Metalicidad

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

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

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 normal actualmente detectable (es decir, no oscura ) en el universo es hidrógeno o helio, y los astrónomos usan la palabra "metales" como una abreviatura conveniente para "todos los elementos excepto hidrógeno y helio" . Este uso de la palabra es distinto de la definición química o física convencional de un metal como un sólido conductor de electricidad. Las estrellas y nebulosas con abundancias relativamente altas de elementos más pesados ​​se denominan "ricas en metales" cuando se habla de metalicidad, aunque muchos de esos elementos se denominan no metales en química.

Los metales en la espectroscopia temprana

Espectro solar con líneas de Fraunhofer tal como aparece visualmente.

En 1802, William Hyde Wollaston ^[1] observó la aparición de una serie de características oscuras en el espectro solar. ^[2] En 1814, Joseph von Fraunhofer redescubrió de forma independiente las líneas y comenzó a estudiar y medir sistemáticamente sus longitudes de onda , y ahora se las llama líneas de Fraunhofer . Trazó un mapa de más de 570 líneas, designando las más prominentes con las letras A a K y las líneas más débiles con otras letras. ^{[3] [4] [5]}

Aproximadamente 45 años después, Gustav Kirchhoff y Robert Bunsen ^{[6] notaron que varias líneas de Fraunhofer coinciden con} líneas de emisión características identificadas en los espectros de elementos químicos calentados. ^[7] Infirieron que las líneas oscuras en el espectro solar son causadas por la absorción de elementos químicos en la atmósfera solar. ^[8] Sus observaciones ^[9] fueron en el rango visible donde las líneas más fuertes provienen de metales como Na, K, Fe. ^[10] En los primeros trabajos sobre la composición química del sol, los únicos elementos que se detectaron en los espectros fueron hidrógeno y varios metales, ^{[11] : 23–24} con el término metálico usado frecuentemente para describirlos. ^{[11] : Parte 2} En el uso contemporáneo en astronomía, todos los elementos adicionales más allá del hidrógeno y el helio se denominan metálicos.

Origen de los elementos metálicos

La presencia de elementos más pesados ​​resulta 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 deduce que las generaciones más antiguas de estrellas, que se formaron en el Universo primitivo pobre en metales , generalmente tienen metalicidades más bajas que las de las generaciones más jóvenes, que se formaron en un Universo más rico en metales.

Poblaciones estelares

Población I de la estrella Rigel con la nebulosa de reflexión IC 2118

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 . ^[12] Estas se conocieron comúnmente como estrellas de población I (ricas en metales) y población II (pobres en metales). En 1978 se planteó la hipótesis de una tercera población estelar más temprana, conocida como estrellas de población III . ^{[13] [14] [15]} Se teoriza que estas estrellas "extremadamente pobres en metales" (XMP) fueron las estrellas "primogénitas" creadas en el Universo.

Métodos comunes de cálculo

Los astrónomos utilizan varios métodos diferentes para describir y aproximar la abundancia de metales, según las herramientas disponibles y el objeto de interés. Algunos métodos incluyen la determinación de la fracción de masa que se atribuye al gas frente a los metales, o la medición de las proporciones de la cantidad de átomos de dos elementos diferentes en comparación con las proporciones encontradas en el Sol .

Fracción de masa

La composición estelar suele definirse simplemente mediante los parámetros X , Y y Z. Aquí X representa 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 se expresa generalmente como donde M 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 fracción de masa de los metales se calcula como ${\displaystyle \ X\equiv {\tfrac {m_{\mathsf {H}}}{M}}\ ,}$ ${\displaystyle \ m_{\mathsf {H}}\ }$ ${\displaystyle \ Y\equiv {\tfrac {m_{\mathsf {He}}}{M}}~.}$

$${\displaystyle Z=\sum _{e>{\mathsf {He}}}{\tfrac {m_{e}}{M}}=1-X-Y~.}$$

Para la superficie del Sol ( símbolo ), estos parámetros se miden y tienen los siguientes valores: ^[16] ${\displaystyle \odot }$

Debido a los efectos de la evolución estelar , ni la composición inicial ni la composición actual del Sol son las mismas que su composición superficial actual.

