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Metalicidad

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

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El cúmulo globular M80 . Las estrellas en 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 más pesados ​​que el hidrógeno y el helio presentes en un objeto . La mayor parte de la materia normal detectable actualmente (es decir, la materia no oscura ) en el universo es hidrógeno o helio, y los astrónomos utilizan el término «metales» como una forma abreviada para referirse a todos los elementos excepto el hidrógeno y el helio . Este uso del término es distinto de la definición química o física convencional de un metal como un elemento conductor de electricidad. Las estrellas y nebulosas con abundancias relativamente altas de elementos más pesados ​​se denominan «ricas en metales» en los debates sobre metalicidad, aunque muchos de esos elementos se denominan no metales en química.

La presencia de elementos más pesados ​​es resultado de la nucleosíntesis estelar . La mayoría de los elementos más pesados ​​que el hidrógeno y el helio en el Universo se forman en los núcleos estelares durante su evolución. Con el tiempo, los vientos estelares y las supernovas depositan estos metales más pesados ​​en el entorno circundante, lo que enriquece el medio interestelar y proporciona material para el nacimiento de nuevas estrellas. Las generaciones más antiguas de estrellas se formaron en una etapa temprana del Universo con baja metalicidad, por lo que presentan metalicidades menores que las generaciones más jóvenes, formadas en un Universo con mayor metalicidad.

La metalicidad de una estrella se expresa con mayor frecuencia en términos de [Fe/H], que representa la relación logarítmica entre el hierro y el hidrógeno en relación con el valor del Sol. Existen varias razones que explican por qué esta escala se ha adoptado como estándar: la abundancia de hierro en una galaxia aumenta aproximadamente de forma lineal con el tiempo a través de sucesivas generaciones de nucleosíntesis estelar y enriquecimiento por supernovas; el hierro tiene un espectro rico que crea cientos de líneas de absorción en todo el rango óptico, lo que hace que las líneas de hierro sean extremadamente prominentes al mapear el espectro solar; y, finalmente, el hierro fue reconocido como el elemento de referencia predeterminado a mediados del siglo XX debido a la fiabilidad con la que se podía medir. Los estándares actuales se basan en una historia de calibraciones centradas en el hierro.

Metales en la espectroscopia temprana

Espectro solar con líneas de Fraunhofer tal como aparece visualmente.

En 1802, William Hyde Wollaston [ 1 ] observó la aparición de varias características oscuras en el espectro solar. [ 2 ] En 1814, Joseph von Fraunhofer redescubrió independientemente las líneas y comenzó a estudiar y medir sistemáticamente sus longitudes de onda , y ahora se las conoce como líneas de Fraunhofer . Cartografió más de 570 líneas, designando las más prominentes con las letras de la A a la K y las más débiles con otras letras. [ 3 ] [ 4 ] [ 5 ]

Aproximadamente 45 años después, Gustav Kirchhoff y Robert Bunsen [ 6 ] observaron 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 el sodio, el potasio y el hierro. [ 10 ] En el trabajo inicial sobre la composición química del sol, los únicos elementos que se detectaron en los espectros fueron el 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.

Origen de los elementos metálicos

La presencia de elementos más pesados ​​es resultado 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 . Por consiguiente, las generaciones más antiguas de estrellas, que se formaron en el Universo primitivo , pobre en metales , generalmente tienen menor metalicidad que las generaciones más jóvenes, que se formaron en un Universo más rico en metales.

Poblaciones estelares

Estrella de población I 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 . [ 12 ] Estas se conocieron comúnmente como estrellas de población I (ricas en metales) y de población II (pobres en metales). Una tercera población estelar , la más antigua , fue hipotetizada en 1978, conocida como estrellas de población III . [ 13 ] [ 14 ] [ 15 ] Se teoriza que estas estrellas "extremadamente pobres en metales" (XMP) fueron las estrellas "primordiales" creadas en el Universo.

Métodos comunes de cálculo

Los astrónomos utilizan diversos métodos para describir y aproximar la abundancia de metales, según las herramientas disponibles y el objeto de estudio. Algunos métodos incluyen determinar la fracción de masa atribuida a gases frente a metales, o medir las proporciones del número de átomos de dos elementos diferentes en comparación con las proporciones encontradas en el Sol .

