En la astronomía y el cosmología físico, el metallicity de un objeto es la proporción de su materia compuesta de los elementos químicos con excepción del hidrógeno y del helio . (Esta terminología se utiliza diferentemente del significado generalmente de la palabra “metal”, puesto que en el más magnífico de escalas el universo se compone de forma aplastante del hidrógeno y del helio, los astrónomos etiquetan todo el un " más pesado de los elementos de ; metal"). Por ejemplo, llamarían los ricos de la nebulosa un en los compuestos del carbón " metal-rich", aunque el carbón no se considera un metal en otros contextos.
El metallicity de un objeto astronómico puede proporcionar una indicación de su edad. Cuando el universo primero formó, según la teoría de Big Bang, consistió casi enteramente en el hidrógeno que, con el nucleosynthesis primordial, creó una proporción importante de helio y solamente cantidades de rastro del litio . El primer Stars, designado la población del III, no tenía virtualmente ninguÌn metal en absoluto. Estas estrellas eran increíble masivas y, durante sus vidas, crearon los elementos hasta el hierro en la tabla periódica vía el Nucleosynthesis . Murieron posteriormente en las supernovas espectaculares que dispersaron esos elementos a través del universo. En fecha el 2007, no se ha encontrado ningunas estrellas de la población III; algo, su existencia se deduce en los modelos actuales del origen del universo . La generación siguiente de estrellas nació fuera de esos materiales dejados por la muerte del primera. Las estrellas observadas más viejas, conocidas como población del II, tienen metallicities muy bajos; mientras que las generaciones subsecuentes de estrellas nacieron metal-se enriquecieron, como el gaseoso se nubla de cuál él formó recibió el polvo metal-rico manufacturado por las generaciones anteriores. Mientras que esas estrellas murieron, volvieron el material metal-enriquecido al medio interestelar vía las nebulosas planetarias y las supernovas, enriqueciendo las nebulosas fuera de las cuales las estrellas más nuevas formaron siempre más futuro. Estas estrellas más jovenes, incluyendo el Sun, por lo tanto tienen el contenido del metal más alto, y se conocen como estrellas de la población I .
A través de la manera lechosa, el metallicity es más alto en el centro galáctico y disminuye como uno se mueve hacia fuera. El gradiente en metallicity se atribuye a la densidad de estrellas en el centro galáctico: hay más estrellas en el centro de la galaxia y por eso, en un cierto plazo, más metales se han vuelto al medio interestelar y se han incorporado en las nuevas estrellas. Por un mecanismo similar, galaxias más grandes tienden a tener un metallicity más alto que sus contrapartes más pequeñas. En el caso de las nubes de Magellanic, dos el irregular de las galaxias del pequeño que mueve en órbita alrededor de la manera lechosa, la nube de Magellanic grande tiene un metallicity del cerca de cuarenta por ciento de la manera lechosa, mientras que la pequeña nube de Magellanic tiene un metallicity del cerca de diez por ciento de la manera lechosa.
Cálculo
El metallicity del Sun es el aproximadamente 1.6 por ciento al lado de Massachusetts. Para otras estrellas, el metallicity se expresa a menudo como " ", que representa el logaritmo del cociente de la abundancia del hierro de una estrella comparó a el del Sun. La fórmula para el logaritmo se expresa así:= \ log_ del
Aquí el y el es el número de átomos del hierro y de hidrógeno por la unidad de volumen respectivamente. Por esta formulación por lo tanto, las estrellas con un metallicity más alto que el Sun tienen un valor logarítmico positivo, mientras que ésas con un metallicity más bajo que el Sun tienen un valor negativo. El logaritmo se basa en energías de diez ; las estrellas con un valor de +1 tienen diez veces el metallicity del Sun (101), mientras que ésas con +2 tienen cientos (10 ²) y ésas con +3 tienen mil (10 ³). Inversamente, ésos con un valor de -1 tienen un décimo (10 -1), mientras que ésos con -2 tienen un centésimo (10-2) y así sucesivamente. Las estrellas de la población joven I tienen cocientes perceptiblemente más altos del hierro-a-hidrógeno que estrellas más viejas de la población II. Las estrellas primordiales de la población III se estiman para tener un metallicity menos que − 6.0, es decir, menos que un millonésimo de la abundancia de hierro que se encuentra en el Sun.
Estrellas de la población I
La población I o las estrellas metal-ricas del es esas estrellas jovenes cuyo metallicity es el más alto. La tierra 's Sun es un ejemplo de una estrella metal-rica. Éstos son comunes en los brazos espirales de la galaxia de la manera lechosa .Generalmente, se encuentran las estrellas más jovenes, la población extrema I, que más lejano adentro y las estrellas intermedias de la población I son más lejanas hacia fuera, etc. The Sun se considera una estrella intermedia de la población I. Las estrellas de la población I tienen órbitas elípticas regular del centro galáctico, con una velocidad relativa bajo. El alto metallicity de las estrellas de la población I las hace más probablemente para poseer los sistemas planetarios que el aumento de metales forman a las otras dos poblaciones, desde los planetas, particularmente los planetas terrestres .