Razones de abundancia química

La metalicidad estelar global 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 tiempo en el Universo. ^[17] Por lo tanto, el hierro puede usarse como un indicador cronológico de la nucleosíntesis. El hierro 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 ; véase las metalicidades en las regiones HII a continuación). La razón de abundancia es el logaritmo común de la razón de la abundancia de hierro de una estrella en comparación con la del Sol y se calcula de la siguiente manera: ^[18]

$${\displaystyle \left[{\frac {\mathsf {Fe}}{\mathsf {H}}}\right]~=~\log _{10}{\left({\frac {N_{\mathsf {Fe}}}{N_{\mathsf {H}}}}\right)_{\star }}-~\log _{10}{\left({\frac {N_{\mathsf {Fe}}}{N_{\mathsf {H}}}}\right)_{\odot }}\ ,}$$

donde y son el número de átomos de hierro e hidrógeno por unidad de volumen respectivamente, es el símbolo estándar para el Sol y para una estrella (a menudo se omite a continuación). La unidad que se utiliza a menudo para la metalicidad es el dex , contracción de "exponente decimal". Según esta formulación, las estrellas con una metalicidad superior a la del Sol tienen un logaritmo común positivo , mientras que aquellas más dominadas por el hidrógeno tienen un valor negativo correspondiente. Por ejemplo, las estrellas con un valor de +1 tienen 10 veces la metalicidad del Sol (10 ${\displaystyle \ N_{\mathsf {Fe}}\ }$ ${\displaystyle \ N_{\mathsf {H}}\ }$ ${\displaystyle \odot }$ ${\displaystyle \star }$ ${\displaystyle \ {\bigl [}{\tfrac {\mathsf {Fe}}{\mathsf {H}}}{\bigr ]}_{\star }\ }$⁺¹ ); por el contrario, aquellos con unvalor de −1 tienen ⁠ ${\displaystyle \ {\bigl [}{\tfrac {\mathsf {Fe}}{\mathsf {H}}}{\bigr ]}_{\star }\ }$1/10⁠ , mientras que aquellos con un valor de 0 tienen la misma metalicidad que el Sol, y así sucesivamente. ^[19] ${\displaystyle \ {\bigl [}{\tfrac {\mathsf {Fe}}{\mathsf {H}}}{\bigr ]}_{\star }\ }$

Las estrellas jóvenes de población I tienen proporciones de hierro a hidrógeno significativamente más altas que las estrellas más viejas de población II. Se estima que las estrellas primordiales de población III tienen una metalicidad menor a −6, una millonésima parte de la abundancia de hierro en el Sol. ^{[20] [21]} La misma notación se utiliza para expresar variaciones en las abundancias entre otros elementos individuales en comparación con las proporciones solares. Por ejemplo, la notación 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 proceso nucleosintético estelar dado altera las proporciones de solo unos pocos elementos o isótopos, por lo que una estrella o muestra de gas con ciertos valores bien puede ser indicativa de un proceso nuclear asociado y estudiado. ${\displaystyle \ {\bigl [}{\tfrac {\mathsf {O}}{\mathsf {Fe}}}{\bigr ]}\ }$ ${\displaystyle \ {\bigl [}{\tfrac {\mathsf {?}}{\mathsf {Fe}}}{\bigr ]}_{\star }\ }$

Colores fotométricos

Los astrónomos pueden estimar metalicidades a través de sistemas medidos y calibrados que correlacionan mediciones fotométricas y espectroscópicas (ver también Espectrofotometría ). Por ejemplo, los filtros UVB de Johnson se pueden utilizar para detectar un exceso de ultravioleta (UV) en las estrellas, ^[22] donde un exceso de UV menor indica una mayor presencia de metales que absorben la radiación UV, haciendo que la estrella parezca "más roja". ^{[23] [24] [25]} 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 . ^[26] 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) ^[26] (ver también Efecto de manta ^{[27] [28]} ). Para ayudar a mitigar esta degeneración,  el índice de color B−V de una estrella se puede utilizar como indicador de temperatura. Además, el exceso de UV y el índice B−V se pueden corregir para relacionar el valor δ (U−B) con la abundancia de hierro. ^{[29] [30] [31]}

Otros sistemas fotométricos que pueden utilizarse para determinar la metalicidad de ciertos objetos astrofísicos incluyen el sistema Strömgren, ^{[32] [33]} el sistema de Ginebra, ^{[34] [35]} el sistema de Washington, ^{[36] [37]} y el sistema DDO. ^{[38] [39]}

