星族：銀河系（以及任一河外星系）內(nèi)大量天體的某種集合。這些天體在年齡、化學(xué)組成、空間分布和運(yùn)動(dòng)特性等方面十分接近。
簡介：
星族是銀河系（以及任一河外星系）中年齡、化學(xué)物質(zhì)組成、空間分布與運(yùn)動(dòng)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(xué)家沃爾特·巴德區(qū)分成現(xiàn)在的三族恒星。
觀察銀河系內(nèi)的恒星，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(nèi)未曾發(fā)現(xiàn)）。做為分類標(biāo)準(zhǔn)的是年齡、化學(xué)成分、在星系內(nèi)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(yīng)用在星團(tuán)時(shí)一樣，在星團(tuán)中，所有的成員被認(rèn)為有著相同的來源。
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(gè)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(jìn)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：
第一星族星（亦稱星族Ⅰ星）包含相當(dāng)數(shù)量比氦重的元素（天文學(xué)中通稱為“金屬”）。這些重元素的來源是上一代恒星經(jīng)由超新星爆炸，或來自行星狀星云物質(zhì)擴(kuò)散的過程散布出來的。我們的太陽是屬于第一星族的恒星，通常都散布在銀河系旋臂中。
第一星族或是富金屬星是年輕的恒星，金屬量最高。地球的太陽是富金屬的例子，它們通常都在銀河的螺旋臂內(nèi)。
一般而言，最年輕的恒星，越極端的第一星族星被發(fā)現(xiàn)的位置越在最周邊，依此類推，太陽被認(rèn)為位居第一星族星的中間。第一星族星有規(guī)則的繞著銀心的橢圓軌道和低的相對(duì)速度。高金屬量的第一星族星使它們比另外兩種星族更適于產(chǎn)生行星系統(tǒng)，而行星，特別是類地行星是由富含金屬的吸積盤形成的。 在第一星族和第二星族之間有中間的星盤星族。
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(dòng)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(dǎo)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(tuán)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(guān)系相反的數(shù)字來區(qū)分，這是歷史上遺留下來的原因，因?yàn)樵诘谝淮螌?duì)恒星做巡天的探測時(shí)，那時(shí)并不明了某一類恒星的金屬含量會(huì)比另一類恒星多的原因。
第二星族或貧金屬星只有相對(duì)是少量的金屬。理想的相對(duì)的少量必須是除了氫和氦之外，所有的元素都遠(yuǎn)低于富金屬天體中的相對(duì)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(xué)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(shí)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(tuán)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(xué)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(zhǔn)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(xì)的觀察了大約十個(gè)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：
假想的第三類恒星是第三星族星（亦稱星族Ⅲ星），迄今仍未被發(fā)現(xiàn)。推測它們誕生于大爆炸后不久，是不含金屬的恒星，存在于類星體和再游離的時(shí)期。雖有其理論依據(jù)，卻沒有足以證明其存在的間接證據(jù)。推測它們是非常巨大、高熱和短命的，質(zhì)量可能數(shù)百倍于太陽，甚至有可能高于數(shù)千倍太陽質(zhì)量第三星族星或是無金屬星是假設(shè)中的星族，是在早期宇宙中應(yīng)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(yuǎn)的重力透鏡星系找到間接的證據(jù)。它們也被認(rèn)為是暗弱藍(lán)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(lán)星系中重元素又確實(shí)存在的事實(shí)。它也被認(rèn)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(jì)算機(jī)模擬證實(shí)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(yuǎn)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(gè)太陽質(zhì)量，這還只是一般的第一代恒星。遠(yuǎn)大于現(xiàn)存的恒星。分析貧金屬量的第二星族星，被認(rèn)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(yàn)證則要等到NASA的詹姆斯·韋伯望遠(yuǎn)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(yīng)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(jìn)行，恒星將因無法對(duì)抗引力坍縮而很快的自我毀滅。