Un métal

Jan 03, 2024

Nature (2023)Citer cet article

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Les étoiles les plus massives et à la durée de vie la plus courte dominent l'évolution chimique de l'ère pré-galactique. Sur la base de simulations numériques, on a longtemps émis l'hypothèse que la masse de ces étoiles de première génération atteignait plusieurs centaines de masses solaires1,2,3,4. Les étoiles très massives de première génération, dont la masse varie de 140 à 260 masses solaires, devraient enrichir le milieu interstellaire précoce grâce aux supernovae à instabilité par paires (PISNe)5. Cependant, des décennies d'efforts d'observation n'ont pas permis d'identifier de manière unique les empreintes de ces étoiles très massives sur les étoiles les plus pauvres en métaux de la Voie lactée6,7. Nous rapportons ici la composition chimique d'une étoile très pauvre en métaux (VMP) avec des abondances de sodium et de cobalt extrêmement faibles. Le sodium par rapport au fer dans cette étoile est inférieur de plus de deux ordres de grandeur à celui du Soleil. Cette étoile présente une très grande variance d'abondance entre les éléments de nombre de charge impair et pair, tels que le sodium/magnésium et le cobalt/nickel. Un tel effet impair-pair particulier, ainsi que des carences en sodium et en éléments α, sont cohérents avec la prédiction de la supernova primordiale à instabilité de paires (PISN) d'étoiles plus massives que 140 masses solaires. Cela fournit une signature chimique claire indiquant l'existence d'étoiles très massives dans l'univers primitif.

L'étoile halo galactique LAMOST J1010 + 2358 (ci-après, J1010 + 2358, magnitude de la bande V V = 16,01) a été identifiée comme une étoile VMP pour avoir une abondance de Mg relativement faible sur la base du télescope spectroscopique à fibre multi-objets à large zone de ciel (LAMOST ) enquête8,9. L'analyse du spectre haute résolution de l'observation de suivi avec le télescope Subaru (méthodes) confirme que J1010+2358 est une étoile VMP ([Fe/H] = −2,42) avec des abondances d'éléments α extrêmement faibles (par exemple, [Mg/Fe] = −0,66). Plus de 400 étoiles VMP ont été identifiées à partir de l'enquête LAMOST et des observations de suivi avec des spectres à haute résolution10,11. Aucune de ces étoiles VMP ne présente d'aussi faibles abondances d'éléments α. Les rapports remarquablement bas des éléments α au fer, ainsi que l'absence inhabituelle de sodium et de baryum, indiquent que J1010 + 2358 peut avoir enregistré une histoire d'enrichissement chimique complètement différente de celle de la plupart des étoiles à halo.

Les abondances de Mg, Si, Ca, Ti, Cr, Mn, Fe, Co et Ni indiquées dans le tableau 1 sont déterminées à partir des largeurs équivalentes (EW) basées sur des atmosphères modèles unidimensionnelles d'équilibre thermodynamique local (LTE)12. Les limites supérieures des abondances de Na, Sc, Zn, Sr et Ba sont estimées par la méthode de synthèse spectrale. En tant qu'étoile VMP avec [Fe / H] = -2,42, les abondances chimiques de J1010 + 2358 sont très particulières par rapport aux autres étoiles pauvres en métaux de la Voie lactée. Cette étoile a des rapports subsolaires [X/Fe] pour Na, Mg, Ca, Ti, Cr, Mn, Co, Ni et Zn. Son rapport Na sur Fe ([Na/Fe] < −2,02) est inférieur à 1/100e de la valeur solaire 29, alors que presque toutes les autres étoiles pauvres en métaux présentent des rapports Na/Fe ([Na/Fe] > −1) supérieure à 1/10ème de la valeur solaire (Fig. 1). De plus, le rapport Mg sur Fe de J1010 + 2358 ([Mg/Fe] = −0,66) est nettement inférieur au rapport d'abondance typique des étoiles halo galactiques avec des métallicités similaires. L'abondance de Co dans cette étoile est exceptionnellement faible pour sa métallicité. Ce qui ressort, c'est la grande variance entre les abondances élémentaires de Z impair et de Z pair, ce que l'on appelle l'effet pair-impair, comme Na/Mg et Co/Ni. L'absence de raies d'absorption d'éléments de capture de neutrons tels que Sr et Ba dans J1010+2358 est également notable. Les limites supérieures des abondances de Sr et Ba sont plus basses que prévu pour une étoile VMP. Cela implique qu'il n'y a aucune preuve d'enrichissement des éléments du processus de capture de neutrons rapides ou lents13.

