Milži un punduri: Milži spīd ļoti spoži, toties punduru ir vairāk.

Dubultzvaigznes: Aptuveni puse zvaigžņu ietilpst dubultsistēmās.

Maiņzvaigznes: Dažas zvaigznes pulsē vai uzliesmo, tādēļ to spožums mainās.

Novas un pārnovas: Gan novas gan pārnovas spoži uzliesmo, bet uzliesmojumu cēloņi ir ļoti atšķirīgi.

Zvaigžņu populācijas: Zvaigžņu metālu sastāvs mainās atkarībā no to paaudzes.

Protozvaigznes

Pirms apskatam zvaigžņu daudzveidību, ir vērts arī aplūkot arī protozvaigžņu dažādību, jo galu galā tas noteiks, kā zvaigzne attīstīsies nākotnē. Pēc novērojumiem ir aptuveni iespējams noteikt, kādā stadijā atrodas protozvaigzne, kas ir atkarīgs no tā diska izmēriem un kūļu esamību, kas ļoti labi redzams 1.att., kur ir ilustrētas šis zvaigžņu attīstības cikls, kā molekulārais mākonis saraujas un lēnām izveido disku ap protozvaigzni. Pēdēja solī ir redzami arī spēcīgi kūļi no poliem. 

1. att. ALMA radioteleskopu klasifikācija dažādiem protozvaigžņu uzņēmumiem. Augšējā rindā redzams protozvaigznes attīstības cikls, bet apakšējā reāli teleskopu attēli ar kūļa kontūrām, atbilstoši attīstības posmam. (ALMA / ESO / NAOJ attēls)

Šādā veidā klasificējot attēlus var labāk izprast zvaigžņu veidošanos, noteikošos procesus un nepieciešamo laiku, lai tās kļūtu par pilntiesīgām zvaigznēm. Papildus tam, analizējot protozvaigžņu gredzenus ir iespējams uzzināt vairāk arī par planētu veidošanos. Piemēram, 2. att. redzamie "tumšie gredzeni" varētu nozīmēt, ka planēta rotē šajā orbītā, un "apēd" apkārt esošo materiālu.

2. att. HL Tauri protoplanetārais disks (ALMA attēls)

Milži un punduri

Saulei līdzīgas, nelielas dzeltenas, oranžas un sarkanas galvenās secības zvaigznes sauc par pundurzvaigznēm. Kā pundurzvaigznes arī ir iekļauti: baltie punduri, melnie punduri (izdeguši baltie punduri), kā arī pat zilie punduri (mazas zvaigznes, kas tuvojas galvenās secības evolūcijas beigām) un brūnie punduri (neskaitās kā zvaigznes, jo nav pietiekami masīvas, lai uzsāktu pilnu kodoltermisko reakciju ciklu kodolā) (3. att.). Tomēr šajā apskatā runāsim par tām zvaigznēm, kas ir uz galvenās secības. Pundurzvaigznes veido Galaktikas zvaigžņu lielāko daļu. Tās, tāpat kā Saule, sastāv galvenokārt no ūdeņraža un hēlija, arī to uzbūve ir līdzīga Saules uzbūvei. To iekšienē notiek kodoltermiskās reakcijas, kurās ūdeņradis pārvēršas hēlijā. Viena no pašām mazākajām pundurzvaigznēm ir zvaigzne Gliese 105C Vaļa zvaigznājā, kuras masa ir aptuveni 0,09 Saules masas. Ja zināma zvaigznes masa, starjauda, rādiuss, virsmas temperatūra un ķīmiskais sastāvs, iespējams izveidot zvaigznes modeli, kas parāda, kā mainās zvaigznes temperatūra, spiediens un blīvums atkarībā no attāluma līdz zvaigznes centram, kā arī to, kā notiek enerģijas pārnese uz ārpusi.

