المعدنية

📅 آخر تحديث: ٢٤ يوليو ٢٠٢٦
✍️ نُشر في: ٢٤ يوليو ٢٠٢٦
📷 يحتوي على 28 صور
الموسوعة الحرة
العنقود الكروي M80 . النجوم في العناقيد الكروية هي في الغالب أعضاء أقدم فقيرة بالمعادن من المجموعة الثانية .

في علم الفلك ، تُعرف المعدنية بوفرة العناصر الموجودة في جسم ما والتي تفوق ثقل الهيدروجين والهيليوم . معظم المادة العادية القابلة للكشف حاليًا (أي غير المادة المظلمة ) في الكون هي إما هيدروجين أو هيليوم، ويستخدم علماء الفلك مصطلح " المعادن " كاختصار مناسب لجميع العناصر باستثناء الهيدروجين والهيليوم . يختلف هذا الاستخدام عن التعريف الكيميائي أو الفيزيائي التقليدي للمعدن باعتباره عنصرًا موصلًا للكهرباء. تُسمى النجوم والسدم التي تحتوي على وفرة نسبية من العناصر الأثقل "غنية بالمعادن" في مناقشات المعدنية، على الرغم من أن العديد من هذه العناصر تُصنف في الكيمياء على أنها لا فلزات .

إن وجود العناصر الأثقل ناتج عن عملية التخليق النووي النجمي . تتشكل غالبية العناصر الأثقل من الهيدروجين والهيليوم في الكون في لب النجوم أثناء تطورها. ومع مرور الوقت، تعمل الرياح النجمية والمستعرات العظمى على ترسيب هذه المعادن الثقيلة في البيئة المحيطة، مما يُثري الوسط بين النجوم ويوفر المواد اللازمة لولادة نجوم جديدة. تشكلت الأجيال الأقدم من النجوم في مرحلة مبكرة من الكون كانت فقيرة بالمعادن، ولذلك فهي تتميز بمحتوى معدني أقل من الأجيال الأحدث التي تشكلت في كون أكثر غنىً بالمعادن.

غالبًا ما يُعبّر عن نسبة المعادن في النجوم بدلالة [Fe/H]، والتي تمثل النسبة اللوغاريتمية للحديد إلى الهيدروجين مقارنةً بنسبة الشمس. وهناك عدة أسباب متداخلة وراء اعتماد هذا المقياس كمعيار: أولًا، يزداد وفرة الحديد في المجرة خطيًا تقريبًا مع مرور الوقت عبر أجيال متتالية من التخليق النووي النجمي وإثراء المستعرات العظمى؛ ثانيًا، يتميز الحديد بطيف غني يُنتج مئات خطوط الامتصاص عبر النطاق المرئي، مما يجعل خطوط الحديد بارزة للغاية عند رسم خريطة الطيف الشمسي؛ وأخيرًا، اعتُرف بالحديد كعنصر مرجعي افتراضي في منتصف القرن العشرين نظرًا لدقة قياسه، وتستند معايير اليوم إلى تاريخ من المعايرات التي تركز على الحديد.

المعادن في التحليل الطيفي المبكر

الطيف الشمسي مع خطوط فراونهوفر كما يظهر بصرياً.

في عام 1802، لاحظ ويليام هايد ولاستون [ 1 ] ظهور عدد من الخطوط الداكنة في الطيف الشمسي. [ 2 ] وفي عام 1814، أعاد جوزيف فون فراونهوفر اكتشاف هذه الخطوط بشكل مستقل، وبدأ بدراستها وقياس أطوال موجاتها بشكل منهجي ، وتُعرف الآن باسم خطوط فراونهوفر . وقد رسم خريطة لأكثر من 570 خطًا، مُشيرًا إلى أبرزها بالأحرف من A إلى K، وإلى الخطوط الأضعف بأحرف أخرى. [ 3 ] [ 4 ] [ 5 ]

بعد حوالي 45 عامًا، لاحظ غوستاف كيرشوف وروبرت بنسن [ 6 ] أن العديد من خطوط فراونهوفر تتطابق مع خطوط انبعاث مميزة تم تحديدها في أطياف العناصر الكيميائية المسخنة. [ 7 ] واستنتجا أن الخطوط الداكنة في الطيف الشمسي ناتجة عن امتصاص العناصر الكيميائية في الغلاف الجوي الشمسي. [ 8 ] وقد أجريت ملاحظاتهما [ 9 ] في نطاق الضوء المرئي حيث تنبعث أقوى الخطوط من معادن مثل الصوديوم والبوتاسيوم والحديد. [ 10 ] في الدراسات المبكرة حول التركيب الكيميائي للشمس، كانت العناصر الوحيدة التي تم رصدها في الأطياف هي الهيدروجين ومعادن مختلفة، [ 11 ] : 23-24، حيث كان يُستخدم مصطلح "فلزي" بشكل متكرر عند وصفها. [ 11 ] : الجزء 2. في الاستخدام المعاصر في علم الفلك، تُسمى جميع العناصر الإضافية التي تتجاوز الهيدروجين والهيليوم "فلزية".

أصل العناصر المعدنية

ينتج وجود العناصر الأثقل عن عملية التخليق النووي النجمي، حيث تتشكل غالبية العناصر الأثقل من الهيدروجين والهيليوم في الكون ( المعادن ، فيما يلي) في لب النجوم أثناء تطورها . ومع مرور الوقت، تعمل الرياح النجمية والمستعرات العظمى على ترسيب المعادن في البيئة المحيطة، مما يُثري الوسط بين النجوم ويوفر موادًا لإعادة تدويرها لتكوين نجوم جديدة . وبناءً على ذلك، فإن الأجيال الأقدم من النجوم، التي تشكلت في الكون المبكر الفقير بالمعادن ، تتميز عمومًا بانخفاض نسبة المعادن فيها مقارنةً بالأجيال الأحدث، التي تشكلت في كون أكثر غنىً بالمعادن.

التجمعات النجمية

نجم ريجل من المجموعة الأولى مع سديم انعكاسي IC 2118

أدت التغيرات الملحوظة في الوفرة الكيميائية لأنواع مختلفة من النجوم، استنادًا إلى الخصائص الطيفية التي نُسبت لاحقًا إلى وفرة المعادن، إلى اقتراح عالم الفلك والتر باد في عام 1944 وجود مجموعتين مختلفتين من النجوم . [ 12 ] عُرفت هاتان المجموعتان باسم المجموعة الأولى (الغنية بالمعادن) والمجموعة الثانية (الفقيرة بالمعادن). وفي عام 1978، تم افتراض وجود مجموعة نجمية ثالثة ، هي الأقدم، تُعرف باسم المجموعة الثالثة . [ 13 ] [ 14 ] [ 15 ] يُعتقد أن هذه النجوم "الفقيرة جدًا بالمعادن" (XMP) كانت النجوم "الأولى" التي وُلدت في الكون.

