Ѕвездено население

Во 1944 година, Валтер Баде ги категоризирал групите ѕвезди во Млечниот Пат во ѕвездени населенија. Во апстрактот на статијата на Баде, тој признава дека Јан Орт првично го замислил овој вид класификација во 1926 година.
Баде забележал дека посините ѕвезди биле силно поврзани со спиралните краци, а жолтите ѕвезди доминирале во близина на средишната галактичка испакнатост и во збиените ѕвездени јата. Две главни поделби биле дефинирани како население I и население II, со уште една понова, хипотетичка поделба наречена население III додадено во 1978 година.
Помеѓу видовите население, биле пронајдени значајни разлики со нивните поединечни набљудувани ѕвездени спектри. Тие подоцна се покажале како многу важни и веројатно се поврзани со образувањето ѕвезди, набљудуваната кинематика, ѕвездената старост, па дури и еволуцијата на галаксиите и во спиралните и во елиптичните галаксии. Овие три едноставни класи на население, корисно ги поделиле ѕвездите според нивниот хемиски состав или металичност.
По дефиниција, секоја група на население го покажува трендот каде што намалувањето на содржината на метал укажува на зголемување на староста на ѕвездите. Оттука, првите ѕвезди во универзумот (многу ниска содржина на метал) биле сметани за население III, стари ѕвезди (ниска металичност) како население II, и неодамнешните ѕвезди (висока металичност) како население I. Сонцето е сметано за население I, неодамнешна ѕвезда со релативно висока металичност од 1,4%. Треба да биде забележано дека астрофизичката номенклатура смета дека секој елемент потежок од хелиумот е „метал“, вклучувајќи ги хемиските неметали како што е кислородот.
1 Ѕвезден развој
Набљудувањето на ѕвездените спектри открило дека ѕвездите постари од Сонцето имаат помалку тешки елементи во споредба со Сонцето. Ова веднаш навредува дека металичноста еволуирала низ генерациите на ѕвезди преку постапката на ѕвездена нуклеосинтеза.
1.1 Образување на првите ѕвезди
Според сегашните космолошки модели, целата материја создадена во Големата експлозија главно била водород (75%) и хелиум (25%), со само многу мал дел кој се состои од други лесни елементи како што се литиум и берилиум. Кога универзумот доволно се оладил, првите ѕвезди се родиле како ѕвезди од населението II, без никакви контаминирачки потешки метали. Претпоставувано е дека ова влијаело на нивната структура, така што нивната ѕвездена маса станала стотици пати поголема од онаа на Сонцето. За возврат, овие масивни ѕвезди исто така еволуирале многу брзо, а нивните нуклеосинтетички постапки ги создале првите 26 елементи (до железо во периодниот систем).
Многу теоретски ѕвездени модели покажуваат дека повеќето ѕвездите од населението III со голема маса, брзо го исцрпувале горивото и веројатно експлодирале во крајно енергични супернови со нестабилност на парови. Тие експлозии темелно би го распрснале нивниот материјал, исфрлајќи метали во меѓуѕвездениот медиум (МЅМ), за да се вградат во подоцнежните генерации ѕвезди. Нивното уништување наведува дека нема галактички ѕвезди од населението III со висока масa, кои треба да бидат набљудувани. Меѓутоа, дел од ѕвездите од населението III може да бидат видени во галаксии со големо црвено поместување, чија светлина настанала за време на претходната историја на универзумот. Научниците пронашле докази за крајно мала ѕвезда сиромашна со метал, малку помала од Сонцето, пронајдена во двоен систем на спиралните краци на Млечниот Пат. Откритието отвора можност за набљудување на уште постари ѕвезди.
Ѕвездите премногу масивни за да произведат супернови со нестабилност на парови, најверојатно, ќе колабирале во црни дупки преку постапка позната како фотодезинтеграција. Овде некоја материја можеби избегала за време на оваа постапка во облик на релативистички млазови, и тоа би можело да ги шири првите метали во универзумот.
1.2 Образување на набљудуваните ѕвезди
Најстарите ѕвезди забележани досега, познати како население II, имаат многу ниски металичности; како што се раѓале следните генерации ѕвезди, тие станале повеќе збогатени со метал, бидејќи гасовитите облаци од кои биле образувани ја примале прашината богата со метал, произведена од претходните генерации ѕвезди од населението III.