Metalicidades en diversos objetos astrofísicos

Estrellas

A una masa y edad determinadas, una estrella pobre en metales será ligeramente más cálida. Las metalicidades de las estrellas de población II son aproximadamente ⁠1/1000⁠ a ⁠1/10⁠ del Sol , 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 menor metalicidad colapsarán directamente en un agujero negro, mientras que las estrellas de mayor metalicidad experimentan una supernova de tipo Ib/c y pueden dejar una estrella de neutrones . ${\displaystyle \left(\ {\bigl [}{\tfrac {\mathsf {Fe}}{\mathsf {H}}}{\bigr ]}\ ={-3.0}\ ...\ {-1.0}\ \right)\ ,}$

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 disco protoplanetario , más probable es que el sistema pueda tener planetas gigantes gaseosos. Los modelos actuales muestran que la metalicidad junto con la temperatura correcta del sistema planetario y la distancia a la estrella son clave para la formación de planetas y planetesimales . 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 ocho planetas y nueve planetas enanos de consenso , se utiliza como referencia, con un de 0,00. ^{[40] [41] [42] [43] [44]} ${\displaystyle \ {\bigl [}{\tfrac {\mathsf {Fe}}{\mathsf {H}}}{\bigr ]}\ }$

Regiones H ^II

Las estrellas jóvenes, masivas y calientes (normalmente de los tipos espectrales O y B ) en las regiones H II emiten fotones UV que ionizan los átomos de hidrógeno en estado fundamental , liberando electrones ; este proceso se conoce como fotoionización . Los electrones libres pueden chocar con otros átomos cercanos, excitando a los electrones metálicos ligados a un estado metaestable , que finalmente se desintegran 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 las abundancias de metales en las regiones H ^II , donde cuanto más fuertes sean las líneas prohibidas en las observaciones espectroscópicas, mayor será la metalicidad. ^{[45] [46]} Estos métodos dependen de uno o más de los siguientes: la variedad de densidades asimétricas dentro de las regiones H ^II , las temperaturas variadas de las estrellas incrustadas y/o la densidad de electrones dentro de la región ionizada. ^{[47] [48] [49] [50]}

En teoría, para determinar la abundancia total de un solo elemento en una región H ^II , se deben observar y sumar todas las líneas de transición. Sin embargo, esto puede resultar difícil desde el punto de vista de la observación debido a la variación en la intensidad de las líneas. ^{[51] [52]} Algunas de las líneas prohibidas más comunes utilizadas para determinar las abundancias de metales en las regiones H ^{II son las de} oxígeno (por ejemplo, [O ^II ] λ = (3727, 7318, 7324) Å, y [O ^III ] λ = (4363, 4959, 5007) Å), nitrógeno (por ejemplo, [N ^II ] λ = (5755, 6548, 6584) Å), y azufre (por ejemplo, [S ^II ] λ = (6717, 6731) Å y [S ^III ] λ = (6312, 9069, 9531) Å) en el espectro óptico , y las líneas [O ^III ] λ = (52, 88) μm y [N ^III ] λ = 57 μm en el espectro infrarrojo . El oxígeno tiene algunas de las líneas más fuertes y abundantes en las regiones H ^II , lo que lo convierte en un objetivo principal para las estimaciones de metalicidad dentro de estos objetos. Para calcular las abundancias de metales en las regiones H ^{II mediante mediciones} del flujo de oxígeno , los astrónomos a menudo utilizan el método R ₂₃ , en el que

$${\displaystyle R_{23}={\frac {\ \left[\ {\mathsf {O}}^{\mathsf {II}}\right]_{3727~\mathrm {\AA} }+\left[\ {\mathsf {O}}^{\mathsf {III}}\right]_{4959~\mathrm {\AA} +5007~\mathrm {\AA} }\ }{{\Bigl [}\ {\mathsf {H}}_{\mathsf {\beta }}{\Bigr ]}_{4861~\mathrm {\AA} }}}\ ,}$$

