Stjärnpopulationer

Stjärnpopulationer är en begreppslig modell som beskriver grupper av stjärnor utifrån deras ålder och kemiska sammansättning. Den grundläggande uppdelningen är Population I och Population II, medan Population III används för teorier om de första generationerna. Klassificeringen speglar graden av metallinnehåll och därmed galaxens kemiska evolution.

Population I består av unga, metallrika stjärnor som dominerar i galaxens skivor och spiralarmar. Solen tillhör denna grupp. De bildas i gasrika miljöer och har ofta högre färger och födelsehastighet, ofta kopplade till nebulosor och öppna stjärnhopar.

Population II består av äldre, metallfattiga stjärnor som är vanliga i galaktens halo, kärna och globulkluster. Deras metallhalt ligger vanligtvis [Fe/H] < −1 till −2, och deras ålder uppskattas till cirka 11–13 miljarder år. De visar ofta kinematiskt annan fördelning än Population I och inkluderar många gamla variabler som RR Lyrae.

Population III är hypotetisk och syftar på första generationens stjärnor bildade ur nästan metallfri gas i universums tidiga skede. De antas ha varit mycket massiva och kortlivade, och deras inverkan var avgörande för uppvärmningen, rekyl och tidig kemisk uppbyggnad. Ingen direkt observation har gjorts än, men spår av deras nukleosyntes finns i extremt metallfattiga stjärnor.

Forskningen kombinerar färg-magnitud-diagram, spektral analys av metallinnehåll och studier av stjärnornas fördelning och rörelser för att förstå galaxens bildningshistoria. Stjärnpopulationer fungerar som tidskapslar som berättar hur snabbt en galax växte och hur kemin förändrades över tid.