3. att. Izmēru un temperatūru salīdzinājumi pundurzvaigznēm (Proffesor Dave Explains attēls)

Kosmosā ir zvaigznes, kas ir daudzkārt lielākas un spožākas par Sauli - milzu zvaigznes un pārmilzu zvaigznes. Nesen atklātā Pistoles zvaigzne, iespējams, ir mūsu Galaktikas zvaigzne ar vislielāko starjaudu. Tā ik sekundes izšķiež kosmosā 10 miljonus reižu vairāk enerģijas, nekā Saule. Taču milžu un pārmilžu ir daudz mazāk, nekā pundurzvaigžņu. Uz 10 miljoniem dzelteno, oranžo un sarkano punduru sastopams viens tūkstotis milzu zvaigžņu un tikai viens pārmilzis. Tas ir tāpēc, ka milzīgām zvaigznēm ir daudz īsāks mūžs kā mazākām zvaigznēm, kā arī tās retāk "piedzimst". Toties lielās starjaudas dēļ šīs zvaigznes saskatāmas no liela attāluma. Milžiem un pārmilžiem ir citāda uzbūve, nekā pundurzvaigznēm. Sarkanajiem milžiem ir neliels blīvs kodols un milzīgs, retināts apvalks, bet sarkanajiem pārmilžiem ir slāņveida, sīpolam līdzīga struktūra. Tā kā sarkano pārmilžu dzīlēs ir ļoti augsta temperatūra, tur veidojas arī par hēliju smagāki elementi, piemēram, ogleklis, slāpeklis un skābeklis, līdz pat dzelzij ieskaitot.

Dubultzvaigznes

Pētot zvaigznes, astronomi ievēroja, ka diezgan bieži divas zvaigznes redzamas blakus. Šādas zvaigznes nosauca par dubultzvaigznēm. Daļa no tām ir tikai nejauši gadījušās pie debess sfēras netālu viena no otras, bet patiesībā atrodas ļoti dažādos attālumos. Taču lielākā daļa dubultzvaigžņu ir zvaigžņu sistēmas, kas kosmiskajā telpā atrodas blakus un riņķo ap kopējo masas centru (4. att.). Lai gan nav zināms precīzi, tiek lēsts, ka aptuveni 85% zvaigžņu atrodas dubultsistēmās! Neskaitot dubultzvaigznes, ir diezgan daudz arī trīskāršu, četrkāršu un vairākkārtīgu zvaigžņu sistēmu. Dubultzvaigznes ir vienīgās zvaigznes, kurām, izmantojot debess ķermeņu kustības likumus, var samērā precīzi noteikt masu. Izmantojot šo paņēmienu, ir aprēķināta aptuveni vairāku tūkstošu dubultzvaigžņu masa.

4. att. Dubultzvaigžņu sistēmas ilustrācija, kurai orbitā atrodas eksoplanēta (International Gemini Observatory/NOIRLab/NSF/AURA/J. da Silva attēls)

Tabula 1: Dubultzvaigžņu iedalījums

No novērošanas viedokļa dubultzvaigznes iedala vizuālajās dubultzvaigznēs, kuru komponentes iespējams izšķirt teleskopā, un spektrālajās dubultzvaigznēs, kuru komponentes atrodas tik cieši kopā, ka par to pastāvēšanu var spriest tikai no zvaigznes spektra pētījumiem. Proti, ja novērotājs neskatās no augšas dubultsistēmai, bet gan no sāna, tad zvaigznes vienu brīdi tuvojas un citu - attālinās no novērotāja (5. att.). Doplera efekta dēļ to spektrā notiek periodiska spektrāllīniju pārvietošanās uz vienu un otru pusi. To efektu var raksturot, atminoties kā ātrā palīdzības mašīna brauc jums garām - kad tā tuvojas jūsu virzienā, tā skan augstākā tonī, līdz ar to ar mazāku viļņa garumu, bet kad tā jau ir pabrauksi garām un brauc jums pretējā virzienā, tad tā jau skan zemākā tonī - ar lielāku viļņa garumu.

