금속함량: 두 판 사이의 차이

[[천문학]]과 [[우주론]]에서, 한 천체의 '''중원소 함량'''(重元素含量)은 [[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 | 작품명=New Analysis RR Lyrae Kinematics in the Solar Neighborhood | url=http://etacar.umn.edu/~martin/rrlyrae/metals.htm|accessmonthday=September 7 |accessyear=2005 }}</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.

 

우리 은하 내에서 중원소 함량은 [[은하 중심]]에서 가장 높고, 바깥쪽으로 갈수록 낮아진다. 이처럼 중원소 함량이 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 함량이 높은 경향이 있다. [[마젤란 은하]](우리 은하를 공전하며, 두 개의 불규칙 은하로 이루어져 있음)의 경우, [[대마젤란 은하]]는 우리 은하 중원소 함량의 40퍼센트 정도이며, [[소마젤란 은하]]는 10퍼센트 정도이다.

 

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

 

위 공식에 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 혹은 '금속이 풍부한 항성들'은 여기서 다루는 세 종족 중 가장 금속 함유비가 높다. 태양은 항성종족 I에 속한다. [[우리 은하]]의 [[나선팔]]에 흔하게 존재하는 항성종족이기도 하다.

 

과학자들은 종족 II의 늙은 별들을 여러 연구 활동을 통해 조사하고 있다. 대표적인 것으로 티모시 C. 비어스 팀의 [[HK 천체-프리즘 연구]]와, 노르베르트 크리스트리엡 팀의 함부르크-[[유럽 남방 천문대]] 연구가 있는데, 이들은 흐릿한 [[퀘이사]]를 탐색했다. 그 결과 이들은 금속 함량이 매우 낮은 10개의 별들([[CS22892-052]], [[CS31082-001]], [[BD+173248]] 외)및 가장 오래된 별들([[HE0107-5240]], [[HE1327- 2326]])을 찾아내고 자세히 연구할 수 있었다.

 

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 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, 중원소 함량이 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 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.

 

 

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. 별의 중심핵에 충분한 탄소, 산소, 질소가 없다면 [[CNO 순환]]은 일어나지 않으며, 이론처럼 빨리 죽지 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 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.

 

<references />

 

{{항성}}

[[분류:천체물리학]]

 

[[eo:Kvanto de pezaj elementoj]]

[[es:Metalicidad]]

[[fi:Tähden metallipitoisuus]]

[[fr:Métallicité]]