Metalicidad

La metalicidad es el concepto astrofísico que se utiliza para describir la abundancia relativa de elementos más pesados que el helio en una estrella. Esos elementos reciben el nombre de metales independientemente de su posición en la tabla periódica.

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 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.^[1]​ Después de un tiempo de vida muy corto, estos co-llamados Las estrellas de la población III explotaron como supernovas, que luego proporcionaron los primeros metales al medio interestelar. Todas las generaciones posteriores de estrellas se formaron a partir de material químicamente enriquecido. Las estrellas pobres en metales que son observables hoy en día son Los objetos de la Población II y pertenecen a las generaciones estelares que se formaron a partir de gas de metalicidad distinta de cero. En sus atmósferas, estos objetos conservan información sobre la composición química de su nube de origen. Por lo tanto, proporcionan evidencia arqueológica de los primeros tiempos del Universo. En particular, el patrones de abundancia química proporcionan información detallada sobre la formación y evolución de los elementos y los procesos de nucleosíntesis implicados. Este conocimiento es invaluable para nuestra comprensión de la evolución química cósmica y el inicio de la formación de estrellas y galaxias. Las estrellas pobres en metales son las locales equivalente al Universo de alto corrimiento al rojo. 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.

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^[2]​ , 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.^[3]​ Estas estrellas se conocieron comúnmente como Población I (abundantes en metales) y Población II (pobres en metales). En 1978 se introdujo una tercera población estelar, conocida como estrellas de Población III.^[4]​^[5]​^[6]​ Se teorizó que estas estrellas extremadamente pobres en metales fueron las estrellas "primogénitas" creadas en el Universo.

Espectroscópicamente es fácil medir la abundancia de elementos metálicos (en el sentido usual) en estrellas utilizando la profundidad de sus líneas de absorción. 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. Dado que la fracción de elementos más pesados que el helio aumenta en función del tiempo cósmico, la metalicidad de una estrella está relacionada con el momento en que se formó, lo que permite deducir su edad o la zona de la galaxia donde nació. En el caso de la Vía Láctea la metalicidad decrece dentro del disco a medida que nos alejamos del centro, así mismo decae más rápidamente aún si nos salimos del disco en la dirección perpendicular al plano galáctico.

1. ↑ Bromm, Volker and Coppi, Paolo S. and Larson, Richard B.. The Formation of the First Stars. I. The Primordial Star‐forming Cloud, 2002, volume=564, ISSN=1538-4357, [1], The Astrophysical Journal, American Astronomical Society, pages 23–51
2. ↑ Metal-poor Stars. Anna Frebel. McDonald Observatory, University of Texas, Austin TX 78712-0259
3. ↑ Baade, Walter (1944). «The Resolution of Messier 32, NGC 205, and the central region of the Andromeda Nebula». Astrophysical Journal 100: 121-146. Bibcode:1944ApJ...100..137B. 
4. ↑ Rees, M.J. (1978). «Origin of pregalactic microwave background». Nature 275 (5675): 35-37. Bibcode:1978Natur.275...35R. S2CID 121250998. 
5. ↑ White, S.D.M.; Rees, M.J. (1978). «Core condensation in heavy halos - A two-stage theory for galaxy formation and clustering». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 183 (3): 341-358. Bibcode:1978MNRAS.183..341W. 
6. ↑ J. L. Puget; J. Heyvaerts (1980). «Population III stars and the shape of the cosmological black body radiation». Astronomy and Astrophysics 83 (3): L10-L12. Bibcode:1980A&A....83L..10P.