaratmış olduğu etkiler nedeniyle bu popülasyondaki yıldızların kütleleri Güneş'in kütlesine oranlar yüzlerce kat daha büyüktür. Bunun karşılığında, söz konusu dev yıldızlar çok hızlı bir biçimde dönüşmüş ve nükleosentez süreçleri sonucunda ilk 26 element (periyodik tabloda demire kadar olan bölüm) ortaya çıkmıştır.
Birçok teorik yıldız modeli, yüksek kütleli popülasyon III yıldızlarının çoğunun enerjilerini hızla tükettiğini ve muhtemelen son derece güçlü çift kararsızlığı süpernovaları halinde patladığını göstermektedir. Bu patlamalar, daha sonraki yıldız nesillerine dahil edilmek üzere yıldızlararası ortama (ISM) metaller fırlatarak materyallerini tamamen evrene saçmıştır. Bunların yok olması, galaktik yüksek kütleli Popülasyon III yıldızlarının gözlemlenebilmesinin zor olduğunu göstermektedir. Bununla birlikte, bazı Popülasyon III yıldızları, evrenin erken dönemlerinde ışığı görülen yüksek kırmızıya kayan galaksilerde görülebilir. Bilim insanları, Samanyolu'ndaki spiral kolların ikili sisteminde bulunan, son derece küçük, Güneş'ten biraz daha küçük, ultra metal fakiri bir yıldızın kanıtını bulmuşlardır. Bu keşif, daha da eski yıldızları gözlemleme olasılığının önünü açmaktadır.
Çift kararsızlığı süpernovası üretemeyecek kadar büyük yıldızlar muhtemelen olarak bilinen bir süreçle kara deliklere çökecektir. İşte bu süreç sırasında bir miktar madde şeklinde dışarı kaçmış ve bu da evrene ilk metalleri dağıtmış olabilir.
Gözlemlenebilir yıldızların oluşumu
Şimdiye kadar gözlemlenen ve Popülasyon II olarak bilinen en yaşlı yıldızlar çok düşük metalikliğe sahiptir; sonraki nesil yıldızlar doğdukça, oluştukları gaz bulutları Popülasyon III'ten önceki nesil yıldızlar tarafından üretilen metal bakımından zengin tozu aldıkça daha fazla metal yönünden zenginleşmişlerdir.
Popülasyon II yıldızları yok olurken, gezegenimsi bulutsular ve süpernovalar aracılığıyla yıldızlararası ortama metalce zengin malzeme taşıyarak, yeni yıldızların oluştuğu bulutsuları daha da zenginleştirdiler. Güneş de dahil olmak üzere bu en genç yıldızlar bu nedenle en yüksek metal içeriğine sahiptir ve Popülasyon I yıldızları olarak bilinirler.
Walter Baade tarafından yapılan kimyasal sınıflandırma
Popülasyon I yıldızları
![image](https://www.wikipedia.tr-tr.nina.az/image/aHR0cHM6Ly93d3cud2lraXBlZGlhLnRyLXRyLm5pbmEuYXovaW1hZ2UvYUhSMGNITTZMeTkxY0d4dllXUXVkMmxyYVcxbFpHbGhMbTl5Wnk5M2FXdHBjR1ZrYVdFdlkyOXRiVzl1Y3k5MGFIVnRZaTgwTHpSaEwxUnlaV0Z6ZFhKbGN6TXVhbkJuTHpJeU1IQjRMVlJ5WldGemRYSmxjek11YW5Cbi5qcGc=.jpg)
Popülasyon I yıldızları, her üç popülasyon içinde en yüksek metalikliğe sahip genç yıldızlardır ve daha çok Samanyolu Galaksisi'nin bulunurlar. Güneş orta Popülasyon I yıldızı olarak kabul edilirken, Güneş benzeri metaller açısından çok daha zengindir. ("Metal zengini yıldız" terimi, Güneş'ten önemli ölçüde daha yüksek metalikliğe sahip yıldızları tanımlamak için kullanılır; bu değer ölçüm hatasıyla açıklanabilecek olandan daha yüksektir).
Popülasyon I yıldızları genellikle Galaktik Merkez'in etrafında düşük düzenli eliptik yörüngelere sahiptir. Daha önce, Popülasyon I yıldızlarının yüksek metalikliklerinin, gezegen sistemlerine sahip olma olasılıklarını diğer iki popülasyondan daha fazla hale getirdiği varsayılmıştır, çünkü gezegenlerin, özellikle de karasal gezegenlerin, metallerin birikmesiyle oluştuğu düşünülmektedir. Bununla birlikte, Kepler Uzay Teleskobu verilerinin incelenmesi, çeşitli metalikliklere sahip yıldızların etrafında daha küçük gezegenler bulunduğunu, yalnızca daha büyük, potansiyel gaz devi gezegenlerin nispeten daha yüksek metalikliğe sahip yıldızların etrafında yoğunlaştığını göstermiştir - ki bu da gaz devi oluşumu teorileri üzerinde etkileri olan bir bulgudur. Orta Popülasyon I ve Popülasyon II yıldızları arasında orta disk Popülasyonu yer almaktadır.
Popülasyon II yıldızları
![image](https://www.wikipedia.tr-tr.nina.az/image/aHR0cHM6Ly93d3cud2lraXBlZGlhLnRyLXRyLm5pbmEuYXovaW1hZ2UvYUhSMGNITTZMeTkxY0d4dllXUXVkMmxyYVcxbFpHbGhMbTl5Wnk5M2FXdHBjR1ZrYVdFdlkyOXRiVzl1Y3k5MGFIVnRZaTlqTDJNekwwMXBiR3Q1WDNkaGVWOXdjbTltYVd4bExuTjJaeTh5TmpCd2VDMU5hV3hyZVY5M1lYbGZjSEp2Wm1sc1pTNXpkbWN1Y0c1bi5wbmc=.png)
![image](https://www.wikipedia.tr-tr.nina.az/image/aHR0cHM6Ly93d3cud2lraXBlZGlhLnRyLXRyLm5pbmEuYXovaW1hZ2UvYUhSMGNITTZMeTkxY0d4dllXUXVkMmxyYVcxbFpHbGhMbTl5Wnk5M2FXdHBjR1ZrYVdFdlkyOXRiVzl1Y3k5MGFIVnRZaTlsTDJVMUwwMWhjM05wZG1VbE1rTmZVRzl3ZFd4aGRHbHZibDlKU1VsZlUzUmhjbDlwYmw5MGFHVmZSV0Z5YkhsZlZXNXBkbVZ5YzJVdWFuQm5MekkyTUhCNExVMWhjM05wZG1VbE1rTmZVRzl3ZFd4aGRHbHZibDlKU1VsZlUzUmhjbDlwYmw5MGFHVmZSV0Z5YkhsZlZXNXBkbVZ5YzJVdWFuQm4uanBn.jpg)
Popülasyon II ya da metal fakiri yıldızlar, helyumdan daha ağır elementleri nispeten daha az içeren yıldızlardır. Bu nesneler evrenin daha erken bir döneminde oluşmuştur. Orta Popülasyon II yıldızları Samanyolu'nun merkezine yakın şişkinlikte yaygınken, galaktik halkada bulunan Popülasyon II yıldızları daha yaşlıdır ve bu nedenle daha fazla metal eksikliği vardır. Küresel yıldız kümeleri de yüksek sayıda Popülasyon II yıldızı içerir.
