Ein Metall

Jan 03, 2024

Natur (2023)Diesen Artikel zitieren

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Die massereichsten und kurzlebigsten Sterne dominieren die chemische Entwicklung der vorgalaktischen Ära. Auf der Grundlage numerischer Simulationen wird seit langem spekuliert, dass die Masse solcher Sterne der ersten Generation bis zu mehreren hundert Sonnenmassen betrug1,2,3,4. Es wird vorhergesagt, dass die sehr massereichen Sterne der ersten Generation mit einem Massenbereich von 140 bis 260 Sonnenmassen das frühe interstellare Medium durch Paarinstabilitäts-Supernovae (PISNe) anreichern5. Durch jahrzehntelange Beobachtungsbemühungen war es jedoch nicht möglich, die Abdrücke solch massereicher Sterne auf den metallärmsten Sternen der Milchstraße eindeutig zu identifizieren6,7. Hier berichten wir über die chemische Zusammensetzung eines sehr metallarmen (VMP) Sterns mit extrem geringen Natrium- und Kobalthäufigkeiten. Der Natriumgehalt im Verhältnis zu Eisen ist in diesem Stern um mehr als zwei Größenordnungen niedriger als der der Sonne. Dieser Stern weist eine sehr große Häufigkeitsvarianz zwischen Elementen mit ungerader und gerader Ladungszahl auf, wie z. B. Natrium/Magnesium und Kobalt/Nickel. Dieser eigentümliche Ungerade-Gerade-Effekt sowie der Mangel an Natrium und α-Elementen stehen im Einklang mit der Vorhersage einer Supernova mit primordialer Paarinstabilität (PISN) bei Sternen mit mehr als 140 Sonnenmassen. Dies liefert eine klare chemische Signatur, die auf die Existenz sehr massereicher Sterne im frühen Universum hinweist.

Der galaktische Halostern LAMOST J1010+2358 (im Folgenden J1010+2358, V-Band-Magnitude V = 16,01) wurde auf Grundlage des Large Sky Area Multi-Object Fiber Spectroscopic Telescope (LAMOST) als VMP-Stern mit einer relativ geringen Mg-Häufigkeit identifiziert ) Umfrage8,9. Die Analyse des hochauflösenden Spektrums aus Folgebeobachtungen mit dem Subaru-Teleskop (Methoden) bestätigt, dass J1010+2358 ein VMP-Stern ([Fe/H] = −2,42) mit extrem geringen α-Elementhäufigkeiten ist (z. B. [Mg/Fe] = −0,66). Mehr als 400 VMP-Sterne wurden aus der LAMOST-Durchmusterung und Folgebeobachtungen mit hochauflösenden Spektren identifiziert10,11. Keiner dieser VMP-Sterne weist eine derart geringe Häufigkeit von α-Elementen auf. Das bemerkenswert niedrige Verhältnis von α-Elementen zu Eisen sowie das ungewöhnliche Fehlen von Natrium und Barium deuten darauf hin, dass J1010+2358 möglicherweise eine chemische Anreicherungsgeschichte verzeichnet hat, die sich völlig von der der meisten Halosterne unterscheidet.