J1010+2358 est représenté par des cercles rouges. Les cercles noirs indiquent les étoiles pauvres en métaux de la littérature10,11. Les flèches indiquent les limites supérieures. Les barres d'erreur sont des incertitudes 1σ des abondances observées.

Les étoiles pauvres en métaux dans le halo galactique possèdent généralement des abondances d'éléments α améliorées ([Mg / Fe]> + 0,3) en raison de l'enrichissement chimique en supernovae à effondrement de noyau (CCSNe, amélioration des éléments α) et de l'absence de Type Ia contributions de supernova (SN Ia)14 (renforcement du fer). Les faibles abondances d'éléments α par rapport au fer dans J1010+2358 montrent un enrichissement excessif en fer. Quelques étoiles pauvres en métaux sont connues pour avoir de faibles rapports élément α sur fer (étoiles pauvres en α)15,16 similaires à J1010+2358, mais aucune de ces étoiles ne présente une abondance aussi faible de pic de fer [X/Fe] (par exemple, Cr, Mn, Co, Ni et Zn) comme J1010+2358 (Fig. 2). Le modèle actuel 14,16,17 est que les schémas d'abondance des étoiles pauvres en α précédemment connues sont le résultat de grands rendements en fer de SN Ia. Combiné à l'enrichissement des éléments α (par exemple, Mg, Si et Ca) par CCSNe18, la contribution de SN Ia conduit à l'augmentation des éléments du pic de fer uniquement et, par conséquent, à la diminution du rapport [α/Fe]19. Comme le montre la figure 2, les étoiles pauvres en α précédemment connues présentent des abondances normales ou supérieures de [Cr/Fe] et [Mn/Fe], ainsi que de faibles rapports élément α/fer. En revanche, les abondances de [Cr/Fe] et [Mn/Fe] dans J1010+2358 sont bien inférieures à celles des autres étoiles, excluant toute contribution de SN Ia. En général, le modèle d'abondance particulier de J1010 + 2358 est nettement différent de toutes les étoiles connues. Il est peu probable que son modèle d'abondance soit produit par les rendements nucléosynthétiques de plusieurs progéniteurs, car les contributions de la nucléosynthèse normale (par exemple, la supernova à effondrement du noyau (CCSN) ou SN Ia) masqueraient une caractéristique aussi particulière des abondances chimiques. L'ensemble du schéma d'abondance pourrait être produit par nucléosynthèse à partir d'une étoile de première génération très massive, qui apporte un excès de fer dans le milieu interstellaire au moyen d'un PISN5.

Les cercles rouges indiquent J1010+2358. Les symboles vides indiquent quatre étoiles pauvres en métaux précédemment connues avec des rapports [Mg/Fe] sous-solaires. Les abondances de ces étoiles pauvres en métaux α (−2,46 ≤ [Fe/H] ≤ −1,91) ont été bien étudiées sur la base d'une analyse spectroscopique à haute résolution15,16. Les régions ombrées indiquent l'abondance d'autres étoiles pauvres en métaux de la littérature10,11. Les flèches représentent les limites supérieures.

Nous comparons le modèle d'abondance observé de J1010 + 2358 avec les prédictions théoriques sur les rendements de nucléosynthèse de CCSNe et PISNe (Fig. 3). On considère que l'évolution des premières étoiles massives avec des masses initiales d'environ 10 à 140 M⊙ conduit à l'effondrement du noyau de fer à la fin pour exploser en tant que CCSNe. Les étoiles non rotatives avec des masses de noyau d'hélium d'environ 65–130 M⊙ (correspondant aux masses initiales des étoiles massives de la séquence principale d'âge zéro de 140–260 M⊙) devraient conduire à la production de paires électron-positon ( e+/e−) avant l'allumage de l'oxygène, provoquant une contraction rapide et l'allumage de la combustion explosive de l'oxygène. Ce processus conduit finalement à un emballement thermonucléaire énergétique appelé PISN, éjectant une grande quantité d'éléments lourds et ne laissant aucun résidu. Les PISNe exigent que leurs progéniteurs aient un noyau d'hélium d'une masse supérieure à 65 M⊙, ce qui ne peut être satisfait qu'à une métallicité extrêmement faible car une étoile très massive déclenche une trop forte perte de masse du vent stellaire à haute métallicité pour former un noyau d'hélium massif.

