Popolazioni stellari: differenze tra le versioni

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Le stelle possono essere divise in due grandi classi chiamate popolazione I e popolazione II. Alla popolazione II appartengono stelle vecchie formatesi poco dopo il Big Bang, che hanno una quantità molto ridotta di elementi più pesanti dell'elio (chiamata metallicità); alla popolazione I invece appartengono stelle più giovani che contengono gli elementi pesanti prodotti nelle stelle di popolazione II e poi dispersi nel mezzo interstellare dopo la fine della loro esistenza. Le stelle di popolazione I sono osservabili soprattutto nei dischi delle galassie a spirale, mentre quelle di popolazione II si trovano soprattutto negli aloni galattici e negli ammassi globulari^[1]. Il Sole è una stella di popolazione I^[1].

Storia delle scoperte

Nel 1943 Walter Baade, astronomo di origine tedesca che lavorava presso l'osservatorio di Monte Wilson vicino a Pasadena nella contea di Los Angeles, California, approfittò degli oscuramenti dovuti alla seconda guerra mondiale per osservare la galassia di Andromeda e i suoi satelliti. Egli scoprì che due di questi, le galassie M32 e M110, erano composte da popolazioni stellari simili a quelle che compongono gli ammassi globulari che circondano la Via Lattea^[2]. Baade si rese così conto che era possibile distinguere due diverse popolazioni di stelle: quelle di popolazione I, fra cui si può annoverare il Sole e le stelle nelle vicinanze del Sole, e quelle di popolazione II, che comprendono quelle presenti negli ammassi globulari. Le stelle di popolazione I sono presenti negli ammassi aperti in cui, tipicamente, le stelle più luminose sono stelle di classe spettrale O o B. Le stelle di popolazione II, frequenti negli ammassi globulari e nel centro galattico, sono spesso cefeidi a corto periodo. Le più luminose fra stelle del secondo tipo sono supergiganti rosse di classe spettrale M, piuttosto che stelle di classe O o B^[2]. Nelle galassie ellittiche abbondano le stelle di popolazione II, mentre nelle galassie a spirale le stelle di popolazione I sono soprattutto presenti nel disco mentre quelle di popolazione II abbondano nell'alone galattico e negli ammassi globulari^[2].

Fu tuttavia solo negli anni settanta e ottanta, in seguito ai lavori di Albert Edward Whitford^[3]^[4] e Micheal Rich^[5], che si comprese che il fattore fondamentale che distingueva le due popolazioni stellari era la metallicità: le stelle di popolazione II hanno metallicità basse o molto basse, mentre quelle di popolazione I hanno metallicità alte o molto alte.

Popolazioni di stelle

Popolazione II

Le stelle di popolazione II sono stelle relativamente povere di metalli. È importante sottolineare che si tratta di una povertà relativa dato che anche gli oggetti ricchi di metalli presentano una percentuale di elementi più pesanti dell'elio molto piccola e sono per lo più costituiti da quest'ultimo elemento e da idrogeno. Tuttavia, le stelle povere di metalli ne hanno una percentuale ancora più piccola perché sono oggetti molto antichi che si sono formati nell'universo primitivo, quando questo conteneva frazioni piccolissime di elementi diversi dall'idrogeno e dall'elio. La percentuale di metalli nelle stelle di popolazione II si aggira in media intorno allo 0,1% contro una percentuale del 2-3% delle stelle di popolazione I^[6].

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Una caratteristica interessante delle stelle di popolazione II è che, nonostante la loro bassa metallicità, esse presentano un tasso relativamente alto di elementi alfa (cioè elementi i cui isotopi più importanti hanno un numero di massa multiplo di 4), come l'ossigeno, il silicio e il neon rispetto alle stelle di popolazione I. È stato proposto che questa particolarità si deve al fatto che al tempo di formazione delle stelle di popolazione II i principali contributi all'arricchimento di metalli del mezzo interstellare erano le supernovae di tipo II, mentre l'arricchimento dovuto alle supernovae Ia si verificò in periodi successivi^[7]^[8]. Infatti le supernovae di tipo II disperdono nel mezzo interstellare soprattutto ossigeno, neon e magnesio, ma piccole quantità di ferro. Invece, le supernovae di tipo Ia disperdono grandi quantità di ferro e quantità più modeste di magnesio e ossigeno^[9].

Le stelle di popolazione II usualmente presentano elevati moti propri, più elevati di quelli di popolazione I. Le differenze cinematiche fra le due popolazioni sono causate dalle orbite differenti descritte intorno al centro galattico. Le stelle di popolazione I descrivono orbite simili a quelle del Sole, cioè orbite quasi circolari e confinate al piano galattico. La loro velocità relativa rispetto al Sole è quindi bassa e, di conseguenza, il loro moto proprio non elevato. Le stelle di popolazione II, invece, descrivono orbite ellittiche e inclinate o molto inclinate rispetto al piano galattico, data la loro appartenenza all'alone galattico. La loro velocità relativa rispetto al Sole è quindi alta. Ciò è dovuto al diverso tipo di orbita descritta e non necessariamente a causa di una diversa velocità orbitale rispetto a quella del Sole e delle altre stelle di popolazione I^[10].

Gli scienziati hanno indagato le stelle di popolazione II in diverse ricerche. Esse hanno permesso di scoprire alcune stelle estremamente povere di metalli come la stella di Sneden^[11], la stella di Cayrel^[12], BD +17° 3248^[13] e tre delle stelle più vecchie finora conosciute: HE 0107-5240^[14], HE1327-2326^[15] e HE 1523-0901^[16]. La stella di Caffau, quando fu scoperta nel 2011 all'interno del programma Sloan Digital Sky Survey, era la stella più povera di metalli conosciuta^[17]. Tuttavia nel febbraio 2014 fu annunciata la scoperta di SMSS J031300.36-670839.3, che avendo una percentuale di metalli 10 milioni di volte inferiore a quella del Sole, si è rivelata ancora più povera di metalli della precedente. È anche la stella più vecchia conosciuta: si è probabilmente formata solo 100 milioni di anni dopo il Big Bang^[18]. HD 122563 (una gigante) e HD 140283 (una subgigante) hanno una povertà di metalli meno estrema, ma sono più luminose e quindi note da più tempo^[19]^[20].

Popolazione I

La generazione successiva di stelle, quelle di popolazione I, nacquero da nubi di gas contaminate dai metalli prodotti dalle stelle di popolazione II e rilasciati nel mezzo interstellare da tali stelle dopo la fine della loro esistenza. Quando una stella muore, rilascia parte del materiale di cui è composta tramite l'esplosione di una supernova o la formazione di una nebulosa planetaria. Poiché nel corso della sua esistenza la stella ha prodotto vari elementi chimici più pesanti dell'idrogeno e dell'elio, i materiali che essa rilascia nel mezzo interstellare saranno più ricchi di metalli di quelli che componevano la nube da cui essa è nata. Tali materiali espulsi dalla stella morente e ricchi di metalli andranno a mischiarsi con le nubi da cui nascono nuove stelle. Queste stelle più giovani, pertanto, presenteranno una percentuale di metalli superiore a quelle della generazione precedente. Il Sole è una di queste stelle di seconda generazione^[21].

A parità di massa le stelle di popolazione I sono meno luminose delle stelle di popolazione II. Ciò è dovuto al fatto che i metalli presenti al loro interno assorbono parte dei fotoni prodotti, rendendole maggiormente opache. Di conseguenza, meno energia viene liberata e la stella risulta meno luminosa. Poiché i metalli tendono ad assorbire prevalentemente le frequenze più corte (blu), a parità di massa le stelle di popolazione I risultano più rosse e meno calde di quelle di popolazione II^[22]. Tuttavia, tenendo fissa una certa lunghezza d'onda sul diagramma Hertzsprung-Russell le stelle di popolazione I della sequenza principale risultano più luminose di circa una magnitudine rispetto a quelle di popolazione II, che pertanto, ponendosi sotto la sequenza principale, vengono chiamate subnane^[22]. Infatti, nonostante a parità di massa le stelle di popolazione II siano più luminose, presa una certa lunghezza d'onda sul diagramma H-R, le stelle di popolazione II di quel colore saranno meno massicce delle corrispondenti stelle di popolazione I (esse sono infatti più blu delle stelle di popolazione I aventi la loro stessa massa). Essendo meno massicce, esse sono anche meno luminose delle stelle di popolazione I del loro stesso colore^[22].

L'alta metallicità delle stelle di popolazione I rende più probabile che esse possiedano un sistema planetario, dato che i pianeti, specie quelli terrestri, si formano mediante l'accrescimento di metalli^[23].

