Populasi bintang

Pada tahun 1944, Walter Baade mengkategorikan kumpulan bintang dalam Bima Sakti ke dalam populasi bintang (). Dalam abstrak artikel oleh Baade, beliau mengakui bahawa Jan Oort yang pada asalnya mengasaskan jenis pengelasan ini pada tahun 1926.

Baade memerhatikan bahawa bintang yang lebih biru sangat dikaitkan dengan lengan lingkaran, dan bintang kuning mendominasi berhampiran bonjolan galaksi tengah dan dalam kelompok bintang globul. Dua bahagian utama ditakrifkan sebagai populasi I dan penduduk II, dengan satu lagi pembahagian hipotetikal yang lebih baru yang dipanggil populasi III ditambah pada tahun 1978.

Antara jenis populasi, perbezaan ketara didapati dengan spektrum bintang yang diperhatikan dalam individu bintang. Ini kemudiannya ditunjukkan sebagai sangat penting dan mungkin berkaitan dengan pembentukan bintang, kinematik yang diperhatikan, umur bintang, dan juga evolusi galaksi dalam kedua-dua galaksi lingkaran dan elips. Ketiga-tiga kelas populasi mudah ini membahagikan bintang mengikut komposisi kimia atau kelogamannya.

Mengikut takrifan, setiap kumpulan populasi menunjukkan trend kandungan logam yang berkurangan adalah menunjukkan peningkatan umur bintang. Oleh itu, bintang pertama di alam semesta (kandungan logam yang sangat rendah) dianggap sebagai populasi III, bintang lama (kelogaman rendah) sebagai populasi II, dan bintang terbaru (kelogaman tinggi) sebagai populasi I. Matahari dianggap sebagai populasi I, bintang baru dengan kelogaman 1.4% yang agak tinggi. Ambil perhatian bahawa tatanama astrofizik menganggap mana-mana unsur yang lebih berat daripada helium sebagai "logam", termasuk bahan kimia yang bukan logam seperti oksigen.

 Perkembangan bintang 
Pemerhatian spektrum bintang telah mendedahkan bahawa bintang yang lebih tua daripada Matahari mempunyai unsur berat yang lebih sedikit berbanding dengan Matahari. Ini serta-merta menunjukkan bahawa kelogaman telah berkembang melalui generasi-generasi bintang melalui proses nukleosintesis bintang.

 Pembentukan bintang pertama 
Di bawah model kosmologi semasa, semua jirim yang dicipta dalam Letupan Besar kebanyakannya hidrogen (75%) dan helium (25%), dengan hanya pecahan yang sangat kecil yang terdiri daripada unsur cahaya lain seperti litium dan berilium. Apabila alam semesta telah cukup sejuk, bintang pertama dilahirkan sebagai populasi Bintang III, tanpa sebarang logam berat yang mencemarkan. Ini diandaikan telah menjejaskan struktur mereka sehingga jisim bintang mereka menjadi ratusan kali lebih besar daripada Matahari. Sebaliknya, bintang besar ini juga berkembang dengan sangat cepat, dan proses nukleosintetik mereka mencipta 26 unsur yang pertama (sehingga besi dalam jadual berkala).

Banyak model bintang teori menunjukkan bahawa kebanyakan bintang populasi III berjisim tinggi dengan cepat menghabiskan bahan api mereka dan berkemungkinan meletup dalam supernova ketidakstabilan pasangan yang sangat bertenaga. Letupan tersebut akan menyebarkan bahannya secara menyeluruh, mengeluarkan logam ke dalam medium antara bintang (ISM), untuk digabungkan ke dalam generasi bintang yang terkemudian. Pemusnahan mereka menunjukkan bahawa tiada bintang galaksi populasi III berjisim tinggi yang dapat dicerap. Walau bagaimanapun, sesetengah bintang populasi III mungkin dilihat dalam galaksi anjakan merah tinggi yang cahayanya berasal semasa sejarah alam semesta yang lebih awal. Para saintis telah menemui bukti bintang ultra miskin logam yang sangat kecil, sedikit kecil daripada Matahari, ditemui dalam sistem binari lengan lingkaran di Bima Sakti. Penemuan ini membuka kemungkinan untuk memerhatikan bintang yang lebih tua.

Bintang yang terlalu besar untuk menghasilkan supernova ketidakstabilan pasangan berkemungkinan besar akan runtuh ke dalam lubang hitam melalui proses yang dikenali sebagai fotopenyepaian. Di sini beberapa jirim mungkin telah terlepas semasa proses ini dalam bentuk jet relativistik, dan ini boleh mengedarkan logam pertama ke alam semesta.

 Pembentukan bintang dicerap 
Bintang tertua yang diperhatikan setakat ini, dikenali sebagai populasi II, mempunyai logam yang sangat rendah; apabila generasi bintang seterusnya dilahirkan, mereka menjadi lebih kaya dengan logam, kerana awan gas dari mana ia terbentuk menerima debu yang diperkaya logam yang dihasilkan oleh generasi sebelumnya daripada bintang populasi III.

