Nucleosynthesis of Pop III and Fe-enriched Pop II Pair-Instability Supernovae

Resumen Técnico: Nucleosíntesis de Supernovas de Inestabilidad de Par de Población III y de Población II enriquecidas con Fe

Planteamiento del Problema
La existencia y el impacto químico de las Supernovas de Inestabilidad de Par (PISNe) de la primera generación de estrellas (Población III) sigue siendo un tema de intensa investigación, motivado por observaciones recientes de estrellas muy pobres en metales (VMP) como LAMOST J1010+2358, cuyos patrones de abundancia se asemejan estrechamente a los rendimientos de las PISN. Sin embargo, las predicciones teóricas para la nucleosíntesis de las PISN varían significativamente dependiendo de las tasas de reacción nuclear y los supuestos de evolución estelar. Además, la evolución química del Universo temprano puede involucrar una segunda generación de estrellas (Población II) que se forman en gas enriquecido exclusivamente por los eyectos de PISN de la Población III. Estudios previos de estas PISN de Población II "enriquecidas con Fe" han ignorado en gran medida los efectos hidrodinámicos de la mezcla convectiva durante la explosión, lo que potencialmente podría omitir firmas críticas que las distingan de sus contrapartes libres de metales. Este artículo aborda las incertidumbres en las tasas de reacción nuclear clave para las PISN de Población III e investiga las características nucleosintéticas distintivas de las PISN de Población II formadas en entornos enriquecidos con Fe, con el objetivo de proporcionar restricciones teóricas para futuras observaciones, particularmente las del JWST.

Metodología
Los autores utilizaron el módulo Modules for Experiments in Stellar Astrophysics (MESA, versión 15140) para realizar cálculos de evolución estelar y nucleosíntesis.

• Modelos Estelares: Se calculó una cuadrícula de modelos de Población III con masas de la Secuencia Principal de Edad Cero (ZAMS) que oscilan entre 130 y 300 $M_\odot$. Estos fueron evolucionados hasta el final de la quema de helio en el núcleo, tras lo cual se eliminó la envoltura de hidrógeno para crear modelos de estrellas de helio puro para la fase de explosión.
• Tasas de Reacción: El estudio investigó específicamente la sensibilidad de las propiedades de la explosión y los rendimientos a las incertidumbres en las tasas de reacción $^{12}\text{C}(\alpha, \gamma)^{16}\text{O}$ y $^{16}\text{O}+^{16}\text{O}$. La tasa de $^{12}\text{C}(\alpha, \gamma)^{16}\text{O}$ se varió en $\pm 1\sigma$ (basándose en mediciones recientes de alta precisión), y la tasa de $^{16}\text{O}+^{16}\text{O}$ se escaló mediante factores de 0.1 y 10 para acotar las posibles incertidumbres.
• Física de la Explosión: A diferencia de estudios de post-procesamiento previos, este trabajo empleó un modelo de convección dependiente del tiempo (TDC) durante la fase de combustión explosiva. Este enfoque tiene en cuenta la escala de tiempo finita del crecimiento y decaimiento convectivo, lo cual es crítico cuando la escala de tiempo nuclear se vuelve comparable a la escala de tiempo dinámica.
• Escenarios de Población II: Para modelar las PISN de Población II enriquecidas con Fe, los autores construyeron composiciones iniciales basadas en los rendimientos integrados de las PISN de Población III (asumiendo una IMF de masa alta o top-heavy) mezcladas con gas primordial. Simularon estrellas de Población II con metalicidades de [Fe/H] = -1 y -2, enfocándose específicamente en modelos con masas de núcleo de helio de 83 $M_\odot$ y 128 $M_\odot$.

