b"\n_START_ARTICLE_\nPopolazioni stellari\n_START_PARAGRAPH_\nLe stelle possono essere divise in due grandi classi chiamate popolazione I e popolazione II. Un'ulteriore classe chiamata popolazione III \xc3\xa8 stata aggiunta nel 1978._NEWLINE_Le stelle di popolazione I sono osservabili soprattutto nei dischi delle galassie a spirale, mentre quelle di popolazione II si trovano soprattutto negli aloni galattici e negli ammassi globulari. Il Sole \xc3\xa8 una stella di popolazione I. Alla popolazione I appartengono stelle pi\xc3\xb9 giovani che contengono gli elementi pesanti prodotti nelle stelle di popolazione II e poi dispersi nel mezzo interstellare dopo la fine della loro esistenza;  Alla popolazione II appartengono stelle vecchie formatesi poco dopo il Big Bang, che hanno una quantit\xc3\xa0 molto ridotta di elementi pi\xc3\xb9 pesanti dell'elio (chiamata metallicit\xc3\xa0).\n_START_SECTION_\nStoria delle scoperte\n_START_PARAGRAPH_\nNel 1943 Walter Baade, astronomo di origine tedesca che lavorava presso l'osservatorio di Monte Wilson vicino a Pasadena nella contea di Los Angeles, California, approfitt\xc3\xb2 degli oscuramenti dovuti alla seconda guerra mondiale per osservare la galassia di Andromeda e i suoi satelliti. Egli scopr\xc3\xac che due di questi, le galassie M32 e M110, erano composte da popolazioni stellari simili a quelle che compongono gli ammassi globulari che circondano la Via Lattea. Baade si rese cos\xc3\xac conto che era possibile distinguere due diverse popolazioni di stelle: quelle di popolazione\xc2\xa0I, fra cui si pu\xc3\xb2 annoverare il Sole e le stelle nelle vicinanze del Sole, e quelle di popolazione\xc2\xa0II, che comprendono quelle presenti negli ammassi globulari. Le stelle di popolazione I sono presenti negli ammassi aperti in cui, tipicamente, le stelle pi\xc3\xb9 luminose sono stelle di classe spettrale O o B. Le stelle di popolazione\xc2\xa0II, frequenti negli ammassi globulari e nel centro galattico, sono spesso cefeidi a corto periodo. Le pi\xc3\xb9 luminose fra stelle del secondo tipo sono supergiganti rosse di classe spettrale M, piuttosto che stelle di classe O o B. Nelle galassie ellittiche abbondano le stelle di popolazione\xc2\xa0II, mentre nelle galassie a spirale le stelle di popolazione\xc2\xa0I sono soprattutto presenti nel disco mentre quelle di popolazione\xc2\xa0II abbondano nell'alone galattico e negli ammassi globulari._NEWLINE_Fu tuttavia solo negli anni settanta e ottanta, in seguito ai lavori di Albert Edward Whitford e Michael Rich, che si comprese che il fattore fondamentale che distingueva le due popolazioni stellari era la metallicit\xc3\xa0: le stelle di popolazione\xc2\xa0II hanno metallicit\xc3\xa0 basse o molto basse, mentre quelle di popolazione\xc2\xa0I hanno metallicit\xc3\xa0 alte o molto alte.\n_START_SECTION_\nPopolazione II\n_START_PARAGRAPH_\nLe stelle di popolazione\xc2\xa0II sono stelle relativamente povere di metalli. \xc3\x88 importante sottolineare che si tratta di una povert\xc3\xa0 relativa dato che anche gli oggetti ricchi di metalli presentano una percentuale di elementi pi\xc3\xb9 pesanti dell'elio molto piccola e sono per lo pi\xc3\xb9 costituiti da quest'ultimo elemento e da idrogeno. Tuttavia, le stelle povere di metalli ne hanno una percentuale ancora pi\xc3\xb9 piccola perch\xc3\xa9 sono oggetti molto antichi che si sono