Populacje gwiazdowe: Różnice pomiędzy wersjami
[wersja przejrzana] | [wersja przejrzana] |
m →Gwiazdy II populacji: poprawa linków |
Nie podano opisu zmian |
||
(Nie pokazano 31 wersji utworzonych przez 25 użytkowników) | |||
Linia 1: | Linia 1: | ||
Idea '''populacji gwiazdowych''' powstała, gdy odpowiednio dobra zdolność rozdzielcza obserwacji galaktyki [[Galaktyka Andromedy|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 |
Idea '''populacji gwiazdowych''' powstała, gdy odpowiednio dobra zdolność rozdzielcza obserwacji galaktyki [[Galaktyka Andromedy|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 Hertzsprunga-Russella]] przypominał [[gromada otwarta|gromady otwarte]], natomiast jej [[Centralne zgrubienie galaktyczne|zgrubienie centralne]] na tym diagramie przypominało [[gromada kulista|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 [[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 6: | Linia 6: | ||
== Gwiazdy I populacji == |
== Gwiazdy I populacji == |
||
⚫ | Populacja gwiazd młodych, uformowanych stosunkowo późno - po uformowaniu się [[galaktyka|galaktyki]]. Charakteryzują się wysoką zawartością pierwiastków ciężkich ([[metale (astronomia)|metalicznych]]). Gwiazdy takie są powszechne w ramionach spiralnych [[Droga Mleczna|Mlecznej Drogi]], występują też w innych galaktykach, w szczególności w obszarach intensywnego [[Powstawanie gwiazd|formowania gwiazd]]. Wokół takich gwiazd powinno następować stosunkowo często formowanie się [[układ planetarny|układów planetarnych]]. |
||
⚫ | |||
⚫ | Populacja gwiazd młodych, |
||
Leżą w [[Ciąg główny|ciągu głównym]] diagramu [[Diagram Hertzsprunga-Russella|Hertzsprunga-Russella]]. |
|||
== Gwiazdy II populacji == |
|||
Gwiazdą I populacji jest [[Słońce]]. |
|||
⚫ | |||
[[Halo galaktyczne|halo]] [[Droga Mleczna|Galaktyki]]. Wiek takich gwiazd jest niewiele mniejszy od wieku [[Wszechświat]]a. |
|||
⚫ | |||
⚫ | Populacja gwiazd starych, o stosunkowo małej metaliczności ([[Podkarzeł|podkarły]]). W Drodze Mlecznej występują przede wszystkim w [[Centralne zgrubienie galaktyczne|zgrubieniu centralnym]] oraz w [[halo galaktyczne|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. Były to gwiazdy, których pierwotny skład odpowiadał proporcji pierwiastków występujących po [[pierwotna nukleosynteza|pierwotnej nukleosyntezie]] – gwiazdy takie zbudowane były niemal wyłącznie z [[wodór|wodoru]] i [[hel (pierwiastek)|helu]] (z niewielkim dodatkiem [[lit]]u), czyli miały niemal zerową metaliczność. |
||
Według 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 większe niż 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]]owego, 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. Promieniowanie gwiazd populacji III odegrało również prawdopodobnie dużą rolę w [[Era rejonizacji|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. Jedną z najstarszych znanych gwiazd jest [[SMSS J031300.36-670839.3]], która powstała z materiału z pojedynczego wybuchu [[supernowa|supernowej]]<ref>{{Cytuj stronę|url=http://www.abc.net.au/science/articles/2014/02/10/3941073.htm|tytuł=Oldest known star discovered|autor=Bianca Nogrady|data=2014-02-10|data dostępu=2017-08-17|opublikowany=abc.net.au|język=en}}</ref>. Prawdopodobnie [[gwiazda]] ta powstała podczas okresu przejściowego między epoką gwiazd populacji III i populacji II. |
|||
[[Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba]] i inne misje kosmiczne w dalekiej [[Przesunięcie ku czerwieni|podczerwieni]] mają pomóc w wyjaśnieniu natury gwiazd populacji III. |
|||
== Przypisy == |
|||
⚫ | |||
{{Przypisy}} |
|||
{{Kontrola autorytatywna}} |
|||
[[Kategoria:Fizyka gwiazd]] |
|||
[[kategoria:Populacje gwiazdowe| ]] |
|||
[[ca:Població estel·lar]] |
|||
[[de:Population (Astronomie)]] |
|||
[[es:Población estelar]] |
|||
[[eo:Stela loĝantaro]] |
|||
[[fr:Population stellaire]] |
|||
[[it:Popolazioni stellari]] |
|||
[[lb:Stärepopulatioun]] |
|||
[[nl:Populatie I, II en III (astronomie)]] |
|||
[[ru:Звёздное население]] |
|||
[[sk:Hviezdna populácia]] |
|||
[[sv:Population (astronomi)]] |
Aktualna wersja na dzień 17:40, 5 lip 2024
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 Hertzsprunga-Russella przypominał gromady otwarte, natomiast jej zgrubienie centralne na tym diagramie 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
[edytuj | edytuj kod]Populacja gwiazd młodych, uformowanych stosunkowo późno - po uformowaniu się galaktyki. Charakteryzują się wysoką zawartością pierwiastków ciężkich (metalicznych). 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.
Leżą w ciągu głównym diagramu Hertzsprunga-Russella.
Gwiazdą I populacji jest Słońce.
Gwiazdy II populacji
[edytuj | edytuj kod]Populacja gwiazd starych, o stosunkowo małej metaliczności (podkarły). 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
[edytuj | edytuj kod]Hipotetyczna populacja najstarszych gwiazd, które mogły powstawać przed uformowaniem się galaktyk. Były to gwiazdy, których pierwotny skład odpowiadał proporcji pierwiastków występujących po pierwotnej nukleosyntezie – gwiazdy takie zbudowane były niemal wyłącznie z wodoru i helu (z niewielkim dodatkiem litu), czyli miały niemal zerową metaliczność.
Według 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 większe niż 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. Jedną z najstarszych znanych gwiazd jest SMSS J031300.36-670839.3, która powstała z materiału z pojedynczego wybuchu supernowej[3]. Prawdopodobnie gwiazda ta powstała podczas okresu przejściowego między epoką gwiazd populacji III i populacji II.
Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba i inne misje kosmiczne w dalekiej podczerwieni mają pomóc w wyjaśnieniu natury gwiazd populacji III.
Przypisy
[edytuj | edytuj kod]- ↑ Bromm i Larson, 2004, Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics, 42, s.79
- ↑ Ciardi B., i in., 2000, Astrophysical Journal, 533, 594
- ↑ Bianca Nogrady: Oldest known star discovered. abc.net.au, 2014-02-10. [dostęp 2017-08-17]. (ang.).