| http://dbpedia.org/ontology/abstract
|
Les estrelles es poden agrupar en dues pob … Les estrelles es poden agrupar en dues poblacions estel·lars: la població I i la població II, segons diverses característiques com la composició química, la seva posició en el diagrama de Hertzsprung-Russell i la seva edat, entre altres. Les estrelles de la població I contenen quantitats significatives d'elements més pesats que l'heli (anomenats genèricament «metalls» en astrofísica). Aquests elements foren produïts per generacions anteriors d'estrelles a través d'explosions de supernova. El nostre Sol pertany al grup de població I. Són habituals en els braços espirals de la Via Làctia. Les estrelles de la població II són les primeres estrelles de vida llarga formades després del Big Bang i, per tant, contenen poca quantitat de metalls. Es troben en cúmuls globulars i al centre de la Via Làctia. Evidentment, són estrelles molt més velles que les de la població I. També es conjectura l'existència d'estrelles de població III, amb un contingut nul de metalls i que podrien explicar la presència de metalls en els quàsars. Serien estrelles de la primera generació, les primeres a formar-se, amb una gran massa. Fins a l'actualitat no s'ha detectat cap estrella que pogués classificar-se dins d'aquest grup. pogués classificar-se dins d'aquest grup.
, During 1944, Walter Baade categorized grou … During 1944, Walter Baade categorized groups of stars within the Milky Way into stellar populations.In the abstract of the article by Baade, he recognizes that Jan Oort originally conceived this type of classification in 1926: The two types of stellar populations had been recognized among the stars of our own galaxy by Oort as early as 1926. Baade noticed that bluer stars were strongly associated with the spiral arms, and yellow stars dominated near the central galactic bulge and within globular star clusters. Two main divisions were defined as
* Population I and
* Population II, with another newer, hypothetical division called
* Population III added in 1978; they are often simply abbreviated as Pop. I, Pop. II, and Pop. III. Among the population types, significant differences were found with their individual observed stellar spectra. These were later shown to be very important and were possibly related to star formation, observed kinematics, stellar age, and even galaxy evolution in both spiral and elliptical galaxies. These three simple population classes usefully divided stars by their chemical composition or metallicity. By definition, each population group shows the trend where decreasing metal content indicates increasing age of stars. Hence, the first stars in the universe (very low metal content) were deemed population III, old stars (low metallicity) as population II, and recent stars (high metallicity) as population I. The Sun is considered population I, a recent star with a relatively high 1.4% metallicity. Note that astrophysics nomenclature considers any element heavier than helium to be a "metal", including chemical non-metals such as oxygen.luding chemical non-metals such as oxygen.
, População estelar foi como, em 1944, Walte … População estelar foi como, em 1944, Walter Baade categorizou grupos de estrelas dentro da Via Láctea. No resumo do artigo de Baade, ele reconhece que Jan Oort originalmente concebeu esse tipo de classificação em 1926: "[...] Os dois tipos de populações estelares haviam sido reconhecidos entre as estrelas de nossa própria galáxia por Oort desde o início de 1926 ". Duas divisões principais foram definidas como População I e População II, com outra divisão mais nova chamada População III adicionada em 1978, que muitas vezes é simplesmente abreviada como Pop I, II ou III. Até 2020, os astrônomos não encontraram nenhuma evidência das estrelas da População III de primeira geração no intervalo de tempo cósmico de cerca de 500 milhões a 1 bilhão de anos após o Big Bang. Por definição, cada grupo populacional mostra a tendência em que a diminuição do conteúdo de metal indica o aumento da idade das estrelas. Portanto, as primeiras estrelas do universo (conteúdo de metal muito baixo) foram consideradas População III, estrelas antigas (baixa metalicidade) como População II e estrelas recentes (alta metalicidade) como População I. Nosso sol é considerado população I, uma estrela recente com uma metalicidade de 1,4% relativamente alta.a metalicidade de 1,4% relativamente alta.
, Зоряне населення — умовний поділ зір на ка … Зоряне населення — умовний поділ зір на категорії (зоряні популяції або населення) залежно від їх металічності, що корелюється з віком зір, їх розташуванні в галактиці та їх типом. Популяції пронумеровано в порядку їх відкриття, що є зворотнім порядком за часом їх виникнення: гіпотетична популяція III — це найперші світила у Всесвіті практично без важких елементів, популяція II — старі зорі з дуже низькою металічністю (на один-два порядки менше, ніж у Сонця), популяція I — найновіші зорі (з досить високою металічністю). Поділ населення галактик на типи доволі умовний. Кожне населення складається із декількох підтипів, які мають свої характерні особливості. Також не існує єдиної думки щодо існування зоряного населення III, деякі дослідники вважають, що перші зірки у Всесвіті належать до особливої підкатегорії населення II.ть до особливої підкатегорії населення II.
, In der Astronomie wird mit Population oder Sternpopulation (englisch stellar population) eine Untermenge von Sternen in einer Galaxie bezeichnet, die eine ähnlich große Metallizität (und damit ein ähnliches Alter) aufweisen.
, 星族是銀河系中年齡、化學物質組成、空間分布與運動特性較接近的恆星集合，於1927年由 … 星族是銀河系中年齡、化學物質組成、空間分布與運動特性較接近的恆星集合，於1927年由布魯根克特（P. Bruggencate），1944年由美国天文学家沃尔特·巴德區分成現在的三族恆星。 觀察銀河系內的恆星，可以將她們分為第一星族和第二星族兩大類（在理論上還有第三星族，但在銀河系內未曾發現）。做為分類標準的是年齡、化學成分、在星系內的位置、和空間速度。 主要的原因是年齡，不同的星族在赫羅圖上分布的位置不一樣，這就像應用在星團時一樣，在星團中，所有的成員被認為有著相同的來源。 通常，區分族群的數字（一、二、三）的增加並不意味著世代交替，只區分彼此間的年齡。。 通常，區分族群的數字（一、二、三）的增加並不意味著世代交替，只區分彼此間的年齡。
, Звёздные населе́ния (или звёздные популя́ц … Звёздные населе́ния (или звёздные популя́ции, англ. stellar populations) — типы звёздного состава галактик. Различаются по химическому составу, пространственному распределению, положению на диаграмме Герцшпрунга — Рассела, собственным скоростям и другим критериям. Классификация по двум населениям была предложена Бааде в 1944 году и дополнена ещё одной группой в конце 1970-х годов. Разделение населения галактик на типы довольно условно. Каждое население состоит из нескольких подтипов, которые имеют свои характерные особенности. Также не существует единого мнения о существовании звёздного населения III, некоторые исследователи считают, что первые звезды во Вселенной принадлежат к особой подкатегории населения II.длежат к особой подкатегории населения II.
