metalicidad

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La metalicidad (generalmente denotada como Z) es una característica cuantitativa que determina qué fracción de la masa de una estrella o del gas interestelar está compuesta por elementos más pesados que el helio. Aunque los astrofísicos los llaman «metales», en este grupo entran también el carbono, el nitrógeno, el oxígeno e incluso el uranio y el oro. Se utiliza ampliamente el índice [Fe/H], que es la diferencia de los logaritmos decimales de la relación entre el número de átomos de hierro y el número de átomos de hidrógeno en la estrella y en el Sol: [Fe/H] = log₁₀(N_Fe/N_H) – log₁₀(N_Fe/N_H)_⊙. Se eligió el hierro porque sus líneas son fáciles de medir en los espectros. La metalicidad solar en masa Z_⊙ ≈ 0,016 (según datos modernos ~0,012). Las estrellas con alto Z tienen vientos más intensos debido a la multitud de líneas espectrales que absorben la radiación, y son más frías para la misma masa. La presencia de planetas gigantes se correlaciona estadísticamente con una mayor metalicidad de las estrellas progenitoras.

History

En la primera mitad del siglo XX, al estudiar los espectros de las estrellas, los astrónomos notaron que algunas estrellas tenían líneas de absorción de metales más intensas que otras. En 1925, Cecilia Payne-Gaposchkin demostró de manera convincente en su tesis que el hidrógeno es el elemento principal de las estrellas, y que las diferencias en la intensidad de las líneas se explican por las condiciones en las atmósferas. Más tarde, Walter Baade introdujo los conceptos de poblaciones estelares I y II, relacionándolos con el contenido de elementos pesados.

How it works

Los elementos pesados nacen en el interior de las estrellas masivas durante las reacciones termonucleares y se dispersan por el espacio interestelar mediante explosiones de supernova o vientos estelares. Las nuevas estrellas se condensan a partir de este gas enriquecido, por lo que cada generación posterior recibe un poco más de metales. Así, las estrellas más antiguas de la población II son muy pobres en metales ([Fe/H] < –1), mientras que las jóvenes, como nuestro Sol (población I), son relativamente ricas. Es como una reliquia familiar: cada generación añade a la alcancía común nuevas «joyas» (elementos).

💡 La estrella récord en pobreza de metales, SMSS 0313-6708, tiene [Fe/H] ≈ –7,4, lo que significa que contiene casi 25 millones de veces menos hierro que el Sol. Se formó a partir de gas enriquecido, probablemente, por una sola explosión de supernova en el universo temprano.

En astrofísica, se llaman metales a todos los elementos más pesados que el helio, desde el carbono hasta el hierro y el uranio. La metalicidad indica qué fracción de la masa de una estrella o de una nube de gas está compuesta por estos átomos pesados. Es como una receta de cocina: el Sol tiene aproximadamente un 1,6% de metales, mientras que las estrellas más viejas del halo galáctico tienen solo un 0,001–0,01%. El resto es hidrógeno (alrededor del 70%) y helio (alrededor del 28%), remanentes del Big Bang. A menudo, la metalicidad se expresa mediante la relación hierro-hidrógeno [Fe/H] en una escala logarítmica relativa al Sol: 0 es el valor solar, –1 es 10 veces menos, +1 es 10 veces más.

History

How it works

💡 El Sol pertenece a alrededor del 10% de las estrellas más ricas en metales de su edad en las proximidades. Esta «supermetalicidad» probablemente contribuyó a la formación de planetas rocosos terrestres y, posiblemente, a la aparición de la vida.

La metalicidad Z es la fracción en masa de todos los elementos químicos, excepto el hidrógeno y el helio. Dado que la mayoría de los metales se sintetizan en las estrellas, su contenido sirve como reloj cósmico: un Z bajo indica un objeto primitivo y temprano. Como proxy, se utiliza el índice logarítmico [Fe/H] debido a la abundancia y facilidad de medición de las líneas de hierro en el rango óptico. A veces se analiza por separado la relación de los elementos α (O, Mg, Si, …) con respecto al hierro, [α/Fe], que refleja la contribución relativa de diferentes tipos de supernovas. La metalicidad influye críticamente en la evolución estelar: determina la opacidad (el coeficiente de absorción está definido por transiciones ligado-ligado y ligado-libre), y por tanto el modo de transporte de energía (radiativo o convectivo), la temperatura efectiva y la vida en la secuencia principal. En el medio interestelar, la cantidad de polvo aumenta con Z, intensificando el enfriamiento y facilitando la formación de moléculas. En las galaxias, se observa un gradiente radial de metalicidad, un descenso desde el centro hacia la periferia, causado por la historia de formación estelar «de dentro hacia fuera».