Popülasyon II yıldızlarının bir özelliği, genel metalikliklerinin daha düşük olmasına rağmen, Popülasyon I yıldızlarına kıyasla genellikle demire (Fe) göre daha yüksek bir "alfa elementi" (alfa süreci ile üretilen oksijen ve neon gibi elementler) oranına sahip olmalarıdır; mevcut teori bunun, tip II süpernovaların oluşumları sırasında yıldızlararası ortama daha etkili biçimde katkıda bulunmalarının bir sonucu olduğunu, oysa tip Ia süpernova metal zenginleşmesinin evrenin gelişiminde daha sonraki bir aşamada gerçekleştiğini öne sürmektedir.
Bilim insanları, ve arkadaşlarının HK objektif-prizma araştırması ve Norbert Christlieb ve arkadaşlarının Hamburg-ESO araştırması da dahil olmak üzere, başlangıçta soluk kuasarlar için başlatılan birkaç farklı araştırmada bu en eski yıldızları hedef almışlardır. Şimdiye kadar, yaklaşık on ultra metal fakiri (UMP) yıldız (, , gibi) ve bugüne kadar bilinen en eski yıldızlardan üçü: , ve ortaya çıkarılmış ve ayrıntılı olarak incelenmiştir. 2012 yılında Sloan Dijital Gökyüzü Araştırması verileri kullanılarak bulunduğunda şimdiye kadarki en metal fakiri yıldız olarak tanımlanmıştır. Ancak, Şubat 2014'te verilerinin yardımıyla bulunan adlı daha da düşük metalikliğe sahip bir yıldızın keşfedildiği duyurulmuştur. Metal eksikliği açısından daha az aşırı, ancak daha yakın ve daha parlak ve dolayısıyla daha uzun süredir bilinen yıldızlar bir kırmızı dev olan ve bir altdev olan 'tür.
Popülasyon III yıldızlar
![image](https://www.wikipedia.tr-tr.nina.az/image/aHR0cHM6Ly93d3cud2lraXBlZGlhLnRyLXRyLm5pbmEuYXovaW1hZ2UvYUhSMGNITTZMeTkxY0d4dllXUXVkMmxyYVcxbFpHbGhMbTl5Wnk5M2FXdHBjR1ZrYVdFdlkyOXRiVzl1Y3k5MGFIVnRZaTltTDJaa0wxTnpZekl3TURVdE1qSmhNUzVxY0djdk16RXdjSGd0VTNOak1qQXdOUzB5TW1FeExtcHdadz09LmpwZw==.jpg)
Popülasyon III yıldızları, muhtemelen yakınındaki diğer bir erken dönem Popülasyon III süpernovadan kaynaklanan diğer metallerle karışık püskürmelerden kaynaklananlar dışında fiilen hiçbir metal bulunmayan sıcak, parlak, aşırı derecede büyük varsayımsal bir Popülasyondur. Bu terim ilk olarak 1965 yılında Neville J. Woolf tarafından tanımlanmıştır. Bu biçimdeki yıldızlar evrenin oldukça erken dönemlerinde var olmuş olması muhtemeldir (ör. yüksek kırmızıya kayma) ve bildiğimiz hayatın ve gezegenlerin sonraki oluşumları için gerekli olan hidrojenden daha ağır kimyasal elementlerin üretimini başlatmış olabilir.
Popülasyon III yıldızlarının varlığı fiziksel kozmolojiden çıkarsanmaktadır ancak bunların henüz doğrudan bir gözlemi yapılamamıştır. Varlıklarının dolaylı kanıtları evrenin uzak oldukça uzak kısımlarındaki kütleçekimsel merceklenme etkisinde bulunabilir. Bunların varlığı kuasar emisyon spektrumunda gözlemlenen Büyük Patlama kaynaklı olamayacak ağır elementlerin varlığına dayandırılabilir. Bunların ayrıca bileşenleri olduğu düşünülmektedir. Bu yıldızlar muhtemelen büyük çoğunluğu yıldızlararası ortamın hidrojen gazı oluşturmasının bir ana hâl değişimi olan evrenin reiyonizasyon dönemini tetiklemiştir. galaksisinin gözlemleri söz konusu reiyonizasyon sürecinin bir rol oynamış olabileceğini göstermiştir. Avrupa Güney Rasathanesi, z = 6,60 (kırmızıya kayma değeri) düzeyinde Büyük Patlama'dan yaklaşık 800 milyon yıl sonrasındaki reiyonizasyon döneminden kalma oldukça parlak galaksisinde bir grup erken dönem yıldız öbeği keşfetmiştir. Galaksinin geri kalanında sonraki döneme ait kırmızımsı Popülasyon II yıldızları bulunmaktadır. Bazı teoriler ise Popülasyon III yıldızlarının iki jenerasyonu bulunduğunu savunmaktadır.
![image](https://www.wikipedia.tr-tr.nina.az/image/aHR0cHM6Ly93d3cud2lraXBlZGlhLnRyLXRyLm5pbmEuYXovaW1hZ2UvYUhSMGNITTZMeTkxY0d4dllXUXVkMmxyYVcxbFpHbGhMbTl5Wnk5M2FXdHBjR1ZrYVdFdlkyOXRiVzl1Y3k5MGFIVnRZaTg1THprNEwwNUJVMEV0VjAxQlVDMW1hWEp6ZEMxemRHRnljeTVxY0djdk1qa3djSGd0VGtGVFFTMVhUVUZRTFdacGNuTjBMWE4wWVhKekxtcHdadz09LmpwZw==.jpg)
Halihazırdaki teori ilk yıldızların oldukça devasa olup olmadığına göre ikiye ayrılmaktadır. Birinci olasılık bu yıldızların günümüzdeki yıldızlardan birkaç yüz güneş kütlesinden bin güneş kütlesine erişebilecek kadar daha büyük olduğudur. Bu kapsamdaki yıldızlar yalnızca 2-5 milyon yıl sürecek oldukça kısa ömürlü olmalıdır. Öte yandan, 2009 ve 2011'de ortaya atılan teoriler, ilk yıldız gruplarının birkaç daha küçük yıldız tarafından çevrelenmiş dev bir yıldızdan müteşekkil olmuş olabileceğini öne sürmektedir. Daha küçük yıldızlar doğdukları kümede kalsalardı çok daha fazla gaz biriktirecek ve günümüze kadar varlıklarını sürdüremeyeceklerdi. Ancak 2017'de yürütülen bir çalışmaya göre, 0,8 güneş kütlesine (M☉) veya daha azına sahip bir yıldızın doğduğu kümeden daha fazla gaz birikimi gerçekleştiremeden kümeden dışarı fırlatılması halinde, Samanyolu galaksisi bünyesinde bulunması ihtimali de dahil, günümüze kadar varlığını sürdürebilir.
