星族（银河系内大量天体的某种集合）

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更新时间：2023-05-16
星族
银河系内大量天体的某种集合
星族：银河系（以及任一河外星系）内大量天体的某种集合。这些天体在年龄、化学组成、空间分布和运动特性等方面十分接近。
基本信息
中文名
星族
外文名
stellar population
释义
银河系
内大量天体的某种集合
分布时间
1927年和1944年
分布人
布鲁根克特、沃尔特·巴德
主要原因
年龄
收起
简介
星族是银河系中年龄、化学物质组成、空间分布与运动特性较接近的恒星集合，于1927年由布鲁根克特（P. Bruggencate），1944年由美国天文学家沃尔特·巴德区分成现在的三族恒星。
星族
观察银河系内的恒星，可以将她们分为第一星族和第二星族两大类（在理论上还有第三星族，但在银河系内未曾发现）。做为分类标准的是年龄、化学成分、在星系内的位置、和空间速度。
主要的原因是年龄，不同的星族在赫罗图上分布的位置不一样，这就像应用在星团时一样，在星团中，所有的成员被认为有着相同的来源。
通常，区分族群的数字（一、二、三）的增加并不意味着世代交替，只区分彼此间的年龄。
星族的分类是过度简化的，例如，M31和银河系的bulge年龄大概几个Gyr，但是有富金属成员（有一种解释是，bulge的引力很大，把超新星爆发产生的remnant吸进来再产生恒星），又如矮不规则星系和正常大小的星系的外围，都包含年轻的贫金属的在这100Myr内产生的恒星。
年轻的恒星
第一星族星（亦称星族Ⅰ星）包含相当数量比氦重的元素（天文学中通称为“金属”）。这些重元素的来源是上一代恒星经由超新星爆炸，或来自行星状星云物质扩散的过程散布出来的。我们的太阳是属于第一星族的恒星，通常都散布在银河系旋臂中。
星族
第一星族或是富金属星是年轻的恒星，金属量最高。地球的太阳是富金属的例子，它们通常都在银河的螺旋臂内。
一般而言，最年轻的恒星，越极端的第一星族星被发现的位置越在最周边，依此类推，太阳被认为位居第一星族星的中间。第一星族星有规则的绕着银心的椭圆轨道和低的相对速度。高金属量的第一星族星使它们比另外两种星族更适于产生行星系统，而行星，特别是类地行星是由富含金属的吸积盘形成的。在第一星族和第二星族之间有中间的星盘星族。
年长的恒星
第二星族星（亦称星族Ⅱ星）的恒星在大爆炸之后形成，迄今仍活动的恒星，因此只含有少量的金属（因恒星演化积累的重元素）。由此导致的结果是，他们缺乏构成行星的元素，也就少有行星在周围环绕。第二星族的恒星都在球状星团和银河系银晕中，像是CS22892-052、CS31082-001、HE0107-5240、HE1327-2326等等）。
第二星族星的年龄比第一星族星大了许多，但是却被分配了关系相反的数字来区分，这是历史上遗留下来的原因，因为在第一次对恒星做巡天的探测时，那时并不明了某一类恒星的金属含量会比另一类恒星多的原因。
第二星族或贫金属星只有相对是少量的金属。理想的相对的少量必须是除了氢和氦之外，所有的元素都远低于富金属天体中的相对数量，即使在大爆炸之后的137亿年，金属成分在宇宙整体化学元素中的百分比仍然是微量的。然而，贫金属天体依然是比较原始的，这些天体是在宇宙较早的时间里就形成的。它们通常出现在接近星系中心的核球，中间的第二星族星；还有星系晕的星晕第二星族星，是更老的恒星，也更缺乏金属。球状星团也包含大量的第二星族星。一般也相信第二星族星创造了周期表中，除了不稳定的，所有其它的元素。