Entre las poblaciones intermedias I e II viene la población intermediaria del disco del .
Estrellas de la población II
La población II o las estrellas metal-pobres del es ésas con relativamente poco metal. La idea del a la pequeña cantidad de se debe mantener relativamente perspectiva mientras que incluso los objetos astronómicos metal-ricos contienen cantidades bajas de cualquier elemento con excepción del hidrógeno o del helio; los metales constituyen solamente un porcentaje minúsculo del maquillaje químico total del universo, incluso 13.7 mil millones años después de Big Bang. Sin embargo, los objetos metal-pobres son aún más primitivos. Estos objetos formaron durante un rato anterior del universo. Son comunes en el bombeo cerca al centro de la galaxia, la población intermedia II; y también, en el halo galáctico, la población del halo II, que es más vieja y así metal-más pobre. Los racimos globulares también contienen números elevados de las estrellas de la población II. Se cree que las estrellas de la población II crearon el resto de elementos en la tabla periódica, excepto los más inestables.Los científicos han apuntado estas estrellas más viejas de varios diversos exámenes, incluyendo la encuesta sobre la objetivo-prisma de HK de las cervezas de Timothy C. y otros y la encuesta sobre el ESO de Hamburgo Norberto Christlieb y otros, comenzada original para los cuasares débiles . Hasta el momento, han destapado y han estudiado detalladamente cerca de diez estrellas muy metal-pobres (como el CS22892-052, el CS31082-001, BD +17° 3248 ) y dos de las estrellas más viejas sabidas hasta la fecha: HE0107-5240 y HE1327- 2326 .
Estrellas de la población III
La población III o las estrellas metal-libres del es una población hipotética de estrellas extremadamente masivas y calientes con virtualmente ninguÌn contenido del metal que se crean haber sido formadas en el universo temprano. Todavía no se han observado directo, pero la evidencia indirecta de su existencia se ha encontrado en una galaxia gravitacional lensed en el universo muy distante. Son también probablemente componentes de las galaxias azules débiles . Su existencia es necesaria explicar el hecho de que los elementos pesados, que no se habrían podido crear en Big Bang, están observados en los espectros de emisión del cuasar, así como la existencia de galaxias azules débiles. Se cree que estas estrellas accionaron un período de Reionization .
La teoría actual se divide encendido si las primeras estrellas eran muy masivas o no. Una teoría, que parece ser confirmada por los modelos de ordenador de la formación de estrella, es ésa sin elementos pesados de Big Bang, él era fácil formar las estrellas con una masa mucho más total que las que está visibles hoy. Se esperaba que las masas típicas para las estrellas de la población III estuvieran sobre varios cientos de masas solares que es mucho más grande que las estrellas actuales. El análisis de datos sobre las estrellas bajas-metallicity de la población II, que se piensan para contener los metales produjo por las estrellas de Population III, sugiere que estas estrellas metal-libres tenían masas de 10 a 100 masas solares en lugar de otro. Esto también explica porqué no ha habido estrellas de la bajo-masa con el metallicity cero observado. La confirmación de estas teorías aguarda el lanzamiento del telescopio espacial de James Webb de la NASA. Las encuestas sobre espectroscópicas el nuevo, tales como SEGUE o el SDSS-II, puede también localizar las estrellas de la población III.
La estrella más masiva que puede formar hoy es cerca de 110 masas solares con un límite superior máximo extremo posible de 150 masas solares; un más masivo Protostar se soplaría separado durante la ignición inicial de reacciones nucleares. Sin bastante carbón, oxígeno, y nitrógeno en la base, sin embargo, el ciclo CNO no podría comenzar y la estrella no se destruiría tan fácilmente. La fusión directa a través de la cadena del Protón-protón no procede rápidamente bastante a producir las cantidades copiosas de energía que tal estrella necesitaría apoyar su bulto inmenso. El resultado final sería la estrella que se derrumba en un calabozo sin siempre realmente el brillo correctamente. Esta es la razón por la cual los astrónomos consideran a población III ser algo de a misterio-por todas las derechas que no deben existir, con todo son necesarios para una explicación de las observaciones del cuasar.
Si estas estrellas pudieran formar correctamente, su vida útil sería extremadamente corta, ciertamente menos de un millón años. Pues pueden formar no más hoy, la visión de uno nos requeriría mirar a los mismos bordes del universo observable, desde el tiempo que toma la luz para alcanzar la tierra de grandes distancias es extremadamente grande, él es posible ver el " detrás en time" mirando más lejos lejos. Viendo a esta distancia mientras que todavía el poder resolver una estrella podría probar difícil, incluso para el telescopio espacial de James Webb.
Ver también
abundancia los elementos químicos
Fuentes
Página 593-En la búsqueda de la cuarta edición Karl Kuhn Theo Koupelis del universo. Editores Canadá de Jones y de Bartlett. ISBN 0-7637-0810-0 Volker Bromm, Richard B. Larson (2004), EL PRIMER STARS, revisiones anuales de la astronomía y la astrofísica, vol. class=" del Random links: Tishomingo, Mississippi | Ántrax (venda BRITÁNICA) | Táin Bó Cúailnge | James Mitchell (agente) | Derivado total