Nella Via Lattea, la metallicità tende ad essere più alta nei pressi del centro galattico e a decrescere mano a mano che ci si allontana da esso. Il gradiente di metallicità è attribuito alla densità di stelle nel centro galattico. Poiché ci sono più stelle nei pressi del centro galattico, con il passare del tempo, una quantità maggiore di metalli è stata rilasciata nel mezzo interstellare e incorporata in nuove stelle^[24]^[25]. Un meccanismo simile spiega come mai le galassie di grandi dimensioni hanno generalmente una metallicità più alta di quelle di piccole dimensioni. Un esempio evidente è quello delle Nubi di Magellano, due piccole galassie irregolari, che orbitano attorno alla nostra Via Lattea come satelliti: la Grande Nube di Magellano ha una metallicità che ammonta a circa il 40% di quella della Via Lattea, mentre la Piccola Nube di Magellano ha una metallicità del 10%^[26]. Le stelle di popolazione II nei dintorni del Sole sono abbastanza rare, mentre quelle di popolazione I formano la grande parte delle stelle visibili a occhio nudo dalla Terra.

Date queste caratteristiche, le tecniche per distinguere le due popolazioni stellari sono basate sul moto proprio, sulla posizione nella galassia, sull'età, sulla composizione chimica e sulla posizione nel diagramma Hertzsprung-Russell (che dipende a sua volta da osservabili quali la luminosità e la temperatura di colore).

Distinzioni più fini

La distinzione delle stelle in due sole popolazioni sulla base della loro metallicità è in realtà semplicistica. Possiamo infatti disporre le stelle su un continuum ponendo ai due estremi le stelle poverissime di metalli e quelle più ricche: tutti i gradi intermedi sono possibili. Si rese necessaria pertanto una distinzione più fine rispetto a quella iniziale in sole due popolazioni. Essa fu sviluppata in occasione di un importante convegno tenutosi in Vaticano a Roma nel 1957, che portò ad una classificazione di popolazioni più dettagliata, mediante la suddivisione delle due popolazioni originarie in uno schema comprendente quattro categorie di oggetti, che graduano maggiormente le differenze fra le stelle ricche e quelle povere di metalli^[27]. Questa distinzione più fine è in accordo con l'ipotesi che la Via Lattea si è formata dal collasso di una nube quasi sferica di gas rotante lentamente su se stessa che si è schiacciata a formare un disco sottile e rotante più velocemente^[28]. Le stelle dell'alone, di popolazione II e più vecchie, facevano parte della nube quasi sferica prima del suo schiacciamento, mentre le stelle di popolazione I più giovani si sono formate quando la nube si era ormai schiacciata nel disco. Le quattro popolazioni di stelle individuate sono le seguenti^[27]:

Popolazione I o popolazione del disco sottile: le popolazioni di stelle presenti nei bracci a spirale della Via Lattea sono le più giovani e quindi le più ricche di metalli. Nei bracci a spirale si concentrano anche le regioni HI e le nubi molecolari, nei quali sono in corso i processi di formazione stellare della nostra galassia. Nei bracci sono osservabili gli ammassi aperti, le associazioni OB nonché le T-Tauri. Tra le stelle in avanzato stato evolutivo sono presenti le supergiganti e le cefeidi di tipo I. Lo spessore del disco sottile è di circa 100 pc e ruota intorno al centro galattico a una velocità di circa 220 km/s. Tuttavia poiché nel disco sottile i processi di formazione stellare sono iniziati 10 miliardi di anni fa, sono presenti anche stelle vecchie con basso contenuto di metalli. La massa totale del disco sottile si aggira intorno a 60 miliardi di M_☉^[27].
Popolazione II intermedia o popolazione del disco spesso: appartengono a questa popolazione le stelle che si collocano a una altezza di 1 - 1,5 kpc dal piano galattico. Alcune stelle rappresentative di questa popolazione sono le variabili Mira con un periodo compreso fra i 150 e i 200 giorni e le variabili RR Lyrae con metallicità superiore a [Fe/H]= −1^[29]. Originariamente le stelle di questa popolazione venivano assimiliate a quelle dell'alone, ma oggi si ritiene che esse siano maggiormente legate a quelle del disco fine piuttosto che a quelle dell'alone: la metallicità media delle stelle del disco spesso è infatti [Fe/H]= −0,6, mentre quella delle stelle dell'alone è marcatamente più bassa^[27]. La massa totale del disco spesso si aggira intorno a 1 miliardo di M_☉^[27]. Probabilmente non c'è una distinzione netta fra disco sottile e disco spesso, ma una sorta di continuità.
Popolazione del nucleo galattico (popolazione II?): i processi di formazione stellare nel nucleo galattico sono stati in passato molto intensi a causa dell'alta concentrazione di materia e non si sono ancora interrotti. Di conseguenza nel nucleo sono osservabili sia stelle molto vecchie che stelle giovani e di conseguenza sia stelle con metallicità molto bassa che stelle con metallicità superiore a quella del Sole (−3 < [Fe/H] < 0,3^[30]). Il nucleo galattico ruota con una velocità di 180 km/s e ha una massa di circa 20 miliardi di M_☉, un terzo di quella del disco sottile^[27].
Popolazione II estrema o dell'alone: questa popolazione comprende le stelle appartenenti agli ammassi globulari e le stelle ad alta velocità. Si tratta della popolazione più vecchia della nostra galassia e, di conseguenza, presenta una metallicità molto bassa (−3 < [Fe/H] < −1)^[27]. La massa totale dell'alone è di circa 1 miliardo di M_☉^[27]. In realtà, l'alone sembra avere una struttura più complessa in quanto alcuni ammassi globulari si sono formati nelle prime fasi di esistenza della galassia, mentre altri sono stati ereditati da galassie nane fagocitate dalla Via Lattea o sono nuclei di galassie satelliti disgregate dalla forza di gravità esercitata dalla nostra galassia^[31]^[27].

Popolazione III

Le stelle più vecchie conosciute, di popolazione II, sono povere di metalli. Tuttavia tutte le stelle osservate possiedono una percentuale di metalli, per quanto bassa. Poiché nel Big Bang gli unici elementi prodotti furono l'idrogeno e l'elio (oltre a tracce di litio-7), la presenza di metalli in tutte le stelle osservate costituisce un problema in quanto non ne se spiega l'origine. Per risolvere questo problema è stata postulata una generazione di stelle, ora estinta e precedente a quella delle stelle di popolazione II, che è stata chiamata popolazione III^[32]. Tali stelle, all'epoca della loro formazione, erano completamente prive di metalli; al termine della loro esistenza hanno però hanno disperso nel mezzo interstellare i metalli da esse prodotti nelle ultime fasi della loro evoluzione. Tali metalli sono poi confluiti nelle nubi di gas da cui si sono formate le stelle di popolazione II. Evidenze indirette dell'esistenza di stelle di popolazione III sono state ottenute tramite l'utilizzo di galassie molto distanti come lenti gravitazionali^[33]. Si pensa che queste stelle abbiano innescato processi di rionizzazione, cioè di ionizzazione dei gas che si erano combinati dopo il Big Bang, quando la temperatura scese a sufficienza per permettere la combinazione di protoni ed elettroni in atomi^[34]^[35]^[36]. Secondo alcune teorie sono esistite due generazioni di stelle di popolazione III^[37].

Immagine artistica di stelle primordiali, 400 milioni di anni dopo il Big Bang.

Riguardo alla massa delle stelle di popolazione III c'è discussione fra gli studiosi. Secondo una prima teoria, che è stata sviluppata basandosi su modelli computerizzati della formazione stellare, l'assenza virtuale di metalli e l'elevata temperatura del mezzo interstellare nelle prime fasi di vita dell'universo dopo il Big Bang avrebbero favorito l'esistenza di stelle molto più massicce di quelle visibili oggi. Le tipiche stelle di popolazione III avrebbero avuto una massa di parecchie centinaia di M_☉, molto superiore, dunque, a quella delle stelle oggi esistenti^[38]^[39]. Questa ipotesi è confortata dall'analisi chimica di alcuni ammassi globulari legati alle galassie lenticolari che porta a credere che essi siano stati arricchiti di metalli da parte di supernovae a instabilità di coppia, che sono tipicamente associate a stelle molto massicce (130 – 250 M_☉)^[40]. Inoltre una teoria del genere spiegherebbe perché finora la ricerca di stelle di popolazione III, prive di metalli, ha dato esiti negativi: la loro grande massa le avrebbe portate a concludere la loro esistenza in pochi milioni di anni. L'esistenza di ammassi di nane rosse e nane brune prive di metallicità, la cui formazione sarebbe stata indotta da supernovae a instabilità di coppia^[41], è stata proposta come possibile spiegazione della materia oscura^[42]^[43], ma la ricerca di questi e altri MACHO tramite lenti gravitazionali ha finora dato esiti negativi^[44].

