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簡介
星族是銀河系中年齡、化學物質(zhì)組成、空間分布與運動特性較接近的恒星集合，于1927年由布魯根克特（P. Bruggencate），1944年由美國天文學家沃爾特·巴德區(qū)分成現(xiàn)在的三族恒星。
星族
通常，區(qū)分族群的數(shù)字（一、二、三）的增加并不意味著世代交替，只區(qū)分彼此間的年齡。
星族的分類是過度簡化的，例如，M31和銀河系的bulge年齡大概幾個Gyr，但是有富金屬成員（有一種解釋是，bulge的引力很大，把超新星爆發(fā)產(chǎn)生的remnant吸進來再產(chǎn)生恒星），又如矮不規(guī)則星系和正常大小的星系的外圍，都包含年輕的貧金屬的在這100Myr內(nèi)產(chǎn)生的恒星。
年輕的恒星
年長的恒星
第二星族星（亦稱星族Ⅱ星）的恒星在大爆炸之后形成，迄今仍活動的恒星，因此只含有少量的金屬（因恒星演化積累的重元素）。由此導致的結(jié)果是，他們?nèi)狈?gòu)成行星的元素，也就少有行星在周圍環(huán)繞。第二星族的恒星都在球狀星團和銀河系銀暈中，像是CS22892-052、CS31082-001、HE0107-5240、HE1327-2326等等）。
第二星族星的年齡比第一星族星大了許多，但是卻被分配了關系相反的數(shù)字來區(qū)分，這是歷史上遺留下來的原因，因為在第一次對恒星做巡天的探測時，那時并不明了某一類恒星的金屬含量會比另一類恒星多的原因。
第二星族或貧金屬星只有相對是少量的金屬。理想的相對的少量必須是除了氫和氦之外，所有的元素都遠低于富金屬天體中的相對數(shù)量，即使在大爆炸之后的137億年，金屬成分在宇宙整體化學元素中的百分比仍然是微量的。然而，貧金屬天體依然是比較原始的，這些天體是在宇宙較早的時間里就形成的。它們通常出現(xiàn)在接近星系中心的核球，中間的第二星族星；還有星系暈的星暈第二星族星，是更老的恒星，也更缺乏金屬。球狀星團也包含大量的第二星族星。一般也相信第二星族星創(chuàng)造了周期表中，除了不穩(wěn)定的，所有其它的元素。
科學家已經(jīng)使用幾種不同的探測方法，包括Timothy C. Beers 等人的HK物鏡棱鏡探測和Norbert Christlieb等人的漢堡-ESO的觀測，瞄準了一些最老的恒星，和亮度微弱的原始的類星體。至今，它們已經(jīng)仔細的觀察了大約十個金屬量非常貧乏的恒星，像是CS22892-052、CS31082-001、BD +17° 3248、而已知最老的恒星是HE0107-5240、HE1327-2326、HE1523-0901。
最老的恒星
球狀星團M80
第三星族星或是無金屬星是假設中的星族，是在早期宇宙中應該形成的極端重和熱，并且不含金屬的恒星。它們未曾被直接觀測到，但是經(jīng)由宇宙中非常遙遠的重力透鏡星系找到間接的證據(jù)。它們也被認為是暗弱藍星系的成員。它們的存在是基于大霹靂不可能創(chuàng)造重元素，而在觀測到的類星體發(fā)射光譜，特別是暗弱藍星系中重元素又確實存在的事實。它也被認為是這些恒星觸發(fā)了再游離周期。
目前的理論并沒有區(qū)分出第一顆恒星是否非常巨大。一種經(jīng)由計算機模擬證實的恒星形成理論，大霹靂沒有產(chǎn)生任何的重元素，但很容易產(chǎn)生質(zhì)量遠比現(xiàn)存的恒星更大的恒星。第三星族星的典型質(zhì)量是數(shù)百個太陽質(zhì)量，遠大于現(xiàn)存的恒星。分析貧金屬量的第二星族星，被認為包含了第三星族星創(chuàng)造的金屬，建議這些沒有金屬的恒星質(zhì)量在10至100倍的太陽質(zhì)量；這也足以解釋為何未能觀察到不含金屬的恒星。但這些理論的驗證則要等到NASA的詹姆斯·韋伯望遠鏡發(fā)射之后。新的光譜儀巡天，像是SEGUE或SDSS-II，也可能找到第三族星。
