25.5: 银河系中的恒星种群

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学习目标

在本节结束时，您将能够：

根据种群 I 和种群 II 恒星的位置、运动、重元素丰度和年龄来区分种群 I 和种群 II 恒星
解释为什么银河系中最古老的恒星富含比氢气和氦气更重的元素，而像太阳这样的恒星甚至更年轻的恒星通常富含这些重元素

在本章的第一部分中，我们描述了精简磁盘、厚盘和恒星光环。回头看第 25.1 节\(25.1.1\)中的表，记下其中的一些模式。年轻的恒星位于薄盘中，富含金属，并高速绕银河的中心运行。光环中的恒星很旧，比氢气和氦气重的元素丰度很低，并且轨道方向随机定向（见图）。光环恒星可以穿过圆盘和中央凸起，但它们大部分时间都花在银河平面的上方或下方。厚盘中的恒星介于这两个极端之间。让我们先看看为什么年龄和重元素丰度是相关的，然后看看这些相关性告诉我们银河系的起源。

alt — 弄清楚物体\(\PageIndex{1}\)如何绕银河系运行。 (a) 在这张照片中，你可以看到银河系的薄盘中的恒星以近乎圆形的轨道运行。 (b) 在这张照片中，你可以看到星系光环中恒星在随机方向和椭圆轨道上的运动。

两种星星

沃尔特·巴德在第二次世界大战期间首次发现了两种不同的恒星。作为德国国民，巴德不允许像许多其他驻美国的科学家那样进行战争研究，因此他得以定期使用南加州的威尔逊山望远镜。他的观察得益于洛杉矶战时停电导致的黑暗天空。

大型望远镜和黑暗的天空使巴德能够仔细观察的还有其他星系——我们银河系的邻居。我们将在下一章（星系）中讨论其他星系，但现在我们只想提一下，与我们自己的星系相似的最近的星系（具有相似的圆盘和螺旋结构）通常被称为仙女座星系，以我们发现它的星座命名。

仙女座星系核凸起中以红色为主的恒星与银河系球状星团和光环中的恒星的相似之处给巴德留下了深刻的印象。他还指出了所有这些恒星与在太阳附近的螺旋臂中发现的较蓝的恒星之间的颜色差异（图\(\PageIndex{2}\)）。在此基础上，他称螺旋臂种群中的亮蓝星为I，将光环和球状星团中的所有恒星称为群体 II。

alt — 人物\(\PageIndex{2}\)仙女座星系（M31）。这个相邻的螺旋看起来和我们自己的星系相似，因为它是一个带有中心凸起的圆盘星系。注意中心有较老的淡黄色恒星的凸起，外部区域有较蓝和更年轻的恒星，以及圆盘中的灰尘阻挡了来自凸起的部分光线。

我们现在知道，种群不仅在银河系中的位置不同，而且在化学成分、年龄和围绕银河中心的轨道运动方面也有所不同。种群 I 恒星只能在圆盘中找到，沿着银河中心的近乎圆形的轨道行驶。例子包括明亮的超级巨星、集中在螺旋臂中的高亮度主序列恒星（光谱等级 O 和 B）以及年轻的开放星团的成员。星际物质和分子云与种群 I 恒星位于同一个地方。

种群 II 恒星显示出与螺旋臂的位置无关。这些物体存在于整个银河系。有些在圆盘中，但其他许多则沿着偏心椭圆轨道行驶，将它们带到银河盘上方的高处进入光环。例子包括被行星星云包围的恒星和 RR Lyrae 变星。球状星团中的恒星几乎全部存在于银河系的光环中，也被归类为种群 II。

今天，我们对恒星演化的了解比20世纪40年代的天文学家要多得多，我们可以确定恒星的年龄。种群 I 包括年龄各异的恒星。尽管有些已有100亿年的历史，但其他一些仍在形成。例如，大约有50亿年历史的太阳是我关注的种群。但是，猎户座星云中在过去几百万年中形成的巨大年轻恒星也是如此。另一方面，种群二完全由银河历史早期形成的旧恒星组成；典型年龄为110亿至130亿年。

