Βικιπαίδεια

Αστρικοί πληθυσμοί

συγκεντρώσεις αστέρων με κοινά χαρακτηριστικά

Το 1944 ο Βάλτερ Μπάαντε κατηγοριοποίησε τους αστέρες του Γαλαξία σε δύο αστρικούς πληθυσμούς. Παρατήρησε ότι οι γαλαζωποί αστέρες κυριαρχούσαν με το φως τους στους σπειροειδείς βραχίονες, ενώ οι κιτρινωποί αστέρες κυριαρχούσαν κοντά στο κεντρικό εξόγκωμα και στα σφαιρωτά αστρικά σμήνη.[1] Οι κύριες αυτές κατηγορίες ορίστηκαν ως (Αστρικός) Πληθυσμός I και Πληθυσμός II, αντιστοίχως, και επεκτάθηκαν για να χαρακτηρίσουν και τους αστέρες των άλλων γαλαξιών. Μεταγενέστερα, το 1978, προστέθηκε μία ακόμα κατηγορία, ο Πληθυσμός III[2].

Καλλιτεχνική απεικόνιση ενός γαλαξία παρόμοιου με τον δικό μας, με τους δύο αστρικούς πληθυσμούς του Baade: Οι γαλανές περιοχές στους σπειροειδείς βραχίονες αντιστοιχούν στους αστέρες του Πληθυσμού Ι, ενώ η κιτρινωπή περιοχή, το κεντρικό εξόγκωμα, στον γηραιότερο αστρικό Πληθυσμό II. Στον Πληθυσμό ΙΙ ανήκουν και τα σφαιρωτά σμήνη.

Οι σημαντικές διαφορές στα αστρικά φάσματα μεταξύ των πληθυσμών αυτών συνδέθηκαν με την ηλικία τους, την κινηματική τους κατάσταση, ακόμα και με τη γαλαξιακή εξέλιξη στους σπειροειδείς και στους ελλειπτικούς γαλαξίες. Επίσης, βρέθηκε ότι οι διαφορετικοί Πληθυσμοί αντιστοιχούν σε διαφορετική χημική σύσταση-μεταλλικότητα. Εξ ορισμού οι αστέρες του κάθε πληθυσμού επιδεικνύουν την τάση να έχουν μικρότερη περιεκτικότητα σε βαρύτερα στοιχεία όσο μεγαλύτερη είναι η ηλικία τους. Προεκτείνοντας αυτή την τάση έως τους πρώτους αστέρες στην ιστορία του Σύμπαντος, έχουμε τους αστέρες του αστρικού Πληθυσμού ΙΙΙ με σχεδόν μηδενική περιεκτικότητα σε βαρύτερα του ηλίου στοιχεία («μέταλλα»), αστέρες του Πληθυσμού II με μικρή μεταλλικότητα, και νεαροί σχετικώς αστέρες του Πληθυσμού I.[3]

Γενικά Επεξεργασία

Η δημιουργία των πρώτων αστέρων Επεξεργασία

Σύμφωνα με τα σήμερα αποδεκτά κοσμολογικά μοντέλα, όλη η ύλη που προέκυψε από τη Μεγάλη Έκρηξη ήταν κυρίως υδρογόνο (76%) και ήλιο (24%), με μόλις ένα ελάχιστο ποσοστό άλλων ελαφρών στοιχείων της ύλης. όπως λίθιο και βηρύλλιο. Με τη μείωση της θερμοκρασίας της ύλης αυτής, έγινε δυνατή η γένεση των πρώτων αστέρων, αυτών του Πληθυσμού III, χωρίς βαρύτερα στοιχεία. Αυτό εικάζεται ότι επιδρούσε στη δομή τους, έτσι ώστε οι μάζες αυτών των αστέρων έφθαναν στο εκατονταπλάσιο και πλέον της ηλιακής μάζας. Ως αποτέλεσμα αυτού ωστόσο, οι ζωές τους ήταν πολύ σύντομες, ενώ οι διαδικασίες της πυρηνοσύνθεσης δημιούργησαν στο εσωτερικό τους τα πρώτα 26 στοιχεία (μέχρι τον σίδηρο στον περιοδικό πίνακα).[4]

