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Apr 02, 2023

Un metallo

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Le stelle più massicce e dalla vita più breve dominano l'evoluzione chimica dell'era pre-galattica. Sulla base di simulazioni numeriche si è a lungo ipotizzato che la massa di queste stelle di prima generazione raggiungesse diverse centinaia di masse solari1,2,3,4. Si prevede che le stelle molto massicce di prima generazione, con un intervallo di massa compreso tra 140 e 260 masse solari, arricchiranno il primo mezzo interstellare attraverso supernove a instabilità di coppia (PISNe)5. Decenni di sforzi osservativi, tuttavia, non sono stati in grado di identificare in modo univoco le impronte di stelle così massicce sulle stelle più povere di metalli nella Via Lattea6,7. Qui riportiamo la composizione chimica di una stella molto povera di metalli (VMP) con abbondanze di sodio e cobalto estremamente basse. Il sodio rispetto al ferro in questa stella è più di due ordini di grandezza inferiore a quello del Sole. Questa stella mostra una variabilità molto ampia nell'abbondanza tra gli elementi con numero di carica pari e dispari, come sodio/magnesio e cobalto/nichel. Questo peculiare effetto pari-dispari, insieme alle carenze di sodio e di elementi α, sono coerenti con la previsione della supernova primordiale di instabilità di coppia (PISN) da stelle più massicce di 140 masse solari. Ciò fornisce una chiara firma chimica che indica l’esistenza di stelle molto massicce nell’universo primordiale.

La stella dell'alone galattico LAMOST J1010+2358 (di seguito, J1010+2358, magnitudine in banda V V = 16,01) è stata identificata come una stella VMP con un'abbondanza di Mg relativamente bassa in base al Large Sky Area Multi-Object Fiber Spectroscopic Telescope (LAMOST ) sondaggio8,9. L'analisi dello spettro ad alta risoluzione derivante dall'osservazione successiva con il telescopio Subaru (Metodi) conferma che J1010+2358 è una stella VMP ([Fe/H] = −2,42) con abbondanze di elementi α estremamente basse (ad esempio, [Mg/Fe] = −0,66). Sono state identificate più di 400 stelle VMP dall'indagine LAMOST e da osservazioni di follow-up con spettri ad alta risoluzione10,11. Nessuna di queste stelle VMP mostra un’abbondanza così bassa di elementi α. Il rapporto notevolmente basso tra elementi α e ferro, insieme all'insolita assenza di sodio e bario, indica che J1010+2358 potrebbe aver registrato una storia di arricchimento chimico completamente diversa da quella della maggior parte delle stelle dell'alone.

Le abbondanze di Mg, Si, Ca, Ti, Cr, Mn, Fe, Co e Ni mostrate nella Tabella 1 sono determinate dalle larghezze equivalenti (EW) basate sulle atmosfere del modello di equilibrio termodinamico locale (LTE) unidimensionale piano parallelo12. I limiti superiori delle abbondanze di Na, Sc, Zn, Sr e Ba sono stimati mediante il metodo della sintesi spettrale. Essendo una stella VMP con [Fe/H] = −2,42, le abbondanze chimiche di J1010+2358 sono molto peculiari rispetto ad altre stelle povere di metalli nella Via Lattea. Questa stella ha rapporti sub-solari [X/Fe] per Na, Mg, Ca, Ti, Cr, Mn, Co, Ni e Zn. Il suo rapporto Na/Fe ([Na/Fe] < −2,02) è inferiore a 1/100 del valore solare 29, mentre quasi tutte le altre stelle povere di metalli presentano rapporti Na/Fe ([Na/Fe] > −1). maggiore di 1/10 del valore solare (Fig. 1). Inoltre, il rapporto Mg/Fe di J1010+2358 ([Mg/Fe] = −0,66) è sostanzialmente inferiore al tipico rapporto di abbondanza delle stelle dell'alone galattico con metallicità simili. L'abbondanza di Co in questa stella è insolitamente bassa per la sua metallicità. Ciò che risalta è la grande varianza tra le abbondanze elementari Z dispari e Z pari, il cosiddetto effetto pari-dispari, come Na/Mg e Co/Ni. Notevole è anche l'assenza di linee di assorbimento di elementi di cattura di neutroni come Sr e Ba in J1010+2358. I limiti superiori delle abbondanze di Sr e Ba sono inferiori a quanto previsto per una stella VMP. Ciò implica che non vi è alcuna prova di un arricchimento degli elementi del processo di cattura neutronica rapida o lenta13.

J1010+2358 è mostrato come cerchi rossi. I cerchi neri indicano le stelle povere di metalli della letteratura10,11. Le frecce indicano i limiti superiori. Le barre di errore rappresentano incertezze 1σ delle abbondanze osservate.