Зоряне населення

Зоряне населення — умовний поділ зір на категорії (зоряні популяції або населення) залежно від їх металічності, що корелюється з віком зір, їх розташуванні в галактиці та їх типом. Популяції пронумеровано в порядку їх відкриття, що є зворотнім порядком до часу їх виникнення: гіпотетична популяція III — це найперші світила у Всесвіті практично без важких елементів, популяція II — старі зорі з дуже низькою металічністю (на один-два порядки менше, ніж у Сонця^[1]), популяція I — найновіші зорі (з досить високою металічністю).

Хоча основним критерієм розділення зір на популяції зазвичай обирають металічність, популяції також корелюють з віком та кінематикою зір^[2][3][4].   

В цілому, зменшення вмісту металів вказує на збільшення віку зір. Отже, перші зорі у Всесвіті (з дуже майже нульовою металічністю) вважаються населенням III, старі зорі (з низькою металічністю) — населенням II, а наймолодші зорі (висока металічність) — населенням I^[5]. Сонце, доволі молода зоря з відносно високою металічністю 1,4 %, вважається населенням I. (При цьому за стандартною астрофізичною номенклатурою «металом» вважається будь-який елемент, важчий за гелій, включаючи хімічні неметали, такі як кисень.)^[6]

Уперше поняття про зоряні популяції запровадив у 1944 році роках німецький астроном Вальтер Бааде, спираючись на те, що діаграма Герцшпрунга — Рассела для зір у ядрах спіральних галактик радикально відрізняється від такої діаграми для зір в околицях Сонця, і нагадує діаграму Герцшпрунга-Рассела для кулястих скупчень. В анотації до своєї статті Бааде відзначив, що Ян Оорт пропонував подібний поділ ще в 1926 році^[7]. Бааде зауважив, що синіші зорі тісно пов'язані зі спіральними рукавами, а жовті зорі домінують поблизу балджів та всередині кулястих скупчень^[8]. Два основних типи населення назвали населення I і населення II. Термін «населення III» на позначення гіпотетичних зір у дуже ранньому Всесвіті, що майже не містили металів, був вперше введений Невілом Вульфом у 1965 році^[9][10].

Дослідження зоряних спектрів свідчать, що зорі, старші за Сонце, мають менше важких елементів порівняно з Сонцем^[4]. Це вказує на те, що металічність зір збільшувалась від покоління до покоління завдяки зоряного нуклеосинтезу.

Згідно з сучасними космологічними моделями, вся матерія, створена під час Великого вибуху, складалася здебільшого з водню (75 %) і гелію (25 %), і лише дуже незначна маса припадала на інші легкі елементи, такі як літій і берилій^[11]. Коли Всесвіт достатньо охолонув, народилися перші зорі, відомі як населення III, і початково вони практично не містили важких елементів. Вважається, що відсутність металів дозволяла цим зорям мати маси стали в сотні разів більшими, ніж маса Сонця. Ці масивні зорі еволюціонували дуже швидко, і їхній нуклеосинтез створив перші 26 елементів (до заліза в періодичній системі елементів)^[12].

Багато теоретичних зоряних моделей показують, що наймасивніші зорі населення III швидко вичерпали своє паливо і, ймовірно, вибухнули як парно-нестабільні наднові. Ці вибухи мали повністю розсіяти їхню речовину, викинувши напрацьовані в нуклеосинтезі метали в міжзоряне середовище і таким чином збагативши металами наступні покоління зір. Короткий час життя перших зір означає неможливість спостереження зір популяції III в нашій галактиці^[13] та необхідність шукати їх в галактиках із високим червоним зміщенням, світло яких виникло під час ранньої історії Всесвіту^[14].

Першими вибухали наймасивніші зорі. Зорі, надто масивні для утворення парно-нестабільних наднових, імовірно, колапсували в чорні діри через фотоядерну реакцію. При цьому частина маси могла покидати зорі у формі релятивістських струменів, поширюючи перші метали у Всесвіті^[15][16].

Найстаріші зорі, які досі існують^[13], — найбідніші металами зорі населення II^[17][5]. У міру народження наступних поколінь зорі все сильніше збагачувались металами, оскільки газові хмари, з яких вони утворювалися, включали речовину, створену попередніми поколіннями зір населення III.

Коли ці зорі населення II загинули, вони утворили через планетарні туманності або наднові, повернувши збагачену металами речовину в міжзоряне середовище, і зорі наступного покоління утворювались вже з цієї речовини. Таким чином, наймолодші зорі, включаючи Сонце, мають найвищий вміст металу, і їх називають населенням I.

Населення III^[18] — це гіпотетична популяція надзвичайно масивних, яскравих і гарячих зір, які практично не містили «металів», за винятком, можливо, забруднення викидами інших сусідніх зір популяції III. Такі зорі, ймовірно, існували в дуже ранньому Всесвіті (тобто при високому червоному зміщенні) і, можливо, першими почали виробництво хімічних елементів, важчих за водень та гелій^[19][20].

Існування населення III випливає з фізичної космології, хоча такі зорі ще не спостерігалися безпосередньо, хоча наявні деякі непрямі спостережні вказівки на їхнє існування^[21]. Їх існування може пояснити той факт, що важкі елементи, які не могли утворитись під час Великого вибуху, спостерігаються в спектрах випромінювання квазарів^[12]. Також вважається, що зорі популяції III входять до складу тьмяних блакитних галактик^[en]. Ймовірно, ці зорі спровокували період реіонізації Всесвіту, головний фазовий перехід газоподібного водню, що складає більшу частину міжзоряного середовища. Спостереження за далекою галактикою UDFy-38135539 показують, що вона дійсно могла зіграти певну роль у цьому процесі реіонізації. У галактиці Cosmos Redshift 7 з переважним населенням II виявили групу раннього зоряного населення, яка може датуватись епохою реіонізації^[19][22]. Деякі теорії стверджують, що було два покоління населення III^[23].

