Populasi bintang

Pada tahun 1944, Walter Baade mengkategorikan kelompok bintang di dalam Bima Sakti menjadi populasi bintang.
Dalam abstrak artikel Baade, ia mengakui bahwa Jan Oort awalnya menggagas klasifikasi jenis ini pada tahun 1926.

Baade mengamati bahwa bintang-bintang yang lebih biru sangat terkait dengan lengan-lengan spiral, dan bintang-bintang kuning mendominasi di dekat tonjolan galaksi pusat dan di dalam gugus bintang bola. Dua divisi utama dianggap sebagai bintang populasiI dan populasiII, dengan divisi hipotetis baru lainnya yang disebut populasiIII ditambahkan pada tahun 1978.

Di antara tipe-tipe populasi, ditemukan perbedaan signifikan pada spektrum bintang yang diamati. Perbedaan ini kemudian terbukti sangat penting dan kemungkinan berkaitan dengan pembentukan bintang, kinematika yang diamati, usia bintang, dan bahkan evolusi galaksi di galaksi spiral dan elips. Ketiga kelas populasi sederhana ini secara efektif membagi bintang berdasarkan komposisi kimianya, atau metalisitas.  Dalam tata nama astrofisika logam mengacu pada semua unsur yang lebih berat daripada helium, termasuk non-logam kimia seperti oksigen.

Menurut definisi, setiap kelompok populasi menunjukkan tren di mana kandungan logam yang lebih rendah menunjukkan usia bintang yang lebih tua. Oleh karena itu, bintang-bintang pertama di alam semesta (kandungan logam yang sangat rendah) dianggap sebagai populasi III, bintang-bintang tua (metalisitas rendah) sebagai populasi II, dan bintang-bintang baru (metalisitas tinggi) sebagai populasi I. Matahari dianggap populasi I, bintang baru dengan metalisitas relatif tinggi sebesar 1,4%.

Perkembangan bintang
Pengamatan spektrum bintang telah mengungkapkan bahwa bintang yang lebih tua dari Matahari memiliki lebih sedikit unsur berat dibandingkan dengan Matahari. Hal ini langsung menunjukkan bahwa metalisitas telah berevolusi melalui generasi bintang melalui proses nukleosintesis bintang.

Pembentukan bintang-bintang pertama
Berdasarkan model kosmologi terkini, semua materi yang tercipta dalam Big Bang sebagian besar adalah hidrogen (75%) dan helium (25%), dengan hanya sebagian kecil yang terdiri dari unsur-unsur ringan lainnya seperti litium dan berilium. Ketika alam semesta telah cukup mendingin, bintang-bintang pertama lahir sebagai bintang populasi III, tanpa terkontaminasi logam berat. Hal ini diduga memengaruhi struktur mereka sehingga massa bintang mereka menjadi ratusan kali lebih besar daripada massa Matahari. Pada gilirannya, bintang-bintang masif ini juga berevolusi dengan sangat cepat, dan proses nukleosintesisnya menciptakan 26 unsur pertama (hingga besi dalam tabel periodik).

Referensi


Kategori:Astronomi bintang