Metalicidad

el cúmul globular M80. Les estreles en els cúmuls globulars en gran mida són membres pobres en metals de Població II.

La metalicidad és el concepte astrofísic que s'utilisa per a descriure l'abundància relativa d'elements més pesats que l'heli en una estrela. Eixos elements reben el nom de metals independentment de la seua posició en la taula periòdica. La major part de la matèria física normal en l'Univers és hidrogen o heli, i els astrònoms usen la paraula "metals" com un terme curt convenient per a "tots els elements llevat hidrogen i heli". Este us de la paraula és distint de la definició química o física convencional d'un metal com un sòlit eléctricamente conductor. Estreles i nebuloses en abundància relativament altes d'elements més pesats es denominen "abundants en metals" en térmens astrofísics, encara que molts d'eixos elements són no metals en química. Les primeres estreles que es varen formar a partir del gas prístino que va quedar despuix del Big Bang varen ser molt massives. Despuix d'un temps de vida molt curt, estos co-cridats Les estreles de la població III varen explotar com supernovas, que després varen proporcionar els primers metals al mig interestelar. Totes les generacions posteriors d'estreles es varen formar a partir de material químicament enriquit. Les estreles pobres en metals que són observables hui en dia són Els objectes de la Població II i pertanyen a les generacions estelars que es varen formar a partir de gas de metalicidad distinta de zero. En les seues atmòsfera, estos objectes conserven informació sobre la composició química del seu núvol d'orige. Per lo tant, proporcionen evidència arqueològica dels primers temps de l'Univers. En particular, el patrons d'abundància química proporcionen informació detallada sobre la formació i evolució dels elements i els processos de nucleosíntesis implicats. Este coneiximent és inevaluable per a la nostra comprensió de l'evolució química còsmica i l'inici de la formació d'estreles i galàxies. Les estreles pobres en metals són les locals equivalent a l'Univers d'alt corriment al roig. Per lo tant, també nos brinden restriccions observacionals sobre la naturalea de les primeres estreles i supernovas. Tal el coneiximent és inevaluable per a varis treballs teòrics sobre l'Univers primitiu. La presència d'elements més pesats prové de la nucleosíntesis estelar, a on la majoria dels elements més pesats que l'hidrogen i l'heli en l'Univers (metals, en avant) es formen en els núcleus de les estreles a mida que evolucionen. En el temps, els vents estelars i les supernovas depositen els metals en l'entorn circumdant, enriquint el mig interestelar i proporcionant materials de reciclage per al naiximent de noves estreles . D'això es deduïx que les generacions més velles d'estreles, que es varen formar en l'Univers primitiu pobre en metals, generalment tenen metalicidades més baixes que les de les generacions més jóvens, que es varen formar en un Univers més ric en metals. Els canvis observats en les abundància químiques de diferents tipos d'estreles, basats en les peculiaritats espectrals que després es varen atribuir a la metalicidad, varen dur a l'astrònom Walter Baade en 1944 a propondre l'existència de dos poblacions diferents d'estreles. Estes estreles es varen conéixer comunament com a Població I (abundants en metals) i Població II (pobres en metals). En 1978 es va introduir una tercera població estelar, coneguda com a estreles de Població III. Es teorizó que estes estreles extremadament pobres en metals varen ser les estreles "primogènites" creades en l'Univers.

Espectroscópicamente és fàcil medir l'abundància d'elements metàlics (en el sentit usual) en estreles utilisant la profunditat de les seues llínees d'absorció. L'abundància d'estos elements es troba correlacionada en les abundància d'atres elements més llaugers com carbono o oxigen. En astrofísica, solen denominar-se per esta raó metals a tots els elements més pesats que l'heli. Ya que la fracció d'elements més pesats que l'heli aumenta en funció del temps còsmic, la metalicidad d'una estrela està relacionada en el moment en que es va formar, lo que permet deduir la seua edat o la zona de la galàxia a on va nàixer. En el cas de la Via Làctea la metalicidad decreix dins del disc a mida que nos alluntem del centre, aixina mateix decau més ràpidament encara si nos eixim del disc en la direcció perpendicular al pla galàctic.

