Populacje gwiazdowe: Różnice pomiędzy wersjami
| [wersja nieprzejrzana] | [wersja przejrzana] |
LaaknorBot (dyskusja | edycje) m robot dodaje: sv:Population (Astronomi) |
m robot poprawia: sv:Population (astronomi); zmiany kosmetyczne |
||
| Linia 1: | Linia 1: | ||
Idea '''populacji gwiazdowych''' powstała, gdy odpowiednio dobra zdolność rozdzielcza obserwacji galaktyki [[M31]] pozwoliła [[Walter Baade|Walterowi Baademu]] w [[1944]] roku na wyróżnienie w tej galaktyce dwóch odrębnych populacji gwiazd. Dysk galaktyki M31 na [[diagram Hertzsprunga-Russella|diagramie HR]] przypominał [[gromada otwarta|gromady otwarte]], natomiast [[zgrubienie centralne]] na [[diagram Hertzsprunga-Russella|diagramie Hertzsprunga-Russella]] przypominało [[gromada kulista|gromady kuliste]]. Te dwa |
Idea '''populacji gwiazdowych''' powstała, gdy odpowiednio dobra zdolność rozdzielcza obserwacji galaktyki [[M31]] pozwoliła [[Walter Baade|Walterowi Baademu]] w [[1944]] roku na wyróżnienie w tej galaktyce dwóch odrębnych populacji gwiazd. Dysk galaktyki M31 na [[diagram Hertzsprunga-Russella|diagramie HR]] przypominał [[gromada otwarta|gromady otwarte]], natomiast [[zgrubienie centralne]] na [[diagram Hertzsprunga-Russella|diagramie Hertzsprunga-Russella]] przypominało [[gromada kulista|gromady kuliste]]. Te dwa typy gwiazd zyskały miano [[gwiazdy I populacji|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 [[ewolucja gwiazd|ewolucji gwiazd]]. |
Choć w galaktykach istnieją gwiazdy typów pośrednich, to jednak pojęcie populacji gwiazdowych okazało się wygodne, a także bardzo uzasadnione z punktu widzenia [[ewolucja gwiazd|ewolucji gwiazd]]. |
||
| Linia 5: | Linia 5: | ||
Obecnie wyróżniamy trzy zasadnicze populacje gwiazdowe, różniące się rozkładem przestrzennym, wiekiem oraz [[metaliczność|metalicznością]]. |
Obecnie wyróżniamy trzy zasadnicze populacje gwiazdowe, różniące się rozkładem przestrzennym, wiekiem oraz [[metaliczność|metalicznością]]. |
||
==gwiazdy I populacji== |
== gwiazdy I populacji == |
||
{{Main|Gwiazdy I populacji}} |
{{Main|Gwiazdy I populacji}} |
||
populacja gwiazd młodych, o wysokiej metaliczności. Przykładem takiej gwiazdy jest [[Słońce]]. Gwiazdy takie są powszechne w ramionach spiralnych [[Droga Mleczna|Mlecznej Drogi]], występują też w innych galaktykach, w szczególności w obszarach intensywnego formowania gwiazd. Wokół takich gwiazd powinno następować stosunkowo często formowanie się [[układ planetarny|układów planetarnych]]. |
populacja gwiazd młodych, o wysokiej metaliczności. Przykładem takiej gwiazdy jest [[Słońce]]. Gwiazdy takie są powszechne w ramionach spiralnych [[Droga Mleczna|Mlecznej Drogi]], występują też w innych galaktykach, w szczególności w obszarach intensywnego formowania gwiazd. Wokół takich gwiazd powinno następować stosunkowo często formowanie się [[układ planetarny|układów planetarnych]]. |
||
==gwiazdy II populacji== |
== gwiazdy II populacji == |
||
populacja gwiazd starych, o stosunkowo małej metaliczności. W Drodze Mlecznej występują przede wszystkim w [[zgrubienie centralne|zgrubieniu centralnym]] oraz w |
populacja gwiazd starych, o stosunkowo małej metaliczności. W Drodze Mlecznej występują przede wszystkim w [[zgrubienie centralne|zgrubieniu centralnym]] oraz w |
||
[[halo]] [[Droga Mleczna|Galaktyki]]. Wiek takich gwiazd jest niewiele mniejszy od wieku [[Wszechświat |
[[halo]] [[Droga Mleczna|Galaktyki]]. Wiek takich gwiazd jest niewiele mniejszy od wieku [[Wszechświat]]a. |
||
==gwiazdy III populacji== |
== gwiazdy III populacji == |
||
hipotetyczna populacja najstarszych gwiazd, które mogły powstawać przed uformowaniem się galaktyk, o zerowej metaliczności, tzn. gwiazdy takie zbudowane są wyłącznie z [[wodór|wodoru]] i [[hel (pierwiastek)| |
hipotetyczna populacja najstarszych gwiazd, które mogły powstawać przed uformowaniem się galaktyk, o zerowej metaliczności, tzn. gwiazdy takie zbudowane są wyłącznie z [[wodór|wodoru]] i [[hel (pierwiastek)|helu]] - pierwiastków powstałych w [[Wielki Wybuch|Wielkim Wybuchu]]. |
||
[[Kategoria:Fizyka gwiazd]] |
[[Kategoria:Fizyka gwiazd]] |
||
| Linia 29: | Linia 29: | ||
[[ru:Звёздное население]] |
[[ru:Звёздное население]] |
||
[[sk:Hviezdna populácia]] |
[[sk:Hviezdna populácia]] |
||
[[sv:Population ( |
[[sv:Population (astronomi)]] |
||
Wersja z 21:59, 20 kwi 2009
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, o zerowej metaliczności, tzn. gwiazdy takie zbudowane są wyłącznie z wodoru i helu - pierwiastków powstałych w Wielkim Wybuchu.