Secondo una teoria alternativa basata sull'osservazione di stelle di popolazione II molto povere di metalli che si pensa derivino dalle stelle di popolazione III, queste stelle avrebbero avuto una massa compresa fra 20 e 130 M_☉, paragonabile a quelle delle stelle più massicce oggi esistenti^[45] . Infine, secondo una teoria intermedia, le prime stelle potrebbero essere state stelle molto massicce circondate da parecchie stelle di massa minore^[46]^[47].

Se la prima teoria, ossia quella che ipotizza che le stelle di popolazione III fossero estremamente massicce, è corretta, allora le stelle di popolazione III esaurirono il loro combustibile nucleare in pochi milioni di anni: quelle aventi una massa compresa fra 130 – 250 M_☉ esplosero in supernovae a instabilità di coppia disperdendo i loro metalli nel mezzo interstellare. Le stelle troppo massicce per produrre una supernova a instabilità di coppia (>250 M_☉) collassarono direttamente in buchi neri tramite un processo noto come fotodisintegrazione, ma una parte della materia potrebbe essere ugualmente sfuggita al collasso sotto forma di getti relativistici, così da contaminare di metalli il mezzo circostante^[48]^[49]. Poiché furono tutte distrutte nell'arco di alcune centinaia di milioni di anni dopo il Big Bang, le stelle di popolazione III potrebbero essere osservate nelle galassie più lontane, la cui luce si è originata nelle prime fasi di esistenza dell'universo.

Possibile bagliore prodotto dalle stelle di popolazione III catturato dal telescopio spaziale Spitzer della NASA.

La ricerca delle stelle di popolazione III per confermare o invalidare l'ipotesi della loro esistenza è una delle aree di ricerca attiva in astronomia. La scoperta di stelle appartenenti alla popolazione III è uno degli obiettivi del costruendo telescopio Spaziale James Webb^[50]. Un metodo per la loro scoperta potrebbe essere quello di eliminare da immagini a largo campo tutte le stelle e le galassie in primo piano in modo da catturare sullo sfondo la luce emessa da queste stelle primordiali. Sono stati fatti tentativi in questo senso usando le immagini del telescopio spaziale Spitzer con esiti controversi^[51]^[52]^[53]. È stato tuttavia suggerito che le supernovae SN 2006gy e SN 2007bi potrebbero essere supernovae a instabilità di coppia generate da stelle di popolazione III supermassicce. Si è ipotizzato che tali stelle potrebbero essersi formate in tempi relativamente recenti in galassie nane contenti del gas primordiale, privo di metalli. Le supernovae passate occorse in queste galassie avrebbero eiettato i materiali ricchi i metalli a velocità tali da sfuggire alla forza di gravità della galassia, mantenendo così le percentuali di metalli presenti nel gas molto basse^[54].

Note

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Voci correlate

Metallicità

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[50] C.-E. Rydberg et al., Detection of isolated Population III stars with the James Webb Space Telescope, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 429, n. 4, 2013, pp. 3658-3664, DOI:10.1093/mnras/sts653. URL consultato l'11 maggio 2014.

[51] Mark Peplow, Glimmer of first stars spied, su nature.com, Nature. URL consultato il 15 maggio 2014.

