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Natureza (2023) Citar isto

Natureza (2023) Citar este artigo

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As estrelas mais massivas e de vida mais curta dominam a evolução química da era pré-galáctica. Com base em simulações numéricas, especula-se há muito tempo que a massa dessas estrelas de primeira geração chegava a várias centenas de massas solares1,2,3,4. Prevê-se que as estrelas muito massivas de primeira geração com uma faixa de massa de 140 a 260 massas solares enriqueçam o meio interestelar inicial por meio de supernovas de instabilidade de pares (PISNe)5. Décadas de esforços observacionais, no entanto, não foram capazes de identificar exclusivamente as impressões de tais estrelas massivas nas estrelas mais pobres em metal da Via Láctea6,7. Aqui relatamos a composição química de uma estrela muito pobre em metais (VMP) com abundâncias extremamente baixas de sódio e cobalto. O sódio em relação ao ferro nesta estrela é mais de duas ordens de grandeza inferior ao do Sol. Esta estrela exibe uma variação de abundância muito grande entre os elementos de número par e ímpar, como sódio/magnésio e cobalto/níquel. Esse efeito ímpar-par peculiar, juntamente com deficiências de elementos de sódio e α, são consistentes com a previsão de supernova de instabilidade de par primordial (PISN) de estrelas com mais massa do que 140 massas solares. Isso fornece uma assinatura química clara indicando a existência de estrelas muito massivas no início do universo.

A estrela do halo galáctico LAMOST J1010+2358 (daqui em diante, J1010+2358, magnitude da banda V V = 16,01) foi identificada como uma estrela VMP por ter uma abundância de Mg relativamente baixa com base no Telescópio Espectroscópico de Fibra Multiobjeto Grande Área do Céu (LAMOST ) pesquisa8,9. A análise do espectro de alta resolução da observação de acompanhamento com o Telescópio Subaru (Métodos) confirma que J1010+2358 é uma estrela VMP ([Fe/H] = −2,42) com abundâncias de elementos α extremamente baixas (por exemplo, [Mg/Fe] = −0,66). Mais de 400 estrelas VMP foram identificadas a partir do levantamento LAMOST e observações de acompanhamento com espectros de alta resolução10,11. Nenhuma dessas estrelas VMP exibe abundâncias de elementos α tão baixas. As proporções notavelmente baixas de elementos α para ferro, juntamente com a ausência incomum de sódio e bário, indicam que J1010+2358 pode ter registrado uma história de enriquecimento químico completamente diferente daquela da maioria das estrelas do halo.

As abundâncias de Mg, Si, Ca, Ti, Cr, Mn, Fe, Co e Ni mostradas na Tabela 1 são determinadas a partir das larguras equivalentes (EWs) com base em atmosferas modelo de equilíbrio termodinâmico local (LTE) unidimensional plano paralelo (LTE)12. Os limites superiores das abundâncias de Na, Sc, Zn, Sr e Ba são estimados pelo método de síntese de espectro. Como uma estrela VMP com [Fe/H] = −2,42, as abundâncias químicas de J1010+2358 são muito peculiares em comparação com outras estrelas pobres em metais da Via Láctea. Esta estrela tem proporções subsolares [X/Fe] para Na, Mg, Ca, Ti, Cr, Mn, Co, Ni e Zn. Sua razão Na para Fe ([Na/Fe] < −2,02) é menor que 1/100 do valor solar 29, enquanto quase todas as outras estrelas pobres em metais exibem razões Na/Fe ([Na/Fe] > −1) superior a 1/10 do valor solar (Fig. 1). Além disso, a proporção de Mg para Fe de J1010+2358 ([Mg/Fe] = −0,66) é substancialmente menor do que a proporção de abundância típica das estrelas do halo galáctico com metalicidades semelhantes. A abundância de Co nesta estrela é extraordinariamente baixa para sua metalicidade. O que se destaca é a grande variação entre as abundâncias elementares ímpar-Z e par-Z, o chamado efeito ímpar-par, como Na/Mg e Co/Ni. A ausência de linhas de absorção de elementos de captura de nêutrons como Sr e Ba em J1010+2358 também é notável. Os limites superiores das abundâncias de Sr e Ba são menores do que o esperado para uma estrela VMP. Isso implica que não há evidências de enriquecimento de elementos do processo de captura rápida ou lenta de nêutrons13.

J1010+2358 é mostrado como os círculos vermelhos. Os círculos pretos indicam as estrelas pobres em metais da literatura10,11. As setas indicam os limites superiores. As barras de erro são incertezas de 1σ das abundâncias observadas.

 +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>