Les abondances chimiques de J1010+2358 comparées aux prédictions de trois modèles théoriques de supernova5,18 : a 10-M⊙ CCSN (a) ; un 85-M⊙ CCSN (b); un 260-M⊙ PISN avec un noyau de 130-M⊙ He (c). Les barres d'erreur sont des incertitudes 1σ des abondances observées.

Comme le montre la Fig. 3, le rapport observé de [Mg/Fe] et la limite supérieure de [Na/Fe] dans J1010+2358 sont beaucoup plus petits que ceux des prédictions théoriques de CCSNe, ce qui exclut la possibilité que le modèle d'abondance observé de J1010+2358 résulte de la nucléosynthèse d'un CCSN. De plus, les faibles rapports [Cr/Fe], [Mn/Fe] et [Co/Fe] sont incompatibles avec les attentes de CCSNe. Les modèles PISN5 pour les progéniteurs non rotatifs à métallicité nulle avec des masses initiales de 140 à 260 M⊙ qui ont été calculés à l'aide du code d'hydrodynamique implicite unidimensionnel KEPLER20,21 sont également comparés au modèle d'abondance de J1010 + 2358 pour explorer l'enrichissement source. Les rendements nucléosynthétiques prédits par le modèle PISN avec une masse initiale de 260 M⊙ peuvent reproduire fidèlement le schéma d'abondance observé de J1010 + 2358 (Fig. 3). L'effet pair-impair dans PISNe est nettement plus important que celui dans CCSNe (réf. 22), ce qui concorde bien avec le fait que J1010 + 2358 présente un effet pair-impair plus fort par rapport aux autres étoiles pauvres en métaux de la Voie lactée. L'absence d'éléments de capture de neutrons dans J1010 + 2358 est également en bon accord avec l'attente d'un PISNe à faible métallicité. Étant donné le manque de noyaux de germes lourds et de sources de neutrons appréciables dans la combustion de l'hélium, aucun processus s n'est attendu dans le PISNe à faible métallicité. De plus, la production d'éléments de processus r nécessite une condition très riche en neutrons. Le déficit en neutrons est prédit dans PISNe, ce qui conduit à l'absence de processus r dans PISNe. Les faibles rapports d'abondance de [Na/Fe], [Mg/Fe], [Mn/Fe] et [Co/Fe] observés dans J1010+2358 suggèrent fortement une contribution du PISN. Les éléments de pic de fer dans PISNe sont principalement produits par la combustion incomplète du Si et les régions de combustion incomplète du Si dans PISNe sont beaucoup plus petites que celles dans CCSNe, ce qui conduit à une faible production de Mn et de Co dans PISNe. La production de Na nécessite un excès de neutrons et est très sensible à la métallicité initiale dans PISNe. La neutronisation au cours des stades évolutifs finaux dans PISNe est beaucoup moins notable que dans CCSNe, conduisant à un déficit remarquable de noyaux de charge impaire par rapport aux noyaux de charge paire dans la nucléosynthèse de PISNe. Le rendement des éléments α tels que Mg devrait être inefficace pour les modèles progéniteurs PISN massifs à faible métallicité.

La découverte de J1010+2358 a fourni une signature chimique claire pour l'existence de PISNe à partir de premières étoiles très massives. Sa métallicité ([Fe/H] = −2,42) montre que les étoiles de deuxième génération formées dans le matériau enrichi en supernovae des premières étoiles massives sans métal ne doivent pas nécessairement être extrêmement pauvres en métal ([Fe/H] < − 3)23,24,25. Les étoiles extrêmement pauvres en métaux se forment dans le gaz vierge pollué par très peu d'étoiles CCSNe de la Population III7,26 avec des masses inférieures à 100 M⊙. Étant donné que ces étoiles de la population III (<100 M⊙) vivent plus longtemps que les progéniteurs (140–260 M⊙) de PISNe, les étoiles de deuxième génération avec des métallicités relativement élevées ([Fe/H] > −3), comme J1010 +2358, devrait se former dans un nuage dominé par PISN avant la naissance des étoiles les plus pauvres en métaux avec des empreintes CCSN. Notamment, un très faible [Mg/Fe] comme celui trouvé pour J1010+2358 a été observé dans une large région de ligne dans un quasar à très haut décalage vers le rouge27 avec un [Fe/H] élevé, pour lequel une grande quantité de fer a contribué par PISNe est suggéré. Les abondances particulières de J1010 + 2358 fournissent des fonctionnalités clés pour identifier les signatures PISN. Des études détaillées des étoiles VMP incluses dans les grandes bases de données d'abondance stellaire28 faciliteront la découverte d'étoiles davantage dominées par le PISN et fourniront un indice essentiel pour contraindre la fonction de masse initiale dans l'univers primitif.