, Le stelle possono essere divise per compos … Le stelle possono essere divise per composizione chimica in due grandi classi, chiamate popolazione I e popolazione II. Un'ulteriore classe chiamata popolazione III è stata aggiunta nel 1978. Le stelle di popolazione I sono osservabili soprattutto nei dischi delle galassie a spirale, mentre quelle di popolazione II si trovano soprattutto negli aloni galattici e negli ammassi globulari. Il Sole è una stella di popolazione I. Alla popolazione I appartengono stelle più giovani che contengono gli elementi pesanti prodotti nelle stelle di popolazione II e poi dispersi nel mezzo interstellare dopo la fine della loro esistenza; alla popolazione II appartengono stelle vecchie formatesi poco dopo il Big Bang, che hanno una quantità molto ridotta di elementi più pesanti dell'elio (chiamata metallicità). pesanti dell'elio (chiamata metallicità).
, La steloj estas klasifikataj en du stelaj … La steloj estas klasifikataj en du stelaj loĝantaroj:
* La steloj de « Loĝantaro I » estas ĝenerale junaj, "metalhavaj" steloj, apartenantaj al la "maldika" disko de nia galaksio. Nia Suno estas ano de ĉi-tiu loĝantaro. Iliaj aĝoj estas malpli da 10 miliardoj da jaroj.Planedsistemoj formiĝus pli probable ĉirkaŭ steloj de Loĝantaro I, ĉar la planedoj formiĝas per akrecio de materialoj el pezaj elementoj.
* La steloj de « Loĝantaro II » estas maljunaj steloj, malriĉaj je "metalo" kaj formiĝintaj antaŭ la formiĝo de la galaksia disko. Plejparte de ili apartenas al la galaksia haloo. Ilaj aĝoj estas inter 10 kaj 13,5 miliardoj da jaroj. La globaj stelamasoj konsistiĝas el tiatipaj steloj.Aliaj steloj de la Loĝantaro II apartenas al la "malnova disko" (aŭ dika disko) de la galaksio. Ili estas pli riĉaj je pezaj elementoj ol la haloaj steloj, kaj estas pli junaj: inter 9 kaj 11 miliardoj da jaroj. La estimo de la aĝo de steloj estas necerta kaj povas esti eraro de ĉirkaŭ unu miliardo da jaroj. Hipotezaj steloj de « Loĝantaro III » estus steloj ekzistintaj antaŭ la formiĝo de la galaksioj. Estis, laŭ teorio, tre grandaj steloj (pluraj centoj da sunaj masoj) kun mallonga vivdaŭro. Pro tio ili ne plu ekzistas. Tiaj steloj estas bezonataj por kialigi la ĉeeston de pezaj elementoj, kiuj ne povis formiĝi dum la praeksplodo. kiuj ne povis formiĝi dum la praeksplodo.
, Una población estelar es un conjunto de es … Una población estelar es un conjunto de estrellas que presentan características similares, concretamente en su metalicidad o composición química. Esta clasificación también refleja diferencias en la creación y evolución de dichas estrellas. Existen tres tipos de Poblaciones: I, II y III, que van de mayor a menor metalicidad. Las estrellas se clasifican estudiando sus espectros estelares.ifican estudiando sus espectros estelares.
, 星の種族（ほしのしゅぞく、英: stellar population）とは、星の分類 … 星の種族（ほしのしゅぞく、英: stellar population）とは、星の分類の一種である。ドイツの天文学者ウォルター・バーデが1944年に提唱した。なおバーデによる論文の概要では、銀河系内の恒星に2つの種族が存在することは、早くとも1926年にはヤン・オールトが着想していたことが言及されている。バーデは、青っぽい恒星は銀河系の渦状腕に強く関連して存在しており、黄色い恒星は銀河系の中心部のバルジ付近と球状星団に主に存在していることに気が付いた。この2つの主要な分類は種族I (英: population I) と 種族II (英: population II) と定義され、また1978年には別の新たな分類として種族III (英: population III) が追加された。これらの分類はしばしば、Pop I、Pop II、Pop III と略記される。 種族の間には、個々の観測された恒星のスペクトルの間に大きな違いが発見されている。これらの違いは非常に重要であり、おそらくは星形成や観測された運動学、恒星の年齢、そして場合によっては渦巻銀河や楕円銀河双方の銀河の進化と関連している可能性があることが後に示された。これらのシンプルな3つの種族の分類は、恒星の化学組成や金属量によって行われる。 定義により、それぞれの種族は金属の含有量が減少するにつれて年齢が古くなる傾向を示す。したがって、金属量が非常に低い宇宙で最初の恒星は種族III、金属量が低い年老いた恒星は種族II、そして金属量が多い最近の恒星は種族Iとみなされる。太陽は 1.4% という比較的高い金属量を示す最近の恒星であり、種族Iとみなされる。なお天体物理学の文脈では、酸素などのような化学的には非金属である元素も含む、ヘリウムよりも重い元素を総称して「金属」と呼ぶ。 I, II という番号付けの順序とは裏腹に、星の年齢は種族IIの方が種族Iの星よりもずっと古い。これは天文学における歴史的事情による。星の種族構成が最初に調べられた頃には、ある種の星がなぜ他の星々に比べて金属量が少ないのか、その理由が分かっていなかったからである。この番号付けをさらに過去に延長し、種族IIよりも前の宇宙誕生後に初めて形成されたと考えられる初代星を種族IIIと呼ぶようになった。も前の宇宙誕生後に初めて形成されたと考えられる初代星を種族IIIと呼ぶようになった。
, Sterren van populatie I, II en III zijn dr … Sterren van populatie I, II en III zijn drie verschillende typen van sterren, waarvan in de schijf van de Melkweg er van populatie I het meeste voorkomen, er in het centrale deel van de Melkweg en de bolvormige sterrenhopen in de halo rondom de Melkweg van populatie II de meeste voorkomen, terwijl sterren van populatie III alleen kort na de oerknal hebben bestaan. Toen de astronomen in de eerste decennia van de 20e eeuw enig inzicht begonnen te krijgen in de structuur van het melkwegstelsel, ontdekten ze dat er zich rondom de galactische schijf een halo van bolvormige sterrenhopen bevindt. Uit de spectraalanalyse bleek dat deze sterren in chemisch opzicht zeer verschillend waren van de sterren in de schijf: hun gehalte aan 'metalen', dat wil zeggen elementen zwaarder dan waterstof en helium, bleek enkele tientallen malen lager te zijn. Om de twee soorten sterren van elkaar te onderscheiden, noemde Walter Baade in 1944 aan het type sterren in de schijf sterren van populatie I en die in de bolvormige sterhopen sterren van populatie II. De sterren in het galactisch centrum bleken ook grotendeels tot populatie II te horen. Hoogstwaarschijnlijk komen de sterren van populatie II uit de beginfase van het Melkwegstelsel, toen het interstellair gas nog niet door supernova's met metalen was verrijkt.Dat verklaart ook waarom deze sterrenhopen zich in een halo rondom de schijf bevinden. Het melkwegstelsel is als een min of meer bolvormige gashoop begonnen. Allereerst vormden zich de bolvormige sterrenhopen met daarin populatie-II-sterren, vervolgens kromp de bol verder in, waarbij deze inkrimping in het voornaamste rotatievlak geringer was dan loodrecht daarop, zodat er een schijfvormige structuur ontstond. In de sterren van populatie II werden al wel metalen geproduceerd, maar minder dan daarna in de sterren van populatie I. De populatie-I-sterren ontwikkelden zich binnen die schijf uit gas.twikkelden zich binnen die schijf uit gas.
