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Jun 04, 2023

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Naturaleza (2023)Citar esto

Naturaleza (2023)Citar este artículo

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Las estrellas más masivas y de vida más corta dominan la evolución química de la era pregaláctica. Sobre la base de simulaciones numéricas, durante mucho tiempo se especuló que la masa de tales estrellas de primera generación era de varios cientos de masas solares1,2,3,4. Se predice que las estrellas muy masivas de primera generación con un rango de masas de 140 a 260 masas solares enriquecerán el medio interestelar temprano a través de supernovas de inestabilidad de pares (PISNe)5. Sin embargo, décadas de esfuerzos de observación no han podido identificar de manera única las huellas de estrellas tan masivas en las estrellas más pobres en metales de la Vía Láctea6,7. Aquí mostramos la composición química de una estrella muy pobre en metales (VMP) con abundancias extremadamente bajas de sodio y cobalto. El sodio con respecto al hierro en esta estrella es más de dos órdenes de magnitud menor que el del Sol. Esta estrella exhibe una variación de abundancia muy grande entre los elementos con número de carga par e impar, como sodio/magnesio y cobalto/níquel. Este peculiar efecto impar-par, junto con las deficiencias de sodio y elementos α, son consistentes con la predicción de supernova de inestabilidad de pares primordiales (PISN) de estrellas con más de 140 masas solares. Esto proporciona una firma química clara que indica la existencia de estrellas muy masivas en el universo primitivo.

La estrella del halo galáctico LAMOST J1010+2358 (en adelante, J1010+2358, magnitud de banda V V = 16,01) se identificó como una estrella VMP que tiene una abundancia de Mg relativamente baja según el telescopio espectroscópico de fibra multiobjeto de área de cielo grande (LAMOST ) encuesta8,9. El análisis del espectro de alta resolución de la observación de seguimiento con el Telescopio Subaru (Métodos) confirma que J1010+2358 es una estrella VMP ([Fe/H] = −2,42) con abundancias de elementos α extremadamente bajas (por ejemplo, [Mg/Fe] = −0,66). Se han identificado más de 400 estrellas VMP a partir del sondeo LAMOST y observaciones de seguimiento con espectros de alta resolución10,11. Ninguna de estas estrellas VMP exhibe una abundancia tan baja de elementos α. Las proporciones notablemente bajas de elementos α a hierro, junto con la ausencia inusual de sodio y bario, indican que J1010+2358 puede haber registrado una historia de enriquecimiento químico completamente diferente a la de la mayoría de las estrellas de halo.

Las abundancias de Mg, Si, Ca, Ti, Cr, Mn, Fe, Co y Ni que se muestran en la Tabla 1 se determinan a partir de los anchos equivalentes (EW) basados ​​en atmósferas modelo de equilibrio termodinámico local (LTE) plano-paralelo unidimensional12. Los límites superiores de las abundancias de Na, Sc, Zn, Sr y Ba se estiman mediante el método de síntesis de espectro. Como estrella VMP con [Fe/H] = −2,42, las abundancias químicas de J1010+2358 son muy peculiares en comparación con otras estrellas pobres en metales de la Vía Láctea. Esta estrella tiene proporciones subsolares [X/Fe] para Na, Mg, Ca, Ti, Cr, Mn, Co, Ni y Zn. Su relación Na a Fe ([Na/Fe] < −2,02) es inferior a 1/100 del valor solar 29, mientras que casi todas las demás estrellas pobres en metales exhiben relaciones Na/Fe ([Na/Fe] > −1) superior a 1/10 del valor solar (Fig. 1). Además, la proporción de Mg a Fe de J1010+2358 ([Mg/Fe] = −0,66) es sustancialmente menor que la proporción de abundancia típica de las estrellas del halo galáctico con metalicidades similares. La abundancia de Co en esta estrella es inusualmente baja para su metalicidad. Lo que destaca es la gran variación entre las abundancias elementales impar-Z y par-Z, el llamado efecto impar-par, como Na/Mg y Co/Ni. También es destacable la ausencia de líneas de absorción de elementos de captura de neutrones como Sr y Ba en J1010+2358. Los límites superiores de las abundancias de Sr y Ba son más bajos de lo esperado para una estrella VMP. Esto implica que no hay evidencia de enriquecimiento de elementos de proceso de captura de neutrones rápidos o lentos13.

