O cúmulo globular M80. As estrelas de cúmulos globulares son principalmente os membros vellos pobres en metais da **Poboación II**.
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.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". 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,
e, por tanto, proporciona unha indicación da súa idade.
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. Crese que as xeracións máis vellas de estrelas teñen xeralmente unha menor metalicidade que as xeracións máis novas, 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.
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). Teorizouse que estas estrelas extremadamente pobres en metais foron as primeiras estrelas que naceron no Universo.

Metalicidade de estrelas e planetas
-----------------------------------

A medida da metalicidade dunha estrela axuda a determinar se unha estrela terá planetas orbitando arredor e o tipo de planetas, xa que hai unha correlación directa entre a metalicidade e o tipo de planetas que unha estrela pode ter. As medidas demostraron a conexión entre a metalicidade dunha estrela e os planetas xigantes gasosos, como Xúpiter e Saturno. Cantos máis metais hai nunha estrela e no seu sistema planetario e disco protoplanetario ionizado, máis probable é que o sistema teña planetas xigantes gasosos e planetas rochosos. Os modelos actuais mostran que a metalicidade xunto coa correcta temperatura do sistema planetario e a distancia á estrela son claves para a formación de planetas e planetesimais. A metalicidade tamén afecta á temperatura de cor dunha estrela. As estrelas pobres en metais son máis azuis e as estrelas ricas en metais son máis vermellas. O Sol, con 8 planetas e 5 planetesimais, utilízase como referencia, cun [Fe/H] de 0,00. Outras estrelas presentan un valor positivo ou negativo. Unha estrela cun [Fe/H]=0,0 ten a mesma abundancia de ferro que o Sol. Unha estrela cun [Fe/H]=−1,0 ten a décima parte de elementos pesados que o Sol. Con [Fe/H]=+1, a abundancia de elementos pesados é 10 veces a do Sol. O exame de poboacións estelares mostra que as estrelas máis vellas (formadas máis temperanmente) teñen menos metalicidade.

Definición
----------

A composición estelar, tal como se determina por espectroscopia, normalmene defínese simplemente polos parámetros **X**, **Y** e **Z**. Aquí **X** é a porcentaxe fraccional de hidróxeno, **Y** é a porcentaxe fraccional de helio, e todos os restantes elementos químicos son a porcentaxe fraccional **Z**. Entón, defínese simplemente como:

{\displaystyle X+Y+Z=1,00}
Na maioría das estrelas, nebulosas e outras fontes astronóicas, o hidróxeno e o helio son os dous elementos dominantes. A fracción correspondente á masa de hidróxeno exprésase xeralmente como {\displaystyle X\equiv {\frac {m\_{\mathrm {H} }}{M}}}, onde M é a masa total do sistema e {\displaystyle m\_{\mathrm {H} }} a masa fraccional do hidróxeno que contén. De xeito similar, a fracción que supón a masa de helio denótase como {\displaystyle Y\equiv {\frac {m\_{\mathrm {He} }}{M}}}. O resto dos elementos en conxunto denomínanse 'metais', e a metalicidade (a fracción que supón a masa de elementos máis pesados que o helio) pode calcularse así:

{\displaystyle Z=\sum \_{i>\mathrm {He} }{\frac {m\_{i}}{M}}=1-X-Y.}
Para a superficie do Sol, estes parámetros teñen os seguintes valores:

| Descrición | Valor solar |
| --- | --- |
| Fracción da masa de hidróxeno | {\displaystyle X\_{\mathrm {Sol} }=0,7381} |
| Fracción da masa de helio | {\displaystyle Y\_{\mathrm {Sol} }=0,2485} |
| Metalicidade | {\displaystyle Z\_{\mathrm {Sol} }=0,0134} |

Hai que salientar que debido aos efectos da evolución estelar, nin a composición inicial nin a composición de toda a masa nos tempos actuais do Sol é a mesma que a composición da superficie solar de hoxe en día.

A metalicidade de moitos obxectos astronómicos non pode medirse directamente, senón que se utilizan representacións aproximadas para obter unha estimación indirecta. Por exemplo, un observador podería medir o contido en oxíxeno dunha galaxia (por exemplo usando o brillo dunha liña de emisión do oxíxeno) directamente, e despois compararía ese valor con modelos para estimar a metalicidade total.