Како тие ѕвезди од населението II умирале, тие го враќале материјалот збогатен со метал во меѓуѕвездената средина преку планетарни маглини и супернови, збогатувајќи ги дополнително маглините, од кои биле образувани поновите ѕвезди. Овие најмлади ѕвезди, вклучувајќи го и Сонцето, имаат најголема содржина на метал и се познати како ѕвезди од населението I.
2 Хемиска класификација според Валтер Баде
2.1 Ѕвезди од населението I
Ѕвездите од населението I се млади ѕвезди со најголема металичност од сите три населенија и почесто се наоѓаат во спиралните краци на галаксијата Млечен Пат. Сонцето е сметано за средна ѕвезда од населението I, додека ѕвездата Му Арае е многу побогат со метали. (Поимот „ѕвезда богата со метал“ е користен за опишување на ѕвезди со значително поголема металичност од Сонцето; повисока отколку што може да биде објаснето со грешка во мерењето.)
Ѕвездите од населението I обично имаат правилни елипсовидни орбити на Галактичкото Средиште, со мала релативна брзина. Претходно било претпоставувано дека високата металичност на ѕвездите од населението I, ги прави поверојатно да поседуваат планетарни системи отколку другите две вида население, бидејќи е сметано дека планетите, особено земјовидните планети, биле создадени од насобирање на метали. Сепак, набљудувањата на податоците од вселенскиот телескоп „Кеплер“ откриле помали планети околу ѕвезди со опсег на металичност, додека само поголемите, потенцијални гасни џинови се концентрирани околу ѕвезди со релативно поголема металност - откритие што има импликации за теориите за создавање гасни џинови. Помеѓу средните ѕвезди од населението I и населението II, доаѓа среден диск на население.
2.2 Ѕвезди од населението II
Ѕвездите од населението II, односно оние кои се сиромашни со метал, се оние со релативно малку елементи потешки од хелиумот. Овие тела биле образувани во поранешно време на универзумот. Средните ѕвезди од населението II, се вообичаени во испакнатините во близина на средиштето на Млечниот Пат, додека ѕвездите од населението II кои се наоѓаат во галактичкиот ореол се постари, а со тоа и повеќе со недостаток на метал. Збиените јата исто така содржат голем број на ѕвезди од населението II.
Особина на ѕвездите од населението II е дека и покрај нивната помала вкупна металичност, тие често имаат поголем сооднос на „алфа елементи“ (елементи произведени од постапката на алфа, како кислород и неон) во однос на железото (Fe) во споредба со ѕвездите од населението I; сегашната теорија наведува дека ова е резултат на суперновите од видот II кои биле поважни придонесувачи за меѓуѕвездениот медиум во времето на нивното образуваање, додека металското збогатување на суперновата од видот Ia, дошло во подоцнежна фаза од развојот на универзумот.
Научниците ги целеле овие најстари ѕвезди во неколку различни истражувања, вклучително и истражувањето на објективната призма на HK на Тимоти К. Бирс и соработниците, и истражувањето на хамбуршката Европска јужна набљудувачница, од Норберт Кристлиб и соработниците, првично започнале за слаби квазари. Досега, тие откриле и подробно проучиле околу десет ѕвезди кои се крајно сиромашни со метал (како што се Снеденовата ѕвезда, Кејреловата ѕвезда, BD +17° 3248) и три од најстарите ѕвезди познати до денес: HE 0107-5240, HE 1327-2326 и HE 1523-0901. Кафауовата ѕвезда била идентификувана како ѕвезда со најсиромашна метал досега кога била пронајдена во 2012 година, користејќи податоци од Истражувањето на Слоуновото дигитално небо. Меѓутоа, во февруари 2014 година, било објавено откривањето на ѕвезда со уште помала металичност, SMSS J031300.36-670839.3 најдена со помош на податоците од астрономските истражувања SkyMapper. Помалку крајни во нивниот недостаток на метал, но поблиски и посветли и оттука подолго познати, се HD 122563 (црвен џин) и HD 140283 (подџин).
2.3 Ѕвезди од населението III
Ѕвездите од населението III се хипотетичко население на крајно масивни, светли и жешки ѕвезди без практично никакви „метали“, освен можеби за мешање на исфрлање од друга блиска, рани супернови од населението III. Поимот првпат бил воведен од Невил Џ. Вулф во 1965 година. Ваквите ѕвезди веројатно постоеле во многу раниот универзум (т.е. со големо црвено поместување) и можеби започнале со производство на хемиски елементи потешки од водородот, кои се потребни за подоцнежното образување на планетите и животот каков што го знаеме.