Πολλά θεωρητικά αστρικά πρότυπα («μοντέλα») υποδεικνύουν ότι οι περισσότεροι αστέρες μεγάλης μάζας του Πληθυσμού III εξάντλησαν γρήγορα τα πυρηνικά τους «καύσιμα» και μάλλον ανατινάχθηκαν ως εξαιρετικής ενέργειας υπερκαινοφανείς αστέρες αστάθειας ζεύγους. Αυτές οι εκρήξεις θα εξετόξευσαν το υλικό τους, διασπείροντας τα βαρύτερα στοιχεία στον διαστρικό χώρου (ISM), τα οποία ενσωματώθηκαν στις μεταγενέστερες γενεές αστέρων. Η ταχεία καταστροφή τους σημαίνει ότι δεν θα πρέπει να παρατηρούνται πλέον μεγάλης μάζας αστέρες του Πληθυσμού III στον Γαλαξία μας.[5] Θα μπορούσαν ίσως να παρατηρηθούν σε μακρινούς γαλαξίες, των οποίων το φως (που βλέπουμε σήμερα) εκπέμφθηκε όταν το Σύμπαν ήταν ακόμα νεαρό. Ενδείξεις ωστόσο έχουν βρεθεί για έναν εξαιρετικά φτωχό σε «μέταλλα» πολύ μικρό αστέρα σε διπλό σύστημα του δίσκου του Γαλαξία μας.

Αστέρες που δεν εξερράγησαν ως υπερκαινοφανείς αστάθειας ζεύγους μάλλον κατέρρευσαν σε μαύρες τρύπες με μια διαδικασία φωτοδιασπάσεως των ατομικών πυρήνων. Κι εδώ μέρος της ύλης πρέπει να διέφυγε με σχετικιστικές ταχύτητες και να διέσπειρε τα πρώτα μέταλλα στο Σύμπαν.[6][7]. Τέτοιοι αστέρες μπορεί να έχουν σχηματισθεί σχετικώς πρόσφατα σε νάνους γαλαξίες, που περιέχουν αναλλοίωτη διαστρική ύλη, ελεύθερη από βαρύτερα του λιθίου στοιχεία: οι υπερκαινοφανείς του παρελθόντος σε τέτοιους γαλαξίες θα έχουν εκτοξεύσει το πλούσιο σε μέταλλα υλικό τους με ταχύτητες αρκετά υψηλές ώστε να υπερβαίνουν την ταχύτητα διαφυγής του γαλαξία και να χάνονται στο Σύμπαν, κρατώντας έτσι την περιεκτικότητα σε αυτά του νάνου γαλαξία πολύ μικρή.

[8]

Η δημιουργία των παρατηρούμενων αστέρων Επεξεργασία

Οι παλαιότεροι παρατηρούμενοι αστέρες[5] ανήκουν στον αστρικό Πληθυσμό II και έχουν πολύ μικρές μεταλλικότητες.[3][9] καθώς μετέπειτα αστρικές γενέες γεννιούνταν, ήταν όλο και περισσότερο εμπλουτισμένες σε στοιχεία με μεγαλύτερους ατομικούς αριθμούς, καθώς τα νεφελώματα από τα οποία δημιουργούνταν είχαν εμπλουτισθεί με τα στοιχεία αυτά που είχαν παρασκευασθεί από τις προηγούμενες γενεές. Καθώς αυτοί οι αστέρες πέθαιναν, διέσπερναν τέτοιο εμπλουτισμένο σε «μέταλλα» υλικό στο διαστρικό μέσο, κυρίως δια των υπερκαινοφανών. Αυτοί οι νεότερης γενεάς αστέρες, μεταξύ των οποίων και ο Ήλιος, έχουν επομένως την μεγαλύτερη περιεκτικότητα σε τέτοια στοιχεία της ύλης και είναι γνωστοί ως αστέρες του Πληθυσμού I.

