Metalicidad

Abundancia relativa de elementos pesados ​​en una estrella u otro objeto astronómico

Para conocer la metalicidad de los elementos químicos, consulte Propiedades de metales, metaloides y no metales .

El cúmulo globular M80 . Las estrellas de los cúmulos globulares son principalmente miembros de la Población II más viejos y pobres en metales .

En astronomía , la metalicidad es la abundancia de elementos presentes en un objeto que son más pesados ​​que el hidrógeno y el helio . La mayor parte de la materia física normal en el Universo es hidrógeno o helio, y los astrónomos usan la palabra "metales" como un término conveniente para "todos los elementos excepto el hidrógeno y el helio" . Este uso de la palabra es distinto de la definición química o física convencional de un metal como un sólido conductor de electricidad. Estrellas y nebulosascon abundancias relativamente altas de elementos más pesados ​​se denominan "ricos en metales" en términos astrofísicos, aunque muchos de esos elementos son no metales en química.

La presencia de elementos más pesados ​​proviene de la nucleosíntesis estelar , donde la mayoría de los elementos más pesados ​​que el hidrógeno y el helio en el Universo ( metales , en adelante) se forman en los núcleos de las estrellas a medida que evolucionan . Con el tiempo, los vientos estelares y las supernovas depositan los metales en el entorno circundante, enriqueciendo el medio interestelar y proporcionando materiales de reciclaje para el nacimiento de nuevas estrellas . De ello se desprende que las generaciones más antiguas de estrellas, que se formaron en el Universo temprano pobre en metales , generalmente tienen menor metalicidad que las de las generaciones más jóvenes, que se formaron en un Universo más rico en metales.

Los cambios observados en las abundancias químicas de diferentes tipos de estrellas, basados ​​en las peculiaridades espectrales que luego se atribuyeron a la metalicidad, llevaron al astrónomo Walter Baade en 1944 a proponer la existencia de dos poblaciones diferentes de estrellas . ^[1] Estas se conocieron comúnmente como estrellas de Población I (ricas en metales) y Población II (pobres en metales). Una tercera población estelar se introdujo en 1978, conocida como estrellas de Población III . ^{[2] [3] [4]} Se teorizó que estas estrellas extremadamente pobres en metales fueron las estrellas "primogénitas" creadas en el Universo.

Métodos habituales de cálculo

Los astrónomos utilizan varios métodos diferentes para describir y aproximar las abundancias de metales, según las herramientas disponibles y el objeto de interés. Algunos métodos incluyen determinar la fracción de masa que se atribuye al gas frente a los metales, o medir las proporciones del número de átomos de dos elementos diferentes en comparación con las proporciones que se encuentran en el Sol .

Fracción de masa

Composición Stellar menudo se define simplemente por los parámetros X , Y y Z . Aquí X es la fracción de masa de hidrógeno , Y es la fracción de masa de helio y Z es la fracción de masa de todos los elementos químicos restantes. Por lo tanto

${\displaystyle X+Y+Z=1}$

En la mayoría de las estrellas , nebulosas , regiones H II y otras fuentes astronómicas, el hidrógeno y el helio son los dos elementos dominantes. La fracción de masa de hidrógeno generalmente se expresa como , donde es la masa total del sistema y es la masa del hidrógeno que contiene. De manera similar, la fracción de masa de helio se denota como . El resto de los elementos se denominan colectivamente "metales", y la metalicidad (la fracción de masa de los elementos más pesados ​​que el helio) se puede calcular como${\displaystyle X\equiv m_{\text{H}}/M}$${\displaystyle M}$${\displaystyle m_{\text{H}}}$${\displaystyle Y\equiv m_{\text{He}}/M}$

${\displaystyle Z=\sum _{i>{\text{He}}}{\frac {m_{i}}{M}}=1-X-Y.}$

Para la superficie del Sol , estos parámetros se miden para tener los siguientes valores: ^[5]

Descripción	Valor solar
Fracción de masa de hidrógeno	${\displaystyle X_{\text{sun}}=0.7381}$
Fracción de masa de helio	${\displaystyle Y_{\text{sun}}=0.2485}$
Metalicidad	${\displaystyle Z_{\text{sun}}=0.0134}$

Debido a los efectos de la evolución estelar , ni la composición inicial ni la composición general actual del Sol es la misma que la composición actual de la superficie.

