Metalicidad

Metalicidad (en astrofísica ) - la concentración relativa de elementos más pesados ​​que el hidrógeno y el helio en estrellas u otros objetos astronómicos. La mayor parte de la materia bariónica del universo está en forma de hidrógeno y helio, por lo que los astrónomos usan la palabra "metales" como un término conveniente para todos los elementos más pesados. Por ejemplo, las estrellas y nebulosas con cantidades relativamente altas de carbono, nitrógeno, oxígeno y neón se denominan "ricas en metales" en términos astrofísicos. Además, desde el punto de vista de la química, muchos de estos elementos (en particular, el carbono, el nitrógeno, el oxígeno y el neón enumerados) no son metales. La metalicidad se utiliza, por ejemplo, para determinar la generación y la edad de las estrellas [1] .

Los cambios observados en la composición química de diferentes tipos de estrellas, basados ​​en características espectrales que luego se atribuyeron a la metalicidad, llevaron al astrónomo Walter Baade en 1944 a sugerir la existencia de dos poblaciones diferentes de estrellas [2] . Se las conoció comúnmente como estrellas de Población I (ricas en metales) y Población II (pobres en metales). Una tercera población estelar se introdujo en 1978, conocida como población de estrellas III [3] [4] [5] . Teóricamente, se suponía que estas estrellas extremadamente pobres en metales eran estrellas "originales" creadas en el universo. La metalicidad total de una estrella suele determinarse a partir del contenido total de hidrógeno, ya que su abundancia se considera relativamente constante en el Universo, o el contenido de hierro en una estrella, cuya abundancia en el Universo suele aumentar linealmente [6] .

Durante la nucleosíntesis primaria , en los primeros minutos de vida del Universo , surgieron en él hidrógeno (75%), helio (25%), así como trazas de litio y berilio . Las primeras estrellas que se formaron más tarde , las llamadas estrellas de población III , estaban formadas únicamente por estos elementos y prácticamente no contenían metales. Estas estrellas eran extremadamente masivas (y, por lo tanto, tenían vidas cortas). Durante su vida se sintetizaron en ellos elementos hasta el hierro . Luego, las estrellas murieron como resultado de una explosión de supernova y los elementos sintetizados se distribuyeron por todo el Universo. Hasta el momento, no se han encontrado estrellas de este tipo.

La segunda generación de estrellas ( población II ) nació del material de las estrellas de la primera generación y tenía una metalicidad bastante baja, aunque superior a la de las estrellas de la primera generación. Las estrellas de baja masa de esta generación tienen una larga vida (miles de millones de años) y continúan estando presentes entre las estrellas de nuestra y otras galaxias. Las estrellas de segunda generación más masivas lograron evolucionar hasta las etapas finales y expulsaron gas enriquecido en metales como resultado de la nucleosíntesis estelar al medio interestelar, a partir del cual se formaron estrellas de tercera generación ( población I ). Las estrellas de tercera generación, incluido el Sol , contienen la mayor cantidad de metales.

Así, cada próxima generación de estrellas es más rica en metales que la anterior, como resultado del enriquecimiento de metales en el medio interestelar a partir del cual se forman estas estrellas .

La presencia de metales en el gas que forma una estrella provoca una disminución de su transparencia y afecta radicalmente todas las etapas de la evolución de una estrella, desde el colapso de una nube de gas en una estrella hasta las etapas posteriores de su combustión.

A partir de las observaciones (del análisis de los espectros de las estrellas ), la mayoría de las veces solo puede obtener el valor [ ]:

Aquí  , es la relación de la concentración de átomos de hierro a átomos de hidrógeno en la estrella y en el Sol, respectivamente. Se cree que el valor [ ] caracteriza la abundancia relativa de todos los elementos pesados ​​(incluido ) en la estrella y en el Sol. Para estrellas muy antiguas, el valor de [ ] se encuentra entre −2 y −1 (es decir, el contenido de elementos pesados ​​en ellas es de 10 a 100 veces menor que el solar). La metalicidad de las estrellas en el disco galáctico generalmente varía de -0,3 a +0,2, siendo mayor en el centro y decreciente hacia los bordes.