Die in Tabelle 1 gezeigten Häufigkeiten von Mg, Si, Ca, Ti, Cr, Mn, Fe, Co und Ni werden aus den Äquivalentbreiten (EWs) auf der Grundlage eindimensionaler planparalleler lokaler thermodynamischer Gleichgewichtsmodellatmosphären (LTE) ermittelt12. Die Obergrenzen der Na-, Sc-, Zn-, Sr- und Ba-Häufigkeiten werden mit der Spektrumsynthesemethode geschätzt. Als VMP-Stern mit [Fe/H] = −2,42 sind die chemischen Häufigkeiten von J1010+2358 im Vergleich zu anderen metallarmen Sternen in der Milchstraße sehr eigenartig. Dieser Stern weist subsolare [X/Fe]-Verhältnisse für Na, Mg, Ca, Ti, Cr, Mn, Co, Ni und Zn auf. Sein Na-Fe-Verhältnis ([Na/Fe] < −2,02) beträgt weniger als 1/100 des Sonnenwerts 29, wohingegen fast alle anderen metallarmen Sterne Na/Fe-Verhältnisse aufweisen ([Na/Fe] > −1). größer als 1/10 des Solarwerts (Abb. 1). Darüber hinaus ist das Mg-Fe-Verhältnis von J1010+2358 ([Mg/Fe] = −0,66) wesentlich niedriger als das typische Häufigkeitsverhältnis der galaktischen Halosterne mit ähnlichen Metallizitäten. Die Häufigkeit von Co in diesem Stern ist für seine Metallizität ungewöhnlich gering. Was auffällt, ist die große Varianz zwischen den ungeraden Z- und geraden Z-Elementhäufigkeiten, der sogenannte ungerade-gerade-Effekt, wie z. B. Na/Mg und Co/Ni. Bemerkenswert ist auch das Fehlen von Absorptionslinien von Neutroneneinfangelementen wie Sr und Ba in J1010+2358. Die Obergrenzen der Häufigkeit von Sr und Ba sind niedriger als für einen VMP-Stern erwartet. Dies bedeutet, dass es keine Hinweise auf eine Anreicherung schneller oder langsamer Neutroneneinfangprozesselemente gibt13.

J1010+2358 wird als rote Kreise angezeigt. Die schwarzen Kreise markieren die metallarmen Sterne aus der Literatur10,11. Die Pfeile geben die Obergrenzen an. Die Fehlerbalken sind 1σ-Unsicherheiten der beobachteten Häufigkeiten.

Die metallarmen Sterne im galaktischen Halo besitzen typischerweise eine erhöhte Häufigkeit von α-Elementen ([Mg/Fe] > +0,3), was auf die chemische Anreicherung mit Kernkollaps-Supernovae (CCSNe, Verstärkung von α-Elementen) und das Fehlen von Typ Ia zurückzuführen ist Beiträge zur Supernova (SN Ia)14 (Verstärkung von Eisen). Die geringe Häufigkeit von α-Elementen in Bezug auf Eisen in J1010+2358 zeigt eine übermäßige Eisenanreicherung. Es ist bekannt, dass einige metallarme Sterne ein niedriges α-Element-Eisen-Verhältnis haben (α-arme Sterne)15,16, das J1010+2358 ähnelt, aber keiner dieser Sterne weist eine so geringe Häufigkeit des Eisenpeaks [X/Fe] auf. (zum Beispiel Cr, Mn, Co, Ni und Zn) als J1010+2358 (Abb. 2). Das aktuelle Modell 14,16,17 besagt, dass die Häufigkeitsmuster bisher bekannter α-armer Sterne das Ergebnis großer Eisenausbeuten von SN Ia sind. In Kombination mit der Anreicherung von α-Elementen (z. B. Mg, Si und Ca) durch CCSNe18 führt der Beitrag von SN Ia nur zu einem Anstieg der Eisen-Peak-Elemente und damit zu einer Abnahme des [α/Fe]-Verhältnisses19. Wie in Abb. 2 gezeigt, weisen die bisher bekannten α-armen Sterne normale oder höhere Häufigkeiten von [Cr/Fe] und [Mn/Fe] sowie niedrige Verhältnisse von α-Element zu Eisen auf. Im Gegensatz dazu ist die Häufigkeit von [Cr/Fe] und [Mn/Fe] in J1010+2358 viel geringer als die anderer Sterne, sodass ein Beitrag von SN Ia ausgeschlossen ist. Im Allgemeinen unterscheidet sich das eigentümliche Häufigkeitsmuster von J1010+2358 deutlich von allen bekannten Sternen. Sein Häufigkeitsmuster wird wahrscheinlich nicht durch nukleosynthetische Ausbeuten mehrerer Vorläufer erzeugt, da Beiträge der normalen Nukleosynthese (z. B. Kernkollaps-Supernova (CCSN) oder SN Ia) ein solch besonderes Merkmal chemischer Häufigkeiten verschleiern würden. Das gesamte Häufigkeitsmuster könnte durch Nukleosynthese aus einem sehr massereichen Stern der ersten Generation erzeugt werden, der mithilfe eines PISN5 überschüssiges Eisen in das interstellare Medium einbringt.