科学家已经使用几种不同的探测方法，包括Timothy C. Beers 等人的HK物镜棱镜探测和Norbert Christlieb等人的汉堡-ESO的观测，瞄准了一些最老的恒星，和亮度微弱的原始的类星体。至今，它们已经仔细的观察了大约十个金属量非常贫乏的恒星，像是CS22892-052、CS31082-001、BD +17° 3248、而已知最老的恒星是HE0107-5240、HE1327-2326、HE1523-0901。
最老的恒星
球状星团M80
假想的第三类恒星是第三星族星（亦称星族Ⅲ星），迄今仍未被发现。推测它们诞生于大爆炸后不久，是不含金属的恒星，存在于类星体和再游离的时期。虽有其理论依据，却没有足以证明其存在的间接证据。推测它们是非常巨大、高热和短命的，质量可能数百倍于太阳。
第三星族星或是无金属星是假设中的星族，是在早期宇宙中应该形成的极端重和热，并且不含金属的恒星。它们未曾被直接观测到，但是经由宇宙中非常遥远的重力透镜星系找到间接的证据。它们也被认为是暗弱蓝星系的成员。它们的存在是基于大霹雳不可能创造重元素，而在观测到的类星体发射光谱，特别是暗弱蓝星系中重元素又确实存在的事实。它也被认为是这些恒星触发了再游离周期。
目前的理论并没有区分出第一颗恒星是否非常巨大。一种经由计算机模拟证实的恒星形成理论，大霹雳没有产生任何的重元素，但很容易产生质量远比现存的恒星更大的恒星。第三星族星的典型质量是数百个太阳质量，远大于现存的恒星。分析贫金属量的第二星族星，被认为包含了第三星族星创造的金属，建议这些没有金属的恒星质量在10至100倍的太阳质量；这也足以解释为何未能观察到不含金属的恒星。但这些理论的验证则要等到NASA的詹姆斯·韦伯望远镜发射之后。新的光谱仪巡天，像是SEGUE或SDSS-II，也可能找到第三族星。
模拟的大霹雳之后4亿年的第一代恒星。今天，能形成的质量最大恒星是150倍太阳质量；质量更大的原恒星在最初的核反应开始之际将喷发出部分的质量。在没有足够的碳、氧或氮的恒星核心，不管怎样CNO循环都无法进行，恒星将因无法对抗引力坍缩而很快的自我毁灭。直接进行质子-质子链反应的核融合反应速率不足以产生足够的能量支撑如此大的庞然巨物，最终结果是未经过发光的过程就直接塌缩成为黑洞。这也是天文学家认为第三族星特别奥秘的原因－所有的理由都认为它们应该存在，但却必须经由类星体的观测才能解释。
看法
上述看法
上述的看法应该是没有继续考虑下去的结果。由于p-p链反应的速度太慢，不足以对抗引力收缩，第一代恒星的核心将继续收缩并最终触发3氦过程。3氦过程在1亿K的高温下才能稳定进行，虽然存在第一步反应很不稳定的弊端（质量数为8的8Be核极不稳定，2.6×10-16秒就再分裂回4He），但在足够的密度下，整体的两步反应还是能够进行的并产生稳定的12C核。由于3氦过程的反应速度和产能正比于温度的30次方、密度的立方，远远强于p-p反应仅为温度的4次方和密度的1次方，它能够顶住引力收缩。接着12C核逐步累积并最终有足够的丰度维持C-N-O循环。从此，第一代恒星就开始其短暂的主序星阶段——稳定的发光数十万年。
假设看法
如果这些恒星能够适当的形成，它们的寿命也很短－必定短于一百万年。由于现在这种恒星已经不再形成，要观察这种恒星就必须在极端遥远的可见宇宙的边界搜寻，(因为来自极端遥远的星光需要很长的时间才能抵达地球，观察遥远的天体就有如在“回溯时光”。)而在如此遥远的距离上要解析出恒星，即使对詹姆斯·韦伯望远镜也是件艰巨的任务。
分类
1、按恒星在星系里的分布、所处的演化阶段和物理特性，可将它们分为两个星族：
星族Ⅰ分布在银河系和其他旋涡星系的盘状部分和旋臂上，主要是青白色星、主星序里的星和疏散星团里的星。
