Populacje gwiazdowe

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Skocz do: nawigacja, szukaj

Idea populacji gwiazdowych powstała, gdy odpowiednio dobra zdolność rozdzielcza obserwacji galaktyki M31 pozwoliła Walterowi Baademu w 1944 roku na wyróżnienie w tej galaktyce dwóch odrębnych populacji gwiazd. Dysk galaktyki M31 na diagramie HR przypominał gromady otwarte, natomiast zgrubienie centralne na diagramie Hertzsprunga-Russella przypominało gromady kuliste. Te dwa typy gwiazd zyskały miano gwiazd populacji I i gwiazd populacji II.

Choć w galaktykach istnieją gwiazdy typów pośrednich, to jednak pojęcie populacji gwiazdowych okazało się wygodne, a także bardzo uzasadnione z punktu widzenia ewolucji gwiazd.

Obecnie wyróżniamy trzy zasadnicze populacje gwiazdowe, różniące się rozkładem przestrzennym, wiekiem oraz metalicznością.

Gwiazdy I populacji[edytuj | edytuj kod]

Populacja gwiazd młodych, uformowanych stosunkowo późno - po uformowaniu się galaktyki. Charakteryzują się wysoką zawartością pierwiastków ciężkich (metalicznych). Gwiazdy takie są powszechne w ramionach spiralnych Mlecznej Drogi, występują też w innych galaktykach, w szczególności w obszarach intensywnego formowania gwiazd. Wokół takich gwiazd powinno następować stosunkowo często formowanie się układów planetarnych.

Leżą w ciągu głównym diagramu Hertzsprunga-Russella.

Gwiazdą I populacji jest Słońce.

Gwiazdy II populacji[edytuj | edytuj kod]

Populacja gwiazd starych, o stosunkowo małej metaliczności (podkarły). W Drodze Mlecznej występują przede wszystkim w zgrubieniu centralnym oraz w halo Galaktyki. Wiek takich gwiazd jest niewiele mniejszy od wieku Wszechświata.

Gwiazdy III populacji[edytuj | edytuj kod]

Hipotetyczna populacja najstarszych gwiazd, które mogły powstawać przed uformowaniem się galaktyk. Są to gwiazdy, których pierwotny skład odpowiadał proporcji pierwiastków występujących po pierwotnej nukleosyntezie czyli zerowej metaliczności, tzn. gwiazdy takie zbudowane są wyłącznie z; wodoru, helu, z niewielką zawartością litu.

Zgodnie z wynikami symulacji komputerowych, pierwsze gwiazdy mogły powstać w tzw. halo zimnej ciemnej materii, gdy wiek Wszechświata określony przesunięciem ku czerwieni wynosił około z ~ 20-30. Gwiazdy te mogły mieć masy równe ponad 100 mas Słońca[1]. Gwiazdy populacji III były następnie źródłami silnej emisji promieniowania ultrafioletowego, które mogło spowodować fotodysocjację obłoków neutralnego wodoru i powstrzymać dalsze formowanie się tych gwiazd[2]. Wybuchy supernowych gwiazd populacji III przyczyniły się do wzbogacenia otaczającego ośrodka w pierwiastki ciężkie i umożliwiły proces formowania się gwiazd o mniejszych masach, należących już do populacji II. Promieniowanie gwiazd populacji III odegrało również prawdopodobnie dużą rolę w powtórnej jonizacji materii ośrodka międzygalaktycznego.

Gwiazdy populacji III, jako bardzo masywne, ewoluowały bardzo szybko, a ich czas życia wynosił około miliona lat. Z tego powodu nie obserwuje się ich obecnie w naszej Galaktyce. Najstarszą znaną gwiazdą jest SMSS J031300.36-670839.3, która powstała z materiału z pojedynczego wybuchu supernowej[3]. Prawdopodobnie gwiazda ta powstała podczas okresu przejściowego między epoką gwiazd populacji III i populacji II.

Planowane nowe misje kosmiczne w dalekiej podczerwieni, takie jak Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba, mają pomóc w wyjaśnieniu natury gwiazd populacji III.

Przypisy

  1. Bromm i Larson, 2004, Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics, 42, s.79
  2. Ciardi B., i in., 2000, Astrophysical Journal, 533, 594
  3. Bianca Nogrady: Oldest known star discovered (ang.). abc.net.au, 2014-02-10. [dostęp 2017-08-17].