Το 1944 ο Βάλτερ Μπάαντε κατηγοριοποίησε τους αστέρες του Γαλαξία μας σε δύο αστρικούς πληθυσμούς. Παρατήρησε ότι οι γαλαζωποί αστέρες κυριαρχούσαν με το φως τους στους σπειροειδείς βραχίονες, ενώ οι κιτρινωποί αστέρες κυριαρχούσαν κοντά στο κεντρικό εξόγκωμα και στα σφαιρωτά αστρικά σμήνη.

Έτσι αυτές οι κύριες κατηγορίες ορίστηκαν ως (Αστρικός) Πληθυσμός I και Πληθυσμός II, αντιστοιχα και επεκτάθηκαν για να χαρακτηρίσουν και τους αστέρες των άλλων γαλαξιών.

Το 1978, προστέθηκε μία ακόμα κατηγορία, ο Πληθυσμός III.

Οι σημαντικές διαφορές στα αστρικά φάσματα μεταξύ των πληθυσμών αυτών συνδέθηκαν με την ηλικία τους, την κινηματική τους κατάσταση, ακόμα και με τη γαλαξιακή εξέλιξη των σπειροειδών και των ελλειπτικών γαλαξιών.

Επίσης, βρέθηκε ότι οι διαφορετικοί Πληθυσμοί αντιστοιχούν σε διαφορετική χημική σύσταση-μεταλλικότητα.

Εξ ορισμού οι αστέρες του κάθε πληθυσμού έχουν την τάση να έχουν μικρότερη περιεκτικότητα σε βαρύτερα στοιχεία όσο μεγαλύτερη είναι η ηλικία τους.

Έτσι οι αστέρες του αστρικού Πληθυσμού ΙΙΙ έχουν σχεδόν μηδενική περιεκτικότητα σε βαρύτερα του He (ηλίου) στοιχεία («μέταλλα»).

Οι αστέρες του Πληθυσμού II παρουσιάζουν μικρή μεταλλικότητα, ενώ οι νεαροί σχετικά αστέρες του Πληθυσμού I, έχουν τη μεγαλύτερη περιεκτικότητα σε «μέταλλα» από τους τρεις πληθυσμούς.

Οι αστέρες Πληθυσμού Ι είναι αστέρες νέας γενιάς, εμπλουτισμένοι από τα υλικά που διασκορπίστηκαν στον διαστρικό χώρο μετά από τον θάνατο παλαιότερων αστέρων, κυρίως δια των υπερκαινοφανών.  Αυτοί οι νεότερης γενιάς αστέρες, μεταξύ των οποίων και ο Ήλιος, έχουν τη μεγαλύτερη περιεκτικότητα σε τέτοια στοιχεία της ύλης και σχηματίστηκαν σχετικά πρόσφατα στην ιστορία του Σύμπαντος, δηλαδή μέχρι λίγα δισεκατομμύρια χρόνια πριν. Συνήθως, εντοπίζονται στους σπειροειδείς βραχίονες του Γαλαξία μας και των άλλων σπειροειδών γαλαξιών, μπορούν επίσης να εντοπιστούν ακόμα και σε ακανόνιστου σχήματος γαλαξίες όπως είναι τα νέφη του Μαγγελάνου.

Στον αστρικό πληθυσμό ΙΙ ανήκουν οι αστέρες οι οποίοι οδήγησαν στον σχηματισμό των αστέρων του Πληθυσμού I. Οι αστέρες αυτοί, όπως αναφέρθηκε παραπάνω, εκτός του ότι είναι γηραιότεροι, αποτελούνται κυρίως από υδρογόνο και ήλιο, ενώ περιέχουν μόνο λίγες ποσότητες “μετάλλων”, στοιχείων βαρύτερων του ηλίου. Συναντώνται κυρίως στα σφαιρωτά σμήνη των σπειροειδών γαλαξιών, αλλά πολλές φορές και σε ελλειπτικούς γαλαξίες.

Οι αστέρες Πληθυσμού ΙΙΙ θεωρούνται τα πρώτα άστρα που σχηματίστηκαν από τα διαστρικά νέφη που εμφανίστηκαν στο Σύμπαν λίγο μετά το Big Bang. Οι αστέρες αυτοί αποτελούνται εξ ολοκλήρου από υδρογόνο και ήλιο και έχουν σχεδόν μηδενική περιεκτικότητα σε στοιχεία βαρύτερα του ηλίου. Σύμφωνα με τα σύγχρονα κοσμολογικά μοντέλα, η μάζα των πρώτων αστέρων που σχηματίστηκαν, ήταν 100 φορές μεγαλύτερη από του Ήλιου.

Αυτό έχει σαν αποτέλεσμα να εξαντλούν σε μικρό χρονικό διάστημα τα πυρηνικά τους καύσιμα και να καταλήγουν σε μαύρες τρύπες ή αστέρες νετρονίων. Προς το παρόν οι αστέρες Πληθυσμού ΙΙΙ δεν έχουν παρατηρηθεί. Θα μπορούσαν ίσως να παρατηρηθούν σε μακρινούς γαλαξίες, των οποίων το φως (που βλέπουμε σήμερα) εκπέμφθηκε όταν το Σύμπαν ήταν ακόμα νεαρό. Ενδείξεις ωστόσο έχουν βρεθεί για έναν εξαιρετικά φτωχό σε «μέταλλα» πολύ μικρό αστέρα σε διπλό σύστημα του δίσκου του Γαλαξία μας. Ενδέχεται όμως οι παρατηρήσεις του Διαστημικού Τηλεσκοπίου James Webb να καταφέρουν να μας δώσουν στοιχεία για την ύπαρξή τους.

Πηγές: