금속함량

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1. 개요
2. 초기 분광학
3. 금속 원소의 기원
4. 항성종족
5. 계산
6. 다양한 천체의 금속함량
- 6.1. 항성
  - 6.1.1. 항성 금속함량과 행성
참조

1. 개요

금속함량은 천문학에서 별, 성운 등 천체의 화학적 조성을 나타내는 척도이다. 초기 분광학 연구를 통해 금속 원소가 가열된 화학 원소의 스펙트럼과 일치한다는 것이 밝혀졌으며, 항성 핵합성을 통해 수소와 헬륨보다 무거운 대부분의 원소(금속)가 별 내부에서 생성된다. 별의 금속 함량은 항성종족을 분류하는 데 사용되며, 항성종족 I은 금속 함량이 높고, 항성종족 II는 금속 함량이 낮으며, 항성종족 III는 이론상 금속이 없는 별이다. 금속 함량은 [Fe/H]로 표현되며, 태양을 기준으로 별의 철 함량비를 나타낸다. 별의 금속 함량은 행성계의 형성과 관련이 있으며, 금속 함량이 높은 별은 거대 행성을 가질 가능성이 높다.

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금속함량
개요
정의	항성 또는 다른 천체의 중원소 함량
관련 용어	야금률(metallicity)
기호	Z
세부 정보
특징	항성의 화학 조성 연구에 중요한 지표
중요성	항성 진화, 항성의 스펙트럼, 행성계 형성에 영향 우주 초기에 생성된 항성일수록 중원소 함량이 낮음
측정 방법	항성 스펙트럼 분석 특정 원소의 흡수선 강도 측정
대표적인 중원소	탄소 산소 철
금속 함량 표기법
[Fe/H]	항성의 철 함량과 태양의 철 함량의 비율을 상용로그로 표현 [Fe/H] = log₁₀(NFe/NH)star - log₁₀(NFe/NH)sun
Z	항성 질량에서 중원소가 차지하는 비율 Zsun ≈ 0.02 (태양의 중원소 함량)
X	항성 질량에서 수소가 차지하는 비율
Y	항성 질량에서 헬륨이 차지하는 비율
관계식	X + Y + Z = 1
항성 종족과 금속 함량
제1종족성	금속 함량이 높고 비교적 젊은 항성
제2종족성	금속 함량이 낮고 비교적 늙은 항성
제3종족성	이론적으로 존재할 것으로 예상되는, 우주 초기의 매우 낮은 금속 함량을 가진 항성 아직 관측되지 않음
응용
행성계 연구	항성의 금속 함량은 행성계 형성 가능성과 관련이 있음
은하 진화 연구	은하 내 항성들의 금속 함량 분포를 통해 은하의 진화 과정을 연구

2. 초기 분광학

1802년, 윌리엄 하이드 울러스턴^[1]은 태양 스펙트럼에서 여러 개의 어두운 특징이 나타나는 것을 발견했다.^[2] 1814년, 요제프 폰 프라운호퍼는 독립적으로 이 선들을 재발견하고 체계적으로 연구하여 그 파장을 측정하기 시작했으며, 현재 이를 프라운호퍼선이라고 부른다. 그는 570개 이상의 선을 매핑했으며, 가장 두드러진 선을 A부터 K까지의 문자로, 더 약한 선은 다른 문자로 지정했다.^[3]^[4]^[5]

약 45년 후, 구스타프 키르히호프와 로베르트 분젠^[6]은 여러 프라운호퍼선이 가열된 화학 원소의 스펙트럼에서 식별되는 특징적인 방출선과 일치한다는 것을 알아차렸다.^[7] 그들은 태양 스펙트럼의 어두운 선이 태양 대기 중 화학 원소의 흡수에 의해 발생한다고 추론했다.^[8] 그들의 관찰^[9]은 가장 강한 선이 나트륨, 칼륨, 철과 같은 금속에서 나오는 가시광선 범위 내에서 이루어졌다.^[10] 태양의 화학적 조성을 연구하는 초기 연구에서 스펙트럼에서 감지된 유일한 원소는 수소와 다양한 금속이었으며,^[11] 이들을 설명할 때 "금속"이라는 용어가 자주 사용되었다.^[11]

