यद्यपि, जैसा कि हम आकाश में आगे और गहराई से देखते हैं, हम हमेशा अतीत में देख रहे हैं - ब्रह्मांड के प्राचीन इतिहास के बारे में जानकारी प्राप्त करने के अन्य तरीके हैं। कम द्रव्यमान, कम धातु के तारे प्रारंभिक ब्रह्मांड के अवशेष हो सकते हैं और उस प्रारंभिक ब्रह्मांड के पर्यावरण के बारे में बहुमूल्य जानकारी ले सकते हैं।
तारकीय पुरातत्व के तर्क में हमारे ब्रह्मांड में देखे जाने वाले पहले तारों की पीढ़ियों पर नज़र रखना शामिल है। हाल के युगों में पैदा हुए सितारे, पिछले पांच या छह अरब वर्षों के भीतर कहते हैं, हम जनसंख्या को स्टार कहते हैं - जिसमें हमारा सूर्य भी शामिल है। ये तारे एक अंतरतारकीय माध्यम (अर्थात गैस बादल आदि) से पैदा हुए थे, जिन्हें पिछली पीढ़ी के सितारों की मौत के कारण हम जनसंख्या II तारे कहते हैं।
जनसंख्या II तारे एक ऐसे अंतरतारकीय माध्यम से पैदा हुए थे, जो शायद 12 या 13 बिलियन साल पहले अस्तित्व में थे - और जिसे जनसंख्या III सितारों की मृत्यु के कारण प्राप्त हुआ था, हमारे ब्रह्मांड में कभी देखे गए पहले तारे।
और जब मैं कहता हूं मृत्यु अंतर-माध्यम माध्यम से बीजारोपण करती है इसमें औसत आकार के तारे शामिल हैं जो अपने लाल विशाल चरण के अंत में एक ग्रहों की नेबुला को उड़ा रहे हैं - या सुपरनोवा के रूप में विस्फोट करने वाले बड़े सितारे।
उदाहरण के लिए, HE 0107-5240 के कम धातु वर्णक्रमीय हस्ताक्षर जो कि एक जनसंख्या III सुपरनोवा के अंत-उत्पादों से निर्मित एक बहुत ही कम द्रव्यमान वाले जनसंख्या II स्टार के लिए भविष्यवाणी करते हैं।
यह लगभग उतना ही है जितना कि हम जनसंख्या III सितारों के बारे में कोई भी जानकारी जुटा सकते हैं। दूरबीनें जो अंतरिक्ष में गहराई से देख सकती हैं (और इसलिए आगे समय में वापस दिखती हैं) अंततः एक जगह हो सकती हैं - लेकिन यह अभी भी मौजूद नहीं है। थ्योरी में यह है कि जनसंख्या III तारे हाइड्रोजन और हीलियम के एक समरूप इंटरस्टेलर माध्यम से बनते हैं। इस माध्यम की समरूपता का अर्थ था कि जो भी तारे बनते थे, वे सभी बड़े पैमाने पर होते थे - सैकड़ों सौर द्रव्यमानों के क्रम में।
इस पैमाने के सितारे, न केवल कम जीवन काल के होते हैं, बल्कि ऐसे बल के साथ फटते हैं कि तारा सचमुच as जोड़ी-अस्थिरता वाले सुपरनोवा के रूप में बिट्स के लिए खुद को उड़ा देता है - कोई अवशेष न्यूट्रॉन स्टार या ब्लैक होल को पीछे नहीं छोड़ता। सुपरनोवा SN2006gy शायद एक जोड़ी-अस्थिरता सुपरनोवा थी - जनसंख्या III सितारों की आखिरी गैसों की नकल करती है जो 13 अरब साल पहले रहते थे।
जनसंख्या III सितारों के भारी अंतर के साथ इंटरस्टेलर माध्यम को बोने के बाद ही ठीक संरचना ठंडा होने के कारण थर्मल संतुलन में गड़बड़ी हुई और गैस बादलों का विखंडन हुआ - छोटे को सक्षम करने, और इसलिए लंबे समय तक रहने वाले, जनसंख्या II सितारों का जन्म हुआ।
मिल्की वे के आसपास, हम बौना आकाशगंगाओं की परिक्रमा में बहुत पुराने जनसंख्या II सितारे पा सकते हैं। ये तारे गैलेटिक प्रभामंडल और गोलाकार समूहों में भी आम हैं। हालाँकि, आकाशगंगा के ‘हिम्मत’ में हमें युवा जनसंख्या के बहुत सारे सितारे मिलते हैं।
यह सब इस दृष्टिकोण की ओर जाता है कि मिल्की वे एक गुरुत्वाकर्षण केंद्र है जो ब्रह्मांड के रूप में लगभग पुराना है - जो लगातार आकार में बढ़ रहा है और प्राचीन बौना आकाशगंगाओं के एक स्थिर आहार को बनाए रखते हुए खुद को युवा दिख रहा है - जो कि इस तरह से वंचित है आहार, प्रारंभिक ब्रह्मांड में उनके गठन के बाद से काफी हद तक अपरिवर्तित रहे हैं।
आगे की पढाई:
ए। फ़्रीबेल। स्टेलर आर्कियोलॉजी - मेटल-पुअर स्टार्स के साथ यूनिवर्स की खोज http://arxiv4.library.cornell.edu/abs/1006.2419
