Αστρικοί πληθυσμοί, άλλη μία κατηγοριοποίηση στην Αστροφυσική

Οι επιστήμονες αρέσκονται στο να κατηγοριοποιούν φαινόμενα και σώματα, και στον τομέα της αστροφυσικής αυτό δεν αποτελεί εξαίρεση. Μάλιστα, όταν κάποιο άτομο συλλάβει τις διαστάσεις και τους μεγάλους αριθμούς που διέπουν τη γειτονιά των άστρων, μια τέτοια μέθοδος είναι μάλλον σωτήρια. Και το κύριο κριτήριο κατηγοριοποίησης στην περίπτωση των αστρικών πληθυσμών είναι η μεταλλικότητα (metallicity). Στην αστροφυσική, η μεταλλικότητα είναι η ποσότητα των χημικών στοιχείων που αποτελούν ένα σώμα και είναι βαρύτερα από το υδρογόνο και το ήλιο. Σε αντίθεση με τους χημικούς, οι αστροφυσικοί όταν αναφέρονται σε περιοχές με υψηλή μεταλλικότητα, δεν εννοούν πως πρόκειται για τα μέταλλα όπως τα ορίζει η χημεία. Για παράδειγμα, τα νεφελώματα χαρακτηρίζονται ως πλούσια σε μέταλλα, με την έννοια πως έχουν μεγάλη ποσότητα βαρύτερων στοιχείων κι όχι ποσότητες των μετάλλων που εντοπίζουμε κεντρικά στον περιοδικό πίνακα. Τη μεταλλικότητα τη συμβολίζουμε με Z.

Ας πάμε, όμως, πίσω στον χρόνο, αρκετά πίσω, για την ακρίβεια 13,7 δισεκατομμύρια χρόνια πριν, όταν συνέβη το Big Bang, τότε που τα μόνα (κύρια) στοιχεία που δημιουργήθηκαν από την πυρηνοσύνθεση ήταν το υδρογόνο και το ήλιο. Αυτό είχε ως συνέπεια τη δημιουργία αστέρων των οποίων η σύσταση είχε ένα ωραίο μηδενικό στα ποσοστά μετάλλων, δηλαδή Ζ = 0. Αυτά τα σώματα ονομάζονται και πρώτοι αστέρες, κι ενώ δεν έχουν παρατηρηθεί άμεσα, κοσμολογικά μοντέλα μπορούν να εξηγήσουν την ύπαρξη τους. Μην ανησυχείτε όμως, ελπίζουμε να τα ανιχνεύσουμε σύντομα μιας και ένας από τους πολλούς στόχους του James Webb Space Telescope της NASA είναι η ανίχνευση αυτών των άστρων.

Βέβαια, όπου υπάρχει ζωή, υπάρχει και θάνατος. Μερικά από αυτά τα πρώτα αστέρια έληξαν τη ζωή τους ως υπερκαινοφανείς και εμπλούτισαν το μεσοαστρικό χώρο με βαρύτερα στοιχεία. Δεν ξεχνάμε πως βαρύτερα στοιχεία = μέταλλα. Άρα, η επόμενη γενιά άστρων που δημιουργήθηκαν είχαν πολύ μικρές αλλά όχι μηδενικές τιμές μεταλλικότητας, μετατρέποντας τα σε φτωχά σε μέταλλα αστέρια. Όσο περνούσε ο καιρός, και όσο κάθε γέννηση άστρου κατέληγε σε πιθανή έκρηξη, οι μεταγενέστερες αστρικές γενιές χαρακτηρίζονταν από όλο και μεγαλύτερες ποσότητες μετάλλων, τιμές που μπορεί να φτάσουν και ως Z = 0,03, δηλαδή το ποσοστό μάζας μετάλλων ως προς τη συνολική να είναι 3%. Φτάσαμε στο επιθυμητό αποτέλεσμα – μπορούμε να ορίσουμε τους τρεις αστρικούς πληθυσμούς. Τα υποθετικά έως τώρα άστρα με Ζ = 0, γνωστά και ως άστρα πληθυσμού ΙΙΙ, τα φτωχά σε μέταλλα αστέρια με Ζ ~ 0 ανήκουν στον αστρικό πληθυσμό ΙΙ και αυτά με τη μεγαλύτερη μεταλλικότητα Ζ > 0 να απαρτίζουν τον αστρικό πληθυσμό Ι.

Το ενδιαφέρον είναι πως η μεταλλικότητα και η χημική σύσταση δεν αποτέλεσε ποτέ το πρώτο κριτήριο για την κατηγοριοποίηση των αστρικών πληθυσμών. Συγκεκριμένα, κατά τη διάρκεια του 1943-1944 ο Walter Baade παρατηρούσε στον γαλαξία της Ανδρομέδας και αργότερα στον Γαλαξία μας πως τα γιγαντιαία μπλε άστρα συνδέονταν έντονα με την περιοχή του δίσκου, ενώ τα γιγαντιαία κίτρινα κυριαρχούσαν στις περιοχές κοντά στο γαλαξιακό εξόγκωμα (galactic bulge) και αποτελούσαν μέλη σφαιρωτών αστρικών σμηνών. Θεωρώντας ότι αυτές οι διαφορετικές κατανομές αντιστοιχούν σε διακριτούς αστρικούς πληθυσμούς, τους ονόμασε πληθυσμό Ι και πληθυσμό ΙΙ αντίστοιχα. Δεν έκανε άμεσα τη σύνδεση με την ηλικία ή την μεταλλικότητά τους, αλλά άλλοι αστρονόμοι του την επισήμαναν σύντομα. Η προσθήκη του τρίτου πληθυσμού ήρθε μεταγενέστερα, το 1974. Με συνεχείς μελέτες, οι επιστήμονες κατέληξαν πως οι δύο πρώτοι πληθυσμοί διαφέρουν και ως προς την ταχύτητα, με τα αστέρια πληθυσμού Ι να έχουν ταχύτητες όμοιες με του Ήλιου και μικρότερες σε σχέση με αυτές του πληθυσμού ΙΙ. Πράγματι, ο Ήλιος μας ανήκει στον πληθυσμό Ι με μεταλλικότητα Z = 0,0122 (θεωρείται υψηλό νούμερο) και γνωρίζουμε πως είναι πρόσφατο άστρο.  Έπειτα, μπήκε στο παιχνίδι και  η διαφορά στη χημική σύσταση, η οποία ήρθε σε συμφωνία με όλες τις άλλες.

Η ανίχνευση των αστρικών πληθυσμών και η μελέτη πάνω σε αυτούς, δε μας δίνει πληροφορίες μόνο για την αστρική εξέλιξη, αλλά τα χαρακτηριστικά των πληθυσμών Ι και ΙΙ, όπως η χημική σύσταση, η θέση και η κινηματική τους, και συνεισφέρουν στην καλύτερη κατανόηση του σχηματισμού, της μορφολογίας και της εξέλιξης του Γαλαξία μας.