Razones de abundancia química

La metalicidad estelar general se define convencionalmente utilizando el contenido total de hidrógeno , ya que se considera que su abundancia es relativamente constante en el Universo, o el contenido de hierro de la estrella, que tiene una abundancia que generalmente aumenta linealmente en el Universo. ^{[6] El} hierro también es relativamente fácil de medir con observaciones espectrales en el espectro de la estrella dada la gran cantidad de líneas de hierro en los espectros de la estrella (aunque el oxígeno es el elemento pesado más abundante - ver metalicidades en las regiones HII a continuación). La razón de abundancia es el logaritmo común.de la proporción de la abundancia de hierro de una estrella en comparación con la del Sol y se calcula así: ^[7]

${\displaystyle [{\text{Fe}}/{\text{H}}]=\log _{10}{\left({\frac {N_{\text{Fe}}}{N_{\text{H}}}}\right)_{\text{star}}}-\log _{10}{\left({\frac {N_{\text{Fe}}}{N_{\text{H}}}}\right)_{\text{sun}}},}$

donde y son el número de átomos de hierro e hidrógeno por unidad de volumen, respectivamente. La unidad que se usa a menudo para la metalicidad es la dex , contracción del "exponente decimal". Según esta formulación, las estrellas con una metalicidad más alta que el Sol tienen un logaritmo común positivo , mientras que aquellas más dominadas por hidrógeno tienen un valor negativo correspondiente. Por ejemplo, las estrellas con un valor de [Fe / H] de +1 tienen 10 veces la metalicidad del Sol (10 ¹ ); a la inversa, aquellos con un valor de [Fe / H] de −1 tienen 1 ⁄ 10 , mientras que aquellos con un valor de [Fe / H] de 0 tienen la misma metalicidad que el Sol, y así sucesivamente. ^[8]${\displaystyle N_{\text{Fe}}}$${\displaystyle N_{\text{H}}}$Las estrellas jóvenes de la Población I tienen proporciones de hierro a hidrógeno significativamente más altas que las estrellas más antiguas de la Población II. Se estima que las estrellas de la Población Primordial III tienen una metalicidad menor que -6, una millonésima parte de la abundancia de hierro en el Sol. ^{[9] [10]} La misma notación se utiliza para expresar variaciones en abundancias entre otros elementos individuales en comparación con las proporciones solares. Por ejemplo, la notación "[O / Fe]" representa la diferencia en el logaritmo de la abundancia de oxígeno de la estrella frente a su contenido de hierro en comparación con el del Sol. En general, un nucleosintético estelar dado El proceso altera las proporciones de solo unos pocos elementos o isótopos, por lo que una muestra de estrella o gas con ciertos valores de [/ Fe] bien puede ser indicativa de un proceso nuclear estudiado asociado.

Colores fotométricos

Los astrónomos pueden estimar las metalicidades a través de sistemas medidos y calibrados que correlacionan las mediciones fotométricas y espectroscópicas (ver también Espectrofotometría ). Por ejemplo, los filtros Johnson UVB se pueden utilizar para detectar un exceso de ultravioleta (UV) en las estrellas, ^[11] donde un menor exceso de UV indica una mayor presencia de metales que absorben la radiación UV , haciendo que la estrella parezca "más roja". ^{[12] [13] [14]} El exceso de UV, δ (U − B), se define como la diferencia entre las magnitudes de las bandas U y B de una estrella, en comparación con la diferencia entre las magnitudes de las bandas U y B de las estrellas ricas en metales en el cúmulo de las Híades . ^[15] Desafortunadamente, δ (U − B) es sensible tanto a la metalicidad como a la temperatura : si dos estrellas son igualmente ricas en metales, pero una es más fría que la otra, probablemente tendrán diferentes valores de δ (U − B) ^{[15 ]} (véase también Efecto de blanqueo ^{[16] [17]} ). Para ayudar a mitigar esta degeneración, el color B-V de una estrella se puede utilizar como indicador de temperatura. Además, el exceso de UV y el color B − V se pueden corregir para relacionar el valor δ (U − B) con la abundancia de hierro. ^{[18] [19] [20]}

