金屬量

金??度 是天文學和物理宇宙學中的一個術語，?是指恒星之內除了 ? 和 ? 元素之外，其他的化學元素所占的比例（這個術語不同於一般所認知的“ 金屬 ”，因?在宇宙中?和?的組成量占了壓倒性的大數量，天文學家將所有更重的元素都視?金屬。） ^[1]。例如， ?化合物含量較多的星雲被稱?“富金屬”，但在其他的場合都不會將 ? 當成金屬。

一個天體的金??度也許可以提供年齡的訊息。當宇宙剛形成時，依據大霹靂的理論，?幾乎完全都是 ? 原子，經由太初核合成，創造出相當大比例的 ? 和微量跡證的 ? 。最初的恒星，被認?是 第三星族星 ，完全不含任何金屬。這些恒星的質量是難以置信的巨大，因此在短促的恒星演化中經由核融合創造出週期表內比鐵輕的元素，然後經由壯觀的超新星將元素散佈在宇宙中。雖然，?們存在於主流的宇宙起源模型，但直至2007年，仍未發現第三星族星。下一代的恒星於第一代恒星死亡釋出的物質中?造出?，被觀測到最老的恒星，被認?是 第二星族星 ，有非常少量的金屬； ^[2]後續世代出生的恒星，因由先前世代的富含金屬的塵埃中?生出?，金屬含量越來越?富。而當這些恒星死亡時，?們會將更?富的金屬，經由行星狀星雲或超新星散佈到外面的雲氣中，讓新誕生的恒星有更?富的金屬。最年輕的恒星，包括我們的太陽，含有的金屬最?富的恒星，被認?是 第一星族星 。

橫跨銀河系，金??度在銀心是最高的，?向外逐漸遞減。在群星之間的金??度梯度隨恒星的密度變化：在星系的中心有最多的恒星，隨著時間的過去，有越來越多的金屬回到星際物質內，?且成?新恒星的原料。由相似的機制，較大的星系相較於較小的星系，也會有較高的金??度。在兩個環繞著銀河系的小不規則星系，麥哲倫雲的例子中，大麥哲倫星系的金??度是銀河系的40%，小麥哲倫星系的金??度是銀河系的10%。

常用計算方法 [ ?? ]

質量分數 [ ?? ]

化學?度比 [ ?? ]

一般來說，?星光譜中的鐵線?容易被辨認與測量。同時，鐵也是核融合反應所能?生的最重元素。基於這兩個原因，天文學家常利用鐵與?的比來作?金屬?度的指標。太陽的金屬?度大約是質量的1.6%。其?的恒星，金屬?度常用“[Fe/H]”表示，其???星鐵?比： $\left({\frac {N_{\mathrm {Fe} }}{N_{\mathrm {H} }}}\right)_{\mathrm {star} }$ ，與太陽鐵?比的對數差，公式如下：

\mathrm {[Fe/H]} =\log {\left({\frac {N_{\mathrm {Fe} }}{N_{\mathrm {H} }}}\right)_{\mathrm {star} }}-\log {\left({\frac {N_{\mathrm {Fe} }}{N_{\mathrm {H} }}}\right)_{\mathrm {sun} }}

此處 $N_{\mathrm {Fe} }$ 和 $N_{\mathrm {H} }$ 是單位體積內鐵原子和?原子的數量。經由這個對數表示的公式，金屬量高於太陽的恒星會得到正?，而低於太陽的將會得到負?。這個對數是以10?底的，恒星的數??+1，則金屬?度是太陽的10倍（10 ¹），數??+2，則金屬?度是太陽的100倍（10 ²），數??+3，則金屬?度是太陽的1000倍（10 ³）。反之，數??-1，則金屬?度是太陽的十分之一（10 ^-1），數??-2，則金屬量是太陽的百分之一（10 ^-2），依此類推。 ^[3]年輕的第一星族星比年老的第二星族星明顯的有更高的鐵與?的比率。太初的第三星族星的金屬量?計低於-6，也就是說低於太陽金屬量的百萬分之一。

除了鐵以外，?也是用來定量描述金屬?度的元素之一。常見表示法有“[O/H]”或“[O/Fe]”，計算公式和上式相同，只要代換成相應的元素密度就好。

光度?色 [ ?? ]

各種天體物理物體中的金屬性 [ ?? ]

?星 [ ?? ]

?星金屬?度與行星的關係 [ ?? ]

?離子區 [ ?? ]

第一星族星 [ ?? ]

第一星族或是 富金屬 星是年輕的恒星，金屬量最高。地球的太陽是富金屬的例子，?們通常都在銀河的螺旋臂內。

一般而言，最年輕的恒星，越極端的第一星族星被發現的位置越在最週邊，依此類推，太陽被認?位居第一星族星的中間。第一星族星有規則的繞著銀心的 ?圓軌道和低的相對速度。高金屬量的第一星族星使?們比?外兩種星族更適於?生行星系統，而行星，特別是類地行星是由富含金屬的吸積盤形成的。 ^[4]

在第一星族和第二星族之間有中間的 星盤星族 。

第二星族星 [ ?? ]

