Tähtipopulaatio
Tähdet jaetaan niiden iän mukaan tähtipopulaatioihin. Aurinko kuuluu nuoreen populaatio I:een, jossa metallipitoiset tähdet kiertävät Linnunradan keskustaa miltei ympyrämäisillä radoilla suunnilleen samassa tasossa. Vanhan populaatio II:n metalliköyhät tähdet kiertävät soikeilla kaltevilla radoilla. Populaatioluokittelu perustuu etupäässä tähden metallipitoisuuteen eli heliumia raskaampien alkuaineiden suhteelliseen osuuteen sekä siihen, millaiseilla radoilla tähdet galaksissa kiertävät. Tähden populaation ratkaisee ennen kaikkea se, missä vaiheessa maailmankaikkeuden kehitystä tähti on syntynyt. Näin yksittäinen tähti kuuluu samaan populaatioon koko elinkaarensa ajan. Vaikka populaatiojako esitetään perinteisesti kaksiosaisena, Pop I ja Pop II muuttuvat toisikseen ilman selvää rajaa aliluokitustensa kautta.
Populaatio I muokkaa
Populaatio I on ryhmä, johon kuuluu lähinnä galaksien spiraalihaaroissa ja avoimissa tähtijoukoissa olevia tähtiä[1][2]. Tähän populaatioon kuuluvien tähtien metallipitoisuus on korkea (2–4 %)[3], mikä johtuu aikaisempien tähtisukupolvien tuottamista raskaista alkuaineista, jotka ovat olleet saatavilla kun nämä tähdet ovat muodostuneet. Populaatio I:n tähdet liikkuvat galaksin keskustan ympäri lähes ympyrämäisillä radoilla ja galaksin kiekon tasossa. Aurinko muiden Linnunradan kiekon tähtien tapaan kuuluu Populaatio I:een. Varsinaisten populaatio I:n tähtien ikä on 0,1–2 miljardia vuotta, kiekkopopulaation 2–12 miljardia vuotta[4].
Populaatio I voidaan jakaa kolmeen aliluokkaan.
- Vanhempi populaatio I: spektriluokan A-tähdet, Me-kääpiötähdet sekä kefeidit[4]. Metallipitoisuus 0,02
- Nuorempi populaatio II: T Tauri -tähdet. Kemiallisilta perusteiltaan tähän ryhmään kuuluvat myös tähtienvälinen kaasu ja pöly. Metallipitoisuus 0,03–0,04.[4].
- Kiekkopopulaatio: Useimmat spiraalihaarojen tähdet. Planetaariset sumut. Metallipitoisuus 0,01–0,02[4].
Populaatio II muokkaa
Populaatio II:een kuuluvat vanhat, usein punertavat tähdet, joiden metallipitoisuus on alhainen (tyypillisesti alle 10 prosenttia Auringon metallipitoisuudesta). Populaatio II:a tavataan pallomaisissa tähtijoukoissa ja galaksien keskuspullistumissa. Nämä osat usein näkyvätkin muita galaksin osia kellertävämpinä. Muuttuvista tähdistä RR Lyrae ja W Virginis -tähdet ovat tyypillisiä populaatio II:n edustajia[3]. Populaatio II:n tähtien radat galaksin keskustan ympäri ovat yleensä hyvin soikeita, eikä ratataso ole kytköksissä galaksin kiekon tasoon.
Populaatio II voidaan jakaa kahteen aliluokkaan.
Populaatio III muokkaa
On perusteltua olettaa, että maailmankaikkeuden ensimmäiset tähdet muodostavat oman ryhmänsä, populaatio III:n. Tähän populaatioon kuuluvat tähdet ovat nykyään jo tuhoutuneet, mutta tutkimalla hyvin kaukaisia galakseja on mahdollista nähdä näistä tähdistä lähtenyttä valoa. Populaatio III:n tähtiä ei ole varmuudella löydetty, oletettavasti siksi, että nämä tähdet olivat hyvin lyhytikäisiä jättiläistähtiä. Näiden tähtien metallipitoisuus olisi alle −6 eli metalleja olisi alle miljoonasosa Auringon metallipitoisuudesta. Tämä on luonnollisesti seurausta siitä, että näiden tähtien muodostuessa käytettävissä on ollut vain alkuräjähdyksen tuottamia aineita.
HE0107-5240-nimisen tähden etäisyys on 36 000 valovuotta. Tähden massa on 80 % Auringon massasta ja metallipitoisuus 1/200000 Auringon metallipitoisuudesta. HE1327-2326:n metallipitoisuus [Fe/H] = −5,6 eli tähden metallipitoisuus on 1/300 000 Auringon metallipitoisuudesta.
Lähteet muokkaa
- Hannu Karttunen, Karl Johan Donner, Pekka Kröger, Heikki Oja, Markku Poutanen: Tähtitieteen perusteet. Neljäs laitos, Ursan julkaisuja 87. Helsinki: Tähtitieteellinen yhdistys Ursa, 2003. ISBN 952-5329-30-5, ISSN 0357-7937.
- Gunnar Larsson-Leander, Johdatus tähtitieteeseen, Gaudeamus 1979, Kolmas painos, Alkuteos 1975