金屬量

金屬的豐度是天文學佮物理宇宙學中的一个術語，伊是指恆星之內除了氫佮害去元素以外，其他的化學元素所占的比例（這个術語無仝一般所認知的「金屬」，因為佇宇宙中氫佮害去的組成量占了壓倒性的大數量，天文學家將所有閣較重的元素攏看做是金屬。） 。 比如講，碳化合物含量較濟的星雲予人號做「富金屬」，毋過佇其他的場合攏袂將碳當做金屬。

一个天體的金屬豐度無定著會當提供年歲的訊息。做宇宙拄仔形成的時陣，根據大霹靂的理論，伊差不多完全攏是氫原子，經由太初核合成，創造出相當大比例的害去佮微量跡證的鋰鋰。上蓋起初的恆星，予人認為講是第三星族星，完全無含任何金屬。這寡恆星的質量是僫放批的大摸，所以佇短促的恆星演化內底經過核融合創造出週期表內比鐵輕的元素，然後經過壯觀的超新星將元素散佈佇咧宇宙中。雖然，𪜶佇主流的宇宙起源模型，毋過一直到二空空七年，猶未發現第三星族星。後一代的恆星佇第一代恆星死亡釋出的物質中創造出來，去予觀測著上老的恆星，予人認為講是第二星族星，有誠少量的金屬；後壁出世的恆星，因為早前世代的富含金屬的塵埃中創生出來，金屬含量愈來愈豐富。當當遮的恆星會死去的時陣，伊會將閣較豐富的金屬，經由行星狀星雲或者是超新星散佈到外口的雲氣中，予新誕生的恆星有閣較豐富的金屬。上少年的恆星，包括阮的日頭，有的金屬上豐富的恆星，予人認為講是第一星族星。

迒過河溪系，金屬豐度佇銀心是上懸的，並向外漸漸遞減。佇群星之間的金屬豐度梯度綴著恆星的密度變化：佇星系的中心有上濟的恆星，綴時間的過去，有愈來愈濟金屬轉去星際物質內底，而且成做新恆星的原料。是由相仝的機制，較大的星系比較細的星系，嘛有較懸的金屬豐度。佇咧兩个環境踅河溪系的小不規則星系，麥哲倫雲的例當中，大麥哲倫星系的金屬豐度是河溪系的百分之四十，麥哲倫星系的金屬豐度是河溪系的百分之十。

常用計算方法

化學豐度比

一般來講，恆星光譜內底的鐵線誠容易被辨認和測量。同時，鐵嘛是核融合反應會產生的上重元素。是這兩个原因，天文學家常利用鐵佮氫的比來成做金屬豐度的指標。日頭的金屬豐度差不多是質量的百分之一孵六。其他的恆星，金屬的豐度常用「[Fe / H]」表示，其值為恆星鐵氫比：$ \ left ( { \ frac { N _ { \ mathrm { Fe } } } { N _ { \ mathrm { H } } } } \ right ) _ { \ mathrm { star } } $，佮太陽鐵氫比的對數差，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佮氫原子的數量。經由這个對數表示的公式，金屬量懸於日頭的恆星會得著正值，若低於日頭的將會得著負值。這个對數是以十為底的，恆星的數值為 + 一，是金屬的豐度是日頭的十倍（一百空一）， 數值為 + 二，是金屬的豐度是日頭的一百倍（一百空二）， 數值為 + 三，是金屬的豐度是日頭的一千倍（一百空三）。 反之，數值為-一，是金屬的豐度是日頭的十分之一（十曉一）， 數值為-二，是金屬的量是日頭的百分之一（十二）， 照這寡推捒。少年的第一星族星比老的第二星族星明顯的有閣較懸的鐵佮氫的比率。太初的第三星族星的金屬量估計較低於-六，也就是講低於日頭金屬量的百萬分之一。

除了鐵以外，氧嘛是用來定量描述金屬豐度的元素之一。定看表示法有「[O / H]」抑是「[O / Fe]」，計算公式佮上式仝款，只要代換做相應的元素密度就好。

第一星族星

第一星族抑是富金屬星是少年的恆星，金屬量上懸的。地球的日頭是富金屬的例，𪜶通常攏佇河溪的水螺旋臂內。

一般來講，上少年的恆星，愈極端的第一星族星予人發現的位置愈佇上週邊，照這寡推捒，日頭被認為位居第一星族星的中央。第一星族星有規則的踅著銀心的雞卵行道佮低的相對速度。高金屬量的第一星族星使𪜶比另外兩種星族閣較適合產生行星系統，走星，特別是類地行星是由富來含金屬的吸積盤形成的。

佇第一星族佮第二星族之間有中央的星盤星族。

第二星族星

第二星族抑是貧金屬星干焦相對是少量的金屬。理想的 _ 相對的少量 _ 必須除了氫佮害以外，所有的元素攏比富金屬天體內底的相對數量較濟，即使佇大霹靂了後的一百三十七億，金屬成份佇宇宙整體化學元素內底的百分比猶原是微量的。毋過，貧金屬天體猶原是較原始的，遮的天體是佇咧宇宙較早的時間內底就形成的。𪜶通常出現佇接近星系中心的核球，中央的第二星族星；猶閣有星系眩的星暈第二星族星，是閣較老的恆星，嘛閣較欠缺金屬。球狀星團嘛包含大量的第二星族星。一般也相信第二星族星創造了週期表中，除了無穩定的，所有的其他的元素。

