Metallicity

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div>Esta nota foi publicada a 15 de Novembro de 2018.

Metallicity é o conceito astrofísico utilizado para descrever a abundância relativa de elementos mais pesados que o hélio numa estrela. Estes elementos são chamados metais independentemente da sua posição na tabela periódica.

Spectroscopicamente, é fácil medir a abundância de elementos metálicos (no sentido habitual) nas estrelas utilizando a profundidade das suas linhas de absorção. A abundância destes elementos correlaciona-se com a abundância de outros elementos mais leves, como o carbono ou o oxigénio. Na astrofísica, todos os elementos mais pesados do que o hélio são normalmente chamados metais por esta razão. Uma vez que a fracção de elementos mais pesados do que o hélio aumenta em função do tempo cósmico, a metalicidade de uma estrela está relacionada com o tempo em que se formou, o que nos permite deduzir a sua idade ou a região da galáxia onde nasceu. No caso da Via Láctea a metalicidade diminui dentro do disco à medida que nos afastamos do centro, do mesmo modo diminui ainda mais rapidamente se deixarmos o disco na direcção perpendicular ao plano galáctico.

Existem vários formalismos matemáticos para expressar a metalicidade.

    ###li>Metallicidade em fracções de massa

    #/ul> X → {{{displaystyle \\rightarrow } \rightarrow

    Fracção de massa de H Y → {{displaystyle \rightarrow } \rightarrow Fracção de massa de He Z → { {displaystyle \rightarrow } \rightarrow Fracção de massa em “metais” Onde é verificada: X + Y + Z = 1 {displaystyle X+Y+Z=1} Composição primordial: X=0,76 Y=0,24 Z=0,00 Composição solar: X=0,70 Y=0,28 Z=0,02 Note-se que a metalicidade também pode ser expressa em fracções de número de átomos, caso em que se obtêm valores superiores para H e valores inferiores para hélio e metais.

      li>Índice de metalicidade

    A metalicidade é frequentemente expressa usando como padrão a abundância de elementos metálicos no Sol. Esta medida não é absoluta mas relativa por natureza. As linhas de absorção que são comparadas são as de hidrogénio com as de ferro. A metalicidade do Sol é de 1,6% em massa. O índice de metalicidade é expresso como representando o logaritmo da razão entre a abundância de metais na estrela e a abundância solar. Esta é a sua fórmula:

    = log ( a b F e a b H ) ∗ – log ( a b F e a b H ) S o l {displaystyle = log {left,Fe}}}}}}})_{*}-log {esquerda(squerda(squerda(squerda(squerda(squerda(squerda(squerda(squerda(squerda(squerda(squerda(squerda(s))))Fe}}{{{{ab,H}}}}}right)_{{{{*}-log {{esquerda(ab,Fe}}}{{{ab,H}}}}}right)_{{{{{rm {Sun}}}}}

onde ab é a abundância de ferro (Fe) ou hidrogénio (H) conforme o caso.

O índice de metalicidade do Sol será = 0 {displaystyle =0} =0. Os objectos mais pobres em metais do que o Sol têm um índice de metalicidade negativo e os objectos mais ricos têm um índice positivo. Uma vez que a escala é logarítmica, uma metalicidade de “-1” equivalerá a uma abundância dez vezes inferior à do Sol e um valor de índice de “+1” a uma abundância dez vezes superior.

=0.

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