Stjärnor kan delas in i olika populationer. Den mest uppenbara är stjärnkluster: klotformiga kluster och öppna kluster.
Mer specifikt kan stjärnor delas in i huvudpopulationer baserat på metallicitet.
- Population I-stjärnor – nya stjärnor som innehåller många tungmetaller i sin atmosfär
- Population II-stjärnor – gamla stjärnor som innehåller lite tungmetaller i sin atmosfär
När astronomer tänker på metaller syftar de inte på järn och nickel (även om de förvisso är metaller). För en astronom anses varje grundämne som är tyngre än helium vara en metall. Huvudskälet till detta är att de enda grundämnena som fanns i det tidiga universum var väte och helium. Andra ”tyngre” grundämnen bildades under stjärnornas utvecklingsprocess.
Population II-stjärnor tros ha bildats först. Dessa stjärnor upptar de klotformiga kluster som befinner sig i galaxens halo. Det bör dock noteras att sökandet pågår efter population III-stjärnor. Astronomer menar att de allra första stjärnorna som någonsin bildades i universum var Population III – som bara brände enbart väte och helium. Förslaget kommer från konstaterandet att de flesta Population II-stjärnor har några tunga grundämnen.
Några kännetecken mellan en Population II-stjärna och en Population I-stjärna är:
- Population II-stjärnor brinner hetare
- Population II-stjärnor brinner snabbare
Astronomer tror att detta har att göra med stjärnatmosfärens ogenomskinlighet. Fler metaller innebär en mer ogenomskinlig atmosfär i en Population I innebär att mindre energi flyr (jämfört med Population II-stjärnor i alla fall).
Så hur kan en Population I-stjärna innehålla metall när en Population II-stjärna inte gör det?
Vi kommer att ta upp detta i stjärnornas utveckling, men en stor del av de tunga grundämnena i vårt universum idag skapas när en jättestjärna avslutar sitt liv i en supernova. Den intensiva värmen för detta skapar i stjärnornas övre atmosfär mycket av de grundämnen vi känner till – som järn, guld och till och med fluorid (ja, samma ämne som finns i din tandkräm).
Dessa grundämnen sprider sig själva till närliggande molekylära moln. När detta moln genomgår en sammandragning och ger upphov till en ny stjärna är slutresultatet en Population I-stjärna – en stjärna som nu är metallrik.
En konsekvens av en metallrik stjärna är att den sannolikt innehåller ett system av planeter!
Tillbaka till början