Popolazioni stellari

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Le 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 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 elementi più pesanti dell'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.

Il primo ad avere il sospetto che nella nostra galassia, come in quelle esterne, potessero esistere due differenti tipi di popolazioni stellari fu Baade quando, con il telescopio di 2,4 metri del Monte Wilson, esaminò due strani sistemi stellari nelle costellazioni della Fornace e dello Scultore. Le loro stelle più brillanti non erano blu, come dovrebbe accadere secondo il diagramma H-R ma rosse, come accadeva negli 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 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 supergiganti rosse.

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:

  • 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 supergiganti O-B, variabili T Tauri, cefeidi classiche, ammassi galattici aperti giovani.
  • Popolazione I vecchia: hanno un contenuto metallico un po' meno marcato. Esempi tipici sono ammassi aperti con diagrammi H-R già intaccati dall'alto, stelle di tipo A, stelle con righe metalliche forti, nane.
  • Popolazione intermedia del disco: rappresentata da stelle nel rigonfiamento galattico, tra i bracci, più abbondanti verso il nucleo. Tipici esempi sono le novae, le nebulose planetarie, stelle del nucleo galattico, ammassi globulari nucleo-disco, stelle a righe metalliche deboli.
  • 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.

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.

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