Populacje gwiazdowe

Idea populacji gwiazdowych powstała, gdy odpowiednio dobra zdolność rozdzielcza obserwacji galaktyki M31 pozwoliła Walterowi Baademu w 1944 roku na wyróżnienie w tej galaktyce dwóch odrębnych populacji gwiazd. Dysk galaktyki M31 na diagramie HR przypominał gromady otwarte, natomiast zgrubienie centralne na diagramie Hertzsprunga-Russella przypominało gromady kuliste. Te dwa typy gwiazd zyskały miano gwiazd populacji I i gwiazd populacji II.

Choć w galaktykach istnieją gwiazdy typów pośrednich, to jednak pojęcie populacji gwiazdowych okazało się wygodne, a także bardzo uzasadnione z punktu widzenia ewolucji gwiazd.

Obecnie wyróżniamy trzy zasadnicze populacje gwiazdowe, różniące się rozkładem przestrzennym, wiekiem oraz metalicznością.

Gwiazdy I populacji

Populacja gwiazd młodych, o wysokiej metaliczności. Przykładem takiej gwiazdy jest Słońce. Gwiazdy takie są powszechne w ramionach spiralnych Mlecznej Drogi, występują też w innych galaktykach, w szczególności w obszarach intensywnego formowania gwiazd. Wokół takich gwiazd powinno następować stosunkowo często formowanie się układów planetarnych.

Gwiazdy II populacji

Populacja gwiazd starych, o stosunkowo małej metaliczności. W Drodze Mlecznej występują przede wszystkim w zgrubieniu centralnym oraz w halo Galaktyki. Wiek takich gwiazd jest niewiele młodszych od wieku Wszechświata.

Gwiazdy III populacji

Hipotetyczna populacja najstarszych gwiazd, które mogły powstawać przed uformowaniem się galaktyk, o zerowej metaliczności, tzn. gwiazdy takie zbudowane są wyłącznie z wodoru i helu - pierwiastków powstałych w Wielkim Wybuchu.