Die roten Kreise bezeichnen J1010+2358. Die offenen Symbole weisen auf vier bisher bekannte metallarme Sterne mit subsolaren [Mg/Fe]-Verhältnissen hin. Die Häufigkeit dieser α-armen metallarmen Sterne (−2,46 ≤ [Fe/H] ≤ −1,91) wurde auf der Grundlage hochauflösender spektroskopischer Analysen gut untersucht15,16. Die schattierten Regionen zeigen die Häufigkeit anderer metallarmer Sterne aus der Literatur10,11. Die Pfeile stellen die Obergrenzen dar.

Wir vergleichen das beobachtete Häufigkeitsmuster von J1010+2358 mit theoretischen Vorhersagen zu den Nukleosyntheseausbeuten von CCSNe und PISNe (Abb. 3). Es wird angenommen, dass die Entwicklung massereicher erster Sterne mit Anfangsmassen von etwa 10–140 M⊙ am Ende zum Kollaps des Eisenkerns und zur Explosion als CCSNe führt. Es wird erwartet, dass die nicht rotierenden Sterne mit Heliumkernmassen von etwa 65–130 M⊙ (entsprechend den Anfangsmassen massereicher Hauptreihensterne des Nullalters von 140–260 M⊙) zur Bildung von Elektron-Positron-Paaren führen ( e+/e−) vor der Sauerstoffzündung, was zu einer schnellen Kontraktion und der Zündung einer explosiven Sauerstoffverbrennung führt. Dieser Prozess führt schließlich zu einem energiereichen thermonuklearen Durchgehen, das als PISN bezeichnet wird und eine große Menge schwerer Elemente ausstößt und keine Überreste zurücklässt. Die PISNe verlangen von ihren Vorläufern einen Heliumkern mit einer Masse von mehr als 65 M⊙, was nur bei extrem niedriger Metallizität erfüllt werden kann, da ein sehr massereicher Stern bei hoher Metallizität einen zu starken Massenverlust durch Sternwinde auslöst, um einen massiven Heliumkern zu bilden.

Die chemischen Häufigkeiten von J1010+2358 im Vergleich zu den Vorhersagen aus drei theoretischen Supernova-Modellen5,18: ein 10-M⊙ CCSN (a); ein 85-M⊙ CCSN (b); ein 260-M⊙-PISN mit einem 130-M⊙-He-Kern (c). Die Fehlerbalken sind 1σ-Unsicherheiten der beobachteten Häufigkeiten.