gibi Popülasyon III yıldızlarından kaynaklanan metaller nedeniyle oldukça kıt metallik gösteren Popülasyon II yıldızlarının verilerinin analizi bu metal yoksunu yıldızların 20~130 güneş kütlesinde olduğunu iddia etmektedir. Diğer taraftan, eliptik galaksilerle ilişkili olan küresel yıldız kümelerinin analizi, bu yıldızların metalik bileşenlerinin, tipik olarak oldukça büyük yıldızlarla ilişkili olan çift kararsızlığı süpernovalarından kaynaklandığını göstermektedir. Bu durum aynı zamanda, modelin daha küçük Popülasyon III yıldızları üzerine inşa edilmesine rağmen neden hiç sıfır metalliğe sahip düşük kütleli yıldız gözlemlenemediğini de açıklamaktadır. Muhtemelen çift kararsızlığı süpernovası tarafında meydana getirilenkahverengi cüceler veya kırmızı cücelerden oluşan sıfır metalliğe sahip kümeler karanlık madde adayları olarak önerilmiş ancak kütleçekimsel mikromercekleme vasıtasıyla büyük kütleli sıkı halo cisimlerinin bu tiplerinin araştırmaları negatif sonuçlar üretmiştir.
NASA'nın James Webb Uzay Teleskobu'nun amaçlarından biri de Popülasyon III yıldızlarının tespit edilmesidir. 8 Aralık 2022 tarihinde, Popülasyon III yıldızlarından biri olabilecek olası bir tespit gerçekleştirildiği raporlanmıştır.
Ayrıca bakınız
Notlar
- ^ Son süpernovaların SN 2006gy ve bu tür süper kütleli Popülasyon III yıldızlarının patladığı çift kararsızlığı süpernovası olabileceği öne sürülmüştür. Clark (2010) bu yıldızların cüce galaksilerde nispeten yakın zamanda oluşmuş olabileceğini, çünkü bu galaksilerin çoğunlukla ilkel, metal içermeyen yıldızlararası madde içerdiğini düşünmektedir. Bu küçük galaksilerdeki geçmiş süpernovalar, metal bakımından zengin içeriklerini galaksiden kaçmalarına yetecek kadar yüksek hızlarda fırlatarak küçük galaksilerin metal içeriğini çok düşük tutmuş olabilir.
Kaynakça
- ^ Baade, W. (1944). "The resolution of Messier 32, NGC 205, and the central region of the Andromeda nebula". Astrophysical Journal. Cilt 100. ss. 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.
- ^ Shapley, Harlow (1977). Hodge, Paul (Ed.). Galaxies
. 3. Harvard University Press. ss. 62-63. ISBN – Archive.org vasıtasıyla.
- ^ a b c Gibson, B.K.; Fenner, Y.; Renda, A.; Kawata, D.; Hyun-chul, L. (2013). (PDF). Publications of the Astronomical Society of Australia. 20 (4). CSIRO publishing. ss. 401-415. arXiv:astro-ph/0312255 $2. Bibcode:2003PASA...20..401G. doi:10.1071/AS03052. 20 January 2021 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 17 April 2018.
- ^ Kunth, Daniel; Östlin, Göran (2000). "The most metal-poor galaxies". . 10 (1). ss. 1-79. arXiv:astro-ph/9911094 $2. Bibcode:2000A&ARv..10....1K. doi:10.1007/s001590000005. Erişim tarihi: 3 January 2022 – caltech.edu vasıtasıyla.
- ^ Schönrich, R.; Binney, J. (2009). "Origin and structure of the Galactic disc(s)". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 399 (3). ss. 1145-1156. arXiv:0907.1899 $2. Bibcode:2009MNRAS.399.1145S. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15365.x
.
- ^ a b Bryant, Lauren J. . Research & Creative Activity. Indiana University. 16 Mayıs 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Eylül 2005.
- ^ "Metals". astronomy.swin.edu.au. Cosmos. Erişim tarihi: 1 Nisan 2022.
- ^ Cyburt, Richard H.; Fields, Brian D.; Olive, Keith A.; Yeh, Tsung-Han (2016). "Big bang nucleosynthesis: Present status". Reviews of Modern Physics. 88 (1). s. 015004. arXiv:1505.01076 $2. Bibcode:2016RvMP...88a5004C. doi:10.1103/RevModPhys.88.015004.
- ^ a b Heger, A.; Woosley, S.E. (2002). "The nucleosynthetic signature of Population III". Astrophysical Journal. 567 (1). ss. 532-543. arXiv:astro-ph/0107037 $2. Bibcode:2002ApJ...567..532H. doi:10.1086/338487.
- ^ 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). s. 98. arXiv:1811.00549 $2. Bibcode:2018ApJ...867...98S. doi:10.3847/1538-4357/aadd97
.
- ^ Xu, Hao; Wise, John H.; Norman, Michael L. (29 Temmuz 2013). "Population III stars and remnants in high-redshift galaxies". The American Astronomical Society. 773 (2). s. 83. arXiv:1305.1325 $2. Bibcode:2013ApJ...773...83X. doi:10.1088/0004-637X/773/2/83.
- ^ "One of Milky Way's oldest stars discovered". Sci-News. 6 Kasım 2018. Erişim tarihi: 12 June 2020.
- ^ Fryer, C. L.; Woosley, S. E.; Heger, A. (2001). "Pair-instability supernovae, gravity waves, and gamma-ray transients". The Astrophysical Journal. 550 (1). ss. 372-382. arXiv:astro-ph/0007176 $2. Bibcode:2001ApJ...550..372F. doi:10.1086/319719.
- ^ 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). ss. 288-300. arXiv:astro-ph/0212469 $2. Bibcode:2003ApJ...591..288H. doi:10.1086/375341.
- ^ Clark, Stuart (February 2010). "Primordial giant: The star that time forgot". New Scientist. Erişim tarihi: 1 February 2015.
