Language
Металл

Блог

ДомДом / Блог / Металл
search

Dec 20, 2023

К 2028 году рынок автоматических выключателей переменного тока будет стоить 5,3 миллиарда долларов

Sep 09, 2023

Футуристические тенденции рынка клейких изоляционных лент и потенциал роста в 2023 году

Jun 17, 2023

Реклама на памятных марках США

May 09, 2023

AgSCN как новый материал, транспортирующий дырки, для инвертированных перовскитных солнечных элементов

Mar 24, 2023

Обзор альбома: RIVAL SONS Darkfighter

Отправьте запрос
ПРЕДСТАВЛЯТЬ НА РАССМОТРЕНИЕ

Jun 04, 2023

Металл

Природа (2023)Процитировать это

Природа (2023)Цитировать эту статью

2972 Доступа

180 Альтметрика

Подробности о метриках

В химической эволюции догалактической эры доминировали самые массивные и короткоживущие звезды. На основе численного моделирования уже давно предполагалось, что масса таких звезд первого поколения достигала нескольких сотен масс Солнца1,2,3,4. Прогнозируется, что очень массивные звезды первого поколения с массой от 140 до 260 солнечных масс обогатят раннюю межзвездную среду за счет сверхновых с парной нестабильностью (PISNe)5. Однако десятилетия наблюдательных усилий не смогли однозначно идентифицировать отпечатки таких очень массивных звезд на самых бедных металлами звездах Млечного Пути6,7. Здесь мы сообщаем о химическом составе очень бедной металлами (VMP) звезды с чрезвычайно низким содержанием натрия и кобальта. Содержание натрия по отношению к железу в этой звезде более чем на два порядка ниже, чем у Солнца. Эта звезда демонстрирует очень большую разницу в содержании элементов с нечетным и четным зарядом, таких как натрий/магний и кобальт/никель. Такой своеобразный нечетно-четный эффект, наряду с дефицитом натрия и α-элементов, согласуется с предсказанием возникновения сверхновой с первичной парной нестабильностью (PISN) из звезд с массой более 140 солнечных масс. Это обеспечивает четкую химическую подпись, указывающую на существование очень массивных звезд в ранней Вселенной.

Звезда галактического гало LAMOST J1010+2358 (далее J1010+2358, звездная величина в V-диапазоне V = 16,01) была идентифицирована как звезда VMP с относительно низким содержанием Mg на основании данных многообъектного оптоволоконного спектроскопического телескопа большой площади неба (LAMOST). ) опрос8,9. Анализ спектра высокого разрешения по результатам последующих наблюдений на телескопе Субару (Методы) подтверждает, что J1010+2358 является звездой VMP ([Fe/H] = -2,42) с чрезвычайно низким содержанием α-элементов (например, [Mg/Fe] = −0,66). Более 400 звезд VMP были идентифицированы в результате обзора LAMOST и последующих наблюдений со спектрами высокого разрешения10,11. Ни одна из этих звезд VMP не имеет такого низкого содержания α-элемента. Удивительно низкое отношение α-элементов к железу, а также необычное отсутствие натрия и бария указывают на то, что J1010+2358, возможно, имела историю химического обогащения, совершенно отличную от истории большинства звезд гало.

Содержание Mg, Si, Ca, Ti, Cr, Mn, Fe, Co и Ni, представленное в таблице 1, определяется на основе эквивалентных ширин (EW) на основе одномерной плоскопараллельной модели атмосферы локального термодинамического равновесия (ЛТР)12. Методом спектрального синтеза оценены верхние пределы содержания Na, Sc, Zn, Sr и Ba. Поскольку J1010+2358 является звездой VMP с [Fe/H] = -2,42, химическое содержание J1010+2358 очень своеобразно по сравнению с другими бедными металлами звездами Млечного Пути. Эта звезда имеет подсолнечное соотношение [X/Fe] для Na, Mg, Ca, Ti, Cr, Mn, Co, Ni и Zn. Отношение Na к Fe ([Na/Fe] < -2,02) ниже 1/100 солнечного значения 29, тогда как почти все другие звезды с низким содержанием металлов демонстрируют отношения Na/Fe ([Na/Fe] > -1). более 1/10 солнечной величины (рис. 1). Кроме того, отношение Mg к Fe J1010 + 2358 ([Mg/Fe] = -0,66) существенно ниже, чем типичное соотношение содержания звезд галактического гало с аналогичной металличностью. Содержание Co в этой звезде необычно мало для ее металличности. Что выделяется, так это большая разница между содержанием элементов с нечетным и четным Z, так называемый нечетно-четный эффект, такой как Na / Mg и Co / Ni. Примечательно также отсутствие линий поглощения нейтронозахватывающих элементов, таких как Sr и Ba, в J1010+2358. Верхние пределы содержания Sr и Ba ниже ожидаемых для звезды VMP. Это означает, что нет никаких доказательств обогащения элементами процесса быстрого или медленного захвата нейтронов13.

J1010+2358 показан красными кружками. Черные кружки обозначают звезды с низким содержанием металлов из литературы10,11. Стрелки указывают верхние пределы. Столбики ошибок представляют собой неопределенности 1σ наблюдаемых содержаний.

 +0.3) owing to the chemical enrichment with core-collapse supernovae (CCSNe, enhancement of α elements) and the absence of Type Ia supernova (SN Ia) contributions14 (enhancement of iron). The low abundances of α elements with respect to iron in J1010+2358 show an excessive enrichment of iron. A few metal-poor stars are known to have low α element to iron ratios (α-poor stars)15,16 that are similar to J1010+2358, but none of these stars exhibits such low abundances of iron peak [X/Fe] (for example, Cr, Mn, Co, Ni and Zn) as J1010+2358 (Fig. 2). The model at present 14,16,17 is that the abundance patterns of previously known α-poor stars are the result of large iron yields from SN Ia. Combined with the enrichment of α elements (for example, Mg, Si and Ca) by CCSNe18, the contribution of SN Ia leads to the increase of iron-peak elements only and, thereby, to the decrease of [α/Fe] ratio19. As shown in Fig. 2, the previously known α-poor stars present normal or higher abundances of [Cr/Fe] and [Mn/Fe], along with low α element to iron ratios. By contrast, the abundances of [Cr/Fe] and [Mn/Fe] in J1010+2358 are much lower than those of other stars, ruling out any contribution from SN Ia. In general, the peculiar abundance pattern of J1010+2358 is markedly different from any known stars. Its abundance pattern is not likely to be produced by nucleosynthetic yields of several progenitors, as contributions from normal nucleosynthesis (for example, core-collapse supernova (CCSN) or SN Ia) would obscure such a peculiar feature of chemical abundances. The entire abundance pattern could be produced by nucleosynthesis from a very massive first-generation star, which contributes excess iron into the interstellar medium by means of a PISN5./p> −3), such as J1010+2358, should be formed in PISN-dominated cloud before the birth of the most metal-poor stars with CCSN imprints. Notably, a very low [Mg/Fe] as found for J1010+2358 has been observed in a broad line region in a very-high-redshift quasar27 with a high [Fe/H], for which a large amount of iron contributed by PISNe is suggested. The peculiar abundances of J1010+2358 provide key features for identifying PISN signatures. Detailed studies of VMP stars included in the large stellar abundance databases28 will facilitate the discovery of more PISN-dominated stars and provide an essential clue to constraining the initial mass function in the early universe./p>