恆星經過幾多代 ?

mca

主流理論說宇宙約有 137 億年歷史，其間經歷過三代的星。

第一代星 叫 Population III stars，中譯「星族 III」，在大爆炸後不久形成，原材料都是氫和氦，沒有金屬 (註一)，所以又叫 metal-free stars，它們到晚年才從核變累積了 26 種至鐵的元素。第一代星的質量很大，壽命甚短 (註二)，不用一千萬年已耗盡核燃料爆炸把 26 種元素驅散至太空，爆炸時也把部份物質變成比鐵更重的金屬元素，初期的宇宙半徑不大，所以這些元素擴散至宇宙各處。第一代的星從未發現過，到現在仍然是紙上的星，天文學家祈望在宇宙邊緣找到它們，可惜那的星光太暗很難觀測，或者未來新一代的太空望遠鏡 (James Webb Space Telescope) 可以找到它們。

第二代星叫 Population II stars，由氫、氦及第一代星的 "骨灰" (四散的金屬元素) 混合而成，這些骨灰不多，所以又叫 metal-poor stars，它們是真實存在的天體，年齡大，普遍分佈在星系暈 (halo of galaxy) 的空間，包括由百億年歲老星組成的球狀星團，其次在星系盤旁邊。橢圓星系有最多的第二代星，所以橢圓星系也是年老的星系。第二代星以超新星爆炸或散開的行星狀星雲告終，同時令星際間分佈更多金屬元素。

圖左: 在銀河系的 M80 球狀星團，由星族 II 年老的星組成。 右: 銀河系星族 II 和 I 分佈圖



第三代星叫 Population I stars，由氫、氦及第一、二代星的 “骨灰” 合成，金屬含量自然較上兩代多，所以又叫 metal-rich stars，它們相對地年輕，多數分佈在星系的旋臂上，我們的太陽屬第三代，金屬含量以質量計佔 1.6 %，這個百分比不大，但在天體演化學上已算是多金屬了 !

太陽的金屬含量通常以「金屬度」(metallicity) 稱呼，代號 Fe/H，本義是 log (每立方厘米的鐵原子數量 / 氫原子數量)，選鐵是因為它是最易在光譜測定的金屬元素，其他星的 Fe/H 都是和太陽比較的，即是

         星的 Fe/H =   log (星體內每立方厘米的鐵原子數量 / 氫原子數量)
                          – log (太陽內每立方厘米的鐵原子數量 / 氫原子數量)

Fe/H  是一個對數，其值越是正數，星的鐵含量越多，反之越少，例如  Fe/H = +1 表示鐵含量比太陽多 10 倍， Fe/H = –1 表示鐵含量比太陽少 10 倍，某第二代星的 Fe/H = –2 表示鐵含量比太陽少 100 倍，理論上第一代星的  Fe/H 可能是 -6 ，表示鐵含量比太陽少一百萬倍，基本上是不含金屬了。除了 Fe/H  之外，有時也加入 O/H  之類 (氧氫比例) 來反影其他金屬的含量。

普通書很少提及金屬度，但它是天體年齡和天體分佈的重要指標，有些星系研究者更依據金屬多寡來細分星族，例如 Extreme Population I，Intermediate Population I，Intermediate Population II .….，見上圖右。


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註一：宇宙中的氫和氦佔所有元素質量的 98 % 以上，較氦 (Helium) 重的元素都一律叫「金屬」，與化學慣稱不同。
參考 http://forum.hkas.org.hk/viewthr ... &extra=page%3D2


註二：星的壽命大約與其質量的 2.5 平方成反比，四十倍太陽質量的星壽命只及太陽的萬分之一或一百萬年。
參考 http://forum.hkas.org.hk/viewthr ... &extra=page%3D1