Metalicidad

Abundancia relativa de elementos pesados ​​en una estrella u otro objeto astronómico

El cúmulo globular M80 . Las estrellas de los cúmulos globulares son principalmente miembros más antiguos y pobres en metales de la población II .

En astronomía , la metalicidad es la abundancia de elementos presentes en un objeto que son más pesados ​​que el hidrógeno y el helio . La mayor parte de la materia normal actualmente detectable (es decir, no oscura ) en el universo es hidrógeno o helio, y los astrónomos usan la palabra "metales" como una abreviatura conveniente para "todos los elementos excepto hidrógeno y helio" . Este uso de la palabra es distinto de la definición química o física convencional de un metal como un sólido conductor de electricidad. Las estrellas y nebulosas con abundancias relativamente altas de elementos más pesados ​​se denominan "ricas en metales" en términos astrofísicos, aunque muchos de esos elementos son no metales en química.

Origen

La presencia de elementos más pesados ​​resulta de la nucleosíntesis estelar, donde la mayoría de los elementos más pesados ​​que el hidrógeno y el helio en el Universo ( metales , en adelante) se forman en los núcleos de las estrellas a medida que evolucionan . Con el tiempo, los vientos estelares y las supernovas depositan los metales en el entorno circundante, enriqueciendo el medio interestelar y proporcionando materiales de reciclaje para el nacimiento de nuevas estrellas . De ello se deduce que las generaciones más antiguas de estrellas, que se formaron en el Universo temprano pobre en metales , generalmente tienen metalicidades más bajas que las de las generaciones más jóvenes, que se formaron en un Universo más rico en metales.

Poblaciones estelares

Población I estrella Rigel con nebulosa de reflexión IC 2118

Los cambios observados en las abundancias químicas de diferentes tipos de estrellas, basados ​​en las peculiaridades espectrales que luego se atribuyeron a la metalicidad, llevaron al astrónomo Walter Baade en 1944 a proponer la existencia de dos poblaciones diferentes de estrellas . ^[1] Estas se conocieron comúnmente como estrellas de población I (ricas en metales) y de población II (pobres en metales). En 1978 se planteó la hipótesis de una tercera población estelar más antigua , conocida como estrellas de población III . ^{[2] [3] [4]} Se teoriza que estas estrellas "extremadamente pobres en metales" (XMP) fueron las estrellas "primogénitas" creadas en el Universo.

Métodos comunes de cálculo.

Los astrónomos utilizan varios métodos diferentes para describir y aproximar la abundancia de metales, según las herramientas disponibles y el objeto de interés. Algunos métodos incluyen determinar la fracción de masa que se atribuye al gas frente a los metales, o medir las proporciones del número de átomos de dos elementos diferentes en comparación con las proporciones que se encuentran en el Sol .

Fracción de masa

La composición estelar a menudo se define simplemente mediante los parámetros X , Y y Z. Aquí X representa la fracción de masa de hidrógeno , Y es la fracción de masa de helio y Z es la fracción de masa de todos los elementos químicos restantes. De este modo

$${\displaystyle X+Y+Z=1}$$

En la mayoría de las estrellas , nebulosas , regiones H II y otras fuentes astronómicas, el hidrógeno y el helio son los dos elementos dominantes. La fracción másica de hidrógeno se expresa generalmente como donde M es la masa total del sistema y es la masa del hidrógeno que contiene. De manera similar, la fracción de masa de helio se denota como El resto de los elementos se denominan colectivamente "metales", y la metalicidad (la fracción de masa de elementos más pesados ​​que el helio) se calcula como ${\displaystyle \ X\equiv {\tfrac {m_{\mathsf {H}}}{M}}\ ,}$ ${\displaystyle \ m_{\mathsf {H}}\ }$ ${\displaystyle \ Y\equiv {\tfrac {m_{\mathsf {He}}}{M}}~.}$

$${\displaystyle Z=\sum _{e>{\mathsf {He}}}{\tfrac {m_{e}}{M}}=1-X-Y~.}$$

Para la superficie del Sol ( símbolo ), estos parámetros se miden para tener los siguientes valores: ^[5] ${\displaystyle \odot }$

Debido a los efectos de la evolución estelar , ni la composición inicial ni la composición global actual del Sol son las mismas que la composición actual de su superficie.