طرق الحساب الشائعة

يستخدم علماء الفلك عدة طرق مختلفة لوصف وتقدير وفرة المعادن، وذلك تبعاً للأدوات المتاحة والجسم المراد دراسته. تشمل بعض هذه الطرق تحديد نسبة الكتلة المنسوبة للغاز مقابل المعادن، أو قياس نسب عدد ذرات عنصرين مختلفين مقارنةً بالنسب الموجودة في الشمس .

الكسر الكتلي

غالباً ما يُعرَّف التركيب النجمي ببساطة بواسطة المعاملات X و Y و Z. حيث يمثل X الكسر الكتلي للهيدروجين ، و Y الكسر الكتلي للهيليوم ، و Z الكسر الكتلي لجميع العناصر الكيميائية المتبقية.

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

في معظم النجوم والسدم ومناطق الهيدروجين المتأين (H II) وغيرها من المصادر  الفلكية، يُعدّ الهيدروجين والهيليوم العنصرين السائدين. ويُعبّر عن نسبة كتلة الهيدروجين عمومًا بالصيغة التالية: X≡محم ،{\displaystyle \ X\equiv {\tfrac {m_{{\ce {H}}}}{M}}\ ,}حيث M هي الكتلة الكلية للنظام، و مح {\displaystyle \ m_{{\ce {H}}}\ }تمثل كتلة الهيدروجين التي يحتويها. وبالمثل، يُرمز إلى الكسر الكتلي للهيليوم بـ Y≡مهوم .{\displaystyle \ Y\equiv {\tfrac {m_{{\ce {He}}}}{M}}~.}أما العناصر المتبقية فتُعرف مجتمعةً باسم "المعادن"، ويتم حساب النسبة الكتلية للمعادن على النحو التالي:

Z=∑هـ>هومهـم=1-X-Y .{\displaystyle Z=\sum _{e>{\ce {He}}}{\tfrac {m_{e}}{M}}=1-XY~.}

لسطح الشمس ( رمز⊙{\displaystyle \odot })، تم قياس هذه المعلمات لتكون لها القيم التالية: [ 16 ]

وصفالقيمة الشمسية [ 16 ]
نسبة كتلة الهيدروجين X⊙=0.7684±0.0035 {\displaystyle \ X_{\odot }=0.7684\pm 0.0035\ }
نسبة كتلة الهيليوم Y⊙=0.2485±0.0034 {\displaystyle \ Y_{\odot}=0.2485\pm 0.0034\ }
نسبة كتلة المعدن Z⊙=0.0165±0.0010{\displaystyle \ Z_{\odot}=0.0165\pm 0.0010}
نسبة المعدن إلى الهيدروجين Z⊙/ X⊙=0.0225±0.0014{\displaystyle \ Z_{\odot }/\ X_{\odot }=0.0225\pm 0.0014}

كانت مشكلة نمذجة الشمس تباينًا مستمرًا بين الملاحظات الزلزالية الشمسية ونماذج باطن الشمس بدءًا من أوائل العقد الأول من القرن الحادي والعشرين. [ 17 ] وقد استندت هذه المشكلة إلى قياس أُجري عام 1998 لنسبة المعادن في الشمس، والتي كانت تقريبًا Z⊙/ X⊙=0.0187±0.0009{\displaystyle \ Z_{\odot }/\ X_{\odot }=0.0187\pm 0.0009}[ 17 ] تم حل المشكلة بتحليل أُجري عام 2022، والذي قام بتحديث نسبة المعادن في الشمس، بما يتوافق بشكل كبير مع القياسات التي أُجريت قبل عام 1998. [ 16 ] [ 18 ]

بسبب تأثيرات تطور النجوم ، فإن التركيب الأولي للشمس وتركيبها الكلي الحالي لا يتطابقان مع تركيب سطحها الحالي. [ 19 ]

نسب الوفرة الكيميائية

يُعرَّف التركيب المعدني الإجمالي للنجم عادةً باستخدام إجمالي محتوى الهيدروجين، نظرًا لأن وفرته تُعتبر ثابتة نسبيًا في الكون، أو باستخدام محتوى الحديد في النجم، الذي تزداد وفرته خطيًا مع مرور الوقت في الكون. [ 20 ] لذا، يُمكن استخدام الحديد كمؤشر زمني لعملية التخليق النووي. يُعد قياس الحديد سهلًا نسبيًا باستخدام الرصد الطيفي في طيف النجم نظرًا لوجود عدد كبير من خطوط الحديد في أطياف النجوم [ 21 ] (على الرغم من أن الأكسجين هو العنصر الثقيل الأكثر وفرة - انظر التركيب المعدني في  مناطق الهيدروجين المتأين أدناه). نسبة الوفرة هي اللوغاريتم العشري لنسبة وفرة الحديد في النجم مقارنةً بوفرة الحديد في الشمس، ويتم حسابها على النحو التالي: [ 22 ]

[Feح] = سجل10⁡(شمالFeشمالح)⋆- سجل10⁡(شمالFeشمالح)⊙ ،{\displaystyle \left[{\frac {{\ce {Fe}}}{{\ce {H}}}}\right]~=~\log _{10}{\left({\frac {N_{{\ce {Fe}}}}{N_{{\ce {H}}}}}\right)_{\star }}-~\log _{10}{\left({\frac {N_{{\ce {Fe}}}}{N_{{\ce {H}}}}}\right)_{\odot }}\ ,}

أين شمالFe {\displaystyle \ N_{{\ce {Fe}}}\ }و شمالح {\displaystyle \ N_{{\ce {H}}}\ }يمثلان عدد ذرات الحديد والهيدروجين لكل وحدة حجم على التوالي،⊙{\displaystyle \odot }هو الرمز القياسي للشمس، و⋆{\displaystyle \star }بالنسبة للنجم (غالبًا ما يتم حذفه أدناه). الوحدة المستخدمة عادةً لقياس المعدنية هي dex ، وهي اختصار لـ "الأس العشري". [ 23 ] وفقًا لهذه الصيغة، فإن النجوم ذات المعدنية الأعلى من الشمس لها لوغاريتم عشري موجب ، بينما تلك التي يهيمن عليها الهيدروجين لها قيمة سالبة مقابلة. على سبيل المثال، النجوم ذات [Feح]⋆ {\displaystyle \ \left[{\tfrac {{\ce {Fe}}}{{\ce {H}}}}\right]_{\star }\ }قيمة +1 تعني أن  نسبة المعادن في الشمس تفوق نسبة المعادن في الشمس بعشرة أضعاف ( 10).+1 )؛ وعلى العكس من ذلك، أولئك الذين لديهم [Feح]⋆ {\displaystyle \ \left[{\tfrac {{\ce {Fe}}}{{\ce {H}}}}\right]_{\star }\ }القيمة -1 لها 1/10 ، بينما تلك التي لها [Feح]⋆ {\displaystyle \ \left[{\tfrac {{\ce {Fe}}}{{\ce {H}}}}\right]_{\star }\ }القيمة 0 لها نفس معدنية الشمس، وهكذا. [ 24 ]

