Звёздное население

Население I характеризуется заметным содержанием в спектре элементов тяжелее гелия (астрономы называют их «металлами»). Тяжёлые элементы образовались в более ранних звёздах и распространились при взрывах сверхновых. Солнце, как и большинство звёзд галактического диска, является типичным представителем населения I.

В звёздах населения II содержание тяжёлых элементов на несколько порядков ниже. Это старые звёзды, сформировавшиеся вскоре после Большого взрыва, старше 10 млрд лет. В спиральных галактиках население II составляют шаровые скопления в галактическом гало.

Гипотетическое население III должно составлять первое поколение звёзд после Большого взрыва. Предполагается, что это очень тяжёлые звёзды с малым временем жизни, не дожившие до наших дней. Большая масса объясняется отсутствием углерода, необходимого для каталитического CNO-цикла горения водорода — в таких звёздах мог происходить только протон-протонный термоядерный цикл, требующий больших температур. Существует несколько работ 2010-х годов, описывающих галактики, вероятно, состоящие из таких звёзд.

Звезды населения III, как очень массивные, эволюционировали очень быстро, и их продолжительность жизни составляла несколько миллионов лет^[6]. Их взрывы обогащали окружающий газ тяжёлыми элементами; более эффективное охлаждение обогащённого газа способствовало формированию менее массивных и более долгоживущих звёзд населения II^[6]. По этой причине они в настоящее время не видны в нашей Галактике. Самая старая известная звезда — SMSS J031300.36-670839.3, которая возникла из материала от взрыва сверхновой. Вероятно, эта звезда была рождена в переходный период между возрастом населения III звезды и населением II.

В 2026 году спектроскопическое исследование по данным космического телескопа имени Джеймса Уэбба выявило ионы кислорода, углерода и кремния в трёх древних галактиках и окружающей их межгалактической среде, наблюдаемых в состоянии примерно через 500 млн лет после Большого взрыва^[7].