Ratios de abundancia química

La metalicidad estelar general se define convencionalmente utilizando el contenido total de hidrógeno, ya que su abundancia se considera relativamente constante en el Universo, o el contenido de hierro de la estrella, que tiene una abundancia que generalmente aumenta linealmente con el tiempo en el Universo. ^[6] Por lo tanto, el hierro puede utilizarse como indicador cronológico de la nucleosíntesis. El hierro es relativamente fácil de medir con observaciones espectrales en el espectro de la estrella dada la gran cantidad de líneas de hierro en los espectros de la estrella (a pesar de que el oxígeno es el elemento pesado más abundante ; consulte las metalicidades en las regiones HII a continuación). La proporción de abundancia es el logaritmo común de la proporción de la abundancia de hierro de una estrella en comparación con la del Sol y se calcula así: ^[7]

$${\displaystyle \left[{\frac {\mathsf {Fe}}{\mathsf {H}}}\right]~=~\log _{10}{\left({\frac {N_{\mathsf {Fe}}}{N_{\mathsf {H}}}}\right)_{\star }}-~\log _{10}{\left({\frac {N_{\mathsf {Fe}}}{N_{\mathsf {H}}}}\right)_{\odot }}\ ,}$$

donde y son el número de átomos de hierro e hidrógeno por unidad de volumen respectivamente, es el símbolo estándar del Sol y de una estrella (a menudo omitido a continuación). La unidad que se utiliza a menudo para la metalicidad es la dex , contracción del "exponente decimal". Según esta formulación, las estrellas con una metalicidad mayor que la del Sol tienen un logaritmo común positivo , mientras que aquellas más dominadas por el hidrógeno tienen un valor negativo correspondiente. Por ejemplo, las estrellas con un valor de +1 tienen 10 veces la metalicidad del Sol (10 ${\displaystyle \ N_{\mathsf {Fe}}\ }$ ${\displaystyle \ N_{\mathsf {H}}\ }$ ${\displaystyle \odot }$ ${\displaystyle \star }$ ${\displaystyle \ {\bigl [}{\tfrac {\mathsf {Fe}}{\mathsf {H}}}{\bigr ]}_{\star }\ }$⁺¹ ); por el contrario, aquellos con unvalor de −1 tienen ${\displaystyle \ {\bigl [}{\tfrac {\mathsf {Fe}}{\mathsf {H}}}{\bigr ]}_{\star }\ }$1/10, mientras que aquellos con valor 0 tienen la misma metalicidad que el Sol, y así sucesivamente. ^[8] ${\displaystyle \ {\bigl [}{\tfrac {\mathsf {Fe}}{\mathsf {H}}}{\bigr ]}_{\star }\ }$

Las estrellas jóvenes de población I tienen proporciones de hierro a hidrógeno significativamente más altas que las estrellas más antiguas de población II. Se estima que las estrellas de la población primordial III tienen una metalicidad inferior a −6, una millonésima parte de la abundancia de hierro en el Sol. ^{[9] [10]} La misma notación se utiliza para expresar variaciones en la abundancia entre otros elementos individuales en comparación con las proporciones solares. Por ejemplo, la notación representa la diferencia en el logaritmo de la abundancia de oxígeno de la estrella frente a su contenido de hierro en comparación con el del Sol. En general, un proceso nucleosintético estelar determinado altera las proporciones de sólo unos pocos elementos o isótopos, por lo que una muestra de estrella o gas con ciertos valores bien puede ser indicativa de un proceso nuclear estudiado asociado. ${\displaystyle \ {\bigl [}{\tfrac {\mathsf {O}}{\mathsf {Fe}}}{\bigr ]}\ }$ ${\displaystyle \ {\bigl [}{\tfrac {\mathsf {?}}{\mathsf {Fe}}}{\bigr ]}_{\star }\ }$