NASA的史匹哲望远镜拍到似第三族星的辉光
星族Ⅱ分布在球状星团里、椭圆星系里和旋涡星系的核心部分，包括红巨星、天琴RR型变星和亚矮星。
星族Ⅰ恒星的金属含量比星族Ⅱ多，可能较年轻。在太阳附近，星族Ⅰ恒星主要是沿圆形轨道绕银河系的中心运动，而星族Ⅱ恒星的轨道主要是椭圆形的。
星族Ⅰ，就像太阳包含丰富的比氢和氦重的元素；星族Ⅱ，相对较少且仅含有少量的重元素。天文学家称它们为贫金属星，它们都很古老，但仍旧含有源自第一代恒星的少量碳、氧、硅以及铁。
2、按银河系所有天体分可分为五个星族：晕星族（极端星族Ⅱ），中介星族Ⅱ，盘星族，中介星族Ⅰ（较老星族），旋臂星族（极端星族Ⅰ）：
晕星族分布如一个球状的晕，包住银河系；在银河系恒星聚集较密的盘状部分，当然也有晕星族的天体，但主要是盘星族和星族Ⅰ。晕星族由银河系中最老的天体所组成，其中包括球状星团、亚矮星和周期长于0.4天的天琴座RR型变星（周期更短的天琴座RR型变星属盘星族）。
中介星族Ⅱ的主要代表是Vz>30公里/秒的高速星（Vz表示垂直于银道面的速度），以及周期短于250天、光谱型早于M5型（见恒星光谱分类）的长周期变星。
盘星族包括银核内的恒星、行星状星云和新星，以及“弱线星”（光谱中出现较弱的金属线）。
中介星族Ⅰ包括“富金属星”（光谱中出现较强的金属线）和A型星。
极端星族Ⅰ集中分布在银道面附近（银面聚度最大）：主要为旋臂中的年轻星，如O型星、B型星、超巨星，一些银河星团和星际物质等。
特点
各星族的年龄相差很大。晕星族最老（其中，球状星团年龄在100亿年左右）；从中介星族Ⅱ、盘星族和中介星族Ⅰ到最年轻的旋臂星族，年龄依次递减。后者的年龄大多为几亿年，甚至有三、五千万年或者更短的。
各个星族在化学组成上也有差别。一般说来，较老的星族所含的重元素百分比，要比年轻星族的低。这种差别可以用恒星演化过程加以解释。恒星进入晚年期后向外抛射物质，使恒星内部核过程所形成的重元素渗入星际物质中去；以后由这种“加浓”物质形成的恒星，其重元素含量就会相应增高。因此，越是年轻的恒星，包含的重元素就越多。
提出
星族这一概念，最早是1927年布鲁根克特在《星团》一书中提出来的。
1944年巴德观测星系M31和M33的核心部分，绘成亮星的赫罗图，发现这种赫罗图与银河系球状星团的赫罗图十分类似；星系外围部分的亮星的赫罗图与银河星团赫罗图比较接近。在此基础上，巴德重新提出了星族的概念。
模拟的大霹雳之后4亿年的第一代恒星
巴德认为，银河系以及其他旋涡星系的恒星可以分成两大类，称为“星族Ⅰ”和“星族Ⅱ”。两个星族的差别，明显反映在赫罗图的形状以及最亮恒星的颜色和光度上。对于星族Ⅰ，最亮的恒星是早型白色超巨星；对于星族Ⅱ,最亮的恒星是K型红橙色超巨星。此外，星族Ⅰ和星族Ⅱ在空间分布和运动特性方面也有不同：星族Ⅰ的恒星集中于星系外围旋臂区域内，银面聚度大；星族Ⅱ的恒星则主要集中在星系核心部分，银面聚度小。后来研究表明，把所有的恒星划分为两个星族过于简单。1957年，在梵蒂冈举行的星族讨论会上，将银河系里的恒星划分为五个星族。这种划分方法现已为各国天文学家普遍接受。与星族概念平行的，是子系和次系这两个概念（见银河系子系、银河系次系）。星族概念是从赫罗图和物理特性上着眼的，而子系、次系概念则着重于空间分布和空间运动的特征。大量的研究表明，物理特性与空间分布、空间运动是密切相关的，它们都取决于银河系起源和演化的过程。因此，星族概念和子系、次系概念本质上是一致的；在大多数场合可以统一起来。目前，星族概念被更多地采用。星族概念在研究银河系的起源和演化问题上起着重要的作用。它已成为星系天文学和天体演化学的重要内容。