donde es la suma de los flujos de las líneas de emisión de oxígeno medidas en el marco de reposo λ = (3727, 4959 y 5007) Å de longitud de onda, dividida por el flujo de la línea de emisión H _{β de la} serie de Balmer en el marco de reposo λ = 4861 Å de longitud de onda. ^[53] Esta relación está bien definida a través de modelos y estudios observacionales, ^{[54] [55] [56]} pero se debe tener precaución, ya que la relación a menudo está degenerada, proporcionando una solución de metalicidad baja y alta, que se puede romper con mediciones de línea adicionales. ^[57] De manera similar, se pueden usar otras relaciones de línea prohibidas fuertes, por ejemplo para el azufre, donde ^[58] ${\displaystyle \ \left[\ {\mathsf {O}}^{\mathsf {II}}\right]_{3727~\mathrm {\AA} }+\left[\ {\mathsf {O}}^{\mathsf {III}}\right]_{4959~\mathrm {\AA} +5007~\mathrm {\AA} }\ }$

$${\displaystyle S_{23}={\frac {\ \left[\ {\mathsf {S}}^{\mathsf {II}}\right]_{6716~\mathrm {\AA} +6731~\mathrm {\AA} }+\left[\ {\mathsf {S}}^{\mathsf {III}}\right]_{9069~\mathrm {\AA} +9532~\mathrm {\AA} }\ }{{\Bigl [}\ {\mathsf {H}}_{\mathsf {\beta }}{\Bigr ]}_{4861~\mathrm {\AA} }}}~.}$$

La abundancia de metales dentro de las regiones H ^II es típicamente inferior al 1%, y el porcentaje disminuye en promedio con la distancia desde el centro galáctico . ^{[51] [59] [60] [61] [62]}

Véase también

• Cosmos Redshift 7 , una galaxia que supuestamente contiene estrellas de Población III
• Formación y evolución de las galaxias
• GRB 090423 , el más distante observado, presumiblemente de un progenitor de baja metalicidad
• Función de distribución de metalicidad

