「金属量」の版間の差分

 

天体の金属量はその天体の年齢の指標となる。[[ビッグバン]]モデルによれば、誕生直後の宇宙にはほぼ水素原子のみが存在し、その後[[宇宙の元素合成|ビッグバン元素合成]]の過程によってヘリウムとごくわずかの[[リチウム]]が生成された。そのため、宇宙の最初期に生まれた最も古い[[恒星]]は金属量が非常に小さい。その後宇宙の進化が進むと、恒星内部での元素合成によって作られた重元素が星の進化に伴って[[惑星状星雲]]や[[超新星]]となって[[星間物質]]に戻され、宇宙全体の重元素量や恒星の金属量は次第に増加することになる。よってこのような重元素の多い星間物質から[[星形成]]によって生まれた新しい恒星は金属量が多い。

 

 

:<math>{\rm [Fe/H]} = \log \frac{({\rm Fe/H})_{\rm star}}{({\rm Fe/H})_{\rm Sun}} = \log ({\rm Fe/H})_{\rm star} - \log ({\rm Fe/H})_{\rm Sun}</math>

 

我々の[[銀河系]]の中では、金属量は銀河中心部でより高く、銀河系の辺縁部へ向かうにつれて減少する。この金属量の勾配は銀河中心部の恒星の密度に原因がある。銀河中心部にはより多くの恒星が存在するため、結果的に銀河系の寿命全体にわたってより多くの重元素が星間物質に還元され、新たな星として再び誕生しているためである。同様のしくみによって、大きな[[銀河]]は小さな銀河に比べてより高い金属量を示す傾向にある。銀河系の周囲を回る二つの小さな[[不規則銀河]]であるマゼラン雲の場合、[[大マゼラン雲]]の金属量は銀河系の約40%で、[[小マゼラン雲]]の金属量は銀河系の約10%である。

 

== 関連項目 ==