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

Résumé technique : Nucléosynthèse des supernovae à instabilité de paire de Population III et de Population II enrichies en Fe

Énoncé du problème
L'existence et l'impact chimique des supernovae à instabilité de paire (PISN) issues de la première génération d'étoiles (Population III) font l'objet de recherches intenses, motivées par les observations récentes d'étoiles très pauvres en métaux (VMP) comme LAMOST J1010+2358, dont les motifs d'abondance ressemblent étroitement aux rendements des PISN. Cependant, les prédictions théoriques pour la nucléosynthèse des PISN varient considérablement selon les taux de réactions nucléaires et les hypothèses d'évolution stellaire. De plus, l'évolution chimique de l'Univers primordial peut impliquer une seconde génération d'étoiles (Population II) se formant dans un gaz enrichi exclusivement par les éjectas de PISN de Pop III. Les études précédentes sur ces PISN de Pop II « enrichies en Fe » ont largement négligé les effets hydrodynamiques du mélange convectif pendant l'explosion, risquant ainsi de manquer des signatures critiques permettant de les distinguer de leurs homologues sans métaux. Cet article traite des incertitudes relatives aux taux de réactions nucléaires clés pour les PISN de Pop III et étudie les caractéristiques nucléosynthétiques distinctes des PISN de Pop II formées dans des environnements enrichis en fer, dans le but de fournir des contraintes théoriques pour les observations futures, particulièrement celles du JWST.

Méthodologie
Les auteurs ont utilisé les modules MESA (Modules for Experiments in Stellar Astrophysics, version 15140) pour effectuer des calculs d'évolution stellaire et de nucléosynthèse.

• Modèles stellaires : Une grille de modèles de Pop III avec des masses de la séquence principale de l'âge zéro (ZAMS) allant de 130 à 300 $M_\odot$ a été calculée. Ces modèles ont été évolués jusqu'à la fin de la combustion de l'hélium central, après quoi l'enveloppe d'hydrogène a été dépouillée pour créer des modèles d'étoiles d'hélium pur pour la phase d'explosion.
• Taux de réaction : L'étude a spécifiquement examiné la sensibilité des propriétés d'explosion et des rendements aux incertitudes des taux de réactions $^{12}\text{C}(\alpha, \gamma)^{16}\text{O}$ et $^{16}\text{O}+^{16}\text{O}$. Le taux de $^{12}\text{C}(\alpha, \gamma)^{16}\text{O}$ a été varié de $\pm 1\sigma$ (basé sur des mesures récentes de haute précision), et le taux de $^{16}\text{O}+^{16}\text{O}$ a été mis à l'échelle par des facteurs de 0,1 et 10 pour encadrer les incertitudes potentielles.
• Physique de l'explosion : Contrairement aux études de post-traitement précédentes, ce travail a employé un modèle de convection dépendante du temps (TDC) pendant la phase de combustion explosive. Cette approche tient compte de l'échelle de temps finie de la croissance et de la décroissance de la convection, ce qui est critique lorsque l'échelle de temps nucléaire devient comparable à l'échelle de temps dynamique.
• Scénarios de Pop II : Pour modéliser les PISN de Pop II enrichies en fer, les auteurs ont construit des compositions initiales basées sur les rendements intégrés des PISN de Pop III (en supposant une IMF top-heavy) mélangés à du gaz primordial. Ils ont simulé des étoiles de Pop II avec des métallicités de [Fe/H] = -1 et -2, en se concentrant spécifiquement sur des modèles avec des masses de cœur d'hélium de 83 $M_\odot$ et 128 $M_\odot$.