Fracción de masa

La composición estelar se define a menudo simplemente mediante los parámetros X , Y y Z. Aquí, X representa la fracción de masa del hidrógeno , Y es la fracción de masa del helio y Z es la fracción de masa de todos los demás elementos químicos. Por lo tanto,

incógnita+Y+Z=1{\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 incógnita≡metroHMETRO ,{\displaystyle \ X\equiv {\tfrac {m_{{\ce {H}}}}{M}}\ ,}donde M es la masa total del sistema, y metroH {\displaystyle \ m_{{\ce {H}}}\ }es la masa del hidrógeno que contiene. De manera similar, la fracción de masa de helio se denota como Y≡metroÉlMETRO .{\displaystyle \ Y\equiv {\tfrac {m_{{\ce {He}}}}{M}}~.}El resto de los elementos se denominan colectivamente "metales", y la fracción de masa de los metales se calcula como

Z=∑mi>ÉlmetromiMETRO=1−incógnita−Y .{\displaystyle Z=\sum _{e>{\ce {He}}}{\tfrac {m_{e}}{M}}=1-XY~.}

Para la superficie del Sol ( símbolo⊙{\displaystyle \odot }), se mide que estos parámetros tienen los siguientes valores: [ 16 ]

El problema de la modelización solar fue una discrepancia persistente entre las observaciones heliosismológicas y los modelos del interior solar que comenzó a principios de la década de 2000. [ 17 ] Se basó en una medición de 1998 de la metalicidad solar, que fue aproximadamente Z⊙/ incógnita⊙=0,0187±0,0009{\displaystyle \ Z_{\odot }/\ X_{\odot }=0,0187\pm 0,0009}[ 17 ] Se resolvió con un análisis de 2022 que actualizó la metalicidad solar, en estrecha concordancia con las mediciones anteriores a 1998. [ 16 ] [ 18 ]

Debido a los efectos de la evolución estelar , ni la composición inicial ni la composición global actual del Sol son iguales a la composición actual de su superficie. [ 19 ]

proporciones 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, cuya abundancia generalmente aumenta linealmente en el tiempo en el Universo. [ 20 ] Por lo tanto, el hierro puede utilizarse como un indicador cronológico de la nucleosíntesis. El hierro es relativamente fácil de medir con observaciones espectrales en el espectro de la estrella, dado el gran número de líneas de hierro en los espectros estelares [ 21 ] (aunque el oxígeno es el elemento pesado más abundante ; véanse las metalicidades en  las regiones H II más adelante). La relación de abundancia es el logaritmo común de la relación de la abundancia de hierro de una estrella en comparación con la del Sol y se calcula de la siguiente manera: [ 22 ]

[FeH] = registro10⁡(norteFenorteH)⋆− registro10⁡(norteFenorteH)⊙ ,{\displaystyle \left[{\frac {{\ce {Fe}}}{{\ce {H}}}}\right]~=~\log _{10}{\left({\frac {N_{{\ce {Fe}}}}{N_{{\ce {H}}}}}\right)_{\star }}-~\log _{10}{\left({\frac {N_{{\ce {Fe}}}}{N_{{\ce {H}}}}}\right)_{\odot }}\ ,}

dónde norteFe {\displaystyle \ N_{{\ce {Fe}}}\ }y norteH {\displaystyle \ N_{{\ce {H}}}\ }son el número de átomos de hierro e hidrógeno por unidad de volumen respectivamente,⊙{\displaystyle \odot }es el símbolo estándar del Sol, y⋆{\displaystyle \star }para una estrella (a menudo se omite más adelante). La unidad que se suele usar para la metalicidad es el dex , contracción de "exponente decimal". [ 23 ] 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 una [FeH]⋆ {\displaystyle \ \left[{\tfrac {{\ce {Fe}}}{{\ce {H}}}}\right]_{\star }\ }un valor de +1 tiene 10  veces la metalicidad del Sol ( 10+1 ); por el contrario, aquellos con un [FeH]⋆ {\displaystyle \ \left[{\tfrac {{\ce {Fe}}}{{\ce {H}}}}\right]_{\star }\ }Los que tienen un valor de − 1 tienen ⁠ 1 / 10 ⁠ , mientras que aquellos con un valor de − 1 tienen ⁠ 1 / 10 ⁠ , mientras que los que tienen [FeH]⋆ {\displaystyle \ \left[{\tfrac {{\ce {Fe}}}{{\ce {H}}}}\right]_{\star }\ }Los valores de 0 tienen la misma metalicidad que el Sol, y así sucesivamente. [ 24 ]