Colores fotométricos

Los astrónomos pueden estimar las metalicidades a través de sistemas medidos y calibrados que correlacionan mediciones fotométricas y mediciones espectroscópicas (ver también Espectrofotometría ). Por ejemplo, los filtros Johnson UVB se pueden utilizar para detectar un exceso de ultravioleta (UV) en las estrellas, ^[11] donde un exceso de UV menor indica una mayor presencia de metales que absorben la radiación UV, haciendo así que la estrella parezca "más roja". ^{[12] [13] [14]} El exceso de UV, δ (U−B), se define como la diferencia entre las magnitudes de las bandas U y B de una estrella , en comparación con la diferencia entre las magnitudes de las bandas U y B de estrellas ricas en metales en el cúmulo de las Híades . ^[15] Desafortunadamente, δ (U-B) es sensible tanto a la metalicidad como a la temperatura : si dos estrellas son igualmente ricas en metales, pero una es más fría que la otra, probablemente tendrán diferentes valores de δ (U-B) ^{[15 ]} (ver también Efecto de cobertura ^{[16] [17]} ). Para ayudar a mitigar esta degeneración, el  índice de color B-V de una estrella se puede utilizar como indicador de temperatura. Además, el exceso de UV y el índice B-V se pueden corregir para relacionar el valor δ (U-B) con la abundancia de hierro. ^{[18] [19] [20]}

Otros sistemas fotométricos que se pueden utilizar para determinar la metalicidad de ciertos objetos astrofísicos incluyen el sistema Strämgren, ^{[21] [22]} el sistema de Ginebra, ^{[23] [24]} el sistema de Washington, ^{[25] [26]} y el sistema DDO. ^{[27] [28]}

Metalicidades en diversos objetos astrofísicos.

Estrellas

A una masa y edad determinadas, una estrella pobre en metales será ligeramente más cálida. Las metalicidades de las estrellas de población II son aproximadamente1/1000a1/10del Sol, pero el grupo parece más frío que la población I en general, ya que las estrellas pesadas de población II hace tiempo que murieron. Por encima de 40  masas solares , la metalicidad influye en cómo morirá una estrella: fuera de la ventana de inestabilidad de pares , las estrellas de menor metalicidad colapsarán directamente en un agujero negro, mientras que las estrellas de mayor metalicidad sufren una supernova de tipo Ib/c y pueden dejar una estrella de neutrones . ${\displaystyle \left(\ {\bigl [}{\tfrac {\mathsf {Fe}}{\mathsf {H}}}{\bigr ]}\ ={-3.0}\ ...\ {-1.0}\ \right)\ ,}$

Relación entre metalicidad estelar y planetas.

La medición de la metalicidad de una estrella es un parámetro que ayuda a determinar si una estrella puede tener un planeta gigante , ya que existe una correlación directa entre la metalicidad y la presencia de un planeta gigante. Las mediciones han demostrado la conexión entre la metalicidad de una estrella y los planetas gigantes gaseosos , como Júpiter y Saturno . Cuantos más metales haya en una estrella y, por tanto, en su sistema planetario y en su disco protoplanetario , es más probable que el sistema tenga planetas gigantes gaseosos. Los modelos actuales muestran que la metalicidad junto con la temperatura correcta del sistema planetario y la distancia a la estrella son clave para la formación de planetas y planetesimales . Para dos estrellas que tienen igual edad y masa pero diferente metalicidad, la estrella menos metálica es más azul . Entre las estrellas del mismo color, las menos metálicas emiten más radiación ultravioleta. Se utiliza como referencia el Sol, con ocho planetas y nueve planetas enanos de consenso, con un valor de 0,00. ^{[29] [30] [31] [32] [33]} ${\displaystyle \ {\bigl [}{\tfrac {\mathsf {Fe}}{\mathsf {H}}}{\bigr ]}\ }$

Regiones H ^II

Las estrellas jóvenes, masivas y calientes (típicamente de tipos espectrales O y B ) en regiones H II emiten fotones UV que ionizan átomos de hidrógeno en estado fundamental , liberando electrones y protones ; este proceso se conoce como fotoionización . Los electrones libres pueden chocar con otros átomos cercanos, excitando electrones metálicos unidos a un estado metaestable , que finalmente decae nuevamente a un estado fundamental, emitiendo fotones con energías que corresponden a líneas prohibidas . A través de estas transiciones, los astrónomos han desarrollado varios métodos de observación para estimar la abundancia de metales en las regiones H ^II , donde cuanto más fuertes son las líneas prohibidas en las observaciones espectroscópicas, mayor es la metalicidad. ^{[34] [35]} Estos métodos dependen de uno o más de los siguientes: la variedad de densidades asimétricas dentro de las regiones H ^II , las temperaturas variadas de las estrellas incrustadas y/o la densidad de electrones dentro de la región ionizada. ^{[36] [37] [38] [39]}

