Metalicidad

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" cuando se habla de metalicidad, aunque muchos de esos elementos se denominan no metales en química.

En 1802, William Hyde Wollaston ^[1] observó la aparición de una serie de características oscuras en el espectro solar. ^[2] En 1814, Joseph von Fraunhofer redescubrió de forma independiente las líneas y comenzó a estudiar y medir sistemáticamente sus longitudes de onda , y ahora se las llama líneas de Fraunhofer . Trazó un mapa de más de 570 líneas, designando las más prominentes con las letras A a K y las líneas más débiles con otras letras. ^{[3] [4] [5]}

Aproximadamente 45 años después, Gustav Kirchhoff y Robert Bunsen ^{[6] notaron que varias líneas de Fraunhofer coinciden con} líneas de emisión características identificadas en los espectros de elementos químicos calentados. ^[7] Infirieron que las líneas oscuras en el espectro solar son causadas por la absorción de elementos químicos en la atmósfera solar. ^[8] Sus observaciones ^[9] fueron en el rango visible donde las líneas más fuertes provienen de metales como Na, K, Fe. ^[10] En los primeros trabajos sobre la composición química del sol, los únicos elementos que se detectaron en los espectros fueron hidrógeno y varios metales, ^{[11] : 23–24} con el término metálico usado frecuentemente para describirlos. ^{[11] : Parte 2} En el uso contemporáneo en astronomía, todos los elementos adicionales más allá del hidrógeno y el helio se denominan metálicos.

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 primitivo 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.

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 . ^[12] Estas se conocieron comúnmente como estrellas de población I (ricas en metales) y población II (pobres en metales). En 1978 se planteó la hipótesis de una tercera población estelar más temprana, conocida como estrellas de población III . ^{[13] [14] [15]} Se teoriza que estas estrellas "extremadamente pobres en metales" (XMP) fueron las estrellas "primogénitas" creadas en el Universo.

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 la determinación de la fracción de masa que se atribuye al gas frente a los metales, o la medición de las proporciones de la cantidad de átomos de dos elementos diferentes en comparación con las proporciones encontradas en el Sol .

La composición estelar suele definirse 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. Por lo tanto

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

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 de masa 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 fracción de masa de los metales se calcula como${\displaystyle \ X\equiv {\tfrac {m_{\mathsf {H}}}{M}}\ ,}$${\displaystyle \ m_{\mathsf {H}}\ }$${\displaystyle \ Y\equiv {\tfrac {m_{\mathsf {He}}}{M}}~.}$

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

Para la superficie del Sol ( símbolo ), estos parámetros se miden y tienen los siguientes valores: ^[16]${\displaystyle \odot}$

Descripción	Valor solar
Fracción de masa de hidrógeno	${\displaystyle \ X_{\odot}=0,7381\ }$
Fracción de masa de helio	${\displaystyle \ Y_{\odot}=0,2485\ }$
Fracción de masa de metal	${\displaystyle \ Z_{\odot }=0,0134\ }$

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

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, que tiene una abundancia que generalmente aumenta linealmente en el tiempo en el Universo. ^[17] Por lo tanto, el hierro puede usarse como un 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 (aunque el oxígeno es el elemento pesado más abundante ; véase las metalicidades en las regiones HII a continuación). La razón de abundancia es el logaritmo común de la razón de la abundancia de hierro de una estrella en comparación con la del Sol y se calcula de la siguiente manera: ^[18]

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

donde y son el número de átomos de hierro e hidrógeno por unidad de volumen respectivamente, es el símbolo estándar para el Sol y para una estrella (a menudo se omite a continuación). La unidad que se utiliza a menudo para la metalicidad es el dex , contracción de "exponente decimal". Según esta formulación, las estrellas con una metalicidad superior a 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}$${\estilo de visualización \estrella}$${\displaystyle \ {\bigl [}{\frac {\mathsf {Fe}}{\mathsf {H}}}{\bigr ]}_{\star }\ }$⁺¹ ); por el contrario, aquellos con unvalor de −1 tienen ⁠${\displaystyle \ {\bigl [}{\frac {\mathsf {Fe}}{\mathsf {H}}}{\bigr ]}_{\star }\ }$1/10⁠ , mientras que aquellos con un valor de 0 tienen la misma metalicidad que el Sol, y así sucesivamente. ^[19]${\displaystyle \ {\bigl [}{\frac {\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 viejas de población II. Se estima que las estrellas primordiales de población III tienen una metalicidad menor a −6, una millonésima parte de la abundancia de hierro en el Sol. ^{[20] [21]} La misma notación se utiliza para expresar variaciones en las abundancias 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 dado altera las proporciones de solo unos pocos elementos o isótopos, por lo que una estrella o muestra de gas con ciertos valores bien puede ser indicativa de un proceso nuclear asociado y estudiado.${\displaystyle \ {\bigl [}{\tfrac {\mathsf {O}}{\mathsf {Fe}}}{\bigr ]}\ }$${\displaystyle \ {\bigl [}{\tfrac {\mathsf {?}}{\mathsf {Fe}}}{\bigr ]}_{\star }\ }$