### Cálculo

A metalicidade estelar global defínese a miíudo usando o contido en ferro total da estrela "[Fe/H]": aínda que o ferro non é o elemento pesado máis abundante do Universo (senón o oxíxeno), si está entre os máis fáciles de medir con datos espectrais do espectro visible. A proporción da súa abundancia defínese como o
logaritmo da proporción da abundancia de ferro na estrela comparada coa do Sol e expresada así:

{\displaystyle [\mathrm {Fe} /\mathrm {H} ]=\log \_{10}{\left({\frac {N\_{\mathrm {Fe} }}{N\_{\mathrm {H} }}}\right)\_{\mathrm {estrela} }}-\log \_{10}{\left({\frac {N\_{\mathrm {Fe} }}{N\_{\mathrm {H} }}}\right)\_{\mathrm {Sol} }}}
onde {\displaystyle N\_{\mathrm {Fe} }} e {\displaystyle N\_{\mathrm {H} }} son o número de átomos de ferro e hidróxeno por unidade de volume, respectivamente. A unidade que se adoita usar para a metalicidade é o "dex", que é unha contracción de 'expoñente decimal'. Con esta formulación, as estrelas cunha maior metalicidade que o Sol teñen un valor logarítmico positivo, mentres que as que teñen menor metalicidade que o Sol teñen un valor negativo. O logaritmo é decimal, polo que está baseado en potencias de 10; as estrelas cun valor de +1 teñen dez veces a metalicidade do Sol (101). Analogamente, as que teñen un valor de −1 teñen a décima parte da do Sol (10−1), mentres que as que teñan un valor de −2 teñen a centésima parte da do Sol (10−2), e así sucesivamente. As estrelas xoves da Poboación I teñen proporcións ferro-hidróxeno significativamente maiores que as estelas vellas da Poboación II. As estrelas primordiais da Poboación III estímase que teñen unha metalicidade de menos de −6,0, é dicir, menos dunha millonésima parte da abundancia de ferro que ten o Sol.

O mesmo tipo de notación utilízase para expresar diferenzas nos elementos individuais a partir da proporción solar. Por exemplo, a notación "[O/Fe]" representa a diferenza no logaritmo da abundancia de oxíxeno na estrela comparada coa do Sol e o logaritmo da abundancia de ferro na estrela comparada coa do Sol:

{\displaystyle [\mathrm {O} /\mathrm {Fe} ]=\log \_{10}{\left({\frac {N\_{\mathrm {O} }}{N\_{\mathrm {Fe} }}}\right)\_{\mathrm {estrela} }}-\log \_{10}{\left({\frac {N\_{\mathrm {O} }}{N\_{\mathrm {Fe} }}}\right)\_{\mathrm {Sol} }}}
{\displaystyle =\left[\log \_{10}{\left({\frac {N\_{\mathrm {O} }}{N\_{\mathrm {H} }}}\right)\_{\mathrm {estrela} }}-\log \_{10}{\left({\frac {N\_{\mathrm {O} }}{N\_{\mathrm {H} }}}\right)\_{\mathrm {Sol} }}\right]-\left[\log \_{10}{\left({\frac {N\_{\mathrm {Fe} }}{N\_{\mathrm {H} }}}\right)\_{\mathrm {estrela} }}-\log \_{10}{\left({\frac {N\_{\mathrm {Fe} }}{N\_{\mathrm {H} }}}\right)\_{\mathrm {Sol} }}\right].}
A clave desta notación é que se unha masa de gas se dilúe con hidróxeno puro, entón o seu valor [Fe/H] diminuirá (porque hai poucos átomos de ferro por átomo de hidróxeno despois da dilución), pero para todos os outros elementos *X*, as proporcións [X/Fe] permanecerán sen cambiar. En contraste, se unha masa de gas é contaminado con certa cantidade de oxíxeno, entón o seu valor [Fe/H] non cambiará, pero a súa proporción [O/Fe] aumentará. En xeral, un proceso nucleosintético estelar dado altera as proporcións de só uns poucos elementos ou isótopos, polo que unha estrela ou mostra de gas con valores de [X/Fe] distintos de cero pode mostrar a sinatura dun determinado proceso nuclear.