J1010+2358 se muestra como círculos rojos. Los círculos negros indican las estrellas pobres en metales de la literatura10,11. Las flechas indican los límites superiores. Las barras de error son incertidumbres de 1σ de las abundancias observadas.

Las estrellas pobres en metales en el halo galáctico típicamente poseen abundancias mejoradas de elementos α ([Mg/Fe] > +0.3) debido al enriquecimiento químico con supernovas de colapso del núcleo (CCSNe, mejora de elementos α) y la ausencia de tipo Ia aportes de supernova (SN Ia)14 (potenciación del hierro). Las bajas abundancias de elementos α con respecto al hierro en J1010+2358 muestran un excesivo enriquecimiento en hierro. Se sabe que algunas estrellas pobres en metales tienen proporciones bajas de elemento α a hierro (estrellas pobres en α)15,16 que son similares a J1010+2358, pero ninguna de estas estrellas exhibe una abundancia tan baja de pico de hierro [X/Fe] (por ejemplo, Cr, Mn, Co, Ni y Zn) como J1010+2358 (Fig. 2). El modelo actual 14,16,17 es que los patrones de abundancia de las estrellas pobres en α previamente conocidas son el resultado de grandes rendimientos de hierro de SN Ia. Combinado con el enriquecimiento de elementos α (por ejemplo, Mg, Si y Ca) por CCSNe18, la contribución de SN Ia conduce al aumento de elementos de pico de hierro solamente y, por lo tanto, a la disminución de la relación [α/Fe]19. Como se muestra en la Fig. 2, las estrellas pobres en α previamente conocidas presentan abundancias normales o más altas de [Cr/Fe] y [Mn/Fe], junto con proporciones bajas de elemento α a hierro. Por el contrario, las abundancias de [Cr/Fe] y [Mn/Fe] en J1010+2358 son muy inferiores a las de otras estrellas, descartando cualquier contribución de SN Ia. En general, el peculiar patrón de abundancia de J1010+2358 es marcadamente diferente al de cualquier estrella conocida. No es probable que su patrón de abundancia sea producido por los rendimientos nucleosintéticos de varios progenitores, ya que las contribuciones de la nucleosíntesis normal (por ejemplo, la supernova del colapso del núcleo (CCSN) o SN Ia) oscurecerían una característica tan peculiar de las abundancias químicas. Todo el patrón de abundancia podría ser producido por nucleosíntesis a partir de una estrella muy masiva de primera generación, que aporta un exceso de hierro al medio interestelar por medio de un PISN5.

Los círculos rojos indican J1010+2358. Los símbolos abiertos indican cuatro estrellas pobres en metales previamente conocidas con proporciones subsolares [Mg/Fe]. Las abundancias de estas estrellas pobres en metales y pobres en α (−2,46 ≤ [Fe/H] ≤ −1,91) han sido bien estudiadas sobre la base de análisis espectroscópicos de alta resolución15,16. Las regiones sombreadas indican la abundancia de otras estrellas pobres en metales de la literatura10,11. Las flechas representan los límites superiores.

Comparamos el patrón de abundancia observado de J1010+2358 con las predicciones teóricas sobre los rendimientos de nucleosíntesis de CCSNe y PISNe (Fig. 3). Se considera que la evolución de primeras estrellas masivas con masas iniciales de aproximadamente 10–140 M⊙ conduce al colapso del núcleo de hierro al final para explotar como CCSNe. Se espera que las estrellas no rotatorias con núcleos de helio con masas de aproximadamente 65–130 M⊙ (que corresponden a masas iniciales de estrellas masivas de secuencia principal de edad cero de 140–260 M⊙) conduzcan a la producción de pares electrón-positrón ( e+/e−) antes de la ignición del oxígeno, lo que provoca una contracción rápida y la ignición de la combustión explosiva del oxígeno. Este proceso finalmente conduce a una fuga termonuclear energética que se conoce como PISN, expulsando una gran cantidad de elementos pesados ​​y sin dejar remanentes. El PISNe requiere que sus progenitores tengan un núcleo de helio con una masa superior a 65 M⊙, que solo se puede cumplir con una metalicidad extremadamente baja porque una estrella muy masiva provoca una pérdida de masa de viento estelar demasiado fuerte con una metalicidad alta para formar un núcleo de helio masivo.