تتميز نجوم الجيل  الأول الشابة بنسب حديد إلى هيدروجين أعلى بكثير من  نجوم الجيل الثاني الأقدم. ويُقدّر أن نجوم الجيل  الثالث البدائية تحتوي على نسبة معدنية أقل من -6 ، أي جزء من مليون من وفرة الحديد في الشمس. [ 25 ] [ 26 ] ويُستخدم الترميز نفسه للتعبير عن الاختلافات في وفرة العناصر الفردية الأخرى مقارنةً بنسبها الشمسية. على سبيل المثال، الترميز [ياFe] {\displaystyle \ \left[{\tfrac {{\ce {O}}}{{\ce {Fe}}}}\right]\ }يمثل هذا الفرق في لوغاريتم وفرة الأكسجين في النجم مقابل محتواه من الحديد مقارنةً بالشمس. وبشكل عام، لا تُغير عملية التخليق النووي النجمي نسب سوى عدد قليل من العناصر أو النظائر، لذا فإن النجم أو عينة الغاز التي تحتوي على نسب معينة من الأكسجين أو الحديد في النجم تُحدث فرقًا ملحوظًا. [؟Fe]⋆ {\displaystyle \ \left[{\tfrac {\ce {?}}{\ce {Fe}}}\right]_{\star }\ }قد تكون القيم مؤشراً على عملية نووية مرتبطة بها ومدروسة.

ألوان ضوئية

يستطيع علماء الفلك تقدير نسبة المعادن في النجوم من خلال أنظمة مُقاسة ومعايرة تربط بين القياسات الضوئية والقياسات الطيفية (انظر أيضًا: قياس الطيف الضوئي ). على سبيل المثال، يمكن استخدام مرشحات جونسون للأشعة فوق البنفسجية (UVB) للكشف عن زيادة الأشعة فوق البنفسجية في النجوم، [ 27 ] حيث تشير الزيادة الأقل في الأشعة فوق البنفسجية إلى وجود كمية أكبر من المعادن التي تمتص الأشعة فوق البنفسجية، مما يجعل النجم يبدو "أكثر احمرارًا". [ 28 ] [ 29 ] [ 30 ] تُعرَّف الزيادة في الأشعة فوق البنفسجية، δ (U−B)، بأنها الفرق بين سطوع  نطاقي U وB للنجم ، مقارنةً بالفرق بين سطوع نطاقي U وB للنجوم الغنية بالمعادن في عنقود الثريا . [ 31 ] لسوء الحظ، يتأثر δ (U−B) بكلٍ من وفرة المعادن ودرجة الحرارة : فإذا كان نجمان متساويين في وفرة المعادن، ولكن أحدهما أبرد من الآخر، فمن المرجح أن يكون لهما قيم δ (U−B) مختلفة [ 31 ] (انظر أيضًا تأثير التغطية [ 32 ] [ 33 ] ). وللمساعدة في التخفيف من هذا التداخل، يمكن استخدام مؤشر اللون B−V للنجم كمؤشر لدرجة الحرارة. علاوة على ذلك، يمكن تصحيح فائض الأشعة فوق البنفسجية ومؤشر B−V لربط قيمة δ (U−B) بوفرة الحديد. [ 34 ] [ 35 ] [ 36 ]    

تشمل الأنظمة الضوئية الأخرى التي يمكن استخدامها لتحديد نسبة المعادن في بعض الأجرام الفلكية نظام سترومغرين، [ 37 ] [ 38 ] ونظام جنيف، [ 39 ] [ 40 ] ونظام واشنطن، [ 41 ] [ 42 ] ونظام DDO. [ 43 ] [ 44 ]

التركيب المعدني في مختلف الأجرام الفلكية

النجوم

عند كتلة وعمر محددين، يكون النجم الفقير بالمعادن أكثر دفئًا بقليل. تتراوح نسبة المعادن في نجوم المجموعة الثانية تقريبًا بين 1/1000 و 1 / 10 من نسبة المعادن في الشمس .( [Feح] =-3.0 ... -1.0 ) ،{\displaystyle \left(\ \left[{\tfrac {{\ce {Fe}}}{{\ce {H}}}}\right]\ ={-3.0}\ ...\ {-1.0}\ \right)\ ,} لكن هذه المجموعة تبدو أبرد من المجموعة الأولى  عمومًا، إذ أن نجوم المجموعة الثانية الثقيلة قد ماتت منذ زمن بعيد. عند تجاوز كتلة الشمس 40 ضعفًا ، تؤثر نسبة المعادن على كيفية موت النجم: فخارج نطاق عدم استقرار الأزواج ، تنهار النجوم ذات نسبة المعادن المنخفضة مباشرةً لتشكل ثقبًا أسود، بينما تخضع النجوم ذات نسبة المعادن العالية لانفجار مستعر أعظم من النوع Ib/c وقد تُخلّف نجمًا نيوترونيًا .  

العلاقة بين معدنية النجوم والكواكب

يُعد قياس نسبة المعادن في النجم أحد المعايير التي تُساعد في تحديد ما إذا كان النجم يمتلك كوكبًا عملاقًا ، نظرًا لوجود ارتباط مباشر بين نسبة المعادن ووجود كوكب عملاق. وقد أثبتت القياسات وجود صلة بين نسبة المعادن في النجم والكواكب الغازية العملاقة ، مثل المشتري وزحل . فكلما زادت نسبة المعادن في النجم، وبالتالي في نظامه الكوكبي وقرصه الكوكبي الأولي ، زادت احتمالية وجود كواكب غازية عملاقة في هذا النظام. تُشير النماذج الحالية إلى أن نسبة المعادن، إلى جانب درجة حرارة النظام الكوكبي المناسبة والمسافة من النجم، عوامل أساسية في تكوين الكواكب والكويكبات . بالنسبة لنجمين لهما نفس العمر والكتلة ولكن بنسبة معادن مختلفة، يكون النجم الأقل معادنًا أكثر زرقة . ومن بين النجوم ذات اللون نفسه، تُصدر النجوم الأقل معادنًا إشعاعًا فوق بنفسجيًا أكثر. وتُستخدم الشمس، بثمانية كواكب وتسعة كواكب قزمة متفق عليها ، كمرجع. [Feح] {\displaystyle \ \left[{\tfrac {{\ce {Fe}}}{{\ce {H}}}}\right]\ }[ 45 ] [ 46 ] [ 47 ] [ 48 ] [ 49 ]​

 مناطق H II

تُصدر النجوم الشابة الضخمة والساخنة (عادةً من النوعين الطيفيين O و B ) في مناطق الهيدروجين المتأين (H II)  فوتونات فوق بنفسجية تُؤيّن ذرات الهيدروجين في حالتها الأرضية ، مُحررةً الإلكترونات ؛ تُعرف هذه العملية بالتأين الضوئي . يمكن للإلكترونات الحرة أن تصطدم بذرات أخرى مجاورة، مُثيرةً الإلكترونات المعدنية المرتبطة إلى حالة شبه مستقرة ، والتي تتحلل في النهاية عائدةً إلى حالتها الأرضية، مُصدرةً فوتونات ذات طاقات تُطابق الخطوط المحظورة . من خلال هذه التحولات، طوّر علماء الفلك عدة طرق رصدية لتقدير وفرة المعادن في  مناطق الهيدروجين المتأين، حيث كلما كانت الخطوط المحظورة أقوى في الرصد الطيفي، زادت وفرة المعادن. [ 50 ] [ 51 ] تعتمد هذه الطرق على واحد أو أكثر مما يلي: تنوع الكثافات غير المتماثلة داخل  مناطق الهيدروجين المتأين، ودرجات الحرارة المتفاوتة للنجوم المُضمنة، و/أو كثافة الإلكترونات داخل المنطقة المتأينة. [ 52 ] [ 53 ] [ 54 ] [ 55 ]

