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 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" . Este uso de la palabra es distinto de la definición química o física convencional de un metal como un sólido eléctricamente conductor. Estrellas y nebulosascon abundancias relativamente altas de elementos más pesados se denominan "ricos en metales" en términos astrofísicos, aunque muchos de esos elementos son no metales en química.
La presencia de elementos más pesados proviene 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 viejas 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 . [1] Estas estrellas se conocieron comúnmente como Población I (ricas en metales) y Población II (pobres en metales). En 1978 se introdujo una tercera población estelar , conocida como estrellas de Población III . [2] [3] [4] Se teoriza que estas estrellas extremadamente pobres en metales fueron las estrellas "primogénitas" creadas en el Universo.
Los astrónomos utilizan varios métodos diferentes para describir y aproximar las abundancias 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 encontradas en el Sol .
La composición estelar a menudo se define simplemente por los parámetros X , Y y Z. Aquí X es 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
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 generalmente se expresa como , donde 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 los elementos más pesados que el helio, se puede calcular como
