중원소함량

[ metallicity ]

한 천체를 구성하는 전체 성분에서 수소와 헬륨을 제외한 모든 화학 원소의 비율이다. 태양의 중원소함량은 전체 질량의 1.7% 정도이다. 천문학에서는 수소와 헬륨을 제외한 나머지 원소를 종종 금속이라고 부르기 때문에 금속함량이라고도 한다. 일반적인 의미의 중원소나 금속과는 다른 의미이다.

빅뱅 이론에 의하면 우주 초기에 수소와 헬륨 등 가벼운 원소들의 성분비가 정해지고 그후 별에 의해 우주의 화학적 진화가 진행된다(그림 1 참조). 따라서, 한 천체의 중원소함량은 그 천체의 나이를 가늠할 수 있는 척도가 되므로 천문학에서는 중원소함량을 매우 중요한 물리량으로 취급한다. 점근거성가지별을 지나 최종적으로 백색왜성으로 진화하는 태양 정도의 작은 별 내부에서 일어나는 핵융합반응은 탄소, 질소, 산소 등의 원소를 만들고, 질량이 훨씬 큰 별들은 초신성 폭발로 철보다 무거운 원소를 만든다. 행성상성운과 초신성잔해의 형태로 이것들이 성간구름에 공급되어 그곳에서 다시 별이 탄생하는 순환과정이 이어지기 때문에 항성종족 이론과 항성진화 모형에서 이들은 중요한 변수로 작용한다.

일반적으로 항성의 물리적 중요 특징은 항성의 질량에 따라 결정되지만 중원소함량에 의해 조정된다. 1944년 바데(Walter Baade)는 중원소함량을 반영한 스펙트럼에 근거해서 항성을 항성종족 I과 항성종족 ||로 나누었다. 일반적으로 항성종족 I은 헬륨보다 무거운 중원소(금속)가 풍부한 젊은 별이고, 항성종족 II는 중원소(금속)가 부족한 늙은 별이다.

그림 1. 우주 초기에 태어난 항성에서 나온 빛. 나사의 스피처 우주 망원경이 우주 초기에 존재했을 것이라고 추정되는 별에서 나온 빛을 촬영하였다.(출처: )

이다. 여기에서 @@NAMATH_INLINE@@N_{\mathrm{Fe}}@@NAMATH_INLINE@@ 과 @@NAMATH_INLINE@@N_{\mathrm{H}}@@NAMATH_INLINE@@ 은 각각 단위 부피당 존재하는 철과 수소의 원자수이다. 예를 들어, 해당 로그값(@@NAMATH_INLINE@@[\mathrm{Fe}/\mathrm{H}]@@NAMATH_INLINE@@)이 +1인 별은 태양보다 중원소함량이 10¹배 높고, +2인 별은 100배(10²), +3인 별은 1천 배(10³) 높다. 반대로 값이 -1인 별은 태양보다 금속함량이 10분의 1배(10 ⁻¹)이며, -2일 경우 100분의 1배(10⁻²)가 된다.

원소들간 함량비를 비교할 때도 같은 표기법을 사용한다. 예를 들어, 철에 대한 산소의 함량비를 나타낼 때 [산소/철]([O/Fe])은 @@NAMATH_DISPLAY@@ [\mathrm{O}/\mathrm{Fe}] = \log_{10}{\left(\frac{N_{\mathrm{O}}}{N_{\mathrm{Fe}}}\right)_{\rm star}} - \log_{10}{\left(\frac{N_{\mathrm{O}}}{N_{\mathrm{Fe}}}\right)_{\rm sun}} @@NAMATH_DISPLAY@@ 또는 @@NAMATH_DISPLAY@@[\mathrm{O}/\mathrm{Fe}] = \left(\log_{10}{\left(\frac{N_{\mathrm{O}}}{N_{\mathrm{H}}}\right)_{\rm star}} - \log_{10}{\left(\frac{N_{\mathrm{O}}}{N_{\mathrm{H}}}\right)_{\rm sun}}\right) - \left(\log_{10}{\left(\frac{N_{\mathrm{Fe}}}{N_{\mathrm{H}}}\right)_{\rm star}} - \log_{10}{\left(\frac{N_{\mathrm{Fe}}}{N_{\mathrm{H}}}\right)_{\rm sun}}\right) @@NAMATH_DISPLAY@@ 로 나타낸다.