- ^ a b Salvaterra, R.; Ferrara, A.; (2004). "Induced formation of primordial low-mass stars". New Astronomy. 10 (2). ss. 113-120. arXiv:astro-ph/0304074 $2. Bibcode:2004NewA...10..113S. doi:10.1016/j.newast.2004.06.003.
- ^ Soriano, M.S.; Vauclair, S. (2009). "New seismic analysis of the exoplanet-host star Mu Arae". Astronomy and Astrophysics. Cilt 513. s. A49. arXiv:0903.5475 $2. Bibcode:2010A&A...513A..49S. doi:10.1051/0004-6361/200911862.
- ^ 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). ss. 307-313. arXiv:astro-ph/0012399 $2. Bibcode:2001Icar..151..307L. doi:10.1006/icar.2001.6607.
- ^ Buchhave, L.A.; ve diğerleri. (2012). "An abundance of small exoplanets around stars with a wide range of metallicities". Nature. 486 (7403). ss. 375-377. Bibcode:2012Natur.486..375B. doi:10.1038/nature11121. (PMID) 22722196.
- ^ van Albada, T. S.; Baker, N. (1973). "On the two Oosterhoff groups of globular clusters". Astrophysical Journal. Cilt 185. ss. 477-498. Bibcode:1973ApJ...185..477V. doi:10.1086/152434
.
- ^ Wolfe, Arthur M.; Gawiser, Eric; Prochaska, Jason X. (2005). "Damped Ly‑α systems". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 43 (1). ss. 861-918. arXiv:astro-ph/0509481 $2. Bibcode:2005ARA&A..43..861W. doi:10.1146/annurev.astro.42.053102.133950.
- ^ Beers, T. C.; Preston, G. W.; Shectman, S. A. (1992). "A Search for Stars of Very Low Metal Abundance. II". . Cilt 103. s. 1987. Bibcode:1992AJ....103.1987B. doi:10.1086/116207.
- ^ 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. Cilt 666. arXiv:astro-ph/9810183v1 $2.
- ^ Tominga, N.; ve diğerleri. (2007). "Supernova nucleosynthesis in population III 13-50 Msolar stars and abundance patterns of extremely metal-poor stars". Astrophysical Journal. 660 (5). ss. 516-540. arXiv:astro-ph/0701381 $2. Bibcode:2007ApJ...660..516T. doi:10.1086/513063.
- ^ Green, Louis (April 1966). "Observational Aspects of Cosmology". Sky and Telescope. Cilt 31. s. 199. Bibcode:1966S&T....31..199G.
- ^ Thornton, Page (March 1966). "Observational Aspects of Cosmology". Science. 151 (3716). ss. 1411-1414,1416-1418. Bibcode:1966Sci...151.1411P. doi:10.1126/science.151.3716.1411. (PMID) 17817304.
- ^ a b Sobral, David; Matthee, Jorryt; Darvish, Behnam; Schaerer, Daniel; Mobasher, Bahram; Röttgering, Huub J.A.; Santos, Sérgio; Hemmati, Shoubaneh (4 Haziran 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). s. 139. arXiv:1504.01734 $2. Bibcode:2015ApJ...808..139S. doi:10.1088/0004-637x/808/2/139.
- ^ (17 Haziran 2015). "Astronomers report finding earliest stars that enriched the cosmos". The New York Times. Erişim tarihi: 17 June 2015.
- ^ Fosbury, R.A.E.; ve diğerleri. (2003). "Massive star formation in a gravitationally lensed H II galaxy at z = 3.357". Astrophysical Journal. 596 (1). ss. 797-809. arXiv:astro-ph/0307162 $2. Bibcode:2003ApJ...596..797F. doi:10.1086/378228.
- ^ "Best observational evidence of first-generation stars in the universe". . 17 Haziran 2015.
- ^ Bromm, V.; Yoshida, N.; Hernquist, L.; McKee, C.F. (2009). "The formation of the first stars and galaxies". Nature. 459 (7243). ss. 49-54. arXiv:0905.0929 $2. Bibcode:2009Natur.459...49B. doi:10.1038/nature07990. (PMID) 19424148.
- ^ Ohkubo, Takuya; Nomoto, Ken'ichi; Umeda, Hideyuki; Yoshida, Naoki; Tsuruta, Sachiko (1 Aralık 2009). "Evolution of very massive Population III stars with mass accretion from pre-main sequence to collapse". The Astrophysical Journal. 706 (2). ss. 1184-1193. arXiv:0902.4573 $2. Bibcode:2009ApJ...706.1184O. doi:10.1088/0004-637X/706/2/1184
. ISSN 0004-637X.
- ^ Redd, Nola (February 2011). "The universe's first stars weren't loners after all". Space.com. Erişim tarihi: 1 February 2015.
- ^ Thompson, Andrea (January 2009). "How massive stars form: Simple solution found". Space.com. Erişim tarihi: 1 February 2015.
- ^ Carr, Bernard J. "Cosmology, Population III". California Institute of Technology.
- ^ 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). s. 16. arXiv:1712.06912 $2. Bibcode:2020ApJ...901...16D. doi:10.3847/1538-4357/abadf8
.
- ^ 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). ss. 871-873. arXiv:astro-ph/0301315 $2. Bibcode:2003Natur.422..871U. doi:10.1038/nature01571. (PMID) 12712199.
- ^ 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). ss. 383-388. arXiv:astro-ph/0605210 $2. Bibcode:2006ApJ...648..383P. doi:10.1086/505679.
- ^ Siess, Lionel; Livio, Mario; Lattanzio, John (2002). "Structure, evolution, and nucleosynthesis of primordial stars". The Astrophysical Journal. 570 (1). ss. 329-343. arXiv:astro-ph/0201284 $2. Bibcode:2002ApJ...570..329S. doi:10.1086/339733.
- ^ Gibson, Carl H.; Nieuwenhuizen, Theo M.; Schild, Rudolph E. (2013). "Why are so many primitive stars observed in the Galaxy halo". Journal of Cosmology. Cilt 22. s. 10163. arXiv:1206.0187 $2. Bibcode:2013JCos...2210163G.
- ^ Kerins, E.J. (1997). "Zero-metallicity very low mass stars as halo dark matter". . Cilt 322. s. 709. arXiv:astro-ph/9610070 $2. Bibcode:1997A&A...322..709K.
- ^ Sanchez-Salcedo, F.J. (1997). "On the stringent constraint on massive dark clusters in the galactic halo". Astrophysical Journal Letters. 487 (1). s. L61. Bibcode:1997ApJ...487L..61S. doi:10.1086/310873
.
- ^ Rydberg, C.-E.; Zackrisson, E.; Lundqvist, P.; Scott, P. (March 2013). "Detection of isolated population III stars with the James Webb Space Telescope". . 429 (4). ss. 3658-3664. arXiv:1206.0007 $2. Bibcode:2013MNRAS.429.3658R. doi:10.1093/mnras/sts653.
