Pierwsze gwiazdy rozświetliły Wszechświat podczas Kosmicznego Świtu i położyły kres kosmicznym wiekom ciemnym, które nastąpiły po Wielkim Wybuchu. Jednak rozkład ich masy jest jedną z największych nierozwiązanych tajemnic kosmosu.
Symulacje numeryczne sugerują, że pierwsze gwiazdy powstałe w kosmosie mogły osiągnąć nawet kilkaset razy większą masę niż Słońce. Wśród nich pierwsze gwiazdy o masach od 140 do 260 mas Słońca zakończyły swój żywot jako supernowe powstałe z niestabilności kreacji par (PISN). PISN różniłyby się znacznie od zwykłych supernowych (tj. supernowych typu II i typu Ia) i pozostawiłyby unikalne ślady chemiczne w atmosferze gwiazdy następnej generacji. Jednak takiej sygnatury nie znaleziono.
Nowe badania przeprowadzone przez profesora ZHAO Ganga z Narodowych Obserwatoriów Astronomicznych Chińskiej Akademii Nauk (NAOC) zidentyfikowały chemicznie osobliwą gwiazdę (LAMOST J1010+2358) w halo galaktycznym jako wyraźny dowód na istnienie PISN pochodzących z bardzo masywnych pierwszych gwiazd we wczesnym Wszechświecie. Odkrycie oparte jest na analizie danych z przeglądu Large Sky Area Multi-Object Fiber Spectroscopic Telescope (LAMOST) oraz dodatkowych obserwacji spektralnych o wysokiej rozdzielczości przeprowadzonych przez Teleskop Subaru. Potwierdzono, że gwiazda ta powstała w obłoku gazu zdominowanym przez PISN o masie 260 mas Słońca. W skład zespołu weszli również naukowcy z Yunnan Observatories of CAS, National Astronomical Observatory of Japan i Monash University w Australii.
Wyniki zostały opublikowane online 7 czerwca 2023 roku w Nature.
Zespół badawczy przeprowadził obserwacje spektroskopowe o wysokiej rozdzielczości dla J1010+2358 przy użyciu teleskopu Subaru. Badania te doprowadziły do odkrycia obfitości ponad dziesięciu pierwiastków. Najbardziej istotną cechą tej gwiazdy jest jej niezwykle niska zawartość sodu i kobaltu. Stosunek sodu do żelaza wynosi mniej niż 1/100 wartości słonecznej. Dodatkowo, gwiazda ta wykazuje znaczącą zmienną obfitość między pierwiastkami o parzystej i nieparzystej liczbie atomowej, takimi jak sód/magnez i kobalt/nikiel.
Specyficzna zmienność nieparzysto-parzysta, wraz z niedoborami sodu i pierwiastków α w tej gwieździe, jest zgodna z przewidywaniami dla pierwotnej gwiazdy PISN, gwiazd pierwszej generacji o masie 260 mas Słońca – powiedział dr XING Qianfan, główny autor badań.
Odkrycie J1010+2358 stanowi bezpośrednie potwierdzenie niestabilności hydrodynamicznej wywołanej produkcją par elektron-pozyton w ramach teorii ewolucji bardzo masywnych gwiazd. Proces tworzenia par elektron-pozyton redukuje ciśnienie termiczne wewnętrznej części jądra takiej gwiazdy, co prowadzi do jej częściowego zapadnięcia się.
Stanowi to istotną wskazówkę do ograniczenia początkowej funkcji masy we wczesnym Wszechświecie – wyjaśnia profesor Zhao Gang, współautor pracy. Przed tymi badaniami nie znaleziono nigdy żadnych dowodów na istnienie supernowych pochodzących z tak masywnych gwiazd w gwiazdach ubogich w metale.
Co więcej, obfitość żelaza w gwieździe LAMOST J1010+2358 ([Fe/H] = -2,42) jest znacznie wyższa niż w przypadku najbardziej ubogich w metale gwiazd w halo galaktycznym, co sugeruje, że gwiazdy drugiej generacji powstałe w gazie zdominowanym przez PISN mogą być bogatsze w metale niż oczekiwano.
Jednym ze świętych Graali poszukiwania gwiazd ubogich w metale jest znalezienie dowodów na istnienie tych wczesnych supernowych powstałych z niestabilności kreacji par – mówi znany profesor Avi Loeb, były przewodniczący Wydziału Astronomii na Uniwersytecie Harvarda. Ten artykuł przedstawia, według mojej wiedzy, pierwsze definitywne powiązanie gwiazdy galaktycznego halo z wzorcem obfitości pochodzącym z PISN – tak z kolei skomentował wyniki Timothy Beers, kierownik katedry astrofizyki na Uniwersytecie Notre Dame.
Więcej informacji:
- Researchers Discover Chemical Evidence for Pair-instability Supernova from A Very Massive First Star
- A metal-poor star with abundances from a pair-instability supernova
Źródło: CAS
Opracowanie:
Agnieszka Nowak
Na ilustracji: Gwiezdna skamielina: odciski supernowych powstałych z niestabilności kreacji par z bardzo masywnych pierwszych gwiazd. Źródło: NAOC