Métodos d'expressió de la metalicidad

Els astrònoms utilisen varis métodos diferents per a descriure i aproximar les abundància de metals, depenent de les ferramentes disponibles i de l'objecte d'interés. Alguns métodos inclouen la determinació de la fracció de massa que s'atribuïx al gas front als metals, o la medició de les proporcions del número d'àtoms de dos elements diferents en comparació a les proporcions trobades en el Sol.

Fracció de massa

La composició estelar sol definir-se simplement pels paràmetros X, I i Z. A on:

X ___*$\to$ Fracció de masa del Hidrógeno

Y $\to$ Fracció de masa del Helio

Z $\to$ Fracció de masa de todos els elementos químicos restantes

Se verifica: $X+Y+Z=1$

Composición primordial: X=0,76 Y=0,24 Z=0,00

Composición solar: X=0,70 Y=0,28 Z=0,02

Nótese que la metalicidad también se puede expresar en fraccions de número de átomos, en cuyo caso se obtienen valores mayores per a el H y menores per a el helio y els metals. En la mayoría de les estrellas, nebulosas, regiones H II y atres fuentes astronómicas, el hidrógeno y el helio són els dos elementos dominantes. La fracció de masa d'hidrógeno se expresa generalmente como $X\equiv m_{\text{H}}/M$, a on $M$ es la masa total del sistema, y $m_{\text{H}}$ es la masa del hidrógeno que contiene. Del misme modo, la fracció de masa del helio se denota como $Y\equiv m_{\text{He}}/M$. El resto dels elementos se denominan colectivament "metals", y la metalicidad -la fracció de masa dels elementos más pesados que el helio- puede calcularse como

$Z=\sum _{i>\text{He}}\frac{m_i}{M}=1-X-Y.$

per a la superficie del Sol, se mide que estos parámetros tienen els siguientes valores:

Descripción Valor solar
Fracció de masa d'hidrógeno
Fracció de masa d'helio: $Y_{t}extsun=0.2485$
Metalicidad: $Z_{t}extsun=0.0134$

Pels efectes de l'evolució estelar, ni la composició inicial ni la composició actual de la massa del Sol és la mateixa que la seua composició superficial actual.

Relacions d'abundància química

Relació en l'abundància en el Sol

Freqüentment la metalicidad s'expressa utilisant com a patró l'abundància d'elements metàlics del Sol. Esta mida no és de caràcter absolut sino relativa. Les llínees d'absorció que es comparen són les del hidrogen en les del ferro. La metalicidad del Sol és d'un 1,6 % en massa. L'índex de metalicidad s'expressa com [Fe/H] que representa el logaritme del cocient entre l'abundància de metals en l'estrela i l'abundància solar. Esta és la seua fòrmula:

___*$[\mathrm{F}\mathrm{e}/\mathrm{H}]=\log {\left(\frac{\mathrm{a}\mathrm{b}\mathrm{F}\mathrm{e}}{\mathrm{a}\mathrm{b}\mathrm{H}}\right)}_{*}-\log {\left(\frac{\mathrm{a}\mathrm{b}\mathrm{F}\mathrm{e}}{\mathrm{a}\mathrm{b}\mathrm{H}}\right)}_{\mathrm{S}\mathrm{o}\mathrm{l}}$

a on ab es l'abundancia d'hierro (Fe) o hidrógeno (H) según el caso. El índice de metalicidad del Sol será $[Fe/H]=0$. els objetos más pobres en metals que el Sol tienen un índice de metalicidad negatiu y els más ricos tienen un índice positiu. Como la escala es logarítmica, una metalicidad de "-1" equivaldrá a una abundancia diez veces menor a la del Sol y un índice de valor "+1" a una abundancia diez veces mayor.