formati nell'universo primitivo, quando questo conteneva frazioni piccolissime di elementi diversi dall'idrogeno e dall'elio. La percentuale di metalli nelle stelle di popolazione\xc2\xa0II si aggira in media intorno allo 0,1% contro una percentuale del 2-3% delle stelle di popolazione\xc2\xa0I._NEWLINE_Una caratteristica interessante delle stelle di popolazione\xc2\xa0II \xc3\xa8 che, nonostante la loro bassa metallicit\xc3\xa0, esse presentano un tasso relativamente alto di elementi alfa (cio\xc3\xa8 elementi i cui isotopi pi\xc3\xb9 importanti hanno un numero di massa multiplo di 4), come l'ossigeno, il silicio e il neon rispetto alle stelle di popolazione\xc2\xa0I. \xc3\x88 stato proposto che questa particolarit\xc3\xa0 si deve al fatto che al tempo di formazione delle stelle di popolazione\xc2\xa0II i principali contributi all'arricchimento di metalli del mezzo interstellare erano le supernovae di tipo\xc2\xa0II, mentre l'arricchimento dovuto alle supernovae\xc2\xa0Ia si verific\xc3\xb2 in periodi successivi. Infatti le supernovae di tipo\xc2\xa0II disperdono nel mezzo interstellare soprattutto ossigeno, neon e magnesio, ma piccole quantit\xc3\xa0 di ferro. Invece, le supernovae di tipo Ia disperdono grandi quantit\xc3\xa0 di ferro e quantit\xc3\xa0 pi\xc3\xb9 modeste di magnesio e ossigeno._NEWLINE_Le stelle di popolazione\xc2\xa0II usualmente presentano elevati moti propri, pi\xc3\xb9 elevati di quelli di popolazione\xc2\xa0I. Le differenze cinematiche fra le due popolazioni sono causate dalle orbite differenti descritte intorno al centro galattico. Le stelle di popolazione\xc2\xa0I descrivono orbite simili a quelle del Sole, cio\xc3\xa8 orbite quasi circolari e confinate al piano galattico. La loro velocit\xc3\xa0 relativa rispetto al Sole \xc3\xa8 quindi bassa e, di conseguenza, il loro moto proprio non elevato. Le stelle di popolazione\xc2\xa0II, invece, descrivono orbite ellittiche e inclinate o molto inclinate rispetto al piano galattico, data la loro appartenenza all'alone galattico. La loro velocit\xc3\xa0 relativa rispetto al Sole \xc3\xa8 quindi alta. Ci\xc3\xb2 \xc3\xa8 dovuto al diverso tipo di orbita descritta e non necessariamente a causa di una diversa velocit\xc3\xa0 orbitale rispetto a quella del Sole e delle altre stelle di popolazione\xc2\xa0I._NEWLINE_Gli scienziati hanno indagato le stelle di popolazione II in diverse ricerche. Esse hanno permesso di scoprire alcune stelle estremamente povere di metalli come la stella di Sneden, la stella di Cayrel, BD +17\xc2\xb0 3248 e tre delle stelle pi\xc3\xb9 vecchie finora conosciute: HE 0107-5240, HE 1327-2326 e HE 1523-0901. La stella di Caffau, quando fu scoperta nel 2011 all'interno del programma Sloan Digital Sky Survey, era la stella pi\xc3\xb9 povera di metalli conosciuta. Tuttavia nel febbraio 2014 fu annunciata la scoperta di SMSS J031300.36-670839.3, che avendo una percentuale di metalli 10 milioni di volte inferiore a quella del Sole, si \xc3\xa8 rivelata ancora pi\xc3\xb9 povera di metalli della precedente. \xc3\x88 anche la stella pi\xc3\xb9 vecchia conosciuta: si \xc3\xa8 probabilmente formata solo 100\xc2\xa0milioni di anni dopo il Big Bang. HD 122563 (una gigante) e HD 140283 (una subgigante) hanno una povert\xc3\xa0 di metalli meno estrema, ma sono pi\xc3\xb9 luminose e quindi note da pi\xc3\xb9 tempo.