, Το 1944 ο Βάλτερ Μπάαντε κατηγοριοποίησε τ … Το 1944 ο Βάλτερ Μπάαντε κατηγοριοποίησε τους αστέρες του Γαλαξία σε δύο αστρικούς πληθυσμούς. Παρατήρησε ότι οι γαλαζωποί αστέρες κυριαρχούσαν με το φως τους στους σπειροειδείς βραχίονες, ενώ οι κιτρινωποί αστέρες κυριαρχούσαν κοντά στο κεντρικό εξόγκωμα και στα σφαιρωτά αστρικά σμήνη. Οι κύριες αυτές κατηγορίες ορίστηκαν ως (Αστρικός) Πληθυσμός I και Πληθυσμός II, αντιστοίχως, και επεκτάθηκαν για να χαρακτηρίσουν και τους αστέρες των άλλων γαλαξιών. Μεταγενέστερα, το 1978, προστέθηκε μία ακόμα κατηγορία, ο Πληθυσμός III. Οι σημαντικές διαφορές στα αστρικά φάσματα μεταξύ των πληθυσμών αυτών συνδέθηκαν με την ηλικία τους, την κινηματική τους κατάσταση, ακόμα και με τη γαλαξιακή εξέλιξη στους σπειροειδείς και στους ελλειπτικούς γαλαξίες. Επίσης, βρέθηκε ότι οι διαφορετικοί Πληθυσμοί αντιστοιχούν σε διαφορετική χημική σύσταση-μεταλλικότητα. Εξ ορισμού οι αστέρες του κάθε πληθυσμού επιδεικνύουν την τάση να έχουν μικρότερη περιεκτικότητα σε βαρύτερα στοιχεία όσο μεγαλύτερη είναι η ηλικία τους. Προεκτείνοντας αυτή την τάση έως τους πρώτους αστέρες στην ιστορία του Σύμπαντος, έχουμε τους αστέρες του αστρικού Πληθυσμού ΙΙΙ με σχεδόν μηδενική περιεκτικότητα σε βαρύτερα του ηλίου στοιχεία («μέταλλα»), αστέρες του Πληθυσμού II με μικρή μεταλλικότητα, και νεαροί σχετικώς αστέρες του Πληθυσμού I.ι νεαροί σχετικώς αστέρες του Πληθυσμού I.
, في علم الفلك جمهرة النجوم (بالإنجليزية: St … في علم الفلك جمهرة النجوم (بالإنجليزية: Stellar population) مصطلح يشير إلى مجموعة من النجوم داخل المجرة التي تشبه بعضها البعض في التوزيع المكاني، والتركيب الكيميائي والمعدنية (كميات العناصر) ولها نفس العمر وهي طريقة لكشف الأحداث الماضية في مجرتنا وطريقة تشكلها. في عام 1944، صنف والتر بادي مجموعة من النجوم في مجرة درب التبانة بحسب أطيافها.ونظرا للاختلافات الكبيرة للغاية في أطياف النجوم، قسمت النجوم إلى شعبتين رئيسيتين تحت مسمى جمهرة النجوم الأولى وجمهرة النجوم الثانية بناء على تكوينها الكيميائي أو المعدني، وإضيف تقسيم آخر يعرف باسم جمهرة النجوم الثالثة في عام 1978. جمهرة النجوم الأولى هي النجوم الشابة ذات المعدنية العالية، في حين أن جمهرة النجوم الثانية هي النجوم القديمة ذات المعدنية المنخفضة.ة هي النجوم القديمة ذات المعدنية المنخفضة.
, Med population inom astronomi avses en gru … Med population inom astronomi avses en grupp av stjärnor utvalda efter vissa kriterier. Vanliga parametrar vid ett sådant urval är kemisk sammansättning, massa på den så kallade huvudserien och ålder. Den vanligaste definitionen är att en population består av stjärnor med ett spann av massor, vilka bildades vid ungefär samma tidpunkt. Många stjärnhopar är exempel på detta och det är huvudsakligen massan som skiljer dem åt. Ett Hertzsprung-Russell-diagram med färg-magnitud är ett lämpligt verktyg för att karakterisera sådana populationer. Historiskt upptäcktes skillnaden mellan stjärnor i en spiralgalax' skiva och de i mittdelen, av den tyske astronomen Walter Baade i Andromedagalaxen. Han själv definierade två klasser av stjärnor: Population I och Population II. Anmärkningsvärt vid denna klassificering var att Baade fastställde den, innan processerna för stjärnornas utveckling hade teoretiskt beskrivits, så deras klassificering var rent empirisk. Senare forskning har visat att Population I innehåller stjärnor med hög metallicitet (hög halt grundämnen tyngre än helium), vilket innebär stjärnor delvis baserade på material från tidigare exploderade stjärnor. Population II avser stjärnor med låg metallicitet, och som vanligen är äldre stjärnor.citet, och som vanligen är äldre stjärnor.
, 항성의 종족(stellar population)은 항성의 분류 중 하나이다. … 항성의 종족(stellar population)은 항성의 분류 중 하나이다. 항성은 종족I 및 종족II로 불리는 2개의 그룹으로 분류된다(I, II란 숫자는 로마 숫자로 표기하고 있다). 어떤 항성이 어떤 종족으로 분류되는지를 가르는 기준은 그 항성의 “공간속도”, “은하 중심으로부터의 위치”, “연령”, “화학구성”, “H-R 도표 상의 분포의 차이”가 있다. 종족I에 속하는 별은 헬륨보다 무거운 원소(천문학에서는 관습적으로 ”금속((metal)”이라 부른다)를 많이 포함하고 있다. 이들 무거운 원소(중원소)는 보다 이전 세대의 별에서 만들어졌고, 초신성 폭발로 인하여 우주에 퍼진 것이다. 우리들의 태양은 종족I에 속하는 별이다. 종족I에 속하는 별은 우리 은하의 은하 원반 부분에서 자주 관찰된다. 종족II에 속하는 별은 빅뱅 직후에 만들어진 최초로 긴 수명을 가진 별들을 뜻하며, 그렇기에 포함하고 있는 중원소 함량이 적다. 따라서 종족II에 속하는 별들의 주위에는 행성의 재료가 되는 물질도 많이 존재하지는 않는다고 생각된다. 종족II에 속하는 별은 은하계의 헤일로 속에 구상 성단과 은하 팽대부에 존재한다. 또한, 종족II에 속하는 별은 고유운동이 상당히 크고, 은하 내부를 고속으로 운동하고 있다. 이들은 은하 형성 초기에 탄생한 별들이기 때문에, 은하를 만들었던 가스 구름이 수축하기 전에 운동하던 상태를 유지했기 때문에 고속으로 운동하는 것으로 생각된다. I, II이라는 번호가 붙은 것과는 모순되게 별의 나이는 종족II 쪽이 종족I에 속하는 별보다 한참이나 많다. 여기에는 천문학의 사정이 있다. 별의 종족 구성에 관하여 최초로 조사했을 때에는 어떤 종류 별은 왜 다른 종류의 별보다 중원소 함량이 적은지 그 이유를 몰랐기 때문이었다. 또한, 아직 가설 단계이지만 종족III로 불리는 제 3의 종족을 분류하려는 시도가 이루어지고 있다. 이 종족에 속하는 별이란 우주에 최초로 탄생한 제 1세대 별들을 뜻한다. 그러므로 중원소 함량은 0이다. 종족III에 속하는 별은 퀘이사의 스펙트럼에 중원소를 볼 수 있다는 점과 우주 초기에 우주 전체가 재이온화된 이유를 설명하기 위해서 생각된 가설이다. 종족III에 속하는 별은 존재할 것이라고 예언되어왔으나, 실제로 확실하게 존재한다는 관측 결과는 지금까지 얻지 못했다. 종족III에 속하는 별은 엄청나게 커다랗고 고온이며 수명이 짧았다고 본다. 그 질량은 태양의 수백배에 달할 것으로 여겨진다. 극단적으로 중원소 함량이 적었던 항성은 소수 발견되었는데 HE0107-5240나 HE1327-2326가 각각 태양의 20만분의 1 이하의 중원소 함량을 갖고 있다.27-2326가 각각 태양의 20만분의 1 이하의 중원소 함량을 갖고 있다.
, Idea populacji gwiazdowych powstała, gdy o … Idea populacji gwiazdowych powstała, gdy odpowiednio dobra zdolność rozdzielcza obserwacji galaktyki M31 pozwoliła Walterowi Baademu w 1944 roku na wyróżnienie w tej galaktyce dwóch odrębnych populacji gwiazd. Dysk galaktyki M31 na diagramie Hertzsprunga-Russella przypominał gromady otwarte, natomiast jej zgrubienie centralne na tym diagramie przypominało gromady kuliste. Te dwa typy gwiazd zyskały miano gwiazd populacji I i gwiazd populacji II. Choć w galaktykach istnieją gwiazdy typów pośrednich, to jednak pojęcie populacji gwiazdowych okazało się wygodne, a także bardzo uzasadnione z punktu widzenia ewolucji gwiazd. Obecnie wyróżniamy trzy zasadnicze populacje gwiazdowe, różniące się rozkładem przestrzennym, wiekiem oraz metalicznością.rzestrzennym, wiekiem oraz metalicznością.
, Les étoiles de notre galaxie furent classé … Les étoiles de notre galaxie furent classées en deux populations stellaires, dites « Population I » et « Population II » par Walter Baade en 1944. Le critère de classification était la largeur des raies spectrales des étoiles de la partie centrale des galaxies (Population I) comparée à celle des étoiles du bord des galaxies (raies plus fines), la Population II. Il faut attendre les années 1950 pour que cette dichotomie soit reliée à l'abondance chimique de surface des étoiles. Ainsi la définition moderne des populations I et II est la suivante :
* les étoiles de « Population I » sont des étoiles riches en métaux, en général jeunes appartenant au disque jeune (épaisseur très fine) de la galaxie. Le Soleil fait partie de cette catégorie. Leur âge varie d'environ 0 à 10 milliards d'années ;
* les étoiles de « Population II » sont très vieilles, pauvres en métaux et ont été formées avant la formation du disque galactique ; elles appartiennent principalement au halo galactique (exemple HD 140283). Leur âge varie d'environ 11 à 13,5 milliards d'années (période de formation du halo). Les amas globulaires sont constitués d'étoiles de cette catégorie. Il existe également des étoiles de Population II appartenant au vieux disque (épais) mais moins pauvres en métaux que celles du halo, donc plus récentes (environ 9 à 11 milliards d'années).L'estimation des âges des étoiles est très incertaine et les chiffres précédents sont à prendre avec des incertitudes de l'ordre du milliard d'années. Les astrophysiciens envisagent une hypothétique « population III ». Elle serait constituée d'étoiles qui auraient existé avant la formation des galaxies. Cette troisième population semble, selon les modélisations, ne pouvoir exister que sous forme d'étoiles extrêmement massives, dépourvues de métaux, ayant eu une vie très courte, et par conséquent n'existant plus. On en cherche l'existence passée sous forme de signature d'abondance chimique particulière, dans les étoiles qui suivirent la période très brève de la Population III et qu'on trouve encore, c’est-à-dire les étoiles de Population II extrêmes ayant une abondance chimique très faible par rapport à l'abondance solaire (typiquement moins 1/1 000). En effet, ces étoiles de population III étant très massives, elles finiront leur vie en supernova, et on peut calculer quelle quantité de matière sera rejetée dans le milieu interstellaire lors de leur explosion. On peut alors calculer la composition chimique des nuages de gaz enrichis par ces explosions. On peut ensuite en déduire quelle sera la composition chimique des atmosphères des étoiles de population II. atmosphères des étoiles de population II.
|
| http://dbpedia.org/ontology/thumbnail
|
http://commons.wikimedia.org/wiki/Special:FilePath/Artist%27s_impression_of_the_Milky_Way_%28updated_-_annotated%29.jpg?width=300 +
|
| http://dbpedia.org/ontology/wikiPageExternalLink
|
https://books.google.com/books%3Fid=ISoLPPIORdQC +
, http://astro.wsu.edu/hclee/pasa_review_GCE.pdf +
|
| http://dbpedia.org/ontology/wikiPageID
|
223315
|
| http://dbpedia.org/ontology/wikiPageLength
|
31686
|
| http://dbpedia.org/ontology/wikiPageRevisionID
|
1118410924
|
| http://dbpedia.org/ontology/wikiPageWikiLink
|
http://dbpedia.org/resource/Accretion_%28astrophysics%29 +
, http://dbpedia.org/resource/Lists_of_stars +
, http://dbpedia.org/resource/Elliptical_galaxies +
, http://dbpedia.org/resource/SDSS_J102915%2B172927 +
, http://dbpedia.org/resource/Galaxy_formation_and_evolution +
, http://dbpedia.org/resource/File:Artist%27s_impression_of_the_Milky_Way_%28updated_-_annotated%29.jpg +
, http://dbpedia.org/resource/Lists_of_astronomical_objects +
, http://dbpedia.org/resource/HE_0107-5240 +
, http://dbpedia.org/resource/Jan_Oort +
, http://dbpedia.org/resource/Globular_clusters +
, http://dbpedia.org/resource/Planetary_system +
, http://dbpedia.org/resource/SMSS_J031300.36-670839.3 +
, http://dbpedia.org/resource/Relative_velocity +
, http://dbpedia.org/resource/Massive_compact_halo_object +
, http://dbpedia.org/resource/Black_hole +
, http://dbpedia.org/resource/1926 +
, http://dbpedia.org/resource/Type_II_supernova +
, http://dbpedia.org/resource/Emission_spectrum +
, http://dbpedia.org/resource/HD_122563 +
, http://dbpedia.org/resource/Planet +
, http://dbpedia.org/resource/Relativistic_jet +
, http://dbpedia.org/resource/Neon +
, http://dbpedia.org/resource/Periodic_table +
, http://dbpedia.org/resource/Sloan_Digital_Sky_Survey +
, http://dbpedia.org/resource/Brown_dwarfs +
, http://dbpedia.org/resource/Spectroscopy +
, http://dbpedia.org/resource/Red_giant +
, http://dbpedia.org/resource/SkyMapper +
, http://dbpedia.org/resource/HD_140283 +
, http://dbpedia.org/resource/Big_Bang +
, http://dbpedia.org/resource/Non-metals +
, http://dbpedia.org/resource/Gas +
, http://dbpedia.org/resource/Bulge_%28astronomy%29 +
, http://dbpedia.org/resource/Gravitational_microlensing +
, http://dbpedia.org/resource/Sun +
, http://dbpedia.org/resource/File:Treasures3.jpg +
, http://dbpedia.org/resource/Kepler_Space_Telescope +
, http://dbpedia.org/resource/Spiral_galaxy +
, http://dbpedia.org/resource/Elliptical_orbit +
, http://dbpedia.org/resource/Physical_cosmology +
, http://dbpedia.org/resource/Redshift +
, http://dbpedia.org/resource/Type_Ia_supernova +
, http://dbpedia.org/resource/Timothy_C._Beers +
, http://dbpedia.org/resource/Red_dwarfs +
, http://dbpedia.org/resource/Globular_cluster +
, http://dbpedia.org/resource/Faint_blue_galaxy +
, http://dbpedia.org/resource/Pair-instability_supernova +
, http://dbpedia.org/resource/Life +
, http://dbpedia.org/resource/Dark_matter +
, http://dbpedia.org/resource/Beryllium +
, http://dbpedia.org/resource/Kinematics +
, http://dbpedia.org/resource/Spiral_arm +
, http://dbpedia.org/resource/Nucleosynthesis +
, http://dbpedia.org/resource/Walter_Baade +
, http://dbpedia.org/resource/Quasars +
, http://dbpedia.org/resource/Planetary_nebula +
, http://dbpedia.org/resource/Norbert_Christlieb +
, http://dbpedia.org/resource/Metallicity +
, http://dbpedia.org/resource/Cayrel%27s_Star +
, http://dbpedia.org/resource/Alpha_elements +
, http://dbpedia.org/resource/File:Ssc2005-22a1.jpg +
, http://dbpedia.org/resource/Cosmic_dust +
, http://dbpedia.org/resource/File:NASA-WMAP-first-stars.jpg +
, http://dbpedia.org/resource/Iron +
, http://dbpedia.org/resource/Gravitationally_lensed_galaxy +
, http://dbpedia.org/resource/Cosmos_Redshift_7 +
, http://dbpedia.org/resource/Astronomical_spectroscopy +
, http://dbpedia.org/resource/SN_2006gy +
, http://dbpedia.org/resource/Milky_Way +
, http://dbpedia.org/resource/Quasar +
, http://dbpedia.org/resource/Alpha_process +
, http://dbpedia.org/resource/Chemical_element +
, http://dbpedia.org/resource/William_Morrow_&_Co. +
, http://dbpedia.org/resource/Sneden%27s_Star +
, http://dbpedia.org/resource/Oxygen +
, http://dbpedia.org/resource/Interstellar_medium +
, http://dbpedia.org/resource/UDFy-38135539 +
, http://dbpedia.org/resource/European_Southern_Observatory +
, http://dbpedia.org/resource/Interstellar_matter +
, http://dbpedia.org/resource/File:Milky_way_profile.svg +
, http://dbpedia.org/resource/Category:Stellar_astronomy +
, http://dbpedia.org/resource/Photodisintegration +
, http://dbpedia.org/resource/Hydrogen +
, http://dbpedia.org/resource/Elliptical_galaxy +
, http://dbpedia.org/resource/Lithium +
, http://dbpedia.org/resource/Phase_transition +
, http://dbpedia.org/resource/Dwarf_galaxies +
, http://dbpedia.org/resource/Helium +
, http://dbpedia.org/resource/2MASS_J18082002%E2%88%925104378 +
, http://dbpedia.org/resource/Stellar_nucleosynthesis +
, http://dbpedia.org/resource/SN_2007bi +
, http://dbpedia.org/resource/Mu_Arae +
, http://dbpedia.org/resource/SEGUE +
, http://dbpedia.org/resource/HE_1523-0901 +
, http://dbpedia.org/resource/Terrestrial_planet +
, http://dbpedia.org/resource/BD_%2B17%C2%B0_3248 +
, http://dbpedia.org/resource/Solar_mass +
, http://dbpedia.org/resource/HE_1327-2326 +