- ^ Wang, Xin; ve diğerleri. (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 $2.
- ^ Callaghan, Jonathan (30 Ocak 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". . Erişim tarihi: 31 Ocak 2023.
![]() | Astronomi ile ilgili bu madde seviyesindedir. Madde içeriğini genişleterek Vikipedi'ye katkı sağlayabilirsiniz. |
wikipedia, wiki, viki, vikipedia, oku, kitap, kütüphane, kütübhane, ara, ara bul, bul, herşey, ne arasanız burada,hikayeler, makale, kitaplar, öğren, wiki, bilgi, tarih, yukle, izle, telefon için, turk, türk, türkçe, turkce, nasıl yapılır, ne demek, nasıl, yapmak, yapılır, indir, ücretsiz, ücretsiz indir, bedava, bedava indir, mp3, video, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, resim, müzik, şarkı, film, film, oyun, oyunlar, mobil, cep telefonu, telefon, android, ios, apple, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, pc, web, computer, bilgisayar
Yildizlar obegi veya yildiz populasyonlari 1944 yilinda Walter Baade tarafindan Samanyolu Galaksisinde yer alan yildizlarin gruplandirilmasidir Baade soz konusu calismasinin ozet bolumunde bu siniflandirmanin esas itibariyle Jan Oort tarafindan 1926 yilinda yapilan siniflamaya dayandigini kabul etmektedir Baade nin genel populasyon kategorilerini gosteren Samanyolu nun spiral yapisina iliskin bir kurgu Spiral kollardaki mavi bolgeler genc populasyon I yildizlarindan olusurken merkezi cikintidaki sari yildizlar daha yasli populasyon II yildizlaridir Gercekte bircok Populasyon I yildizi da yasli Populasyon II yildizlari ile karisik olarak bulunur Baade daha mavi yildizlarin spiral kollarla guclu bir sekilde iliskilendirildigini ve sari yildizlarin merkezi galaktik cikinti ve kuresel yildiz kumelerinde baskin oldugunu gozlemledi Iki ana bolum Populasyon I ve Populasyon II olarak tanimlandi ve 1978 de Populasyon III adi verilen yeni varsayimsal bir bolum eklendi Populasyon turleri arasinda gozlemlenen yildiz spektrumlariyla ilgili onemli farkliliklar bulunmaktadir Bu farkliliklarin daha sonra yildiz olusumu gozlemlenen kinematikler yildiz yasi ve hem spiral hem de eliptik galaksilerin evrimiyle ilgili olabilecegi gosterildi Bu uc basit populasyon sinifiyla yildizlar kimyasal bilesimlerine veya metalikliklerine gore kullanisli bir sekilde ayrilmistir Tanim geregi her populasyon grubu azalan metal iceriginin yildizlarin yasinin artmasi anlamina geldigini gosterir Bu nedenle evrendeki ilk yildizlar cok dusuk metal icerigi Populasyon III olarak kabul edildi eski yildizlar dusuk metaliklik Populasyon II ve yakin tarihli yildizlar yuksek metaliklik Populasyon I olarak adlandirildi Gunes 1 4 luk goreceli olarak yuksek bir metaliklikle Populasyon I olarak kabul edilir Astrofizik terminolojisinde helyumdan daha agir olan her elementin metal olarak kabul edildigini ve buna oksijen gibi kimyasal ametallerin de dahil oldugunu belirtmek gerekir Yildiz olusumuYildiz spektrumu gozlemleri Gunesten daha yasli olan yildizlarin Gunes e gore daha az miktarda agir elementleri icerdigini ortaya cikarmistir Bu durum metalikligin yildiz nukleosentezi sureciyle yildiz nesilleri boyunca evrimlestigini gostermektedir Ilk yildizlarin olusumu Gunumuzde kabul edilen kozmolojik modeller kapsaminda Buyuk Patlama sonucunda ortaya cikan tum maddelerin buyuk cogunlugu hidrojen 75 ve helyumdan 25 olusmakta olup bunlarin disinda lityum ve berilyum gibi diger hafif elementlerden olusan az miktardaki diger maddeler bulunur Evren hizli bir bicimde sogudugunda Populasyon III olarak adlandirilan ilk yildizlar herhangi bir agir metal icermeyecek bicimde olusmustur Bu durumun yaratmis oldugu etkiler nedeniyle bu populasyondaki yildizlarin kutleleri Gunes in kutlesine oranlar yuzlerce kat daha buyuktur Bunun karsiliginda soz konusu dev yildizlar cok hizli bir bicimde donusmus ve nukleosentez surecleri sonucunda ilk 26 element periyodik tabloda demire kadar olan bolum ortaya cikmistir Bircok teorik yildiz modeli yuksek kutleli populasyon III yildizlarinin cogunun enerjilerini hizla tukettigini ve muhtemelen son derece guclu cift kararsizligi supernovalari halinde patladigini gostermektedir Bu patlamalar daha sonraki yildiz nesillerine dahil edilmek uzere yildizlararasi ortama ISM metaller firlatarak materyallerini tamamen evrene sacmistir Bunlarin yok olmasi galaktik yuksek kutleli Populasyon III yildizlarinin gozlemlenebilmesinin zor oldugunu gostermektedir Bununla birlikte bazi Populasyon III yildizlari evrenin erken donemlerinde isigi gorulen yuksek kirmiziya kayan galaksilerde gorulebilir Bilim insanlari Samanyolu ndaki spiral kollarin ikili sisteminde bulunan son derece kucuk Gunes ten biraz daha kucuk ultra metal fakiri bir yildizin kanitini bulmuslardir Bu kesif daha da eski yildizlari gozlemleme olasiliginin onunu acmaktadir Cift kararsizligi supernovasi uretemeyecek kadar buyuk yildizlar muhtemelen olarak bilinen bir surecle kara deliklere cokecektir Iste bu surec sirasinda bir miktar madde seklinde disari kacmis ve bu da evrene ilk metalleri dagitmis olabilir Gozlemlenebilir yildizlarin olusumu Simdiye kadar gozlemlenen ve Populasyon II olarak bilinen en yasli yildizlar cok dusuk metaliklige sahiptir sonraki nesil yildizlar dogdukca olustuklari gaz bulutlari Populasyon III ten onceki nesil yildizlar tarafindan uretilen metal bakimindan zengin tozu aldikca daha fazla metal yonunden zenginlesmislerdir Populasyon II yildizlari yok olurken gezegenimsi bulutsular ve supernovalar araciligiyla yildizlararasi ortama metalce zengin malzeme tasiyarak yeni yildizlarin olustugu bulutsulari