Las abundancias químicas de J1010+2358 comparadas con las predicciones de tres modelos teóricos de supernova5,18: un 10-M⊙ CCSN (a); a 85-M⊙ CCSN (b); un PISN de 260 M⊙ con un núcleo de He de 130 M⊙ (c). Las barras de error son incertidumbres de 1σ de las abundancias observadas.

Como se muestra en la Fig. 3, la proporción observada de [Mg/Fe] y el límite superior de [Na/Fe] en J1010+2358 son mucho más pequeños que los de las predicciones teóricas de CCSNe, lo que excluye la posibilidad de que el patrón de abundancia observado de J1010+2358 resulta de la nucleosíntesis de un CCSN. Además, las bajas relaciones [Cr/Fe], [Mn/Fe] y [Co/Fe] son ​​inconsistentes con las expectativas de CCSNe. Los modelos PISN5 para progenitores no giratorios de metalicidad cero con masas iniciales de 140–260 M⊙ que se calcularon usando el código hidrodinámico implícito unidimensional KEPLER20,21 también se comparan con el patrón de abundancia de J1010+2358 para explorar el enriquecimiento fuente. Los rendimientos nucleosintéticos predichos por el modelo PISN con una masa inicial de 260 M⊙ pueden reproducir fielmente el patrón de abundancia observado de J1010+2358 (Fig. 3). El efecto par-impar en PISNe es sustancialmente mayor que el de CCSNe (ref. 22), lo que concuerda bien con el hecho de que J1010+2358 exhibe un efecto par-impar más fuerte en comparación con otras estrellas pobres en metales de la Vía Láctea. La ausencia de elementos de captura de neutrones en J1010+2358 también está en buen acuerdo con la expectativa de PISNe de baja metalicidad. Dada la falta de núcleos semilla pesados ​​y fuentes de neutrones apreciables en la quema de helio, no se espera un proceso s en PISNe de baja metalicidad. Además, la producción de elementos de proceso r requiere una condición muy rica en neutrones. La deficiencia de neutrones se predice en PISNe, lo que conduce a la falta de proceso r en PISNe. Las bajas proporciones de abundancia de [Na/Fe], [Mg/Fe], [Mn/Fe] y [Co/Fe] observadas en J1010+2358 sugieren fuertemente una contribución de PISN. Los elementos del pico de hierro en PISNe se producen principalmente por la quema incompleta de Si y las regiones de quema de Si incompleta en PISNe son mucho más pequeñas que las de CCSNe, lo que conduce a una baja producción de Mn y Co en PISNe. La producción de Na requiere un exceso de neutrones y es muy sensible a la metalicidad inicial en PISNe. La neutronización durante las etapas evolutivas finales en PISNe es mucho menos notable que en CCSNe, lo que lleva a una notable deficiencia de núcleos con carga impar en comparación con los núcleos con carga par en la nucleosíntesis de PISNe. Se espera que el rendimiento de elementos α como Mg sea ineficiente para modelos progenitores PISN masivos y de baja metalicidad.

El descubrimiento de J1010+2358 ha proporcionado una firma química clara de la existencia de PISNe a partir de primeras estrellas muy masivas. Su metalicidad ([Fe/H] = −2,42) muestra que las estrellas de segunda generación formadas en el material enriquecido por las supernovas de las primeras estrellas masivas libres de metales no tienen por qué ser extremadamente pobres en metales ([Fe/H] < − 3)23,24,25. Las estrellas extremadamente pobres en metales se forman en el gas prístino contaminado por muy pocas estrellas CCSNe de Población III7,26 con masas inferiores a 100 M⊙. Dado que tales estrellas de Población III (<100 M⊙) viven más que los progenitores (140–260 M⊙) de PISNe, las estrellas de segunda generación con metalicidades relativamente altas ([Fe/H] > −3), como J1010 +2358, debería formarse en una nube dominada por PISN antes del nacimiento de las estrellas más pobres en metales con huellas CCSN. En particular, se ha observado una [Mg/Fe] muy baja como se encontró para J1010+2358 en una región de línea ancha en un cuásar27 con un corrimiento al rojo muy alto con una [Fe/H] alta, para la cual una gran cantidad de hierro contribuyó por Se sugiere PISNe. Las abundancias peculiares de J1010+2358 proporcionan características clave para identificar firmas PISN. Los estudios detallados de las estrellas VMP incluidas en las grandes bases de datos de abundancia estelar28 facilitarán el descubrimiento de más estrellas dominadas por PISN y proporcionarán una pista esencial para restringir la función de masa inicial en el universo primitivo.

