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Populações Estelares

Walter Baade [Wilhelm Heinrich Baade (1893-1960)], contemporâneo de Edwin Hubble no observatório de Mount Wilson, estudando a galáxia Andrômeda, notou que podia distinguir claramente as estrelas azuis nos braços espirais da galáxia, e propôs o termo População I para estas estrelas azuis dos braços, e População II para as estrelas vermelhas visíveis no núcleo da galáxia. Atualmente, utilizamos essa nomenclatura mesmo para estrelas da nossa Galáxia e sabemos que as estrelas de População I são estrelas jovens, como o Sol, com menos de 7 bilhões de anos, ricas em metais, isto é, com conteúdo metálico (qualquer elemento acima do He) de cerca de 2%, enquanto que a População II corresponde a estrelas velhas, com cerca de 10 bilhões de anos, e pobres em metais, isto é, com menos de 1% em metais.

Sumário das propriedades das populações estelares

Propriedade	População I	População II
Localização	disco e braços espirais	bojo e halo
Movimento	confinado ao plano	se afastando do plano
	órbitas quase circulares	órbitas excêntricas
Idade	< 7 ×109 anos	> 7 ×109 anos
Abundância de elementos pesados	1 - 2 %	0,1 - 0,01%
Cor	azul	vermelha
Exemplos	estrelas O,B	estrelas RR Lyrae
	aglomerados abertos	aglomerados globulares
	regiões HII	nebulosas planetárias

Estrelas de população III são, por definição, as primeiras estrelas formadas na galáxia. Nos modelos homogêneos de Universo, a nucleosíntese do Big Bang só formou 10^-13 a 10^-16 de carbono, lítio e berílio, além do hidrogênio, deutério e hélio. Portanto as estrelas de população III deveriam ter [Fe/H]<-10, onde a nomenclatura [X]= logX - logX_Sol. As estrelas de menor metalicidade conhecidas na nossa Galáxia são

• a estrela SMSS J031300.362670839.3, com T_ef=5125 K, descoberta por Stefan C. Keller e colaboradores (2014, Nature, doi:10.1038/nature12990), com [Fe/H]=log(N_Fe/N_H-(log(N_Fe/N_H)_Sol<-7,1, mas com Mg (-4,3), C (-2,4) e Ca (-7,2) detectáveis.
• a estrela de sequência principal HE1327-2326 com [Fe/H]=log(N_Fe/N_H-(log(N_Fe/N_H)_Sol=-5,4±0,2 (Anna Frebel, Wako Aoki, Norbert Christlieb, Hiroyasu Ando, Martin Asplund, Paul S. Barklem, Timothy C. Beers, Kjell Eriksson, Cora Fechner, Masayuki Y. Fujimoto, Satoshi Honda, Toshitaka Kajino, Takeo Minezaki, Ken'ichi Nomoto, John E. Norris, Sean G. Ryan, Masahide Takada-Hidai, Stelios Tsangarides & Yuzuru Yoshii. 2005, Nucleosynthetic signatures of the first stars, Nature, 434, 871),
• a gigante do halo HE 0107-5240, com [Fe/H] = -5,3±0,2 e massa 0,8 M_Sol,
• SDSS J102915+172927 com [Fe/H]= -4.99, sem enriquecimento de carbono (Cau et al. 2011, Nature 477, 67).
• as gigante CD-38:245, com [Fe/H]=-4,0 e e 2MASS J18082002-5104378 (V = 11.9), com [Fe/H] = -4.1 dex ( Jorge Meléndez, Vinicius M. Placco, Marcelo Tucci-Maia, Iván Ramírez, Ting S. Li, e Gabriel Perez, 2016, Astronomy & Astrophysics, 585, L5);
• algumas estrelas de sequência principal, como a G64-12, com [Fe/H] = -3,5 dex (Norbert Christlieb, Michael S. Bessell, Timothy C. Beers, Bengt Gustafsson, Andreas J. Korn, Paul S. Barklem, Torgny Karlsson, Michelle Mizuno-Wiedner & Silvia Rossi, 2002, Nature, 419, 904).

Nota: Existem modelos assimétricos de Big Bang, com flutuações de densidade, que formam quantidades pequenas até de ferro, mas estes modelos prevêm que nestas regiões de maior densidade a quantidade de hélio, por massa, deveria ser de 36%, enquanto só medimos quantidades próximas de 25%, como previsto nos modelos homogêneos.

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