5. att. Dubultzvaigžņu sistēma ar vienādām zvaigznēm, kur novērotājs ir attēla apakšā. 1 - zvaigzne A iet uz novērotāju, tādēļ tās spektrs nobīdās uz zilo pusi (īsāku viļņa garumu), tikmēr zvaigzne B iet prom no novērotāja, un tās spektrs nobīdas uz sarkano pusi. 2 - A un B zvaigznēm ir nemainīgs spektrs, jo tās nekustas novērotāja virzienā. 3 - tagad zvaigzne B iet uz novērotāju un A attālinās, tāpēc tās ir apmainītām lomām 1. situācijai. 4 - zvaigznes atkal nekustas novērotāja virzienā (Lumenlearning.com attēls)

Dubultzvaigžņu apriņķošanas periodi ir ļoti atšķirīgi. Plašiem zvaigžņu pāriem apriņķojums vienai ap otru ilgst simtiem un tūkstošiem gadu. Ciešākajām vizuālajām dubultzvaigznēm periods ir daži gadi vai gadu desmiti, un to orbitālo kustību var labi izpētīt samērā neilgā laikā. Spektrālo dubultzvaigžņu komponenti atrodas vēl tuvāk, tāpēc to apriņķošanas periodi ir dažas dienas, nedēļas vai mēneši. Atbilstoši dažādi ir arī zvaigžņu savstarpējie attālumi - no simtiem astronomisko vienību līdz astronomiskās vienības daļām.

6. att. Mijiedarbojošā dubultzvaigzne (M Weiss/Center for Astrophysics/Harvard & Smithsonian attēls)

Dažas dubultzvaigznes atrodas tik cieši kopā, ka savstarpējās pievilkšanās spēku ietekmē viena vai abas zvaigznes iegūst olas vai piliena formu. Tās ir mijiedarbojošās dubultzvaigznes. Eksistē dažāda veida mijiedarbojošās zvaigznes, un to tips ir atkarīgs no abu zvaigžņu masas un attīstības posma. Parasti tas notiek, kad viena no zvaigznēm pabeidz savu galvenās secības evolūcijas posmu, un drastiski palielinās izmērā. Tai paliekot lielākai, tās virsma ir tuvāk otrai zvaigzne. Ja tā paliek tik liela, ka tā šķērso Roša lodi (7. att.), tad tā masa tiek novadīta uz otru zvaigzni.

Roša lode ir interesants koncepts, ko īsumā var raksturot kā zvaigznes individuālo teritoriju. Ja tā atrodas savā "žogā", tad tai nav tiešas ietekmes no otras zvaigznes. Līdz ko zvaigznes izmēri paliek lielāki par to, tā sāk zaudēt savu masu. Tāpēc arī zvaigzne ieņem piliena formu, kā redzams 6. attēlā, jo tā piepilda Roša lodi. Ir dažādi veidi, kā un kad Roša lodes robeža tiek sasniegta un zvaigznes sāk mijiedarboties, un gala rezultāti arī var būt atšķirīgi.

7. att. Roša lodes ilustrācija (Cosmos attēls)

Ja piliena forma ir vienai, parasti lielākajai zvaigznei, tad no piliena smailā gala notiek zvaigznes vielas pārplūšana uz otru zvaigzni. Lielākā zvaigzne kļūst mazāka, bet mazākā aug lielāka. Zvaigznes var pat “apmainīties lomām” un tad process norisinās pretējā virzienā. Tas notiek tad, kad lielā zvaigzne ir izmēlusi savus resursus, un tad mazā zvaigzne paliek lielāka par Roša lodi, un tad tā sāk atpakaļ dot masu sākotnējai zvaigznei. Var arī būt situācija, kad tās reizē paliek lielākas, un tādā gadījumā tās izveido kopīgu atmosfēru, tomēr šāda sistēma nav stabila. Šādās dubultsistēmās zvaigžņu evolūcija norisinās pavisam citādi, nekā pārējām zvaigznēm. Uzskata, ka tieši šādās dubultsistēmās notiek novu uzliesmojumi.

