Population (Astronomie)

In der Astronomie wird mit Population beziehungsweise Sternpopulation (engl. stellar population) eine Untermenge von Sternen in einer Galaxie bezeichnet, deren räumliche Verteilung, Bewegung, Alter und Metallizität ähnlich sind.

Ursprüngliche Klassifikation nach Baade

Die Klassifikation geht auf Walter Baade (1944) zurück. Sie ist nützlich für die Beschreibung von Spiralgalaxien wie der Milchstraße, auch wenn das heutige Bild dieser Objekte wesentlich komplexer ist. Anfangs wurde zwischen zwei Hauptpopulationen unterschieden (Population I und II), die gelegentlich noch durch eine, hypothetische, dritte erweitert wurden (Population III). Es folgte mit der Zeit dann eine feinere Einteilung. Obschon der Zeitpunkt der Entstehung ein Charakteristikum einer Population ist, hat die sie bezeichnende römische Zahl nichts mit ihrem Entstehungszeitpunkt zu tun.

Population I

In der zentralen Scheibe unserer Milchstraße gehören die meisten Sterne (und auch die Sonne) zur sogenannten Population I. Dies sind relativ junge, stabil leuchtende Sterne, die hinsichtlich ihres inneren Aufbaues und ihrer Strahlung in einem Zustand des Gleichgewichtes sind und sich auf annähernden Kreisbahnen um das galaktische Zentrum, meist in den Spiralarmen, bewegen. Sterne der Population I enthalten wie die Sonne relativ viele schwere Elemente, die in früheren Sterngenerationen entstanden sind.

Population II

Die älteren Sterne des ausgedehnten kugelförmigen galaktischen Halos, sowie des galaktischen Zentrums, gehören der Population II an (siehe z.B. BPS CS22892-052). Sterne dieser Population werden auch in Sonnennähe gefunden, fallen dort aber durch ihren sehr viel geringeren Gehalt an schweren Elementen und ihre hohen Geschwindigkeiten relativ zu den Scheibensternen auf. In anderen Galaxien spricht man analog zur Milchstraße von Scheiben- und Halopopulation.

Population III

Die allererste Generation von Sternen – die bald nach dem Urknall entstanden ist – wird Population III genannt. Diese primordialen Sterne wurden aber nur aus theoretischen Überlegungen erschlossen und noch nicht gefunden, denn vermutlich waren sie zu massereich und daher zu kurzlebig, um bis heute zu existieren. Ob vereinzelte von ihnen – die eine geringe Masse haben müssten – wirklich noch existieren, werden erst die Beobachtungen der künftigen Großteleskope zeigen.

Feinere Einteilung

Man unterscheidet heutzutage im Wesentlichen fünf Populationen, da es im Laufe der Zeit immer mehr Messergebnisse gab und somit eine genauere Einteilung möglich wurde.

Extreme Population I (Spiralarmpopulation)

Das Alter dieser Sterne liegt unter 100 Mio. Jahren, was auf eine relativ späte Entstehung hinweist. Solche jungen Sterne befinden sich häufig in irregulären Galaxien, diffusen Nebeln, Reflexionsnebeln, offenen Sternhaufen und Spiralarmen.

Intermediäre (ältere) Population I

Diese Population stimmt in den meisten Punkten mit der extremen Population I überein. Auch unsere Sonne und sonnenähnliche Sterne gehören ihr an. Solche Sterne haben als Merkmal vorwiegend starke Metalllinien im Spektrum.

Scheibenpopulation

Diese Sterne haben ein mittleres Alter und somit ist dies die verbreitetste Population. Die meisten Sterne unserer Milchstraße gehören ihr an, denn sie stellen den Großteil der galaktischen Scheibe und des galaktischen Zentrums dar.

Intermediäre (zwischen-) Population II

Dies ist eine kleinere Gruppe, die vor allem im galaktischen Zentrum vorherrscht. Zu dieser Gruppe zählen vor allem die sogenannten Schnellläufer, die sich mit Geschwindigkeiten von über dreißig Kilometern pro Sekunde senkrecht zur galaktischen Ebene bewegen.

Halopopulation (extreme Population II)

Dies sind Sterne mit einem Alter von über sechs Milliarden Jahren. Sie befinden sich im Halo einer Galaxie und somit überwiegend in Kugelsternhaufen und elliptischen Galaxien. Sehr wichtige Mitglieder sind zum Beispiel die Unterzwerge und auch RR-Lyrae-Sterne.

Sonstige Sterngruppen

In unserer eigenen Milchstraße gibt es eine irreguläre (nicht physikalisch zusammenhängende) Gruppe von Sternen, die sich auf sehr exzentrischen Bahnen um das galaktische Zentrum bewegen. Sie sind während jener Jahrmillionen, in denen sie den sonnennahen Bereich durchqueren, an ihren ungewöhnlichen Eigenbewegungen zu erkennen.

Einige noch lokalere Sterngruppen sind die sog. Assoziationen – lockere Ansammlungen von Sternen mit etwa gleicher Bewegungsrichtung. Zu einer solchen Assoziation gehören unter anderem 5 der 7 hellen Sterne des Sternbildes Großer Wagen. Derart lockere Sterngruppen deuten auf eine gemeinsame Sternentstehung hin, doch haben sie nicht die zur Bildung eines Offenen Sternhaufens ausreichende Sternkonzentration.

Video

• Was sind Population-Drei-Sterne? aus der Fernseh-Sendereihe alpha-Centauri