نظرياً، لتحديد الوفرة الكلية لعنصر واحد في  منطقة الهيدروجين المتأين (H II)، ينبغي رصد جميع خطوط الانتقال وجمعها. إلا أن هذا قد يكون صعباً من الناحية الرصدية نظراً لاختلاف شدة الخطوط. [ 56 ] [ 57 ] بعض الخطوط المحظورة الأكثر شيوعًا المستخدمة لتحديد وفرة المعادن في  مناطق H II هي من الأكسجين (على سبيل المثال [O II ] λ = (3727، 7318، 7324)  Å، و[O III ] λ = (4363، 4959، 5007)  Å)، والنيتروجين (على سبيل المثال [N II ] λ = (5755، 6548، 6584)  Å)، والكبريت (على سبيل المثال [S II ] λ = (6717، 6731)  Å و[S III ] λ = (6312، 9069، 9531)  Å) في الطيف البصري ، وخطوط [O III ] λ = (52، 88)  μm و[N III ] λ = 57  μm في طيف الأشعة تحت الحمراء . يُعدّ الأكسجين من بين العناصر التي تمتلك خطوطًا طيفية أقوى وأكثر وفرة في  مناطق الهيدروجين المتأين (H II)، مما يجعله هدفًا رئيسيًا لتقدير وفرة المعادن داخل هذه الأجرام. ولحساب وفرة المعادن في  مناطق الهيدروجين المتأين باستخدام قياسات تدفق الأكسجين ، غالبًا ما يستخدم علماء الفلك طريقة R 23 ، والتي

R23= [ يا٢]3727 Å+[ يا3]4959 Å+5007 Å [ حβ]4861 Å ،{\displaystyle R_{23}={\frac {\ \left[\ {\ce {O}}^{{\ce {II}}}\right]_{3727~\mathrm {\AA} }+\left[\ {\ce {O}}^{{\ce {III}}}\right] _ {4959~\mathrm {\AA} +5007~\mathrm {\AA} }\ }{\left[\ {\ce {H}}_ {{\ce {\beta}}}\right]_{4861~\mathrm {\AA} }}}\ ,}

أين [ يا٢]3727 Å+[ يا3]4959 Å+5007 Å {\displaystyle \ \left[\ {\ce {O}}^{{\ce {II}}}\right]_{3727~\mathrm {\AA} }+\left[\ {\ce {O}}^{{\ce {III}}}\right]_{4959~\mathrm {\AA} +5007~\mathrm {\AA} }\ }هي مجموع التدفقات من خطوط انبعاث الأكسجين المقاسة عند أطوال موجية λ = (3727، 4959، و5007)  أنغستروم في الإطار المرجعي، مقسومًا على التدفق من خط انبعاث Hβ لسلسلة بالمر عند طول موجي λ = 4861 أنغستروم في الإطار المرجعي . [ 58 ] هذه النسبة محددة بدقة من خلال النماذج والدراسات الرصدية، [ 59 ] [ 60 ] [ 61 ] ولكن يجب توخي الحذر، لأن هذه النسبة غالبًا ما تكون متداخلة، مما يوفر حلًا لكل من المعدنية المنخفضة والعالية، والتي يمكن تجاوزها بقياسات إضافية للخطوط. [ 62 ] وبالمثل، يمكن استخدام نسب خطوط محظورة قوية أخرى، على سبيل المثال للكبريت، حيث [ 63 ] 

S23= [ S٢]6716 Å+6731 Å+[ S3]9069 Å+9532 Å [ حβ]4861 Å .{\displaystyle S_{23}={\frac {\ \left[\ {\ce {S}}^{{\ce {II}}}\right]_{6716~\mathrm {\AA} +6731~\mathrm {\AA} }+\left[\ {\ce {S}}^{{\ce {III}}}\right]_{9069~\mathrm {\AA} +9532~\mathrm {\AA} }\ }{\left[\ {\ce {H}}_{{\ce {\beta}}}\right]_{4861~\mathrm {\AA} }}}~.}

عادةً ما تكون وفرة المعادن داخل  مناطق الهيدروجين المتأين أقل من 1%، وتتناقص هذه النسبة في المتوسط ​​مع زيادة المسافة من مركز المجرة . [ 56 ] [ 64 ] [ 65 ] [ 66 ] [ 67 ]

معايرة المعدنية عند الانزياح الأحمر العالي

تمت معايرة طرق الخطوط الطيفية القوية المذكورة أعلاه بشكل أساسي على عينات من المجرات ذات الانزياح الأحمر المنخفض. وقد مكّن تلسكوب جيمس ويب الفضائي ( JWST ) ومطيافه للأشعة تحت الحمراء القريبة ( NIRSpec ) من قياس المعدنية الطيفية عند الانزياحات الحمراء z ~ 4-10، والتي تتوافق مع أول ملياري سنة من التسلسل الزمني الكوني. [ 68 ]

تتغير معظم نسب خطوط الانبعاث بشكل كبير مع الانزياح الأحمر. ويعود ذلك إلى زيادة منتظمة في معامل تأين الوسط بين النجوم في المجرات المبكرة. [ 69 ] ولهذا السبب، فإن تطبيق القيم النموذجيةz≈0{\displaystyle z\approx 0}يمكن أن تؤدي المعايرات لأطياف الانزياح الأحمر العالي إلى تحيز تقديرات وفرة الأكسجين نحو الأسفل بما يصل إلى 1 ديسيبل.

