Populacje gwiazdowe: Różnice pomiędzy wersjami
| [wersja przejrzana] | [wersja przejrzana] |
i przypisy |
→Gwiazdy III populacji: drobne merytoryczne |
||
| Linia 15: | Linia 15: | ||
== Gwiazdy III populacji == |
== Gwiazdy III populacji == |
||
Hipotetyczna populacja najstarszych gwiazd, które mogły powstawać przed uformowaniem się galaktyk. Są to gwiazdy, których pierwotny skład odpowiadał proporcji pierwiastków występujących po [[pierwotna nukleosynteza|pierwotnej nukleosyntezie]] czyli zerowej metaliczności, tzn. gwiazdy takie zbudowane są wyłącznie z [[wodór|wodoru]] |
Hipotetyczna populacja najstarszych gwiazd, które mogły powstawać przed uformowaniem się galaktyk. Są to gwiazdy, których pierwotny skład odpowiadał proporcji pierwiastków występujących po [[pierwotna nukleosynteza|pierwotnej nukleosyntezie]] czyli zerowej metaliczności, tzn. gwiazdy takie zbudowane są wyłącznie z; [[wodór|wodoru]], [[hel (pierwiastek)|helu]], z niewielką zawartością [[lit (pierwiastek)|litu]]. |
||
Zgodnie z wynikami symulacji komputerowych, pierwsze gwiazdy mogły powstać w tzw. halo [[zimna ciemna materia|zimnej ciemnej materii]], gdy wiek Wszechświata określony [[przesunięcie ku czerwieni|przesunięciem ku czerwieni]] wynosił około z ~ 20-30. Gwiazdy te mogły mieć masy równe ponad 100 mas Słońca<ref>Bromm i Larson, 2004, ''Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics'', 42, s.79</ref>. Gwiazdy populacji III były następnie źródłami silnej emisji promieniowania [[ultrafiolet|ultrafioletowego]], które mogło spowodować [[fotodysocjacja|fotodysocjację]] obłoków neutralnego wodoru i powstrzymać dalsze formowanie się tych gwiazd<ref>Ciardi B., i in., 2000, ''Astrophysical Journal'', 533, 594</ref>. Wybuchy [[supernowa|supernowych]] gwiazd populacji III przyczyniły się do wzbogacenia otaczającego ośrodka w pierwiastki ciężkie i umożliwiły proces formowania się gwiazd o mniejszych masach, należących już do populacji II. |
Zgodnie z wynikami symulacji komputerowych, pierwsze gwiazdy mogły powstać w tzw. halo [[zimna ciemna materia|zimnej ciemnej materii]], gdy wiek Wszechświata określony [[przesunięcie ku czerwieni|przesunięciem ku czerwieni]] wynosił około z ~ 20-30. Gwiazdy te mogły mieć masy równe ponad 100 mas Słońca<ref>Bromm i Larson, 2004, ''Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics'', 42, s.79</ref>. Gwiazdy populacji III były następnie źródłami silnej emisji promieniowania [[ultrafiolet|ultrafioletowego]], które mogło spowodować [[fotodysocjacja|fotodysocjację]] obłoków neutralnego wodoru i powstrzymać dalsze formowanie się tych gwiazd<ref>Ciardi B., i in., 2000, ''Astrophysical Journal'', 533, 594</ref>. Wybuchy [[supernowa|supernowych]] gwiazd populacji III przyczyniły się do wzbogacenia otaczającego ośrodka w pierwiastki ciężkie i umożliwiły proces formowania się gwiazd o mniejszych masach, należących już do populacji II. |
||
Wersja z 20:41, 17 lut 2012
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 mniejszy od wieku Wszechświata.
Gwiazdy III populacji
Hipotetyczna populacja najstarszych gwiazd, które mogły powstawać przed uformowaniem się galaktyk. Są to gwiazdy, których pierwotny skład odpowiadał proporcji pierwiastków występujących po pierwotnej nukleosyntezie czyli zerowej metaliczności, tzn. gwiazdy takie zbudowane są wyłącznie z; wodoru, helu, z niewielką zawartością litu.
Zgodnie z wynikami symulacji komputerowych, pierwsze gwiazdy mogły powstać w tzw. halo zimnej ciemnej materii, gdy wiek Wszechświata określony przesunięciem ku czerwieni wynosił około z ~ 20-30. Gwiazdy te mogły mieć masy równe ponad 100 mas Słońca[1]. Gwiazdy populacji III były następnie źródłami silnej emisji promieniowania ultrafioletowego, które mogło spowodować fotodysocjację obłoków neutralnego wodoru i powstrzymać dalsze formowanie się tych gwiazd[2]. Wybuchy supernowych gwiazd populacji III przyczyniły się do wzbogacenia otaczającego ośrodka w pierwiastki ciężkie i umożliwiły proces formowania się gwiazd o mniejszych masach, należących już do populacji II. Promieniowanie gwiazd populacji III odegrało również prawdopodobnie dużą rolę w powtórnej jonizacji materii ośrodka międzygalaktycznego.
Gwiazdy populacji III, jako bardzo masywne, ewoluowały bardzo szybko, a ich czas życia wynosił około miliona lat. Z tego powodu nie obserwuje się ich obecnie w Naszej Galaktyce. Najstarszą znaną gwiazdą jest HE0107-5240, mało masywna gwiazda o bardzo znikomej metaliczności (ponad 5 rzędów wielkości poniżej słonecznej). Prawdopodobnie gwiazda ta powstała podczas okresu przejściowego między epoką gwiazd populacji III i populacji II.
Planowane nowe misje kosmiczne w dalekiej podczerwieni, takie jak Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba, mają pomóc w wyjaśnieniu natury gwiazd populacji III.