¿En qué parte de la galaxia se encontrarían los elementos más pesados?

La investigación sugiere que los elementos más pesados ​​se pueden encontrar en mayores cantidades más cerca del centro de una galaxia espiral o elíptica. Henry y Worthy (1999) resumieron varias mediciones de proporciones de elementos pesados ​​a hidrógeno. Por ejemplo, aquí hay una colección de gráficos de oxígeno a hidrógeno ($\text{O/H}$) proporciones de objetos de línea de emisión (por ejemplo, gas ionizado, como regiones HII ) en la Vía Láctea:

El oxígeno se usa principalmente debido a su alta concentración en relación con otros elementos pesados ​​en las regiones HII; hierro a hidrógeno ($\text{Fe}/\text{H}$) se usa más comúnmente para las estrellas. Otro punto importante a tener en cuenta es que las observaciones muestran que existe una correlación positiva entre la masa galáctica y la metalicidad (ver Fig. 4b): cuanto más masiva es una galaxia, mayor es su probable metalicidad.

Las cosas se complican cuando se observa el componente estelar de una galaxia. No hay un gradiente sustancial de metalicidad en el halo galáctico, aunque los cúmulos globulares muestran una variedad de metalicidades. La protuberancia galáctica ha arrojado datos deficientes hasta el momento, en el caso de la Vía Láctea, y mientras que la población del disco grueso parece no mostrar un gradiente radial, la población del disco delgado muestra un pequeño gradiente decreciente, según lo determinado por$\text{Fe/H}$proporciones para estrellas individuales.

Una cosa importante a tener en cuenta sobre la metalicidad estelar es que hay dos poblaciones distintas de estrellas: la Población I, las estrellas más nuevas y más metálicas, y la Población II, las estrellas más viejas y menos metálicas (aquí, uso "metálico" como se usa en el contexto astronómico, para referirse a elementos más pesados ​​que el helio). También hay una tercera población hipotética, la Población III, que consistió en estrellas que se formaron temprano en la historia del universo antes de morir, pero aún no se dispone de evidencia en esta área.

De todos modos, tomando mucho prestado de mi respuesta aquí , es probable que las estrellas de la Población I se encuentren en el disco galáctico (delgado) y más cerca del centro. Es probable que las estrellas de la población II se encuentren en el halo y el esferoide , incluidos los cúmulos globulares. Algunas estrellas "intermedias" de Población II pueden estar en el disco grueso. Las estrellas de la Población II se formaron antes, cuando la Vía Láctea todavía era fuertemente esférica, mientras que las estrellas de la Población I se formaron más tarde cuando se había formado el componente de disco más plano. Ver también Poblaciones y Componentes de la Vía Láctea y Ness & Freeman (2015) .

Debo señalar que lo anterior se refiere principalmente a la densidad de elementos en el medio interestelar y las nubes moleculares gigantes , que solo conducen indirectamente a la formación de planetas a través de la formación de protoestrellas y sus discos/nebulosas protoplanetarios asociados. Sin embargo, apostaría a que esto aún afectaría la composición de los planetas que orbitan estrellas en una región con mayor metalicidad, dado que las nubes moleculares eventualmente colapsan para formar estrellas y las estrellas masivas, a su vez, enriquecen las futuras nubes con elementos pesados.

Además, es probable que los brazos espirales contengan más metales que otras regiones de una galaxia espiral debido al circuito de retroalimentación anterior. Se cree que esto se debe en gran medida a que las supernovas dispersan elementos más pesados, pero en los brazos espirales es más probable que esos elementos sean absorbidos por el gas más denso de la región, lo que enriquece las nubes moleculares y, posteriormente, asegura que las estrellas que se forman en la región tengan mayor metalicidades.

Como ejemplo, consulte la Figura 7 de I-Ting Ho et al. (2017) y I-Ting Ho et al. (2018) ; esto muestra el gradiente de metalicidad en los brazos espirales de NGC 1365 con el gradiente de metalicidad radial medio restado:

Esto es consistente con la tendencia de Henry & Worthy de disminuir la metalicidad con el aumento del radio, pero agrega una estructura adicional al gradiente.

En realidad, estoy bastante seguro de que todo lo que es más pesado que el hierro se produce cuando una estrella se convierte en supernova .

El hidrógeno (1), el helio (2), el oxígeno (8), el carbono (6), el neón (10) y el hierro (26) son los 6 elementos más comunes del universo . Todos estos se crean con fusión en estrellas y no todas las estrellas estallan en una supernova tampoco.

Entonces, ¿dónde mirar? Cuando las estrellas muy grandes ya se han convertido en supernovas, las estrellas más grandes habrán comenzado con más material para fusionarse en elementos más pesados ​​para empezar y luego dejar atrás cantidades mucho mayores de elementos más pesados ​​esparcidos. Cuanto más, mejor. Así que ir hacia el centro de una galaxia aumentaría significativamente tus posibilidades de encontrar más elementos más allá del hierro.

Creo que este mismo proceso ocurre antes de que una estrella colapse en un agujero negro. Y las estrellas tienen que ser bastante grandes para terminar como un agujero negro, lo que significa que las propiedades inmobiliarias principales estarían cerca de los agujeros negros.

El estudio de los planetas extrasolares. (también conocido como 'Exoplanetas'), ya puede decirnos algunas cosas sobre un planeta que se encuentra a años luz de distancia, simplemente observándolo desde la Tierra. Podemos encontrar el tamaño de un planeta, la distancia a su estrella, incluso, en tu caso, qué elementos contiene. La forma más avanzada de observar estos planetas (que yo sepa) es usando un espectrómetro.

Espectrómetros Nebulosas, rocas, planetas, estrellas y otros objetos similares en el espacio emiten señales que pueden ser interceptadas por un instrumento llamado espectrómetro, que separa las señales en diferentes componentes. Básicamente, los espectrómetros actúan como prismas, separando la luz en sus colores. Esto es útil, porque los elementos en realidad tienen algunos colores determinados que emiten. Al esparcir la luz emitida por, digamos, un planeta, y descubrimos que solo podemos ver ciertos colores, al hacer coincidir los colores con sus elementos, podemos ver qué elementos tiene el planeta. Todos desde la superficie de un planeta, observando otro, a años luz de distancia.

Fuente: http://curious.astro.cornell.edu/physics/56-our-solar-system/planets-and-dwarf-planets/general-questions/199-how-do-we-know-what-other- planetas-y-estrellas-galaxias-etc-están-hechas-de-intermedio