Referencias

1. Melvyn C. Usselman: William Hyde Wollaston Encyclopædia Britannica, consultado el 31 de marzo de 2013
2. William Hyde Wollaston (1802) "Un método para examinar los poderes refractivos y dispersivos mediante reflexión prismática", Philosophical Transactions of the Royal Society , 92 : 365–380; véase especialmente la pág. 378.
3. Hearnshaw, JB (1986). El análisis de la luz de las estrellas . Cambridge: Cambridge University Press . pág. 27. ISBN. 978-0-521-39916-6.
4. Joseph Fraunhofer (1814 - 1815) "Bestimmung des Brechungs- und des Farben-Zerstreuungs - Vermögens verschiedener Glasarten, in Bezug auf die Vervollkommnung acromatischer Fernröhre" (Determinación del poder de refracción y dispersión del color de diferentes tipos de vidrio, en relación con la mejora de los telescopios acromáticos), Denkschriften der Königlichen Akademie der Wissenschaften zu München (Memorias de la Real Academia de Ciencias de Munich), 5 : 193–226; véanse especialmente las páginas 202–205 y la placa que sigue a la página 226.
5. Jenkins, Francis A.; White, Harvey E. (1981). Fundamentos de óptica (4.ª ed.). McGraw-Hill . pág. 18. ISBN. 978-0-07-256191-3.
6. Ver:
   • Gustav Kirchhoff (1859) "Ueber die Fraunhofer'schen Linien" (Siguiendo las líneas de Fraunhofer), Monatsbericht der Königlichen Preussische Akademie der Wissenschaften zu Berlin (Informe mensual de la Real Academia de Ciencias de Prusia en Berlín), 662–665.
   • Gustav Kirchhoff (1859) "Ueber das Sonnenspektrum" (Sobre el espectro del sol), Verhandlungen des naturhistorisch-medizinischen Vereins zu Heidelberg (Actas de la Asociación Médica / de Historia Natural de Heidelberg), 1 (7): 251–255.
7. G. Kirchhoff (1860). "Ueber die Fraunhofer'schen Linien". Annalen der Physik . 185 (1): 148-150. Código Bib : 1860AnP...185..148K. doi : 10.1002/andp.18601850115.
8. G. Kirchhoff (1860). "Ueber das Verhältniss zwischen dem Emissionsvermögen und dem Absortsvermögen der Körper für Wärme und Licht" [Sobre la relación entre el poder emisivo y el poder de absorción de los cuerpos hacia el calor y la luz]. Annalen der Physik . 185 (2): 275–301. Código Bib : 1860AnP...185..275K. doi : 10.1002/andp.18601850205 .
9. "Kirchhoff y Bunsen sobre espectroscopia". www.chemteam.info . Consultado el 2 de julio de 2024 .
10. "Análisis espectral en su aplicación a sustancias terrestres y la constitución física de los cuerpos celestes: explicación familiar / por H. Schellen ..." HathiTrust . hdl :2027/hvd.hn3317 . Consultado el 2 de julio de 2024 .
11. Meadows, AJ (Arthur Jack) (1970). Física solar temprana. Internet Archive. Oxford, Nueva York, Pergamon Press. ISBN 978-0-08-006653-0.
12. Baade, Walter (1944). "La resolución de Messier 32, NGC 205 y la región central de la nebulosa de Andrómeda". Astrophysical Journal . 100 : 121–146. Bibcode :1944ApJ...100..137B. doi : 10.1086/144650 .
13. Rees, MJ (1978). "Origen del fondo de microondas pregaláctico". Nature . 275 (5675): 35–37. Bibcode :1978Natur.275...35R. doi :10.1038/275035a0. S2CID  121250998.
14. White, SDM; Rees, MJ (1978). "Condensación del núcleo en halos pesados: una teoría de dos etapas para la formación y agrupamiento de galaxias". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 183 (3): 341–358. Bibcode :1978MNRAS.183..341W. doi : 10.1093/mnras/183.3.341 .
15. Puget, JL; Heyvaerts, J. (1980). "Estrellas de población III y la forma de la radiación cosmológica del cuerpo negro". Astronomía y Astrofísica . 83 (3): L10–L12. Código Bibliográfico :1980A&A....83L..10P.