La observación espectroscópica de alta resolución (R = 36 000) de LAMOST J1010+2358 se obtuvo mediante el espectrógrafo de alta dispersión (HDS)30 de Subaru el 3 de junio de 2015. Los espectros de alta resolución cubren el rango de longitud de onda de 4000–6800 Å con un brecha de 5330 a 5430 Å. El poder de resolución de R ≈ 36 000 se obtiene mediante el uso de una rendija de 1,0 segundos de arco y una agrupación de píxeles CCD de 2 × 2. Las relaciones señal-ruido a 4300 y 5000 Å son 50 y 70, respectivamente. La reducción de datos, incluida la corrección de sesgo, campo plano, sustracción de luz dispersa y calibración de longitud de onda, se llevó a cabo con el paquete IRAF echelle.

La velocidad radial de J1010+2358 se midió a partir de las líneas de Fe I que se utilizan para el análisis de abundancia. La velocidad radial heliocéntrica derivada de los espectros de alta resolución, −101,8 ± 0,7 km s−1, está en buen acuerdo con la de los espectros LAMOST. Los EW de las líneas de absorción aisladas se midieron ajustando los perfiles gaussianos con el diagrama de tareas IRAF utilizando una lista de líneas compilada de la literatura31,32. El análisis cinemático indica que esta estrella es una estrella de halo galáctico en una órbita retrógrada.

Los parámetros estelares, incluida la temperatura efectiva (Teff), la gravedad superficial (log g) y la velocidad microturbulenta (vt), se determinan espectroscópicamente a partir de líneas de absorción aisladas de Fe basadas en las atmósferas del modelo LTE12. Las abundancias de líneas individuales de Fe I y Fe II se derivan utilizando el programa MOOG33. Teff se determina obligando a las abundancias derivadas de las líneas Fe I individuales a ser independientes de su potencial de excitación. También estimamos Teff a partir de los colores (V–K)034 (Teff = 5810 K), lo que está muy de acuerdo con el análisis espectroscópico. La gravedad superficial se deriva del equilibrio de ionización entre Fe I y Fe II. La velocidad microturbulenta se estima a partir de líneas individuales de Fe I al requerir que las abundancias derivadas sean independientes de sus EW.

Las abundancias de la mayoría de los elementos más ligeros que Zn se determinan a partir de EW en función de los parámetros estelares adoptados. Los límites superiores de las abundancias de Na, Sc, Zn, Sr y Ba se estiman mediante síntesis de espectro. Además, las abundancias de elementos distintos del Fe determinadas a partir del análisis de EW también se confirman mediante la síntesis de espectro. Para las líneas de Sc II, Mn I y Co I, el efecto de la división hiperfina se incluye en la determinación de la abundancia utilizando los datos de la base de datos de Kurucz. Ambas líneas de Na I en 5889 Å y 5895 Å son demasiado débiles para las mediciones EW. El límite superior de la abundancia de Na se determina a partir de la síntesis de la línea Na I 5889 Å. Notamos que la abundancia de Na ([Na/Fe] < −2.02) de J1010+2358 es extremadamente baja en comparación con otras estrellas pobres en metales. Una porción del espectro de una estrella de comparación LAMOST J0626+6032 (Teff = 5,863 K, log g = 3.73, [Fe/H] = −2.39, [Na/Fe] = +0.89) se muestra en Datos extendidos Fig. 1 con fines de comparación. El espectro de la estrella de comparación fue obtenido por Subaru/HDS con la misma configuración. Los elementos α con líneas detectables incluyen Mg, Si, Ca y Ti. Las líneas de Mg en 4702, 5172 y 5183 Å se utilizaron para determinar la abundancia de Mg. Las relaciones [X/Fe] para Mg, Ca y Ti son subsolares, mientras que [Si/Fe] está ligeramente mejorada. No se detecta ninguna línea de absorción de elementos de captura de neutrones en el espectro. Los límites superiores de Sr y Ba se estiman a partir de Sr II 4077 Å y Ba II 4554 Å, respectivamente. La parte del espectro de J1010+2358 alrededor de Ba II 4554 Å se muestra en la Fig. 1 de datos extendidos para comparar. La característica del carbono no pudo detectarse a partir de la banda molecular de CH a 4315 Å. Se estiman correcciones no LTE para líneas de Na, Mg, Si, Ca, Cr, Mn y Fe (refs. 35,36,37,38). Las correcciones no LTE para Na I, Mg I, Si I, Mn I y Fe I son inferiores a +0,1 dex, mientras que las correcciones para Ca I y Cr I son +0,16 dex y +0,21 dex, respectivamente. El modelo PISN sigue siendo el modelo que mejor se ajusta cuando las correcciones no LTE se incluyen en la comparación entre el patrón de abundancia observado y los modelos de rendimiento SN.

