Populatie I, II en III (astronomie)

Uit Wikipedia, de vrije encyclopedie

Sterren van populatie I, II en III zijn drie verschillende typen van sterren, waarvan het eerste domineert in de schijf van de Melkweg en het tweede in de centrale deel van de Melkweg en de bolvormige sterrenhopen in de halo rondom de Melkweg, terwijl het derde type kort na de oerknal heeft bestaan.

Toen de astronomen in de eerste decennia van de 20e eeuw enig inzicht begonnen te krijgen in de structuur van ons melkwegstelsel, ontdekten ze dat er zich rondom de galactische schijf een halo van bolvormige sterrenhopen bevindt. Uit spectraalanalytisch onderzoek bleek dat deze sterren in chemisch opzicht zeer verschillend waren van de sterren van de schijf: hun gehalte aan "metalen" (d.w.z. elementen zwaarder dan waterstof en helium) bleek enkele tientallen malen lager te zijn.

Om de twee soorten sterren van alkaar te onderscheiden, gaven de astronomen aan het type sterren in de schijf de benaming Populatie I en aan die van de bolvormige sterhopen de benaming Populatie II. Ook de sterren van het galactische centrum bleken grotendeels tot Populatie II te behoren.

Hoogstwaarschijnlijk dateren de sterren van Populatie II uit de beginfase van ons melkwegstelsel, toen het interstellair gas nog niet door supernova's verrijkt was met "metalen". Dat verklaart ook waarom deze sterrenhopen zich in een halo rondom de schijf bevinden. Het melkwegstelsel is als een min of meer bolvormige gashoop begonnen. Allereerst vormden zich de bolvormige sterrenhopen met hun populatie-II-sterren, vervolgens kromp de bol verder in, waarbij deze inkrimping echter in het voornaamste rotatievlak veel geringer was dan loodrecht daarop, zodat er een schijfvormige structuur ontstond. Vervolgens ontwikkelden zich binnen die schijf de populatie-I-sterren, uit gas dat door de populatie-II-sterren al met "metalen" was aangerijkt.

[bewerk] Populatie III

In 2005 ontdekte een groep onderzoekers van het Goddard Space Flight Center van de NASA te Greenbelt spectraallijnen met een extreem hoge roodverschuiving, die waarschijnlijk afkomstig zijn van sterren die in de eerste paar honderdmiljoen jaar na de oerknal gevormd zijn. Dit was de eerste aanwijzing voor het bestaan van een type sterren met gigantische lichtkracht, in de orde van miljoenen malen die van de zon, waarvan astronomen het bestaan reeds hadden vermoed.

Met computermodellen hebben geleerden het aerodynamische karakter van interstellaire gaswolken doorgerekend. Het blijkt dan dat dit in wolken zonder "metalen" beduidend anders is dan in wolken die wel over een geringe hoeveelheid elementen zwaarder dan waterstof of helium beschikken. (Een deel van die zwaardere elementen vormt namelijk een fijn stof, dat de omzetting van atomair waterstof in tweeatomige waterstofmoleculen bevordert. En deze moleculen zenden meer straling uit dan losse atomen, zodat de wolk beter kan afkoelen. En bij lagere temperatuur kunnen ook kleinere wolken zich tot een ster samentrekken.) Terwijl bij wolken met stofdeeltjes de grote meerderheid van de gevormde sterren tussen 0,1 en 10 zonnemassa zwaar is, blijkt dat er zich in een "metaalloze" wolk slechts sterren van 100 zonnemassa's en meer vormen. Deze sterren hebben een buitengewone lichtkracht gedurende hun zeer korte levensduur (van enkele honderdduizenden jaren). De sterren van dit type zouden populatie-III-sterren kunnen worden genoemd. Vanwege hun grote massa en lichtkracht moeten ze veel geleken hebben op Wolf-Rayetsterren, die door hun krachtige zonnewind veel materie uitstoten.

Deze sterren zijn waarschijnlijk verantwoordelijk voor de productie van de geringe hoeveelheid "metalen" die er in de populatie-II-sterren aanwezig is.