Wie in Abb. 3 gezeigt, sind das beobachtete Verhältnis von [Mg/Fe] und die Obergrenze von [Na/Fe] in J1010+2358 viel kleiner als diejenigen aus theoretischen Vorhersagen von CCSNe, was die Möglichkeit eines beobachteten Häufigkeitsmusters ausschließt von J1010+2358 resultiert aus der Nukleosynthese eines CCSN. Darüber hinaus stimmen die niedrigen [Cr/Fe]-, [Mn/Fe]- und [Co/Fe]-Verhältnisse nicht mit den Erwartungen von CCSNe überein. Die PISN-Modelle5 für nichtrotierende Vorläufer ohne Metallizität mit Anfangsmassen von 140–260 M⊙, die unter Verwendung des eindimensionalen impliziten Hydrodynamikcodes KEPLER20,21 berechnet wurden, werden auch mit dem Häufigkeitsmuster von J1010+2358 zur Untersuchung der Anreicherung verglichen Quelle. Die vom PISN-Modell vorhergesagten Nukleosyntheseausbeuten mit einer Anfangsmasse von 260 M⊙ können das beobachtete Häufigkeitsmuster von J1010+2358 genau reproduzieren (Abb. 3). Der Ungerade-Gerade-Effekt in PISNe ist wesentlich größer als der in CCSNe (Lit. 22), was gut mit der Tatsache übereinstimmt, dass J1010+2358 im Vergleich zu anderen metallarmen Sternen in der Milchstraße einen stärkeren Ungerade-Gerade-Effekt aufweist. Das Fehlen von Neutroneneinfangelementen in J1010+2358 stimmt auch gut mit der Erwartung von PISNe mit geringer Metallizität überein. Angesichts des Mangels an schweren Keimen und nennenswerten Neutronenquellen bei der Heliumverbrennung ist in PISNe mit geringer Metallizität kein S-Prozess zu erwarten. Außerdem erfordert die Herstellung von R-Prozess-Elementen eine sehr neutronenreiche Umgebung. Der Neutronenmangel wird in PISNe vorhergesagt, was zum Fehlen des R-Prozesses in PISNe führt. Die in J1010+2358 beobachteten geringen Häufigkeitsverhältnisse von [Na/Fe], [Mg/Fe], [Mn/Fe] und [Co/Fe] lassen stark auf einen PISN-Beitrag schließen. Die Eisenspitzenelemente in PISNe werden hauptsächlich durch die unvollständige Si-Verbrennung erzeugt und die Bereiche mit unvollständiger Si-Verbrennung in PISNe sind viel kleiner als die in CCSNe, was zu einer geringen Produktion von Mn und Co in PISNe führt. Die Produktion von Na erfordert überschüssige Neutronen und reagiert sehr empfindlich auf die anfängliche Metallizität in PISNe. Die Neutronisierung während der letzten Entwicklungsstadien in PISNe ist viel weniger ausgeprägt als in CCSNe, was zu einem bemerkenswerten Mangel an ungeradzahlig geladenen Kernen im Vergleich zu gerade geladenen Kernen bei der Nukleosynthese von PISNe führt. Es wird erwartet, dass die Ausbeute an α-Elementen wie Mg für massive PISN-Vorläufermodelle mit geringer Metallizität ineffizient ist.

Die Entdeckung von J1010+2358 hat eine klare chemische Signatur für die Existenz von PISNe aus sehr massereichen ersten Sternen geliefert. Seine Metallizität ([Fe/H] = −2,42) zeigt, dass die Sterne der zweiten Generation, die in dem durch Supernovae der ersten massereichen metallfreien Sterne angereicherten Material gebildet werden, nicht extrem metallarm sein müssen ([Fe/H] < −). 3)23,24,25. Die extrem metallarmen Sterne entstehen im reinen Gas, das durch sehr wenige CCSNe aus Sternen der Population III7,26 mit Massen von weniger als 100 M⊙ verunreinigt ist. Angesichts der Tatsache, dass solche Sterne der Population III (<100 M⊙) länger leben als die Vorläufer (140–260 M⊙) von PISNe, den Sternen der zweiten Generation mit relativ hohen Metallizitäten ([Fe/H] > −3), wie etwa J1010 +2358, sollte in der von PISN dominierten Wolke vor der Geburt der metallärmsten Sterne mit CCSN-Prägungen gebildet werden. Bemerkenswerterweise wurde ein sehr niedriger [Mg/Fe]-Wert, wie er für J1010+2358 gefunden wurde, in einem breiten Linienbereich in einem Quasar mit sehr hoher Rotverschiebung27 und einem hohen [Fe/H]-Wert beobachtet, zu dem eine große Menge Eisen beitrug PISNe wird empfohlen. Die besondere Häufigkeit von J1010+2358 bietet wichtige Merkmale zur Identifizierung von PISN-Signaturen. Detaillierte Studien von VMP-Sternen, die in den großen Datenbanken zur Sternhäufigkeit28 enthalten sind, werden die Entdeckung weiterer PISN-dominierter Sterne erleichtern und einen wesentlichen Hinweis zur Eingrenzung der anfänglichen Massenfunktion im frühen Universum liefern.