16. Asplund, Martin; Grevesse, Nicolas; Sauval, A. Jacques; Scott, Pat (2009). "La composición química del Sol". Revista anual de astronomía y astrofísica . 47 (1): 481–522. arXiv : 0909.0948 . Código Bibliográfico :2009ARA&A..47..481A. doi :10.1146/annurev.astro.46.060407.145222. S2CID  17921922.
17. Hinkel, Natalie; Timmes, Frank; Young, Patrick; Pagano, Michael; Turnbull, Maggie (septiembre de 2014). "Abundancias estelares en el vecindario solar: el catálogo de Hypatia". Astronomical Journal . 148 (3): 33. arXiv : 1405.6719 . Bibcode :2014AJ....148...54H. doi :10.1088/0004-6256/148/3/54. S2CID  119221402.
18. Matteucci, Francesca (2001). La evolución química de la galaxia. Biblioteca de Astrofísica y Ciencia Espacial. Vol. 253. Springer Science & Business Media. pág. 7. ISBN 978-0-7923-6552-5.
19. Martin, John C. "Lo que aprendemos del contenido de metales de una estrella". Nuevo análisis de la cinemática de RR Lyrae en el vecindario solar. Universidad de Illinois, Springfield . Archivado desde el original el 9 de octubre de 2014. Consultado el 7 de septiembre de 2005 .
20. Sobral, David; Matthee, Jorryt; Darvish, Behnam; Schaerer, Daniel; Mobasher, Bahram; Röttgering, Huub JA; et al. (4 de junio de 2015). "Evidencia de poblaciones estelares similares a pop III en los emisores Lyman-α más luminosos en la época de la reionización: confirmación espectroscópica". The Astrophysical Journal . 808 (2): 139. arXiv : 1504.01734 . Bibcode :2015ApJ...808..139S. doi :10.1088/0004-637x/808/2/139. S2CID  18471887.
21. Overbye, Dennis (17 de junio de 2015). «Los astrónomos informan del hallazgo de las primeras estrellas que enriquecieron el cosmos». The New York Times . Consultado el 17 de junio de 2015 .
22. Johnson, HL; Morgan, WW (mayo de 1953). "Fotometría estelar fundamental para estándares de tipo espectral en el sistema revisado del Atlas Espectral de Yerkes ". The Astrophysical Journal . 117 : 313. Bibcode :1953ApJ...117..313J. doi :10.1086/145697. ISSN  0004-637X.
23. Roman, Nancy G. (diciembre de 1955). "Un catálogo de estrellas de alta velocidad". The Astrophysical Journal Supplement Series . 2 : 195. Bibcode :1955ApJS....2..195R. doi : 10.1086/190021 . ISSN  0067-0049.
24. Sandage, AR ; Eggen, DO (1 de junio de 1959). "Sobre la existencia de subenanas en el diagrama (MBol, log Te)". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 119 (3): 278–296. Código bibliográfico : 1959MNRAS.119..278S. doi : 10.1093/mnras/119.3.278 . ISSN  0035-8711.
25. Wallerstein, George; Carlson, Maurice (septiembre de 1960). "Carta al editor: sobre el exceso de ultravioleta en las enanas G". The Astrophysical Journal . 132 : 276. Bibcode :1960ApJ...132..276W. doi :10.1086/146926. ISSN  0004-637X.
26. Wildey, RL; Burbidge, EM; Sandage, AR ; Burbidge, GR (enero de 1962). "Sobre el efecto de las líneas de Fraunhofer en las mediciones de u, b, V". The Astrophysical Journal . 135 : 94. Bibcode :1962ApJ...135...94W. doi : 10.1086/147251 . ISSN  0004-637X.
27. Schwarzschild, M.; Searle, L.; Howard, R. (septiembre de 1955). "Sobre los colores de las subenanas". The Astrophysical Journal . 122 : 353. Bibcode :1955ApJ...122..353S. doi : 10.1086/146094 . ISSN  0004-637X.
28. Cameron, LM (junio de 1985). "Metalicidades y distancias de cúmulos galácticos determinadas a partir de datos UBV – Tercera parte – Edades y gradientes de abundancia de cúmulos abiertos". Astronomía y Astrofísica . 147 : 47. Bibcode :1985A&A...147...47C. ISSN  0004-6361.
29. Sandage, AR (diciembre de 1969). "Nuevas subenanas. II. Velocidades radiales, fotometría y movimientos espaciales preliminares para 112 estrellas con gran movimiento propio". The Astrophysical Journal . 158 : 1115. Bibcode :1969ApJ...158.1115S. doi : 10.1086/150271 . ISSN  0004-637X.