我们现在也可以很好地确定恒星的组成。这些是基于对恒星详细光谱的分析。几乎所有恒星似乎都主要由氢气和氦气组成，但它们中较重元素的丰度有所不同。在太阳和其他种群 I 型恒星中，重元素（比氢气和氦气重的元素）占恒星总质量的1-4％。银河系外部光环和球状星团中的种群 II 恒星的重元素丰度要低得多，通常低于太阳中发现的浓度的百分之一，在极少数情况下甚至更低。例如，迄今为止发现的最古老的种群 II 恒星的铁含量不到太阳的千万分之一。

正如我们在前面的章节中所讨论的那样，重元素是在恒星内部深处产生的。当恒星死亡时，它们会被添加到银河系的原材料储备中，它们的材料被回收成新一代的恒星。因此，随着时间的推移，恒星诞生了越来越多的重元素供应。种群 II 恒星是在比氢气和氦气重的元素丰度低时形成的。 Population I 恒星后来形成，此前第一代恒星的垂死成员在星际介质中播种了比氢气和氦气还重的元素。有些元素现在仍在形成，因为又有几代人增加了可供新恒星使用的较重元素的供应。

真实世界

除了极少数例外，我们永远不应该相信任何将世界分为两类的理论。尽管它们可以为假设和实验提供起点，但它们往往过于简化，需要在研究继续下去时进行完善。两个群体的想法有助于组织我们对银河系的最初想法，但我们现在知道它无法解释我们观察到的一切。即使是银河系的不同结构 —— 圆盘、光环、中央凸起 —— 在位置、年龄和其中恒星的重元素含量方面也没有那么干净地分开。

银河磁盘的确切定义取决于我们用来定义它的物体，而且，正如我们之前看到的，它没有明确的边界。最炙手可热的年轻恒星及其相关的气体和尘云大多位于大约 200 光年厚的区域。较老的恒星定义了一个较厚的圆盘，厚度约为2000光年。光环恒星大部分时间都停留在圆盘上方或下方，但在高度椭圆的轨道上穿过圆盘，因此有时会相对靠近太阳。

恒星密度最高的是中央凸起，即银河系的条形内部区域。有几颗炙手可热的年轻恒星在隆起中，但大多数凸起的恒星已有超过100亿年的历史。然而，与同龄的光环恒星不同，凸起恒星中大量的重元素与太阳中的重元素大致相同。为什么会这样？

天文学家认为，在银河系形成之后，拥挤的核凸起中恒星的形成非常迅速。几百万年后，第一代巨大而寿命短的恒星随后在超新星爆炸中排出了重元素，从而丰富了后代恒星。因此，即使是100多亿年前在凸起中形成的恒星也是从充足的重元素供应开始的。

在小麦哲伦云中，情况恰恰相反，这是银河系附近的一个小星系，从地球的南半球可以看见。即使是这个星系中最年轻的恒星也缺乏重元素。我们认为这是因为这个小星系不是特别拥挤，而且恒星的形成速度相当缓慢。因此，到目前为止，超新星爆炸的次数相对较少。较小的星系也更难抓住超新星爆炸排出的气体来回收它。低质量星系仅施加适度的引力，超新星喷出的高速气体很容易从中逸出。

因此，恒星具有哪些元素不仅取决于恒星在其银河系历史上何时形成，还取决于在恒星准备形成时，银河系中有多少颗恒星已经完成了生命。

关键概念和摘要

我们可以将银河系中的恒星大致分为两类。重元素较少的旧恒星被称为种群 II 恒星，存在于光环和球状星团中。种群 I 恒星比球状星团和光环星含有更多的重元素，通常更年轻，存在于圆盘中，尤其集中在螺旋臂中。太阳是种群 I 中的一员。人口 I 恒星是在前几代恒星产生重元素并将其喷射到星际介质之后形成的。凸起的恒星，其中大多数已有超过100亿年的历史，其重元素含量异常多，这可能是因为在这个密集的区域有许多巨大的第一代恒星，而这些恒星很快就会为下一代恒星播种较重的元素。

词汇表

人口我明星: 一颗含有重元素的恒星；通常是幼星，存在于圆盘中

人口 II 星: 一颗重元素含量极少的恒星；存在于整个银河系