La metalicidad también afecta la masa mínima de una estrella/ enana marrón , en la cual comienzan ciertas reacciones termonucleares. Una enana marrón de metalicidad extremadamente baja es SDSS J0104+1535 . El mismo objeto es también la enana marrón más masiva que se conoce [7] .

Dependencia de la metalicidad de la presencia de planetas

Astrónomos de Estados Unidos, Brasil y Perú han obtenido evidencia experimental de que la presencia de un gigante gaseoso en el sistema puede afectar la composición química de la estrella madre. En teoría, para evaluar el papel de un gigante gaseoso, se necesita una estrella doble , ya que las estrellas binarias se forman a partir de la misma nube de gas y, como resultado, deberían tener una composición química extremadamente similar. Sin embargo, la presencia de un planeta en uno de los compañeros podría explicar la diferencia en la composición química, ya que las estrellas y los planetas se forman casi simultáneamente, lo que lleva a la interconexión de sus procesos de formación. En la práctica, se eligió como objeto de estudio el sistema 16 Cygnus , que es una estrella doble, con el gigante gaseoso 16 Cygnus B b girando alrededor de la compañera B. Ambas compañeras son análogas al Sol [8] . Se calculó la abundancia relativa de 25 elementos químicos diferentes en la fotosfera estelar . Como resultado, resultó que 16 Cygnus A supera a 16 Cygnus B (ver la Lista de estrellas en la constelación Cygnus ) en términos de contenido de metal, y como explicación, la presencia de un gigante gaseoso compañero B [9] .

Véase también

Notas

  1. ↑ McWilliam, Andrew Proporciones de abundancia y evolución química galáctica: relación edad-metalicidad  ( 1 de enero de 1997). Consultado el 13 de enero de 2015. Archivado desde el original el 30 de marzo de 2015.
  2. ↑ Baade, Walter (1944). “La Resolución de Messier 32, NGC 205, y la región central de la Nebulosa de Andrómeda” . Diario astrofísico . 100 : 121-146. Código Bib : 1944ApJ...100..137B . DOI : 10.1086/144650 .
  3. ↑ Rees, MJ (1978). “Origen del fondo de microondas pregaláctico”. naturaleza _ 275 (5675): 35-37. Código Bib : 1978Natur.275...35R . DOI : 10.1038/275035a0 . S2CID  121250998 .
  4. ↑ Blanco, SDM; Rees, MJ (1978). "Condensación del núcleo en halos pesados: una teoría de dos etapas para la formación y el agrupamiento de galaxias". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 183 (3): 341-358. Código Bib : 1978MNRAS.183..341W . DOI : 10.1093/mnras/183.3.341 .
  5. ↑ JL Puget; J. Heyvaerts (1980). “Estrellas de población III y la forma de la radiación cosmológica del cuerpo negro”. Astronomía y Astrofísica . 83 (3): L10-L12. Bibcode : 1980A&A....83L..10P .
  6. ↑ Hinkel, Natalia; Timmes, Frank; Joven, Patricio; Pagano, Michael; Turnbull, Maggie (septiembre de 2014). "Abundancias estelares en la vecindad solar: el catálogo de Hypatia" . Diario astronómico . 148 (3) : 33.arXiv : 1405.6719 . DOI : 10.1088/0004-6256/148/3/54 . Archivado desde el original el 6 de marzo de 2022 . Consultado el 03-04-2022 . Parámetro obsoleto utilizado |deadlink=( ayuda )
  7. ↑ Enana marrón sin precedentes descubierta en términos de masa y pureza química - Naked Science . ciencia-desnuda.ru. Consultado el 29 de marzo de 2017. Archivado desde el original el 26 de marzo de 2017.
  8. ↑ Dmitri Safin. Los planetas pueden tomar metales de sus estrellas (enlace inaccesible - historia ) . Compulenta (3 de agosto de 2011). - Adaptado de Universe Today . Recuperado: 15 de febrero de 2012.  
  9. ↑ I. Ramirez, J. Melendez, D. Cornejo, IU Roederer, JR Fish. (2011), Diferencias de abundancia elemental en el sistema binario 16 Cygni: ¿una firma de formación de planetas gigantes gaseosos?, arΧiv : 1107.5814 [astro-ph.SR]. (Inglés)  

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