Die hochauflösende (R = 36.000) spektroskopische Beobachtung von LAMOST J1010+2358 wurde am 3. Juni 2015 mit Subaru/High Dispersion Spectrograph (HDS)30 erhalten. Die hochauflösenden Spektren decken den Wellenlängenbereich von 4.000–6.800 Å mit a ab Lücke von 5.330–5.430 Å. Das Auflösungsvermögen von R ≈ 36.000 wird durch Verwendung eines 1,0-Bogensekunden-Spalts und 2 × 2 CCD-Pixel-Binning erreicht. Die Signal-Rausch-Verhältnisse bei 4.300 und 5.000 Å betragen 50 bzw. 70. Die Datenreduktion, einschließlich Bias-Korrektur, Flat Fielding, Streulichtsubtraktion und Wellenlängenkalibrierung, wurde mit dem IRAF-Echelle-Paket durchgeführt.

Die Radialgeschwindigkeit von J1010+2358 wurde anhand von Fe I-Linien gemessen, die für die Häufigkeitsanalyse verwendet werden. Die aus den hochauflösenden Spektren abgeleiteten heliozentrischen Radialgeschwindigkeiten von −101,8 ± 0,7 km s−1 stimmen gut mit denen aus den LAMOST-Spektren überein. Die EWs isolierter Absorptionslinien wurden durch Anpassen von Gaußschen Profilen an den IRAF-Task-Slot unter Verwendung einer aus der Literatur zusammengestellten Linienliste gemessen31,32. Die kinematische Analyse zeigt, dass es sich bei diesem Stern um einen galaktischen Halostern auf einer retrograden Umlaufbahn handelt.

Sternparameter, einschließlich effektiver Temperatur (Teff), Oberflächengravitation (log g) und mikroturbulenter Geschwindigkeit (vt), werden spektroskopisch aus isolierten Absorptionslinien von Fe basierend auf den LTE-Modellatmosphären bestimmt12. Die Häufigkeiten einzelner Fe I- und Fe II-Linien werden mithilfe des MOOG-Programms33 ermittelt. Teff wird dadurch bestimmt, dass die von einzelnen Fe I-Linien abgeleiteten Häufigkeiten unabhängig von ihrem Anregungspotential sein müssen. Wir schätzen Teff auch anhand der (V–K)0-Farben34 (Teff = 5.810 K), was gut mit dem Wert aus der spektroskopischen Analyse übereinstimmt. Die Oberflächengravitation wird aus dem Ionisationsgleichgewicht zwischen Fe I und Fe II abgeleitet. Die mikroturbulente Geschwindigkeit wird aus einzelnen Fe I-Linien geschätzt, indem die abgeleiteten Häufigkeiten unabhängig von ihren EWs sein müssen.

