Walter Baade, 1944'te Samanyolu'ndaki yıldız gruplarını stellar popülasyonlar olarak kategorize etti. Baade tarafından yazılan makalenin özetinde, Jan Oort'un bu tür sınıflandırmayı ilk olarak 1926'da tasarladığını kabul ediliyor: '[...] İki tür stellar popülasyon, Oort tarafından 1926’da daha önce kendi galaksimizin yıldızları arasında tanınmıştı'.
Baade, mavi yıldızların sarmal kollarla güçlü bir şekilde
ilişkilendirildiğini ve sarı yıldızların merkezdeki galaktik çıkıntının
yakınında ve küresel yıldız kümeleri içinde hakim olduğunu fark etti.
Popülasyon I ve Popülasyon II olarak iki ana bölüm tanımlandı ve 1978'de
bunlara Population III adlı yeni bir bölüm eklendi; bunlar genellikle Pop I, II
veya III olarak kısaltıldı.
Popülasyon türleri arasında, gözlemlenen bireysel stellar
spektrumlar ile önemli farklılıklar bulundu. Bunların daha sonra çok önemli
olduğu gösterildi, muhtemelen yıldız oluşumu, gözlemlenen kinematikler, stellar
yaş ve hatta hem sarmal hem de eliptik galaksilerdeki galaksi evrimi ile
bağlantılıydı. Bu üç basit popülasyon sınıfı, yıldızları kimyasal bileşimlerine
veya metalikliklerine göre uygun bir şekilde ayırdı.
Tanım olarak, her bir popülasyon grubu, azalan metal
içeriğinin yıldızların yaşının arttığını gösterir. Bu nedenle, evrendeki ilk
yıldızlar (çok düşük metal içeriği) Popülasyon III, eski yıldızlar (düşük
metallik) Popülasyon II ve son yıldızlar (yüksek metallik) Popülasyon I olarak
kabul edildi. Güneşimiz, popülasyon I, yeni bir yıldız olarak kabul edilir
(nispeten yüksek %1,4 metallik ile). (Astrofizik terminolojisinde, oksijen gibi
metal olmayan kimyasallar da dahil olmak üzere helyumdan daha ağır herhangi bir
element ‘metal’ olarak kabul edilir.)
https://en.wikipedia.org/wiki/Stellar_population
12 Şubat 2021