항성종족

항성종족 I

태양과 같이 우리은하의 은하면이나 나선팔 등에 분포하는 젊은 별이다(그림 2 참조). 다른 항성종족에 비해 중원소함량이 가장 높다. 산개성단이나 젊은 성협에 속한 별들이 항성종족 I이다. 제I형세페이드변광성은 항성종족 I에 속한다.

항성종족 II

항성종족 I에 비해 나이가 많고 주로 우리은하의 헤일로나 팽대부에 분포한다(그림 2 참조). 항성종족 II 별들은 항성종족 I 별보다 철-수소 비율이 훨씬 낮다. 제II형세페이드변광성이나 거문고자리RR형변광성 등은 항성종족 II에 속한다.

항성종족 III

우주 탄생 직후 만들어졌을 것으로 추측되는 질량이 매우 큰 가상의 항성종족이다. 1978년 처음 이론적인 개념으로 도입되었다. 직접 관측되지는 않았지만 감마선폭발 등을 일으키는 우주론적 존재로 여겨진다. 태초의 항성종족 III 별들은 금속함량 로그값이 -6 보다 작았을 것으로 추측한다. 즉, 항성종족 III 별에 있는 중원소함량비는 태양의 백만분의 일보다 작다.

그림 2. 우리은하 내의 항성종족 분포.(출처: 장헌영/이상성/한국천문학회)

중원소함량과 평균분자량

종종 천문학자들은 천체를 구성하는 수소의 질량비, 헬륨의 질량비, 나머지 원소의 질량비를 X, Y 그리고 Z로 표시한다. 즉,

@@NAMATH_DISPLAY@@ X + Y + Z = 1.00@@NAMATH_DISPLAY@@

이 된다. 태양의 경우 표에 제시된 값과 같다.


설명	태양값
수소 질량비	@@NAMATH_INLINE@@X_\text{sun} = 0.7346@@NAMATH_INLINE@@
헬륨 질량비	@@NAMATH_INLINE@@Y_\text{sun} = 0.2485@@NAMATH_INLINE@@
금속 질량비	@@NAMATH_INLINE@@Z_\text{sun} = 0.0169@@NAMATH_INLINE@@

항성의 상태방정식(equation of state, EOS)을 나타낼 때 중원소함량은 평균분자량(mean molecular weight)의 값으로 간단히 처리되기도 한다. 내부가 완전히 전리되었다고 가정하면 평균분자량 @@NAMATH_INLINE@@\mu@@NAMATH_INLINE@@는

@@NAMATH_DISPLAY@@ \mu^{-1}=2X+\frac{3}{4}Y+\frac{1}{2}Z@@NAMATH_DISPLAY@@

로 계산된다.

중원소함량과 항성의 색

항성의 색은 일반적으로 온도에 따라 달라지지만, 항성 대기에 자외선을 흡수하는 중원소가 많으면 분광관측 결과 자외선초과(UV excess)가 나타나고 별이 같은 온도의 다른 별보다 '붉게' 보인다. 관측적으로는 색지수((@@NAMATH_INLINE@@B-V@@NAMATH_INLINE@@)와 @@NAMATH_INLINE@@\delta(U-B)@@NAMATH_INLINE@@를 관측하여 [Fe/H]을 추정한다.

복트-러셀의정리

정유체평형(hydrostatic equilibrium)과 열적평형(thermal equilibrium) 상태에 있는 별의 구조가 항성의 질량과 내부의 화학적 원소 함럄에 의해 유일하게 결정된다는 정리이다. 수학적으로 증명된 적은 없어 일반적인 의미의 '정리'(theorem)라고 부를 수 없지만, 항성천문학에서는 이 정리를 각각 따로 발견한 복트(Heinrich Vogt)와 러셀(Henry Norris Russell)의 이름을 따서 복트-러셀의정리라고 부른다.

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