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11번째 줄: <center><math> [\mathrm{Fe}/\mathrm{H}] = \log_{10}{\left(\frac{N_{\mathrm{Fe}}}{N_{\mathrm{H}}}\right)_{star}} - \log_{10}{\left(\frac{N_{\mathrm{Fe}}}{N_{\mathrm{H}}}\right)_{sun}} </math></center> <math>N_{\mathrm{Fe}}</math> 과 <math>N_{\mathrm{H}}</math> 은 각각 단위 부피당 존재하는 철과 수소의 원자수이다. 이 공식에 ~~의하면~~따르면 태양보다 중원소함량이 높은 별은 양의 로그값을 가지며, 낮은 별은 음의 로그값을 갖게 된다. 해당 로그값은 [[거듭제곱]]의 [[지수]]에 해당하며, 값이 +1인 별은 태양보다 중원소함량이 10<sup>1</sup>배 높고, +2인 별은 100배(10²), +3인 별은 1천 배(10³) 높다. 반대로 값이 -1인 별은 태양보다 중원소함량이 10분의 1배(10 <sup>-1</sup>)이며, -2일 경우 100분의 1배(10<sup>-2</sup>)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 중원소함량 로그값이 -6 아래였을 것으로 추측한다. 이에 ~~의하면~~따르면 종족 III에 있는 중원소비는 태양의 백만분의 일이 못 된다. 태양 구성 원소들의 함량비 차이를 표시하는 데에도 같은 종류의 표시법을 사용한다. 예를 들어 다음 식에 나오는 [산소/철]([O/Fe])은 태양과 다른 별의 산소 함량 및 철 함량 차이를 로그값으로 표시한 것이다. 23번째 줄: </math></center> 위 공식에 ~~의하면~~따르면, 가스가 순수한 수소로 '정화'될 경우 [철/수소] 값은 감소하나,(정화된 후 단위 수소 원자당 철 원자의 수가 감소하므로) 철 외 다른 모든 원소들 X에 대해서 [X/철] 비율은 변하지 않는다. 반대로 가스가 일정량의 순수한 산소로 '오염'될 경우 [철/수소] 값은 변하지 않으나, [산소/철] 비율은 증가할 것이다. 일반적으로 [[항성 핵합성]]은 몇몇 원소 및 동위 원소 비율만을 바꾸기 때문에 [X/철] 비율이 0이 아닌 항성 또는 가스 샘플은 특수한 [[핵융합]] 과정을 보여 줄 것이다. ==항성종족 I == 42번째 줄: 항성종족 III 또는 '금속이 없는 별'들은(이들은 생애의 끝에 이르러 중원소들을 생산한다. 이들의 금속 성분은 중심핵 부분에 있으며 외부에서는 관찰할 수가 없기 때문에 금속이 '없다'라고 표현한다) 이론상의 종족으로 극도로 질량이 크고 뜨거운 별들이며, 금속 성분이 없고 우주의 탄생 직후에 만들어진 것으로 추측되는 존재들이다. 이들을 직접 관측한 적은 아직 없으나, 매우 먼 우주 공간의 은하들을 [[중력 렌즈]]로 관찰한 결과 이들의 존재가 간접적으로 입증되었다.<ref>{{cite journal \| 저자=R. A. E. Fosbury et al. \| 제목=Massive Star Formation in a Gravitationally Lensed H II Galaxy at z = 3.357 \| journal=Astrophysical Journal \| 작성년도=2003 \| volume=596 \| issue=1 \| 쪽=797-809 \| url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2003ApJ...596..797F }}</ref> 이들은 희미한 청색 은하들의 구성원일 것으로 생각된다. <ref>{{저널 인용 \| 저자=A. Heger, S. E. Woosley \| 제목=The Nucleosynthetic Signature of Population III \| 저널=Astrophysical Journal \| 작성년도=2002 \| volume=567 \| issue=1 \| 쪽=532-543\|url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2002ApJ...567..532H }}</ref> 종족 III 및 희미한 청색 은하의 존재는, [[빅뱅]] 때 생겨날 수 없었던 중원소들이 퀘이사의 [[방출 스펙트럼]]에서 검출되는 현상을 설명하는 데 필요하다. 종족 III 별들은 [[재이온화]] 주기를 발동시킨 것으로 생각된다. 현 이론은 태초의 별들이 질량이 컸느냐 그렇지 않느냐로 양분된다. 항성 형성 컴퓨터 모델에 기반한 이론에 ~~의하면~~따르면 빅뱅 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, 중원소함량이 낮은 종족 II 항성들을 분석한 자료에 ~~의하면~~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 우주망원경]]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. [[Image:NASA-WMAP-first-stars.jpg\|thumb\|300px\|빅뱅 뒤 4억 년 후에 탄생한 최초의 별들을 시뮬레이션한 그림.]] 오늘날 생겨날 수 있는 가장 질량이 큰 별은 대략 태양질량 110배 정도이며, 상한선을 극도로 높게 잡을 경우 150배 정도가 한계이다. 이보다 질량이 더 큰 [[원시별]]은 초기 핵융합 반응이 시작되는 단계에서 자신의 질량을 날려보내게 된다. 현재의 이론에 따르면 최초로 태어난 별들은 [[탄소]], [[산소]], [[질소]] 등의 중원소가 매우 희박했다. 중심핵에 충분한 탄소, 산소, 질소가 없다면 [[CNO 순환]]은 일어나지 않으며 별은 그렇게 쉽게 죽음을 맞지 않을 것이다. [[양성자-양성자 연쇄]] 반응을 통한 직접 핵융합 작용의 속도는 거대한 별들이 덩치를 유지하는 데 필요한 에너지를 발생시키기에는 부족하다. 이 경우 별은 일생에 걸쳐 빛을 내지 않다가 마지막에 블랙 홀로 진화할 것이다. 이상은 천문학자들이 항성종족 III을 수수께끼의 존재로 취급하는 이유이다. 상기 이유에 ~~의하면~~따르면 종족 III는 탄생할 수 없지만, [[퀘이사]]의 존재를 설명하기 위해서는 항성종족 III가 존재했어야 한다. 만약 이들이 실제로 현재의 항성들처럼 밝게 빛나는 존재였다면, 수명은 극도로 짧아서 백만 년도 살지 못했을 것이다. 이들은 태어난 뒤 얼마 안 되어 죽었기 때문에 현 시점에서 이들을 관찰하기 위해서는 [[관측 가능한 우주]]의 최외곽을 살펴봐야 한다. 우주 공간의 막대한 거리는 빛의 속도로도 천문학적인 시간을 소모하게 만들기 때문에, 멀리 떨어진 천체일수록 우리는 과거의 모습을 보는 셈이 된다. 따라서 관측 가능한 우주의 깊은 장소일수록 태초에 가까운 장면을 목격하게 되는 것이다. 그러나 제임스 웹 우주 망원경조차도 이렇게 먼 거리에 있는 별들을 찾아내거나, 관찰하는 것은 어려울 것으로 보인다.

금속함량: 두 판 사이의 차이