Metalicidad
La mayor parte de la materia física normal en el Universo es hidrógeno o helio, y los astrónomos usan la palabra "metales" como un término corto conveniente para "todos los elementos excepto hidrógeno y helio".
Estrellas y nebulosas con abundancias relativamente altas de elementos más pesados se denominan "abundantes en metales" en términos astrofísicos, aunque muchos de esos elementos son no metales en química.
Las primeras estrellas que se formaron a partir del gas prístino que quedó después del Big Bang fueron muy masivas.
Por lo tanto, proporcionan evidencia arqueológica de los primeros tiempos del Universo.
Por lo tanto, también nos brindan restricciones observacionales sobre la naturaleza de las primeras estrellas y supernovas.
Tal el conocimiento es invaluable para varios trabajos teóricos sobre el Universo primitivo.
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 .
La abundancia de estos elementos se encuentra correlacionada con las abundancias de otros elementos más ligeros como carbono u oxígeno.
En astrofísica, suelen denominarse por esta razón metales a todos los elementos más pesados que el helio.
Para la superficie del Sol, se mide que estos parámetros tienen los siguientes valores:[7] Debido a los efectos de la evolución estelar, ni la composición inicial ni la composición actual de la masa del Sol es la misma que su composición superficial actual.
Esta medida no es de carácter absoluto sino relativa.
El índice de metalicidad se expresa como [Fe/H] que representa el logaritmo del cociente entre la abundancia de metales en la estrella y la abundancia solar.
Esta es su fórmula: El índice de metalicidad del Sol será
La metalicidad estelar global se define convencionalmente utilizando el contenido total de hidrógeno, ya que se considera que su abundancia es relativamente constante en el Universo, o el contenido de hierro de la estrella, cuya abundancia suele ser linealmente creciente en el Universo.
La unidad que se utiliza a menudo para metalicidad es el dex, contracción de "exponente decimal".
Por ejemplo, el Filtros UVB de Johnson puede utilizarse para detectar un ultravioleta (UV) en las estrellas,[10] donde un menor exceso de UV indica una mayor presencia de metales que absorben la radiación UV, haciendo que la estrella parezca más "roja".
[14] Desgraciadamente, 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, es probable que tengan valores de δ(U-B) diferentes[14] (véase también Blanketing effect[15][16]).
Cuantos más metales haya en una estrella y, por tanto, en su sistema planetario y disco protoplanetario, más probable es 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 claves para la formación de planetas y planetesimales.
Entre las estrellas del mismo color, las menos metálicas emiten más radiación ultravioleta.