Maiņzvaigznes

Dažos gadījumos dubultsistēmas zvaigžņu orbītas ir novietotas tā, ka riņķojošās zvaigznes laiku pa laikam aizsedz viena otru un dubultsistēmas kopējais spožums uz laiku samazinās. Šādas zvaigznes sauc par aptumsuma maiņzvaigznēm (8. att.). Faktiski tās ir dubultzvaigznes, taču vēsturiski tās pieskaita pie maiņzvaigznēm regulārās spožuma maiņas dēļ. Tāda zvaigzne, piemēram, ir Algols Perseja zvaigznājā, kuras spožums reizi 69 stundās samazinās par 1,3 zvaigžņlielumiem. Acīmredzot jau arābu astronomi ievēroja zvaigznes spožuma maiņu, tāpēc tā ieguva nosaukumu, kas tulkojumā no arābu valodas nozīmē briesmonis.

8. att. Aptumsuma maiņzvaigžņu ilustrācija, kā to spožums mainās laikā (Cosmos attēls)

Aptumsuma maiņzvaigznes ir tikai neliela daļa no zvaigznēm, kas maina spožumu. Daudz vairāk ir zvaigžņu, kuru spožuma maiņas cēlonis meklējams pašā zvaigznē. No iekšējo procesu maiņzvaigznēm Izšķir pulsējošās maiņzvaigznes un eruptīvās maiņzvaigznes. Pulsējošās maiņzvaigznes izplešas un saraujas, sakarst un atdziest un to spožums mainās. Lielākoties pulsāciju uzturēšanā liela nozīme ir jonizētā hēlija slānim zvaigznes ārējā daļā. Tas maina caurspīdīgumu, aizturot vai laižot cauri no zvaigznes dzīlēm plūstošo starojumu. Daļai zvaigžņu pulsācijas ir stingri periodiskas, citām zvaigznēm pulsācijas un līdz ar to spožuma maiņas ir neregulāras.​

Tabula 2: Fizikālās maiņzvaigznes

Piemēram, cefeīdu pulsācijas ir ļoti ritmiskas. Taču par īpaši nozīmīgām astronomu acīs cefeīdas kļuva, kad noskaidrojās, ka šo zvaigžņu pulsāciju periods un starjauda ir savstarpēji saistīti. Jo lielāks cefeīdas pulsāciju periods, jo lielāka zvaigznes starjauda. Tas nozīmē to, ka, izmērot cefeīdas pulsāciju periodu, var noteikt tās starjaudu. Tas savukārt deva iespēju precīzi noteikt attālumu līdz zvaigznei, kas astronomijā bieži vien ir grūti izdarāms. To var izdarīt, jo ir zināms absolūtais spožums, kā arī nomērīts relatīvais spožums, kas ļauj izrēķināt attālumu. Turklāt cefeīdas ir milzu un pārmilzu zvaigznes, kas saskatāmas no liela attāluma. Šī iemesla dēļ cefeīdas sauc par Visuma bākām.

Dažām pulsējošajām maiņzvaigznēm spožums mainās plašās robežās. Piemēram, mirīdu spožuma izmaiņa var sasniegt pat 10 zvaigžņlielumus! Vaļa zvaigznāja zvaigzne Mira, no kuras mirīdas ieguvušas nosaukumu, dažbrīd labi saskatāma ar neapbruņotu aci, bet citā laikā redzama tikai teleskopā. Mirīdu spožuma maiņa nav absolūti regulāra. Gan amplitūda, gan periods šīm zvaigznēm mainās no cikla uz ciklu. Mirīdas pieder pie sarkanajiem milžiem un pārmilžiem un to spožuma maiņas periods ir 200 līdz 600 dienas.

Viena no pēdējā laika interesantākajām maiņzvaigznēm ir Betelgeize. Tā ir viena no spožākajām zvaigznēm debesīs,kas definējama kā sarkanais pārmilzis un pusregulāra maiņzvaigzne. 2019. un 2020. gadā tā strauji palika blāvāka (9. att.). Tā kā zvaigzne ir pārmilzis, tad tā tuvojas savai dzīves izskaņai, un daudziem šķita, ka tā drīz uzsprāgs kā pārnova. Tomēr pēc tuvākas izpētes zinātnieki secināja, ka visticamāk tā tomēr bija kombinācija ar izmaiņām no pulsācijām un erupcijas, kas izsvieda lielu putekļu mākoni, kas aizsedza daļu no zvaigznes.

