Introducción

 

Una estrella esta compuesta de 3 componentes principales, Hidrógeno,Helio y metales. Se llama "metales" a todos los elementos químicos que no son hidrógeno ni helio.(ej Fe, O, C). Aunque diferentes estrellas tienen diferentes cantidades de estos elementos siempre los dos elementos que predominan son hidrógeno y helio, se llama abundancias a las cantidades de metales en éstas. Como el espectro de las estrellas que recibimos se  produce en las atmósferas estelares, lo que medimos son abundancias superficiales. Se define:

 

como la cantidad de hierro con respecto a la cantidad de hidrógeno en una estrella (respecto al Sol). Vale la pena destacar que se puede comparar dos elementos reemplazando los valores correspondientes

 

 

 

Historia

Descubrimiento:

Aunque ya se conocían particularidades en los espectros de algunas estrellas. No fue hasta el trabajo publicado por Chamberlain y Aller (ApJ, 114, 52) en 1951 que se encontraron valores de [Fe/H]=-0,8 para la estrella HD19445 y [Fe/H]=-1,0 para HD140283. Esto demostraba una deficiencia entre las abundancias de elementos más pesados que el helio. En 1954, Roman estableció una relación entre el movimiento de las estrellas en el espacio y las metalicidades. Esta relación establecía que estrellas con"una gran velocidad " contenían un gran "exceso UV".

 

Abundancias y formación galáctica:

No es posible determinar una relación estricta entre la edad de las estrellas y sus metalicidades. Esto no impide notar que la tendencia es que las estrellas con menor cantidad de elementos más pesados que el helio son las estrellas más antiguas. La relación entre las velocidades y [Fe/H] fueron fundamentales en los trabajos de Eggen, Lynden-bell & Sandage (1962, ApJ, 136, 748) para estudiar la época de la formación galáctica.  Mientras que los modelos de evolución química fueron desarrollados durante 1960,  la función de distribución de metalicidades fue uno de los fenómenos cuyo contraste observacional menos conocidos debido a  la cantidad de objetos dentro del halo galáctico era todavía escaso en la proximidad solar

 

Efecto de las abundancias químicas en el Diagrama color-color:

 

En las longitudes de onda corta las lineas de absorción provocadas por los metales son más intensas y numerosas que en las longitudes de onda largas. Esto provoca que el efecto neto sea como el de una atenuación del continuo estelar en el UV, llamado efecto de Blanketing. La radiación de una estrella del tipo solar disminuye progresivamente en las longitudes de onda  mas cortas comparando con un cuerpo negro con una temperatura efectiva equivalente. Este efecto es menor en estrellas con metalicidades más bajas a la del sol debido a que las capas superiores permitirían el paso de mayor radiación azul respecto al visual, así las veríamos "más azules" respecto a las estrellas con metalicidades solares.

             Variación de la posición de una estrella teniendo en cuenta el efecto de Blanketing

 

 

Clasificación según metalicidades:

 

Las estrellas se pueden clasificar en 3 categorías: Población I, Población II y Población III.

 

Población I:

Se consideran de población I a las estrellas cuyo -1.0<[Fe/h]<0.5. El gas "primordial" de estas estrellas es producto de remanentes de supernovas y/o otros procesos de enriquecimiento del medio estelar. Este tipo de estrellas son muy comunes en los discos de las galaxias pero también existen casos de estrella de población I en cúmulos. Las estrellas de población I son más jóvenes que las de población II y población III

 

Población II:

Ciertas observaciones encontraron estrellas cuyos espectros muestran una diferente composición química en sus fotosferas. A estas estrellas se las llamo sub-enanas o estrellas de Población II. Debido a su posición en el diagrama Hertzsprung-Russell (debajo de la secuencia principal),. Esto significa que son muy débiles de acuerdo a su color o muy azul para su brillo .Teniendo en cuenta el efecto de las abundancias anteriormente mencionado  se deduce que es el ultimo caso lo que con estas características se deduce que este tipo de estrellas son más antiguas que las estrellas de Población I debido a que su gas primordial estuvo menos enriquecido.

Este tipo de estrellas también muestran una mayor velocidad relativo con respecto al Sol. Se puede considerar la orbita del Sol y las del tipo solar como circular con respecto al centro galáctico, La diferencia de velocidad relativa permite concluir que las orbitas de las estrellas sub-enanas son elípticas y están inclinadas con respecto al plano galáctico.

 

 

Población III:

 

Durante 1960 y 1970 se empezó la búsqueda de estrellas con composición primordial , es decir cuya metalicidad es igual a 0. A este tipo de objetos se les dominó población III (POP III). A pesar de los intentos de la búsqueda de estos objetos no fue posible encontrarlos, no obstante esto no impidió su estudio sobre la formación  estelar en los primeros millones de años del Universo. Se propuso que las Pop III fueron formadas antes que las Galaxias y fueron los responsables del enriquecimiento del medio que eventualmente se incorporaran a las galaxias.

 

En 1981 Bond  publico su investigación identificando estrellas gigantes con baja metalicidad en el halo Galáctico. Aunque se encuentra un número con [Fe/H] comparable a cúmulos de baja metalicidad, solo se encuentran con un [Fe/H]<-2,5.  Esta distribución fue considerada deficiente con respecto al modelo de evolución químico lo que llevo a la determinación que las estrellas Pop III  tuvieron alta masa y poca vida y estuvieron compuestas de gases de He y H . Varios grupos se dedicaron a la medición de abundancias utilizando análisis de espectros de alta dispersión de 20 estrellas con poca metalicidad. Los resultados más notables fueron la ausencia de procesos s en estrellas cuyo [Fe/H]<-2 y la alta presencia de procesos r en estrellas pobres en metales.

 

 

Importancia

 

Como se vio anteriormente saber la metalicidad de una estrella permite estimar su edad, su historia y la del entorno donde se formó. Actualmente mediante el calculo de metalicidades de estrellas se puede determinar la composición de los planetas que se forman a su alrededor. Esto ocurre ya que las abundancias de elementos en estas es la misma que las abundancias en sus discos protoplanetarios que van a ser las abundancias en los cuerpos que la rodean.

 

Cálculos de abundancias:

 

Por las razones especificadas en la sección anterior, el calculo de abundancias es necesario para la identificación de estrellas. Sin embargo no existe un método universal para su calculo. Entre los métodos se encuentran métodos autónomos, cálculos a partir de parámetros estándares de estrellas (temperatura efectiva, superficie gravitacional). El método del calculo de abundancias es importante debido a  variación de estas de acuerdo a la forma de calcularlas. Las variaciones se deben a la diferencia de los parámetros o  de lineas de Fe utilizadas en los cálculos

 

Bibliografía:

Hinkel(2016,Apj,226,1)

Wildey(1962, ApJ, 135, 94)

 http://www.ucolick.org/~bolte/empstars/emphistory.html

http://www.faculty.virginia.edu/ASTR5610/lectures/ABUNDANCES/abundances.html