metalicidad

La metalicidad, o metallicidad, es un término utilizado principalmente en astrofísica para describir la abundancia de elementos más pesados que el helio en un sistema astronómico, como una estrella, una nube de gas o una galaxia. Dado que el hidrógeno y el helio fueron los componentes predominantes en el universo primitivo, la presencia de metales (en astronomía, cualquier elemento más allá del helio) es un indicador crucial de la evolución química y de la historia de formación de ese sistema.

En la jerga astrofísica se emplean varias expresiones para cuantificar la metalicidad. El parámetro Z denota la fracción de masa destinada a elementos metálicos; también se utilizan notaciones basadas en la comparación con el Sol, como [Fe/H], que es el logaritmo en escala de base 10 de la relación hierro-hidrógeno del objeto respecto al del Sol, y [M/H], una estimación más general de la abundancia de metales. Por definición, el Sol tiene [Fe/H] = 0 y sirve como referencia. La metalicidad se determina a partir de espectros de alta resolución mediante ajuste de líneas de absorción de elementos, principalmente hierro, y requiere modelos atmosféricos y consideraciones como efectos NLTE y 3D.

Valores típicos: las estrellas de población I cercanas al Sol tienen metalicidad cercana a la solar; las de población II son más pobres en metales, con [Fe/H] mucho menor que 0; las poblaciones III teóricas serían casi sin metales. En galaxias, la metalicidad se asocia a la masa y a la historia de enriquecimiento químico, y presenta variaciones tanto entre galaxias como dentro de ellas.

La metalicidad influye en la evolución estelar, la opacidad de la atmósfera estelar y la probabilidad de formación de planetas, y es un eje central para entender la formación y evolución cósmica.