رصدت عمليات الرصد العميق باستخدام المسح المتقدم العميق للمجرات الخارجية (JADES) التابع لتلسكوب جيمس ويب الفضائي المجرات ذات قيم الانزياح الأحمر z بين 3 و10، بما في ذلك الأنظمة منخفضة الكتلة (سجل⁡( م⋆/ م⊙)≲8){\displaystyle \log(\ M_{\star }/\ M_{\odot })\lesssim 8)}والتي كانت غير قابلة للملاحظة من المنشآت الأرضية. [ 70 ]

انظر أيضاً

مراجع

  1. ↑ ميلفين سي. أوسلمان: ويليام هايد ولاستون، موسوعة بريتانيكا، تم الاطلاع عليها في 31 مارس 2013
  2. ↑ ويليام هايد وولاستون (1802) "طريقة لفحص قوى الانكسار والتشتت، عن طريق الانعكاس المنشوري"، المعاملات الفلسفية للجمعية الملكية ، 92 : 365-380؛ انظر على وجه الخصوص الصفحة 378.
  3. ↑ هيرنشاو، ج. ب. (1986). تحليل ضوء النجوم . كامبريدج: مطبعة جامعة كامبريدج . ص  27. ISBN 978-0-521-39916-6.
  4. ↑ جوزيف فراونهوفر (1814 - 1815) " Bestimmung des Brechungs- und des Farben-Zerstreuungs - Vermögens verschiedener Glasarten, in Bezug auf die Vervollkommnung achromatischer Fernröhre" (تحديد قوة الانكسار وتشتيت الألوان لأنواع مختلفة من الزجاج، فيما يتعلق بتحسين اللوني التلسكوبات)، Denkschriften der Königlichen Akademie der Wissenschaften zu München (مذكرات الأكاديمية الملكية للعلوم في ميونيخ)، 5 : 193–226؛ انظر بشكل خاص الصفحات 202-205 واللوحة التالية صفحة 226.
  5. ↑ جينكينز، فرانسيس أ.؛ وايت ، هارفي إي. (1981). أساسيات البصريات ( الطبعة الرابعة). ماكجرو هيل . ص 18. ISBN   978-0-07-256191-3.
  6. ↑ انظر:
    • غوستاف كيرشوف (1859) "Ueber die Fraunhofer'schen Linien" (على غرار فراونهوفر)، Monatsbericht der Königlichen Preussische Akademie der Wissenschaften zu Berlin (التقرير الشهري للأكاديمية الملكية البروسية للعلوم في برلين)، 662-665.
    • غوستاف كيرشوف (1859) "Ueber das Sonnenspektrum" (على طيف الشمس)، Verhandlungen des naturhistorisch-medizinischen Vereins zu Heidelberg (وقائع التاريخ الطبيعي / الجمعية الطبية في هايدلبرغ)، 1 (7)  : 251-255.
  7. ^ ج. كيرشوف (1860). "Ueber die Fraunhofer'schen Linien" . أنالين دير فيزيك . 185 (1): 148– 150. بيب كود : 1860AnP...185..148K . دوى : 10.1002/andp.18601850115 .
  8. ^ ج. كيرشوف (1860). "Ueber das Verhältniss zwischen dem Emissionsvermögen und dem Absorptionsvermögen der Körper für Wärme und Licht " [ في العلاقة بين القوة الانبعاثية والقوة الامتصاصية للأجسام تجاه الحرارة والضوء ] . أنالين دير فيزيك . 185 (2): 275– 301. بيب كود : 1860AnP...185..275K . دوى : 10.1002/andp.18601850205 .
  9. ↑ "كيرشوف وبونسن حول التحليل الطيفي" . www.chemteam.info . تاريخ الاسترجاع: 2024-07-02 .
  10. ↑ "تحليل الطيف وتطبيقاته على المواد الأرضية والتركيب الفيزيائي للأجرام السماوية : شرح مبسط / بقلم هـ. شيلين ..." هاثي تراست . 1872. hdl : 2027/hvd.hn3317 . تاريخ الاسترجاع: 2024-07-02 . 
  11. 1 2 ميدوز، أ. ج. (آرثر جاك) (1970). فيزياء الشمس المبكرة . أرشيف الإنترنت. أكسفورد، نيويورك، مطبعة بيرغامون. ISBN 978-0-08-006653-0.
  12. ↑ بادي، والتر (1944). "دقة مسييه 32، إن جي سي 205، والمنطقة المركزية لسديم أندروميدا" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 100 : 121-146 . Bibcode : 1944ApJ...100..137B . doi : 10.1086/144650 .  
  13. ↑ ريس، إم جيه (1978). "أصل إشعاع الخلفية الميكروي قبل المجرة". مجلة نيتشر . 275 (5675): 35-37 . Bibcode : 1978Natur.275...35R . doi : 10.1038/275035a0 . S2CID 121250998 . 
  14. ↑ وايت، إس دي إم؛ ريس، إم جيه (1978). "تكثف النواة في الهالات الثقيلة - نظرية ثنائية المراحل لتكوين المجرات وتكتلها" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 183 (3): 341-358 . Bibcode : 1978MNRAS.183..341W . doi : 10.1093/mnras/183.3.341 .
  15. ↑ بوجيه، جيه إل؛ هيفيرتس، جيه. (1980). " نجوم المجموعة الثالثة وشكل إشعاع الجسم الأسود الكوني". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 83 (3): L10– L12. Bibcode : 1980A & A....83L..10P . 
  16. 1 2 3 ماج، إيكاترينا؛ بيرجمان، ماريا. سيرينيلي، ألدو؛ باتيستا، مانويل؛ بليز، برتراند؛ هايتر، أولريكي؛ جربر، جيفري م. لودفيج، هانز غونتر؛ باسو، سارباني؛ فيرغسون، جايسون دبليو؛ جاليجو، هيلينا كارفاخال؛ قمرات، سيباستيان؛ بالميري، باتريك؛ كوينيت ، باسكال (مايو 2022). “القيود الرصدية على أصل العناصر: IV. التكوين القياسي للشمس “. علم الفلك والفيزياء الفلكية . 661 : ج140. أرخايف : 2203.02255 . دوى : 10.1051/0004-6361/202142971 .
  17. 1 2 أسبلوند، م.؛ أمارسي، أ.م.؛ غريفيس، ن. (2021). "التركيب الكيميائي للشمس: رؤية 2020" . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 653 : A141. arXiv : 2105.01661 . Bibcode : 2021A & A...653A.141A . doi : 10.1051/0004-6361/202140445 . ISSN 0004-6361 . 
  18. ^ كارينزا، بيرلوكا. جيانوتي، ماوريتسيو؛ إيسيرن، جوردي؛ ميريزي، أليساندرو؛ سترانيرو ، أوسكار (أبريل 2025). "الفيزياء الفلكية أكسيون" . تقارير الفيزياء . 1117 : 1– 102. دوى : 10.1016/j.physrep.2025.02.002 .
  19. ↑
  20. ↑ هينكل، ناتالي؛ تيمز، فرانك؛ يونغ، باتريك؛ باجانو، مايكل؛ تورنبول، ماغي (سبتمبر 2014). "وفرة العناصر النجمية في الجوار الشمسي: فهرس هيباتيا " . المجلة الفلكية . 148 (3): 33. arXiv : 1405.6719 . Bibcode : 2014AJ....148...54H . doi : 10.1088/0004-6256/148/3/54 . S2CID 119221402 . 