Λεπτομέρειες Επεξεργασία

Αστρικός Πληθυσμός Ι Επεξεργασία

 
Ο Ρίγκελ με το νεφέλωμα ανάκλασης IC 2118

Οι αστέρες του Πληθυσμού I είναι νεότερης γενεάς αστέρες με τη μεγαλύτερη περιεκτικότητα σε «μέταλλα» από τους τρεις πληθυσμούς, και βρίσκονται κυρίως στους σπειροειδείς βραχίονες του Γαλαξία μας και των άλλων σπειροειδών γαλαξιών. Ο Ήλιος αποτελεί παράδειγμα τέτοιου αστέρα και θεωρείται ότι ανήκει στον «ενδιάμεσο» Πληθυσμό I, ενώ ο παρόμοιος με τον Ήλιο αστέρας μ Βωμού έχει σημαντικά μεγαλύτερη μεταλλικότητα.[10]

Οι αστέρες του Πληθυσμού I βρίσκονται συνήθως σε κανονικές ελλειπτικές τροχιές γύρω από τα κέντρα των γαλαξιών, με μικρή σχετική ταχύτητα. Παλαιότερα οι αστρονόμοι υπέθεταν ότι η υψηλή τους περιεκτικότητα σε «μέταλλα» τους καθιστά πιθανότερα κέντρα πλανητικών συστημάτων από τους αστέρες των άλλων πληθυσμών, επειδή οι πλανήτες, και ιδίως οι γεωειδείς, σχηματίζονται από τη συσσώρευση βαρύτερων του λιθίου στοιχείων.[11] Ωστόσο, η ανάλυση των δεδομένων της διαστημικής αποστολής «Κέπλερ» ανίχνευσε μικρότερους πλανήτες γύρω από αστέρες με μεγάλες διαφορές στη μεταλλικότητα μεταξύ τους. Μόνο οι μεγαλύτεροι, αεριώδεις πλανήτες φαίνεται να δημιουργούνται γύρω από αστέρες με σχετικώς μεγάλες μεταλλικότητες — ένα εύρημα με συνέπειες για τις θεωρίες σχηματισμού πλανητών.[12] Μεταξύ του «ενδιάμεσου» Πληθυσμού I και του Πληθυσμού II μερικοί αστρονόμοι ενθέτουν την ύπαρξη ενός «ενδιάμεσου πληθυσμού δίσκου» (intermediary disc population).

Αστρικός Πληθυσμός ΙΙ Επεξεργασία

Οι αστέρες του Πληθυσμού IΙ έχουν σχετικώς λιγότερα «μέταλλα» στη σύστασή τους. Η σχετική περιεκτικότητα πρέπει να τονίζεται, καθώς ακόμα και οι αστέρες με τη μεγαλύτερη γνωστή μεταλλικότητα περιέχουν μικρά ποσοστά οποιοδήποτε άλλου στοιχείου εκτός του Η και του He. Ωστόσο, τα φτωχά σε τέτοια βαρύτερα στοιχεία σώματα είναι πολύ μεγαλύτερης ηλικίας και θεωρείται ότι σχηματίσθηκαν σε μια προγενέστερη περίοδο του Σύμπαντος. Οι αστέρες του ενδιάμεσου Πληθυσμού I δεν είναι σπάνιοι στο κεντρικό εξόγκωμα του Γαλαξία μας, ενώ οι αστέρες του Πληθυσμού ΙΙ που βρίσκονται στη γαλαξιακή άλω είναι σαφώς γηραιότεροι και έτσι μικρότερης μεταλλικότητας. Τα σφαιρωτά σμήνη αποτελούνται κυρίως από αστέρες του Πληθυσμού ΙΙ.[13]

Θεωρείται ότι οι αστέρες του Πληθυσμού ΙΙ παρήγαγαν όλα τα χημικά στοιχεία του περιοδικού πίνακα εκτός από τα πλέον ασταθή. Ενδιαφέρον χαρακτηριστικό τους είναι ότι, παρά τη συνολικά μικρότερη περιεκτικότητα σε στοιχεία εκτός των H και He, έχουν συχνά μεγαλύτερη αναλογία στοιχείων άλφα (O, Si, Ne, κ.ά.) σε σχέση με τον σίδηρο, σε σύγκριση με τους αστέρες του Πληθυσμού Ι. Αυτό οφείλεται πιθανώς στο ότι οι υπερκαινοφανείς τύπου II ήταν σημαντικότεροι εμπλουτιστές του διαστρικού μέσου την εποχή της δημιουργίας αυτών των αστέρων, ενώ οι υπερκαινοφανείς τύπου Ia εξερράγησαν κατά μέσο όρο αργότερα κατά την εξέλιξη του Σύμπαντος.[14]