El algoritmo de búsqueda STARFIT18 compara las abundancias observadas de J1010+2358 con un gran número de modelos de rendimiento SN en la literatura39,40,41,42,43,44 y determina que el modelo que mejor se ajusta es un PISN 260-M⊙ con un 130-M⊙ El núcleo. Una de las características más importantes de J1010+2358 es que sus relaciones [Na/Fe] y [Mg/Fe] son ​​mucho más bajas que las de otras estrellas pobres en metales de la Vía Láctea con metalicidades similares. Es imposible reproducir un patrón de abundancia tan bajo de [Na/Fe] y [Mg/Fe] asumiendo las contribuciones de CCSNe porque CCSNe normal nunca puede producir una relación [α/Fe] muy baja45. CCSNe con una energía de explosión más alta parece ser capaz de reducir las proporciones de [Na/Fe] y [Mg/Fe] (aunque todavía es difícil lograr rendimientos tan bajos como los observados en J1010+2358), pero producen demasiado [Si/Fe] y [Co/Fe] para ser consistente con las observaciones de J1010+2358 (refs. 15,45). Por lo tanto, se puede excluir la posibilidad de que CCSNe sea la fuente de enriquecimiento de J1010+2358.

Las estrellas pobres en α previamente conocidas se han explicado generalmente por los rendimientos nucleosintéticos de SN Ia junto con una contribución de un CCSN. Se espera que la combinación de un SN Ia y un CCSN normal produzca una relación [α/Fe] baja debido al aumento de hierro resultante de SN Ia, que se requiere para explicar la baja relación [α/Fe] observada en J1010+2358 . Sin embargo, las bajas proporciones de [Na/Fe], [Cr/Fe] y [Mn/Fe] observadas en J1010+2358 están en conflicto con las expectativas de rendimiento de los modelos SN Ia46,47 (Datos extendidos Fig. 2). Se observa que una combinación de hipernovas48 y SNe Ia de masa sub-Chandrasekhar (refs. 49,50) puede producir una menor [Mn/Fe]. Pero las predicciones teóricas de [Si/Fe], [Ti/Fe] y [Co/Fe] de tal combinación son sustancialmente diferentes de las abundancias observadas de J1010+2358. Además, el largo intervalo entre los dos progenitores daría como resultado un enriquecimiento de CCSNe normal, lo que no es consistente con el patrón de abundancia observado de esta estrella.

Los datos utilizados en este análisis están disponibles en el archivo del Observatorio Virtual Japonés (http://jvo.nao.ac.jp/portal/top-page.do).

El código MOOG para el análisis de líneas estelares y la síntesis de espectros está disponible en https://www.as.utexas.edu/~chris/moog.html. La herramienta STARFIT para encontrar el modelo de rendimiento de SN que mejor se ajuste está disponible en https://starfit.org.

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Este estudio cuenta con el apoyo de la Fundación Nacional de Ciencias Naturales de China bajo la subvención nos. 11988101, 11890694, 12222305, 12288102 y 12090040, el Programa Nacional Clave de I+D de China no. 2019YFA0405500, Programa Conjunto de Investigación JSPS-CAS y el Programa de Asociación Internacional de CAS Grant no. 178GJHZ2022040GC. Q.-FX reconoce el apoyo de la Asociación de Promoción de la Innovación Juvenil de la Academia de Ciencias de China (no. 2020058). AH reconoce el soporte de desarrollo de software del esquema ADACS de Astronomy Australia Limited (AHeger_2022B, AHeger_2023A). WA y MNI cuentan con el apoyo de JSPS KAKENHI subvenciones nos. JP21H04499 y JP20H05855. La financiación de LAMOST (http://www.lamost.org) ha sido proporcionada por la Comisión Nacional de Desarrollo y Reforma de China. LAMOST es operado y administrado por los Observatorios Astronómicos Nacionales de la Academia de Ciencias de China. Este documento incluye datos recopilados en el Telescopio Subaru, operado por el Observatorio Astronómico Nacional de Japón. Nos sentimos honrados y agradecidos por la oportunidad de observar el Universo desde Maunakea, que tiene un significado cultural, histórico y natural en Hawái.