daha da zenginlestirdiler Gunes de dahil olmak uzere bu en genc yildizlar bu nedenle en yuksek metal icerigine sahiptir ve Populasyon I yildizlari olarak bilinirler Walter Baade tarafindan yapilan kimyasal siniflandirmaPopulasyon I yildizlari Yansi bulutsusu IC 2118 ile birlikte Populasyon I yildizi Rigel en parlak olan Populasyon I yildizlari her uc populasyon icinde en yuksek metaliklige sahip genc yildizlardir ve daha cok Samanyolu Galaksisi nin bulunurlar Gunes orta Populasyon I yildizi olarak kabul edilirken Gunes benzeri metaller acisindan cok daha zengindir Metal zengini yildiz terimi Gunes ten onemli olcude daha yuksek metaliklige sahip yildizlari tanimlamak icin kullanilir bu deger olcum hatasiyla aciklanabilecek olandan daha yuksektir Populasyon I yildizlari genellikle Galaktik Merkez in etrafinda dusuk duzenli eliptik yorungelere sahiptir Daha once Populasyon I yildizlarinin yuksek metalikliklerinin gezegen sistemlerine sahip olma olasiliklarini diger iki populasyondan daha fazla hale getirdigi varsayilmistir cunku gezegenlerin ozellikle de karasal gezegenlerin metallerin birikmesiyle olustugu dusunulmektedir Bununla birlikte Kepler Uzay Teleskobu verilerinin incelenmesi cesitli metalikliklere sahip yildizlarin etrafinda daha kucuk gezegenler bulundugunu yalnizca daha buyuk potansiyel gaz devi gezegenlerin nispeten daha yuksek metaliklige sahip yildizlarin etrafinda yogunlastigini gostermistir ki bu da gaz devi olusumu teorileri uzerinde etkileri olan bir bulgudur Orta Populasyon I ve Populasyon II yildizlari arasinda orta disk Populasyonu yer almaktadir Populasyon II yildizlari Samanyolu Populasyon II yildizlari galaktik cikintida ve kuresel kumelerdedir Sanatcinin III Populasyona ait bir alan hakkindaki izlenimi Buyuk Patlama dan 100 milyon yil sonra olusmus yildizlari gostermektedir Populasyon II ya da metal fakiri yildizlar helyumdan daha agir elementleri nispeten daha az iceren yildizlardir Bu nesneler evrenin daha erken bir doneminde olusmustur Orta Populasyon II yildizlari Samanyolu nun merkezine yakin siskinlikte yayginken galaktik halkada bulunan Populasyon II yildizlari daha yaslidir ve bu nedenle daha fazla metal eksikligi vardir Kuresel yildiz kumeleri de yuksek sayida Populasyon II yildizi icerir Populasyon II yildizlarinin bir ozelligi genel metalikliklerinin daha dusuk olmasina ragmen Populasyon I yildizlarina kiyasla genellikle demire Fe gore daha yuksek bir alfa elementi alfa sureci ile uretilen oksijen ve neon gibi elementler oranina sahip olmalaridir mevcut teori bunun tip II supernovalarin olusumlari sirasinda yildizlararasi ortama daha etkili bicimde katkida bulunmalarinin bir sonucu oldugunu oysa tip Ia supernova metal zenginlesmesinin evrenin gelisiminde daha sonraki bir asamada gerceklestigini one surmektedir Bilim insanlari ve arkadaslarinin HK objektif prizma arastirmasi ve Norbert Christlieb ve arkadaslarinin Hamburg ESO arastirmasi da dahil olmak uzere baslangicta soluk kuasarlar icin baslatilan birkac farkli arastirmada bu en eski yildizlari hedef almislardir Simdiye kadar yaklasik on ultra metal fakiri UMP yildiz gibi ve bugune kadar bilinen en eski yildizlardan ucu ve ortaya cikarilmis ve ayrintili olarak incelenmistir 2012 yilinda Sloan Dijital Gokyuzu Arastirmasi verileri kullanilarak bulundugunda simdiye kadarki en metal fakiri yildiz olarak tanimlanmistir Ancak Subat 2014 te verilerinin yardimiyla bulunan adli daha da dusuk metaliklige sahip bir yildizin kesfedildigi duyurulmustur Metal eksikligi acisindan daha az asiri ancak daha yakin ve daha parlak ve dolayisiyla daha uzun suredir bilinen yildizlar bir kirmizi dev olan ve bir altdev olan tur Populasyon III yildizlar NASA nin Spitzer Uzay Teleskobu tarafindan goruntulenen populasyon III yildizlarinin olasi pariltisi Populasyon III yildizlari muhtemelen yakinindaki diger bir erken donem Populasyon III supernovadan kaynaklanan diger metallerle karisik puskurmelerden kaynaklananlar disinda fiilen hicbir metal bulunmayan sicak parlak asiri derecede buyuk varsayimsal bir Populasyondur Bu terim ilk olarak 1965 yilinda Neville J Woolf tarafindan tanimlanmistir Bu bicimdeki yildizlar evrenin oldukca erken donemlerinde var olmus olmasi muhtemeldir or yuksek kirmiziya kayma ve bildigimiz hayatin ve gezegenlerin sonraki olusumlari icin gerekli olan hidrojenden daha agir kimyasal elementlerin uretimini baslatmis olabilir Populasyon III yildizlarinin varligi fiziksel kozmolojiden cikarsanmaktadir ancak bunlarin henuz dogrudan bir gozlemi yapilamamistir Varliklarinin dolayli kanitlari evrenin uzak oldukca uzak kisimlarindaki kutlecekimsel merceklenme etkisinde bulunabilir Bunlarin varligi kuasar emisyon spektrumunda gozlemlenen Buyuk Patlama kaynakli olamayacak agir elementlerin varligina dayandirilabilir Bunlarin ayrica bilesenleri oldugu dusunulmektedir Bu yildizlar muhtemelen buyuk cogunlugu yildizlararasi ortamin hidrojen gazi olusturmasinin bir ana hal degisimi olan evrenin reiyonizasyon donemini tetiklemistir galaksisinin gozlemleri soz konusu reiyonizasyon surecinin bir rol oynamis olabilecegini gostermistir Avrupa Guney Rasathanesi z 6 60 kirmiziya kayma degeri duzeyinde Buyuk Patlama dan yaklasik 800 milyon yil sonrasindaki reiyonizasyon doneminden kalma oldukca parlak galaksisinde bir grup erken donem yildiz obegi kesfetmistir Galaksinin geri kalaninda sonraki doneme ait kirmizimsi Populasyon II yildizlari bulunmaktadir Bazi teoriler ise Populasyon III yildizlarinin iki jenerasyonu bulundugunu savunmaktadir Sanatcinin Buyuk Patlama