Постоењето на ѕвездите од населението III е заклучок од физичката космологија, но тие сè уште не се директно забележани. Индиректни докази за нивното постоење се пронајдени во галаксија со гравитациски леќи во многу далечен дел од универзумот. Нивното постоење може да се должи на фактот дека тешките елементи - кои не можеле да се создадат во Големата експлозија - се забележани во емисионите спектри на квазари. Сметано е дека тие се составни делови на слабо сини галаксии. Овие ѕвезди веројатно го активирале периодот на рејонизација на универзумот, главна фаза на премин на водородниот гас кој го сочинува најголемиот дел од меѓуѕвездената средина. Набљудувањата на галаксијата UDFy-38135539 наведуваат дека можеби имала улога во оваа постапка на рејонизација. Европската јужна набљудувачница открила светол џеб од ѕвезди од раната население во многу светлата галаксија Космос Редшифт 7 од периодот на рејонизација околу 800 милиони години по Големата експлозија, на . Остатокот од галаксијата има малку подоцна поцрвена ѕвезди од населението II. Некои теории тврдат дека имало две генерации на ѕвезди од населението III.
Сегашната теорија е поделена околу тоа дали првите ѕвезди биле многу масивни или не. Една можност е дека овие ѕвезди биле многу поголеми од сегашните ѕвезди: неколку стотици сончеви маси, а можеби и до 1.000 сончеви маси. Таквите ѕвезди би биле многу краткотрајни и ќе траат само 2-5 милиони години. Ваквите големи ѕвезди можеби биле можни поради недостаток на тешки елементи и многу потопол меѓуѕвезден медиум од Големата експлозија. Спротивно на тоа, теориите предложени во 2009 и 2011 година наведуваат дека првите ѕвездени групи можеби се состоеле од масивна ѕвезда опкружена со неколку помали ѕвезди. Помалите ѕвезди, доколку останат во родното јато, би собирале повеќе гасови и не би можеле да преживеат до денес, но една студија од 2017 година заклучила дека ако ѕвезда од 0,8 сончева маса или помалку биле исфрлени од неговото родно јато пред да насобира поголема маса, може да преживее до денес, можеби дури и во нашата галаксија Млечен Пат.
Анализа на податоци со крајно ниска металичностна ѕвезди од населението II, како HE 0107-5240, за кои се смета дека ги содржат металите произведени во ѕвездите од населението III, наведуваат дека овие ѕвезди без метал имале маса од 20~130 сончеви маси. Од друга страна, анализата на ѕвездени јата поврзани со елиптични галаксии, наведува дека суперновите со нестабилност на парови, кои обично се поврзани со многу масивни ѕвезди, се одговорни за нивниот метален состав. Ова исто така објаснува зошто нема забележани ѕвезди со мала маса со нулта металичност, и покрај моделите конструирани за помали ѕвезди од населението III. Јата кои содржат црвени џуџиња со нулта металност или кафеави џуџиња (веројатно создадени од супернови со нестабилност на парови) се предложени како кандидати за темна материја, но пребарувањето за овие видови на масивно збиени ореолни тела преку гравитациското гледање со микролеќи дава негативни резултати.
Ѕвездите од население II се сметани за „семиња“ на црните дупки во раниот универзум. За разлика од семињата на црните дупки со голема маса, како што се црните дупки со директна пропаст, тие би создале лесни. Ако би можеле да пораснат до поголеми од очекуваните маси, тогаш тие би можеле да бидат квазиѕвезди, други хипотетички семиња на тешки црни дупки кои би постоеле во раниот развој на Универзумот пред водородот и хелиумот да бидат контаминирани со потешки елементи.
Откривање на ѕвезди од население III ѕвезди е целта на вселенскиот телескоп „Џејмс Веб“ на НАСА.
На 8 декември 2022 година, астрономите известиле за можно откривање на ѕвезди од населението III, во галаксија со големо црвено поместување, наречена RX J2129–z8He II.
3 Поврзано
* Списоци на астрономски тела
* Списоци на ѕвезди
* Пикабу (галаксија)
4 Дополнителна литература
***