Metal Enrichment by the First Stars Exploding at the Lower Energy Limit of Pair-Instability Supernovae

Enunciado del Problema
Se teoriza que la primera generación de estrellas (Población III o Pop III) incluye estrellas masivas (140–270 $M_\odot$) que terminan sus vidas como supernovas de inestabilidad por pares (PISNe). Se espera que estos eventos liberen vastas cantidades de energía y sinteticen cantidades sustanciales de metales, imprimiendo un patrón característico de abundancia "par-impar" en el medio interestelar. Sin embargo, no se ha identificado ninguna firma clara de enriquecimiento por PISN en la población de estrellas extremadamente pobres en metales (EMP) ($[Fe/H] \le -3$) observadas en el Universo local. Dos hipótesis principales intentan explicar esta ausencia: o bien las PISNe fueron eventos raros, o las estrellas formadas a partir de gas enriquecido por PISNe eran demasiado ricas en metales para ser clasificadas como estrellas EMP. El trabajo anterior de Magg et al. (2022b) investigó esta última posibilidad simulando las PISNe más energéticas ($270 M_\odot$, $10^{53}$ erg), encontrando que, aunque algunas estrellas de segunda generación superaron el umbral EMP, la mayoría permaneció dentro del régimen EMP. Este artículo aborda el extremo opuesto del espacio de parámetros teórico de las PISNe para determinar si los eventos de menor energía producen resultados de enriquecimiento diferentes.

Metodología
Los autores realizaron una simulación hidrodinámica cosmológica utilizando el código de malla móvil AREPO para rastrear de manera autoconsistente la formación de estrellas Pop III, su retroalimentación radiativa y mecánica, y la posterior formación de estrellas de segunda generación. La configuración de la simulación refleja la de Magg et al. (2022b) para garantizar una comparación directa, con la única excepción de las propiedades de la supernova.

• Condiciones Iniciales: La simulación comenzó desde una instantánea de la ejecución de Magg et al. (2022b) en un corrimiento al rojo $z \approx 23.79$, poco antes de que se formara la primera estrella Pop III.
• Modelo de Supernova: El estudio se centra en las PISNe en el límite inferior de masa y energía: una masa progenitora de $140 M_\odot$ y una energía de explosión de $5 \times 10^{51}$ erg. Esto se contrasta con la energía de $10^{53}$ erg utilizada en el caso de alta energía.
• Implementación de la Retroalimentación: La retroalimentación radiativa se modeló utilizando el código SPRAI con bandas de energía específicas para la disociación y la ionización de H$_2$. La retroalimentación mecánica implicó la inyección de energía térmica y partículas rastreadoras de Monte Carlo en las 1000 celdas más cercanas a la partícula sumidero para rastrear el enriquecimiento metálico.
• Resolución: La simulación empleó refinamiento de malla adaptativo, asegurando que la longitud de Jeans se resolviera con al menos 8 celdas y la esfera de Strömgren con al menos 1000 celdas. El diámetro efectivo máximo de la celda se limitó a 0.15 pc cerca de las estrellas para resolver el radio de Sedov-Taylor.
• Alcance: La simulación se ejecutó durante aproximadamente 55 Myr, cubriendo el período desde la primera formación estelar hasta el recoloapso del gas y la formación de estrellas de segunda generación en 12 halos específicos donde se rastreó la retroalimentación radiativa de manera autoconsistente.

Contribuciones y Resultados Clave

1. Dominio del Enriquecimiento Interno: La simulación revela que todas las estrellas de segunda generación se forman exclusivamente mediante enriquecimiento interno dentro del mismo halo que albergó la primera estrella Pop III. No se observaron ejemplos de enriquecimiento externo (donde el gas de un halo enriquece a un halo vecino) durante el período de tiempo simulado.
2. Resultados de Metalicidad: La metalicidad mediana de las estrellas de segunda generación es $[Fe/H] \approx -5.5$. Este valor es aproximadamente 2.9 dex más bajo que la mediana encontrada en la simulación de PISN de alta energía (Magg et al. 2022b), a pesar de que el rendimiento teórico de hierro de la PISN de baja energía es 4 dex más bajo.
3. Mecanismo de Dilución: La discrepancia entre la diferencia de rendimiento (4 dex) y la diferencia resultante de metalicidad (2.9 dex) se atribuye a la menor energía de la explosión. La onda de choque de $5 \times 10^{51}$ erg es menos capaz de desvincular el gas del pozo potencial del halo en comparación con el caso de $10^{53}$ erg. En consecuencia, los ejecta metálicos permanecen confinados en un volumen más pequeño cerca del sitio de la explosión, resultando en una menor dilución que en el escenario de alta energía, donde el gas es barrido y mezclado más extensamente.
4. Tiempos de Recoloapso: El retraso temporal entre la explosión de la supernova y la formación de la estrella de segunda generación (tiempo de recoloapso, $t_{rec}$) es generalmente más corto en el caso de baja energía (mediana $\sim 10$ Myr) en comparación con el caso de alta energía. En algunos halos, las estructuras de gas denso sobrevivieron a la onda de choque, lo que llevó a un recoloapso muy rápido ($t_{rec} < 1$ Myr).
5. Patrones de Abundancia: Las estrellas de segunda generación exhiben una alta relación carbono-hierro ($[C/Fe] \sim 3.6$) y el patrón característico de abundancia par-impar asociado con los rendimientos de PISN. Estas firmas químicas las sitúan firmemente dentro del espacio de parámetros observacionales de las estrellas EMP encontradas en la base de datos SAGA.

Significado y Conclusiones
El artículo concluye que si las PISNe de Pop III fueran un canal común para el enriquecimiento metálico temprano, las estrellas de segunda generación resultantes serían fácilmente detectables dentro de la población EMP observada debido a sus bajas metalicidades ($[Fe/H] \sim -5.5$) y sus firmas químicas distintivas. El hecho de que tales estrellas no se observen, a pesar de que las simulaciones predicen que deberían existir y ser observables, desfavorece fuertemente la hipótesis de que las PISNe fueron la fuente dominante de enriquecimiento metálico temprano.

En cambio, los autores proponen que la mayor parte del enriquecimiento en las estrellas EMP observadas probablemente se origina en supernovas de colapso del núcleo (CCSNe) de menor masa y/o hipernovas. El estudio sugiere que si las PISNe ocurrieron, fueron eventos raros. Los resultados refuerzan la necesidad de canales de enriquecimiento alternativos para explicar la composición química de las primeras generaciones estelares, al tiempo que destacan que la ausencia de firmas de PISN en las estrellas EMP es una restricción robusta sobre la frecuencia de estas explosiones masivas en el Universo temprano.