Contributions clés et résultats

1. Sensibilité des PISN de Pop III aux taux de réaction

• Taux de $^{12}\text{C}(\alpha, \gamma)^{16}\text{O}$ : L'étude montre que les éléments à numéro atomique impair (ex. Na, Al, Cl, K) sont particulièrement sensibles à ce taux. L'augmentation du taux réduit la fraction de carbone central, affaiblissant la combustion du carbone en couche et conduisant à des cœurs plus denses qui atteignent des températures centrales plus élevées, augmentant ainsi la production de $^{56}\text{Ni}$ et d'éléments du pic du fer.
• Taux de $^{16}\text{O}+^{16}\text{O}$ : La production d'éléments du pic du fer montre une sensibilité significative aux deux taux de réaction. Un taux de $^{16}\text{O}+^{16}\text{O}$ plus faible retarde l'allumage de l'oxygène, nécessitant une contraction supplémentaire et résultant en des températures de pointe plus élevées et des rendements en $^{56}\text{Ni}$ accrus.
• Comparaison avec les observations : Les auteurs comparent leurs modèles avec les abondances observées de LAMOST J1010+2358. Bien que leurs modèles s'alignent généralement avec les études précédentes (HW02, TYU18) dans les limites des incertitudes de taux de réaction, ils notent que le motif d'abondance spécifique de J1010+2358 peut être reproduit par divers scénarios, y compris des supernovae à effondrement de cœur de faible masse ou un enrichissement mixte, mettant en garde contre une interprétation de PISN à événement unique sans données de plus haute précision pour des éléments comme Na, Al, Sc et Zn.

2. Signatures distinctes des PISN de Pop II enrichies en Fe

• Mélange convectif : L'inclusion de l'enrichissement métallique (même à [Fe/H] = -1) augmente considérablement l'opacité, déclenchant un mélange convectif vigoureux pendant la combustion explosive de l'oxygène. Cet effet hydrodynamique est absent dans les modèles sans métaux où l'opacité est faible.
• Énergie d'explosion accrue : Le mélange convectif dans les modèles de Pop II transporte l'énergie plus efficacement, entraînant une plus grande libération d'énergie gravitationnelle via la contraction du cœur. Par conséquent, les PISN de Pop II explosent à des températures et des densités plus élevées, produisant des énergies totales nettement plus importantes (jusqu'à $10^{53}$ erg) et des rendements en $^{56}\text{Ni}$ plus élevés que leurs homologues sans métaux de masse de cœur similaire.
• Diagnostics chimiques :
  • Effet de pair impair-pair plus faible : Les PISN de Pop II présentent un effet de pair impair-pair plus faible que les PISN de Pop III en raison de la métallicté initiale plus élevée et de l'excès de neutrons qui en résulte.
  • Production accrue de Zn-Ge : Il existe un renforcement marqué de la production d'éléments dans la région Zn-Ge (ex. $^{64}\text{Zn}$, $^{70}\text{Ge}$) dans les modèles de Pop II. Cela est attribué aux températures plus élevées et au transport de matière par la convection.
  • Différenciation : La combinaison d'un effet de pair impair-pair plus faible et d'une production accrue de Zn-Ge sert de diagnostic unique pour distinguer les rémanents de PISN de Pop II des rémanents de PISN de Pop III dans l'Univers primordial.

Signification
L'article fournit une base théorique pour identifier les rémanents de PISN dans l'Univers primordial, en abordant spécifiquement les inhomogénéités chimiques récemment découvertes par le JWST. En démontrant que les PISN de Pop II enrichies en fer produisent des signatures chimiques distinctes — spécifiquement l'augmentation des éléments Zn-Ge et un effet de pair impair-pair modifié — l'étude offre de nouveaux outils pour tracer les histoires d'évolution chimique localisées. Les résultats suggèrent que les PISN de Pop II pourraient être une source importante d'éléments lourds dans l'Univers primordial, contribuant potentiellement à l'inventaire du processus s, bien que les auteurs notent qu'un réseau nucléaire s'étendant au-delà du germanium est nécessaire pour confirmer pleinement les voies du processus s. Ce travail souligne la nécessité d'inclure la convection dépendante du temps dans les simulations hydrodynamiques des PISN pour prédire avec précision les rendements nucléosynthétiques et les énergies d'explosion.