3. 금속 원소의 기원

항성 핵합성을 통해 우주에 존재하는 수소와 헬륨보다 무거운 대부분의 원소(금속)가 별이 항성 진화하면서 그 중심부에서 생성된다. 시간이 지남에 따라 항성풍과 초신성은 금속을 주변 환경으로 방출하여 성간 매질을 풍부하게 하고 원시별의 탄생에 필요한 재료를 재활용한다. 따라서 우주 연대기의 금속 함량이 낮은 초기 우주에서 형성된 오래된 세대의 별들은 금속 함량이 더 풍부한 우주에서 형성된 젊은 세대의 별들보다 일반적으로 금속 함량이 낮다.^[12]

금속 함량으로 나중에 귀속된 스펙트럼의 특징을 기반으로, 별의 여러 유형에서 관찰된 화학적 풍부도의 변화는 천문학자 발터 바데가 1944년에 두 가지 다른 별의 종족이 존재한다는 것을 제안하도록 이끌었다.

이들은 일반적으로 제1종족(금속이 풍부한) 및 제2종족(금속이 부족한) 별로 알려지게 되었다. 1978년에는 세 번째, 가장 초기 별의 종족이 가설로 제기되었으며, 제3종족 별로 알려졌다.^[13]^[14]^[15] 이러한 "극도로 금속이 부족한" (XMP) 별들은 우주에서 생성된 "최초로 태어난" 별로 이론화되었다.

4. 항성종족

1944년 발터 바데는 금속 함량을 기준으로 별을 두 가지 종족으로 분류했다.^[12] 항성종족 I (금속이 풍부함)과 항성종족 II (금속이 부족함)으로 알려져 있다. 1978년에는 세 번째 종족인 항성종족 III이 가설로 제기되었다.^[13]^[14]^[15] 이들은 "극도로 금속이 부족한"(XMP) 별들로, 우주에서 최초로 태어난 별로 이론화되었다.

4. 1. 항성종족 I

항성종족 I 또는 '금속이 풍부한 항성들'은 여기서 다루는 세 종족 중 가장 금속 함유비가 높다. 태양은 항성종족 I에 속한다. 우리 은하의 나선팔에 흔하게 존재하는 항성종족이기도 하다.

통상적으로 가장 젊은 별의 무리인 극단 항성종족 I은 은하면에 가깝게 몰려 있으며 중간 항성종족 I은 은하면에서 조금 떨어진 곳에 퍼져 있다. 태양은 중간 항성종족 I에 속한다. 종족 I 항성들은 은하 중심을 타원 궤도를 그리면서 공전하며, 공전 속도가 느리다. 항성종족 중 중원소가 많이 포함된 별들은 탄생 시 항성 주변에 생성된 강착 물질들로부터 행성계가 생겨났을 확률이 높다.^[73]

중간 항성종족 I과 II 사이에는 원반 항성종족 I과 II가 존재한다.

4. 2. 항성종족 II

항성종족 II 무리는 항성종족 I에 비하여 금속 함유량이 적다. 이들은 항성종족 I에 비해 더 오래된 별들이며, 우주가 탄생된 시점에 보다 가까운 존재들이다. 항성종족 II는 은하 팽대부에 흔하며(중간 항성종족 II), 이보다 더 늙고 금속함량이 적은 별들은 은하 헤일로에 존재한다.(헤일로 종족 II) 구상성단에는 항성종족 II에 속하는 별들이 큰 군집을 이루고 있다.^[74] 항성종족 II 별들은 주기율표에서 불안정한 원소들을 제외한 모든 화학 원소들을 생성한 존재로 알려져 있다.