L'observation spectroscopique à haute résolution (R = 36 000) de LAMOST J1010+2358 a été obtenue en utilisant Subaru/High Dispersion Spectrograph (HDS)30 le 3 juin 2015. Les spectres à haute résolution couvrent la gamme de longueurs d'onde de 4 000 à 6 800 Å avec un écart de 5 330 à 5 430 Å. Le pouvoir de résolution de R ≈ 36 000 est obtenu en utilisant une fente de 1,0 seconde d'arc et un regroupement de pixels CCD 2 × 2. Les rapports signal sur bruit à 4 300 et 5 000 Å sont respectivement de 50 et 70. La réduction des données, y compris la correction du biais, le flat fielding, la soustraction de la lumière diffusée et l'étalonnage de la longueur d'onde, a été effectuée avec le package échelle IRAF.

La vitesse radiale de J1010 + 2358 a été mesurée à partir des raies Fe I qui sont utilisées pour l'analyse de l'abondance. La vitesse radiale héliocentrique dérivée des spectres à haute résolution, −101,8 ± 0,7 km s−1, est en bon accord avec celle des spectres LAMOST. Les EW des raies d'absorption isolées ont été mesurées en ajustant les profils gaussiens avec le splot de tâche IRAF en utilisant une liste de raies compilée à partir de la littérature31,32. L'analyse cinématique indique que cette étoile est une étoile à halo galactique sur une orbite rétrograde.

Les paramètres stellaires, y compris la température effective (Teff), la gravité de surface (log g) et la vitesse microturbulente (vt), sont déterminés par spectroscopie à partir de raies d'absorption isolées de Fe basées sur les atmosphères du modèle LTE12. Les abondances des raies Fe I et Fe II individuelles sont dérivées à l'aide du programme MOOG33. Teff est déterminé en forçant les abondances dérivées des raies Fe I individuelles à être indépendantes de leur potentiel d'excitation. Nous estimons également Teff à partir des couleurs (V–K)034 (Teff = 5 810 K), ce qui est en bon accord avec celui de l'analyse spectroscopique. La gravité de surface est dérivée de l'équilibre d'ionisation entre Fe I et Fe II. La vitesse microturbulente est estimée à partir de raies Fe I individuelles en exigeant que les abondances dérivées soient indépendantes de leurs EW.

Les abondances de la plupart des éléments plus légers que Zn sont déterminées à partir des EW basés sur les paramètres stellaires adoptés. Les limites supérieures des abondances de Na, Sc, Zn, Sr et Ba sont estimées par synthèse de spectre. De plus, les abondances d'éléments autres que Fe déterminées à partir de l'analyse EWs sont également confirmées par la synthèse du spectre. Pour les lignées Sc II, Mn I et Co I, l'effet de la division hyperfine est inclus dans la détermination de l'abondance en utilisant les données de la base de données de Kurucz. Les deux raies Na I à 5 889 Å et 5 895 Å sont trop faibles pour les mesures EW. La limite supérieure d'abondance de Na est déterminée à partir de la synthèse de la lignée Na I 5 889 Å. Nous remarquons que l'abondance de Na ([Na/Fe] < −2,02) de J1010+2358 est extrêmement faible par rapport aux autres étoiles pauvres en métaux. Une partie du spectre d'une étoile de comparaison LAMOST J0626 + 6032 (Teff = 5 863 K, log g = 3,73, [Fe/H] = −2,39, [Na/Fe] = +0,89) est représentée sur la Fig. 1 Extended Data. à des fins de comparaison. Le spectre de l'étoile de comparaison a été obtenu par Subaru/HDS avec la même configuration. Les éléments α avec des lignes détectables comprennent Mg, Si, Ca et Ti. Les lignes de Mg à 4 702, 5 172 et 5 183 Å ont été utilisées pour déterminer l'abondance de Mg. Les rapports [X/Fe] pour Mg, Ca et Ti sont sub-solaires, tandis que [Si/Fe] est légèrement amélioré. Aucune raie d'absorption des éléments de capture de neutrons n'est détectée dans le spectre. Les limites supérieures de Sr et Ba sont estimées à partir de Sr II 4 077 Å et Ba II 4 554 Å, respectivement. La partie du spectre de J1010 + 2358 autour de Ba II 4 554 Å est représentée sur la figure 1 des données étendues à des fins de comparaison. La caractéristique du carbone n'a pas pu être détectée à partir de la bande moléculaire de CH à 4 315 Å. Les corrections non LTE sont estimées pour les raies de Na, Mg, Si, Ca, Cr, Mn et Fe (réf. 35, 36, 37, 38). Les corrections non LTE pour Na I, Mg I, Si I, Mn I et Fe I sont inférieures à +0,1 dex, tandis que les corrections pour Ca I et Cr I sont respectivement de +0,16 dex et +0,21 dex. Le modèle PISN est toujours le modèle le mieux ajusté lorsque les corrections non-LTE sont incluses dans la comparaison entre le modèle d'abondance observé et les modèles de rendement SN.