  21. ↑ ويلر، ج. كريج؛ سنيدن، كريستوفر (سبتمبر 1989). "نسب الوفرة كدالة للمعدنية" . المراجعة السنوية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية . 27 (1): 279-349 . Bibcode : 1989ARA & A..27..279W . doi : 10.1146/annurev.aa.27.090189.001431 . ISSN 0066-4146 . 
  22. ↑ ماتيوتشي، فرانشيسكا (2001). التطور الكيميائي للمجرة . مكتبة الفيزياء الفلكية وعلوم الفضاء. المجلد 253. سبرينغر ساينس آند بيزنس ميديا. ص 7. ISBN   978-0-7923-6552-5.
  23. ↑ فينا، دونالد (2002). قاموس الأوزان والمقاييس والوحدات . مطبعة جامعة أكسفورد. رقم ISBN 9780191078989.
  24. ↑ مارتن، جون سي. "ما نتعلمه من المحتوى المعدني للنجم" . تحليل جديد لحركة نجوم RR Lyrae في الجوار الشمسي. جامعة إلينوي، سبرينغفيلد . مؤرشف من الأصل في 9 أكتوبر 2014. تم الاطلاع عليه في 7 سبتمبر 2005 . 
  25. ↑ سوبرال، ديفيد؛ ماثي، جوريت؛ درويش، بهنام؛ شيرر، دانيال؛ موباشر، بهرام؛ روتغيرينغ، هوب جيه إيه؛ وآخرون . (4 يونيو 2015). "دليل على وجود تجمعات نجمية شبيهة بالتجمع النجمي الثالث في أكثر مصادر انبعاث خط لايمان-ألفا سطوعًا في حقبة إعادة التأين: تأكيد طيفي". المجلة الفيزيائية الفلكية . 808 (2): 139. arXiv : 1504.01734 . Bibcode : 2015ApJ...808..139S . doi : 10.1088/0004-637x/808/2/139 . S2CID 18471887 .   
  26. ↑ أوفرباي، دينيس (17 يونيو 2015). "علماء الفلك يُبلغون عن اكتشاف أقدم النجوم التي أثرت الكون" . صحيفة نيويورك تايمز . تاريخ الاسترجاع: 17 يونيو 2015 .
  27. ↑ جونسون، إتش إل؛ مورغان، دبليو دبليو (مايو 1953). "القياس الضوئي النجمي الأساسي لمعايير النوع الطيفي على النظام المنقح لأطلس يركيس الطيفي ". المجلة الفيزيائية الفلكية . 117 : 313. Bibcode : 1953ApJ...117..313J . doi : 10.1086/145697 . ISSN 0004-637X . 
  28. ↑ رومان، نانسي ج. (ديسمبر 1955). "فهرس النجوم عالية السرعة" . سلسلة ملاحق المجلة الفيزيائية الفلكية . 2 : 195. Bibcode : 1955ApJS....2..195R . doi : 10.1086/190021 . ISSN 0067-0049 . 
  29. ^ سانداج، أركنساس ؛ إيجن ، الجريدة الرسمية (1959/06/01). "حول وجود أقزام فرعية في المخطط (MBol, log Te)" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 119 (3): 278– 296. بيب كود : 1959MNRAS.119..278S . دوى : 10.1093/منراس/119.3.278 . ISSN 0035-8711 . 
  30. ↑ والرشتاين، جورج؛ كارلسون، موريس (سبتمبر 1960). "رسالة إلى المحرر: حول فائض الأشعة فوق البنفسجية في الأقزام من النوع G". المجلة الفيزيائية الفلكية . 132 : 276. Bibcode : 1960ApJ...132..276W . doi : 10.1086/146926 . ISSN 0004-637X .  
  31. 1 2 وايلدي، آر إل؛ بوربيدج، إي إم؛ ساندج، إيه آر ؛ بوربيدج، جي آر (يناير 1962). "حول تأثير خطوط فراونهوفر على قياسات u، b، V" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 135 : 94. Bibcode : 1962ApJ...135...94W . doi : 10.1086/147251 . ISSN 0004-637X . 
  32. ↑ شوارتزشيلد، م.؛ سيرل، ل.؛ هوارد، ر. (سبتمبر 1955). "حول ألوان الأقزام الفرعية" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 122 : 353. Bibcode : 1955ApJ...122..353S . doi : 10.1086/146094 . ISSN 0004-637X . 
  33. ↑ كاميرون، إل إم (يونيو 1985). "معدنية ومسافات التجمعات المجرية كما تم تحديدها من بيانات UBV - الجزء الثالث - أعمار وتدرجات وفرة التجمعات المفتوحة". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 147 : 47. Bibcode : 1985A & A...147...47C . ISSN 0004-6361 .  
  34. ↑ ساندج، أ. ر. (ديسمبر 1969). "أقزام فرعية جديدة. الجزء الثاني: السرعات الشعاعية، والقياس الضوئي، والحركات الفضائية الأولية لـ 112 نجمًا ذات حركة ذاتية كبيرة" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 158 : 1115. رمز Bibcode : 1969ApJ...158.1115S . doi : 10.1086/150271 . ISSN 0004-637X .  
  35. ↑ كارني، ب. و. (أكتوبر 1979). "زيادة الأشعة فوق البنفسجية ووفرة المعادن في النجوم شبه القزمة" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 233 : 211. Bibcode : 1979ApJ...233..211C . doi : 10.1086/157383 . ISSN 0004-637X . 
  36. ↑ ليرد، جون ب.؛ كارني، بروس و.؛ لاثام، ديفيد و. (يونيو 1988). "دراسة استقصائية للنجوم ذات الحركة الذاتية. الجزء الثالث - الاحمرار، والمسافات، والفلزية". المجلة الفلكية . 95 : 1843. رمز Bibcode : 1988AJ.....95.1843L . doi : 10.1086/114782 . ISSN 0004-6256 . 
  37. ↑ سترومغرين، بنغت (1963). "أساليب التصنيف الكمي". في ستراند، كاج آغي (محرر). البيانات الفلكية الأساسية: النجوم والأنظمة النجمية (الطبعة الأصلية (أعيد إصدارها عام 1968) ). شيكاغو، إلينوي: مطبعة جامعة شيكاغو. ص 123. رمز Bibcode : 1963bad..book..123S .  
    • طبعة معاد طباعتها عام 1980: OCLC 7047642 ، ISBN  0-2264-5964-0
    • طبعة معاد طباعتها عام 1988: رقم ISBN 978-2-2645-9640-6
  38. ↑ كروفورد، إل دي (1966). "القياس الضوئي الكهروضوئي لخط هيدروجين بيتا والأشعة فوق البنفسجية بي واي". التصنيف الطيفي والقياس الضوئي متعدد الألوان . 24 : 170. رمز Bibcode : 1966IAUS...24..170C .
  39. ↑ كريمر، ن.؛ مايدر، أ. (أكتوبر 1979). "تحديد اللمعان ودرجة الحرارة الفعالة للنجوم من النوع B". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 78 : 305. رمز Bibcode : 1979A & A....78..305C . ISSN 0004-6361 . 