Die Häufigkeiten der meisten Elemente, die leichter als Zn sind, werden aus EWs basierend auf den angenommenen Sternparametern bestimmt. Die Obergrenzen der Na-, Sc-, Zn-, Sr- und Ba-Häufigkeiten werden durch Spektrumsynthese geschätzt. Darüber hinaus werden die aus der EW-Analyse ermittelten Häufigkeiten anderer Elemente als Fe auch durch Spektrumsynthese bestätigt. Für die Linien Sc II, Mn I und Co I wird der Effekt der Hyperfeinaufspaltung in die Häufigkeitsbestimmung einbezogen, indem die Daten in der Datenbank von Kurucz verwendet werden. Beide Na I-Linien bei 5.889 Å und 5.895 Å sind für EW-Messungen zu schwach. Die Obergrenze der Na-Häufigkeit wird aus der Synthese der Na I 5.889 Å-Linie bestimmt. Wir stellen fest, dass die Na-Häufigkeit ([Na/Fe] < −2,02) von J1010+2358 im Vergleich zu anderen metallarmen Sternen extrem gering ist. Ein Teil des Spektrums eines Vergleichssterns LAMOST J0626+6032 (Teff = 5.863 K, log g = 3,73, [Fe/H] = −2,39, [Na/Fe] = +0,89) ist in Extended Data Abb. 1 dargestellt zu Vergleichszwecken. Das Spektrum des Vergleichssterns wurde von Subaru/HDS mit dem gleichen Aufbau aufgenommen. Zu den α-Elementen mit erkennbaren Linien gehören Mg, Si, Ca und Ti. Die Mg-Linien bei 4.702, 5.172 und 5.183 Å wurden zur Bestimmung der Mg-Häufigkeit verwendet. Die [X/Fe]-Verhältnisse für Mg, Ca und Ti sind subsolar, wohingegen [Si/Fe] leicht erhöht ist. Im Spektrum ist keine Absorptionslinie von Neutroneneinfangelementen erkennbar. Die oberen Grenzen von Sr und Ba werden aus Sr II 4.077 Å bzw. Ba II 4.554 Å geschätzt. Der Teil des Spektrums von J1010+2358 um Ba II 4.554 Å ist zum Vergleich in Extended Data Abb. 1 dargestellt. Das Kohlenstoffmerkmal konnte anhand der Molekülbande von CH bei 4.315 Å nicht nachgewiesen werden. Nicht-LTE-Korrekturen werden für Linien aus Na, Mg, Si, Ca, Cr, Mn und Fe geschätzt (Ref. 35,36,37,38). Die Nicht-LTE-Korrekturen für Na I, Mg I, Si I, Mn I und Fe I betragen weniger als +0,1 Dex, während die Korrekturen für Ca I und Cr I jeweils +0,16 Dex und +0,21 Dex betragen. Das PISN-Modell ist immer noch das am besten geeignete Modell, wenn die Nicht-LTE-Korrekturen in den Vergleich zwischen dem beobachteten Häufigkeitsmuster und den SN-Ertragsmodellen einbezogen werden.

Der Suchalgorithmus STARFIT18 vergleicht die beobachteten Häufigkeiten von J1010+2358 mit einer großen Anzahl von SN-Ertragsmodellen in der Literatur39,40,41,42,43,44 und bestimmt, dass das am besten passende Modell ein 260-M⊙ PISN mit a ist 130-M⊙ He-Kern. Eines der wichtigsten Merkmale von J1010+2358 ist, dass seine [Na/Fe]- und [Mg/Fe]-Verhältnisse viel niedriger sind als die anderer metallarmer Sterne in der Milchstraße mit ähnlichen Metallizitäten. Es ist unmöglich, solch ein geringes [Na/Fe]- und [Mg/Fe]-Häufigkeitsmuster zu reproduzieren, indem man die Beiträge von CCSNe annimmt, da normales CCSNe niemals ein sehr niedriges [α/Fe]-Verhältnis erzeugen kann45. CCSNe mit einer höheren Explosionsenergie scheinen in der Lage zu sein, die Verhältnisse von [Na/Fe] und [Mg/Fe] zu reduzieren (auch wenn es immer noch schwierig ist, die in J1010+2358 beobachteten niedrigen Ausbeuten zu erreichen), aber sie produzieren zu hohe [Si/Fe] und [Co/Fe] stimmen mit den Beobachtungen von J1010+2358 überein (Lit. 15,45). Daher kann die Möglichkeit von CCSNe als Anreicherungsquelle von J1010+2358 ausgeschlossen werden.

Die bisher bekannten α-armen Sterne wurden im Allgemeinen durch die nukleosynthetischen Ausbeuten von SN Ia zusammen mit einem Beitrag eines CCSN erklärt. Es wird erwartet, dass die Kombination eines SN Ia und eines normalen CCSN ein niedriges [α/Fe]-Verhältnis aufgrund der durch SN Ia verursachten Eisenverstärkung erzeugt, was zur Erklärung des in J1010+2358 beobachteten niedrigen [α/Fe]-Verhältnisses erforderlich ist . Die in J1010+2358 beobachteten niedrigen [Na/Fe]-, [Cr/Fe]- und [Mn/Fe]-Verhältnisse stehen jedoch im Widerspruch zu den Ertragserwartungen der SN Ia-Modelle46,47 (Extended Data Abb. 2). Es wird darauf hingewiesen, dass eine Kombination aus Hypernovae48 und SNe Ia mit einer Sub-Chandrasekhar-Masse (Ref. 49,50) einen niedrigeren [Mn/Fe]-Wert erzeugen kann. Die theoretischen Vorhersagen für [Si/Fe], [Ti/Fe] und [Co/Fe] aus einer solchen Kombination unterscheiden sich jedoch erheblich von den beobachteten Häufigkeiten von J1010+2358. Darüber hinaus würde der lange Abstand zwischen den beiden Vorläufern zu einer Anreicherung durch normales CCSNe führen, was nicht mit dem beobachteten Häufigkeitsmuster dieses Sterns übereinstimmt.

