In astrofisica , la metallicità di un oggetto astronomico è la frazione della sua massa che non è costituita da idrogeno o elio . La metallicità quantifica l'importanza dei processi nucleosintetici nell'origine del materiale costituente l'oggetto considerato ( stella , mezzo interstellare , galassia , quasar ). L' indice di metallicità (spesso chiamato semplicemente metallicità ), [M / H] o [Fe / H] , trasmette sostanzialmente le stesse informazioni in un'altra forma.
Il nome metallicità deriva dal fatto che in astrofisica si qualificano come metalli (o elementi pesanti) tutti gli elementi chimici "più pesanti" dell'elio (elementi con un numero atomico maggiore di 2). L'interesse mostrato per questi elementi deriva dal fatto che, da un lato, non sono molto abbondanti sulla scala dell'Universo (da uno a pochi punti percentuali in massa , contro il 74% per l'idrogeno e dal 23 al 25% per l'elio) , d'altra parte si sono formati in modo diverso ( nucleosintesi stellare ).
Metallicità è solitamente denotato Z . Le frazioni di massa di idrogeno ed elio essendo denotati X e Y , questi tre numeri verifica la relazione X + Y + Z = 1 .
Al posto della metallicità utilizziamo spesso l'indice di metallicità (spesso chiamato semplicemente metallicità ), basato su un confronto con il Sole :
dove indica il rapporto tra le abbondanze atomiche di metalli e idrogeno nell'oggetto considerato e il valore di questo rapporto per la fotosfera solare .
Poiché le frazioni di massa sono sensibilmente proporzionali alle frazioni atomiche e l'abbondanza di idrogeno varia di poco in valore relativo, l'indice di metallicità è correlato al rapporto tra le metallicità dell'oggetto considerato e del Sole:
La metallicità del Sole è Z ☉ = 0,0134. Un indice [M / H] uguale a +1 o −1 indica una metallicità Z dieci volte maggiore o dieci volte minore di Z ☉ .
Per gli oggetti scarsamente illuminati, spesso sappiamo poco dell'abbondanza dettagliata di diversi elementi chimici. Ci basiamo quindi su alcuni elementi specifici, in particolare il ferro :
dove l'abbondanza atomica del ferro sostituisce quella di tutti i metalli .
Per discutere più in dettaglio l'importanza dei diversi processi nucleosintetici nell'origine della materia di un oggetto, utilizziamo altri indici costruiti in modo simile. Per ogni elemento X possiamo quindi caratterizzare il suo arricchimento (o esaurimento) rispetto al ferro confrontando il rapporto della sua abbondanza con quello del ferro e lo stesso rapporto nella fotosfera solare:
.. Ad esempio, per quantificare l'importanza relativa del processo r possiamo utilizzare l'indice:
dove denota l'abbondanza atomica dell'europio .
La teoria della formazione dell'Universo ( Big Bang ) indica che l' idrogeno e l' elio sono apparsi, insieme ad alcuni metalli leggeri (in particolare il litio ), durante un evento chiamato nucleosintesi primordiale . Tutti gli altri elementi sono stati successivamente sintetizzati , essenzialmente per nucleosintesi stellare , e rilasciati nel mezzo interstellare durante l'esplosione ( supernova ) con cui termina l' evoluzione di stelle con massa iniziale maggiore di 9 masse solari . La metallicità di questo mezzo è quindi aumentata nel tempo con la formazione e la distruzione di stelle massicce.
La fotosfera di una stella eredita la metallicità del mezzo (generalmente una nuvola molecolare ) da cui si è formata. Le stelle più vecchie del Sole hanno quindi meno metallicità e le stelle più recenti hanno una maggiore metallicità. Stelle molto vecchie (tipicamente, più vecchie di 12 Ga ), mostrano quindi un indice [Fe / H] inferiore a −2, quindi una metallicità inferiore all'1% di quella del Sole. Queste stelle si trovano in abbondanza nell'alone della nostra galassia e nelle sue galassie satelliti nane .
Circa la metà degli elementi chimici più pesanti del ferro sono prodotti dal processo r , che richiede un ambiente molto ricco di neutroni (dell'ordine di 10-20 per cm 3 ). Un tale ambiente si trova nelle supernove, ma anche durante la fusione di due stelle di neutroni ( kilonova ). Tra le vecchie stelle di metallicità molto bassa, circa il 3-5% è più o meno altamente arricchito di elementi risultanti dal processo r ( [Eu / Fe] > 0, o anche> 1). Questo arricchimento è indubbiamente attribuibile agli eventi di fusione delle stelle di neutroni, che si presume siano frequenti all'inizio dell'evoluzione delle galassie. Questi eventi potrebbero infatti essere i principali fornitori di elementi del processo r, piuttosto che le supernove.
Le stelle ricche di metalli sono chiamate stelle della popolazione I ("Pop I" in breve). Queste stelle sono comuni nei bracci delle galassie a spirale come nella nostra galassia ; il Sole è un esempio.
La metallicità di Pop I è vicina a quella del Sole rispetto a Pop II che è a basso contenuto di metalli, fino a un fattore di 1000 o più. L'età di Pop I varia da circa 0 a 9 miliardi di anni.
Le stelle povere di metalli sono chiamate stelle di popolazione II . Sono generalmente molto vecchi (più di 8 miliardi di anni) e si trovano negli ammassi globulari e nell'alone delle galassie.
Tra le stelle più famose di Popolazione II ( dell'alone della nostra galassia ) ci sono:
Tra le stelle povere di metalli si distinguono le seguenti categorie:
Gli studi attuali hanno identificato 10.000 stelle povere di metalli nella nostra galassia . Stelle fino ad una distanza maggiore di 15 k bp dal sole potrebbe essere analizzato, una distanza di sotto della quale la popolazione delle domina alone. Le teorie sulla formazione della Via Lattea presumono che la metallicità delle stelle all'interno dell'alone sia maggiore di quella delle stelle all'esterno.
Di queste 10.000 stelle, tra le più povere di metalli (EMP, UMP e HMP), esiste una sottocategoria chiamata stelle arricchite di carbonio , nota come CEMP (per “ Carbon Enhanced Metal Poor ”). Per queste stelle, in genere, abbiamo [C / Fe] = 1
Attualmente stiamo ancora cercando stelle di popolazione III che sarebbero composte solo da idrogeno ed elio, tradendo così la prima formazione dopo il Big Bang . Queste stelle hanno la particolarità di avere metallicità zero (Z = 0, [M / H] = - ∞), e quindi hanno uno spettro in cui sarebbero visibili solo le righe di assorbimento dell'idrogeno e dell'elio , ad esclusione di tutte le altre .
Per il momento, la stella più carente di metalli conosciuta fino ad oggi (a 18 agosto 2005) Contiene circa 200.000 volte meno "metallo" del Sole . Nessuna stella di metallicità zero è stata trovata nel 2008 . È probabile che queste stelle fossero molto massicce e quindi si siano evolute molto rapidamente per scomparire molto presto nella vita dell'Universo. Le stelle di popolazione II che osserviamo oggi, testimoni di un lontano passato, hanno tutte una massa inferiore a quella del Sole, il che garantisce loro una durata minima dell'ordine dell'età dell'Universo .