\n_START_SECTION_\nPopolazione I\n_START_PARAGRAPH_\nLa generazione successiva di stelle, quelle di popolazione\xc2\xa0I, nacque da nubi di gas contaminate dai metalli prodotti dalle stelle di popolazione\xc2\xa0II e rilasciati nel mezzo interstellare da tali stelle dopo la fine della loro esistenza. Quando una stella muore, rilascia parte del materiale di cui \xc3\xa8 composta tramite l'esplosione di una supernova o la formazione di una nebulosa planetaria. Poich\xc3\xa9 nel corso della sua esistenza la stella ha prodotto vari elementi chimici pi\xc3\xb9 pesanti dell'idrogeno e dell'elio, i materiali che essa rilascia nel mezzo interstellare saranno pi\xc3\xb9 ricchi di metalli di quelli che componevano la nube da cui essa \xc3\xa8 nata. Tali materiali espulsi dalla stella morente e ricchi di metalli andranno a mischiarsi con le nubi da cui nascono nuove stelle. Queste stelle pi\xc3\xb9 giovani, pertanto, presenteranno una percentuale di metalli superiore a quelle della generazione precedente. Il Sole \xc3\xa8 una di queste stelle di seconda generazione._NEWLINE_A parit\xc3\xa0 di massa le stelle di popolazione\xc2\xa0I sono meno luminose delle stelle di popolazione\xc2\xa0II. Ci\xc3\xb2 \xc3\xa8 dovuto al fatto che i metalli presenti al loro interno assorbono parte dei fotoni prodotti, rendendole maggiormente opache. Di conseguenza, meno energia viene liberata e la stella risulta meno luminosa. Poich\xc3\xa9 i metalli tendono ad assorbire prevalentemente le frequenze pi\xc3\xb9 corte (blu), a parit\xc3\xa0 di massa le stelle di popolazione\xc2\xa0I risultano pi\xc3\xb9 rosse e meno calde di quelle di popolazione\xc2\xa0II. Tuttavia, tenendo fissa una certa lunghezza d'onda sul diagramma Hertzsprung-Russell le stelle di popolazione\xc2\xa0I della sequenza principale risultano pi\xc3\xb9 luminose di circa una magnitudine rispetto a quelle di popolazione\xc2\xa0II, che pertanto, ponendosi sotto la sequenza principale, vengono chiamate subnane. Infatti, nonostante a parit\xc3\xa0 di massa le stelle di popolazione\xc2\xa0II siano pi\xc3\xb9 luminose, presa una certa lunghezza d'onda sul diagramma H-R, le stelle di popolazione\xc2\xa0II di quel colore saranno meno massicce delle corrispondenti stelle di popolazione\xc2\xa0I (esse sono infatti pi\xc3\xb9 blu delle stelle di popolazione\xc2\xa0I aventi la loro stessa massa). Essendo meno massicce, esse sono anche meno luminose delle stelle di popolazione\xc2\xa0I del loro stesso colore._NEWLINE_L'alta metallicit\xc3\xa0 delle stelle di popolazione\xc2\xa0I rende pi\xc3\xb9 probabile che esse possiedano un sistema planetario, dato che i pianeti, specie quelli terrestri, si formano mediante l'accrescimento di metalli._NEWLINE_Nella Via Lattea, la metallicit\xc3\xa0 tende ad essere pi\xc3\xb9 alta nei pressi del centro galattico e a decrescere mano a mano che ci si allontana da esso. Il gradiente di metallicit\xc3\xa0 \xc3\xa8 attribuito alla densit\xc3\xa0 di stelle nel centro galattico. Poich\xc3\xa9 ci sono pi\xc3\xb9 stelle nei pressi del centro galattico, con il passare del tempo, una quantit\xc3\xa0 maggiore di metalli \xc3\xa8 stata rilasciata nel mezzo interstellare e incorporata in nuove stelle. Un meccanismo simile spiega come mai le galassie di grandi dimensioni hanno generalmente una metallicit\xc3\xa0 pi\xc3\xb9 alta di quelle di piccole dimensioni. Un esempio evidente \xc3\xa8 