, http://dbpedia.org/resource/Reionization +
, http://dbpedia.org/resource/Galactic_Center +
, http://dbpedia.org/resource/Galactic_spheroid +
, http://dbpedia.org/resource/James_Webb_Space_Telescope +
, http://dbpedia.org/resource/Subgiant +
|
| http://dbpedia.org/property/wikiPageUsesTemplate
|
http://dbpedia.org/resource/Template:= +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Cite_book +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Portal_bar +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Cite_journal +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Reflist +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Citation_needed +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Quote +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Efn +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Anchor +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Math +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Solar_mass +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Star +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Notelist +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Short_description +
|
| http://purl.org/dc/terms/subject
|
http://dbpedia.org/resource/Category:Stellar_astronomy +
|
| http://www.w3.org/ns/prov#wasDerivedFrom
|
http://en.wikipedia.org/wiki/Stellar_population?oldid=1118410924&ns=0 +
|
| http://xmlns.com/foaf/0.1/depiction
|
http://commons.wikimedia.org/wiki/Special:FilePath/Treasures3.jpg +
, http://commons.wikimedia.org/wiki/Special:FilePath/Ssc2005-22a1.jpg +
, http://commons.wikimedia.org/wiki/Special:FilePath/Milky_way_profile.svg +
, http://commons.wikimedia.org/wiki/Special:FilePath/NASA-WMAP-first-stars.jpg +
, http://commons.wikimedia.org/wiki/Special:FilePath/Artist%27s_impression_of_the_Milky_Way_%28updated_-_annotated%29.jpg +
|
| http://xmlns.com/foaf/0.1/isPrimaryTopicOf
|
http://en.wikipedia.org/wiki/Stellar_population +
|
| owl:sameAs |
http://ko.dbpedia.org/resource/%ED%95%AD%EC%84%B1%EC%9D%98_%EC%A2%85%EC%A1%B1 +
, http://sh.dbpedia.org/resource/Populacija_zvijezda +
, http://ru.dbpedia.org/resource/%D0%97%D0%B2%D1%91%D0%B7%D0%B4%D0%BD%D0%BE%D0%B5_%D0%BD%D0%B0%D1%81%D0%B5%D0%BB%D0%B5%D0%BD%D0%B8%D0%B5 +
, http://uz.dbpedia.org/resource/Yulduzli_aholi +
, http://tr.dbpedia.org/resource/Y%C4%B1ld%C4%B1zlar_%C3%B6be%C4%9Fi +
, http://el.dbpedia.org/resource/%CE%91%CF%83%CF%84%CF%81%CE%B9%CE%BA%CE%BF%CE%AF_%CF%80%CE%BB%CE%B7%CE%B8%CF%85%CF%83%CE%BC%CE%BF%CE%AF +
, http://fa.dbpedia.org/resource/%D8%AC%D9%85%D8%B9%DB%8C%D8%AA_%D8%B3%D8%AA%D8%A7%D8%B1%D9%87%E2%80%8C%D8%A7%DB%8C +
, http://www.wikidata.org/entity/Q1436016 +
, http://no.dbpedia.org/resource/Populasjon_%28astronomi%29 +
, http://lb.dbpedia.org/resource/St%C3%A4repopulatioun +
, http://es.dbpedia.org/resource/Poblaci%C3%B3n_estelar +
, http://ar.dbpedia.org/resource/%D8%AC%D9%85%D9%87%D8%B1%D8%A9_%D8%A7%D9%84%D9%86%D8%AC%D9%88%D9%85 +
, http://da.dbpedia.org/resource/Stjernegenerationer +
, http://hr.dbpedia.org/resource/Zvjezdana_populacija +
, http://sk.dbpedia.org/resource/Hviezdna_popul%C3%A1cia +
, http://ro.dbpedia.org/resource/Popula%C8%9Bie_de_stele +
, http://dbpedia.org/resource/Stellar_population +
, http://sv.dbpedia.org/resource/Population_%28astronomi%29 +
, http://fi.dbpedia.org/resource/T%C3%A4htipopulaatio +
, http://uk.dbpedia.org/resource/%D0%97%D0%BE%D1%80%D1%8F%D0%BD%D0%B5_%D0%BD%D0%B0%D1%81%D0%B5%D0%BB%D0%B5%D0%BD%D0%BD%D1%8F +
, http://zh.dbpedia.org/resource/%E6%98%9F%E6%97%8F +
, http://pt.dbpedia.org/resource/Popula%C3%A7%C3%A3o_estelar +
, http://ja.dbpedia.org/resource/%E6%98%9F%E3%81%AE%E7%A8%AE%E6%97%8F +
, http://pl.dbpedia.org/resource/Populacje_gwiazdowe +
, http://nl.dbpedia.org/resource/Sterren_van_populatie_I%2C_II_en_III +
, http://nds.dbpedia.org/resource/Populatschoon_%28Astronomie%29 +
, http://eo.dbpedia.org/resource/Stela_lo%C4%9Dantaro +
, http://it.dbpedia.org/resource/Popolazioni_stellari +
, http://yago-knowledge.org/resource/Stellar_population +
, https://global.dbpedia.org/id/SZEL +
, http://rdf.freebase.com/ns/m.048vrn +
, http://ca.dbpedia.org/resource/Poblaci%C3%B3_estel%C2%B7lar +
, http://de.dbpedia.org/resource/Population_%28Astronomie%29 +
, http://fr.dbpedia.org/resource/Population_stellaire +
|
| rdf:type |
http://dbpedia.org/class/yago/Star109444100 +
, http://dbpedia.org/class/yago/PhysicalEntity100001930 +
, http://dbpedia.org/class/yago/NaturalObject100019128 +
, http://dbpedia.org/class/yago/CelestialBody109239740 +
, http://dbpedia.org/class/yago/Whole100003553 +
, http://dbpedia.org/class/yago/Object100002684 +
, http://dbpedia.org/class/yago/WikicatHypotheticalStars +
|
| rdfs:comment |
Το 1944 ο Βάλτερ Μπάαντε κατηγοριοποίησε τ … Το 1944 ο Βάλτερ Μπάαντε κατηγοριοποίησε τους αστέρες του Γαλαξία σε δύο αστρικούς πληθυσμούς. Παρατήρησε ότι οι γαλαζωποί αστέρες κυριαρχούσαν με το φως τους στους σπειροειδείς βραχίονες, ενώ οι κιτρινωποί αστέρες κυριαρχούσαν κοντά στο κεντρικό εξόγκωμα και στα σφαιρωτά αστρικά σμήνη. Οι κύριες αυτές κατηγορίες ορίστηκαν ως (Αστρικός) Πληθυσμός I και Πληθυσμός II, αντιστοίχως, και επεκτάθηκαν για να χαρακτηρίσουν και τους αστέρες των άλλων γαλαξιών. Μεταγενέστερα, το 1978, προστέθηκε μία ακόμα κατηγορία, ο Πληθυσμός III.θηκε μία ακόμα κατηγορία, ο Πληθυσμός III.
