在天文學中，金屬豐(feng) 度比太陽低的恒星被稱為(wei) 貧金屬星，往往誕生時間比較早；富金屬星則與(yu) 太陽金屬豐(feng) 度差不多甚至更高，也比較年輕。

　　年齡越大的貧金屬星代表著越早的宇宙演化階段。因此，找到貧金屬星是研究恒星演化史的關(guan) 鍵。

　　據悉，一個(ge) 國際天文學家小組在距地球250萬(wan) 光年的仙女座星係外圍發現了一個(ge) 迄今金屬豐(feng) 度最低的球狀星團RBC EXT8。

　　這一發現刷新了大型球狀星團的理論金屬豐(feng) 度下限，挑戰了現有的球狀星團形成理論。相關(guan) 研究成果於(yu) 10月15日發表在《科學》雜誌上。

　　創紀錄的球狀星團金屬豐(feng) 度有多貧

　　天文學中的金屬與(yu) 通常所說的金屬概念並不相同。天文學上把一切比氦重的化學元素都稱為(wei) 金屬，一顆恒星表層大氣裏金屬元素的總和就是金屬豐(feng) 度，即金屬含量。

　　RBC EXT8是一個(ge) 大質量球狀星團，其半徑達9光年，質量是太陽的100萬(wan) 倍，金屬豐(feng) 度卻隻有太陽的1/800。

　　對此，中山大學物理與(yu) 天文學院副教授湯柏添在接受科技日報記者采訪時說：“這一發現刷新了球狀星團的金屬豐(feng) 度下限，此前金屬豐(feng) 度最低的是銀河係球狀星團ESO280-SC06，金屬豐(feng) 度為(wei) 太陽的1/250。”

　　中國科學院國家天文台副研究員李海寧此前對科技日報記者表示，並不是所有的金屬元素含量都能測定，天文學家常用在可見光範圍最易測量的鐵元素豐(feng) 度來表示一顆恒星的金屬豐(feng) 度。

　　“鐵元素的豐(feng) 度一般通過鐵元素在可見光範圍內(nei) 的躍遷吸收線來測量。”湯柏添以本次研究為(wei) 例說，研究人員借助位於(yu) 美國夏威夷的凱克望遠鏡的高分辨率光譜儀(yi) 對RBC EXT8進行了高分辨率光譜觀測，通過測量鐵元素的躍遷吸收線的大小，確定了RBC EXT8的金屬成分信息。

　　RBC EXT8金屬豐(feng) 度的測量難度不小，“由於(yu) RBC EXT8距離地球太過遙遠，所以並不能分辨單顆恒星的金屬豐(feng) 度，而是進行了整個(ge) 星團的積分光譜觀測。研究人員假設星團裏所有的恒星都是在一次星爆中同時誕生，具有相同的金屬豐(feng) 度。1/800的太陽金屬豐(feng) 度即星團裏所有恒星平均的金屬含量。”湯柏添介紹。

　　從(cong) 球狀星團的金屬豐(feng) 度透視早期宇宙

　　測量球狀星團的金屬豐(feng) 度可以評估早期宇宙中星係的化學元素積累情況。

　　李海寧描述道，宇宙誕生之初，大爆炸產(chan) 生了大量的氫、氦和極其微量的鋰，在這樣的環境下誕生了第一代恒星。

　　第一代恒星合成並製造了一些比鋰更重的金屬元素，並且在其短暫一生結束的同時，通過超新星爆發將其製造的各種金屬元素噴射到四麵八方，埋藏在孕育第二代恒星的星際塵埃中。就這樣代代相傳(chuan) ，每一代新生恒星中的金屬含量都會(hui) 比它的上一輩高一些，今天恒星“新生兒(er) ”的金屬含量要比130億(yi) 年前的“老祖先”高出200萬(wan) 倍。

　　應重新審視大質量球狀星團形成理論框架

　　湯柏添表示，我們(men) 附近的星係（包括銀河係）都會(hui) 有一些貧金屬球狀星團，但RBC EXT8是現有最貧金屬豐(feng) 度的紀錄保持者，其超低的鐵元素挑戰了現有的星團形成理論。直到目前人們(men) 還認為(wei) ，大型球狀星團不可能在金屬豐(feng) 度如此低的條件下形成。

　　“一般認為(wei) 大質量球狀星團的形成所需要的金屬豐(feng) 度下限為(wei) 太陽金屬豐(feng) 度的1/250。也就是說，大質量球狀星團的形成並不會(hui) 在極貧金屬豐(feng) 度時發生。但本次觀測證據表明，這個(ge) 球狀星團在星係形成早期，即金屬豐(feng) 度僅(jin) 為(wei) 太陽豐(feng) 度1/800的情況下就已經形成。”湯柏添表示，這說明科學家應該重新審視大質量球狀星團形成理論的框架。