30. Carney, BW (octubre de 1979). "Excesos ultravioleta en subenanas y abundancias de metales". The Astrophysical Journal . 233 : 211. Bibcode :1979ApJ...233..211C. doi : 10.1086/157383 . ISSN  0004-637X.
31. Laird, John B.; Carney, Bruce W.; Latham, David W. (junio de 1988). "Un estudio de estrellas en movimiento propio. III - Enrojecimientos, distancias y metalicidades". The Astronomical Journal . 95 : 1843. Bibcode :1988AJ.....95.1843L. doi :10.1086/114782. ISSN  0004-6256.
32. Strömgren, Bengt (1963). "Métodos de clasificación cuantitativa". En Strand, Kaj Aage (ed.). Datos astronómicos básicos: estrellas y sistemas estelares (edición original (reeditada en 1968)). Chicago, IL: University of Chicago Press. p. 123. Código Bibliográfico :1963bad..book..123S.
    • Edición reimpresa de 1980: OCLC  7047642, ISBN 0-2264-5964-0 
    • Edición de reimpresión de 1988: ISBN 978-2-2645-9640-6 
33. Crawford, LD (1966). "Fotometría fotoeléctrica H-beta y UVBY". Clasificación espectral y fotometría multicolor . 24 : 170. Código Bibliográfico :1966IAUS...24..170C.
34. Cramer, N.; Maeder, A. (octubre de 1979). "Determinaciones de luminosidad y T _eff para estrellas de tipo B". Astronomía y Astrofísica . 78 : 305. Bibcode :1979A&A....78..305C. ISSN  0004-6361.
35. Kobi, D.; North, P. (noviembre de 1990). "Una nueva calibración de la fotometría de Ginebra en términos de Te, log g, (Fe/H) y masa para las estrellas de la secuencia principal A4 a G5". Suplemento de Astronomía y Astrofísica . 85 : 999. Código Bibliográfico :1990A&AS...85..999K. ISSN  0365-0138.
36. Geisler, D. (1986). "Las calibraciones de abundancia empírica para la fotometría de Washington de gigantes de población II". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 98 (606): 762. Bibcode :1986PASP...98..762G. doi : 10.1086/131822 . ISSN  1538-3873.
37. Geisler, Doug; Claria, Juan J.; Minniti, Dante (noviembre de 1991). "Una calibración mejorada de la abundancia de metales para el sistema de Washington". The Astronomical Journal . 102 : 1836. Bibcode :1991AJ....102.1836G. doi :10.1086/116008. ISSN  0004-6256.
38. Claria, Juan J.; Piatti, Andres E.; Lapasset, Emilio (mayo de 1994). "Una calibración revisada de temperatura efectiva 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.
39. James, KA (mayo de 1975). "Intensidades, luminosidades y cinemática de estrellas gigantes K causadas por cianógeno". The Astrophysical Journal Supplement Series . 29 : 161. Bibcode :1975ApJS...29..161J. doi : 10.1086/190339 . ISSN  0067-0049.
40. Wang, Ji. "Correlación planeta-metalicidad: los ricos se hacen más ricos". Caltech . Archivado desde el original el 13 de julio de 2017. Consultado el 28 de septiembre de 2016 .
41. Fischer, Debra A.; Valenti, Jeff (2005). "La correlación planeta-metalicidad". The Astrophysical Journal . 622 (2): 1102. Bibcode :2005ApJ...622.1102F. doi : 10.1086/428383 .
42. Wang, Ji; Fischer, Debra A. (2013). "Revelando una correlación universal de metalicidad planetaria para planetas de diferentes tamaños alrededor de estrellas de tipo solar". The Astronomical Journal . 149 (1): 14. arXiv : 1310.7830 . Bibcode :2015AJ....149...14W. doi :10.1088/0004-6256/149/1/14. S2CID  118415186.
43. Sanders, Ray (9 de abril de 2012). "Cuando la metalicidad estelar desencadena la formación de planetas". Revista Astrobiology . Archivado desde el original el 7 de mayo de 2021.
44. Hill, Vanessa; François, Patrick; Primas, Francesca (eds.). "El problema de la estrella G". Del litio al uranio: trazadores elementales de la evolución cósmica temprana . Simposio 228 de la IAU . Actas de los simposios y coloquios de la Unión Astronómica Internacional . Vol. 228. págs. 509–511. ^{[ cita no encontrada ]}