Relació con la abundancia d'hidrógeno o hierro

La metalicidad estelar global se define convencionalmente utilizando el contenido total d'hidrógeno, ya que se considera que su abundancia es relativamente constante en el Universo, o el contenido d'hierro de la estrella, cuya abundancia suele ser linealmente creciente en el Universo. l'hierro también es relativamente fácil de medir con observaciones espectrals en el espectro de la estrella dado el gran número de líneas d'hierro en el espectro de la estrella (aunque el oxígeno es l'elemento pesado más abundante - ver metalicidades en regiones HII más abajo). La relació d'abundancia es el logaritme común de la relació de la abundancia d'hierro d'una estrella comparada con la del Sol y se calcula así:

$[\text{Fe}/\text{H}]={\log }_{10}{\left(\frac{N_{\text{Fe}}}{N_{\text{H}}}\right)}_{\text{estrella}}-{\log }_{10}{\left(\frac{N_{\text{Fe}}}{N_{\text{H}}}\right)}_{\text{sol}},$

a on $N_{\text{Fe}}$ y $N_{\text{H}}$ són els números d'àtoms de ferro i hidrogen per unitat de volum respectivament. L'unitat que s'utilisa a sovint per a metalicidad és el dex, contracció de "exponent decimal".

Colors fotomètrics

Els astrònoms poden estimar les metalicidades per mig de sistemes medits i calibrats que correlacionan medides fotomètriques i medides espectroscópicas (vejau també Espectrofotometría). Per eixemple, el Filtres UVB de Johnson pot utilisar-se per a detectar un ultravioleta (UV) en les estreles, a on un menor excés d'UV indica una major presència de metals que absorbixen la radiació UV, fent que l'estrela semble més "roja". L'excés d'UV, δ(O-B), es definix com la diferència entre les bandes O i B d'una estrela magnituts, en comparació a la diferència entre les magnituts de les bandes O i B de les estreles riques en metals del cúmul d'Híades. Desgraciadament, δ(O-B) és sensible tant a la metalicidad com a la temperatura: si dos estreles són igualment riques en metals, pero una és més freda que l'atra, és provable que tinguen valors de δ(O-B) diferents (vejau també Blanketing effect). Per a ajudar a mitigar esta degeneració, el color d'una estrela pot utilisar-se com a indicador de la temperatura. Ademés, l'excés d'UV i el color B-V poden corregir-se per a relacionar el valor de δ(O-B) en les abundància de ferro.

Metalicidades de diversos objectes astrofísics

Estreles

A una massa i edat donades, una estrela pobra en metal serà llaugerament més calent. Les metalicidades de les estreles de la Població II són aproximadament d'1/1000 a 1/10 de la del Sol ([Z/H] = -3,0 a -1,0), pero el grup sembla més fret que el de la Població I en general, ya que les estreles pesades de la Població II varen morir fa temps. Per damunt de 40 masses solars, la metalicidad influïx en cóm morirà una estrela: fòra de la finestra d'inestabilitat de parells, les estreles de metalicidad més baixa colapsaran directament en un forat negre, mentres que les estreles de metalicidad més alta sofrixen una supernova de tipo Ib/c i poden deixar una estrela de neutrons.

Relació entre la metalicidad estelar i els planetes

La medició de la metalicidad d'una estrela és un paràmetro que ajuda a determinar si una estrela pot tindre un planeta jagant, ya que existix una correlació directa entre la metalicidad i la presència d'un planeta jagant. Les medicions han demostrat la conexió entre la metalicidad d'una estrela i els planetes jagants gaseosos, com Júpiter i Saturn. Quants més metals hi haja en una estrela i, per tant, en el seu sistema planetari i disc protoplanetario, més provable és que el sistema tinga planetes jagants gaseosos. Els models actuals mostren que la metalicidad junt en la temperatura correcta del sistema planetari i la distància a l'estrela són claus per a la formació de planetes i planetesimals. Per a dos estreles d'igual edat i massa pero diferent metalicidad, l'estrela menys metàlica és més blava. Entre les estreles del mateix color, les menys metàliques emeten més radiació ultravioleta. S'utilisa com a referència el Sol, en huit planetes i cinc planetes nanos coneguts, en un [Fe/H] de 0,00.

Galàxies

En novembre de 2022, els astrònoms varen descobrir en el telescopi espacial Hubble una de les galàxies més pobres en metal que es coneixen. Esta galàxia nana propenca, situada a 20 millons de ly i de 1200 ly de diàmetro, es diu HIPASS J1131-31 (malnomenada la galàxia "Peekaboo"). Segons un dels astrònoms, "per la proximitat de Peekaboo a nosatres, podem realisar observacions detallades, obrint possibilitats de vore un entorn semblat l'univers primitiu en un detall sense precedents"

Vore també

• Espectroscopía