Die in dieser Analyse verwendeten Daten sind im Archiv des japanischen virtuellen Observatoriums verfügbar (http://jvo.nao.ac.jp/portal/top-page.do).

Der MOOG-Code für die Sternlinienanalyse und Spektrumsynthese ist unter https://www.as.utexas.edu/~chris/moog.html verfügbar. Das STARFIT-Tool zum Finden des am besten passenden SN-Ertragsmodells ist unter https://starfit.org verfügbar.

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Diese Studie wird von der National Natural Science Foundation of China unter den Fördernummern unterstützt. 11988101, 11890694, 12222305, 12288102 und 12090040, das National Key R&D Program of China Nr. 2019YFA0405500, JSPS-CAS Joint Research Program und das International Partnership Program von CAS Grant No. 178GJHZ2022040GC. Q.-FX dankt der Youth Innovation Promotion Association der Chinese Academy of Sciences (Nr. 2020058) für die Unterstützung. AH dankt für die Softwareentwicklungsunterstützung durch das ADACS-Programm von Astronomy Australia Limited (AHeger_2022B, AHeger_2023A). WA und MNI werden durch JSPS KAKENHI-Zuschussnummern unterstützt. JP21H04499 und JP20H05855. Die Finanzierung für LAMOST (http://www.lamost.org) wurde von der chinesischen Nationalen Entwicklungs- und Reformkommission bereitgestellt. LAMOST wird von den National Astronomical Observatories der Chinesischen Akademie der Wissenschaften betrieben und verwaltet. Dieses Papier enthält Daten, die am Subaru-Teleskop gesammelt wurden, das vom Nationalen Astronomischen Observatorium Japans betrieben wird. Wir fühlen uns geehrt und sind dankbar für die Gelegenheit, das Universum von Maunakea aus beobachten zu können, das für Hawaii von kultureller, historischer und natürlicher Bedeutung ist.

CAS Key Laboratory of Optical Astronomy, National Astronomical Observatories, Chinesische Akademie der Wissenschaften, Peking, China

Qian-Fan Xing, Gang Zhao, Yu-Qin Chen, Hai-Ning Li und Jing-Kun Zhao

Fakultät für Astronomie und Weltraumwissenschaften, Universität der Chinesischen Akademie der Wissenschaften, Peking, China

Gang Zhao, Zheng-Wei Liu, Zhan-Wen Han und Yu-Qin Chen

Yunnan-Observatorien, Chinesische Akademie der Wissenschaften, Kunming, China

Zheng-Wei Liu & Zhan-Wen Han

Schlüssellabor für die Struktur und Entwicklung himmlischer Objekte, Chinesische Akademie der Wissenschaften, Kunming, China

Zheng-Wei Liu & Zhan-Wen Han

Fakultät für Physik und Astronomie, Monash University, Clayton, Victoria, Australien

Alexander Heger

Kompetenzzentrum des Australian Research Council für alle Himmelsastrophysik in 3 Dimensionen (ASTRO 3D), Sydney, New South Wales, Australien

Alexander Heger

Nationales Astronomisches Observatorium Japans (NAOJ), Mitaka, Japan

Wako Aoki & Miho N. Ishigaki

Astronomisches Wissenschaftsprogramm, The Graduate University for Advanced Studies (SOKENDAI), Mitaka, Japan

Wako Aoki & Miho N. Ishigaki

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Q.-FX identifizierte den Star und leitete die Datenanalyse und das Verfassen des Manuskripts. GZ hat diese Studie vorgeschlagen und initiiert und die Diskussion geleitet. Z.-WL, AH und Z.-WH leiteten gemeinsam den Vergleich zwischen den SN-Ertragsmodellen und den beobachteten Häufigkeiten und trugen zur Interpretation der beobachteten Ergebnisse bei. WA, Y.-QC, MNI, H.-NL und J.-KZ trugen zur Nachbeobachtung und Häufigkeitsanalyse bei. Alle Autoren trugen zu den Diskussionen und der Erstellung des Manuskripts bei.