CAS Laboratorio Clave de Astronomía Óptica, Observatorios Astronómicos Nacionales, Academia China de Ciencias, Beijing, China

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

Escuela de Astronomía y Ciencias Espaciales, Universidad de la Academia de Ciencias de China, Beijing, China

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

Observatorios de Yunnan, Academia de Ciencias de China, Kunming, China

Zheng-Wei Liu y Zhan-Wen Han

Laboratorio clave para la estructura y evolución de los objetos celestes, Academia de Ciencias de China, Kunming, China

Zheng-Wei Liu y Zhan-Wen Han

Facultad de Física y Astronomía, Universidad de Monash, Clayton, Victoria, Australia

Alejandro Heger

Centro de Excelencia del Consejo Australiano de Investigación para la Astrofísica del Cielo en 3 Dimensiones (ASTRO 3D), Sídney, Nueva Gales del Sur, Australia

Alejandro Heger

Observatorio Astronómico Nacional de Japón (NAOJ), Mitaka, Japón

Wako Aoki y Miho N. Ishigaki

Programa de Ciencias Astronómicas, Universidad de Graduados de Estudios Avanzados (SOKENDAI), Mitaka, Japón

Wako Aoki y Miho N. Ishigaki

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Q.-FX identificó la estrella y lideró el análisis de datos y la redacción del manuscrito. GZ propuso e inició este estudio y dirigió la discusión. Z.-WL, AH y Z.-WH codirigieron la comparación entre los modelos de rendimiento de SN y las abundancias observadas y contribuyeron a la interpretación de los resultados observados. WA, Y.-QC, MNI, H.-NL y J.-KZ contribuyeron a la observación de seguimiento y al análisis de abundancia. Todos los autores contribuyeron a las discusiones y la redacción del manuscrito.

Correspondencia a Gang Zhao.

Los autores declaran no tener conflictos de intereses.

Nature agradece a Timothy Beers y Chiaki Kobayashi por su contribución a la revisión por pares de este trabajo.

está disponible para este artículo en https://doi.org/10.1038/s41586-023-06028-1.

Nota del editor Springer Nature se mantiene neutral con respecto a los reclamos jurisdiccionales en mapas publicados y afiliaciones institucionales.

El espectro observado de J1010+2358 (círculos rellenos: Teff = 5860 K; log g = 3,6; [Fe/H] = −2,42) se muestra con una estrella de comparación J0626+6032 (líneas azules: Teff = 5863 K; log g = 3,73; [Fe/H] = −2,39). Las abundancias químicas ([Na/Fe] = +0,89 ± 0,08; [Mg/Fe] = +0,21 ± 0,06; [Ba/Fe] = +0,23 ± 0,06) de J0626+6032 son normales como estrella VMP. Las líneas negras son espectros sintéticos con [Na/Fe] = −2,02 ± 0,3 (a), [Mg/Fe] = −0,66 ± 0,3 (b) y [Ba/Fe] = −1,37 ± 0,3 (c).

Las abundancias químicas de J1010+2358 (círculos rojos) comparadas con modelos de combinaciones de SN Ia (ref. 46) y CCSN (refs. 15,51) con masa de 25 M⊙: 10% de contribución de SN Ia (línea azul) ; 30% aporte de SN Ia (línea verde); 50% aporte de SN Ia (línea morada); 70% aporte de SN Ia (línea naranja). Las barras de error son incertidumbres de 1σ de las abundancias observadas.

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Reimpresiones y permisos

Xing, QF., Zhao, G., Liu, ZW. et al. Una estrella pobre en metales con abundancias de una supernova de inestabilidad de pares. Naturaleza (2023). https://doi.org/10.1038/s41586-023-06028-1

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Recibido: 13 diciembre 2022

Aceptado: 28 de marzo de 2023

Publicado: 07 junio 2023

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

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