1. 개요
| 바데에 의한 일반적인 종족 카테고리를 보여주는 은하계 나선 구조 상상도. 나선팔(the spiral arms) 안의 푸른 영역은 더 어린 종족 I 항성으로 이루어진 반면 중앙팽대부(中央膨大部, cenntral bulge) 속의 노란 항성은 늙은 종족 II 항성이다. 실제로는 많은 종족 I의 항성들은 더 늙은 종족 II의 항성에 섞여 발견되고 있다. |
별을 성분, 나이, 운동 특성 등에 따라 분류한 것이다.
처음 분류를 한 사람은 독일 출산의 천문학자 월터 바데이다. 그는 바데의 창이나, 초신성의 탄생이 중성자별의 붕괴과정과 긴밀히 관련되어 있다는 학설, 전파원에 관한 충돌 은하 이론 학설을 주창했던 천체과학자이며, 이런 저런 업적을 많이 남겼다.
2. 금속 함량
Metallicity별은 대부분이 수소와 헬륨으로 되어있는데, 이 성분들 중 아주 극소량이 이 외의 물질인데, 이들을 천문학에선 흔히 Metal(금속)이라고 부른다. 통상적으로 금속이라고 하면 화학에서의 금속을 생각하기 쉽지만 천문학, 특히 천체물리학에서는 금속이라고 하면 헬륨보다 무거운 원소들(붕소, 탄소, 질소, 산소 등)을 모두 금속이라고 한다.
우주에 별이 생성되기 전의 아주 초기에는 우주에 있는 원소라곤 수소와 헬륨뿐이었으나 후에 점점 별 내부에서의 핵융합과 초신성 폭발로 새로운 물질들이 탄생하면서 우주 전체의 금속 함량은 상승하게 되는데, 이로 인해서 더 나중에 태어난 별은 금속이 많고, 먼저 태어난 별은 금속이 적다.
그러나 별의 금속 함량을 나이의 절대적인 척도로 보기에는 곤란하다. 나이가 어린데도 금속 함량이 적거나[1], 나이가 많은데도 금속 함량이 많은 별들[2]도 많이 존재한다. 별이 많이 탄생했던 곳에서 그만큼 항성 진화에 의한 금속이 많이 보급되었기 때문에 상대적으로 다른 지역보다 금속이 많다.
최근에는 헬륨의 함량도 별들마다 천차만별이라는 것이 밝혀지면서 이쪽 방면의 연구도 활발하게 이루어지고 있는 중.
2.1. 종족 Ⅰ
1족 별들은 금속이 풍부한(Metal-rich) 별들이다.초기의 별들이 폭발하고 남은 찌꺼기(remnants)들이 다시 별이 되면서 만들어졌기 때문에 금속이 상대적으로 풍부하다. 은하 원반과 산개성단 등에 있는 젊은 별들이 여기에 많이 속한다. 태양 또한 여기에 속한다.
2.2. 종족 Ⅱ
2족 별들은 금속이 적은(Metal-poor) 별들이다.금속이 적다는 이야기는 당시 생성되던 환경에 금속이 없어야하므로 이는 비교적 빠른 시기에 생성된 별이라는 뜻이다. 대부분 질량이 작고 나이가 많은 노란색, 혹은 빨간색 별들로 구성되어 있으며, 구상성단과 은하 헤일로에 많이 분포한다. 이 별들은 우리 은하에 병합된 다른 은하에서 왔던 별들, 우리 은하의 원반이 본격적으로 형성되기 이전에 생성되었던 별들이다. 그 때문에 원반과는 상관없이 우리 은하를 둥그렇게 둘러싸는 형상으로 분포하고 있다.
은하 중심부(벌지)나 거대 타원 은하에서 발견되는 별들은 우주 초기에 폭발적인 별 탄생으로 이미 빠르게 금속이 증가하는 환경에 있었기 때문에 금속이 풍부하면서도 나이가 많은데, 이러한 별들의 경우는 분류가 애매한 점이 있다.
금속은 항성 대기의 불투명도를 높여 항성 대기에 작용하는 복사압을 증가시키기 때문에, 종족 II에 속하는 항성은 주계열 단계에 있을 때 같은 질량의 종족 I에 속하는 항성보다 더 작은 크기와 더 높은 유효온도를 갖는다.
2.3. 종족 Ⅲ
별의 진화 과정에서 생성된 금속이 아예 없는 별이다.[3] 즉, 빅뱅으로 탄생한 물질들이 난생 처음으로 뭉쳐져 만들어진 별들을 의미한다. 우리 은하는 물론이고 우주 전체에서 금속 함량이 제로인 별은 현재까지 하나도 발견되지 않았다. 우주의 나이보다 훨씬 오래 사는 별(적색왜성 등)도 존재한다는 점을 생각해보면 이상한 점이기도 하다. 이에 대한 설명으로 우주 탄생 직후에 생겨난 별들의 질량이 대부분 태양 질량의 수백~수천 배에 달해[4]수명이 극히 짧았다는 설이 있다. 질량이 커질수록 수명이 급감하는 항성의 특성을 고려하면 유력한 가설이다. 이렇게 생성된 고질량 항성들은 쌍불안정형 초신성 폭발을 일으켜 잔해를 전혀 남기지 않았는데 일단 초신성으로 생성된 금속은 빠른 속도로 우주 공간에 퍼져 나가므로 첫 번째 초신성이 터진 시점부터 우주 전체에 급속도로 금속이 퍼져 이런 고질량 항성들의 생성이 정지된 것으로 보인다.현재까지 관측된 기록이 없었으나 운이 좋게도 2015년 6월에 처음 관측에 성공했을지도 모른다는 보고가 있다. z[5]가 무려 6.60에 이르기 때문에 확신을 하기는 아직 무리가 있다.
NASA에서 1세대 항성으로 보이는 WHL0137-LS을 허블 우주 망원경으로 발견 하였다고 발표했다. 제임스 웹 우주 망원경으로 검증 하기 위해 사용 허가를 받고 차례를 기다리고 있다.[출처]
[1] 왜소 은하의 별들이 여기에 해당한다.[2] 거대 타원 은하, 우리 은하의 벌지가 여기에 해당한다.[3] 단, 빅뱅 당시의 핵융합으로 리튬이나 베릴륨이 극소량 만들어지기 때문에 엄밀히 말해서는 금속 함량이 제로는 아니다.[4] 항성에 함유된 금속량이 많을수록 에딩턴 한계가 내려가고, 반대로 금속량이 적으면 에딩턴 한계는 올라간다. 이는 항성에 함유된 금속량이 많으면 CNO 순환을 촉진해서 원시별 단계에서 주계열성으로 진입하는 기간을 단축시키는데, 주계열성 단계로 진입하면 중심핵에서 진행되는 경수소 핵융합이 막대한 복사압을 방출하여 항성의 질량을 더 키울 주변 물질들을 날려버리기 때문이다.[5] 적색편이 거리수치 값[출처] https://www.nasa.gov/feature/goddard/2022/record-broken-hubble-spots-farthest-star-ever-seen