Otros sistemas fotométricos que se pueden utilizar para determinar la metalicidad de ciertos objetos astrofísicos incluyen el sistema Strӧmgren, ^{[21] [22]} el sistema de Ginebra, ^{[23] [24]} el sistema de Washington, ^{[25] [26]} y el sistema DDO. ^{[27] [28]}

Metalicidades en varios objetos astrofísicos

Estrellas

A una masa y una edad determinadas, una estrella pobre en metales será un poco más cálida. La metalicidad de las estrellas de la Población II es aproximadamente de 1/1000 a 1/10 de la del Sol ([Z / H] =−3,0 a −1,0 ), pero el grupo parece más frío que la Población I en general, ya que las estrellas pesadas de la Población II han muerto hace mucho tiempo. Por encima de las 40 masas solares , la metalicidad influye en cómo morirá una estrella: fuera de la ventana de inestabilidad de pares , las estrellas de metalicidad más baja colapsarán directamente en un agujero negro, mientras que las estrellas de metalicidad más alta se someten a una supernova de Tipo Ib / c y pueden dejar una estrella de neutrones .

Relación entre la metalicidad estelar y los planetas

La medición de la metalicidad de una estrella es un parámetro que ayuda a determinar si una estrella puede tener un planeta gigante , ya que existe una correlación directa entre la metalicidad y la presencia de un planeta gigante. Las mediciones han demostrado la conexión entre la metalicidad de una estrella y los planetas gigantes gaseosos , como Júpiter y Saturno . Cuantos más metales haya en una estrella y, por lo tanto, en su sistema planetario y proplyd , es más probable que el sistema tenga planetas gigantes gaseosos. Los modelos actuales muestran que la metalicidad junto con la temperatura correcta del sistema planetario y la distancia de la estrella son clave para el planeta y el planetesimal.formación. Para dos estrellas que tienen la misma edad y masa pero diferente metalicidad, la estrella menos metálica es más azul . Entre las estrellas del mismo color, las estrellas menos metálicas emiten más radiación ultravioleta. El Sol , con 8 planetas y 5 planetas enanos conocidos , se utiliza como referencia, con una [Fe / H] de 0,00. ^{[29] [30] [31] [32] [33]}

Regiones HII

Las estrellas jóvenes, masivas y calientes (típicamente de los tipos espectrales O y B ) en las regiones H II emiten fotones UV que ionizan átomos de hidrógeno en estado fundamental , liberando electrones y protones ; este proceso se conoce como fotoionización . Los electrones libres pueden golpear otros átomos cercanos, excitando los electrones metálicos enlazados a un estado metaestable , que eventualmente decaen de nuevo a un estado fundamental, emitiendo fotones con energías que corresponden a líneas prohibidas.. A través de estas transiciones, los astrónomos han desarrollado varios métodos de observación para estimar la abundancia de metales en las regiones HII, donde cuanto más fuertes son las líneas prohibidas en las observaciones espectroscópicas, mayor es la metalicidad. ^{[34] [35]} Estos métodos dependen de uno o más de los siguientes: la variedad de densidades asimétricas dentro de las regiones HII, las temperaturas variadas de las estrellas incrustadas y / o la densidad de electrones dentro de la región ionizada. ^{[36] [37] [38] [39]}

Teóricamente, para determinar la abundancia total de un solo elemento en una región HII, se deben observar y sumar todas las líneas de transición. Sin embargo, esto puede resultar difícil de observar debido a la variación en la fuerza de la línea. ^{[40] [41]} Algunas de las líneas prohibidas más comunes que se utilizan para determinar la abundancia de metales en las regiones HII son de oxígeno (p. Ej., [O II] λ = (3727, 7318, 7324) Å y [O III] λ = (4363 , 4959, 5007) Å), nitrógeno (p. Ej. [NII] λ = (5755, 6548, 6584) Å) y azufre (p. Ej. [SII] λ = (6717,6731) Å y [SIII] λ = (6312, 9069, 9531) Å) en el espectro óptico , y las líneas [OIII] λ = (52, 88) μm y [NIII] λ = 57 μm en el espectro infrarrojo . Oxígenotiene algunas de las líneas más fuertes y abundantes en las regiones HII, por lo que es un objetivo principal para las estimaciones de metalicidad dentro de estos objetos. Para calcular la abundancia de metales en las regiones HII mediante mediciones de flujo de oxígeno , los astrónomos suelen utilizar el método R ₂₃ , en el que