直接進(jìn)行質(zhì)子-質(zhì)子鏈反應(yīng)的核融合反應(yīng)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(xué)家認(rèn)為第三族星特別奧秘的原因 － 所有的理由都認(rèn)為它們應(yīng)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(yīng)該是沒有繼續(xù)考慮下去的結(jié)果。由于p-p鏈反應(yīng)的速度太慢，不足以對(duì)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(jìn)行，雖然存在第一步反應(yīng)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(yīng)還是能夠進(jìn)行的并產(chǎn)生穩(wěn)定的12C核。由于3氦過程的反應(yīng)速度和產(chǎn)能正比于溫度的30次方、密度的立方，遠(yuǎn)遠(yuǎn)強(qiáng)于p-p反應(yīng)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(shè)看法
如果這些恒星能夠適當(dāng)?shù)男纬?，它們的壽命也很?－ 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(yuǎn)的可見宇宙的邊界搜尋，(因?yàn)閬碜詷O端遙遠(yuǎn)的星光需要很長的時(shí)間才能抵達(dá)地球，觀察遙遠(yuǎn)的天體就有如在“回溯時(shí)光”。) 而在如此遙遠(yuǎn)的距離上要解析出恒星，即使對(duì)詹姆斯·韋伯望遠(yuǎn)鏡也是件艱巨的任務(wù)。
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(gè)星族：
星族Ⅰ分布在銀河系和其他旋渦星系的盤狀部分和旋臂上，主要是青白色星、主星序里的星和疏散星團(tuán)里的星。
星族Ⅱ分布在球狀星團(tuán)里、橢圓星系里和旋渦星系的核心部分，包括紅巨星、天琴RR型變星和亞矮星。
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(yùn)動(dòng)，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(duì)較少且僅含有少量的重元素。天文學(xué)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。
2、按銀河系所有天體分可分為五個(gè)星族：暈星族（極端星族Ⅱ），中介星族Ⅱ，盤星族，中介星族Ⅰ（較老星族），旋臂星族（極端星族Ⅰ）：
暈星族分布如一個(gè)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(dāng)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(tuán)、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Ⅱ的主要代表是Vz>30公里/秒的高速星（Vz表示垂直于銀道面的速度），以及周期短于250天、光譜型早于M5型（見恒星光譜分類）的長周期變星。
盤星族包括銀核內(nèi)的恒星、行星狀星云和新星，以及“弱線星”（光譜中出現(xiàn)較弱的金屬線）。
中介星族Ⅰ包括“富金屬星”（光譜中出現(xiàn)較強(qiáng)的金屬線）和 A型星。
極端星族Ⅰ集中分布在銀道面附近（銀面聚度最大）：主要為旋臂中的年輕星，如O型星、B型星、超巨星，一些銀河星團(tuán)和星際物質(zhì)等。
特點(diǎn)：
各星族的年齡相差很大。暈星族最老（其中，球狀星團(tuán)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(gè)星族在化學(xué)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(jìn)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(huì)相應(yīng)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(tuán)》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(tuán)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(tuán)赫羅圖比較接近。在此基礎(chǔ)上，巴德重新提出了星族的概念。
巴德認(rèn)為，銀河系以及其他旋渦星系的恒星可以分成兩大類，稱為“星族Ⅰ”和“星族Ⅱ”。兩個(gè)星族的差別，明顯反映在赫羅圖的形狀以及最亮恒星的顏色和光度上。對(duì)于星族Ⅰ，最亮的恒星是早型白色超巨星；對(duì)于星族Ⅱ,最亮的恒星是K型紅橙色超巨星。此外，星族Ⅰ和星族Ⅱ在空間分布和運(yùn)動(dòng)特性方面也有不同：星族Ⅰ的恒星集中于星系外圍旋臂區(qū)域內(nèi)，銀面聚度大；星族Ⅱ的恒星則主要集中在星系核心部分，銀面聚度小。后來研究表明，把所有的恒星劃分為兩個(gè)星族過于簡單。1957年，在梵蒂岡舉行的星族討論會(huì)上，將銀河系里的恒星劃分為五個(gè)星族。這種劃分方法現(xiàn)已為各國天文學(xué)家普遍接受。與星族概念平行的，是子系和次系這兩個(gè)概念（見銀河系子系、銀河系次系）。星族概念是從赫羅圖和物理特性上著眼的，而子系、次系概念則著重于空間分布和空間運(yùn)動(dòng)的特征。大量的研究表明，物理特性與空間分布、空間運(yùn)動(dòng)是密切相關(guān)的，它們都取決于銀河系起源和演化的過程。因此，星族概念和子系、次系概念本質(zhì)上是一致的；在大多數(shù)場合可以統(tǒng)一起來。目前，星族概念被更多地采用。星族概念在研究銀河系的起源和演化問題上起著重要的作用。它已成為星系天文學(xué)和天體演化學(xué)的重要內(nèi)容。
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