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

4. 3. 항성종족 III

Population III stars^영어 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 렌즈로 관찰한 결과 이들의 존재가 간접적으로 입증되었다.^[75] 이들은 희미한 청색 은하들의 구성원일 것으로 생각된다.^[76] 종족 III 및 희미한 청색 은하의 존재는, 대폭발 때 생겨날 수 없었던 중원소들이 퀘이사의 방출 스펙트럼에서 검출되는 현상을 설명하는 데 필요하다. 종족 III 별들은 재전리 주기를 발동시킨 것으로 생각된다.

현 이론은 태초의 별들이 질량이 컸느냐 그렇지 않느냐로 양분된다. 항성 형성 컴퓨터 모델에 기반한 이론에 따르면 대폭발 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, 금속함량이 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 우주 망원경의 발사로 위 두 이론의 진위 여부가 가려질 것으로 기대하고 있다. SEGUE나 SDSS-II와 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 원시별은 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 순환은 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 블랙홀로 진화할 것이다. 이상은 천문학자들이 항성종족 III을 수수께끼의 존재로 취급하는 이유이다. 상기 이유에 따르면 종족 III는 탄생할 수 없지만, 퀘이사의 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 우주의 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.

5. 계산

천문학자들은 금속함량을 설명하고 근사하기 위해 다양한 방법을 사용한다. 태양의 금속함량은 전체 질량의 약 1.6% 정도이다.

다른 항성들의 경우, 금속함량은 보통 [철/수소]([Fe/H])로 표시하는데, 이는 태양 대비 해당 항성의 금속함량비를 로그로 표현한 것이다. 철은 중원소 중 가장 많은 양을 차지하는 것은 아니지만, 가시광 영역에서 감지하기가 가장 쉽다.^[72] 로그 표현식은 다음과 같다.

$N_{\mathrm{Fe}}$ 과 $N_{\mathrm{H}}$ 은 각각 단위 부피당 존재하는 철과 수소의 원자 수이다. 이 공식에 따르면 태양보다 금속함량이 높은 별은 양의 로그값을, 낮은 별은 음의 로그값을 갖는다. 로그값은 거듭제곱의 지수에 해당하며, +1은 태양보다 금속함량이 10배, +2는 100배, +3은 1,000배 높다는 것을 의미한다. 반대로 -1은 태양보다 금속함량이 10분의 1배, -2는 100분의 1배임을 뜻한다.^[72]

태양 구성 원소들의 함량비 차이를 표시할 때도 같은 종류의 표시법을 사용한다. 예를 들어 [산소/철]([O/Fe])은 태양과 다른 별의 산소 함량 및 철 함량 차이를 로그값으로 표시한 것이다.

[\mathrm{O}/\mathrm{Fe}] = \log_{10}{\left(\frac{N_{\mathrm{O}}}{N_{\mathrm{Fe}}}\right)_{star}} - \log_{10}{\left(\frac{N_{\mathrm{O}}}{N_{\mathrm{Fe}}}\right)_{sun}}

일반적으로 항성 핵합성은 몇몇 원소 및 동위 원소 비율만을 바꾸기 때문에 [X/철] 비율이 0이 아닌 항성 또는 가스 샘플은 특수한 핵융합 과정을 거쳤음을 알 수 있다.

5. 1. 질량 분율

별의 조성은 수소(X), 헬륨(Y), 금속(Z)의 질량 분율로 나타낼 수 있으며, 이들의 합은 1이다. (X + Y + Z = 1) 대부분의 별, 성운, H II 영역 및 기타 천문학적 근원에서 수소와 헬륨이 가장 많은 원소이다. 수소 질량 분율은

\ X \equiv \tfrac{m_\mathsf{H}}{M}\

로 표현되며, 여기서 M은 전체 질량이고,

\ m_\mathsf{H}\

는 수소의 질량이다. 헬륨 질량 분율은

\ Y \equiv \tfrac{m_\mathsf{He}}{M} ~.