${\displaystyle R_{23}={\frac {[{\text{O II}}]_{3727~\mathrm {\AA} }+[{\text{O III}}]_{4959~\mathrm {\AA} +5007~\mathrm {\AA} }}{{\text{H}}_{\beta }}},}$

donde es la suma de los flujos de las líneas de emisión de oxígeno medidos en el marco de reposo λ = (3727, 4959 y 5007) Å longitudes de onda, dividido por el flujo de la línea de emisión H β en el marco de reposo λ = 4861 Å longitud de onda. ^[42] Esta relación está bien definida a través de modelos y estudios observacionales, ^{[43] [44] [45]} pero se debe tener cuidado, ya que la relación a menudo es degenerada, proporcionando una solución de metalicidad baja y alta, que puede romperse con medidas de línea adicionales. ^[46] Del mismo modo, se pueden utilizar otras proporciones estrictas de líneas prohibidas, por ejemplo, para el azufre, donde ^[47]${\displaystyle [{\text{O II}}]_{3727~\mathrm {\AA} }+[{\text{O III}}]_{4959~\mathrm {\AA} +5007~\mathrm {\AA} }}$

${\displaystyle S_{23}={\frac {[{\text{S II}}]_{6716~\mathrm {\AA} +6731~\mathrm {\AA} }+[{\text{S III}}]_{9069~\mathrm {\AA} +9532~\mathrm {\AA} }}{{\text{H}}_{\beta }}}.}$

La abundancia de metales dentro de las regiones HII es típicamente inferior al 1%, y el porcentaje disminuye en promedio con la distancia al Centro Galáctico . ^{[40] [48] [49] [50] [51]}

Ver también

• Abundancia de elementos químicos
• Cosmos Redshift 7 , una galaxia que supuestamente contiene estrellas de Población III
• Formación y evolución de galaxias
• GRB 090423 , el visto más distante, presumiblemente de un progenitor de baja metalicidad
• Función de distribución de la metalicidad
• Clasificación estelar
• Evolución estelar
• Población estelar