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-{{F|astronomia|maggio 2013}}
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+Le [[stella|stelle]] possono essere divise in due grandi classi chiamate '''popolazione I''' e '''popolazione II'''. Alla popolazione II appartengono stelle vecchie formatesi poco dopo il [[Big Bang]], che hanno una quantità molto ridotta di [[Elemento chimico|elementi]] più pesanti dell'[[elio (elemento)|elio]] (chiamata ''[[metallicità]]''); alla popolazione I invece appartengono stelle più giovani che contengono gli elementi pesanti prodotti nelle stelle di popolazione II e poi dispersi nel [[mezzo interstellare]] dopo la fine della loro esistenza. Le stelle di popolazione I sono osservabili soprattutto nei [[Disco galattico|dischi]] delle [[Galassia spirale|galassie a spirale]], mentre quelle di popolazione II si trovano soprattutto negli [[Alone galattico|aloni galattici]] e negli [[ammasso globulare|ammassi globulari]]<ref name=Hyper>{{cita web |url=http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/starlog/pop12.html |titolo=Populations I and II Stars |autore= |sito=HyperPhysics |editore=Georgia State University |accesso=1 aprile 2014 }}</ref>. Il [[Sole]] è una stella di popolazione I<ref name=Hyper />.
-Le [[stella|stelle]] possono essere divise in due tipi generali chiamati '''Popolazione I''' e '''Popolazione II'''. I criteri di classificazione includono la velocità nello spazio, la posizione nella [[galassia]], l'età, la composizione chimica e la posizione nel [[diagramma Hertzsprung-Russell]] (che dipende a sua volta da osservabili quali la [[magnitudine apparente|magnitudine]] e la temperatura di colore). In generale alla Popolazione II appartengono stelle vecchie formatesi poco dopo il [[Big Bang]], che hanno una quantità molto ridotta di [[Elemento chimico|elementi]] più pesanti dell'[[elio (elemento)|elio]]; alla Popolazione I invece appartengono stelle più giovani che contengono gli elementi pesanti creati dalla morte delle stelle di Popolazione II. Il nostro [[Sole]] è una stella di Popolazione I.
+== Storia delle scoperte ==
-Il primo ad avere il sospetto che nella nostra [[Via Lattea|galassia]], come in quelle esterne, potessero esistere due differenti tipi di popolazioni stellari fu [[Walter Baade|Baade]] quando, con il telescopio di 2,4 metri del Monte Wilson, esaminò due strani sistemi stellari nelle costellazioni della [[Fornace (costellazione)|Fornace]] e dello [[Scultore (costellazione)|Scultore]]. Le loro stelle più brillanti non erano blu, come dovrebbe accadere secondo il [[diagramma H-R]] ma rosse, come accadeva negli [[ammasso globulare|ammassi globulari]]. Negli anni successivi, Baade fu in grado di risolvere stelle di altri sistemi extragalattici come [[NGC 147]], [[NGC 185]] ed il nucleo di [[Galassia di Andromeda|M31]]: per tutti le stelle più brillanti erano rosse. Legando questi fatti alle proprietà allora conosciute delle stelle nella nostra galassia, quali la distribuzione, la composizione chimica e la cinematica, Baade arrivò nel [[1944]] alla conclusione che dovevano esserci almeno due distinte popolazioni di stelle: una Popolazione I con diagrammi colore-magnitudine di tipo classico, con stelle più brillanti di colore blu, e formata da stelle distribuite sul disco della Galassia e partecipanti al suo moto di rotazione attorno al centro; ed una Popolazione II con diagrammi colore-magnitudine simili a quelli degli ammassi globulari, distribuita nell'[[alone galattico]] e ricca di [[stella supergigante|supergiganti rosse]].
+Nel 1943 [[Walter Baade]], [[astronomo]] di origine [[Germania|tedesca]] che lavorava presso l'[[osservatorio di Monte Wilson]] vicino a [[Pasadena (California)|Pasadena]] nella [[contea di Los Angeles]], [[California]], approfittò degli oscuramenti dovuti alla [[seconda guerra mondiale]] per osservare la [[galassia di Andromeda]] e i suoi [[Galassia satellite|satelliti]]. Egli scoprì che due di questi, le galassie [[M32 (astronomia)|M32]] e [[M110]], erano composte da popolazioni stellari simili a quelle che compongono gli [[ammasso globulare|ammassi globulari]] che circondano la [[Via Lattea]]<ref name=Baade>{{cita pubblicazione |titolo=The Resolution of Messier 32, NGC 205, and the Central Region of the Andromeda Nebula |autore=W. Baade |rivista=Astrophysical Journal |anno=1944 |volume=100 |numero= |pagine=137-146 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1944ApJ...100..137B |doi=10.1086/144650 |accesso=3 aprile 2014}}</ref>. Baade si rese così conto che era possibile distinguere due diverse popolazioni di stelle: quelle di popolazione&nbsp;I, fra cui si può annoverare il Sole e le stelle nelle vicinanze del Sole, e quelle di popolazione&nbsp;II, che comprendono quelle presenti negli ammassi globulari. Le stelle di popolazione I sono presenti negli [[ammasso aperto|ammassi aperti]] in cui, tipicamente, le stelle più [[luminosità (astronomia)|luminose]] sono stelle di [[classe spettrale]] O o B. Le stelle di popolazione&nbsp;II, frequenti negli ammassi globulari e nel [[centro galattico]], sono spesso [[variabile cefeide|cefeidi]] a corto periodo. Le più luminose fra stelle del secondo tipo sono [[stella supergigante|supergiganti rosse]] di classe spettrale M, piuttosto che stelle di classe O o B<ref name=Baade />. Nelle [[Galassia ellittica|galassie ellittiche]] abbondano le stelle di popolazione&nbsp;II, mentre nelle [[galassia spirale|galassie a spirale]] le stelle di popolazione&nbsp;I sono soprattutto presenti nel [[disco galattico|disco]] mentre quelle di popolazione&nbsp;II abbondano nell'[[alone galattico]] e negli ammassi globulari<ref name=Baade />.
+Fu tuttavia solo negli [[anni settanta]] e [[anni ottanta|ottanta]], in seguito ai lavori di [[Albert Edward Whitford]]<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Spectral scans of the nuclear bulge of the Galaxy - Comparison with other galaxies |autore=A. Whitford  |rivista=Astrophysical Journal |anno=1978 |volume=226 |numero= |pagine=777-779 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1978ApJ...226..777W |doi=10.1086/156659 |accesso=7 aprile 2014}}</ref><ref>{{cita pubblicazione |titolo=Metal content of K giants in the nuclear bulge of the galaxy |autore=A. E. Whitford, R. M. Rich |rivista=Astrophysical Journal |anno=1983 |volume=274 |numero= |pagine=723-732 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1983ApJ...274..723W |doi=10.1086/161484 |accesso=7 aprile 2014}}</ref> e Micheal Rich<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Spectroscopy and abundances of 88 K giants in Baade's Window |autore=M. Rich |rivista=Astronomical Journal |anno=1988 |volume=95 |numero= |pagine=828-865 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1988AJ.....95..828R |doi=Astronomical Journal |accesso=7 aprile 2014}}</ref>, che si comprese che il fattore fondamentale che distingueva le due popolazioni stellari era la [[metallicità]]: le stelle di popolazione&nbsp;II hanno metallicità basse o molto basse, mentre quelle di popolazione&nbsp;I hanno metallicità alte o molto alte.
-Con il procedere delle osservazioni, i dati mostrarono che occorreva un suddivisione più fine. Questa fu raggiunta in occasione di un importante convegno tenutosi a [[Roma]] nel [[1958]], e che portò ad una classificazione di popolazioni più dettagliata, suddividendo le due popolazioni originarie in uno schema comprendente cinque categorie di oggetti, le cui proprietà caratteristiche variano con più o meno gradualità tra i tipi estremi:
+== Popolazioni di stelle ==
-*'''Popolazione I pura od estrema''': composta da stelle che dovrebbero trovarsi sulla [[sequenza principale]], addirittura con divergenza alle basse luminosità (cioè stelle ancora in fase di formazione). È presente nei bracci di spirale della Galassia. Esempi tipici sono [[stella supergigante|supergiganti]] O-B, [[stelle T Tauri|variabili T Tauri]], [[variabile cefeide|cefeidi]] classiche, ammassi galattici aperti giovani.
+=== Popolazione II ===
-*'''Popolazione I vecchia''': hanno un contenuto metallico un po' meno marcato. Esempi tipici sono [[ammasso aperto|ammassi aperti]] con diagrammi H-R già intaccati dall'alto, stelle di tipo A, stelle con righe metalliche forti, [[stella nana|nane]].
+Le stelle di popolazione&nbsp;II sono stelle relativamente povere di metalli. È importante sottolineare che si tratta di una povertà relativa dato che anche gli oggetti ricchi di metalli presentano una percentuale di elementi più pesanti dell'[[elio]] molto piccola e sono per lo più costituiti da quest'ultimo elemento e da [[idrogeno]]. Tuttavia, le stelle povere di metalli ne hanno una percentuale ancora più piccola perché sono oggetti molto antichi che si sono formati nell'universo primitivo, quando questo conteneva frazioni piccolissime di elementi diversi dall'idrogeno e dall'elio. La percentuale di metalli nelle stelle di popolazione&nbsp;II si aggira in media intorno allo 0,1% contro una percentuale del 2-3% delle stelle di popolazione&nbsp;I<ref>{{cita web |url=https://www.astro.umd.edu/resources/introastro/pop.html |titolo=Stellar Populations |autore=K: Miller, S. Miller |sito= |editore=University of Maryland, Department of Astronomy |accesso=17 aprile 2014 }}</ref>.
