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Publication

The Pristine Survey - VIII. The metallicity distribution function of the Milky Way halo down to the extremely metal-poor regime

Pascale Jablonka, Carmela Lardo
2020
Journal Articles

Résumé

The Pristine survey uses narrow-band photometry to derive precise metallicities down to the extremely metal-poor regime ([Fe/H]

Source officielle

https://infoscience.epfl.ch/entities/publication/cfe0fa74-3fc3-4c2e-be0d-d25c3235789b

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Pascale Jablonka, Carmela Lardo
2020
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Résumé

The Pristine survey uses narrow-band photometry to derive precise metallicities down to the extremely metal-poor regime ([Fe/H]

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https://infoscience.epfl.ch/entities/publication/cfe0fa74-3fc3-4c2e-be0d-d25c3235789b

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Proximité ontologique

Astronomie

Astrophysique: Étoile

Concepts associés (23)

Métallicité

En astrophysique, la métallicité d'un objet astronomique est la fraction de sa masse qui n'est pas constituée d'hydrogène ou d'hélium. La métallicité quantifie l'importance des processus nucléosynthétiques dans l'origine de la matière constituant l'objet considéré (étoile, milieu interstellaire, galaxie, quasar). L'indice de métallicité (souvent appelé simplement métallicité), [M/H] ou [Fe/H], véhicule sensiblement la même information sous une autre forme.

Amas globulaire

En astronomie, un amas globulaire est un amas stellaire très dense, contenant typiquement une centaine de milliers d'étoiles distribuées dans une sphère dont la taille varie d'une vingtaine à quelques centaines d'années-lumière. Leur densité est ainsi nettement plus élevée que celle des amas ouverts. Les étoiles de ces amas sont généralement des géantes rouges. On compte globulaires dans notre galaxie, la Voie lactée. Mais il en existe sans doute d'autres, qui restent indétectables parce que masqués par le disque galactique.

Population stellaire

vignette|Distribution des populations stellaires dans la voie lactée. Les étoiles de notre galaxie furent classées en deux populations stellaires, dites « Population I » et « Population II » par Walter Baade en 1944. Le critère de classification était la largeur des raies spectrales des étoiles de la partie centrale des galaxies (Population I) comparée à celle des étoiles du bord des galaxies (raies plus fines), la Population II. Il faut attendre les années 1950 pour que cette dichotomie soit reliée à l'abondance chimique de surface des étoiles.

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