星族

星族是銀河系中年齡、化學物質組成、空間分佈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年由美國天文學家沃爾特·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）。作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佈的位置不一樣，這就像應用在星團時一樣，在星團中，所有的成員被認為有着相同的來源。

通常，區分族羣的數字（一、二、三）的增加並不意味着世代交替，只區分彼此間的年齡。

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，把超新星爆發產生的remnant吸進來再產生恆星），又如矮不規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內產生的恆星。 ^[1] 

第一星族星（亦稱星族Ⅰ星）包含相當數量比氦重的元素（天文學中通稱為“金屬”）。這些重元素的來源是上一代恆星經由超新星爆炸，或來自行星狀星雲物質擴散的過程散佈出來的。我們的太陽是屬於第一星族的恆星，通常都散佈在銀河系旋臂中。

第一星族或是富金屬星是年輕的恆星，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。

一般而言，最年輕的恆星，越極端的第一星族星被發現的位置越在最周邊，依此類推，太陽被認為位居第一星族星的中間。第一星族星有規則的繞着銀心的橢圓軌道和低的相對速度。高金屬量的第一星族星使它們比另外兩種星族更適於產生行星系統，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。

第二星族星（亦稱星族Ⅱ星）的恆星在大爆炸之後形成，迄今仍活動的恆星，因此只含有少量的金屬（因恆星演化積累的重元素）。由此導致的結果是，他們缺乏構成行星的元素，也就少有行星在周圍環繞。第二星族的恆星都在球狀星團和銀河系銀暈中，（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，但是卻被分配了關係相反的數字來區分，這是歷史上遺留下來的原因，因為在第一次對恆星做巡天的探測時，那時並不明瞭某一類恆星的金屬含量會比另一類恆星多的原因。

第二星族或貧金屬星只有相對是少量的金屬。理想的相對的少量必須是除了氫和氦之外，所有的元素都遠低於富金屬天體中的相對數量，即使在大爆炸之後的137億年，金屬成分在宇宙整體化學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間裏就形成的。它們通常出現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，是更老的恆星，也更缺乏金屬。球狀星團也包含大量的第二星族星。一般也相信第二星族星創造了 週期表中，除了不穩定的，所有其它的元素。

科學家已經使用幾種不同的探測方法，包括Timothy C. Beers 等人的HK物鏡稜鏡探測和Norbert Christlieb等人的漢堡-ESO的觀測，瞄準了一些最老的恆星，和亮度微弱的原始的類星體。至今，它們已經仔細的觀察了大約十個金屬量非常貧乏的恆星，像是CS22892-052、CS31082-001、BD +17° 3248、而已知最老的恆星是HE0107-5240、HE1327-2326、HE1523-0901。

假想的第三類恆星是第三星族星（亦稱星族Ⅲ星），迄今仍未被發現。推測它們誕生於大爆炸後不久，是不含金屬的恆星，存在於類星體和再遊離的時期。雖有其理論依據，卻沒有足以證明其存在的間接證據。推測它們是非常巨大、高熱和短命的，質量可能數百倍於太陽，甚至有可能高於數千倍太陽質量。

第三星族星或是無金屬星是假設中的星族，是在早期宇宙中應該形成的極端重和熱，並且不含金屬的恆星。它們未曾被直接觀測到，但是經由宇宙中非常遙遠的重力透鏡星系找到間接的證據。它們也被認為是闇弱藍星系的成員。它們的存在是基於大爆炸不可能創造重元素，而在觀測到的類星體發射光譜，特別是闇弱藍星系中重元素又確實存在的事實。它也被認為是這些恆星觸發了再遊離週期。

目前的理論並沒有區分出第一顆恆星是否非常巨大。一種經由計算機模擬證實的恆星形成理論，大爆炸沒有產生任何的重元素，但很容易產生質量遠比現存的恆星更大的恆星。第三星族星的典型質量是數百個太陽質量，這還只是一般的第一代恆星。遠大於現存的恆星。分析貧金屬量的第二星族星，被認為包含了第三星族星創造的金屬，推測這些沒有金屬的恆星質量在10至100倍的太陽質量；這也足以解釋為何未能觀察到不含金屬的恆星。但這些理論的驗證則要等到NASA的詹姆斯·韋伯望遠鏡發射之後。新的光譜儀巡天，像是SEGUE或SDSS-II，也可能找到第三族星。

模擬的大爆炸之後4億年的第一代恆星。今天，能形成的質量最大恆星是150倍太陽質量；質量更大的原恆星在最初的核反應開始之際將噴發出部分的質量。在沒有足夠的碳、氧或氮的恆星核心，不管怎樣CNO循環都無法進行，恆星將因無法對抗引力坍縮而很快的自我毀滅。直接進行質子-質子鏈反應的核融合反應速率不足以產生足夠的能量支撐如此大的龐然巨物，最終結果是未經過發光的過程就直接塌縮成為黑洞。這也是天文學家認為第三族星特別奧秘的原因 － 所有的理由都認為它們應該存在，但卻必須經由類星體的觀測才能解釋。

