Metalicidad

La metalicidad, también llamada electronegatividad, es el concepto astrofísico que se utiliza para describir la abundancia relativa de elementos más pesados que el helio en una estrella. Esos elementos reciben el nombre de metales independientemente de su posición en la tabla periódica.

Espectroscópicamente es fácil medir la abundancia de elementos metálicos (en el sentido usual) en estrellas utilizando la profundidad de sus líneas de absorción. La abundancia de estos elementos se encuentra correlacionada con las abundancias de otros elementos más ligeros como carbono u oxígeno. En astrofísica, suelen denominarse por esta razón metales a todos los elementos más pesados que el helio. Dado que la fracción de elementos más pesados que el helio aumenta en función del tiempo cósmico, la metalicidad de una estrella está relacionada con el momento en que se formó, lo que permite deducir su edad o la zona de la galaxia donde nació. En el caso de la Vía Láctea la metalicidad decrece dentro del disco a medida que nos alejamos del centro, así mismo decae más rápidamente aún si nos salimos del disco en la dirección perpendicular al plano galáctico.

Existen varios formalismos matemáticos para expresar la metalicidad.

• Metalicidad en fracciones de masa

X $\rightarrow$ Fracción de masa del H

Y $\rightarrow$ Fracción de masa del He

Z $\rightarrow$ Fracción de masa en "metales"

Donde se verifica: $X+Y+Z=1$

Composición primordial: X=0,76 Y=0,24 Z=0,00

Composición solar: X=0,70 Y=0,28 Z=0,02

Nótese que la metalicidad también se puede expresar en fracciones de número de átomos, en cuyo caso se obtienen valores mayores para el H y menores para el helio y los metales.

• Índice de metalicidad

Frecuentemente la metalicidad se expresa utilizando como patrón la abundancia de elementos metálicos del Sol. Esta medida no es de carácter absoluto sino relativa. Las líneas de absorción que se comparan son las del hidrógeno con las del hierro. La metalicidad del Sol es de un 1,6% en masa. El índice de metalicidad se expresa como [Fe/H] que representa el logaritmo del cociente entre la abundancia de metales en la estrella y la abundancia solar. Esta es su fórmula:

$[{\rm {Fe}}/{\rm {H}}]=\log {\left({\frac {\rm {ab\,Fe}}{\rm {ab\,H}}}\right)_{*}}-\log {\left({\frac {\rm {ab\,Fe}}{\rm {ab\,H}}}\right)_{\rm {Sol}}}$

donde ab es la abundancia de hierro (Fe) o hidrógeno (H) según el caso.

El índice de metalicidad del Sol será $[Fe/H]=0$. Los objetos más pobres en metales que el Sol tienen un índice de metalicidad negativo y los más ricos tienen un índice positivo. Como la escala es logarítmica, una metalicidad de "-1" equivaldrá a una abundancia diez veces menor a la del Sol y un índice de valor "+1" a una abundancia diez veces mayor.

Véase también

• Espectroscopía