Ο θάνατος των αστέρων παίζει έναν εξαιρετικά σημαντικό ρόλο στην εξέλιξη των γαλαξιών, αλλά και γενικότερα του Σύμπαντος. Κατά την έκρηξη των υπερκαινοφανών αστέρων -supernova- τα χημικά στοιχεία μέχρι και το σίδηρο που είχαν σχηματιστεί μέσω θερμοπυρηνικών αντιδράσεων στον πυρήνα του, αλλά και στοιχεία βαρύτερα του σιδήρου που σχηματίζονται κατά την τελική φάση της ζωής του αστέρα εκτοξεύονται στο διάστημα με αποτέλεσμα να δημιουργούνται νέοι αστέρες και πλανητικά συστήματα με πιο σύνθετη χημική σύσταση.
Στις αρχές του 1950 ο Γερμανός αστρονόμος Walter Baade όρισε δύο κατηγορίες αστέρων και αστρικών ομάδων. Ο διαχωρισμός των δύο κατηγοριών έγινε με βάση τις διαφορές στην ηλικία, τη χημική σύσταση αλλά και τη θέση που καταλαμβάνουν οι αστέρες εντός των γαλαξιών. Οι δύο τύποι αστέρων ονομάστηκαν αστέρες Πληθυσμού I και II.
Εικόνα: The Hubble Heritage Team (Aura/STScI/NASA)
Αστέρες Πληθυσμού I
Οι αστέρες Πληθυσμού Ι είναι αστέρες νέας γενιάς, εμπλουτισμένοι από τα υλικά που διασκορπίστηκαν στον διαστρικό χώρο μετά από τον θάνατο παλαιότερων αστέρων. Συνήθως, εντοπίζονται στους βραχίονες σπειροειδών γαλαξιών. Ένα τέτοιο άστρο είναι και ο Ήλιος μας. Επομένως, στον Πληθυσμό I ανήκουν νεότερα άστρα και σμήνη, τα περισσότερα από τα οποία σχηματίστηκαν σχετικά πρόσφατα στην ιστορία του Σύμπαντος, δηλαδή μέχρι λίγα δισεκατομμύρια χρόνια πριν. Επίσης, μπορούν να εντοπιστούν ακόμα και σε ακανόνιστου σχήματος γαλαξίες όπως είναι τα νέφη του Μαγγελάνου.
Εικόνα: NASA/Ames Research Center
Αστέρες Πληθυσμού II
Οι αστέρες που οδήγησαν στην ύπαρξη των αστέρων Πληθυσμού I, αποτελούν τον αστρικό Πληθυσμό ΙΙ. Οι αστέρες αυτοί, εκτός του ότι είναι γηραιότεροι, περιέχουν και μικρότερη ποσότητα “μετάλλων”, δηλαδή στοιχείων βαρύτερων του υδρογόνου και του ηλίου2. Τα σφαιρωτά σμήνη3 των σπειροειδών γαλαξιών φιλοξενούν κυρίως τέτοιους αστέρες, αλλά πολλές φορές συναντώνται και σε ελλειπτικούς γαλαξίες. Αποτελούνται κυρίως από υδρογόνο και ήλιο, ενώ περιέχουν μόνο λίγες ποσότητες στοιχείων βαρύτερων του ηλίου.
Συνεπώς, τα αστέρια Πληθυσμού Ι περιέχουν 10-100 φορές περισσότερα μέταλλα, από ό,τι τα άστρα Πληθυσμού II. Αυτό συμβαίνει διότι κατά τη διάρκεια σχηματισμού αστέρων Πληθυσμού II δεν υπήρχε ακόμα αφθονία βαρύτερων στοιχείων.
Εικόνα: NASA/WMAP Science Team
Αστέρες Πληθυσμού III
Το 1978, προστέθηκε μια ακόμα υποθετική κατηγορία αστέρων, οι αστέρες Πληθυσμού ΙΙΙ. Θεωρούνται τα πρώτα άστρα που σχηματίστηκαν από τα διαστρικά νέφη που εμφανίστηκαν στο Σύμπαν λίγο μετά το Big Bang. Οι αστέρες αυτοί έχουν σχεδόν μηδενική περιεκτικότητα σε στοιχεία βαρύτερα του ηλίου, δηλαδή, αποτελούνται εξ ολοκλήρου από υδρογόνο και ήλιο. Σύμφωνα με τα σύγχρονα κοσμολογικά μοντέλα, η μάζα των πρώτων αστέρων που σχηματίστηκαν ήταν 100 φορές μεγαλύτερη από του Ήλιου με αποτέλεσμα να εξαντλούν σε μικρό χρονικό διάστημα τα πυρηνικά τους καύσιμα και να καταλήγουν σε μαύρες τρύπες ή αστέρες νετρονίων.
Προς το παρόν οι αστέρες Πληθυσμού ΙΙΙ δεν έχουν παρατηρηθεί. Ενδέχεται όμως οι παρατηρήσεις του Διαστημικού Τηλεσκοπίου James Webb να καταφέρουν να μας δώσουν στοιχεία για την ύπαρξή τους.
1. Φασματικοί τύποι αστέρων κατά φθίνουσα σειρά θερμοκρασιών: O, B, A, F, G, K, M. (Ο Ήλιος μας είναι αστέρι φασματικού τύπου G).
2. Στην αστροφυσική ο όρος “μέταλλα” διαφοροποιείται από την έννοια με την οποία χρησιμοποιείται στη Χημεία και περικλείει όλα τα στοιχεία που είναι βαρύτερα από το υδρογόνο και το ήλιο.
3. Τα αστρικά σμήνη χωρίζονται σε δύο μεγάλες κατηγορίες: τα σφαιρωτά και τα ανοιχτά.