科學家已經使用幾種無仝的探測方法，包括講 Timothy C . Beers 等人喔 HK 物鏡覕鏡探測佮 Norbert Christlieb 等人的和肉-ESO 的觀測，相準一寡上老的恆星，佮亮度微微的原始的類星體。到今，𪜶已經斟酌的觀察大約十个金屬量非常散赤的恆星，像講 CS 二孵兩千八百九十二孵五十二、CS 三孵一千空八十二孵一、BD + 十七 ° 三千兩百四十八、爾知影上老的恆星是 HE 一百空七堵五千兩百四十、HE 一千三百二十七陽兩千三百二十六、HE 一千五百二十三孵九百空一。

第三星族星

第三星族星亦被稱做然後金屬星，是假使中的星族，是佇早期宇宙內底可能形成的極端重佮熱，而且無含金屬的恆星。𪜶毋捌予人直接觀測著，但會當經過宇宙當中非常的遙遠的引力透鏡星系揣著間接的存在證據。𪜶嘛予人認為是暗藍星系的成員。𪜶的存在是大霹靂無可能創造重元素，抑若觀測著的類星體發射光譜，特別是暗藍星系中重元素閣確實存在的事實。第三族星予人認為是有去予電離週期的原因所在。

目前的理論並無分出第一粒恆星是毋是有夠大粒。一種經由計算機模擬證實的恆星形成理論，大霹靂無產生任何的重元素，但是誠容易產生質量遠比現存的恆星閣較大的恆星。第三星族星的典型質量是數百个太陽質量，對現存的恆星比較起來。 分析貧金屬量的第二星族星，予人認為包含第三星族星所創造的金屬，遮的無金屬的恆星質量佇十至一百倍的太陽質量；這嘛足解說講為啥物無通觀察著無含金屬的恆星。但是遮的理論愛等到 NASA 的詹姆斯 ・ 韋伯望遠鏡採集著有夠資訊了後才有望驗證。新的光譜儀巡天，像講 SEGUE 抑是 SDSS-II，嘛可能揣著第三族星。

今仔日，能形成的質量上大恆星是一百五十倍太陽質量；質量閣較大的原恆星佇咧上早的核反應開始之際將噴發出部份的質量。佇咧無夠額、氧抑是氮的恆星核心，毋管按怎 CNO 循環攏無法度進行，而且直接質子-質子鏈反應的核融合反應速率不足以產生夠額的能量撐護遮爾大的龐然巨物。因此恆星就共對抗引力縮起來足緊的自我毀滅，最終結果是無去過發光的過程就直接崩去變做烏洞。這嘛是天文學家認為第三族星特別神秘的原因－所有的理由攏認為𪜶應該存在，但是煞必須愛經過類星體的觀測才會當解說。

頂頭咧講的看法應該是無繼續考慮落去的結果。因為 p-p 鏈反應的速度傷慢，不足以對抗引力收縮，第一代恆星的核心會繼續收縮並且最終觸發三害去過程。三害去的過程佇一億 K 的高溫下才會當穩定進行，雖然存在第一步反應誠無穩定的弊端（質量數是八的八 Be 核極無穩定，二孵六 × 十五十六秒就閣分裂轉去四 He）， 但是很有密度之下，整體的兩步反應猶是會當進行的並產生穩定的十二 C 核。因為三害過程的反應速度佮產能正比於是溫度的三十擺方、密度的立方，對遠遠強到 p-p 反應干焦溫度爾四擺方佮密度一擺方，伊會當極帶力收縮。接到十二 C 核業而且最後有誠豐度維持 C-N-O 循環。從此，第一代恆星就開始其短暫的主序星的階段—— 穩定的發光數十萬年。

若遮的恆星會當適當的形成，𪜶的壽命嘛真短－定著短於一百萬冬。因為這馬這種恆星已經無閣形成矣，愛觀察這款恆星就必須佇極端遙遠的可見宇宙的邊界搜揣，( 因為來自極端遙遠的星光需要誠長的時間才有法度到地球，觀察遙遠的天體就有如在 " 回溯時光 "。) 佇遮遙遠的距離頂懸欲解析出恆星，即使對詹姆斯 ・ 韋伯望遠鏡嘛是硬篤的任務。

參見

• 化學元素豐度
• 宇宙紅移七號星系
• 星系的形成佮演化
• GRB 九九九空四百二十三
• 金屬度分佈函數
• 恆星光譜
• 恆星演化
• 星族

參考文獻

• Page 五百九十三-In Quest of the Universe Fourth Edition Karl Kuhn Theo Koupelis . Jones and Bartlett Publishers Canada . 兩千空四 . ISBN 空九七千六百三十七陽八百一十五空
• Volker Bromm , Richard B . Larson ( 兩千空四 ) , _ THE FIRST STARS _ , Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics , vol . 四十二 , pp . 七十九–一百十八葩 .