Παραπομπές Επεξεργασία

  1. ↑ Shapley, Harlow (1977). Hodge, Paul, επιμ. Galaxies (3 έκδοση). Harvard University Press. σελίδες 62–63. ISBN 978-0674340510. 
  2. ↑ Trager, S.C.; Faber, S.M.; Dressler, A. (2008). «The stellar population histories of early-type galaxies – III. The Coma cluster». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 386 (2): 715-747. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13132.x. Bibcode: 2008MNRAS.386..715T. 
  3. ↑ 3,0 3,1 Lauren J. Bryant. «What Makes Stars Tick». Indiana University Research & Creative Activity. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 16 Μαΐου 2016. Ανακτήθηκε στις 7 Σεπτεμβρίου 2005. 
  4. ↑ A. Heger; S.E. Woosley (2002). «The Nucleosynthetic Signature of Population III». Astrophysical Journal 567 (1): 532–543. doi:10.1086/338487. Bibcode: 2002ApJ...567..532H. 
  5. ↑ 5,0 5,1 Schlaufman, Kevin C.; Thompson, Ian B.; Casey, Andrew R. (2018). «An Ultra Metal-poor Star Near the Hydrogen-burning Limit». The Astrophysical Journal 867 (2): 98. doi:10.3847/1538-4357/aadd97. Bibcode: 2018ApJ...867...98S. 
  6. ↑ Fryer, C.L.; Woosley, S.E.; Heger, A. (2001). «Pair-Instability Supernovae, Gravity Waves, and Gamma-Ray Transients». The Astrophysical Journal 550: 372–382. doi:10.1086/319719. Bibcode: 2001ApJ...550..372F. 
  7. ↑ Heger, A.; Fryer, C.L.; Woosley, S.E.; Langer, N.; Hartmann, D.H. (2003). «How Massive Single Stars End Their Life». The Astrophysical Journal 591: 288–300. doi:10.1086/375341. Bibcode: 2003ApJ...591..288H. 
  8. ↑ Stuart Clark (Φεβρουάριος 2010). «Primordial giant: The star that time forgot». New Scientist. Ανακτήθηκε στις 1 Φεβρουαρίου 2015. 
  9. ↑ Salvaterra, R.; Ferrara, A.; Schneider, R. (2004). «Induced formation of primordial low-mass stars». New Astronomy 10 (2): 113–120. doi:10.1016/j.newast.2004.06.003. Bibcode: 2004NewA...10..113S. 
  10. ↑ Soriano, M.S.; Vauclair, S. (2009). «New seismic analysis of the exoplanet-host star Mu Arae». Astronomy and Astrophysics 513: A49. doi:10.1051/0004-6361/200911862. Bibcode: 2010A&A...513A..49S. 
  11. ↑ Charles H. Lineweaver (2000). «An Estimate of the Age Distribution of Terrestrial Planets in the Universe: Quantifying Metallicity as a Selection Effect». Icarus 151 (2): 307–313. doi:10.1006/icar.2001.6607. Bibcode: 2001Icar..151..307L. 
  12. ↑ Buchhave, L.A. (2012). «An abundance of small exoplanets around stars with a wide range of metallicities». Nature 486 (7403): 375–377. doi:10.1038/nature11121. PMID 22722196. Bibcode: 2012Natur.486..375B. 
  13. ↑ T.S. van Albada; Norman Baker (1973). «On the Two Oosterhoff Groups of Globular Clusters». Astrophysical Journal 185: 477–498. doi:10.1086/152434. Bibcode: 1973ApJ...185..477V. 
  14. ↑ Wolfe, Gawiser και Prochaska: «DAMPED Lyalpha SYSTEMS», Annu. Rev. Astron. Astrophys., τόμος 43 (2005), σσ. 861-918.

Βιβλιογραφία Επεξεργασία

Ανακτήθηκε από "https://el.wikipedia.org/w/index.php?title=Αστρικοί_πληθυσμοί&oldid=10265201"