Korrespondenz mit Gang Zhao.

Die Autoren geben an, dass keine Interessenkonflikte bestehen.

Nature dankt Timothy Beers und Chiaki Kobayashi für ihren Beitrag zum Peer-Review dieser Arbeit.

ist für dieses Papier unter https://doi.org/10.1038/s41586-023-06028-1 verfügbar.

Anmerkung des Herausgebers Springer Nature bleibt hinsichtlich der Zuständigkeitsansprüche in veröffentlichten Karten und institutionellen Zugehörigkeiten neutral.

Das beobachtete Spektrum von J1010+2358 (gefüllte Kreise: Teff = 5.860 K; log g = 3,6; [Fe/H] = −2,42) wird mit einem Vergleichsstern J0626+6032 (blaue Linien: Teff = 5.863 K; log g) gezeigt = 3,73; [Fe/H] = −2,39). Die chemischen Häufigkeiten ([Na/Fe] = +0,89 ± 0,08; [Mg/Fe] = +0,21 ± 0,06; [Ba/Fe] = +0,23 ± 0,06) von J0626+6032 sind für einen VMP-Stern normal. Die schwarzen Linien sind synthetische Spektren mit [Na/Fe] = −2,02 ± 0,3 (a), [Mg/Fe] = −0,66 ± 0,3 (b) und [Ba/Fe] = −1,37 ± 0,3 (c).

Die chemischen Häufigkeiten von J1010+2358 (rote Kreise) im Vergleich zu Modellen von Kombinationen von SN Ia (Lit. 46) und CCSN (Lit. 15,51) mit einer Masse von 25 M⊙: 10 % Beitrag von SN Ia (blaue Linie) ; 30 % Beitrag von SN Ia (grüne Linie); 50 % Beitrag von SN Ia (violette Linie); 70 % Beitrag von SN Ia (orange Linie). Die Fehlerbalken sind 1σ-Unsicherheiten der beobachteten Häufigkeiten.

Open Access Dieser Artikel ist unter einer Creative Commons Attribution 4.0 International License lizenziert, die die Nutzung, Weitergabe, Anpassung, Verbreitung und Reproduktion in jedem Medium oder Format erlaubt, sofern Sie den/die ursprünglichen Autor(en) und die Quelle angemessen angeben. Geben Sie einen Link zur Creative Commons-Lizenz an und geben Sie an, ob Änderungen vorgenommen wurden. Die Bilder oder anderes Material Dritter in diesem Artikel sind in der Creative Commons-Lizenz des Artikels enthalten, sofern in der Quellenangabe für das Material nichts anderes angegeben ist. Wenn Material nicht in der Creative-Commons-Lizenz des Artikels enthalten ist und Ihre beabsichtigte Nutzung nicht gesetzlich zulässig ist oder über die zulässige Nutzung hinausgeht, müssen Sie die Genehmigung direkt vom Urheberrechtsinhaber einholen. Um eine Kopie dieser Lizenz anzuzeigen, besuchen Sie http://creativecommons.org/licenses/by/4.0/.

Nachdrucke und Genehmigungen

Xing, QF., Zhao, G., Liu, ZW. et al. Ein metallarmer Stern mit Häufigkeiten einer Paarinstabilitäts-Supernova. Natur (2023). https://doi.org/10.1038/s41586-023-06028-1

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Eingegangen: 13. Dezember 2022

Angenommen: 28. März 2023

Veröffentlicht: 07. Juni 2023

DOI: https://doi.org/10.1038/s41586-023-06028-1

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