Contribuciones Clave y Resultados

1. Sensibilidad de las PISN de Población III a las Tasas de Reacción

• Tasa de $^{12}\text{C}(\alpha, \gamma)^{16}\text{O}$: El estudio encuentra que los elementos de número atómico impar (ej., Na, Al, Cl, K) son particularmente sensibles a esta tasa. El aumento de la tasa reduce la fracción de carbono en el núcleo, debilitando la combustión de carbono en la capa y conduciendo a núcleos más densos que alcanzan temperaturas centrales más altas, lo que potencia la producción de $^{56}\text{Ni}$ y elementos del pico del hierro.
• Tasa de $^{16}\text{O}+^{16}\text{O}$: La producción de elementos del pico del hierro muestra una sensibilidad significativa a ambas tasas de reacción. Una tasa de $^{16}\text{O}+^{16}\text{O}$ más baja retrasa la ignición del oxígeno, requiriendo una mayor contracción y resultando en temperaturas pico más altas y mayores rendimientos de $^{56}\text{Ni}$.
• Comparación con Observaciones: Los autores comparan sus modelos con las abundancias observadas de LAMOST J1010+2358. Aunque sus modelos generalmente se alinean con estudios previos (HW02, TYU18) dentro de las incertidumbres de las tasas de reacción, señalan que el patrón de abundancia específico de J1010+2358 puede ser reproducido por varios escenarios, incluyendo supernovas de colapso de núcleo de baja masa o enriquecimiento mixto, advirtiendo contra una interpretación definitiva de un evento único de PISN sin datos de mayor precisión para elementos como Na, Al, Sc y Zn.

2. Firmas Distintivas de las P la PISN de Población II enriquecidas con Fe

• Mezcla Convectiva: La inclusión del enriquecimiento metálico (incluso a [Fe/H] = -1) aumenta significativamente la opacidad, desencadenando una vigorosa mezcla convectiva durante la combustión de oxígeno explosiva. Este efecto hidrodinámico está ausente en los modelos libres de metales donde la opacidad es baja.
• Energía de Explosión Mejorada: La mezcla convectiva en los modelos de Población II transporta la energía de manera más eficiente, lo que conduce a una mayor liberación de energía gravitacional mediante la contracción del núcleo. En consecuencia, las PISN de Población II explotan a temperaturas y densidades más altas, produciendo energías totales significativamente mayores (hasta $10^{53}$ erg) y mayores rendimientos de $^{56}\text{Ni}$ en comparación con sus contrapartes libres de metales de masa de núcleo similar.
• Diagnósticos Químicos:
  • Efecto Par-Impar más Débil: Las PISN de Población II exhiben un efecto par-impar más débil en comparación con las PISN de Población III debido a la mayor metalicidad inicial y al resultante exceso de neutrones.
  • Producción Mejorada de Zn-Ge: Existe un marcado aumento en la producción de elementos en la región de Zn-Ge (ej., $^{64}\text{Zn}$, $^{70}\text{Ge}$) en los modelos de Población II. Esto se atribuye a las temperaturas más altas y al transporte de material por la convección.
  • Diferenciación: La combinación de un efecto par-impar más débil y una producción mejorada de Zn-Ge sirve como un diagnóstico único para distinguir los remanentes de PISN de Población II de los remanentes de PISN de Población III en el Universo temprano.

Significancia
El artículo proporciona una base teórica para identificar los remanentes de PISN en el Universo temprano, abordando específicamente las inhomogeneidades químicas recientemente descubiertas por el JWST. Al demostrar que las PISN de Población II enriquecidas con Fe producen firmas químicas distintas —específicamente el aumento de los elementos Zn-Ge y un efecto par-impar modificado—, el estudio ofrece nuevas herramientas para rastrear historias de evolución química local. Los resultados sugieren que las PISN de Población II podrían ser una fuente significativa de elementos pesados en el Universo temprano, contribuyendo potencialmente al inventario del proceso s, aunque los autores señalan que se requiere una red nuclear que se extienda más allá del Germanio para confirmar plenamente las vías del proceso s. El trabajo subraya la necesidad de incluir la convección dependiente del tiempo en las simulaciones hidrodinámicas de PISN para predecir con precisión los rendimientos nucleosintéticos y las energías de explosión.