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    Arimoto, N. (23–27 de mayo de 2005). "Vinculando el halo a su entorno". En Hill, Vanessa; François, Patrick; Primas, Francesca (eds.). Del litio al uranio: trazadores elementales de la evolución cósmica temprana . Simposio 228 de la IAU . Actas de los simposios y coloquios de la Unión Astronómica Internacional . Vol. 228. París, Francia: IAU / Cambridge University Press (publicado en febrero de 2006). pp. 503–512. Bibcode :2005IAUS..228..503A. doi : 10.1017/S1743921305006344 . ISBN 978-0-52185199-2.
45. Kewley, LJ; Dopita, MA (septiembre de 2002). "Uso de líneas fuertes para estimar abundancias en regiones extragalácticas H ^{II y galaxias con brotes de formación estelar".} The Astrophysical Journal Supplement Series . 142 (1): 35–52. arXiv : astro-ph/0206495 . Bibcode :2002ApJS..142...35K. doi :10.1086/341326. ISSN  0067-0049. S2CID  16655590.
46. Nagao, T.; Maiolino, R.; Marconi, A. (12 de septiembre de 2006). "Diagnóstico de la metalicidad del gas en galaxias en formación estelar". Astronomía y astrofísica . 459 (1): 85–101. arXiv : astro-ph/0603580 . Bibcode :2006A&A...459...85N. doi :10.1051/0004-6361:20065216. ISSN  0004-6361. S2CID  16220272.
47. Peimbert, Manuel (diciembre de 1967). "Determinaciones de temperatura de regiones HII". The Astrophysical Journal . 150 : 825. Bibcode :1967ApJ...150..825P. doi : 10.1086/149385 . ISSN  0004-637X.
48. Pagel, BEJ (1986). "Nebulosas y abundancias en galaxias". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 98 (608): 1009. Bibcode :1986PASP...98.1009P. doi :10.1086/131863. ISSN  1538-3873. S2CID  120467036.
49. Henry, RBC; 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.
50. Kobulnicky, Henry A.; Kennicutt, Robert C. Jr.; Pizagno, James L. (abril de 1999). "Sobre la medición de abundancias químicas nebulares en galaxias distantes utilizando espectros de líneas de emisión globales". The Astrophysical Journal . 514 (2): 544–557. arXiv : astro-ph/9811006 . Bibcode :1999ApJ...514..544K. doi :10.1086/306987. ISSN  0004-637X. S2CID  14643540.
51. Grazyna, Stasinska (2004). "Determinaciones de abundancia en regiones H ^II y nebulosas planetarias". En Esteban, C.; García López, RJ; Herrero, A.; Sánchez, F. (eds.). Cosmoquímica: El crisol de los elementos . Cambridge Contemporary Astrophysics. Cambridge University Press. págs. 115–170. arXiv : astro-ph/0207500 . Código Bibliográfico :2002astro.ph..7500S.
52. Peimbert, Antonio; Peimbert, Manuel; Ruiz, Maria Teresa (diciembre de 2005). "Composición química de dos regiones H ^{II en NGC 6822 basada en espectroscopia VLT".} The Astrophysical Journal . 634 (2): 1056–1066. arXiv : astro-ph/0507084 . Código Bibliográfico :2005ApJ...634.1056P. doi :10.1086/444557. ISSN  0004-637X. S2CID  17086551.
53. Pagel, BEJ; Edmunds, MG; Blackwell, DE; Chun, MS; Smith, G. (1979-11-01). "Sobre la composición de las regiones HII en las galaxias del sur – I. NGC 300 y 1365". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 189 (1): 95–113. Bibcode :1979MNRAS.189...95P. doi : 10.1093/mnras/189.1.95 . ISSN  0035-8711.
54. Dopita, MA; Evans, IN (agosto de 1986). "Modelos teóricos para regiones HII. II - La secuencia de abundancia de la región HII extragaláctica". The Astrophysical Journal . 307 : 431. Bibcode :1986ApJ...307..431D. doi : 10.1086/164432 . ISSN  0004-637X.
55. McGaugh, Stacy S. (octubre de 1991). "Abundancias en la región HII - Relaciones de líneas de oxígeno del modelo". The Astrophysical Journal . 380 : 140. Bibcode :1991ApJ...380..140M. doi : 10.1086/170569 . ISSN  0004-637X.
56. Pilyugin, LS (abril de 2001). "Sobre la determinación de la abundancia de oxígeno en 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.
57. Kobulnicky, Henry A.; Zaritsky, Dennis (20 de enero de 1999). "Propiedades químicas de las galaxias de líneas de emisión que forman estrellas atz=0,1–0,5". The Astrophysical Journal . 511 (1): 118–135. arXiv : astro-ph/9808081 . Código Bibliográfico :1999ApJ...511..118K. doi :10.1086/306673. ISSN  0004-637X. S2CID  13094276.
58. Diaz, AI; Perez-Montero, E. (11 de febrero de 2000). "Una calibración empírica de abundancias nebulares basada en las líneas de emisión de azufre". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 312 (1): 130–138. arXiv : astro-ph/9909492 . Bibcode :2000MNRAS.312..130D. doi : 10.1046/j.1365-8711.2000.03117.x . ISSN  0035-8711. S2CID  119504048.
59. Shaver, PA; McGee, RX; Newton, LM; Danks, AC; Pottasch, SR (1983-09-01). "El gradiente de abundancia galáctica". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 204 (1): 53–112. Bibcode :1983MNRAS.204...53S. doi : 10.1093/mnras/204.1.53 . ISSN  0035-8711.
60. Afflerbach, A.; Churchwell, E.; Werner, MW (20 de marzo de 1997). "Gradientes de abundancia galáctica a partir de líneas de estructura fina infrarrojas en regiones HII compactas". The Astrophysical Journal . 478 (1): 190–205. Bibcode :1997ApJ...478..190A. doi : 10.1086/303771 . ISSN  0004-637X.
61. Pagel, J.; Bernard, E. (1997). Nucleosíntesis y evolución química de las galaxias . Cambridge University Press. p. 392. Bibcode :1997nceg.book.....P. ISBN 978-0-521-55061-1.
62. 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". The Astrophysical Journal . 738 (1): 27. arXiv : 1106.1660 . Bibcode :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.
• Heger, A.; Woosley, SE (2002). "La firma nucleosintética de la población III". Revista Astrofísica . 567 (1): 532–543. arXiv : astro-ph/0107037 . Código Bib : 2002ApJ...567..532H. doi :10.1086/338487. S2CID  16050642.

Lectura adicional

• Kuhn, Karl F.; Koupelis, Theo (2004). Quest of the Universe (Cuarta edición). Canadá: Jones y Bartlett. pág. 593. 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.