Referencias

1. Baade, Walter (1944). "La resolución de Messier 32, NGC 205 y la región central de la nebulosa de Andrómeda". Revista astrofísica . 100 : 121-146. Código bibliográfico : 1944ApJ ... 100..137B . doi : 10.1086 / 144650 .
2. Rees, MJ (1978). "Origen del fondo de microondas pregaláctico". Naturaleza . 275 (5675): 35–37. Código Bibliográfico : 1978Natur.275 ... 35R . doi : 10.1038 / 275035a0 . S2CID 121250998 . 
3. Blanco, SDM; Rees, MJ (1978). "Condensación del núcleo en halos pesados: una teoría de dos etapas para la formación y agrupación de galaxias" . Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 183 (3): 341–358. Código bibliográfico : 1978MNRAS.183..341W . doi : 10.1093 / mnras / 183.3.341 .
4. JL Puget; J. Heyvaerts (1980). "Estrellas de población III y la forma de la radiación cosmológica del cuerpo negro". Astronomía y Astrofísica . 83 (3): L10 – L12. Bibcode : 1980a y A .... 83L..10P .
5. Asplund, Martin; Grevesse, Nicolas; Sauval, A. Jacques; Scott, Pat (2009). "La composición química del sol". Revisión anual de astronomía y astrofísica . 47 (1): 481–522. arXiv : 0909.0948 . Código de Bibliografía : 2009ARA & A..47..481A . doi : 10.1146 / annurev.astro.46.060407.145222 . S2CID 17921922 . 
6. Hinkel, Natalie; Timmes, Frank; Patrick joven; Pagano, Michael; Turnbull, Maggie (septiembre de 2014). "Abundancias estelares en el barrio solar: el catálogo de Hypatia" . Revista astronómica . 148 (3): 33. arXiv : 1405.6719 . doi : 10.1088 / 0004-6256 / 148/3/54 .
7. Matteucci, Francesca (2001). La evolución química de la galaxia . Biblioteca de Astrofísica y Ciencias Espaciales. 253 . Springer Science & Business Media. pag. 7. ISBN 978-0792365525.
8. John C. Martin. "Lo que aprendemos del contenido metálico de una estrella" . Nuevo análisis de la cinemática RR Lyrae en el entorno solar . Archivado desde el original el 29 de junio de 2016 . Consultado el 7 de septiembre de 2005 .
9. Sobral, David; Matthee, Jorryt; Darvish, Behnam; Schaerer, Daniel; Mobasher, Bahram; Röttgering, Huub JA; Santos, Sérgio; Hemmati, Shoubaneh (4 de junio de 2015). "Evidencia de poblaciones estelares similares a Pop III en los emisores Lyman-α más luminosos en la época de reionización: confirmación espectroscópica". El diario astrofísico . 808 (2): 139. arXiv : 1504.01734 . Código bibliográfico : 2015ApJ ... 808..139S . doi : 10.1088 / 0004-637x / 808/2/139 . S2CID 18471887 . 
10. Overbye, Dennis (17 de junio de 2015). "Los astrónomos informan haber encontrado las primeras estrellas que enriquecieron el cosmos" . New York Times . Consultado el 17 de junio de 2015 .
11. Johnson, HL; Morgan, WW (mayo de 1953). "Fotometría estelar fundamental para estándares de tipo espectral en el sistema revisado del atlas espectral de Yerkes". El diario astrofísico . 117 : 313. Bibcode : 1953ApJ ... 117..313J . doi : 10.1086 / 145697 . ISSN 0004-637X . 
12. Roman, Nancy G. (diciembre de 1955). "Un catálogo de estrellas de alta velocidad". La serie de suplementos de revistas astrofísicas . 2 : 195. Bibcode : 1955ApJS .... 2..195R . doi : 10.1086 / 190021 . ISSN 0067-0049 . 
13. Sandage, AR; Eggen, DO (1 de junio de 1959). "Sobre la existencia de subenanas en el (MBol, log Te) -Diagrama" . Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 119 (3): 278-296. Código bibliográfico : 1959MNRAS.119..278S . doi : 10.1093 / mnras / 119.3.278 . ISSN 0035-8711 . 
14. Wallerstein, George; Carlson, Maurice (septiembre de 1960). "Carta al editor: sobre el exceso de ultravioleta en G Dwarfs". El diario astrofísico . 132 : 276. Bibcode : 1960ApJ ... 132..276W . doi : 10.1086 / 146926 . ISSN 0004-637X . 
15. Wildey, RL; Burbidge, EM; Sandage, AR; Burbidge, GR (enero de 1962). "Sobre el efecto de las líneas de Fraunhofer en medidas u, b, V". El diario astrofísico . 135 : 94. Código Bibliográfico : 1962ApJ ... 135 ... 94W . doi : 10.1086 / 147251 . ISSN 0004-637X . 
16. Schwarzschild, M .; Searle, L .; Howard, R. (septiembre de 1955). "Sobre los colores de los subenanos". El diario astrofísico . 122 : 353. Bibcode : 1955ApJ ... 122..353S . doi : 10.1086 / 146094 . ISSN 0004-637X . 
17. M., Cameron, L. (junio de 1985). "Metalicidades y distancias de los cúmulos galácticos determinados a partir de datos de UBV - Tercera parte - Edades y gradientes de abundancia de cúmulos abiertos". Astronomía y Astrofísica . 147 . Bibcode : 1985A y A ... 147 ... 47C . ISSN 0004-6361 . 
18. Sandage, A. (diciembre de 1969). "Nuevas subenanas. II. Velocidades radiales, fotometría y movimientos espaciales preliminares para 112 estrellas con gran movimiento propio". El diario astrofísico . 158 : 1115. Código Bibliográfico : 1969ApJ ... 158.1115S . doi : 10.1086 / 150271 . ISSN 0004-637X . 