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 primordiales de población  III tienen una metalicidad menor a −6 , una millonésima parte de la abundancia de hierro en el Sol. [ 25 ] [ 26 ] 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 [OFe] {\displaystyle \ \left[{\tfrac {{\ce {O}}}{{\ce {Fe}}}}\right]\ }representa la diferencia en el logaritmo de la abundancia de oxígeno de la estrella frente a su contenido de hierro comparado 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 ciertas [¿Fe]⋆ {\displaystyle \ \left[{\tfrac {\ce {?}}{\ce {Fe}}}\right]_{\star }\ }Estos valores podrían ser indicativos de un proceso nuclear asociado y estudiado.

Colores fotométricos

Los astrónomos pueden estimar las metalicidades a través de sistemas medidos y calibrados que correlacionan mediciones fotométricas y espectroscópicas (véase también Espectrofotometría ). Por ejemplo, los filtros UVB de Johnson se pueden utilizar para detectar un exceso ultravioleta (UV) en las estrellas, [ 27 ] donde un menor exceso UV indica una mayor presencia de metales que absorben la radiación UV, haciendo que la estrella parezca "más roja". [ 28 ] [ 29 ] [ 30 ] El exceso 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 . [ 31 ] 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) [ 31 ] (véase también Efecto de apantallamiento [ 32 ] [ 33 ] ). Para ayudar a mitigar esta degeneración, el índice de color B−V de una estrella puede usarse como indicador de temperatura. Además, el exceso UV y el índice B−V pueden corregirse para relacionar el valor de δ (U−B) con las abundancias de hierro. [ 34 ] [ 35 ] [ 36 ]    

Otros sistemas fotométricos que pueden utilizarse para determinar la metalicidad de ciertos objetos astrofísicos incluyen el sistema Strӧmgren, [ 37 ] [ 38 ] el sistema de Ginebra, [ 39 ] [ 40 ] el sistema de Washington, [ 41 ] [ 42 ] y el sistema DDO. [ 43 ] [ 44 ]

Metalicidades en diversos objetos astrofísicos

Estrellas

Con una masa y edad dadas, una estrella pobre en metales será ligeramente más caliente. Las metalicidades de las estrellas de Población II son aproximadamente de 1/1000 a 1/10 de la del Sol .( [FeH] =−3.0 ... −1.0 ) ,{\displaystyle \left(\ \left[{\tfrac {{\ce {Fe}}}{{\ce {H}}}}\right]\ ={-3.0}\ ...\ {-1.0}\ \right)\ ,} pero el grupo parece más frío que la población I en general, ya que las estrellas pesadas de la población  II murieron 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 experimentarán una supernova de tipo Ib/c y pueden dejar una estrella de neutrones .  

Relación entre la metalicidad estelar y los 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 tenga una estrella y, por lo tanto, 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 estrellas del mismo color, las estrellas menos metálicas emiten más radiación ultravioleta. El Sol, con ocho planetas y nueve planetas enanos consensuados , se utiliza como referencia, con un [FeH] {\displaystyle \ \left[{\tfrac {{\ce {Fe}}}{{\ce {H}}}}\right]\ }de 0,00. [ 45 ] [ 46 ] [ 47 ] [ 48 ] [ 49 ]

 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 ; este proceso se conoce como fotoionización . Los electrones libres pueden chocar con otros átomos cercanos, excitando electrones metálicos ligados a un estado metaestable , que finalmente decaen 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  regiones H II, donde cuanto más intensas sean las líneas prohibidas en las observaciones espectroscópicas, mayor será la metalicidad. [ 50 ] [ 51 ] Estos métodos dependen de uno o más de los siguientes factores: la variedad de densidades asimétricas dentro de  las regiones H II, las temperaturas variables de las estrellas incrustadas y/o la densidad electrónica dentro de la región ionizada. [ 52 ] [ 53 ] [ 54 ] [ 55 ]

