Tähdet on oman galaksimme luokiteltiin kahteen tähtien populaatioita , nimeltään ” Väestö I ” ja ” Väestö II ” by Walter Baade vuonna 1944 .
Luokitteluperuste oli tähtien spektriviivojen leveys galaksien keskiosassa (populaatio I) verrattuna galaksien reunalla olevien tähtien (ohuemmat viivat), populaatio II. Vasta 1950-luvulla tämä kahtiajako liittyi tähtien pinnan kemialliseen runsauteen.
Siksi populaatioiden I ja II nykyaikainen määritelmä on seuraava:
On myös populaatio II -tähtiä, jotka kuuluvat vanhaan levyyn ( paksut ), mutta vähemmän metallimetallihenkisiä kuin halon tähdet , joten uudempia (noin 9-11 miljardia vuotta vanhoja). Tähtien ikäarvio on hyvin epävarma, ja edelliset luvut on otettava miljardin vuoden luokkaa.
Astrofyysikot harkitsevat hypoteettista " populaatiota III ". Se koostuisi tähdistä, jotka olisivat olleet olemassa ennen galaksien muodostumista. Tämä kolmas väestö näyttää mallien mukaan pystyvän olemaan olemassa vain erittäin massiivisten tähtien muodossa, joissa ei ole metalleja, joilla on ollut hyvin lyhyt elämä ja siten niitä ei enää ole. Etsimme sen aikaisempaa olemassaoloa erityisen kemiallisen runsauden allekirjoituksen muodossa tähdissä, jotka seurasivat hyvin lyhyttä III populaation jaksoa ja jotka löydämme edelleen, toisin sanoen II populaation äärimmäiset tähdet, joilla on hyvin vähän kemiallinen runsaus verrattuna aurinkoon (tyypillisesti alle 1/1000). Nämä III populaation tähdet ovat todellakin hyvin massiivisia, ja he lopettavat elämänsä supernovana , ja voimme laskea, kuinka paljon materiaalia vapautuu tähtienväliseen väliaineeseen räjähdyksensä aikana. Voimme sitten laskea näillä räjähdyksillä rikastettujen kaasupilvien kemiallisen koostumuksen. Sitten voimme päätellä, mikä on väestön II tähtien ilmakehän kemiallinen koostumus.