quello delle Nubi di Magellano, due piccole galassie irregolari, che orbitano attorno alla nostra Via Lattea come satelliti: la Grande Nube di Magellano ha una metallicit\xc3\xa0 che ammonta a circa il 40% di quella della Via Lattea, mentre la Piccola Nube di Magellano ha una metallicit\xc3\xa0 del 10%. Le stelle di popolazione\xc2\xa0II nei dintorni del Sole sono abbastanza rare, mentre quelle di popolazione\xc2\xa0I formano la grande parte delle stelle visibili a occhio nudo dalla Terra._NEWLINE_Date queste caratteristiche, le tecniche per distinguere le due popolazioni stellari sono basate sul moto proprio, sulla posizione nella galassia, sull'et\xc3\xa0, sulla composizione chimica e sulla posizione nel diagramma Hertzsprung-Russell (che dipende a sua volta da osservabili quali la luminosit\xc3\xa0 e la temperatura di colore).\n_START_SECTION_\nPopolazione III\n_START_PARAGRAPH_\nLe stelle pi\xc3\xb9 vecchie conosciute, di popolazione\xc2\xa0II, sono povere di metalli. Tuttavia tutte le stelle osservate possiedono una percentuale di metalli, per quanto bassa. Poich\xc3\xa9 nel Big Bang gli unici elementi prodotti furono l'idrogeno e l'elio (oltre a tracce di litio-7), la presenza di metalli in tutte le stelle osservate costituisce un problema in quanto non se ne spiega l'origine. Per risolvere questo problema \xc3\xa8 stata postulata una generazione di stelle, ora estinta e precedente a quella delle stelle di popolazione\xc2\xa0II, che \xc3\xa8 stata chiamata popolazione\xc2\xa0III. Tali stelle, all'epoca della loro formazione, erano completamente prive di metalli; al termine della loro esistenza hanno per\xc3\xb2 disperso nel mezzo interstellare i metalli da esse prodotti nelle ultime fasi della loro evoluzione. Tali metalli sono poi confluiti nelle nubi di gas da cui si sono formate le stelle di popolazione\xc2\xa0II. Evidenze indirette dell'esistenza di stelle di popolazione\xc2\xa0III sono state ottenute tramite l'utilizzo di galassie molto distanti come lenti gravitazionali. Si pensa che queste stelle abbiano innescato processi di reionizzazione, cio\xc3\xa8 di ionizzazione dei gas che si erano combinati dopo il Big Bang, quando la temperatura scese a sufficienza per permettere la combinazione di protoni ed elettroni in atomi. Secondo alcune teorie sono esistite due generazioni di stelle di popolazione\xc2\xa0III._NEWLINE_Riguardo alla massa delle stelle di popolazione\xc2\xa0III c'\xc3\xa8 discussione fra gli studiosi. Secondo una prima teoria sviluppata basandosi su modelli computerizzati della formazione stellare, l'assenza virtuale di metalli e l'elevata temperatura del mezzo interstellare nelle prime fasi di vita dell'universo dopo il Big Bang avrebbero favorito l'esistenza di stelle molto pi\xc3\xb9 massicce di quelle visibili oggi. Le tipiche stelle di popolazione\xc2\xa0III avrebbero avuto una massa di parecchie centinaia di M\xe2\x98\x89, molto superiore, dunque, a quella delle stelle oggi esistenti. Questa ipotesi \xc3\xa8 confortata dall'analisi chimica di alcuni ammassi globulari legati alle galassie lenticolari che porta a credere che essi siano stati arricchiti di metalli da parte di supernovae a instabilit\xc3\xa0 di coppia, che sono tipicamente associate a stelle molto massicce (130 \xe2\x80\x93 250\xc2\xa0M\xe2\x98\x89). Inoltre una teoria del genere spiegherebbe perch\xc3\xa9 finora