search
itItaliano
banner
Casa / Notizia / Un metallo
Notizia
pageSearch
Ultime notizie

Un metallo

May 15, 2023May 15, 2023

Natura (2023) Cita questo articolo

127 Altmetrico

Dettagli sulle metriche

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.

 +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>

Precedente: American Resources sigla un accordo per l'acquisto di minerali di litio spodumene in Sud Africa per un'ulteriore raffinazione Prossimo: 3 azioni aurifere da acquistare prima che il metallo prezioso raggiunga i 2.500 dollari
Invia richiesta
Inviare