Metalicidade

En astronomía e cosmoloxía física, a metalicidade ou Z é a fracción da masa dunha estrela ou outro obxecto astronómico que non é hidróxeno (X) ou helio (Y); por tanto, inclúe tamén elementos que non son propiamente metais.^[1][2]A maioría da materia física do Universo está en forma de hidróxeno e helio, polo que os astrónomos usan a palabra "metais" como un termo breve útil para referirse a "todos os elementos excepto o hidróxeno e helio".^[3] Este uso é distinto da definición física habitual de metal sólido. A razón deste uso astronómico é que no ambiente de altas temperaturas e presións dunha estrela, os átomos non sofren reaccións quimicas e, de feito, non teñen propiedades químicas, como a de ser un metal tal como normalmente se entende. Por exemplo, as estrelas e nebulosas con abundancias relativamente altas de carbono, nitróxeno, oxíxeno e neon denomínanse "ricas en metais" en termos astrofísicos, aínda que estes elementos serían considerados non metais en química.

A distinción entre o hidróxeno e o helio por un lado e os metais por outro é relevante porque se cre que o Universo primordial non contiña virtualmente metais, os cales foron sintetizados posteriormente dentro das estrelas.

A metalicidade das estrelas e outros obxectos astronómicos é unha estimación aproximada da súa abundancia en distintos elementos químicos, que cambia co tempo debido aos mecanismos da evolución estelar,^[4] e, por tanto, proporciona unha indicación da súa idade.^[5] En termos cosmolóxicos, o Universo está evolucionando quimicamente. Segundo a teoría do big-bang, o Universo temperán consistía primeiramente en hidróxeno e helio, con trazas dos elementos litio e berilio, pero non elementos máis pesados. Por medio do proceso da evolución estelar as estrelas xeraron primeiro enerxía sintetizando metais a partir de hidróxeno e helio por reaccións nucleares, despois dispersaron a maioría da súa masa por medio do vento estelar ou por explosións como as das supernovas, espallando os novos metais polo Universo.^[6] Crese que as xeracións máis vellas de estrelas teñen xeralmente unha menor metalicidade que as xeracións máis novas,^[7] xa que as primeiras se formaron no Universo temperán relativamente pobre en metais.

Os cambios observados nas abundancias químicas de diferentes tipos de estrelas, baseados nas peculiaridades espectrais que foron despois atribuídas á metalicidade, levaron ao astrónomo Walter Baade en 1944 a propoñer a existencia de dúas poboacións de estrelas diferenciadas.^[8] Estas pasaron a coñecerse comunmente como Poboación I (rica en metais) e Poboación II (pobre en metais). En 1978 engadiuse unha terceira poboación estelar, a Poboación III (moi pobre en metais).^[9][10][11] Teorizouse que estas estrelas extremadamente pobres en metais foron as primeiras estrelas que naceron no Universo.

1. ↑ D. Kunth & G. Östlin (2000). "The Most Metal-poor Galaxies" 10 (1). The Astronomy and Astrophysics Review. Consultado o 3 February 2015. 
2. ↑ Jones, Bryn; Saha, Prasenjit (setembro-decembro 2007). "4. Galactic Chemical Evolution" (PDF). The Galaxy. Notes for Lecture Courses ASTM002 and MAS430 (PDF) (en inglés). Queen Mary University of London. p. 76. Consultado o 21 de maio de 2019. 
3. ↑ Erro na cita: Etiqueta <ref> non válida; non se forneceu texto para as referencias de nome Martin
4. ↑ McWilliam, Andrew (26 March 2013). "Abundance Ratios and galactic Chemical Evolution". Consultado o 13 January 2015. 
5. ↑ McWilliam, Andrew (1997-01-01). "Abundance Ratios and galactic Chemical Evolution : Age-Metallicity Relation". Consultado o 2015-01-13. 
6. ↑ F. Hoyle (1954). "On Nuclear Reactions Occurring in Very Hot Stars. I. the Synthesis of Elements from Carbon to Nickel.". Astrophysical Journal Supplement 1: 121–146. Bibcode:1954ApJS....1..121H. doi:10.1086/190005. 
7. ↑ McWilliam, Andrew (1997-01-01). "Abundance Ratios and galactic Chemical Evolution : Introduction". Consultado o 2015-01-13. 
8. ↑ W. Baade (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. doi:10.1086/144650. 
9. ↑ M.J. Rees (1978). "Origin of pregalactic microwave background". Nature 275: 35–37. Bibcode:1978Natur.275...35R. doi:10.1038/275035a0. 
10. ↑ S.D.M. White; M.J. Rees (1978). "Core condensation in heavy halos - A two-stage theory for galaxy formation and clustering". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 183: 341–358. Bibcode:1978MNRAS.183..341W. doi:10.1093/mnras/183.3.341. 
11. ↑ J.L. Puget; J. Heyvaerts (1980). "Population III stars and the shape of the cosmological black body radiation". Astronomy and Astrophysics 83: L10–L12. Bibcode:1980A&A....83L..10P.