Apabila bintang populasi II tersebut mati, mereka mengembalikan bahan yang telah diperkaya logamnya ke medium antara bintang melalui nebula planet dan supernova, memperkaya lagi nebula tersebut, yang daripadanya akan terbentuk bintang yang lebih baru. Bintang termuda ini, termasuk Matahari, mempunyai kandungan logam tertinggi, dan dikenali sebagai bintang populasi I.

 Pengelasan kimia oleh Baade 

 Bintang populasi I 
kiri|thumb| Populasi I membintangi Rigel dengan nebula pantulan IC 2118
Populasi I, atau bintang yang kaya dengan logam, ialah bintang muda dengan kemetalan tertinggi daripada ketiga-tiga populasi dan lebih biasa ditemui dalam lengan lingkaran galaksi Bima Sakti. Matahari adalah contoh bintang yang kaya dengan logam dan dianggap sebagai bintang populasi I pertengahan , manakala  Arae seperti matahari lebih kaya dengan logam.

Bintang populasi I biasanya mempunyai orbit elips tetap di Pusat Galaksi, dengan halaju relatif rendah. Sebelum ini telah dihipotesiskan bahawa kelogaman tinggi bintang populasi I menjadikan mereka lebih berkemungkinan memiliki sistem planet berbanding dua populasi yang lain, kerana planet, terutamanya planet bumian, dianggap terbentuk oleh tokokan logam. Walau bagaimanapun, pemerhatian terhadap data Teleskop Angkasa Kepler telah menemui planet yang lebih kecil di sekeliling bintang dengan suatu julat kelogaman, manakala hanya planet gergasi gas berpotensi yang lebih besar tertumpu di sekitar bintang dengan kelogaman yang agak tinggi – satu penemuan yang mempunyai implikasi kepada teori pembentukan gergasi gas. Antara bintang populasi I pertengahan dan populasi II datangnya populasi cakera pertengahan.

 Bintang populasi II 
kiri|thumb| Profil skematik Bima Sakti. Bintang populasi II muncul dalam bonjolan galaksi dan dalam kelompok globul.
kiri|thumb| Tanggapan artis ini menunjukkan lapangan bintang populasi III kerana mereka muncul hanya 100 juta tahun selepas Letupan Besar.
Bintang populasi II, atau miskin logam, ialah bintang yang mempunyai sedikit unsur lebih berat daripada helium. Objek-objek ini telah terbentuk pada masa awal alam semesta. Bintang populasi II pertengahan adalah biasa dalam bonjolan berhampiran pusat Bima Sakti, manakala populasi Bintang II yang terdapat dalam halo galaksi adalah lebih tua dan dengan itu lebih kekurangan logam. Kelompok globul juga mengandungi bilangan bintang populasi II yang tinggi.

Satu ciri bintang populasi II ialah walaupun kemetalan keseluruhannya lebih rendah, mereka selalunya mempunyai nisbah " unsur alfa " yang lebih tinggi (unsur yang dihasilkan oleh proses alfa, seperti oksigen dan neon) berbanding dengan besi (Fe) berbanding dengan bintang populasi I; teori semasa mencadangkan bahawa ini adalah hasil daripada supernova jenis II yang menjadi penyumbang yang lebih penting kepada medium antara bintang pada masa pembentukannya, manakala pengayaan logam supernova jenis Ia datang pada peringkat kemudian dalam perkembangan alam semesta.

Para saintis telah menyasarkan bintang tertua ini dalam beberapa tinjauan berbeza, termasuk tinjauan objektif-prisma HK Timothy C. Beers et al. dan tinjauan Hamburg- ESO Norbert Christlieb et al., pada asalnya bermula untuk kuasar malap. Setakat ini, mereka telah menemui dan mengkaji secara terperinci tentang sepuluh bintang ultra-metal-miskin (UMP) (seperti Bintang Sneden, Bintang Cayrel, BD +17° 3248) dan tiga daripada bintang tertua yang diketahui setakat ini: HE 0107-5240, HE 1327-2326 dan HE 1523-0901. Bintang Caffau dikenal pasti sebagai bintang paling miskin logam apabila ditemui pada 2012 menggunakan data Sloan Digital Sky Survey. Namun, pada bulan Februari 2014 penemuan bintang logam yang lebih rendah telah diumumkan, SMSS J031300.36-670839.3 terletak dengan bantuan data tinjauan astronomi SkyMapper. Kurang melampau dalam kekurangan logam mereka, tetapi lebih dekat dan lebih cerah, lalu lebih dikenali, ialah HD 122563 (gergasi merah) dan HD 140283 (subgergasi).

 Bintang populasi III 
kiri|thumb| Kemungkinan cahaya bintang populasi III yang digambarkan oleh Teleskop Angkasa Spitzer NASA
Bintang populasi III ialah populasi hipotesis bintang yang sangat besar, berkilau dan panas dengan hampir tiada "logam", kecuali mungkin untuk mencampurkan pancutan daripada supernova populasi III awal yang berdekatan. Istilah ini mula diperkenalkan oleh Neville J. Woolf pada tahun 1965. Bintang sebegini berkemungkinan wujud di alam semesta yang sangat awal (iaitu, pada anjakan merah yang tinggi) dan mungkin telah memulakan penghasilan unsur kimia yang lebih berat daripada hidrogen, yang diperlukan untuk pembentukan planet dan kehidupan kemudiannya seperti yang kita ketahui.