Сучасна теорія розділилася щодо того, чи були перші зорі дуже масивними чи ні. Однією з можливостей є те, що ці зорі були набагато більшими за нинішні зорі — кілька сотень M_☉ (сонячних мас) і, можливо, до 1000 M_☉. Такі зорі могли жити лише дуже короткий час — лише 2–5 мільйонів років^[24]. Інші теорії припускають, що перші групи зір могли складатися з масивної зорі, оточеної кількома меншими зорями^[25][26][27]. Менші зорі, якби вони залишилися в своєму рідному скупченні, накопичили б більше газу і не змогли б дожити до теперішнього часу. Однак оцінюється, що зоря розміром менше 0,8 M_☉, викинута зі скупчення до накопичення більшої маси, могла б дожити дотепер, можливо, навіть у нашій галактиці^[28].

Аналіз надзвичайно бідних металами зір популяції II, таких як HE 0107-5240, які, як вважають, містять метали, вироблені зорями популяції III, вказує, що зорі популяції III мали маси 20-130 M_☉^[29]. З іншого боку, аналіз кулястих скупчень в еліптичних галактиках вказує, що їхня металічність зумовлена парно-нестабільними надновими, викликаними дуже масивними зорями^[30]. Це також пояснює, чому не спостерігалося маломасивних зір з нульовою металічністю, хоча й пропонувались теоретичні моделі легких зір популяції III^[31][32]. Скупчення, що містять червоні або коричневі карлики з нульовою металічністю (можливо, створені парно-нестабільними надновими), були запропоновані як кандидати в темну матерію^[33][34], однак пошук цього типу MACHO за допомогою гравітаційного мікролінзування дав негативні результати.

Знаходження зір населення III було однією з цілей космічного телескопа Джеймса Вебба^[35], і в 2022 році було повідомлено про їхнє можливе виявлення^[36][37].

Популяція II — це зорі з відносно невеликою кількістю елементів, важчих за гелій. Ці об'єкти утворилися в більш ранній період існування Всесвіту^[1]. Зорі проміжної популяції II поширені в балджі поблизу центру Чумацького Шляху, тоді як зорі популяції II, що належать до галактичного гало, є старшими і, отже, біднішими на метали. Кулясті скупчення також містять велику кількість зір популяції ІІ^[38].

Особливістю зір популяції II є те, що, попри їх нижчу загальну металічність, вони часто мають вищий вміст альфа-елементів (елементів, утворених альфа-процесом, таких як кисень і неон) відносно заліза (Fe) у порівнянні з зорями популяції I. Сучасна содель зореутворення в Галактиці припускає, що це є результатом того, що наднові типу II збагатили міжзоряне середовище альфа-елементами досить швидко після зореутворення, натомість як наднові типу Ia збагатили міжзоряне середовище елементами залізного піку значно пізніше^[39].

Пошук зір з дуже низьким вмістом металів, який провели команди Тімоті Бірса^[40] та Норберта Хрістліба^[41], спочатку було розпочато для слабких квазарів, дозволив виявити близько десяти зір з ультрабідним вмістом металів (ultra-metal-poor), включаючи зорю Снедена, зорю Кайрела, BD +17° 3248, а також три найдавніші відомі зорі — HE 0107-5240, HE 1327—2326 і HE 1523-0901. У 2012 році зоря Каффо була визначена як зоря з найнижчим вмістом металів, а в 2014 її рекорд побила SMSS J031300.36-670839.3. Менш екстремальним, але ближчими та яскравішими, є бідні на метали зорі HD 122563 (червоний гігант) і HD 140283 (субгігант).

Населення I — це відносно молоді зорі з найвищою металічністю з усіх трьох популяцій. У галактиці Чумацький Шлях населення I переважно зосереджено в галактичному диску^[1], особливо в спіральних рукавах, де активне зореутворення триває просто зараз. Сонце є прикладом зорі, багатої на метали, і вважається проміжним населенням I, тоді як, наприклад, сонцеподібна зоря μ Жертовника набагато багатша на метали^[42].

Зорі населення I зазвичай мають орбіти з малими нахилами й ексцентриситетами, тому вони мають низькі швидкості відносно місцевого стандарту спокою. Раніше висувалася гіпотеза, що висока металічність зір популяції I робить їх більш імовірними кандидатами на наявність планетних систем, ніж дві інші популяцій, оскільки вважається, що планети, особливо планети земної групи, утворюються шляхом акреції металів^[43]. Однак спостереження за даними космічного телескопа «Кеплер» виявили менші планети навколо зір із різною металічністю, тоді як лише великі планети-гіганти були зосереджені навколо зір із відносно високою металічністю. Це відкриття важливе для теорій формування газових гігантів^[44].

• Металічність
• Великий вибух
• Первинний нуклеосинтез

• Gibson, B. K. та ін. (2013). Review: Galactic Chemical Evolution (PDF). Publications of the Astronomical Society of Australia. Процитовано 17 квітня 2018.
• Ferris, Timothy (1988). Coming of Age in the Milky Way. William Morrow & Co. с. 512. ISBN 978-0-688-05889-0.
• Kippenhahn, Rudolf (1993). 100 Billion Suns: The birth, life, and death of the stars. Princeton University Press. ISBN 978-0-691-08781-8.

•  Хімічний склад зір на YouTube, канал Інституту астрономії Харківського університету