1. Literalmente, la luz más distante que hemos visto ha sido sometida a un análisis espectroscópico exquisito: el Premio Nobel en 2006 fue otorgado a los investigadores principales de la nave espacial COBE, que estudió el fondo cósmico de microondas. El análisis espectroscópico de esto reveló esencialmente un espectro de cuerpo negro perfecto (las barras de error de los datos son tan pequeñas que no se pueden distinguir de los píxeles en la curva de teoría): 
Con respecto a las galaxias distantes, el desplazamiento al rojo de una galaxia muy distante no se puede probar hasta que se obtenga un espectro que muestre que sus líneas de emisión (particularmente hidrógeno Lyman-alpha a 121.6nm) están donde esperaría que estuvieran. El registro de distancia actual para una galaxia confirmada espectroscópicamente, z = 8.6, se informa en Arxiv. (En esta publicación, hablaré principalmente en términos de desplazamiento al rojo, z, en lugar de distancia … ver, por ejemplo, APOD: 8 de abril de 2013 para la conversión a otras unidades).
Entonces, por definición, la galaxia más lejana confirmada debe poder estudiarse espectroscópicamente, aunque solo de la manera más cruda.
2. Lo que está describiendo es lo que los astrónomos llaman ‘metalicidad’, que generalmente se cuantifica por la relación logarítmica de algún elemento con respecto al hidrógeno, por ejemplo, [Fe / H], [N / H] u [O / H]. (Tenga en cuenta que los astrónomos han logrado la hazaña de reducir la tabla periódica a solo 3 elementos: hidrógeno, helio y ‘metales’ son todo lo demás).
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Nuestra capacidad para medir las metalicidades de la galaxia depende, como era de esperar, de cuán lejos esté la galaxia. Dentro de la Vía Láctea y cerca del Grupo Local (dentro de unos pocos Megaparsecs más o menos), las estrellas individuales se pueden resolver y podemos realizar estudios detallados de las metalicidades, incluidos los descubrimientos interesantes como las antiguas estrellas enanas con menos del 0.001% del contenido de metal de nuestro sol, posiblemente parte de las primeras generaciones de estrellas que se formaron en el Universo.
Un poco más lejos, el espectro de toda la galaxia es solo la suma de su luz estelar, por lo que es posible hacer declaraciones interesantes sobre cómo evolucionaron las galaxias a partir de sus espectros. Las galaxias elípticas, por ejemplo, tienen espectros que se parecen notablemente a los de las estrellas K. Sin embargo, estudiar metales estelares en galaxias distantes requiere medir líneas de absorción que requieren grandes telescopios y / o largos tiempos de exposición para obtener suficiente señal para medir las depresiones. En otras palabras, el ruido (irregularidades en el espectro) debe ser mucho más pequeño que las líneas de absorción que queremos estudiar: 
Con los telescopios actuales, esto solo se puede hacer hasta aproximadamente z = 1, por encima del cual los espectros se vuelven demasiado ruidosos para medir líneas de absorción individuales.
Sin embargo, es posible medir las líneas de emisión de las nebulosas formadoras de estrellas en galaxias mucho más distantes. Estos a menudo se pueden medir en espectros demasiado ruidosos para líneas de absorción: 
Además de las líneas de hidrógeno, las más destacadas son las de oxígeno y nitrógeno, que naturalmente permiten medir la metalicidad. Este tipo de mediciones se han realizado hasta z = 2-3.
A partir de estas mediciones, hay varias tendencias generales:
- Cuanto menos masiva es la galaxia, menor es su metalicidad. Esto se debe a que es más probable que la actividad de las supernovas expulse gas enriquecido con metal directamente desde galaxias más pequeñas, que tienen pozos de potencial gravitacional más pequeños.
- Cuanto mayor es la actividad de formación estelar, menor es la metalicidad. La razón de esto no está clara, pero una posible explicación es que la formación de estrellas requiere una entrada constante de gas prístino, pobre en metales, del medio intergaláctico. Esta entrada diluye la metalicidad general de la galaxia.
- A desplazamientos al rojo más altos (es decir, más distantes), las metalicidades disminuyen. Sin embargo, en los desplazamientos al rojo más altos hay más actividad de formación estelar, por lo que esto es probablemente una manifestación del punto anterior.
Un ‘truco’ interesante que nos permite medir las metalicidades a los desplazamientos al rojo más altos son los sistemas Lyman-alpha amortiguados (DLA), que son densas nubes de hidrógeno neutro vistas en primer plano en los cuásares muy distantes (z = 2-6). Las líneas de absorción de metal de estos DLA a menudo se pueden medir a z = 5:
El eje y muestra la relación logarítmica de las metalicidades DLA en relación con la metalicidad solar, en función del desplazamiento al rojo.
El principal problema con las metalicidades del DLA es que no está claro qué son los DLA en realidad. La cantidad de hidrógeno que contienen es aproximadamente lo que esperaríamos de una galaxia de disco, pero es difícil obtener evidencia concluyente sobre su verdadera naturaleza.
3. Las mediciones detalladas de la metalicidad de muchos elementos diferentes requieren espectros de alta resolución y señal de ruido de estrellas individuales para medir las líneas de absorción débiles de metales menos comunes. Una regla general es que tales mediciones solo pueden obtenerse de estrellas de menos de 12 ° magnitud. Esto puede hacerse dentro de nuestra Vía Láctea y posiblemente fuera de Andrómeda y las Nubes de Magallanes, pero no más allá.
No soy un experto en este tema, pero no creo que se haya observado la evolución hacia el rojo de diferentes especies de metales o grupos nucleosintéticos (p. Ej., Proceso r, proceso s, elementos alfa, etc.).
