[拼音]：xingzu

[外文]：stellar population

银河系（以及任一河外星系）内大量天体的某种 。这些天体在年龄、化学组成、空间分布和运动特性等方面十分接近。银河系所有天体分为五个星族：晕星族（极端星族Ⅱ），中介星族Ⅱ，盘星族，中介星族Ⅰ（较老星族），旋臂星族（极端星族Ⅰ）。晕星族分布如一个球状的晕，包住银河系；在银河系恒星聚集较密的盘状部分，当然也有晕星族的天体，但主要是盘星族和星族Ⅰ。晕星族由银河系中最老的天体所组成，其中包括球状星团、亚矮星和周期长于 0.4天的天琴座RR型变星（周期更短的天琴座RR型变星属盘星族）。中介星族Ⅱ的主要代表是Vz>30公里/秒的高速星（Vz表示垂直于银道面的速度），以及周期短于250天、光谱型早于M5型（见恒星光谱分类）的长周期变星。盘星族包括银核内的恒星、行星状星云和新星，以及“弱线星”（光谱中出现较弱的金属线）。中介星族Ⅰ包括“富金属星”（光谱中出现较强的金属线）和 A型星。极端星族Ⅰ集中分布在银道面附近（银面聚度较大）：主要为旋臂中的年轻星，如O型星、B型星、超巨星，一些银河星团和星际物质等。

各星族的年龄相差很大。晕星族最老（其中，球状星团年龄在100亿年左右）;从中介星族Ⅱ、盘星族和中介星族Ⅰ到最年轻的旋臂星族，年龄依次递减。后者的年龄大多为几亿年，甚至有三、五千万年或者更短的。

各个星族在化学组成上也有差别。一般说来，较老的星族所含的重元素百分比，要比年轻星族的低。这种差别可以用恒星演化过程加以解释。恒星进入晚年期后向外抛射物质，使恒星内部核过程所形成的重元素渗入星际物质中去；以后由这种“加浓”物质形成的恒星，其重元素含量就会相应增高。因此，越是年轻的恒星，包含的重元素就越多。

星族这一概念，最早是1927年布鲁根克特在《星团《一书中提出来的。1944年巴德观测星系M31和M33的核心部分，绘成亮星的赫罗图，发现这种赫罗图与银河系球状星团的赫罗图十分类似；星系外围部分的亮星的赫罗图与银河星团赫罗图比较接近。在此基础上，巴德重新提出了星族的概念。巴德认为，银河系以及其他旋涡星系的恒星可以分成两大类，称为“星族Ⅰ”和“星族Ⅱ”。两个星族的差别，明显反映在赫罗图的形状以及最亮恒星的颜色和光度上。对于星族Ⅰ，最亮的恒星是早型白色超巨星；对于星族Ⅱ，最亮的恒星是K型红橙色超巨星。此外，星族Ⅰ和星族Ⅱ在空间分布和运动特性方面也有不同：星族Ⅰ的恒星集中于星系外围旋臂区域内，银面聚度大；星族Ⅱ的恒星则主要集中在星系核心部分，银面聚度小。后来研究表明，把所有的恒星划分为两个星族过于简单。1957年，在梵蒂冈举行的星族讨论会上，将银河系里的恒星划分为五个星族。这种划分方法现已为各国天文学家普遍接受。与星族概念平行的，是子系和次系这两个概念（见银河系子系、银河系次系）。星族概念是从赫罗图和物理特性上着眼的，而子系、次系概念则着重于空间分布和空间运动的特征。大量的研究表明，物理特性与空间分布、空间运动是密切相关的，它们都取决于银河系起源和演化的过程。因此，星族概念和子系、次系概念本质上是一致的；在大多数场合可以统一起来。目前，星族概念被更多地采用。星族概念在研究银河系的起源和演化问题上起着重要的作用。它已成为星系天文学和天体演化学的重要内容。

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