### Relación entre Z e [Fe/H]

Estes dous modos de expresar o contido *metálico* dunha estrela están relacionados pola ecuación

{\displaystyle \log \_{10}\left({\frac {Z/X}{Z\_{\mathrm {Sol} }/X\_{\mathrm {Sol} }}}\right)=[\mathrm {M} /\mathrm {H} ]}
onde [M/H] é a abundancia de metais total da estrela (é dicir, todos os elmentos máis pesados que o helio) definidos como unha expresión máis xeral que a de [Fe/H]:

{\displaystyle [\mathrm {M} /\mathrm {H} ]=\log \_{10}{\left({\frac {N\_{\mathrm {M} }}{N\_{\mathrm {H} }}}\right)\_{\mathrm {estrela} }}-\log \_{10}{\left({\frac {N\_{\mathrm {M} }}{N\_{\mathrm {H} }}}\right)\_{\mathrm {Sol} }}.}
A abundancia de ferro e a abundancia metálica total asúmese xeralmente que están relacionadas por medio da constante A da seguinte maneira:

{\displaystyle [\mathrm {M} /\mathrm {H} ]=A\times [\mathrm {Fe} /\mathrm {H} ]}
onde A toma valores entre 0,9 e 1. Usando as fórmulas presentadas arriba, a relación entre Z e [Fe/H] pode finalmente escribirse como:

{\displaystyle \log \_{10}\left({\frac {Z/X}{Z\_{\mathrm {Sol} }/X\_{\mathrm {Sol} }}}\right)=A\times [\mathrm {Fe} /\mathrm {H} ].}

Notas
-----

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. 1 2  John C. Martin. "What we learn from a star's metal content". *New Analysis RR Lyrae Kinematics in the Solar Neighborhood*. Arquivado dende o orixinal o 29 de xuño de 2016. Consultado o September 7, 2005.
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.
12. ↑  "Caltech, Planet-Metallicity Correlation - The Rich Get Richer, by Ji Wang, Planet-Metallicity Correlation". Arquivado dende o orixinal o 13 de xullo de 2017. Consultado o 01 de xullo de 2017.
13. ↑  The Planet-Metallicity Correlation. 2005, April 200, by Debra A. Fischer, Jeff Valenti
14. ↑  arxiv.org, Revealing A Universal Planet-Metallicity Correlation For Planets of Different Sizes Around Solar-Type Stars, by Ji Wang, Debra A. Fischer, 29 Oct 2013
15. ↑  Astrobiology Magazine, astrobio.net, When Stellar Metallicity Sparks Planet Formation, By Ray Sanders, 9 April 2012
16. ↑  From Lithium to Uranium (IAU S228): Elemental Tracers of Early Cosmic Evolution By International Astronomical Union. Symposium, by Vanessa Hill, Patrick Francois, Francesca Primas, page 509-511, "the G star problem"
17. ↑  Asplund, Martin; Grevesse, Nicolas; Sauval, A. Jacques; Scott, Pat (2009). "The Chemical Composition of the Sun". *Annual Review of Astronomy & Astrophysics* **47** (1): 481–522. Bibcode:2009ARA&A..47..481A. doi:10.1146/annurev.astro.46.060407.145222.
18. ↑  R. Rowlett; et al. (July 2005). "How Many? A Dictionary of Units of Measurement". University of North Carolina. Arquivado dende o orixinal o 02 de xullo de 2012. Consultado o 3 February 2015.

Véxase tamén
------------

### Outros artigos

* Abundancia dos elementos químicos
* Formación e evolución das galaxias
* Clasificación das estrelas
* Evolución das estrelas
* Poboación estelar

### Bibliografía

* Page 593-In Quest of the Universe Fourth Edition Karl F. Kuhn Theo Koupelis. Jones and Bartlett Publishers Canada. 2004. ISBN 0-7637-0810-0
* Bromm, Volker; Larson, Richard B. (2004). "THE FIRST STARS". *Annual Review of Astronomy and Astrophysics* **42**: 79–118. Bibcode:2004ARA&A..42...79B. arXiv:astro-ph/0311019. doi:10.1146/annurev.astro.42.053102.134034.
* Salvaterra, R.; Ferrara, A.; Schneider, R. (2004). "Induced formation of primordial low-mass stars". *New Astronomy* **10** (2): 113–120. Bibcode:2004NewA...10..113S. arXiv:astro-ph/0304074. doi:10.1016/j.newast.2004.06.003.
* A. Heger; S. E. Woosley (2002). "The Nucleosynthetic Signature of Population III". *Astrophysical Journal* **567** (1): 532–543. Bibcode:2002ApJ...567..532H. arXiv:astro-ph/0107037. doi:10.1086/338487.

|  |  |
| --- | --- |
| Control de autoridades | 
* Wd: Q217030
* MAG: 99465377
* UAT: 1031

 |