la ricerca di stelle di popolazione\xc2\xa0III, prive di metalli, ha dato esiti negativi: la loro grande massa le avrebbe portate a concludere la loro esistenza in pochi milioni di anni. L'esistenza di ammassi di nane rosse e nane brune prive di metallicit\xc3\xa0, la cui formazione sarebbe stata indotta da supernovae a instabilit\xc3\xa0 di coppia, \xc3\xa8 stata proposta come possibile spiegazione della materia oscura, ma la ricerca di questi e altri MACHO tramite lenti gravitazionali ha finora dato esiti negativi._NEWLINE_Secondo una teoria alternativa basata sull'osservazione di stelle di popolazione\xc2\xa0II molto povere di metalli che si pensa derivino dalle stelle di popolazione\xc2\xa0III, queste stelle avrebbero avuto una massa compresa fra 20 e 130\xc2\xa0M\xe2\x98\x89, paragonabile a quelle delle stelle pi\xc3\xb9 massicce oggi esistenti. Infine, secondo una teoria intermedia, le prime stelle potrebbero essere state stelle molto massicce circondate da parecchie stelle di massa minore._NEWLINE_Se la prima teoria, ossia quella che ipotizza che le stelle di popolazione\xc2\xa0III fossero estremamente massicce, \xc3\xa8 corretta, allora le stelle di popolazione\xc2\xa0III esaurirono il loro combustibile nucleare in pochi milioni di anni: quelle aventi una massa compresa fra 130 \xe2\x80\x93 250\xc2\xa0M\xe2\x98\x89 esplosero in supernovae a instabilit\xc3\xa0 di coppia disperdendo i loro metalli nel mezzo interstellare. Le stelle troppo massicce per produrre una supernova a instabilit\xc3\xa0 di coppia (>250\xc2\xa0M\xe2\x98\x89) collassarono direttamente in buchi neri tramite un processo noto come fotodisintegrazione, ma una parte della materia potrebbe essere ugualmente sfuggita al collasso sotto forma di getti relativistici, cos\xc3\xac da contaminare di metalli il mezzo circostante. Poich\xc3\xa9 furono tutte distrutte nell'arco di alcune centinaia di milioni di anni dopo il Big Bang, le stelle di popolazione\xc2\xa0III potrebbero essere osservate nelle galassie pi\xc3\xb9 lontane, la cui luce si \xc3\xa8 originata nelle prime fasi di esistenza dell'universo. _NEWLINE_La ricerca delle stelle di popolazione\xc2\xa0III per confermare o invalidare l'ipotesi della loro esistenza \xc3\xa8 una delle aree di ricerca attiva in astronomia. La scoperta di stelle appartenenti alla popolazione\xc2\xa0III \xc3\xa8 uno degli obiettivi del costruendo telescopio Spaziale James Webb. Un metodo per la loro scoperta potrebbe essere quello di eliminare da immagini a largo campo tutte le stelle e le galassie in primo piano in modo da catturare sullo sfondo la luce emessa da queste stelle primordiali. Sono stati fatti tentativi in questo senso usando le immagini del telescopio spaziale Spitzer con esiti controversi. \xc3\x88 stato tuttavia suggerito che le supernovae SN 2006gy e SN 2007bi potrebbero essere supernovae a instabilit\xc3\xa0 di coppia generate da stelle di popolazione\xc2\xa0III supermassicce. Si \xc3\xa8 ipotizzato che tali stelle potrebbero essersi formate in tempi relativamente recenti in galassie nane contenenti del gas primordiale, privo di metalli. Le supernovae passate occorse in queste galassie avrebbero eiettato i materiali ricchi in metalli a velocit\xc3\xa0 tali da sfuggire alla forza di gravit\xc3\xa0 della galassia, mantenendo cos\xc3\xac le percentuali di metalli presenti nel gas molto basse."