L'algorithme de recherche STARFIT18 compare les abondances observées de J1010+2358 à un grand nombre de modèles de rendement SN dans la littérature39,40,41,42,43,44 et détermine que le modèle le mieux ajusté est un 260-M⊙ PISN avec un 130-M⊙ Noyau He. L'une des caractéristiques les plus importantes de J1010+2358 est que ses rapports [Na/Fe] et [Mg/Fe] sont bien inférieurs à ceux d'autres étoiles pauvres en métaux de la Voie lactée avec des métallicités similaires. Il est impossible de reproduire un modèle d'abondance aussi faible [Na/Fe] et [Mg/Fe] en supposant les contributions de CCSNe car le CCSNe ordinaire ne peut jamais produire un rapport [α/Fe] très faible45. Les CCSNe avec une énergie d'explosion plus élevée semblent être capables de réduire les rapports de [Na/Fe] et [Mg/Fe] (même s'il est encore difficile d'atteindre des rendements aussi faibles observés dans J1010+2358), mais ils produisent des [Si/Fe] et [Co/Fe] pour être cohérent avec les observations de J1010+2358 (réfs. 15,45). Par conséquent, la possibilité de CCSNe comme source d'enrichissement de J1010 + 2358 peut être exclue.

Les étoiles pauvres en α précédemment connues ont été généralement expliquées par les rendements nucléosynthétiques de SN Ia ainsi qu'une contribution d'un CCSN. On s'attend à ce que la combinaison d'un SN Ia et d'un CCSN normal produise un faible rapport [α/Fe] en raison de l'amélioration du fer résultant du SN Ia, qui est nécessaire pour expliquer le faible rapport [α/Fe] observé dans J1010+2358 . Cependant, les faibles rapports [Na/Fe], [Cr/Fe] et [Mn/Fe] observés dans J1010+2358 sont en conflit avec les attentes des rendements des modèles SN Ia46,47 (Extended Data Fig. 2). Il est à noter qu'une combinaison d'hypernovae48 et de SNe Ia de masse sous-Chandrasekhar (réfs. 49, 50) peut produire un [Mn/Fe] inférieur. Mais les prédictions théoriques de [Si/Fe], [Ti/Fe] et [Co/Fe] à partir d'une telle combinaison sont sensiblement différentes des abondances observées de J1010+2358. De plus, le long intervalle entre les deux progéniteurs entraînerait un enrichissement à partir du CCSNe normal, ce qui n'est pas cohérent avec le schéma d'abondance observé de cette étoile.

Les données utilisées dans cette analyse sont disponibles sur les archives de l'Observatoire virtuel japonais (http://jvo.nao.ac.jp/portal/top-page.do).

Le code MOOG pour l'analyse des raies stellaires et la synthèse du spectre est disponible sur https://www.as.utexas.edu/~chris/moog.html. L'outil STARFIT pour trouver le modèle de rendement SN le mieux adapté est disponible sur https://starfit.org.

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Cette étude est soutenue par la Fondation nationale des sciences naturelles de Chine sous les numéros de subvention. 11988101, 11890694, 12222305, 12288102 et 12090040, le programme national clé de R&D de Chine no. 2019YFA0405500, JSPS-CAS Joint Research Program and the International Partnership Program of CAS Grant no. 178GJHZ2022040GC. Q.-FX reconnaît le soutien de l'Association pour la promotion de l'innovation des jeunes de l'Académie chinoise des sciences (n° 2020058). AH reconnaît le soutien au développement logiciel du programme ADACS d'Astronomy Australia Limited (AHeger_2022B, AHeger_2023A). WA et MNI sont soutenus par JSPS KAKENHI subvention nos. JP21H04499 et JP20H05855. Le financement de LAMOST (http://www.lamost.org) a été fourni par la Commission nationale chinoise pour le développement et la réforme. LAMOST est exploité et géré par les Observatoires astronomiques nationaux de l'Académie chinoise des sciences. Cet article comprend des données recueillies au télescope Subaru, qui est exploité par l'Observatoire astronomique national du Japon. Nous sommes honorés et reconnaissants de l'opportunité d'observer l'Univers depuis Maunakea, qui a une signification culturelle, historique et naturelle à Hawaï.