, في علم الفلك جمهرة النجوم (بالإنجليزية: St … في علم الفلك جمهرة النجوم (بالإنجليزية: Stellar population) مصطلح يشير إلى مجموعة من النجوم داخل المجرة التي تشبه بعضها البعض في التوزيع المكاني، والتركيب الكيميائي والمعدنية (كميات العناصر) ولها نفس العمر وهي طريقة لكشف الأحداث الماضية في مجرتنا وطريقة تشكلها. في عام 1944، صنف والتر بادي مجموعة من النجوم في مجرة درب التبانة بحسب أطيافها.ونظرا للاختلافات الكبيرة للغاية في أطياف النجوم، قسمت النجوم إلى شعبتين رئيسيتين تحت مسمى جمهرة النجوم الأولى وجمهرة النجوم الثانية بناء على تكوينها الكيميائي أو المعدني، وإضيف تقسيم آخر يعرف باسم جمهرة النجوم الثالثة في عام 1978.عرف باسم جمهرة النجوم الثالثة في عام 1978.
, Les estrelles es poden agrupar en dues pob … Les estrelles es poden agrupar en dues poblacions estel·lars: la població I i la població II, segons diverses característiques com la composició química, la seva posició en el diagrama de Hertzsprung-Russell i la seva edat, entre altres. Les estrelles de la població I contenen quantitats significatives d'elements més pesats que l'heli (anomenats genèricament «metalls» en astrofísica). Aquests elements foren produïts per generacions anteriors d'estrelles a través d'explosions de supernova. El nostre Sol pertany al grup de població I. Són habituals en els braços espirals de la Via Làctia.s en els braços espirals de la Via Làctia.
, Sterren van populatie I, II en III zijn dr … Sterren van populatie I, II en III zijn drie verschillende typen van sterren, waarvan in de schijf van de Melkweg er van populatie I het meeste voorkomen, er in het centrale deel van de Melkweg en de bolvormige sterrenhopen in de halo rondom de Melkweg van populatie II de meeste voorkomen, terwijl sterren van populatie III alleen kort na de oerknal hebben bestaan. alleen kort na de oerknal hebben bestaan.
, Звёздные населе́ния (или звёздные популя́ц … Звёздные населе́ния (или звёздные популя́ции, англ. stellar populations) — типы звёздного состава галактик. Различаются по химическому составу, пространственному распределению, положению на диаграмме Герцшпрунга — Рассела, собственным скоростям и другим критериям. Классификация по двум населениям была предложена Бааде в 1944 году и дополнена ещё одной группой в конце 1970-х годов.на ещё одной группой в конце 1970-х годов.
, During 1944, Walter Baade categorized grou … During 1944, Walter Baade categorized groups of stars within the Milky Way into stellar populations.In the abstract of the article by Baade, he recognizes that Jan Oort originally conceived this type of classification in 1926: The two types of stellar populations had been recognized among the stars of our own galaxy by Oort as early as 1926. Baade noticed that bluer stars were strongly associated with the spiral arms, and yellow stars dominated near the central galactic bulge and within globular star clusters. Two main divisions were defined as
* Population I and
* Population II,d as
* Population I and
* Population II,
, 星の種族（ほしのしゅぞく、英: stellar population）とは、星の分類 … 星の種族（ほしのしゅぞく、英: stellar population）とは、星の分類の一種である。ドイツの天文学者ウォルター・バーデが1944年に提唱した。なおバーデによる論文の概要では、銀河系内の恒星に2つの種族が存在することは、早くとも1926年にはヤン・オールトが着想していたことが言及されている。バーデは、青っぽい恒星は銀河系の渦状腕に強く関連して存在しており、黄色い恒星は銀河系の中心部のバルジ付近と球状星団に主に存在していることに気が付いた。この2つの主要な分類は種族I (英: population I) と 種族II (英: population II) と定義され、また1978年には別の新たな分類として種族III (英: population III) が追加された。これらの分類はしばしば、Pop I、Pop II、Pop III と略記される。 種族の間には、個々の観測された恒星のスペクトルの間に大きな違いが発見されている。これらの違いは非常に重要であり、おそらくは星形成や観測された運動学、恒星の年齢、そして場合によっては渦巻銀河や楕円銀河双方の銀河の進化と関連している可能性があることが後に示された。これらのシンプルな3つの種族の分類は、恒星の化学組成や金属量によって行われる。れた。これらのシンプルな3つの種族の分類は、恒星の化学組成や金属量によって行われる。
, 항성의 종족(stellar population)은 항성의 분류 중 하나이다. … 항성의 종족(stellar population)은 항성의 분류 중 하나이다. 항성은 종족I 및 종족II로 불리는 2개의 그룹으로 분류된다(I, II란 숫자는 로마 숫자로 표기하고 있다). 어떤 항성이 어떤 종족으로 분류되는지를 가르는 기준은 그 항성의 “공간속도”, “은하 중심으로부터의 위치”, “연령”, “화학구성”, “H-R 도표 상의 분포의 차이”가 있다. 종족I에 속하는 별은 헬륨보다 무거운 원소(천문학에서는 관습적으로 ”금속((metal)”이라 부른다)를 많이 포함하고 있다. 이들 무거운 원소(중원소)는 보다 이전 세대의 별에서 만들어졌고, 초신성 폭발로 인하여 우주에 퍼진 것이다. 우리들의 태양은 종족I에 속하는 별이다. 종족I에 속하는 별은 우리 은하의 은하 원반 부분에서 자주 관찰된다. I, II이라는 번호가 붙은 것과는 모순되게 별의 나이는 종족II 쪽이 종족I에 속하는 별보다 한참이나 많다. 여기에는 천문학의 사정이 있다. 별의 종족 구성에 관하여 최초로 조사했을 때에는 어떤 종류 별은 왜 다른 종류의 별보다 중원소 함량이 적은지 그 이유를 몰랐기 때문이었다. 왜 다른 종류의 별보다 중원소 함량이 적은지 그 이유를 몰랐기 때문이었다.
, Зоряне населення — умовний поділ зір на ка … Зоряне населення — умовний поділ зір на категорії (зоряні популяції або населення) залежно від їх металічності, що корелюється з віком зір, їх розташуванні в галактиці та їх типом. Популяції пронумеровано в порядку їх відкриття, що є зворотнім порядком за часом їх виникнення: гіпотетична популяція III — це найперші світила у Всесвіті практично без важких елементів, популяція II — старі зорі з дуже низькою металічністю (на один-два порядки менше, ніж у Сонця), популяція I — найновіші зорі (з досить високою металічністю).віші зорі (з досить високою металічністю).