19. Carney, BW (octubre de 1979). "Excesos ultravioleta subenanos y abundancias de metales". El diario astrofísico . 233 : 211. Código Bibliográfico : 1979ApJ ... 233..211C . doi : 10.1086 / 157383 . ISSN 0004-637X . 
20. Laird, John B .; Carney, Bruce W .; Latham, David W. (junio de 1988). "Un estudio de las estrellas de movimiento propio. III - Enrojecimientos, distancias y metalicidades". El diario astronómico . 95 : 1843. Bibcode : 1988AJ ..... 95.1843L . doi : 10.1086 / 114782 . ISSN 0004-6256 . 
21. Strömgren; Bengt (1963). "Métodos de clasificación cuantitativa". Datos astronómicos básicos: estrellas y sistemas estelares : 123. Código bíblico : 1963bad..book..123S .
22. L., Crawford, D. (1966). "Fotometría fotoeléctrica Hbeta y UVBY". Clasificación espectral y fotometría multicolor . 24 : 170. Código Bibliográfico : 1966IAUS ... 24..170C .
23. N., Cramer; A., Maeder (octubre de 1979). "Determinaciones de luminosidad y T EFF para estrellas tipo B". Astronomía y Astrofísica . 78 : 305. Bibcode : 1979A & A .... 78..305C . ISSN 0004-6361 . 
24. D., Kobi; P., North (noviembre de 1990). "Una nueva calibración de la fotometría de Ginebra en términos de Te, log g, (Fe / H) y masa para la secuencia principal de estrellas A4 a G5". Serie de suplementos de astronomía y astrofísica . 85 : 999. Bibcode : 1990A & AS ... 85..999K . ISSN 0365-0138 . 
25. Geisler, D. (1986). "Las calibraciones de abundancia empírica para la fotometría de Washington de gigantes de la población II" . Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 98 (606): 762. Bibcode : 1986PASP ... 98..762G . doi : 10.1086 / 131822 . ISSN 1538-3873 . 
26. Geisler, Doug; Claria, Juan J .; Minniti, Dante (noviembre de 1991). "Una calibración mejorada de la abundancia de metales para el sistema Washington". El diario astronómico . 102 : 1836. Bibcode : 1991AJ .... 102.1836G . doi : 10.1086 / 116008 . ISSN 0004-6256 . 
27. Claria, Juan J .; Piatti, Andrés E .; Lapasset, Emilio (mayo de 1994). "Una calibración de temperatura efectiva revisada para el sistema fotométrico DDO" . Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 106 : 436. Bibcode : 1994PASP..106..436C . doi : 10.1086 / 133398 . ISSN 0004-6280 . 
28. James, KA (mayo de 1975). "Fortalezas, luminosidades y cinemática del cianógeno de las estrellas gigantes de K". La serie de suplementos de revistas astrofísicas . 29 : 161. Código Bibliográfico : 1975ApJS ... 29..161J . doi : 10.1086 / 190339 . ISSN 0067-0049 . 
29. Ji Wang. "Correlación planeta-metalicidad - los ricos se hacen más ricos" . Caltech.
30. Fischer, Debra A .; Valenti, Jeff (2005). "La correlación planeta-metalicidad" . El diario astrofísico . 622 (2): 1102. Bibcode : 2005ApJ ... 622.1102F . doi : 10.1086 / 428383 .
31. Wang, Ji; Fischer, Debra A. (2013). "Revelando una correlación universal planeta-metalicidad para planetas de diferentes tamaños alrededor de estrellas de tipo solar". El diario astronómico . 149 (1): 14. arXiv : 1310.7830 . Código bibliográfico : 2015AJ .... 149 ... 14W . doi : 10.1088 / 0004-6256 / 149/1/14 . S2CID 118415186 . 
32. Ray Sanders (9 de abril de 2012). "Cuando la metalicidad estelar provoca la formación del planeta" . Revista de Astrobiología .
33. Vanessa Hill; Patrick François; Francesca Primas (eds.). "El problema de la estrella G". Del litio al uranio: trazadores elementales de la evolución cósmica temprana . págs. 509–511. (Actas de los Coloquios y Simposios de la Unión Astronómica Internacional, IAU S228)
34. Kewley, LJ; Dopita, MA (septiembre de 2002). "Uso de líneas fuertes para estimar abundancias en HiiRegions extragalácticas y galaxias Starburst". La serie de suplementos de revistas astrofísicas . 142 (1): 35–52. arXiv : astro-ph / 0206495 . Código Bibliográfico : 2002ApJS..142 ... 35K . doi : 10.1086 / 341326 . ISSN 0067-0049 . S2CID 16655590 .  
35. Nagao, T .; Maiolino, R .; Marconi, A. (12 de septiembre de 2006). "Diagnóstico de la metalicidad del gas en galaxias formadoras de estrellas". Astronomía y Astrofísica . 459 (1): 85–101. arXiv : astro-ph / 0603580 . Código Bibliográfico : 2006A y A ... 459 ... 85N . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20065216 . ISSN 0004-6361 . S2CID 16220272 .  
36. Peimbert, Manuel (diciembre de 1967). "Determinaciones de temperatura de las regiones H II". El diario astrofísico . 150 : 825. Código Bibliográfico : 1967ApJ ... 150..825P . doi : 10.1086 / 149385 . ISSN 0004-637X . 