로 나타낸다. 나머지 원소들은 통칭하여 "금속"이라 부르며, 금속의 질량 분율은 다음과 같이 계산된다.^[16]

Z = \sum_{e > \mathsf{He}} \tfrac{m_e}{M} = 1 - X - Y ~.

태양 표면의 질량 분율은 다음과 같은 값을 갖는 것으로 측정된다.^[16]

설명	태양 값
수소 질량 분율	$\ X_\odot = 0.7381\$
헬륨 질량 분율	$\ Y_\odot = 0.2485\$
금속 질량 분율	$\ Z_\odot = 0.0134\$

별의 진화의 영향으로 인해, 태양의 초기 조성이나 현재의 전체 조성은 현재의 표면 조성과 동일하지 않다.

5. 2. 화학적 풍부도 비

별의 전체 금속함량은 일반적으로 수소 함량 또는 철 함량을 사용하여 정의한다.^[17] 철은 핵합성의 연대기적 지표로 사용될 수 있다. 철은 별의 스펙트럼에 많은 수의 철 선이 있기 때문에 별의 스펙트럼 관측으로 비교적 쉽게 측정할 수 있다.^[18]

[Fe/H]는 태양 대비 별의 철 풍부도 비를 상용로그로 나타낸 것이다. 이 값의 단위는 "십진 지수"의 축약어인 dex이다. 공식은 다음과 같다.

:

[\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}}

:

N_{\mathrm{Fe}}

과

N_{\mathrm{H}}

는 각각 단위 부피당 존재하는 철과 수소의 원자수이다. 이 공식에 따르면 태양보다 금속함량이 높은 별은 양의 로그값을 가지며, 낮은 별은 음의 로그값을 갖게 된다. 예를 들어,

\ \bigl[\tfrac{ \mathsf{Fe} }{ \mathsf{H} } \bigr]_\star\

값이 +1인 별은 태양보다 10배의 금속 함량을 가지고, 값이 -1인 별은 1/10의 금속 함량을 가진다.^[62]

젊은 제I종족 별은 늙은 제II종족 별보다 철 대 수소 비율이 상당히 높다. 원시 제III종족 별은 금속 함량이 -6 미만, 즉 태양의 철 풍부도의 백만 분의 1로 추정된다.^[19]^[20]

[X/Fe]는 태양 대비 별의 특정 원소(X)와 철의 풍부도 비 차이를 나타낸다. 예를 들어, 표기법

\ \bigl[\tfrac{ \mathsf{O} }{ \mathsf{Fe} } \bigr]\

는 태양과 비교하여 별의 산소 풍부도와 철 함량의 로그 차이를 나타낸다. 일반적으로, 주어진 별의 핵합성 과정은 몇 가지 원소 또는 동위원소의 비율만 변경하므로, 특정

\ \bigl[\tfrac{ \mathsf{?} }{ \mathsf{Fe} } \bigr]_\star\

값을 가진 별 또는 가스 샘플은 관련된 연구된 핵 과정의 지표일 수 있다.

5. 3. 측광 색

천문학자들은 측광 측정과 분광 측정을 연관시키는 시스템을 통해 금속 함량을 추정할 수 있다. 예를 들어, 존슨 UVB 필터를 사용하여 별의 자외선(UV) 과잉을 감지할 수 있는데, UV 과잉이 작을수록 금속이 UV 방사선을 흡수하여 별이 더 붉게 보인다.^[21]^[22]^[23]^[24] UV 과잉 δ(U-B)는 별의 U 및 B 밴드 겉보기 등급 차이를 히아데스 성단의 금속이 풍부한 별의 U 및 B 밴드 등급 차이와 비교하여 정의된다.^[25]