-*'''Popolazione intermedia del disco''': rappresentata da stelle nel rigonfiamento galattico, tra i bracci, più abbondanti verso il nucleo. Tipici esempi sono le [[Nova|novae]], le [[nebulosa planetaria|nebulose planetarie]], stelle del nucleo galattico, ammassi globulari nucleo-disco, stelle a righe metalliche deboli.
+[[File:A Swarm of Ancient Stars - GPN-2000-000930.jpg|thumb|300px|left|L'[[ammasso globulare]] [[M80 (astronomia)|M80]]. Gli ammassi globulari sono formati da vecchie stelle di popolazione&nbsp;II povere di metalli.]].
-*'''Popolazione II intermedia''': comprendente stelle ad alta velocità ed ammassi globulari delle classi intermedie.
-*'''Popolazione estrema o dell'alone''': comprendente le sub-nane, gli ammassi globulari classici ad alta velocità.
+Una caratteristica interessante delle stelle di popolazione&nbsp;II è che, nonostante la loro bassa metallicità, esse presentano un tasso relativamente alto di [[Processo alfa|elementi alfa]] (cioè [[elemento chimico|elementi]] i cui [[isotopo|isotopi]] più importanti hanno un [[numero di massa]] multiplo di 4), come l'[[ossigeno]], il [[silicio]] e il [[neon]] rispetto alle stelle di popolazione&nbsp;I. È stato proposto che questa particolarità si deve al fatto che al tempo di formazione delle stelle di popolazione&nbsp;II i principali contributi all'arricchimento di metalli del [[mezzo interstellare]] erano le [[Supernova di tipo II|supernovae di tipo&nbsp;II]], mentre l'arricchimento dovuto alle [[supernova di tipo Ia|supernovae&nbsp;Ia]] si verificò in periodi successivi<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Metallicity distribution and abundance ratios in the stars of the Galactic bulge |autore=F. Matteucci, E. Brocato |rivista=Astrophysical Journal |anno=1990 |volume=365 |numero= |pagine=539-543 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1990ApJ...365..539M |doi=10.1086/169508 |accesso=9 aprile 2014}}</ref><ref>{{cita pubblicazione |titolo=The Chemical Evolution of the Galactic Disk - Part One - Analysis and Results |autore=B. Edvardsson ''et al.'' |rivista=Astronomy and Astrophysics |anno=1993 |volume=275 |numero= |pagine=101-152 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1993A%26A...275..101E |doi= |accesso=9 aprile 2014}}</ref>. Infatti le supernovae di tipo&nbsp;II disperdono nel mezzo interstellare soprattutto ossigeno, neon e magnesio, ma piccole quantità di ferro. Invece, le supernovae di tipo Ia disperdono grandi quantità di ferro e quantità più modeste di magnesio e ossigeno<ref>{{cita web |url=http://arxiv.org/abs/1210.2127 |titolo=Stellar Populations |autore=Reynier Peletier |sito=arXiv.org |editore=Cornell University |accesso=9 aprile 2014 }}</ref>.
-È stata ipotizzata anche una '''Popolazione III''', una primissima generazione di stelle di grande massa che sarebbe stata la prima a formarsi. La sua esistenza sembra essere richiesta dalla teoria del [[Big Bang]] per giustificare la presenza di elementi pesanti negli oggetti visibili più antichi, come i [[quasar]] distanti. Nel [[2005]], un gruppo di ricercatori del ''[[Goddard Space Flight Center]]'' della [[NASA]] di Greenbelt sembra aver isolato nell'infrarosso una singola radiazione attribuibile a stelle di Popolazione III.
+Le stelle di popolazione&nbsp;II usualmente presentano elevati [[moto proprio|moti propri]], più elevati di quelli di popolazione&nbsp;I. Le differenze [[cinematica stellare|cinematiche]] fra le due popolazioni sono causate dalle [[orbita|orbite]] differenti descritte intorno al [[centro galattico]]. Le stelle di popolazione&nbsp;I descrivono orbite simili a quelle del Sole, cioè orbite quasi circolari e confinate al [[piano galattico]]. La loro velocità relativa rispetto al Sole è quindi bassa e, di conseguenza, il loro moto proprio non elevato. Le stelle di popolazione&nbsp;II, invece, descrivono orbite ellittiche e inclinate o molto inclinate rispetto al piano galattico, data la loro appartenenza all'alone galattico. La loro velocità relativa rispetto al Sole è quindi alta. Ciò è dovuto al diverso tipo di orbita descritta e non necessariamente a causa di una diversa [[velocità orbitale]] rispetto a quella del Sole e delle altre stelle di popolazione&nbsp;I<ref>{{cita web |url=https://www.creationresearch.org/crsq/articles/30/30_1/StellarPop.html |titolo=The Role Of Stellar Population Types In The Discussion Of Stellar Evolution |autore=Danny R. Faulkner |sito= |editore=The Creation Research Society |accesso=14 aprile 2014 }}</ref>.
+Gli scienziati hanno indagato le stelle di popolazione II in diverse ricerche. Esse hanno permesso di scoprire alcune stelle estremamente povere di metalli come la [[stella di Sneden]]<ref>{{cita pubblicazione |titolo=The Ultra--Metal-poor, Neutron-Capture--rich Giant Star CS 22892-052 |autore=C. Sneden ''et al.'' |rivista=Astrophysical Journal |anno=1996 |volume=467 |numero= |pagine=819-840 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1996ApJ...467..819S |doi=10.1086/177656 |accesso=10 aprile 2014}}</ref>, la [[stella di Cayrel]]<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Measurement of stellar age from uranium decay |autore=R. Cayrel ''et al.'' |rivista=Nature |anno=2001 |volume=409 |numero=6821 |pagine=691–692 |url=http://www.physics.upenn.edu/~jklein/Age_of_Universe/MeasurementStellarAge%20UraniumDecay.pdf |doi=10.1038/35055507 |accesso=10 aprile 2014}}</ref>, [[BD +17° 3248]]<ref>{{cita pubblicazione |titolo=The Chemical Composition and Age of the Metal-poor Halo Star BD +17°3248 |autore=J. J. Cowan ''et al.'' |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2002 |volume=572 |numero=2 |pagine=861-879 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002ApJ...572..861C |doi=10.1086/340347 |accesso=10 aprile 2014}}</ref> e tre delle stelle più vecchie finora conosciute: [[HE 0107-5240]]<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Is HE 0107-5240 A Primordial Star? The Characteristics of Extremely Metal-Poor Carbon-Rich Stars |autore=T. Suda ''et al.'' |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2004 |volume=611 |numero=1 |pagine=476-493 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004ApJ...611..476S |doi=10.1086/422135 |accesso=10 aprile 2014}}</ref>, [[HE1327-2326]]<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Nucleosynthetic signatures of the first stars |autore=A. Frebel ''et al.'' |rivista=Nature |anno=2005 |volume=434 |numero= |pagine=871-873 |url=http://www.nature.com/nature/journal/v434/n7035/abs/nature03455.html |doi=10.1038/nature03455 |accesso=10 aprile 2014}}</ref> e [[HE 1523-0901]]<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Discovery of HE 1523-0901, a Strongly r-Process-enhanced Metal-poor Star with Detected Uranium |autore=A. Frebel ''et al.'' |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2007 |volume=660 |numero=2 |pagine= L117-L120 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007ApJ...660L.117F |doi=10.1086/518122 |accesso=10 aprile 2014}}</ref>. La [[SDSS J102915+172927|stella di Caffau]], quando fu scoperta nel 2011 all'interno del programma [[Sloan Digital Sky Survey]], era la stella più povera di metalli conosciuta<ref>{{cita pubblicazione |titolo=An extremely primitive star in the Galactic halo |autore=E. Caffau ''et al.'' |rivista=Nature |anno=2011 |volume=467 |numero= |pagine=67-69 |url=http://www.nature.com/nature/journal/v477/n7362/full/nature10377.html |doi=10.1038/nature10377 |accesso=10 aprile 2014}}</ref>. Tuttavia nel febbraio 2014 fu annunciata la scoperta di [[SMSS J031300.36-670839.3]], che avendo una percentuale di metalli 10 milioni di volte inferiore a quella del Sole, si è rivelata ancora più povera di metalli della precedente. È anche la stella più vecchia conosciuta: si è probabilmente formata solo 100&nbsp;milioni di anni dopo il [[Big Bang]]<ref>{{cita pubblicazione |titolo=A single low-energy, iron-poor supernova as the source of metals in the star SMSS J031300.36−670839.3 |autore=S. C. Keller ''et al.'' |rivista=Nature |anno=2014 |volume=506 |numero= |pagine=463–466 |url=http://www.nature.com/nature/journal/v506/n7489/full/nature12990.html |doi=10.1038/nature12990 |accesso=10 aprile 2014}}</ref>. [[HD 122563]] (una [[stella gigante|gigante]]) e [[HD 140283]] (una [[Stella subgigante|subgigante]]) hanno una povertà di metalli meno estrema, ma sono più luminose e quindi note da più tempo<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Red Giants with Extreme Metal Deficiencies |autore=G. Wallerstein ''et al.'' |rivista=Astrophysical Journal |anno=1963 |volume=137 |numero= |pagine=280-303 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1963ApJ...137..280W |doi=10.1086/147501 |accesso=10 aprile 2014}}</ref><ref>{{cita pubblicazione |titolo=HD 140283: A Star in the Solar Neighborhood that Formed Shortly after the Big Bang |autore=H.E. Bond ''et al.'' |rivista=The Astrophysical Journal Letters |anno=2013 |volume=765 |numero=1 |pagine=L12-L17 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2013ApJ...765L..12B |doi=10.1088/2041-8205/765/1/L12 |accesso=10 aprile 2014}}</ref>.