37. Pagel, BEJ (1986). "Nebulosas y abundancias en galaxias" . Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 98 (608): 1009. Código Bibliográfico : 1986PASP ... 98.1009P . doi : 10.1086 / 131863 . ISSN 1538-3873 . 
38. Henry, R. B. C .; Worthey, Guy (agosto de 1999). "La distribución de elementos pesados ​​en galaxias espirales y elípticas". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 111 (762): 919–945. arXiv : astro-ph / 9904017 . Código Bibliográfico : 1999PASP..111..919H . doi : 10.1086 / 316403 . ISSN 0004-6280 . S2CID 17106463 .  
39. Kobulnicky, Henry A .; Kennicutt, Jr., Robert C .; Pizagno, James L. (abril de 1999). "Sobre la medición de abundancias químicas nebulares en galaxias distantes utilizando espectros de línea de emisión global". El diario astrofísico . 514 (2): 544–557. arXiv : astro-ph / 9811006 . Código bibliográfico : 1999ApJ ... 514..544K . doi : 10.1086 / 306987 . ISSN 0004-637X . S2CID 14643540 .  
40. Grazyna, Stasinska (2004). "Determinaciones de abundancia en regiones HII y nebulosas planetarias". En C. Esteban; RJ García López; A. Herrero; F. Sánchez (eds.). Cosmoquímica. El crisol de los elementos . Astrofísica Contemporánea de Cambridge. Prensa de la Universidad de Cambridge. págs. 115-170. arXiv : astro-ph / 0207500 . Código bibliográfico : 2002astro.ph..7500S .
41. Peimbert, Antonio; Peimbert, Manuel; Ruiz, Maria Teresa (diciembre de 2005). "Composición química de dos regiones HII en NGC 6822 basada en espectroscopía VLT". El diario astrofísico . 634 (2): 1056–1066. arXiv : astro-ph / 0507084 . Código Bibliográfico : 2005ApJ ... 634.1056P . doi : 10.1086 / 444557 . ISSN 0004-637X . S2CID 17086551 .  
42. Pagel, BEJ; Edmunds, MG; Blackwell, DE; Chun, MS; Smith, G. (1 de noviembre de 1979). "Sobre la composición de las regiones H II en las galaxias del sur - I. NGC 300 y 1365". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 189 (1): 95-113. Código Bib : 1979MNRAS.189 ... 95P . doi : 10.1093 / mnras / 189.1.95 . ISSN 0035-8711 . 
43. Dopita, MA; Evans, IN (agosto de 1986). "Modelos teóricos para las regiones H II. II - La secuencia de abundancia de la región extragaláctica H II". El diario astrofísico . 307 : 431. Bibcode : 1986ApJ ... 307..431D . doi : 10.1086 / 164432 . ISSN 0004-637X . 
44. McGaugh, Stacy S. (octubre de 1991). "Abundancias de la región H II - Modelo de relaciones de línea de oxígeno". El diario astrofísico . 380 : 140. Código Bibliográfico : 1991ApJ ... 380..140M . doi : 10.1086 / 170569 . ISSN 0004-637X . 
45. Pilyugin, LS (abril de 2001). "Sobre la determinación de la abundancia de oxígeno en las regiones HII" . Astronomía y Astrofísica . 369 (2): 594–604. arXiv : astro-ph / 0101446 . Bibcode : 2001A & A ... 369..594P . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20010079 . ISSN 0004-6361 . S2CID 54527173 .  
46. Kobulnicky, Henry A .; Zaritsky, Dennis (20 de enero de 1999). "Propiedades químicas de las galaxias de línea de emisión de formación de estrellas atz = 0.1-0.5". El diario astrofísico . 511 (1): 118-135. arXiv : astro-ph / 9808081 . Código bibliográfico : 1999ApJ ... 511..118K . doi : 10.1086 / 306673 . ISSN 0004-637X . S2CID 13094276 .  
47. Díaz, AI; Pérez-Montero, E. (11 de febrero de 2000). "Una calibración empírica de abundancias nebulares basada en las líneas de emisión de azufre". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 312 (1): 130-138. arXiv : astro-ph / 9909492 . Código Bibliográfico : 2000MNRAS.312..130D . doi : 10.1046 / j.1365-8711.2000.03117.x . ISSN 0035-8711 . 
48. Afeitadora, PA; McGee, RX; Newton, LM; Danks, AC; Pottasch, SR (1 de septiembre de 1983). "El gradiente de abundancia galáctica" . Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 204 (1): 53–112. Código bibliográfico : 1983MNRAS.204 ... 53S . doi : 10.1093 / mnras / 204.1.53 . ISSN 0035-8711 . 
49. Afflerbach, A .; Churchwell, E .; Werner, MW (20 de marzo de 1997). "Gradientes de abundancia galáctica de líneas infrarrojas de estructura fina en regiones Hii compactas" . El diario astrofísico . 478 (1): 190-205. Bibcode : 1997ApJ ... 478..190A . doi : 10.1086 / 303771 . ISSN 0004-637X . 
50. Pagel, J .; Bernard, E. (1997). Nucleosíntesis y evolución química de galaxias . Prensa de la Universidad de Cambridge. pag. 392. bibcode : 1997nceg.book ..... P . ISBN 978-0521550611.
51. Balser, Dana S .; Rood, Robert T .; Bania, TM; Anderson, LD (10 de agosto de 2011). "Distribución de la metalicidad de la región H Ii en el disco de la Vía Láctea". El diario astrofísico . 738 (1): 27. arXiv : 1106.1660 . Código Bibliográfico : 2011ApJ ... 738 ... 27B . doi : 10.1088 / 0004-637X / 738/1/27 . ISSN 0004-637X . S2CID 119252119 .  

