금속함량: 두 판 사이의 차이

[[파일:A_Swarm_of_Ancient_Stars_-_GPN-2000-000930.jpg|thumb|300px|right|구상 성단 [[M80 (천체)|M80]]. 구상 성단에[[구상성단]]에 있는 별들은 대부분 중원소 함량이금속함량이 적은, 항성종족 II이다.]]

한 천체의 중원소 함량은금속함량은 그 천체의 나이를 알 수 있는 척도가 된다. [[대폭발 이론]]에 따르면 우주가 처음 탄생했을 때는 수소가 우주 구성 원소의 대부분이었고, [[대폭발 핵합성]]을 통해 상당한 양의 헬륨이 생겨났으며, 기타 매우 적은 양의 [[리튬]]과 [[베릴륨]]도 발생했다. 여기서 태어난, 항성종족 III으로 불리는 최초의 별들은 중원소가 거의 없었다.(위에서 언급했듯이 천문학에서는 헬륨보다 무거운 원소들을 중원소 또는 금속이라고 부른다.) 이 별들은 믿기지 않을 정도로 [[질량]]이 컸으며, 수명을 다하면서 [[핵합성]] 작용을 통해 [[주기율표]]의 26개 원소([[철]]까지)를 만들어 냈다. 이들은 [[초신성]] 폭발로 일생을 마치면서(항성종족 III는 목격한 사례가 없으나 초신성에서 중원소가 만들어진다는 점을 고려한 예측이다) 무거운 원소들을 우주 공간에 방출했다. 항성종족 III은 [[2007년]] 기준으로 아직 발견되지 않았으나, 대폭발 이론 모형을 통하여 이들이 존재했으리라고 추측하고 있다. 종족 III이 죽은 뒤 태어난 별들은 선조가 뿌린 원소들 속에서 태어났다. 지금 관측되고 있는 가장 늙은 별들은 항성종족 II라고도 불리는, 종족 III의 자손들로 이들의 중원소 함량은금속함량은 매우 작다.<ref>{{웹 인용 | 저자=Lauren J. Bryant | 제목=무엇이 항성들을 움직이게 만드는가? | 작품명=Indiana University Research & Creative Activity | url=http://www.indiana.edu/~rcapub/v27n1/tick.shtml|accessmonthday=September 7 |accessyear=2005 }}</ref> 항성이 대를 이을수록 그들이 태어난 [[가스 구름]]이 선조가 만든 중원소가 풍부한 [[우주먼지]]를 많이 포함하고 있기 때문에, 후대 항성들 내부의 금속량은 증가한다. 이들은 다시 죽음을 맞으면서 [[행성상 성운]], 초신성 폭발의 형태로 금속이 풍부한 물질을 [[성간 매질]]에 공급하기 때문에, 이후 태어나는 별들은 더 많은 중원소를 갖게 된다. 이렇게 태어난 가장 젊은 별들([[태양]]도 포함되어 있다)은 금속 함유량이 더 높으며, 이들을 항성종족 I로 부른다.

우리 은하 내에서 중원소 함량은금속함량은 [[은하 중심]]에서 가장 높고, 바깥쪽으로 갈수록 낮아진다. 이처럼 중원소 함량이금속함량이 점진적으로 변하는 것은 은하 중심부에 있는 별들의 밀도에 기인한다. 은하 중심부에는 별이 주변보다 더 많고 시간이 흐르면서 중원소들이 성간 매질로 다시 반환되고 새로운 별로 뭉치는 빈도가 외곽보다 높다. 비슷한 원리로 거대한 은하는 작은 은하보다 중원소 함량이금속함량이 높은 경향이 있다. [[마젤란 은하]](우리 은하를 공전하며, 두 개의 불규칙 은하로 이루어져 있음)의 경우, [[대마젤란 은하]]는 우리 은하 중원소 함량의금속함량의 40퍼센트 정도이며, [[소마젤란 은하]]는 10퍼센트 정도이다.