上述的看法應該是沒有繼續考慮下去的結果。由於p-p鏈反應的速度太慢，不足以對抗引力收縮，第一代恆星的核心將繼續收縮並最終觸發3氦過程。3氦過程在1億K的高温下才能穩定進行，雖然存在第一步反應很不穩定的弊端（質量數為8的8Be核極不穩定，2.6×10-16秒就再分裂回4He），但在足夠的密度下，整體的兩步反應還是能夠進行的併產生穩定的12C核。由於3氦過程的反應速度和產能正比於温度的30次方、密度的立方，遠遠強於p-p反應僅為温度的4次方和密度的1次方，它能夠頂住引力收縮。接着12C核逐步累積並最終有足夠的丰度維持C-N-O循環。從此，第一代恆星就開始其短暫的主序星階段——穩定的發光數十萬年。

如果這些恆星能夠適當的形成，它們的壽命也很短 － 必定短於一百萬年。由於現在這種恆星已經不再形成，要觀察這種恆星就必須在極端遙遠的可見宇宙的邊界搜尋，(因為來自極端遙遠的星光需要很長的時間才能抵達地球，觀察遙遠的天體就有如在“回溯時光”。) 而在如此遙遠的距離上要解析出恆星，即使對詹姆斯·韋伯望遠鏡也是件艱鉅的任務。

1、按恆星在星系裏的分佈、所處的演化階段和物理特性，可將它們分為兩個星族：

星族Ⅰ分佈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、主星序裏的星和疏散星團裏的星。

星族Ⅱ分佈在球狀星團裏、橢圓星系裏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恆星的金屬含量比星族Ⅱ多，可能較年輕。在太陽附近，星族Ⅰ恆星主要是沿圓形軌道繞銀河系的中心運動，而星族Ⅱ恆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，相對較少且僅含有少量的重元素。天文學家稱它們為貧金屬星，它們都很古老，但仍舊含有源自第一代恆星的少量碳、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）：

暈星族分佈如一個球狀的暈，包住銀河系；在銀河系恆星聚集較密的盤狀部分，當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、亞矮星和週期長於 0.4天的天琴座RR型變星（週期更短的天琴座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表示垂直於銀道面的速度），以及週期短於250天、光譜型早於M5型（見恆星光譜分類）的長週期變星。

盤星族包括銀核內的恆星、行星狀星雲和新星，以及“弱線星”（光譜中出現較弱的金屬線）。

中介星族Ⅰ包括“富金屬星”（光譜中出現較強的金屬線）和 A型星。

極端星族Ⅰ集中分佈在銀道面附近（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，一些銀河星團和星際物質等。

各星族的年齡相差很大。暈星族最老（其中，球狀星團年齡在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。後者的年齡大多為幾億年，甚至有三、五千萬年或者更短的。

各個星族在化學組成上也有差別。一般説來，較老的星族所含的重元素百分比，要比年輕星族的低。這種差別可以用恆星演化過程加以解釋。恆星進入晚年期後向外拋射物質，使恆星內部核過程所形成的重元素滲入星際物質中去；以後由這種“加濃”物質形成的恆星，其重元素含量就會相應增高。因此，越是年輕的恆星，包含的重元素就越多。

星族這一概念，最早是1927年布魯根克特在《星團》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，發現這種赫羅圖與銀河系球狀星團的赫羅圖十分類似；星系外圍部分的亮星的赫羅圖與銀河星團赫羅圖比較接近。在此基礎上，巴德重新提出了星族的概念。

巴德認為，銀河系以及其他旋渦星系的恆星可以分成兩大類，稱為“星族Ⅰ”和“星族Ⅱ”。兩個星族的差別，明顯反映在赫羅圖的形狀以及最亮恆星的顏色和光度上。對於星族Ⅰ，最亮的恆星是早型白色超巨星；對於星族Ⅱ,最亮的恆星是K型紅橙色超巨星。此外，星族Ⅰ和星族Ⅱ在空間分佈和運動特性方面也有不同：星族Ⅰ的恆星集中於星系外圍旋臂區域內，銀面聚度大；星族Ⅱ的恆星則主要集中在星系核心部分，銀面聚度小。後來研究表明，把所有的恆星劃分為兩個星族過於簡單。1957年，在梵蒂岡舉行的星族討論會上，將銀河系裏的恆星劃分為五個星族。這種劃分方法現已為各國天文學家普遍接受。與星族概念平行的，是子系和次系這兩個概念（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着眼的，而子系、次系概念則着重於空間分佈和空間運動的特徵。大量的研究表明，物理特性與空間分佈、空間運動是密切相關的，它們都取決於銀河系起源和演化的過程。因此，星族概念和子系、次系概念本質上是一致的；在大多數場合可以統一起來。目前，星族概念被更多地採用。星族概念在研究銀河系的起源和演化問題上起着重要的作用。它已成為星系天文學和天體演化學的重要內容。 ^[2]