第二星族或 貧金屬 星只有相對是少量的金屬。理想的 相對的少量 必須是除了?和?之外，所有的元素都遠低於富金屬天體中的相對數量，?使在大霹靂之後的137億年，金屬成分在宇宙整體化學元素中的百分比仍然是微量的。然而，貧金屬天體依然是比較原始的，這些天體是在宇宙較早的時間裡就形成的。?們通常出現在接近星系中心的核球，中間的第二星族星；還有星系暈的星暈第二星族星，是更老的恒星，也更缺乏金屬。球狀星團也包含大量的第二星族星。 ^[5]一般也相信第二星族星創造了週期表中，除了不穩定的，所有其?的元素。

科學家已經使用幾種不同的探測方法，包括 Timothy C. Beers 等人的HK物鏡?鏡探測和 Norbert Christlieb 等人的漢堡- ESO 的觀測，?準了一些最老的恒星，和亮度微弱的原始的類星體。至今，?們已經仔細的觀察了大約十個金屬量非常貧乏的恒星，像是 CS22892-052 、 CS31082-001 、 BD +17° 3248 、而已知最老的恒星是 HE0107-5240 、 HE1327-2326 、 HE1523-0901 。

第三星族星 [ ?? ]

NASA的史匹哲望遠鏡拍到的可能是第三族星的輝光
創建者: NASA / JPL-CALTECH / A. KASHLINSKY (GSFC)。

第三星族星亦被?? 無金屬 星，是假設中的星族，是在早期宇宙中可能形成的極端重和熱，?且不含金屬的恒星。?們未曾被直接觀測到，但可以經由宇宙中非常遙遠的引力透鏡星系 ?到間接的存在證據。 ^[6]?們也被認?是暗藍星系的成員。?們的存在基於大霹靂不可能創造重元素，而在觀測到的類星體發射光譜，特別是暗藍星系中重元素又確實存在的事實。 ^[7]第三族星被??是觸發了再電離週期的原因所在。

目前的理論?沒有區分出第一顆?星是否非常巨大。一種經由計算機模擬證實的 ?星形成理論，大霹靂沒有?生任何的重元素，但?容易?生質量遠比現存的?星更大的?星。第三星族星的典型質量是數百個太陽質量，遠大於現存的?星。 ^[8] 分析貧金屬量的第二星族星，被認?包含了第三星族星所創造的金屬，這些沒有金屬的?星質量在10至100倍的太陽質量；這也足以解釋?何未能觀察到不含金屬的?星。但這些理論要等到NASA的詹姆斯·韋伯望遠鏡采集到足?信息后才有望驗證。新的光譜儀巡天，像是 SEGUE 或 SDSS-II ，也可能?到第三族星。

今天，能形成的質量最大?星是150倍太陽質量；質量更大的原?星在最初的核反應開始之際將噴發出部分的質量。在沒有足?的 ? 、 ? 或 ? 的恒星核心，不管?樣 CNO循環都無法進行，且直接進行質子-質子?反應的核融合反應速率不足以?生足?的能量支?如此大的龐然巨物。因此?星將因無法?抗引力坍? 而?快的自我?滅，最終結果是未經過發光的過程就直接?縮成? 黑洞。這也是天文學家認?第三族星特別神秘的原因－所有的理由都認??們應該存在，但?必須經由類星體的觀測才能解釋。

上述的看法??是?有??考?下去的?果。由于p-p?反?的速度太慢，不足以?抗引力收?，第一代恒星的核心???收??最??? 3??程。3??程在1?K的高?下才能?定?行，?然存在第一步反??不?定的弊端（?量??8的 ⁸Be核?不?定，2.6×10 ^-16秒就再分裂回 ⁴He），但在足?的密度下，整?的?步反??是能??行的??生?定的 ¹²C核。由于3??程的反?速度和?能正比于?度的30次方、密度的立方，??强于p-p反????度的4次方和密度的1次方，?能??住引力收?。接着 ¹²C核逐步累??最?有足?的?度?持C-N-O循?。?此，第一代恒星就?始其短?的主序星?段???定的?光?十万年。

如果這些?星能?適當的形成，?們的壽命也?短－必定短於一百萬年。由於現在這種?星已經不再形成，要觀察這種?星就必須在極端遙遠的可見宇宙的邊界搜尋，(因?來自極端遙遠的星光需要?長的時間才能抵達地球，觀察遙遠的天體就有如在"回溯時光"。) 而在如此遙遠的距離上要解析出?星，?使對詹姆斯·韋伯望遠鏡也是件艱鉅的任務。

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化學元素?度

宇宙紅移7號星系

星系的形成和演化
GRB 090423
金屬度分佈函數（英? ： Metallicity distribution function ）
?星光譜
?星演化
星族

?考文? [ ?? ]

Page 593-In Quest of the Universe Fourth Edition Karl Kuhn Theo Koupelis. Jones and Bartlett Publishers Canada. 2004. ISBN 0-7637-0810-0

Volker Bromm, Richard B. Larson (2004), THE FIRST STARS , Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics, vol. 42, pp. 79?118.

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