하지만 δ(U-B)는 금속 함량과 온도 모두에 민감하여, 두 별의 금속 함량이 같아도 온도가 다르면 다른 δ(U-B) 값을 가질 수 있다.^[25] 이러한 문제를 해결하기 위해 별의 B-V 색지수를 온도의 지표로 사용하고, UV 과잉 및 B-V 지수를 보정하여 δ(U-B) 값을 철 함량과 연관시킬 수 있다.^[28]^[29]^[30]

특정 천체의 금속 함량을 결정하는 데 사용될 수 있는 다른 측광 시스템에는 Strӧmgren 시스템,^[31]^[32] 제네바 시스템,^[33]^[34] 워싱턴 시스템,^[35]^[36] 및 DDO 시스템이 있다.^[37]^[38]

6. 다양한 천체의 금속함량

항성 핵합성과 빅뱅 핵합성을 통해 무거운 원소들이 만들어진다. 우주에 있는 수소와 헬륨보다 무거운 원소('금속')는 대부분 별이 항성 진화를 하면서 중심부에서 생성된다. 시간이 지나면서 항성풍과 초신성을 통해 금속이 주변으로 퍼져나가 성간 매질을 풍부하게 만들고, 원시별이 탄생하는 데 필요한 재료를 제공한다. 따라서 초기 우주에서 만들어진 오래된 별들은 금속 함량이 낮은 경향이 있고, 금속 함량이 높은 우주에서 만들어진 젊은 별들은 금속 함량이 높은 경향이 있다.

6. 1. 항성

항성 핵합성과 빅뱅 핵합성을 통해 무거운 원소들이 만들어진다. 우주에 있는 수소와 헬륨보다 무거운 대부분의 원소, 즉 '금속'은 별이 항성 진화를 하면서 중심부에서 생성된다. 시간이 지나면서 항성풍과 초신성을 통해 금속이 주변으로 퍼져나가 성간 매질을 풍부하게 만들고, 원시별이 탄생하는 데 필요한 재료를 제공한다. 따라서 금속 함량이 낮은 초기 우주에서 만들어진 오래된 별들은 금속 함량이 높은 우주에서 만들어진 젊은 별들보다 금속 함량이 낮은 경향이 있다.

같은 질량과 나이에서 금속함량이 낮은 별은 더 뜨겁다. 제2세대 별의 금속 함량은 태양의 1/1000에서 1/10 정도이다. 40 태양 질량 이상에서는 금속 함량이 별의 죽음에 영향을 미친다. 금속 함량이 낮은 별은 블랙홀로 붕괴하지만, 금속 함량이 높은 별은 핵붕괴 초신성인 I형b/c 초신성을 겪고 중성자별을 남길 수 있다.

6. 1. 1. 항성 금속함량과 행성

별의 금속 함량 측정은 별이 거대 행성을 가질 수 있는지 여부를 결정하는 데 도움이 되는 한 가지 매개변수이며, 금속 함량과 거대 행성의 존재 사이에는 직접적인 상관관계가 있다. 측정 결과 별의 금속 함량과 가스 행성인 목성 및 토성과의 연관성이 입증되었다.^[39]^[40]^[41]^[42]^[43] 별, 즉 별의 행성계 및 원시 행성 원반에 금속이 많을수록 해당 행성계에 가스 행성이 존재할 가능성이 더 높다. 현재 모델에 따르면 금속 함량과 적절한 행성계 온도 및 별과의 거리가 행성 및 미행성체 형성에 중요하다. 나이와 질량은 같지만 금속 함량이 다른 두 별의 경우 금속 함량이 낮은 별은 푸른색을 띤다. 같은 색의 별 중에서 금속 함량이 낮은 별은 더 많은 자외선을 방출한다. 8개의 행성과 9개의 합의된 왜행성을 가진 태양은 기준점으로 사용되며,

\ \bigl[\tfrac{ \mathsf{Fe} }{ \mathsf{H} } \bigr]\

는 0.00이다.^[39]^[40]^[41]^[42]^[43]

참조

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