9. att. Betelgeizes spožuma izmaiņa no 2019. līdz 2020. gadam (ESO attēls)

Pastāv arī eruptīvās maiņzvaigznes, kuru spožums īslaicīgi pieaug dažādu izvirdumu rezultātā. No tām sīkāk turpmāk aplūkosim novas.

Novas un pārnovas

Novas un pārnovas ir zvaigznes, kas ļoti spēcīgi uzliesmo. Agrāk zvaigžņu uzliesmojumus uzskatīja par jaunas zvaigznes parādīšanos, tāpēc šīs zvaigznes nosauca par novām un pārnovām no latīņu vārda nova – “jauns”. Pirms uzliesmojuma zvaigzne parasti saskatāma tikai spēcīgā teleskopā. Pēc strauja spožuma pieauguma seko mērens spožuma kritums, kas ilgst mēnešiem un gadiem. Novas novēro samērā bieži, bet pārnovas - daudz retāk, toties to uzliesmojumi ir daudzkārt spēcīgāki. Viena no spožākajām novām līdz šim bija Gulbja nova, kas uzliesmoja 1975. gadā.

Neskatoties uz modernajiem uzņēmumiem, pēdējos tūkstoš gados novēroti četri pārnovu uzliesmojumi: 1006. gadā Vilka zvaigznājā, 1054. gadā Vērša zvaigznājā, 1572. gadā Kasiopejas zvaigznājā un 1604. gadā Čūskneša zvaigznājā. Šīs pārnovas bija tik spožas kā Venēra un bija saskatāmas pat dienā. 1987. gadā pārnova uzliesmoja mūsu Galaktikas pavadonī - Lielajā Magelāna mākonī. Vairākas arī ir novērotas 21. gadsimtā. Ik gadu vairākas pārnovas tiek atklātas citās galaktikās.

10. att. Pārnovas uzliesmojuma rezultāts Kasiopejas zvaigznājā (Vairāku teleskopu novērojumu savienojums: Rentgenstarojums: NASA/CXC/SAO; Optiskais: NASA/STScI; Radio: NSF/NRAO/VLA)

Kaut arī novu un pārnovu uzliesmojumi ārēji ir līdzīgi, to cēloņi ir atšķirīgi. Pēc mūsdienu priekšstatiem novas ir mijiedarbojošās dubultzvaigznes, kurās laiku pa laikam notiek kodolsprādziens. Tām ir dažādi veidi, bet šobrīd apskatīsim klasiskās novas. Novu dubultsistēmas sastāv no parastas zvaizgnes, bieži vien tas arī ir sarkanais milzis, un baltā pundura. Tajās notiek ūdeņraža pārplūšana no parastās zvaigznes uz balto punduri. Ūdeņradim uzkrājoties, temperatūra un spiediens uz baltā pundura virsmas paaugstinās, līdz notiek kodoltermisks sprādziens - novas uzliesmojums. Baltā pundura ārējie slāņi tiek nomesti un izveidojas gāzu apvalks, kas izplešas ar lielu ātrumu. Pēc dažiem gadiem apvalks kļūst redzams kā neliels miglājs (11. att.). Novas sprādzienā laikā tās spožums ir pat līdz 100'000 reižu lielāks nekā Saulei. Tomēr svarīgi pieminēt, ka šis sprādziens neiznīcina ne balto punduri, ne kompanjona zvaigzni. Ir pat iespējams, ka nova uzliesmojumi var atkārtoties vairākkārtīgi!

11. att. 1901. gadā uzliesmojušās Perseja novas nomestais apvalks (Vairāku teleskopu novērojumu savienojums: Rentgenstarojums: NASA/CXC/RIKEN/D.Takei et al; Optical: NASA/STScI; Radio: NRAO/VLA -)

Pārnovas sprādziens ir ievērojami grandiozāka parādība. Uzliesmojuma laikā zvaigznes spožums palielinās vairāk nekā par 17 zvaigžņlielumiem un tās starjauda var sasniegt 10 miljardus Saules starjaudu. Tas nozīmē, ka pārnovas spožums kļūst salīdzināms ar veselas galaktikas spožumu. Zvaigznes uzliesmojuma laikā izdalās 10⁴⁴ J liela enerģija - Saule tik daudz enerģijas izstarotu miljards gados. Pēc fizikālo procesu atšķirībām izšķir I un II tipa pārnovas.

