금속함량: 두 판 사이의 차이
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[[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.
한 천체의 중원소 함량은 그 천체의 나이를 알 수 있는 척도가 된다. [[빅뱅 이론]]에 따르면 우주가 처음 탄생했을 때는 수소가 우주 구성 원소의 대부분이었고, [[빅뱅 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
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.
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