星形成
↑ プランク衛星の2013年公開の観測結果による。
↑ 細川隆史. “初代星”. 京都大学大学院理学研究科 物理学・宇宙物理学専攻 物理第二分野 天体核研究室. 2013年6月11日時点のオリジナルよりアーカイブ。2014年6月25日閲覧。
↑ 研究当初は原始星は太陽質量の100倍以上になるとの結果が得られたが、後に詳細なシミュレーションで、中心星からの輻射により周囲の星間物質を跳ね飛ばしてしまうためそれほどには大きくならないことがわかったという。
↑ “131億光年かなたの銀河に「星の元祖」が存在か 宇宙史完成は間近”. アストロアーツ (2010年9月24日). 2014年6月24日閲覧。
↑ “豪州研究者らによる「第一世代の星」発見について”. ロシアの声 (2014年2月20日). 2014年2月27日時点のオリジナルよりアーカイブ。2014年6月24日閲覧。
↑ 宇宙の再電離とは、冷えて安定な中性元素となった水素が、星からの高エネルギーを受けて再び電離水素となったことを指し、これが宇宙に最初に星が現れた時期と考えられている。中性水素にライマンα線より短い波長の光があたると、その光をすべて吸収して連続した吸収領域をもったスペクトルとして観測される。電離水素に高エネルギーの光があたっても吸収されない。遠い天体からのスペクトルの観測では、天体から地球までの宇宙空間にわずかに残る中性水素によって吸収され、所々に鋭い吸収線が密集するライマンαの森と呼ばれるスペクトルが観測される。このような機構はガン・ピーターソン効果(英語版)と呼ばれている。