한 천체를 구성하는 금속함량 - 항성종족

천문학이나 우주론에서 중원소에 대한 금속 함유율은 천체를 구성하는 수소와 헬륨 이외의 화학 원소의 비율이다. 그 용어는 화학에서 흔히 쓰이는 금속과는 다른 우주의 대부분의 원소는 수소와 헬륨으로 되어 있으므로 천문학자들은 나머지 원소를 '금속'이라고 부른다. 금속결합은 별과 같이 극단적으로 더운 환경에서는 거의 불가능하지만, 단 분광학적 K 및 M성의 상층대기와 같이 비교적 낮은 온도 또는 가장 강한 화학결합에서는 예외이다. 이처럼 천문학의 금속은 기존의 화학 금속과는 거의 관계가 없다. 예를 들어 화학에서는 탄소, 질소, 산소, 네온은 일반적으로 비금속으로서 다루지만, 천문학에서는 이러한 성분을 많이 포함한 성운을 '금속 성운'이라고 부른다.

천체의 금속 함유량은 그 나이의 척도이다. 빅뱅 이론에 의하면, 우주가 탄생했을 때, 수소는 우주의 구성요소의 대부분을 차지했고, 핵합성은 매우 소량의 헬륨이나 베릴륨을 생성했다. 최초로 스타레이스 III라고 불린 별은 원소가 거의 없었다.앞서 말했듯이 이들 별은 믿을 수 없을 정도로 거대했으며 수명이 끝날 무렵에는 주기율표의 26개의 원소를 생성하고 있었다. 이들은 초신성 폭발(지금까지 별종III가 목격되지 않았지만 초신성에서는 무거운 원소가 생성되고 있다는 예측)로 생명을 마치면서 무거운 원소를 우주로 방출했다. 2007년 시점에서는 아직 발견되지 않았으나, 빅뱅 이론에 의해 발견된 것으로 추정된다. 제3종족 사후에 태어난 별은 조상에 의하여 산재한 원소 중에서 태어났다. 가장 오래된 현재 관측 항성은 Ⅲ형의 후손으로 일명 스타레이스 II라고도 불리며, 금속 함유량은 매우 적다.별이 계속됨에 따라 그들이 태어난 가스의 구름에 조상이 만들어낸 중력이 많은 우주진이 많이 포함되게 되어 후기 별 안의 금속의 양이 늘어납니다. 다시 죽으면 행성의 성운이나 초신성 폭발이라는 형태로 금속을 풍부하게 포함한 물질을 성간 매체에 공급하기 때문에 후속 별에는 보다 많은 원소가 존재한다. 최연소 항성(태양 포함)은 금속 함유량이 높아 별종 I로 불리고 있다. 우리 은하 중에서는 금속 함유량이 은하의 중심에서 가장 높고 바깥쪽을 향해 낮아지고 있습니다. 이렇게 금속 함유량이 서서히 변화하는 것은 은하 중심의 별의 밀도에 따른 것이다. 은하의 중심에는 주위보다 많은 별들이 있으며 시간이 지날수록 요소들은 항성간 매질로 되돌아오며, 새로운 별에 모이는 빈도는 바깥쪽보다 높아진다. 같은 원리로서 거대한 은하는 작은 은하보다 금속 함유율이 높으며, 마젤란 은하(우리 은하를 주회하는 두 개의 불규칙한 은하)의 경우 대마젤란은 우리 은하의 금속 함유율의 약 40%, 소말젤란 은하는 약 10%이다.


별씨 또는 금속별은 여기서 거론하는 3종 중 금속함량이 가장 높다. 태양은 항성과 I에 속하며 우리 은하의 소용돌이 팔에서도 흔히 볼 수 있는 항성종이다. 일반적으로 가장 어린 항성군인 극성종 I은 은하 근처에 집중돼 있으며 중간 성종 I는 은하에서 조금 떨어진 곳에 퍼져 있다. 태양은 중간 성단 I에 속한 인종 I 별은 타원궤도로 은하중심을 주회하며 궤도속도가 느리다. 별의 종류 중에 많은 원소를 갖는 별은 탄생 시에 그 별 주위에서 생성된 퇴적물로부터 행성계를 가질 가능성이 높다. 오늘날 일어날 수 있는 가장 큰 항성은 태양의 약 110배 질량입니다. 상한선이 극단적으로 높을 경우 150배의 한계가 있으며 이보다 큰 질량을 가진 원시별은 최초 핵융합 반응의 처음에 그 질량을 날려 보내게 됩니다. 현재의 이론에 의하면 최초로 태어난 별은 탄소·산소·질소 등의 매우 얇은 원소를 갖고 있었다. 항성 핵에 충분한 탄소, 산소, 질소가 없으면 CNO 사이클은 발생하지 않으며 이론이 제시하듯 빨리 죽지 않으며 프로톤과 프로톤의 연쇄 반응을 통해 직접 융합하는 속도는 큰 항성이 그 크기를 유지하는 데 필요한 에너지를 생성하는 데 충분하지 않다. 이 경우, 이 별은 평생동안 계속 빛나며, 그 후 마지막으로 블랙홀로 진화한다. 이것이 천문학자들이 별의 씨앗III를 수수께끼로 다루는 이유다. 이상의 이유로 종족III는 탄생할 수 없지만, 퀘이서의 존재를 설명하기 위해 별종III가 존재했음에 틀림없다. 만일 그들이 실제로 오늘날의 별과 같이 밝았다면 그들의 수명은 매우 짧고 100만년이나 살 수 없었을 것입니다 생후 얼마 되지 않아 죽었으므로 이 시점에서 관측하려면 관측 가능한 우주의 가장 바깥쪽을 볼 필요가 있습니다. 그러나 우주 공간은 빛의 속도에서도 천문학적인 시간을 소비하기 때문에 천체가 멀어질수록, 그 시점에서 관측하는 데에는 관측 가능한 우주의 가장 가까운 것입니다.