Новости

Apr 02, 2023

Металл

Природа (2023)Процитировать это

Природа (2023)Цитировать эту статью

32 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.