History

A principios del siglo XX, los espectroscopistas notaron que las estrellas difieren en la intensidad de las líneas de los metales. El avance clave lo realizó Cecilia Payne-Gaposchkin en 1925: aplicando la teoría de ionización de Saha, demostró que las estrellas están compuestas principalmente de hidrógeno, y que las diferencias en los espectros se explican por la temperatura, no por la composición. En la década de 1940, Walter Baade, al estudiar galaxias resueltas en estrellas individuales, distinguió la población I (rica en metales, disco) y la población II (pobre, halo). Con la aparición de la espectroscopia de alta sensibilidad y los grandes sondeos (SDSS, Gaia), se han medido las metalicidades de millones de estrellas, lo que ha permitido reconstruir la evolución química de la Vía Láctea.

How it works

Los elementos más pesados que el helio, salvo pequeñas cantidades de litio y berilio, se sintetizan en el interior de las estrellas. En la secuencia principal, el hidrógeno se transforma en helio, luego, en etapas posteriores, el helio en carbono, oxígeno, y así hasta el hierro (pico de la curva de energía de enlace). Los núcleos pesados (cobre, oro, uranio) se crean en procesos de captura de neutrones: el proceso s (lento) en las envolturas de las gigantes de la rama asintótica y el proceso r (rápido) en explosiones de supernova o fusiones de estrellas de neutrones. Los productos de la nucleosíntesis se expulsan al medio interestelar mediante vientos, nebulosas planetarias y explosiones. Las generaciones posteriores de estrellas se forman a partir de este material enriquecido, aumentando la metalicidad media con el tiempo. La distribución observada de [Fe/H] en los distintos componentes de la Galaxia (disco fino, disco grueso, halo) refleja su edad y migración. Así, las galaxias elípticas masivas retienen los metales en un pozo de potencial profundo y muestran Z altos. En los modelos estelares, la metalicidad entra en la ecuación de estado, la opacidad (calculada a partir de las tablas OPAL u OP) y las tasas de reacciones nucleares. Para la determinación espectroscópica de [Fe/H], se comparan las anchuras equivalentes medidas de las líneas de Fe I y Fe II con espectros sintéticos, resolviendo las ecuaciones de transporte radiativo bajo la suposición de equilibrio termodinámico local (ETL) o con correcciones por desviaciones del ETL.

[\text{Fe/H}] = \log_{10} \left( \frac{N_{\text{Fe}}}{N_{\text{H}}} \right)_{\text{star}} - \log_{10} \left( \frac{N_{\text{Fe}}}{N_{\text{H}}} \right)_{\odot}

N_Fe es el número de átomos de hierro, N_H es el número de átomos de hidrógeno, el símbolo ⊙ denota los valores solares (para el Sol log₁₀(N_Fe/N_H)⊙ ≈ –4,5)

Z \approx Z_{\odot} \cdot 10^{[\text{Fe/H}]}

Z es la fracción de masa de metales, Z_⊙ es la metalicidad solar (Z_⊙ ≈ 0,0122 según Asplund et al. 2009)

Open problems & fun facts

¿Cuál es la fracción real de metales contenida en los granos de polvo en las diferentes fases del medio interestelar?; ¿Cómo afectan la mezcla no homogénea y la migración radial de las estrellas al gradiente de metalicidad de la Galaxia?; ¿Cuáles son las propiedades de las primeras estrellas (población III) con metalicidad nula y cómo enriquecieron el medio intergaláctico temprano?; ¿Cómo influye la metalicidad en la formación de agujeros negros supermasivos y en la función de masa inicial?; ¿Existe el gas extremadamente pobre en metales predicho en el medio circumgaláctico y cómo detectarlo?

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