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1번째 줄: [[파일:A Swarm of Ancient Stars - GPN-2000-000930.jpg\|thumb\|300px\|right\|구상 성단 [[M80 (천체)\|M80]]. [[구상성단]]에 있는 별들은 대부분 금속함량이 적은, 항성종족 II이다.]] '''금속함량'''(金屬含量) 또는 '''금속함량비'''(金屬含量比), '''금속함유량'''(金屬含有量), '''중원소함량'''(重元素含量)은 [[천문학]]과 [[우주론]]에서, 한 천체를 구성하는 [[수소]]와 [[헬륨]]을 제외한 [[화학 원소]]로 만들어진 물질의 비율을 뜻한다. 이 용어는 보통 화학에서 사용하는 [[금속]]과는 다른 의미이다. 우주를 구성하는 원소는 대부분 수소와 헬륨으로 이루어져 있기 때문에, 천문학자들은 이 두 원소를 제외한 나머지를 '금속'이라고 부른다.<ref>{{웹 인용 \| 저자=John C. Martin \| 제목=우리가 항성의 중원소 함유물로부터 알 수 있는 것 \| 웹사이트=New Analysis RR Lyrae Kinematics in the Solar Neighborhood \| url=http://etacar.umn.edu/~martin/rrlyrae/metals.htm \| accessmonthday=September 7 \| accessyear=2005 \| 확인날짜=2007년 ~~01월~~1월 29일 \| 보존url=https://web.archive.org/web/20090106213826/http://etacar.umn.edu/~martin/rrlyrae/metals.htm \| 보존날짜=2009년 ~~01월~~1월 ~~06일~~6일 \| 깨진링크=예 }}</ref> [[분광형]] K나 M 항성 상층 대기처럼 상대적으로 온도가 낮은 부분이나, 혹은 가장 강한 [[화학 결합]]을 제외하고는, [[항성]]과 같이 극도로 뜨거운 환경에서는 [[금속 결합]]이 거의 불가능하다. 따라서 천문학에서 일컫는 '금속'은 [[화학]]에서 다루는 통상적인 금속과는 관련이 거의 없다. 예를 들면 [[탄소]], [[질소]], [[산소]], [[네온]]은 통상 화학 분야에서는 [[비금속]]으로 취급하지만, 상기 성분들이 많이 포함되어 있는 [[성운]]을 천문학에서는 '금속이 풍부한 성운'이라고 부른다. 한 천체의 금속함량은 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 금속함량은 매우 작다.<ref>{{웹 인용 \| 저자=Lauren J. Bryant \| 제목=무엇이 항성들을 움직이게 만드는가? \| 웹사이트=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. 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 따르면 태양보다 금속함량이 높은 별은 양의 로그값을 가지며, 낮은 별은 음의 로그값을 갖게 된다. 해당 로그값은 [[거듭제곱]]의 [[지수]]에 해당하며, 값이 +1인 별은 태양보다 금속함량이 10<sup>1</sup>배 높고, +2인 별은 100배(10²), +3인 별은 1천 배(10³) 높다. 반대로 값이 -1인 별은 태양보다 금속함량이 10분의 1배(10 <sup>−1</sup>)이며, -2일 경우 100분의 1배(10<sup>−2</sup>)가 된다.<ref>{{웹 인용 \|url=http://etacar.umn.edu/~martin/rrlyrae/metals.htm \|제목=John C. Martin: 한 항성에 포함된 중원소에서 알 수 있는 것 \|확인날짜=2007년 ~~01월~~1월 29일 \|보존url=https://web.archive.org/web/20090106213826/http://etacar.umn.edu/~martin/rrlyrae/metals.htm \|보존날짜=2009년 ~~01월~~1월 ~~06일~~6일 \|깨진링크=예 }}</ref> 젊은 항성종족 I 별들은 종족 II보다 철-수소 비율이 훨씬 높다. 태초의 항성종족 III 별들은 금속함량 로그값이 -6 아래였을 것으로 추측한다. 이에 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.

금속함량: 두 판 사이의 차이