I tipa pārnovas arī ir notiek dubultsistēmās, kur ir baltais bunuduris un parasta zvaigzne vai pat vēl viens baltais punduris (12. att.). Ja otra zvaigzne ir parasta zvaigzne un tā ir pietiekami tuvu baltajam pundurim, notiek masas pārnese uz balto punduri. Līdz ko baltā pundura masa pārsniedz Chandrasekhar limitu, kas ir 1.4 Saules masas, baltais punduris vairs nav stabils. Rezultātā notiek kodoltermisks sprādziens, un no baltā pundura pāri nekas nepaliek. Līdzīgi var arī notikt, kad divi baltie punduri saplūst kopā. 

Šie sprādzieni ir ne tikai ļoti interesanti eksotiskās fizikas paraugdemonstrējumi, kas līdz galam vēl nav saprasti, bet arī lielisks veids kā noteikt attālumus kosmiskajā telpā, jo visām I tipa pārnovām ir viena un tā pati starjauda. Līdz ar to, ja ir iespējams novērot šo pārnovu kādā tālā galaktikā, tad mēs uzreiz varam noteikt attālumu līdz tai. Starjauda tām visām ir vienāda tāpēc, ka sprādziens vienmēr notiek vienādos apstākļos - tieši tajā brīdī, kad baltā pundura masa pārsniedz 1.4 Saules masas! Tas nozīmē, ka visās pārnovās uzsprāgst vienāda tipa baltais punduris.

12. att. Abi veidi, kā veidojas I tipa pārnovas sprādziens. Pa labi ir dubulsistēma ar diviem baltajiem punuriem (pie reizes ir redzama to gravitācijas viļņu ģenerēšana), bet pa kreisi ir dubultsistēma ar vienu balto punduri un vienu parastu zvaigzni (Attēls: Wikipedia Commons and Discover Magazine)

II tipa pārnovas ir masīvas zvaigznes evolūcijas pēdējā stadijā. Masīvas zvaigznes ir izveidojušas visus elementus, kuras tās spēj, un tā kodols izskatās kā sīpols. Kad tās vairs nespēj radīt jaunus elmentus, tās vairs neražo enerģiju, līdz ar to izjūk līdzsvars starp gravitācijas spēku un gāzes spiedienu, un notiek gravitācijas kolapss. Zvaigznes ārējie slāņi krīt uz kodolu, un tad notiek sadursme, jo kodols apstājas sarukt tā deģenerēto daļiņu dēļ. Rodas tik spēcīgs triecienvilnis, ka zvaigznes ārējā daļa tiek nomesta katastrofiskā sprādzienā.

Šajā laikposmā ir sastopamas milzīgas temperatūras un spiediens, kas ļauj izveidot smagākus elementus par dzelzi. Šajā laika sprīdī arī tiek izveidoti neitroni, un to izveidošanas procesā rodas milzīgs daudzums neitrino, kas arī tiek izsviesti no zvaigznes. Šis ir interesanti arī tāpēc, ka II tipa pārnovas var redzēt daudz ātrāk novērojot neitrino, jo neitrino nemijiedarbojas ar vidi tik daudz kā parastās daļiņas vai starojums.

Sākumā pārnova vēl nav sevišķi spoža, jo nomestajam gāzes apvalkam jāsasniedz noteikta temperatūra, lai tie būtu caurskatāmāki. Pēc 2 līdz 3 nedēļām zvaigzne sasniedz maksimālo spožumu, tad sākas spožuma kritums, kas ilgst vairākus mēnešus. Sprādzienā nomestais zvaigznes apvalks izplešas ar ātrumu aptuveni 1000 km/s un izveido pārnovas miglāju (13. att.). Pārnovas miglāja centrā iespējams ieraudzīt izdzīvojušo neitrona zvaigzni vai melno caurumu.

