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Sternpopulationen

Astronomie und Astrophysik, Einteilung der Sterne in zwei Hauptgruppen, die sich besonders durch ihre Farbe und durch ihre spektralen Eigenschaften unterscheiden. Man bezeichnet diese beiden Gruppen nach W. Baade als Population I und Population II. Der Population I (Scheibenpopulation) gehören relativ junge und blaue Sterne an, die überwiegend in den galaktischen Scheiben gefunden werden. Zur Population II gehören eher alte und rote Sterne. Sie werden vorzugsweise in den Sphäroiden von Spiralgalaxien sowie in elliptischen Galaxien beobachtet. Bisweilen unterschiedet man noch eine dritte Gruppe, die als Population III bzw. als Scheibenpopulation II oder Halopopulation bezeichnet wird.

Betrachtet man die Populationen genauer, so erkennt man insbesondere bei den Sternen der Population I zahlreiche Zwischengruppen, die sich vor allem in der Skalenhöhe unterscheiden. Je höher dieser Wert ist, desto älter sind die Sterne. Üblicherweise unterteilt man jedoch die beiden Populationen lediglich in zwei weitere Untergruppen. Die extreme Population I enthält sehr junge Sterne, die erst vor relativ kurzer Zeit gebildet wurden und das Licht der galaktischen Scheibe und der Spiralarme dominieren. Die alte Population I besteht aus älteren Sternen wie der Sonne sowie aus bereits entwickelten gelben und roten Riesensternen, deren Alter einige Milliarden Jahre beträgt. Die alte Scheibenpopulation wird von roten Zwergsternen sowie Roten Riesen dominiert und bildet die klassische Population II. Zur Halopoulation gehören rote Sterne hohen Alters, die sich zum grössten Teil im Halo befinden.

Die Entstehung der Populationen wird auf die Entstehungsgeschichte der Galaxien zurückgeführt. Demzufolge ist die Halopopulation ein Überrest der zuerst entstandenen Sterne. Sie besitzen daher nur einen geringen Gehalt schwerer Elemente und nehmen den Raum ein, den die protogalaktische Wolke umfasst haben muss. Bereits nach der Entstehung der Galaxis bildeten sich die Sterne der alten Scheibenpopulation, die auch das Sphäroid dominieren. Sie weisen bereits einen höheren Metallgehalt auf. Die beiden Gruppen der Population I entstanden noch später, wobei die extreme Population I die jüngste Sterngruppe bildet. Dafür sprechen sowohl der hohe Metallgehalt als auch die Skalenhöhe dieser Sterne. Eine etwas andere Erklärung erhält man, wenn man die dynamische Entwicklung der galaktischen Scheibe berücksichtigt. Demnach besteht die alte Scheibenpopulation aus den ältesten Sterne der galaktischen Scheibe. Die grosse Dicke der von diesen Sternen gebildeten Scheibe erklärt man durch dynamische Prozesse, die zu einem allmählichen Anwachsen der Skalenhöhe führten. Diese Prozesse konnten bei der alten Scheibenpopulation am längsten wirken, so dass ihre Sterne im Mittel weiter von der Mittelebene der Galaxien entfernt sind als die jüngeren Sterne der Population I, bei denen die Prozesse noch nicht so lange wirken konnten. Auf Grund der ständigen Durchmischung der Mittelebene der Milchstrasse mit schweren Elementen besitzen die jungen Sterne eine höhere Metallizität als die alten Sterne, was zu einer scheinbaren Rötung der Sterne der galaktischen Ebene gegenüber den Sternen in höheren Breiten führt.

 

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