CAS Key Laboratory of Optical Astronomy, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences, Pékin, Chine

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

École d'astronomie et des sciences spatiales, Université de l'Académie chinoise des sciences, Pékin, Chine

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

Observatoires du Yunnan, Académie chinoise des sciences, Kunming, Chine

Zheng-Wei Liu et Zhan-Wen Han

Laboratoire clé pour la structure et l'évolution des objets célestes, Académie chinoise des sciences, Kunming, Chine

Zheng-Wei Liu et Zhan-Wen Han

École de physique et d'astronomie, Université Monash, Clayton, Victoria, Australie

Alexandre Héger

Australian Research Council Centre of Excellence for All Sky Astrophysics in 3 Dimensions (ASTRO 3D), Sydney, Nouvelle-Galles du Sud, Australie

Alexandre Héger

Observatoire astronomique national du Japon (NAOJ), Mitaka, Japon

Wako Aoki et Miho N. Ishigaki

Programme de sciences astronomiques, The Graduate University for Advanced Studies (SOKENDAI), Mitaka, Japon

Wako Aoki et Miho N. Ishigaki

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Q.-FX a identifié l'étoile et a dirigé l'analyse des données et la rédaction du manuscrit. GZ a proposé et lancé cette étude et mené la discussion. Z.-WL, AH et Z.-WH ont codirigé la comparaison entre les modèles de rendement SN et les abondances observées et ont contribué à l'interprétation des résultats observés. WA, Y.-QC, MNI, H.-NL et J.-KZ ont contribué à l'observation de suivi et à l'analyse de l'abondance. Tous les auteurs ont contribué aux discussions et à la rédaction du manuscrit.

Correspondance à Gang Zhao.

Les auteurs ne déclarent aucun intérêt concurrent.

Nature remercie Timothy Beers et Chiaki Kobayashi pour leur contribution à l'examen par les pairs de ce travail.

est disponible pour cet article sur https://doi.org/10.1038/s41586-023-06028-1.

Note de l'éditeur Springer Nature reste neutre en ce qui concerne les revendications juridictionnelles dans les cartes publiées et les affiliations institutionnelles.

Le spectre observé de J1010+2358 (cercles pleins : Teff = 5 860 K ; log g = 3,6 ; [Fe/H] = −2,42) est représenté par une étoile de comparaison J0626+6032 (lignes bleues : Teff = 5 863 K ; log g = 3,73 ; [Fe/H] = −2,39). Les abondances chimiques ([Na/Fe] = +0,89 ± 0,08 ; [Mg/Fe] = +0,21 ± 0,06 ; [Ba/Fe] = +0,23 ± 0,06) de J0626+6032 sont normales en tant qu'étoile VMP. Les lignes noires sont des spectres synthétiques avec [Na/Fe] = −2,02 ± 0,3 (a), [Mg/Fe] = −0,66 ± 0,3 (b) et [Ba/Fe] = −1,37 ± 0,3 (c).

Les abondances chimiques de J1010+2358 (cercles rouges) comparées aux modèles de combinaisons de SN Ia (ref. 46) et CCSN (refs. 15,51) avec une masse de 25 M⊙ : 10 % de contribution de SN Ia (ligne bleue) ; contribution de 30 % de SN Ia (ligne verte) ; contribution de 50 % de SN Ia (ligne violette) ; 70 % de contribution de SN Ia (ligne orange). Les barres d'erreur sont des incertitudes 1σ des abondances observées.

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Réimpressions et autorisations

Xing, QF., Zhao, G., Liu, ZW. et coll. Une étoile pauvre en métaux avec des abondances d'une supernova à instabilité de paires. Nature (2023). https://doi.org/10.1038/s41586-023-06028-1

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Reçu : 13 décembre 2022

Accepté : 28 mars 2023

Publié: 07 juin 2023

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

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