  40. ↑ كوبي، د.؛ نورث، ب. (نوفمبر 1990). "معايرة جديدة لقياسات جنيف الضوئية بدلالة درجة الحرارة، لوغاريتم التسارع السطحي، (Fe/H)، والكتلة لنجوم التسلسل الرئيسي من النوع A4 إلى G5". سلسلة ملحقات علم الفلك والفيزياء الفلكية . 85 : 999. رمز Bibcode : 1990A & AS...85..999K . ISSN 0365-0138 .  
  41. ↑ جيسلر، د. (1986). "معايرات الوفرة التجريبية لقياسات واشنطن الضوئية للعمالقة من المجموعة الثانية" . منشورات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ . 98 (606): 762. Bibcode : 1986PASP...98..762G . doi : 10.1086/131822 . ISSN 1538-3873 .  
  42. ↑ جيسلر، دوغ؛ كلاريا، خوان جيه؛ مينيتي، دانتي (نوفمبر 1991). "معايرة محسّنة لوفرة المعادن لنظام واشنطن". المجلة الفلكية . 102 : 1836. Bibcode : 1991AJ....102.1836G . doi : 10.1086/116008 . ISSN 0004-6256 . 
  43. ↑ كلاريا، خوان ج.؛ بياتي، أندريس إي.؛ لاباسيت، إميليو (مايو 1994). "معايرة منقحة لدرجة الحرارة الفعالة لنظام القياس الضوئي DDO" . منشورات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ . 106 : 436. Bibcode : 1994PASP..106..436C . doi : 10.1086/133398 . ISSN 0004-6280 . 
  44. ↑ جيمس، ك. أ. (مايو 1975). "قوة السيانوجين، واللمعان، وحركة النجوم العملاقة من النوع K" . سلسلة ملاحق المجلة الفيزيائية الفلكية . 29 : 161. Bibcode : 1975ApJS...29..161J . doi : 10.1086/190339 . ISSN 0067-0049 .  
  45. ↑ وانغ، جي. "العلاقة بين المعادن والكواكب - الأغنياء يزدادون غنىً" . معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا . مؤرشف من الأصل بتاريخ 13 يوليو 2017. تم الاطلاع عليه بتاريخ 28 سبتمبر 2016 .
  46. ↑ فيشر، ديبرا أ.؛ فالنتي، جيف (2005). "العلاقة بين نسبة المعادن في الكواكب" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 622 (2): 1102. Bibcode : 2005ApJ...622.1102F . doi : 10.1086/428383 .
  47. ↑ وانغ، جي؛ فيشر، ديبرا أ. (2013). "الكشف عن علاقة عالمية بين نسبة المعادن في الكواكب ذات الأحجام المختلفة حول النجوم الشبيهة بالشمس". المجلة الفلكية . 149 (1): 14. arXiv : 1310.7830 . Bibcode : 2015AJ....149...14W . doi : 10.1088/0004-6256/149/1/14 . S2CID 118415186 . 
  48. ↑ ساندرز، راي (9 أبريل 2012). "عندما تُحفّز معدنية النجوم تكوين الكواكب" . مجلة علم الأحياء الفلكي . مؤرشف من الأصل في 7 مايو 2021.
  49. ↑ هيل، فانيسا؛ فرانسوا، باتريك؛ بريماس، فرانشيسكا (محررون). " مشكلة النجوم من النوع G". من الليثيوم إلى اليورانيوم: المؤشرات العنصرية للتطور الكوني المبكر . ندوة الاتحاد الفلكي الدولي 228. وقائع ندوات ومحاضرات الاتحاد الفلكي الدولي . المجلد 228. الصفحات 509-511 .    
    أرقام صفحات المقال المفقود مضمنة في:
    أريموتو، ن. (23-27 مايو 2005). "ربط الهالة بمحيطها". في: هيل، فانيسا؛ فرانسوا، باتريك؛ بريماس، فرانشيسكا (محررون). من الليثيوم إلى اليورانيوم: المؤشرات العنصرية للتطور الكوني المبكر . ندوة الاتحاد الفلكي الدولي  228. وقائع ندوات ومحاضرات الاتحاد الفلكي الدولي  . المجلد 228. باريس، فرنسا: الاتحاد الفلكي الدولي / مطبعة جامعة كامبريدج (نُشر في فبراير 2006). الصفحات 503-512 . رمز Bibcode : 2005IAUS..228..503A . doi : 10.1017/S1743921305006344 . ISBN  978-0-52185199-2.
  50. ↑ كيولي، إل جيه؛ دوبيتا، إم إيه (سبتمبر 2002). "استخدام الخطوط الطيفية القوية لتقدير وفرة العناصر في مناطق الهيدروجين المتأين خارج المجرة ومجرات الانفجار النجمي". سلسلة ملاحق المجلة الفيزيائية الفلكية . 142 (1): 35-52 . arXiv : astro-ph/0206495 . Bibcode : 2002ApJS..142...35K . doi : 10.1086/341326 . ISSN 0067-0049 . S2CID 16655590 .   
  51. ↑ ناغاو، ت.؛ مايولينو، ر.؛ ماركوني، أ. (12 سبتمبر 2006). "تشخيص معدنية الغاز في المجرات المُشكِّلة للنجوم". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 459 (1): 85-101 . arXiv : astro-ph/0603580 . Bibcode : 2006A & A...459...85N . doi : 10.1051/0004-6361:20065216 . ISSN 0004-6361 . S2CID 16220272 .  
  52. ↑ بيمبرت، مانويل (ديسمبر 1967). "تحديد درجة حرارة مناطق الهيدروجين المتأين" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 150 : 825. Bibcode : 1967ApJ...150..825P . doi : 10.1086/149385 . ISSN 0004-637X .  
  53. ↑ باجل، بي إي جيه (1986). "السدم ووفرة العناصر في المجرات" . منشورات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ . 98 (608): 1009. رمز Bibcode : 1986PASP...98.1009P . doi : 10.1086/131863 . ISSN 1538-3873 . S2CID 120467036 .  
  54. ↑ هنري، آر بي سي؛ وورثي، جاي (أغسطس 1999). "توزيع العناصر الثقيلة في المجرات الحلزونية والإهليلجية". منشورات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ . 111 (762): 919-945 . arXiv : astro-ph/9904017 . Bibcode : 1999PASP..111..919H . doi : 10.1086/316403 . ISSN 0004-6280 . S2CID 17106463 .  
  55. ↑ كوبولنيكي، هنري أ.؛ كينيكوت، روبرت س. الابن؛ بيزاغنو، جيمس ل. (أبريل 1999). "حول قياس الوفرة الكيميائية للسدم في المجرات البعيدة باستخدام أطياف خطوط الانبعاث العالمية". المجلة الفيزيائية الفلكية . 514 (2): 544-557 . arXiv : astro-ph/9811006 . Bibcode : 1999ApJ...514..544K . doi : 10.1086/306987 . ISSN 0004-637X . S2CID 14643540 .  