+=== Popolazione I ===
+La generazione successiva di stelle, quelle di popolazione&nbsp;I, nacquero da nubi di gas contaminate dai metalli prodotti dalle stelle di popolazione&nbsp;II e rilasciati nel mezzo interstellare da tali stelle dopo la fine della loro esistenza. Quando una stella muore, rilascia parte del materiale di cui è composta tramite l'esplosione di una supernova o la formazione di una [[nebulosa planetaria]]. Poiché nel corso della sua esistenza la stella ha prodotto vari elementi chimici più pesanti dell'idrogeno e dell'elio, i materiali che essa rilascia nel mezzo interstellare saranno più ricchi di metalli di quelli che componevano la nube da cui essa è nata. Tali materiali espulsi dalla stella morente e ricchi di metalli andranno a mischiarsi con le nubi da cui nascono nuove stelle. Queste stelle più giovani, pertanto, presenteranno una percentuale di metalli superiore a quelle della generazione precedente. Il [[Sole]] è una di queste stelle di seconda generazione<ref>{{cita web |url=http://www.britannica.com/EBchecked/topic/470379/Populations-I-and-II |titolo=Populations I and II |autore= |sito=Encyclopaedia Britannica |editore= |accesso=14 aprile 2014 }}</ref>.
+[[File:Mu Arae star.jpg|thumb|Immagine artistica di {{STL|Mu|Ara}}, una stella di popolazione&nbsp;I ricca di metalli]]
+A parità di [[massa (fisica)|massa]] le stelle di popolazione&nbsp;I sono meno luminose delle stelle di popolazione&nbsp;II. Ciò è dovuto al fatto che i metalli presenti al loro interno assorbono parte dei [[fotone|fotoni]] prodotti, rendendole maggiormente opache. Di conseguenza, meno [[energia]] viene liberata e la stella risulta meno luminosa. Poiché i metalli tendono ad assorbire prevalentemente le [[frequenza|frequenze]] più corte (blu), a parità di massa le stelle di popolazione&nbsp;I risultano più rosse e meno calde di quelle di popolazione&nbsp;II<ref name=Helmi>{{cita web |url=http://www.astro.rug.nl/~ahelmi/galaxies_course/class_II/class_II.pdf |titolo=Stellar Populations |autore=Amina Helmi |sito= |editore=Kapteyn Astronomical Institute |accesso=14 aprile 2014 }}</ref>. Tuttavia, tenendo fissa una certa [[lunghezza d'onda]] sul [[diagramma Hertzsprung-Russell]] le stelle di popolazione&nbsp;I della [[sequenza principale]] risultano più luminose di circa una [[magnitudine assoluta|magnitudine]] rispetto a quelle di popolazione&nbsp;II, che pertanto, ponendosi sotto la sequenza principale, vengono chiamate ''[[Stella subnana|subnane]]''<ref name=Helmi />. Infatti, nonostante a parità di massa le stelle di popolazione&nbsp;II siano più luminose, presa una certa lunghezza d'onda sul diagramma H-R, le stelle di popolazione&nbsp;II di quel colore saranno meno massicce delle corrispondenti stelle di popolazione&nbsp;I (esse sono infatti più blu delle stelle di popolazione&nbsp;I aventi la loro stessa massa). Essendo meno massicce, esse sono anche meno luminose delle stelle di popolazione&nbsp;I del loro stesso colore<ref name=Helmi />.
+L'alta metallicità delle stelle di popolazione&nbsp;I rende più probabile che esse possiedano un [[sistema planetario]], dato che i [[pianeta|pianeti]], specie quelli [[Pianeta terrestre|terrestri]], si formano mediante l'[[Accrescimento (astronomia)|accrescimento]] di metalli<ref>{{cita pubblicazione| titolo=An Estimate of the Age Distribution of Terrestrial Planets in the Universe: Quantifying Metallicity as a Selection Effect|autore=C. H. Lineweaver |year=2000| doi=10.1006/icar.2001.6607| rivista=Icarus| volume=151| numero=2| pagine=307–313|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2001Icar..151..307L |accesso=11 aprile 2014 }}</ref>.
+Nella [[Via Lattea]], la metallicità tende ad essere più alta nei pressi del centro galattico e a decrescere mano a mano che ci si allontana da esso. Il gradiente di metallicità è attribuito alla densità di stelle nel centro galattico. Poiché ci sono più stelle nei pressi del centro galattico, con il passare del tempo, una quantità maggiore di metalli è stata rilasciata nel mezzo interstellare e incorporata in nuove stelle<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Metallicity Analysis of MACHO Galactic Bulge RR0 Lyrae Stars from their Light Curves |autore=A. Kunder, B. Chaboyer |rivista=The Astronomical Journal |anno=2008 |volume=136 |numero=6 |pagine=2441-2452 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008AJ....136.2441K |doi=10.1088/0004-6256/136/6/2441 |accesso=19 maggio 2014}}</ref><ref>{{cita pubblicazione |titolo=Clues to the Metallicity Distribution in the Galactic Bulge: Abundances in MOA-2008-BLG-310S and MOA-2008-BLG-311S |autore=J. G. Cohen ''et al.'' |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2009 |volume=699 |numero=1 |pagine=66-75 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2009ApJ...699...66C |doi=10.1088/0004-637X/699/1/66 |accesso=19 maggio 2014}}</ref>. Un meccanismo simile spiega come mai le galassie di grandi dimensioni hanno generalmente una metallicità più alta di quelle di piccole dimensioni. Un esempio evidente è quello delle [[Nubi di Magellano]], due piccole galassie [[Galassia irregolare|irregolari]], che [[orbita]]no attorno alla nostra Via Lattea come satelliti: la [[Grande Nube di Magellano]] ha una metallicità che ammonta a circa il 40% di quella della Via Lattea, mentre la [[Piccola Nube di Magellano]] ha una metallicità del 10%<ref>{{cita pubblicazione |titolo=The chemical composition of Cepheids in the Milky Way and the Magellanic Clouds |autore=M. Mottini ''et al.'' |rivista=Memorie della Società Astronomica Italiana |anno=2006 |volume=77 |numero= |pagine=156-159 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006MmSAI..77..156M |doi= |accesso=17 maggio 2014}}</ref>. Le stelle di popolazione&nbsp;II nei dintorni del Sole sono abbastanza rare, mentre quelle di popolazione&nbsp;I formano la grande parte delle stelle visibili a [[occhio nudo]] dalla [[Terra]].
+Date queste caratteristiche, le tecniche per distinguere le due popolazioni stellari sono basate sul moto proprio, sulla posizione nella galassia, sull'età, sulla composizione chimica e sulla posizione nel diagramma Hertzsprung-Russell (che dipende a sua volta da osservabili quali la luminosità e la [[temperatura di colore]]).
+=== Distinzioni più fini ===
+La distinzione delle stelle in due sole popolazioni sulla base della loro metallicità è in realtà semplicistica. Possiamo infatti disporre le stelle su un ''continuum'' ponendo ai due estremi le stelle poverissime di metalli e quelle più ricche: tutti i gradi intermedi sono possibili. Si rese necessaria pertanto una distinzione più fine rispetto a quella iniziale in sole due popolazioni. Essa fu sviluppata in occasione di un importante convegno tenutosi in [[Vaticano]] a [[Roma]] nel [[1957]], che portò ad una classificazione di popolazioni più dettagliata, mediante la suddivisione delle due popolazioni originarie in uno schema comprendente quattro categorie di oggetti, che graduano maggiormente le differenze fra le stelle ricche e quelle povere di metalli<ref name=Bernes>{{cita web |url=http://www.ifa.hawaii.edu/faculty/barnes/ast626_97/pcmw.html |titolo=Populations & Components of the Milky Way |autore=J. E. Barnes |sito= |editore=University of Hawaii, Institute of Astronomy |accesso=17 aprile 2014 }}</ref>. Questa distinzione più fine è in accordo con l'ipotesi che la Via Lattea si è [[Formazione ed evoluzione galattica|formata]] dal collasso di una nube quasi sferica di [[gas]] rotante lentamente su se stessa che si è schiacciata a formare un disco sottile e rotante più velocemente<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Evidence from the motions of old stars that the Galaxy collapsed |autore=O. J. Eggen, D. Lynden-Bell, A. R. Sandage |rivista=Astrophysical Journal |anno=1962 |volume=136 |numero= |pagine=748-767 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1962ApJ...136..748E |doi=10.1086/147433 |accesso=17 aprile 2014}}</ref>. Le stelle dell'alone, di popolazione&nbsp;II e più vecchie, facevano parte della nube quasi sferica prima del suo schiacciamento, mentre le stelle di popolazione&nbsp;I più giovani si sono formate quando la nube si era ormai schiacciata nel disco. Le quattro popolazioni di stelle individuate sono le seguenti<ref name=Bernes />:
+[[File:Starpop.svg|thumb|400px|right|Le popolazioni stellari]]