Teóricamente, para determinar la abundancia total de un solo elemento en una región H ^II , se deben observar y sumar todas las líneas de transición. Sin embargo, esto puede resultar difícil de observar debido a la variación en la fuerza de la línea. ^{[40] [41]} Algunas de las líneas prohibidas más comunes utilizadas para determinar la abundancia de metales en las regiones H ^II provienen del oxígeno (por ejemplo, [O ^II ] λ = (3727, 7318, 7324) Å, y [O ^III ] λ = ( 4363, 4959, 5007) Å), nitrógeno (por ejemplo, [N ^II ] λ = (5755, 6548, 6584) Å) y azufre (por ejemplo, [S ^II ] λ = (6717, 6731) Å y [S ^III ] λ = (6312, 9069, 9531) Å) en el espectro óptico , y las líneas [O ^III ] λ = (52, 88) μm y [N ^III ] λ = 57 μm en el espectro infrarrojo . El oxígeno tiene algunas de las líneas más fuertes y abundantes en las regiones H ^II , lo que lo convierte en un objetivo principal para las estimaciones de metalicidad dentro de estos objetos. Para calcular la abundancia de metales en las regiones H ^II utilizando mediciones del flujo de oxígeno , los astrónomos suelen utilizar el método R ₂₃ , en el que

$${\displaystyle R_{23}={\frac {\ \left[\ {\mathsf {O}}^{\mathsf {II}}\right]_{3727~\mathrm {\AA} }+\left[\ {\mathsf {O}}^{\mathsf {III}}\right]_{4959~\mathrm {\AA} +5007~\mathrm {\AA} }\ }{{\Bigl [}\ {\mathsf {H}}_{\mathsf {\beta }}{\Bigr ]}_{4861~\mathrm {\AA} }}}\ ,}$$

donde es la suma de los flujos de las líneas de emisión de oxígeno medidos en el marco en reposo λ = (3727, 4959 y 5007) Å, dividida por el flujo de la línea de emisión H _{β de la} serie Balmer en el marco en reposo λ = 4861 Å de longitud de onda. ^[42] Esta relación está bien definida a través de modelos y estudios observacionales, ^{[43] [44] [45]} pero se debe tener precaución, ya que la relación a menudo es degenerada, proporcionando una solución de metalicidad alta y baja, que puede romperse con medidas de línea adicionales. ^[46] De manera similar, se pueden utilizar otras relaciones fuertes de líneas prohibidas, por ejemplo, para azufre, donde ^[47] ${\displaystyle \ \left[\ {\mathsf {O}}^{\mathsf {II}}\right]_{3727~\mathrm {\AA} }+\left[\ {\mathsf {O}}^{\mathsf {III}}\right]_{4959~\mathrm {\AA} +5007~\mathrm {\AA} }\ }$

$${\displaystyle S_{23}={\frac {\ \left[\ {\mathsf {S}}^{\mathsf {II}}\right]_{6716~\mathrm {\AA} +6731~\mathrm {\AA} }+\left[\ {\mathsf {S}}^{\mathsf {III}}\right]_{9069~\mathrm {\AA} +9532~\mathrm {\AA} }\ }{{\Bigl [}\ {\mathsf {H}}_{\mathsf {\beta }}{\Bigr ]}_{4861~\mathrm {\AA} }}}~.}$$

La abundancia de metales dentro de las regiones H ^II suele ser inferior al 1%, y el porcentaje disminuye en promedio con la distancia desde el Centro Galáctico . ^{[40] [48] [49] [50] [51]}

galaxias

En noviembre de 2022, los astrónomos, utilizando el Telescopio Espacial Hubble , descubrieron una de las galaxias más pobres en metales conocidas. Esta galaxia enana cercana , a 20 millones  de años de distancia y 1200 años de ancho, se llama HIPASS J1131–31 (apodada galaxia "Peekaboo" ). ^{[52] [53]} Según uno de los astrónomos, "Debido a la proximidad de Peekaboo a nosotros, podemos realizar observaciones detalladas, abriendo posibilidades de ver un entorno que se asemeja al universo primitivo con un detalle sin precedentes". ^[54]

Ver también

• Cosmos Redshift 7 , una galaxia que supuestamente contiene estrellas de Población III
• Formación y evolución de galaxias.
• GRB 090423 , el visto más distante, presumiblemente de un progenitor de baja metalicidad
• Función de distribución de metalicidad.

Referencias

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Otras lecturas

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