Population stellaire

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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 émettant la lumière centrale des galaxies (Population I) comparé à celles des étoiles du bord des galaxies (raies plus fines), la Population II. Il faut attendre les années 50 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. Notre 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 formés avant la formation du disque galactique ; elles appartiennent principalement au halo de la Galaxie et des galaxies (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). Il est à noter que l'estimation des âges des étoiles est très incertaine et que les chiffres précédents sont à prendre avec des incertitudes de l'ordre du milliard d'années.

Les astrophysiciens envisagent une hypothétique population de catégorie III. Elle serait constitué 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, comme celle du carbone, dans les étoiles qui suivirent la période très brève de la Population III et qu'on trouve encore, c'est à dire les Population II extrêmes ayant une abondance chimique très faible par rapport à l'abondance solaire (typiquement moins 1/1000).