+*''Popolazione I o popolazione del disco sottile'': le popolazioni di stelle presenti nei [[Via Lattea#Bracci di spirale|bracci a spirale]] della Via Lattea sono le più giovani e quindi le più ricche di metalli. Nei bracci a spirale si concentrano anche le [[Regione H I|regioni HI]] e le [[Nube molecolare|nubi molecolari]], nei quali sono in corso i processi di [[formazione stellare]] della nostra galassia. Nei bracci sono osservabili gli [[Ammasso aperto|ammassi aperti]], le [[Associazione OB|associazioni OB]] nonché le [[Stella T Tauri|T-Tauri]]. Tra le stelle in avanzato stato evolutivo sono presenti le [[stella supergigante|supergiganti]] e le [[Variabile Cefeide|cefeidi di tipo I]]. Lo spessore del disco sottile è di circa 100&nbsp;[[parsec|pc]] e ruota intorno al centro galattico a una velocità di circa 220&nbsp;km/s. Tuttavia poiché nel disco sottile i processi di formazione stellare sono iniziati 10&nbsp;miliardi di anni fa, sono presenti anche stelle vecchie con basso contenuto di metalli. La massa totale del disco sottile si aggira intorno a 60&nbsp;miliardi di&nbsp;[[massa solare|M<sub>☉</sub>]]<ref name=Bernes />.
+* ''Popolazione II intermedia o popolazione del disco spesso'': appartengono a questa popolazione le stelle che si collocano a una altezza di 1 - 1,5&nbsp;kpc dal [[piano galattico]]. Alcune stelle rappresentative di questa popolazione sono le [[Variabile Mira|variabili Mira]] con un periodo compreso fra i 150 e i 200&nbsp;giorni e le [[Variabile RR Lyrae|variabili RR Lyrae]] con metallicità superiore a [Fe/H]=&nbsp;−1<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Kinematics, chemistry, and structure of the Galaxy |autore=G. Gilmore, R. Wyse, K. Kuijken |rivista=Annual review of astronomy and astrophysics |anno=1989 |volume=27 |numero= |pagine=555-627 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1989ARA%26A..27..555G |doi=10.1146/annurev.aa.27.090189.003011 |accesso=21 aprile 2014}}</ref>. Originariamente le stelle di questa popolazione venivano assimiliate a quelle dell'alone, ma oggi si ritiene che esse siano maggiormente legate a quelle del disco fine piuttosto che a quelle dell'alone: la metallicità media delle stelle del disco spesso è infatti [Fe/H]=&nbsp;−0,6, mentre quella delle stelle dell'alone è marcatamente più bassa<ref name=Bernes />. La massa totale del disco spesso si aggira intorno a 1&nbsp;miliardo di&nbsp;M<sub>☉</sub><ref name=Bernes />. Probabilmente non c'è una distinzione netta fra disco sottile e disco spesso, ma una sorta di continuità.
+* ''Popolazione del nucleo galattico (popolazione II?)'': i processi di formazione stellare nel nucleo galattico sono stati in passato molto intensi a causa dell'alta concentrazione di materia e non si sono ancora interrotti. Di conseguenza nel nucleo sono osservabili sia stelle molto vecchie che stelle giovani e di conseguenza sia stelle con metallicità molto bassa che stelle con metallicità superiore a quella del Sole ({{TA|−3 < [Fe/H] < 0,3}}<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Compositions of halo clusters and the formation of the galactic halo |autore=L. Searle, R. Zinn |rivista=Astrophysical Journal |anno=1978 |volume=225 |numero= |pagine=357-379 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1978ApJ...225..357S |doi=10.1086/156499 |accesso=21 aprile 2014}}</ref>). Il nucleo galattico ruota con una velocità di 180&nbsp;km/s e ha una massa di circa 20&nbsp;miliardi di&nbsp;M<sub>☉</sub>, un terzo di quella del disco sottile<ref name=Bernes />.
+*''Popolazione II estrema o dell'alone'': questa popolazione comprende le stelle appartenenti agli ammassi globulari e le stelle ad alta velocità. Si tratta della popolazione più vecchia della nostra galassia e, di conseguenza, presenta una metallicità molto bassa ({{TA|−3 < [Fe/H] < −1}})<ref name=Bernes />. La massa totale dell'alone è di circa 1&nbsp;miliardo di&nbsp;M<sub>☉</sub><ref name=Bernes />. In realtà, l'alone sembra avere una struttura più complessa in quanto alcuni ammassi globulari si sono formati nelle prime fasi di esistenza della galassia, mentre altri sono stati ereditati da [[galassia nana|galassie nane]] fagocitate dalla Via Lattea o sono nuclei di galassie satelliti disgregate dalla [[forza di gravità]] esercitata dalla nostra galassia<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Absolute proper motions to B approximately 22.5: Evidence for kimematical substructure in halo field stars |autore=S. R. Majewski, J. A. Munn, S. L. Hawley |rivista=Astrophysical Journal, Letters |anno=1994 |volume=427 |numero= |pagine=L37-L41 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1994ApJ...427L..37M |doi=10.1086/187359 |accesso=21 aprile 2014}}</ref><ref name=Bernes />.
+== Popolazione III ==
+Le stelle più vecchie conosciute, di popolazione&nbsp;II, sono povere di metalli. Tuttavia tutte le stelle osservate possiedono una percentuale di metalli, per quanto bassa. Poiché nel [[Big Bang]] gli unici elementi prodotti furono l'idrogeno e l'elio (oltre a tracce di [[litio]]-7), la presenza di metalli in tutte le stelle osservate costituisce un problema in quanto non ne se spiega l'origine. Per risolvere questo problema è stata postulata una generazione di stelle, ora estinta e precedente a quella delle stelle di popolazione&nbsp;II, che è stata chiamata ''popolazione&nbsp;III''<ref>{{cita web |url=http://www.solstation.com/x-objects/first.htm |titolo=First Stars
+(and other beginnings) |autore= |sito=SolStation |editore=Sol Company |accesso=11 maggio 2014 }}</ref>. Tali stelle, all'epoca della loro formazione, erano completamente prive di metalli; al termine della loro esistenza hanno però hanno disperso nel mezzo interstellare i metalli da esse prodotti nelle ultime fasi della loro evoluzione. Tali metalli sono poi confluiti nelle nubi di gas da cui si sono formate le stelle di popolazione&nbsp;II. Evidenze indirette dell'esistenza di stelle di popolazione&nbsp;III sono state ottenute tramite l'utilizzo di galassie molto distanti come [[lente gravitazionale|lenti gravitazionali]]<ref>{{cita pubblicazione | autore=R. A. E. Fosbury ''et al.'' | titolo=Massive Star Formation in a Gravitationally Lensed H II Galaxy at z = 3.357 | rivista=Astrophysical Journal | anno=2003 | volume=596 | numero=1 | pagine=797–809 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...596..797F  | doi=10.1086/378228 |accesso=26 aprile 2014 }}</ref>. Si pensa che queste stelle abbiano innescato processi di [[rionizzazione]], cioè di [[ionizzazione dei gas]] che si erano combinati dopo il Big Bang, quando la temperatura scese a sufficienza per permettere la combinazione di protoni ed elettroni in atomi<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Reionization of the Universe and the Early Production of Metals |autore=N. Y. Gnedin, J. P. Ostriker |rivista=Astrophysical Journal |anno=1997 |volume=486 |numero= |pagine=581-598 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997ApJ...486..581G |doi=10.1086/304548 |accesso=26 aprile 2014}}</ref><ref>{{Cita conferenza |autore=J. Tumlinson, J. M. Shull, A. Venkatesan | titolo=Cosmological Reionization by the First Stars: Evolving Spectra of Population III | conferenza=Hot Star Workshop III: The Earliest Stages of Massive Star Birth |data=2002 |editore=Astronomical Society of the Pacific |città=S. Francisco |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002hsw..work..433T |accesso=26 aprile 2014 |pp=433-434 |id=ISBN 1-58381-107-9 }}</ref><ref>{{cita pubblicazione |titolo=The H II Region of the First Star |autore=M. A. Alvarez, V. Bromm, P. R. Shapiro |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2006 |volume=639 |numero=2 |pagine=621-632 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006ApJ...639..621A |doi=10.1086/499578 |accesso=26 aprile 2014}}</ref>. Secondo alcune teorie sono esistite due generazioni di stelle di popolazione&nbsp;III<ref>{{cita pubblicazione |titolo=The formation of the first stars and galaxies |autore=V. Bromm ''et al.'' |rivista=Nature |anno=2009 |volume=459 |numero=7243 |pagine=49-54 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2009Natur.459...49B |doi=10.1038/nature07990 |accesso=26 aprile 2014}}</ref>.
+[[File:NASA-WMAP-first-stars.jpg|thumb|300px|Immagine artistica di stelle primordiali, 400 milioni di anni dopo il [[Big Bang]].]]