模擬的大霹靂之后4億年的第一代恒星。今天，能形成的質(zhì)量最大恒星是150倍太陽質(zhì)量；質(zhì)量更大的原恒星在最初的核反應開始之際將噴發(fā)出部分的質(zhì)量。在沒有足夠的碳、氧或氮的恒星核心，不管怎樣CNO循環(huán)都無法進行，恒星將因無法對抗引力坍縮而很快的自我毀滅。直接進行質(zhì)子-質(zhì)子鏈反應的核融合反應速率不足以產(chǎn)生足夠的能量支撐如此大的龐然巨物，最終結(jié)果是未經(jīng)過發(fā)光的過程就直接塌縮成為黑洞。這也是天文學家認為第三族星特別奧秘的原因－所有的理由都認為它們應該存在，但卻必須經(jīng)由類星體的觀測才能解釋。
看法
上述看法
上述的看法應該是沒有繼續(xù)考慮下去的結(jié)果。由于p-p鏈反應的速度太慢，不足以對抗引力收縮，第一代恒星的核心將繼續(xù)收縮并最終觸發(fā)3氦過程。3氦過程在1億K的高溫下才能穩(wěn)定進行，雖然存在第一步反應很不穩(wěn)定的弊端（質(zhì)量數(shù)為8的8Be核極不穩(wěn)定，2.6×10-16秒就再分裂回4He），但在足夠的密度下，整體的兩步反應還是能夠進行的并產(chǎn)生穩(wěn)定的12C核。由于3氦過程的反應速度和產(chǎn)能正比于溫度的30次方、密度的立方，遠遠強于p-p反應僅為溫度的4次方和密度的1次方，它能夠頂住引力收縮。接著12C核逐步累積并最終有足夠的豐度維持C-N-O循環(huán)。從此，第一代恒星就開始其短暫的主序星階段——穩(wěn)定的發(fā)光數(shù)十萬年。
假設看法
如果這些恒星能夠適當?shù)男纬?，它們的壽命也很短－必定短于一百萬年。由于現(xiàn)在這種恒星已經(jīng)不再形成，要觀察這種恒星就必須在極端遙遠的可見宇宙的邊界搜尋，(因為來自極端遙遠的星光需要很長的時間才能抵達地球，觀察遙遠的天體就有如在“回溯時光”。)而在如此遙遠的距離上要解析出恒星，即使對詹姆斯·韋伯望遠鏡也是件艱巨的任務。
分類
1、按恒星在星系里的分布、所處的演化階段和物理特性，可將它們分為兩個星族：
星族Ⅰ恒星的金屬含量比星族Ⅱ多，可能較年輕。在太陽附近，星族Ⅰ恒星主要是沿圓形軌道繞銀河系的中心運動，而星族Ⅱ恒星的軌道主要是橢圓形的。
星族Ⅰ，就像太陽包含豐富的比氫和氦重的元素；星族Ⅱ，相對較少且僅含有少量的重元素。天文學家稱它們?yōu)樨毥饘傩?，它們都很古老，但仍舊含有源自第一代恒星的少量碳、氧、硅以及鐵。
暈星族分布如一個球狀的暈，包住銀河系；在銀河系恒星聚集較密的盤狀部分，當然也有暈星族的天體，但主要是盤星族和星族Ⅰ。暈星族由銀河系中最老的天體所組成，其中包括球狀星團、亞矮星和周期長于0.4天的天琴座RR型變星（周期更短的天琴座RR型變星屬盤星族）。
中介星族Ⅰ包括“富金屬星”（光譜中出現(xiàn)較強的金屬線）和A型星。
特點
各星族的年齡相差很大。暈星族最老（其中，球狀星團年齡在100億年左右）；從中介星族Ⅱ、盤星族和中介星族Ⅰ到最年輕的旋臂星族，年齡依次遞減。后者的年齡大多為幾億年，甚至有三、五千萬年或者更短的。
各個星族在化學組成上也有差別。一般說來，較老的星族所含的重元素百分比，要比年輕星族的低。這種差別可以用恒星演化過程加以解釋。恒星進入晚年期后向外拋射物質(zhì)，使恒星內(nèi)部核過程所形成的重元素滲入星際物質(zhì)中去；以后由這種“加濃”物質(zhì)形成的恒星，其重元素含量就會相應增高。因此，越是年輕的恒星，包含的重元素就越多。
提出
星族這一概念，最早是1927年布魯根克特在《星團》一書中提出來的。
1944年巴德觀測星系M31和M33的核心部分，繪成亮星的赫羅圖，發(fā)現(xiàn)這種赫羅圖與銀河系球狀星團的赫羅圖十分類似；星系外圍部分的亮星的赫羅圖與銀河星團赫羅圖比較接近。在此基礎上，巴德重新提出了星族的概念。
模擬的大霹靂之后4億年的第一代恒星
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