• Salvaterra, R .; Ferrara, A .; Schneider, R. (2004). "Formación inducida de estrellas primordiales de baja masa". Nueva Astronomía . 10 (2): 113–120. arXiv : astro-ph / 0304074 . Código Bibliográfico : 2004NewA ... 10..113S . CiteSeerX  10.1.1.258.923 . doi : 10.1016 / j.newast.2004.06.003 . S2CID  15085880 .
• A. Heger; SE Woosley (2002). "La firma nucleosintética de la población III". Revista astrofísica . 567 (1): 532–543. arXiv : astro-ph / 0107037 . Código Bibliográfico : 2002ApJ ... 567..532H . doi : 10.1086 / 338487 . S2CID  16050642 .

Otras lecturas

• Página 593-En búsqueda del universo Cuarta edición Karl F. Kuhn Theo Koupelis. Jones y Bartlett Publishers Canadá. 2004. ISBN 0-7637-0810-0 
• Bromm, Volker; Larson, Richard B. (2004). "Las Primeras Estrellas". Revista anual de astronomía y astrofísica . 42 (1): 79-118. arXiv : astro-ph / 0311019 . Código bibliográfico : 2004ARA & A..42 ... 79B . doi : 10.1146 / annurev.astro.42.053102.134034 . S2CID  119371063 .

• Portal de física
• Portal de química
• Portal de matemáticas
• Portal de astronomía
• Portal del espacio exterior
• Portal del sistema solar
• Portal de ciencia