Kewujudan bintang populasi III disimpulkan daripada kosmologi fizikal, tetapi mereka masih belum diperhatikan secara langsung. Bukti tidak langsung untuk kewujudan mereka telah ditemui dalam galaksi berlensa graviti di bahagian yang sangat jauh di alam semesta. Kewujudan mereka mungkin menjelaskan fakta bahawa unsur-unsur berat – yang tidak mungkin dicipta dalam Letupan Besar – diperhatikan dalam spektrum pancaran kuasar. Mereka juga dianggap sebagai komponen galaksi biru samar. Bintang-bintang ini berkemungkinan mencetuskan tempoh pengionan semula alam semesta, peralihan fasa utama gas hidrogen yang membentuk sebahagian besar medium antara bintang. Pemerhatian galaksi UDFy-38135539 mencadangkan bahawa ia mungkin memainkan peranan dalam proses pengionan semula ini. Balai Cerap Selatan Eropah menemui poket terang bintang populasi awal dalam galaksi yang sangat terang Cosmos Redshift 7 dari tempoh pengionan semula sekitar 800 juta tahun selepas Letupan Besar, pada . Selebihnya galaksi mempunyai beberapa bintang populasi II yang lebih merah dan lebih lewat. Beberapa teori berpendapat bahawa terdapat dua generasi bintang populasi III.

kiri|thumb| Gambaran artis terhadap bintang pertama, 400 juta tahun selepas Letupan Besar
Teori semasa dibahagikan sama ada bintang pertama sangat besar atau tidak. Satu kemungkinan ialah bintang ini jauh lebih besar daripada bintang semasa: beberapa ratus jisim suria, dan mungkin sehingga 1,000 jisim suria. Bintang sedemikian akan berumur sangat singkat dan hanya bertahan 2–5 juta tahun. Bintang besar sebegitu mungkin wujud kerana kekurangan unsur berat dan keadaan medium antara bintang yang lebih panas daripada Letupan Besar. Sebaliknya, teori yang dicadangkan pada tahun 2009 dan 2011 mencadangkan bahawa kumpulan bintang pertama mungkin terdiri daripada bintang besar yang dikelilingi oleh beberapa bintang yang lebih kecil. Bintang yang lebih kecil, jika mereka kekal dalam kelompok kelahiran mereka, akan mengumpul lebih banyak gas dan tidak dapat bertahan sehingga hari ini, tetapi kajian 2017 menyimpulkan bahawa jika bintang 0.8 jisim suria () atau kurang telah dikeluarkan daripada kelompok kelahirannya sebelum ia terkumpul lebih banyak jisim, ia boleh bertahan sehingga hari ini, mungkin juga wujud dalam galaksi Bima Sakti kita.

Analisis data bintang populasi II dengan logam yang sangat rendah seperti HE 0107-5240, yang dianggap mengandungi logam yang dihasilkan oleh bintang populasi III, mencadangkan bahawa bintang bebas logam ini mempunyai jisim 20~130 jisim suria. Sebaliknya, analisis kelompok globul yang dikaitkan dengan galaksi elips mencadangkan supernova kestabilan pasangan, yang biasanya dikaitkan dengan bintang yang sangat besar, bertanggungjawab untuk komposisi logamnya. Ini juga menjelaskan mengapa tiada bintang berjisim rendah dengan kelogaman sifar diperhatikan, walaupun model telah dibina untuk populasi yang lebih kecil III bintang. Kelompok yang mengandungi kerdil merah sifar logam atau kerdil perang (mungkin dicipta oleh supernova ketidakstabilan pasangan) telah dicadangkan sebagai calon jirim gelap, tetapi carian untuk jenis MACHO ini melalui kanta mikro graviti telah menghasilkan keputusan negatif.

Bintang populasi II dianggap sebagai benih lohong hitam di alam semesta awal tetapi tidak seperti benih lohong hitam berjisim tinggi seperti lohong hitam runtuh langsung, mereka akan menghasilkan benih yang ringan. Jika mereka boleh berkembang menjadi lebih besar daripada jisim yang dijangkakan, maka mereka boleh menjadi kuasi bintang, benih hipotesis lain lubang hitam berat yang akan wujud dalam perkembangan awal Alam Semesta sebelum hidrogen dan helium dicemari oleh unsur yang lebih berat.

Pengesanan populasi Bintang III ialah matlamat Teleskop Angkasa James Webb NASA. Tinjauan spektroskopi baharu, seperti SEGUE atau SDSS-II, mungkin juga mengesan populasi III bintang.

Pada 8 Disember 2022, ahli astronomi melaporkan kemungkinan pengesanan bintang Populasi III.

 Lihat juga 
 Senarai objek astronomi
 Senarai bintang
 Galaksi Peekaboo

 Catatan 

 Rujukan 

 Bacaan lanjut 





Kategori:Astronomi najam
Kategori:Laman-laman dengan terjemahan-terjemahan yang belum disemak