En teoría, para determinar la abundancia total de un solo elemento en una  región H II, se deberían observar y sumar todas las líneas de transición. Sin embargo, esto puede resultar difícil de observar debido a la variación en la intensidad de las líneas. [ 56 ] [ 57 ] Algunas de las líneas prohibidas más comunes utilizadas para determinar las abundancias de metales en  las regiones H II son 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 las abundancias de metales en las regiones H II utilizando mediciones de flujo  de oxígeno , los astrónomos suelen utilizar el método R 23 , en el que

R23= [ OII]3727 A+[ OIII]4959 A+5007 A [ Hβ]4861 A ,{\displaystyle R_{23}={\frac {\ \left[\ {\ce {O}}^{{\ce {II}}}\right]_{3727~\mathrm {\AA} }+\left[\ {\ce {O}}^{{\ce {III}}}\right]_{4959~\mathrm {\AA} +5007~\mathrm {\AA} }\ }{\left[\ {\ce {H}}_{{\ce {\beta}}}\right]_{4861~\mathrm {\AA} }}}\ ,}

dónde [ OII]3727 A+[ OIII]4959 A+5007 A {\displaystyle \ \left[\ {\ce {O}}^{{\ce {II}}}\right]_{3727~\mathrm {\AA} }+\left[\ {\ce {O}}^{{\ce {III}}}\right]_{4959~\mathrm {\AA} +5007~\mathrm {\AA} }\ }es la suma de los flujos de las líneas de emisión de oxígeno medidas en el marco de reposo λ = (3727, 4959 y 5007)  longitudes de onda Å, dividida por el flujo de la línea de emisión H β de la serie de Balmer en el marco de reposo λ = 4861 longitudes de onda Å. [ 58 ] Esta relación está bien definida a través de modelos y estudios observacionales, [ 59 ] [ 60 ] [ 61 ] pero se debe tener precaución, ya que la relación suele ser degenerada, proporcionando una solución de baja y alta metalicidad, que puede romperse con mediciones de línea adicionales. [ 62 ] De manera similar, se pueden utilizar otras relaciones de líneas prohibidas fuertes, por ejemplo para el azufre, donde [ 63 ] 

S23= [ SII]6716 A+6731 A+[ SIII]9069 A+9532 A [ Hβ]4861 A .{\displaystyle S_{23}={\frac {\ \left[\ {\ce {S}}^{{\ce {II}}}\right]_{6716~\mathrm {\AA} +6731~\mathrm {\AA} }+\left[\ {\ce {S}}^{{\ce {III}}}\right]_{9069~\mathrm {\AA} +9532~\mathrm {\AA} }\ }{\left[\ {\ce {H}}_{{\ce {\beta}}}\right]_{4861~\mathrm {\AA} }}}~.}

Las abundancias de metales dentro de las regiones H  II son típicamente inferiores al 1%, y el porcentaje disminuye en promedio con la distancia al Centro Galáctico . [ 56 ] [ 64 ] [ 65 ] [ 66 ] [ 67 ]

Calibraciones de metalicidad a alto corrimiento al rojo

Los métodos de líneas fuertes descritos anteriormente se calibraron principalmente en muestras de galaxias de bajo corrimiento al rojo. El Telescopio Espacial James Webb ( JWST ) y su espectrógrafo de infrarrojo cercano ( NIRSpec ) han permitido la medición de la metalicidad espectroscópica en corrimientos al rojo z ~ 4-10, lo que corresponde a los primeros dos mil millones de años de la línea de tiempo cósmica. [ 68 ]

La mayoría de las relaciones de líneas de emisión cambian sustancialmente con el corrimiento al rojo. Esto se debe a un aumento sistemático en el parámetro de ionización del medio interestelar en galaxias tempranas. [ 69 ] Debido a esto, la aplicación típicaz≈0{\displaystyle z\approx 0}Las calibraciones a espectros de alto desplazamiento al rojo pueden sesgar las estimaciones de abundancia de oxígeno a la baja hasta en 1 dex.

Las observaciones profundas realizadas con el Sondeo Extragaláctico Profundo Avanzado (JADES) del JWST analizaron galaxias con valores z entre 3 y 10, incluyendo sistemas de baja masa (registro⁡( METRO⋆/ METRO⊙)≲8){\displaystyle \log(\ M_{\star }/\ M_{\odot })\lesssim 8)}que no se habían podido observar desde instalaciones terrestres. [ 70 ]

Véase también

Referencias

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