Población estelar
Una población estelar es un conjunto de estrellas que presentan características similares, concretamente en su metalicidad o composición química.
En el resumen del artículo de Baade, reconoce que Jan Oort concibió originalmente este tipo de clasificación en 1926: Baade observó que las estrellas más azules estaban fuertemente asociadas a los brazos espirales y que las amarillas dominaban cerca del bulbo galáctico central y dentro de los cúmulos estelares globulares.
Entre los tipos de población se encontraron diferencias significativas en sus espectros estelares individuales observados.
Estas tres simples clases de población dividían útilmente las estrellas por su composición química o metalicidad.
[5] El Sol se considera Población I, una estrella reciente con una metalicidad relativamente alta del 1,4%.
A su vez, estas estrellas masivas también evolucionaron muy rápidamente y sus procesos de nucleosíntesis crearon los primeros 26 elementos (hasta el hierro en la tabla periódica).
Esas explosiones habrían dispersado completamente su material, expulsando metales al medio interestelar, para ser incorporados a las generaciones posteriores de estrellas.
En este caso, parte de la materia podría haber escapado durante este proceso en forma de jets relativistas, y esto podría haber distribuido los primeros metales en el universo[a].
Cuando esas estrellas murieron, devolvieron material enriquecido en metales al medio interestelar a través de nebulosas planetarias y supernovas, enriqueciendo aún más las nebulosas de las que se formaron las estrellas más recientes.
[15] Las estrellas de la Población I suelen tener órbitas elípticas regulares en torno al centro galáctico, con una velocidad relativa baja.
[20] y el estudio Hamburg-ESO de Norbert Christlieb et al.,[21] que se inició originalmente para los cuásares débiles.
Se han encontrado pruebas indirectas de su existencia en una galaxia con lente gravitacional en una parte muy lejana del universo.
[34] Esto también explica por qué no se han observado estrellas de baja masa con metalicidad cero, aunque se han construido modelos para estrellas más pequeñas de la Población III.
[38] Los nuevos estudios espectroscópicos, como SEGUE o SDSS-II, también pueden localizar estrellas de la población III.