dan 400 milyon yil sonraki ilk yildizlara iliskin izlenimi Halihazirdaki teori ilk yildizlarin oldukca devasa olup olmadigina gore ikiye ayrilmaktadir Birinci olasilik bu yildizlarin gunumuzdeki yildizlardan birkac yuz gunes kutlesinden bin gunes kutlesine erisebilecek kadar daha buyuk oldugudur Bu kapsamdaki yildizlar yalnizca 2 5 milyon yil surecek oldukca kisa omurlu olmalidir Ote yandan 2009 ve 2011 de ortaya atilan teoriler ilk yildiz gruplarinin birkac daha kucuk yildiz tarafindan cevrelenmis dev bir yildizdan mutesekkil olmus olabilecegini one surmektedir Daha kucuk yildizlar dogduklari kumede kalsalardi cok daha fazla gaz biriktirecek ve gunumuze kadar varliklarini surduremeyeceklerdi Ancak 2017 de yurutulen bir calismaya gore 0 8 gunes kutlesine M veya daha azina sahip bir yildizin dogdugu kumeden daha fazla gaz birikimi gerceklestiremeden kumeden disari firlatilmasi halinde Samanyolu galaksisi bunyesinde bulunmasi ihtimali de dahil gunumuze kadar varligini surdurebilir gibi Populasyon III yildizlarindan kaynaklanan metaller nedeniyle oldukca kit metallik gosteren Populasyon II yildizlarinin verilerinin analizi bu metal yoksunu yildizlarin 20 130 gunes kutlesinde oldugunu iddia etmektedir Diger taraftan eliptik galaksilerle iliskili olan kuresel yildiz kumelerinin analizi bu yildizlarin metalik bilesenlerinin tipik olarak oldukca buyuk yildizlarla iliskili olan cift kararsizligi supernovalarindan kaynaklandigini gostermektedir Bu durum ayni zamanda modelin daha kucuk Populasyon III yildizlari uzerine insa edilmesine ragmen neden hic sifir metallige sahip dusuk kutleli yildiz gozlemlenemedigini de aciklamaktadir Muhtemelen cift kararsizligi supernovasi tarafinda meydana getirilenkahverengi cuceler veya kirmizi cucelerden olusan sifir metallige sahip kumeler karanlik madde adaylari olarak onerilmis ancak kutlecekimsel mikromercekleme vasitasiyla buyuk kutleli siki halo cisimlerinin bu tiplerinin arastirmalari negatif sonuclar uretmistir NASA nin James Webb Uzay Teleskobu nun amaclarindan biri de Populasyon III yildizlarinin tespit edilmesidir 8 Aralik 2022 tarihinde Populasyon III yildizlarindan biri olabilecek olasi bir tespit gerceklestirildigi raporlanmistir Ayrica bakinizAstronomik cisimler listeleri Yildiz listeleri Peekaboo GokadasiNotlar Son supernovalarin SN 2006gy ve bu tur super kutleli Populasyon III yildizlarinin patladigi cift kararsizligi supernovasi olabilecegi one surulmustur Clark 2010 bu yildizlarin cuce galaksilerde nispeten yakin zamanda olusmus olabilecegini cunku bu galaksilerin cogunlukla ilkel metal icermeyen yildizlararasi madde icerdigini dusunmektedir Bu kucuk galaksilerdeki gecmis supernovalar metal bakimindan zengin iceriklerini galaksiden kacmalarina yetecek kadar yuksek hizlarda firlatarak kucuk galaksilerin metal icerigini cok dusuk tutmus olabilir Kaynakca Baade W 1944 The resolution of Messier 32 NGC 205 and the central region of the Andromeda nebula Astrophysical Journal Cilt 100 ss 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 Shapley Harlow 1977 Hodge Paul Ed Galaxies 3 Harvard University Press ss 62 63 ISBN 978 0674340510 Archive org vasitasiyla a b c Gibson B K Fenner Y Renda A Kawata D Hyun chul L 2013 PDF Publications of the Astronomical Society of Australia 20 4 CSIRO publishing ss 401 415 arXiv astro ph 0312255 2 Bibcode 2003PASA 20 401G doi 10 1071 AS03052 20 January 2021 tarihinde kaynagindan PDF arsivlendi Erisim tarihi 17 April 2018 Kunth Daniel Ostlin Goran 2000 The most metal poor galaxies 10 1 ss 1 79 arXiv astro ph 9911094 2 Bibcode 2000A amp ARv 10 1K doi 10 1007 s001590000005 Erisim tarihi 3 January 2022 caltech edu vasitasiyla Schonrich R Binney J 2009 Origin and structure of the Galactic disc s Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 399 3 ss 1145 1156 arXiv 0907 1899 2 Bibcode 2009MNRAS 399 1145S doi 10 1111 j 1365 2966 2009 15365 x a b Bryant Lauren J Research amp Creative Activity Indiana University 16 Mayis 2016 tarihinde kaynagindan arsivlendi Erisim tarihi 7 Eylul 2005 Metals astronomy swin edu au Cosmos Erisim tarihi 1 Nisan 2022 Arsivlenmesi gereken baglantiya sahip kaynak sablonu iceren maddeler link Cyburt Richard H Fields Brian D Olive Keith A Yeh Tsung Han 2016 Big bang nucleosynthesis Present status Reviews of Modern Physics 88 1 s 015004 arXiv 1505 01076 2 Bibcode 2016RvMP 88a5004C doi 10 1103 RevModPhys 88 015004 a b Heger A Woosley S E 2002 The nucleosynthetic signature of Population III Astrophysical Journal 567 1 ss 532 543 arXiv astro ph 0107037 2 Bibcode 2002ApJ 567 532H doi 10 1086 338487 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 s 98 arXiv 1811 00549 2 Bibcode 2018ApJ 867 98S doi 10 3847 1538 4357 aadd97 Xu Hao Wise John H Norman Michael L 29 Temmuz 2013 Population III stars and remnants in high redshift galaxies The American Astronomical Society 773 2 s 83 arXiv 1305 1325 2 Bibcode 2013ApJ 773 83X doi 10 1088 0004 637X 773 2 83 One of Milky Way s oldest stars discovered Sci News 6 Kasim 2018 Erisim tarihi 12 June 2020 Fryer C L Woosley S E Heger A 2001 Pair instability supernovae gravity waves and gamma ray transients The Astrophysical Journal 550 1 ss 372 382 arXiv astro ph 0007176 2 Bibcode 2001ApJ 550 372F doi 10 1086 319719 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 ss 288 300 arXiv astro ph 0212469 2 Bibcode 2003ApJ 591 288H doi 10 1086 375341 Clark Stuart February 2010 Primordial giant The star that time forgot New Scientist Erisim tarihi 1 February 2015 a b Salvaterra R Ferrara A 2004 Induced