, Le stelle possono essere divise per compos … Le stelle possono essere divise per composizione chimica in due grandi classi, chiamate popolazione I e popolazione II. Un'ulteriore classe chiamata popolazione III è stata aggiunta nel 1978. Le stelle di popolazione I sono osservabili soprattutto nei dischi delle galassie a spirale, mentre quelle di popolazione II si trovano soprattutto negli aloni galattici e negli ammassi globulari. Il Sole è una stella di popolazione I. Alla popolazione I appartengono stelle più giovani che contengono gli elementi pesanti prodotti nelle stelle di popolazione II e poi dispersi nel mezzo interstellare dopo la fine della loro esistenza; alla popolazione II appartengono stelle vecchie formatesi poco dopo il Big Bang, che hanno una quantità molto ridotta di elementi più pesanti dell'elio (chiamata metallici più pesanti dell'elio (chiamata metallici
, 星族是銀河系中年齡、化學物質組成、空間分布與運動特性較接近的恆星集合，於1927年由 … 星族是銀河系中年齡、化學物質組成、空間分布與運動特性較接近的恆星集合，於1927年由布魯根克特（P. Bruggencate），1944年由美国天文学家沃尔特·巴德區分成現在的三族恆星。 觀察銀河系內的恆星，可以將她們分為第一星族和第二星族兩大類（在理論上還有第三星族，但在銀河系內未曾發現）。做為分類標準的是年齡、化學成分、在星系內的位置、和空間速度。 主要的原因是年齡，不同的星族在赫羅圖上分布的位置不一樣，這就像應用在星團時一樣，在星團中，所有的成員被認為有著相同的來源。 通常，區分族群的數字（一、二、三）的增加並不意味著世代交替，只區分彼此間的年齡。。 通常，區分族群的數字（一、二、三）的增加並不意味著世代交替，只區分彼此間的年齡。
, População estelar foi como, em 1944, Walte … População estelar foi como, em 1944, Walter Baade categorizou grupos de estrelas dentro da Via Láctea. No resumo do artigo de Baade, ele reconhece que Jan Oort originalmente concebeu esse tipo de classificação em 1926: "[...] Os dois tipos de populações estelares haviam sido reconhecidos entre as estrelas de nossa própria galáxia por Oort desde o início de 1926 ". Duas divisões principais foram definidas como População I e População II, com outra divisão mais nova chamada População III adicionada em 1978, que muitas vezes é simplesmente abreviada como Pop I, II ou III. Até 2020, os astrônomos não encontraram nenhuma evidência das estrelas da População III de primeira geração no intervalo de tempo cósmico de cerca de 500 milhões a 1 bilhão de anos após o Big Bang.ilhões a 1 bilhão de anos após o Big Bang.
, Una población estelar es un conjunto de es … Una población estelar es un conjunto de estrellas que presentan características similares, concretamente en su metalicidad o composición química. Esta clasificación también refleja diferencias en la creación y evolución de dichas estrellas. Existen tres tipos de Poblaciones: I, II y III, que van de mayor a menor metalicidad. Las estrellas se clasifican estudiando sus espectros estelares.ifican estudiando sus espectros estelares.
, Idea populacji gwiazdowych powstała, gdy o … Idea populacji gwiazdowych powstała, gdy odpowiednio dobra zdolność rozdzielcza obserwacji galaktyki M31 pozwoliła Walterowi Baademu w 1944 roku na wyróżnienie w tej galaktyce dwóch odrębnych populacji gwiazd. Dysk galaktyki M31 na diagramie Hertzsprunga-Russella przypominał gromady otwarte, natomiast jej zgrubienie centralne na tym diagramie przypominało gromady kuliste. Te dwa typy gwiazd zyskały miano gwiazd populacji I i gwiazd populacji II. Obecnie wyróżniamy trzy zasadnicze populacje gwiazdowe, różniące się rozkładem przestrzennym, wiekiem oraz metalicznością.rzestrzennym, wiekiem oraz metalicznością.
, La steloj estas klasifikataj en du stelaj … La steloj estas klasifikataj en du stelaj loĝantaroj:
* La steloj de « Loĝantaro I » estas ĝenerale junaj, "metalhavaj" steloj, apartenantaj al la "maldika" disko de nia galaksio. Nia Suno estas ano de ĉi-tiu loĝantaro. Iliaj aĝoj estas malpli da 10 miliardoj da jaroj.Planedsistemoj formiĝus pli probable ĉirkaŭ steloj de Loĝantaro I, ĉar la planedoj formiĝas per akrecio de materialoj el pezaj elementoj.
* La steloj de « Loĝantaro II » estas maljunaj steloj, malriĉaj je "metalo" kaj formiĝintaj antaŭ la formiĝo de la galaksia disko. Plejparte de ili apartenas al la galaksia haloo. Ilaj aĝoj estas inter 10 kaj 13,5 miliardoj da jaroj. La globaj stelamasoj konsistiĝas el tiatipaj steloj.Aliaj steloj de la Loĝantaro II apartenas al la "malnova disko" (aŭ dika disko) de la galaksio. Ili estas (aŭ dika disko) de la galaksio. Ili estas
, In der Astronomie wird mit Population oder Sternpopulation (englisch stellar population) eine Untermenge von Sternen in einer Galaxie bezeichnet, die eine ähnlich große Metallizität (und damit ein ähnliches Alter) aufweisen.
, Les étoiles de notre galaxie furent classé … Les étoiles de notre galaxie furent classées en deux populations stellaires, dites « Population I » et « Population II » par Walter Baade en 1944. Le critère de classification était la largeur des raies spectrales des étoiles de la partie centrale des galaxies (Population I) comparée à celle des étoiles du bord des galaxies (raies plus fines), la Population II. Il faut attendre les années 1950 pour que cette dichotomie soit reliée à l'abondance chimique de surface des étoiles. Ainsi la définition moderne des populations I et II est la suivante : des populations I et II est la suivante :
, Med population inom astronomi avses en gru … Med population inom astronomi avses en grupp av stjärnor utvalda efter vissa kriterier. Vanliga parametrar vid ett sådant urval är kemisk sammansättning, massa på den så kallade huvudserien och ålder. Den vanligaste definitionen är att en population består av stjärnor med ett spann av massor, vilka bildades vid ungefär samma tidpunkt. Många stjärnhopar är exempel på detta och det är huvudsakligen massan som skiljer dem åt. Ett Hertzsprung-Russell-diagram med färg-magnitud är ett lämpligt verktyg för att karakterisera sådana populationer.för att karakterisera sådana populationer.
|
| rdfs:label |
星の種族
, Populacje gwiazdowe
, جمهرة النجوم
, Звёздное население
, Popolazioni stellari
, Population (astronomi)
, Population (Astronomie)
, 항성의 종족
, Αστρικοί πληθυσμοί
, Зоряне населення
, Sterren van populatie I, II en III
, Población estelar
, Stellar population
, População estelar
, Stela loĝantaro
, Població estel·lar
, Population stellaire
, 星族
|