태양의 중원소 함량은금속함량은 전체 질량의 1.6퍼센트 정도이다. 다른 항성들의 경우 중원소 함량을금속함량을 보통 [철/수소]([Fe/H])로 표시하는데, 이는 태양 대비 해당 항성의 중원소 함량비를금속함량비를 [[로그]]로 표현한 것이다. ([[철]]은 중원소 중 가장 많지는 않으나, 스펙트럼상 [[가시광]] 영역에서 감지하기가 제일 쉬움) 해당 로그 표현식은 다음과 같다.

<math>N_{\mathrm{Fe}}</math> 과 <math>N_{\mathrm{H}}</math> 은 각각 단위 부피당 존재하는 철과 수소의 원자수이다. 이 공식에 따르면 태양보다 중원소 함량이금속함량이 높은 별은 양의 로그값을 가지며, 낮은 별은 음의 로그값을 갖게 된다. 해당 로그값은 [[거듭제곱]]의 [[지수]]에 해당하며, 값이 +1인 별은 태양보다 중원소 함량이금속함량이 10¹배 높고, +2인 별은 100배(10²), +3인 별은 1천 배(10³) 높다. 반대로 값이 -1인 별은 태양보다 중원소 함량이금속함량이 10분의 1배(10 ^-1)이며, -2일 경우 100분의 1배(10^-2)가 된다.<ref> [http://etacar.umn.edu/~martin/rrlyrae/metals.htm John C. Martin: 한 항성에 포함된 중원소에서 알 수 있는 것] </ref> 젊은 항성종족 I 별들은 종족 II보다 철-수소 비율이 훨씬 높다. 태초의 항성종족 III 별들은 중원소 함량금속함량 로그값이 -6 아래였을 것으로 추측한다. 이에 따르면 종족 III에 있는 중원소비는 태양의 백만분의 일이 못 된다.

항성종족 II 무리는 종족 I에 비하여 금속 함유량이 적다. 이들은 종족 I에 비해 더 오래된 별들이며, 우주가 탄생된 시점에 보다 가까운 존재들이다. 이들은 우주가 탄생된 후 얼마 지나지 않아 등장했다. 종족 II는 [[은하 팽대부]]에 흔하며(중간 항성종족 II), 이보다 더 늙고 중원소 함량이금속함량이 적은 별들은 [[은하 헤일로]]에 존재한다.(헤일로 종족 II) 구상성단에는 항성종족 II에 속하는 별들이 큰 군집을 이루고 있다.<ref>{{저널 인용 | 저자=T. S. van Albada, Norman Baker | 제목=On the Two Oosterhoff Groups of Globular Clusters | journal=Astrophysical Journal | volume=185 | year=1973 | pages=477–498 }}</ref> 항성종족 II의 별들은 [[주기율표]]에서 불안정한 원소들을 제외한 모든 화학 원소들을 생성한 존재로 알려져 있다.

현 이론은 태초의 별들이 질량이 컸느냐 그렇지 않느냐로 양분된다. 항성 형성 컴퓨터 모델에 기반한 이론에 따르면 대폭발 때는 중원소가 없었기 때문에 지금의 별보다 훨씬 큰 존재들이 생성될 수 있었다고 한다. 종족 III 항성들의 평균 질량은 태양의 수백 배 정도였으며 이는 지금 발견되는 가장 큰 별들보다 배는 무겁다. 반면 종족 III가 남긴 금속 물질에서 생성된, 중원소 함량이금속함량이 낮은 종족 II 항성들을 분석한 자료에 따르면, 최초로 생겨난 별들의 질량은 태양의 10배에서 100배 정도였다고 예측하고 있다. 이 이론은 최초로 태어난 별들 중 작은 질량을 갖는 존재가 없었음을 설명해 준다. [[미국 항공 우주국]] [[제임스 웹 우주 망원경]]의 발사로 위 두 이론의 진위 여부가 가려질 것으로 기대하고 있다. [[SEGUE]]나 [[SDSS-II]]와 같은 새로운 분광학적 탐사들 역시 종족 III 항성을 찾는 계획이다.