formation of primordial low mass stars New Astronomy 10 2 ss 113 120 arXiv astro ph 0304074 2 Bibcode 2004NewA 10 113S doi 10 1016 j newast 2004 06 003 Soriano M S Vauclair S 2009 New seismic analysis of the exoplanet host star Mu Arae Astronomy and Astrophysics Cilt 513 s A49 arXiv 0903 5475 2 Bibcode 2010A amp A 513A 49S doi 10 1051 0004 6361 200911862 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 ss 307 313 arXiv astro ph 0012399 2 Bibcode 2001Icar 151 307L doi 10 1006 icar 2001 6607 Buchhave L A ve digerleri 2012 An abundance of small exoplanets around stars with a wide range of metallicities Nature 486 7403 ss 375 377 Bibcode 2012Natur 486 375B doi 10 1038 nature11121 PMID 22722196 van Albada T S Baker N 1973 On the two Oosterhoff groups of globular clusters Astrophysical Journal Cilt 185 ss 477 498 Bibcode 1973ApJ 185 477V doi 10 1086 152434 Wolfe Arthur M Gawiser Eric Prochaska Jason X 2005 Damped Ly a systems Annual Review of Astronomy and Astrophysics 43 1 ss 861 918 arXiv astro ph 0509481 2 Bibcode 2005ARA amp A 43 861W doi 10 1146 annurev astro 42 053102 133950 Beers T C Preston G W Shectman S A 1992 A Search for Stars of Very Low Metal Abundance II Cilt 103 s 1987 Bibcode 1992AJ 103 1987B doi 10 1086 116207 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 Cilt 666 arXiv astro ph 9810183v1 2 Tominga N ve digerleri 2007 Supernova nucleosynthesis in population III 13 50 Msolar stars and abundance patterns of extremely metal poor stars Astrophysical Journal 660 5 ss 516 540 arXiv astro ph 0701381 2 Bibcode 2007ApJ 660 516T doi 10 1086 513063 Green Louis April 1966 Observational Aspects of Cosmology Sky and Telescope Cilt 31 s 199 Bibcode 1966S amp T 31 199G Thornton Page March 1966 Observational Aspects of Cosmology Science 151 3716 ss 1411 1414 1416 1418 Bibcode 1966Sci 151 1411P doi 10 1126 science 151 3716 1411 PMID 17817304 a b Sobral David Matthee Jorryt Darvish Behnam Schaerer Daniel Mobasher Bahram Rottgering Huub J A Santos Sergio Hemmati Shoubaneh 4 Haziran 2015 Evidence for Pop III like stellar populations in the most luminous Lyman a emitters at the epoch of re ionisation Spectroscopic confirmation The Astrophysical Journal 808 2 s 139 arXiv 1504 01734 2 Bibcode 2015ApJ 808 139S doi 10 1088 0004 637x 808 2 139 17 Haziran 2015 Astronomers report finding earliest stars that enriched the cosmos The New York Times Erisim tarihi 17 June 2015 Fosbury R A E ve digerleri 2003 Massive star formation in a gravitationally lensed H II galaxy at z 3 357 Astrophysical Journal 596 1 ss 797 809 arXiv astro ph 0307162 2 Bibcode 2003ApJ 596 797F doi 10 1086 378228 Best observational evidence of first generation stars in the universe 17 Haziran 2015 Bromm V Yoshida N Hernquist L McKee C F 2009 The formation of the first stars and galaxies Nature 459 7243 ss 49 54 arXiv 0905 0929 2 Bibcode 2009Natur 459 49B doi 10 1038 nature07990 PMID 19424148 Ohkubo Takuya Nomoto Ken ichi Umeda Hideyuki Yoshida Naoki Tsuruta Sachiko 1 Aralik 2009 Evolution of very massive Population III stars with mass accretion from pre main sequence to collapse The Astrophysical Journal 706 2 ss 1184 1193 arXiv 0902 4573 2 Bibcode 2009ApJ 706 1184O doi 10 1088 0004 637X 706 2 1184 ISSN 0004 637X Redd Nola February 2011 The universe s first stars weren t loners after all Space com Erisim tarihi 1 February 2015 Thompson Andrea January 2009 How massive stars form Simple solution found Space com Erisim tarihi 1 February 2015 Carr Bernard J Cosmology Population III California Institute of Technology Arsivlenmesi gereken baglantiya sahip kaynak sablonu iceren maddeler link 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 s 16 arXiv 1712 06912 2 Bibcode 2020ApJ 901 16D doi 10 3847 1538 4357 abadf8 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 ss 871 873 arXiv astro ph 0301315 2 Bibcode 2003Natur 422 871U doi 10 1038 nature01571 PMID 12712199 Puzia Thomas H Kissler Patig Markus Goudfrooij Paul 2006 Extremely a enriched globular clusters in early type galaxies A step toward the dawn of stellar populations The Astrophysical Journal 648 1 ss 383 388 arXiv astro ph 0605210 2 Bibcode 2006ApJ 648 383P doi 10 1086 505679 Siess Lionel Livio Mario Lattanzio John 2002 Structure evolution and nucleosynthesis of primordial stars The Astrophysical Journal 570 1 ss 329 343 arXiv astro ph 0201284 2 Bibcode 2002ApJ 570 329S doi 10 1086 339733 Gibson Carl H Nieuwenhuizen Theo M Schild Rudolph E 2013 Why are so many primitive stars observed in the Galaxy halo Journal of Cosmology Cilt 22 s 10163 arXiv 1206 0187 2 Bibcode 2013JCos 2210163G Kerins E J 1997 Zero metallicity very low mass stars as halo dark matter Cilt 322 s 709 arXiv astro ph 9610070 2 Bibcode 1997A amp A 322 709K Sanchez Salcedo F J 1997 On the stringent constraint on massive dark clusters in the galactic halo Astrophysical Journal Letters 487 1 s L61 Bibcode 1997ApJ 487L 61S doi 10 1086 310873 Rydberg C E Zackrisson E Lundqvist P Scott P March 2013 Detection of isolated population III stars with the James Webb Space Telescope 429 4 ss 3658 3664 arXiv 1206 0007 2 Bibcode 2013MNRAS 429 3658R doi 10 1093 mnras sts653 Wang Xin ve digerleri 8 December 2022 A strong He II l1640 emitter with extremely blue UV spectral slope at z 8 16 presence of Pop III stars arXiv 2212 04476 2 Callaghan Jonathan 30 Ocak 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 Erisim tarihi 31 Ocak 2023 Astronomi ile ilgili bu madde taslak seviyesindedir Madde icerigini genisleterek Vikipedi ye katki saglayabilirsiniz