Los astrónomos pueden estimar metalicidades a través de sistemas medidos y calibrados que correlacionan mediciones fotométricas y espectroscópicas (ver también Espectrofotometría ). Por ejemplo, los filtros UVB de Johnson se pueden utilizar para detectar un exceso de ultravioleta (UV) en las estrellas, ^[22] donde un exceso de UV menor indica una mayor presencia de metales que absorben la radiación UV, haciendo que la estrella parezca "más roja". ^{[23] [24] [25]} 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 las estrellas ricas en metales en el cúmulo de las Híades . ^[26] 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) ^[26] (ver también Efecto de manta ^{[27] [28]} ). 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. ^{[29] [30] [31]}

Otros sistemas fotométricos que pueden utilizarse para determinar la metalicidad de ciertos objetos astrofísicos incluyen el sistema Strömgren, ^{[32] [33]} el sistema de Ginebra, ^{[34] [35]} el sistema de Washington, ^{[36] [37]} y el sistema DDO. ^{[38] [39]}

A una masa y edad determinadas, una estrella pobre en metales será ligeramente más cálida. Las metalicidades de las estrellas de población II son aproximadamente ⁠1/1000⁠ a ⁠1/10⁠ del Sol , pero el grupo parece más frío que la población I en general, ya que las estrellas pesadas de la población II han muerto hace mucho tiempo. Por encima de las 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 experimentan una supernova de tipo Ib/c y pueden dejar una estrella de neutrones .${\displaystyle \left(\ {\bigl [}{\tfrac {\mathsf {Fe}}{\mathsf {H}}}{\bigr ]}\ ={-3.0}\ ...\ {-1.0}\ \right)\ ,}$

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 lo tanto, en su sistema planetario y disco protoplanetario , más probable es que el sistema pueda tener 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 la misma edad y masa pero diferente metalicidad, la estrella menos metálica es más azul . Entre las estrellas del mismo color, las estrellas menos metálicas emiten más radiación ultravioleta. El Sol, con ocho planetas y nueve planetas enanos de consenso , se utiliza como referencia, con un de 0,00. ^{[40] [41] [42] [43] [44]}${\displaystyle \ {\bigl [}{\frac {\mathsf {Fe}}{\mathsf {H}}}{\bigr ]}\ }$

Las estrellas jóvenes, masivas y calientes (normalmente de los tipos espectrales O y B ) en las regiones H ^II emiten fotones UV que ionizan los átomos de hidrógeno en estado fundamental , liberando electrones ; este proceso se conoce como fotoionización . Los electrones libres pueden chocar con otros átomos cercanos, excitando a los electrones metálicos ligados a un estado metaestable , que finalmente se desintegran de nuevo 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 las abundancias de metales en las regiones H ^II , donde cuanto más fuertes sean las líneas prohibidas en las observaciones espectroscópicas, mayor será la metalicidad. ^{[45] [46]} 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. ^{[47] [48] [49] [50]}

En teoría, 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 desde el punto de vista de la observación debido a la variación en la intensidad de las líneas. ^{[51] [52]} Algunas de las líneas prohibidas más comunes utilizadas para determinar las abundancias de metales en las regiones H ^{II son las de} 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 las abundancias de metales en las regiones H ^{II mediante mediciones} del flujo de oxígeno , los astrónomos a menudo utilizan 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 medidas en el marco de reposo λ = (3727, 4959 y 5007) Å de longitud de onda, dividida por el flujo de la línea de emisión H _{β de la} serie de Balmer en el marco de reposo λ = 4861 Å de longitud de onda. ^[53] Esta relación está bien definida a través de modelos y estudios observacionales, ^{[54] [55] [56]} pero se debe tener precaución, ya que la relación a menudo está degenerada, proporcionando una solución de metalicidad baja y alta, que se puede romper con mediciones de línea adicionales. ^[57] De manera similar, se pueden usar otras relaciones de línea prohibidas fuertes, por ejemplo para el azufre, donde ^[58]${\displaystyle \ \left[\ {\mathsf {O}}^{\mathsf {II}}\right]_{3727~\mathrm {\AA} }+\left[\ {\mathsf {O}}^ {\mathsf {III}}\right]_{4959~\mathrm {\AA} +5007~\mathrm {\AA} }\ }$

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

La abundancia de metales dentro de las regiones H ^II es típicamente inferior al 1%, y el porcentaje disminuye en promedio con la distancia desde el centro galáctico . ^{[51] [59] [60] [61] [62]}

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

• Kuhn, Karl F.; Koupelis, Theo (2004). Quest of the Universe (Cuarta edición). Canadá: Jones y Bartlett. pág. 593. ISBN 0-7637-0810-0.
• Bromm, Volker; Larson, Richard B. (2004). "Las primeras estrellas". Revista anual de astronomía y astrofísica . 42 (1): 79–118. arXiv : astro-ph/0311019 . Código Bibliográfico :2004ARA&A..42...79B. doi :10.1146/annurev.astro.42.053102.134034. S2CID  119371063.