​

13. att. II tipa supernovas pārnovas miglāja ilustrācija (NASA / ESA / G. Bacon, STSci. attēls)

Zvaigžņu populācijas

Zvaigznes var iedalīt ne tikai pēc masas, izmēriem, temperatūras un vēl citiem parametriem, bet arī pēc to "dzimtas koka". Tās arī var raksturot arī pēc to paaudzēm, kur katra ar atšķirīgām īpašībām, kas saistītas ar to vecumu, sastāvu un vietu Visuma vēsturē. Šobrīd ir trīs lielas kategorijas - populācija I, II un III. Šīs populācijas sniedz svarīgu informāciju par zvaigžņu un galaktiku veidošanos un attīstību kosmiskajā laikā.

Populācija I ir jaunākās zvaigznes, un tās satur daudz metālu (astronomijā "metāli" attiecas uz visiem elementiem, kas ir smagāki par ūdeņradi un hēliju) (14. att.). Šie elementi, piemēram, ogleklis, skābeklis un dzelzs, veidojās agrākās zvaigžņu paaudzēs un tika izplatīti kosmosā supernovu sprādzienu rezultātā. Līdz ar to gāzu mākoņi tika "piesārņoti" ar metāliem, un jaunās zvaigznes radās ar jau krietnu metālu klātbūtni.

Saule ir klasiska Populācijas I zvaigzne. Šāda tipa zvaigznes parasti atrodas spirālveida galaktiku spirālzaros, un tās nav vecākas par pāris miljardiem gadu. Šīs zvaigznes arī ir interesantas tieši eksoplanētu pētījumos, jo to izveidei ir tieši nepieciešama šo metālu klātbūtne.

14. att. Viena no vecākajām zvaigznēm, kas ir gandrīz tik pat veca kā Visums - aptuveni 13.7 miljards gadi. Tā pieder pie populācija II zvaigznēm, jo tās spektrā tika ievērota metālu klātbūtne (Digitized Sky Survey (DSS), STScI/AURA, Palomar/Caltech, and UKSTU/AAO attēls)

Populācija II jau ir vecākas zvaigznes, kur ir daudz mazāk metālu, jo tās ir veidojušās vidē, kur bija mazāk pieejami metāli. Tas liecina arī par to, ka tās ir veidojušās agrāk Visumā. Galaktikās tās atrodas tālāk no centra, parasti galaktikas halo. Šīs zvaigznes arī ir krietni vecākas, kas var būt pat vairāk kā desmit miljardu gadu vecas. Tās izveidojas praktiski uzreiz pēc populācijas III zvaigznēm.

15. att. Ilustrācija kā pirmās zvaigznes veidojās agrīnajā visumā (Adolf Schaller for STScI attēls)

Populācija III ir interesantākā grupa, jo tās ir pašas pirmās zvaigznes visumā (15. att). Tās veidojās no gāzes, kuras praktiski sastāvēja tikai no ūdeņraža un hēlija, bez nekādu metālu piesārņojumu. Neviena nav novērota, jo tās pastāvēja agrīnajā Visumā un tām arī bija ļoti īss mūžs, jo tās lielākoties ir bijušas daudz masīvākas par "mūsdienu" zvaigznēm. Līdz ar to to dzīves ilgums bija tikai pāris miljoni gadu. Ņemot vērā, ka tās veidojās aptuveni 100 miljonus gadus pēc Lielā sprādziena, jābūt ļoti spēcīgiem teleskopiem, lai tās novērotu. Tomēr cerība nav zaudēta, jo noteikti tika izveidotas mazas zvaigznes tajā laikā - mazākas pat par Sauli. Tās dzīvotspēja ir ilgāka par Visuma vecumu, tāpēc tām vēljoprojām vajadzētu būt apkārt mums. Tās arī var relatīvi viegli noteikt - ja to spektrā neredz praktiski neviena metāla, tām jābūt populācijas III zvaigznēm!