+Riguardo alla massa delle stelle di popolazione&nbsp;III c'è discussione fra gli studiosi. Secondo una prima teoria, che è stata sviluppata basandosi su modelli computerizzati della [[formazione stellare]], l'assenza virtuale di metalli e l'elevata temperatura del mezzo interstellare nelle prime fasi di vita dell'universo dopo il Big Bang avrebbero favorito l'esistenza di stelle molto più massicce di quelle visibili oggi. Le tipiche stelle di popolazione&nbsp;III avrebbero avuto una massa di parecchie centinaia di M<sub>☉</sub>, molto superiore, dunque, a quella delle stelle oggi esistenti<ref>{{cita pubblicazione |titolo=The first stars in the universe |autore=R. B. Larson, V. Broom |rivista=Scientific American |anno=2001 |volume=285 |numero=6 |pagine= 64-71 |url=http://www.astro.yale.edu/larson/papers/SciAm04.pdf |doi= |accesso=8 maggio 2014}}</ref><ref>{{cita pubblicazione |titolo=The Formation of the First Stars. I. The Primordial Star-forming Cloud |autore=V. Bromm, P. S. Coppi, R. B. Larson |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2002 |volume=564 |numero=1 |pagine=23-51 |url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2002ApJ...564...23B&db_key=AST&high=3c4444023400163 |doi=10.1086/323947 |accesso=8 maggio 2014}}</ref>. Questa ipotesi è confortata dall'analisi chimica di alcuni ammassi globulari legati alle [[Galassia lenticolare|galassie lenticolari]] che porta a credere che essi siano stati arricchiti di metalli da parte di [[Supernova a instabilità di coppia|supernovae a instabilità di coppia]], che sono tipicamente associate a stelle molto massicce (130 – 250&nbsp;M<sub>☉</sub>)<ref>{{cita pubblicazione|doi=10.1086/505679 |titolo=Extremely α‐Enriched Globular Clusters in Early‐Type Galaxies: A Step toward the Dawn of Stellar Populations? |anno=2006 |cognome1=Puzia |nome1=Thomas H. |cognome2=Kissler‐Patig |nome2=Markus |cognome3=Goudfrooij |nome3=Paul |rivista=The Astrophysical Journal |volume=648 |numero=1 |pagine=383–388 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006ApJ...648..383P |accesso=25 aprile 2014 }}</ref>. Inoltre una teoria del genere spiegherebbe perché finora la ricerca di stelle di popolazione&nbsp;III, prive di metalli, ha dato esiti negativi: la loro grande massa le avrebbe portate a concludere la loro esistenza in pochi milioni di anni. L'esistenza di ammassi di [[nana rossa|nane rosse]] e [[nana bruna|nane brune]] prive di metallicità, la cui formazione sarebbe stata indotta da supernovae a instabilità di coppia<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Induced formation of primordial low-mass stars |autore=R. Salvaterra, A. Ferrara, R. Schneider |rivista=New Astronomy |anno=2004 |volume=10 |numero=2 |pagine=113-120 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004NewA...10..113S |doi=10.1016/j.newast.2004.06.003 |accesso=25 aprile 2014}}</ref>, è stata proposta come possibile spiegazione della [[materia oscura]]<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Zero-metallicity very low mass stars as halo dark matter |autore=E. J. Kerins |volume=322 |anno=1997 |page=709-718 |rivista=Astronomy and Astrophysics |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997A&A...322..709K |accesso=25 aprile 2014}}</ref><ref>{{cita pubblicazione |autore=F. J. Sanchez-Salcedo|titolo=On the Stringent Constraint on Massive Dark Clusters in the Galactic Halo |rivista=Astrophysical Journal Letters |volume=487|pagine=L61-L64|year=1997|doi=10.1086/310873|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997ApJ...487L..61S |accesso=25 aprile 2014}}</ref>, ma la ricerca di questi e altri [[Macho (fisica)|MACHO]] tramite [[Lente gravitazionale|lenti gravitazionali]] ha finora dato esiti negativi<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Limits on the Macho content of the Galactic Halo from the EROS-2 Survey of the Magellanic Clouds |autore=P. Tisserand ''et al.'' |rivista=Astronomy and Astrophysics |anno=2007 |volume=469 |numero=2 |pagine=387-404 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007A%26A...469..387T |doi=10.1051/0004-6361:20066017 |accesso=25 aprile 2014}}</ref>.
+Secondo una teoria alternativa basata sull'osservazione di stelle di popolazione&nbsp;II molto povere di metalli che si pensa derivino dalle stelle di popolazione&nbsp;III, queste stelle avrebbero avuto una massa compresa fra 20 e 130&nbsp;M<sub>☉</sub>, paragonabile a quelle delle stelle più massicce oggi esistenti<ref>{{cita pubblicazione |doi=10.1038/nature01571 |titolo=First-generation black-hole-forming supernovae and the metal abundance pattern of a very iron-poor star |anno=2003 |cognome1=Umeda |nome1=Hideyuki |cognome2=Nomoto |nome2=Ken'Ichi |rivista=Nature |volume=422 |numero=6934 |pagine=871–873 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003Natur.422..871U |accesso=25 aprile 2014}}</ref> . Infine, secondo una teoria intermedia, le prime stelle potrebbero essere state stelle molto massicce circondate da parecchie stelle di massa minore<ref>{{cita web |url=http://www.space.com/6328-massive-stars-form-simple-solution.html |titolo=The Universe's First Stars Weren't Loners After All |autore=Nola Redd |sito=SPACE.com |editore= |accesso=26 aprile 2014 }}</ref><ref>{{cita web |url=http://www.space.com/6328-massive-stars-form-simple-solution.html |titolo=How Massive Stars Form: Simple Solution Found |autore= Andrea Thompson |sito=SPACE.com |editore= |accesso=26 aprile 2014 }}</ref>.
+Se la prima teoria, ossia quella che ipotizza che le stelle di popolazione&nbsp;III fossero estremamente massicce, è corretta, allora le stelle di popolazione&nbsp;III esaurirono il loro combustibile nucleare in pochi milioni di anni: quelle aventi una massa compresa fra 130 – 250&nbsp;M<sub>☉</sub> esplosero in supernovae a instabilità di coppia disperdendo i loro metalli nel mezzo interstellare. Le stelle troppo massicce per produrre una supernova a instabilità di coppia (>250&nbsp;M<sub>☉</sub>) collassarono direttamente in buchi neri tramite un processo noto come [[fotodisintegrazione]], ma una parte della materia potrebbe essere ugualmente sfuggita al collasso sotto forma di [[Getto relativistico|getti relativistici]], così da contaminare di metalli il mezzo circostante<ref>{{cita pubblicazione|cognome1=Fryer|nome1=C. L.|cognome2=Woosley|nome2=S. E.|cognome3=Heger|nome3=A.|titolo=Pair-Instability Supernovae, Gravity Waves, and Gamma-Ray Transients|rivista=The Astrophysical Journal|volume=550|numero=1 |pagine=372-382|anno=2001|doi= 10.1086/319719 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2001ApJ...550..372F |accesso=30 aprile 2014 }}</ref><ref>{{cita pubblicazione |autore=A. Heger ''et al.''|doi=10.1086/375341|anno=2003|pagine=288|volume=591 |numero=1 |rivista=The Astrophysical Journal|titolo=How Massive Single Stars End Their Life|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...591..288H |accesso=30 aprile 2014 }}</ref>. Poiché furono tutte distrutte nell'arco di alcune centinaia di milioni di anni dopo il Big Bang, le stelle di popolazione&nbsp;III potrebbero essere osservate nelle galassie più lontane, la cui luce si è originata nelle prime fasi di esistenza dell'universo.
+[[File:Ssc2005-22a1.jpg|thumb|left|300px|Possibile bagliore prodotto dalle stelle di popolazione&nbsp;III catturato dal [[telescopio spaziale Spitzer]] della [[NASA]].]]
+La ricerca delle stelle di popolazione&nbsp;III per confermare o invalidare l'ipotesi della loro esistenza è una delle aree di ricerca attiva in astronomia. La scoperta di stelle appartenenti alla popolazione&nbsp;III è uno degli obiettivi del costruendo [[telescopio Spaziale James Webb]]<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Detection of isolated Population III stars with the James Webb Space Telescope |autore=C.-E. Rydberg ''et al.'' |rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |anno=2013 |volume=429 |numero=4 |pagine=3658-3664 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2013MNRAS.429.3658R |doi=10.1093/mnras/sts653 |accesso=11 maggio 2014}}</ref>. Un metodo per la loro scoperta potrebbe essere quello di eliminare da immagini a largo campo tutte le stelle e le galassie in primo piano in modo da catturare sullo sfondo la luce emessa da queste stelle primordiali. Sono stati fatti tentativi in questo senso usando le immagini del [[telescopio spaziale Spitzer]] con esiti controversi<ref>{{cita web |url=http://www.nature.com/news/2005/051031/full/news051031-3.html |titolo=Glimmer of first stars spied |autore=Mark Peplow |sito= |editore=Nature |accesso=15 maggio 2014 }}</ref><ref>{{cita pubblicazione |titolo=New Measurements of Cosmic Infrared Background Fluctuations from Early Epochs |autore=A. Kashlinsky ''et al.'' |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2007 |volume=654 |numero=1 |pagine=L5-L8 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007ApJ...654L...5K |doi=10.1086/510483 |accesso=15 maggio 2014}}</ref><ref>{{cita web |url=http://www.newscientist.com/article/dn10820-earliest-starlight-detection-disputed.html#.U3SgSPl_uZM |titolo=Earliest starlight detection disputed |autore=Maggie McKee |sito=NewScientist |data=19 dicembre 2006 |accesso=15 maggio 2014 }}</ref>. È stato tuttavia suggerito che le supernovae [[SN 2006gy]] e [[SN 2007bi]] potrebbero essere supernovae a instabilità di coppia generate da stelle di popolazione&nbsp;III supermassicce. Si è ipotizzato che tali stelle potrebbero essersi formate in tempi relativamente recenti in [[Galassia nana|galassie nane]] contenti del gas primordiale, privo di metalli. Le supernovae passate occorse in queste galassie avrebbero eiettato i materiali ricchi i metalli a velocità tali da sfuggire alla forza di gravità della galassia, mantenendo così le percentuali di metalli presenti nel gas molto basse<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Primordial giant: The star that time forgot |autore=S. Clark |rivista=NewScientist |data=13 febbraio 2010 |volume= |numero=2747 |pagine=28-31 |url=http://www.newscientist.com/article/mg20527470.900-primordial-giant-the-star-that-time-forgot.html |doi= |accesso=29 aprile 2014}}</ref>.
+== Note ==
+{{references|2}}
 ==Voci correlate==

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Popolazioni stellari: differenze tra le versioni

Versione delle 08:32, 19 mag 2014

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