Una población estelar es cada una de las categorías de un sistema de clasificación muy general de grupos de estrellas que se emplea en astronomía. La clasificación se basa en la metalicidad de las estrellas del grupo, siendo las estrellas de la población I de alta metalicidad y las de la población II de baja metalicidad.
Los modelos cosmológicos han llevado a proponer la existencia de una tercera población que no tendría ninguna metalicidad, denominada población III. Esta población correspondería a las primeras estrellas que se formaron en el universo y es aún hipotética, si bien empiezan a aparecer algunas observaciones que apoyan la hipótesis.
En 1943 el astrónomo alemán Walter Baade resolvió por primera vez las estrellas de la zona central de la galaxia de Andrómeda, así como las estrellas de sus galaxias compañeras M32 y M110. Con el estudio de estas estrellas, y relacionando sus resultados con observaciones previas de Oort, sobre estrellas de nuestra propia galaxia, propuso clasificar las estrellas de una galaxia en dos tipos de poblaciones, a las que denominó poblaciones de tipo I y poblaciones de tipo II.
El tipo II sería propio de los cúmulos globulares y de la zona central de la galaxia, mientras que las poblaciones de tipo I se encontrarían en el disco galáctico, aunque coexistiendo con las del tipo II.
La clasificación original de Baade se basaba en las diferencias de distribución de las estrellas en el diagrama de Hertzsprung-Russell, pero después se vio que las estrellas de la población I son jóvenes y de alta metalicidad, mientras que las de la población II son antiguas y de baja metalicidad. Hoy se continúa utilizando la nomenclatura de Baade, ahora definida con base en la metalicidad, como una primera aproximación a la clasificación de los grupos de estrellas, ya que existen otras clasificaciones más refinadas.
Según el criterio de la metalicidad, las estrellas de población I son las que presentan valores por encima de 1/10 del que tiene el Sol. Para las estrellas de población II los valores oscilan entre 1/10 y 1/1000 del solar, si bien se han detectado algunas con valores aún más bajos.
Las estrellas de la población I son estrellas jóvenes comunes en los discos galácticos y presentan una alta metalicidad. Esto significa que contienen cantidades significativas de elementos más pesados que el helio, llamados metales por los astrónomos. Estos elementos pesados fueron creados por anteriores generaciones de estrellas y diseminados en el medio interestelar por explosiones de supernovas y otros mecanismos. Suelen recorrer órbitas elípticas en torno al centro galáctico, con una baja velocidad relativa. Nuestro Sol es un ejemplo de estrella de población I.
Las estrellas de población II forman los cúmulos globulares y los núcleos de las galaxias, presentan metalicidades más bajas que la población I y son mucho más viejas que ellas.
Los conocimientos actuales de evolución estelar explican que las estrellas más jóvenes —población I— tengan mayores metalicidades porque se han formado a partir de nubes de gas más ricas en metales. Este enriquecimiento del medio lo ha producido la muerte de generaciones de estrellas anteriores —población II—. Sólo puede ser así porque los elementos más pesados que el helio se forman en el interior de las estrellas mediante los procesos de nucleosíntesis y salen al exterior en las nebulosas planetarias y en las supernovas, fenómenos asociados a la muerte de las estrellas.
Según los modelos cosmológicos actuales, la materia existente tras el Big Bang era sobre todo hidrógeno y helio, por tanto las estrellas más antiguas no deberían tener metalicidad ninguna. Sin embargo la población II, aun siendo la más antigua observada, presenta cierta metalicidad. Por eso se ha propuesto una tercera categoría en la clasificación, la población III, que correspondería a la generación anterior a la población II y explicaría el origen de la metalicidad de esta última.
Esta aún hipotética población III sería la primera generación de estrellas formadas tras el Big Bang, cuando apenas había trazas de elementos más pesados que el helio. Estas estrellas explicarían los elementos pesados observados en las emisiones de los cuásares.
Así mismo, se cree que estas estrellas provocaron el período de la reionización. Todavía no se ha observado ninguna de estas estrellas, aunque se espera que eso cambie con los futuros telescopios de nueva generación, y es que a la distancia a la que deberían encontrarse, los actuales telescopios no son capaces de resolver estrellas individuales.
Se ha informado de posibles huellas de la presencia de estrellas de población III, basadas en la observación de la ionización que produjeron en el helio y en el hidrógeno del universo temprano.
Según los modelos estelares las estrellas de la población III deben haber sido hipergigantes azules extremadamente grandes, calientes y, por tanto, de corta vida, con masas del orden de varios cientos de veces la del Sol. Entre estas estrellas están las quasi-estrellas, formadas a partir de agujeros negros, muchos más grandes y masivas que el Sol.
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