  56. 1 2 غرازينا، ستاسينسكا (2004). "تحديد وفرة العناصر في مناطق الهيدروجين المتأين والسدم الكوكبية". في: إستيبان، سي.؛ غارسيا لوبيز، آر. جيه.؛ هيريرو، أ.؛ سانشيز، إف. (محررون). علم الكيمياء الكونية: بوتقة العناصر . الفيزياء الفلكية المعاصرة في كامبريدج. مطبعة جامعة كامبريدج. ص 115-170 . arXiv : astro-ph/0207500 . Bibcode : 2002astro.ph..7500S .  
  57. ↑ بيمبرت، أنطونيو؛ بيمبرت، مانويل؛ رويز، ماريا تيريزا (ديسمبر 2005). "التركيب الكيميائي لمنطقتين من الهيدروجين المتأين في NGC 6822 بناءً على مطيافية VLT". المجلة الفيزيائية الفلكية . 634 (2): 1056-1066 . arXiv : astro-ph/0507084 . Bibcode : 2005ApJ...634.1056P . doi : 10.1086/444557 . ISSN 0004-637X . S2CID 17086551 .    
  58. ↑ باجل، بي. إي. جيه.؛ إدموندز، إم. جي.؛ بلاكويل، دي. إي.؛ تشون، إم. إس.؛ سميث، جي. (1979-11-01). "حول تكوين مناطق الهيدروجين المتأين في المجرات الجنوبية - الجزء الأول: NGC 300 و1365" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 189 (1): 95-113 . رمز Bibcode : 1979MNRAS.189...95P . doi : 10.1093/mnras/189.1.95 . ISSN 0035-8711 .  
  59. ↑ دوبيتا، ماساتشوستس؛ إيفانز، إنديانا (أغسطس 1986). "نماذج نظرية لمناطق الهيدروجين المتأين. الجزء الثاني - تسلسل وفرة الهيدروجين المتأين خارج المجرة" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 307 : 431. Bibcode : 1986ApJ...307..431D . doi : 10.1086/164432 . ISSN 0004-637X .   
  60. ↑ ماكغاو، ستايسي س. (أكتوبر 1991). " وفرة منطقة الهيدروجين المتأين - نسب خطوط الأكسجين النموذجية" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 380 : 140. Bibcode : 1991ApJ...380..140M . doi : 10.1086/170569 . ISSN 0004-637X .  
  61. ↑ بيليوجين، إل إس (أبريل 2001). "حول تحديد وفرة الأكسجين في مناطق الهيدروجين المتأين" . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 369 (2): 594-604 . arXiv : astro-ph/0101446 . Bibcode : 2001A & A...369..594P . doi : 10.1051/0004-6361:20010079 . ISSN 0004-6361 . S2CID 54527173 .   
  62. ↑ كوبولنيكي، هنري أ.؛ زاريتسكي، دينيس (20 يناير 1999). "الخواص الكيميائية لمجرات خطوط الانبعاث المُشكِّلة للنجوم عند z=0.1–0.5". المجلة الفيزيائية الفلكية . 511 (1): 118–135 . arXiv : astro-ph/9808081 . Bibcode : 1999ApJ...511..118K . doi : 10.1086/306673 . ISSN 0004-637X . S2CID 13094276 .  
  63. ↑ دياز، أ. آي.؛ بيريز-مونتيرو، إ. (11 فبراير 2000). "معايرة تجريبية لوفرة العناصر في السدم بناءً على خطوط انبعاث الكبريت" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 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 .  
  64. ↑ شيفر، ب.أ.؛ ماكجي، ر.إكس.؛ نيوتن، ل.م.؛ دانكس، أ.س.؛ بوتاتش، س.ر. (1983-09-01). "تدرج وفرة المجرات" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 204 (1): 53-112 . رمز Bibcode : 1983MNRAS.204...53S . doi : 10.1093/mnras/204.1.53 . ISSN 0035-8711 . 
  65. ↑ أفلرباخ، أ.؛ تشيرشويل، إ.؛ فيرنر، م. و. (20 مارس 1997). "تدرجات وفرة العناصر المجرية من خطوط البنية الدقيقة بالأشعة تحت الحمراء في مناطق الهيدروجين المتأين المدمجة" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 478 (1): 190-205 . رمز Bibcode : 1997ApJ...478..190A . doi : 10.1086/303771 . ISSN 0004-637X .  
  66. ↑ باجل، ج.؛ برنارد، إ. (1997). التخليق النووي والتطور الكيميائي للمجرات . مطبعة جامعة كامبريدج. ص 392. رمز Bibcode : 1997nceg.book.....P . ISBN  978-0-521-55061-1.
  67. ↑ بالسر، دانا س.؛ رود، روبرت ت.؛ بانيا، ت.م.؛ أندرسون، ل.د. (10 أغسطس/آب 2011). " توزيع معدنية منطقة الهيدروجين المتأين في قرص مجرة ​​درب التبانة". المجلة الفيزيائية الفلكية . 738 (1): 27. arXiv : 1106.1660 . Bibcode : 2011ApJ...738...27B . doi : 10.1088/0004-637X/738/1/27 . ISSN 0004-637X . S2CID 119252119 .   
  68. ^ كورتي، ميركو. ديوجينيو، فرانشيسكو؛ كارنياني، ستيفانو؛ مايولينو، روبرتو؛ ساندلز، ليستر؛ ويتستوك، يوريس؛ بيكر، وليام م؛ بينيت وجيك س. بيوتروفسكا ، جوانا م . تاتشيلا، ساندرو؛ شارلوت، ستيفان؛ ناكاجيما، كيميهيكو؛ ماهيسون، غابرييل؛ مانوتشي، فيليبو؛ أميري، أمير نظام (2022-11-16). "التخصيب الكيميائي في الكون المبكر كما تم استكشافه بواسطة JWST عبر قياسات معدنية مباشرة عند z ∼ 8" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 518 (1): 425-438 . دوى : 10.1093/mnras/stac2737 . اتش دي ال : 2158/1286050 . ISSN 0035-8711 . 
  69. ↑ هيرشمان، ميكايلا؛ شارلوت، ستيفان؛ سومرفيل، راشيل س. (10 أكتوبر 2023). "معايرات معدنية الانزياح الأحمر العالي لأطياف تلسكوب جيمس ويب الفضائي: رؤى من انبعاث الخطوط في المحاكاة الكونية" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 526 (3): 3504-3518 . doi : 10.1093/mnras/stad2745 . ISSN 0035-8711 . 
  70. ↑ كورتي، ميركو؛ مايولينو، روبرتو؛ كورتيس-ليك، إيما؛ شيفالارد، جاكوبو؛ كارنياني، ستيفانو؛ ديوجينيو، فرانشيسكو؛ لوزر، توبياس جيه؛ شولتز، جان؛ شارلوت، ستيفان؛ كاميرون، أليكس؛ أوبلر، هانا؛ ويتستوك، جوريس؛ بويت، كريستيان؛ لاسيتير، إسحاق؛ ساندلز، ليستر (2024). "JADES: رؤى حول الطرف ذي الكتلة المنخفضة من علاقة الكتلة-المعدنية-معدل تكوين النجوم عند 3 < z < 10 من خلال مطيافية JWST/NIRSpec العميقة" . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 684 : A75. arXiv : 2304.08516 . Bibcode : 2024A & A...684A..75C . doi : 10.1051/0004-6361/202346698 . hdl : 11384/143783 . ISSN 0004-6361 . 

للمزيد من القراءة