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

Enunciato del Problema
Si teorizza che la prima generazione di stelle (Popolazione III o Pop III) includa stelle massicce (140–270 $M_\odot$) che terminano la loro vita come supernove da instabilità di coppia (PISNe). Si prevede che questi eventi rilascino enormi quantità di energia e sintetizzino ingenti quantità di metalli, imprimendo una caratteristica "dispari-pari" nel pattern di abbondanza del mezzo interstellare. Tuttavia, non è stata identificata alcuna chiara firma di arricchimento da PISN nella popolazione di stelle estremamente povere di metalli (EMP) ($[Fe/H] \le -3$) osservate nell'Universo locale. Due ipotesi principali tentano di spiegare questa assenza: o le PISNe sono state eventi rari, oppure le stelle formatesi da gas arricchito da PISN erano troppo ricche di metalli per essere classificate come stelle EMP. Un lavoro precedente di Magg et al. (2022b) ha indagato quest'ultima possibilità simulando le PISNe più energetiche ($270 M_\odot$, $10^{53}$ erg), scoprendo che, sebbene alcune stelle di seconda generazione superassero la soglia EMP, la maggior parte rimaneva nel regime EMP. Questo articolo affronta l'estremo opposto dello spazio dei parametri teorici delle PISNe per determinare se eventi a minore energia producano esiti di arricchimento differenti.

Metodologia
Gli autori hanno eseguito una simulazione idrodinamica cosmologica utilizzando il codice a mesh mobile AREPO per tracciare in modo coerente la formazione delle stelle Pop III, il loro feedback radiativo e meccanico, e la successiva formazione di stelle di seconda generazione. La configurazione della simulazione rispecchia quella di Magg et al. (2022b) per garantire un confronto diretto, con l'unica eccezione delle proprietà delle supernove.

• Condizioni Iniziali: La simulazione è iniziata da un'istantanea della corsa di Magg et al. (2022b) a redshift $z \approx 23.79$, poco prima della formazione della prima stella Pop III.
• Modello di Supernova: Lo studio si concentra sulle PISNe al limite inferiore di massa ed energia: una massa della progenitrice di $140 M_\odot$ e un'energia di esplosione di $5 \times 10^{51}$ erg. Questo viene messo a confronto con l'energia di $10^{53}$ erg utilizzata nel caso ad alta energia.
• Implementazione del Feedback: Il feedback radiativo è stato modellato utilizzando il codice SPRAI con bande energetiche specifiche per la dissociazione e l'ionizzazione dell'H$_2$. Il feedback meccanico ha comportato l'iniezione di energia termica e particelle traccianti Monte Carlo nelle 1000 celle più vicine alla particella pozzo per tracciare l'arricchimento metallico.
• Risoluzione: La simulazione ha impiegato un raffinamento adattivo della mesh, assicurando che la lunghezza di Jeans fosse risolta da almeno 8 celle e la sfera di Strömgren da almeno 1000 celle. Il diametro effettivo massimo della cella è stato limitato a 0.15 pc vicino alle stelle per risolvere il raggio di Sedov-Taylor.
• Ambito: La simulazione è durata circa 55 Myr, coprendo il periodo dalla prima formazione stellare al ricollapso del gas e alla formazione di stelle di seconda generazione in 12 aloni specifici in cui il feedback radiativo è stato tracciato in modo coerente.

Contributi e Risultati Chiave

1. Dominio dell'Arricchimento Interno: La simulazione rivela che tutte le stelle di seconda generazione si formano esclusivamente tramite arricchimento interno all'interno dello stesso alone che ha ospitato la prima stella Pop III. Non sono stati osservati esempi di arricchimento esterno (dove il gas da un alone arricchisce un alone vicino) durante il periodo simulato.
2. Esiti di Metallicità: La metallicità mediana delle stelle di seconda generazione è $[Fe/H] \approx -5.5$. Questo valore è circa 2.9 dex inferiore alla mediana trovata nella simulazione di PISN ad alta energia (Magg et al. 2022b), nonostante la resa teorica di ferro della PISN a bassa energia sia inferiore di 4 dex.
3. Meccanismo di Diluizione: La discrepanza tra la differenza di resa (4 dex) e la differenza risultante di metallicità (2.9 dex) è attribuita alla minore energia di esplosione. L'onda d'urto da $5 \times 10^{51}$ erg è meno capace di slegare il gas dal pozzo potenziale dell'alone rispetto al caso da $10^{53}$ erg. Di conseguenza, gli ejecta metallici rimangono confinati in un volume più piccolo vicino al sito dell'esplosione, risultando in una minore diluizione rispetto allo scenario ad alta energia, dove il gas viene spazzato via e mescolato più estesamente.
4. Tempi di Ricollapso: Il ritardo temporale tra l'esplosione della supernova e la formazione della stella di seconda generazione (tempo di ricollapso, $t_{rec}$) è generalmente più breve nel caso a bassa energia (mediana $\sim 10$ Myr) rispetto al caso ad alta energia. In alcuni aloni, strutture di gas denso sono sopravvissute all'urto, portando a un ricollapso molto rapido ($t_{rec} < 1$ Myr).
5. Pattern di Abbondanza: Le stelle di seconda generazione esibiscono un alto rapporto carbonio-ferro ($[C/Fe] \sim 3.6$) e il caratteristico pattern di abbondanza dispari-pari associato alle rese delle PISNe. Queste firme chimiche le collocano pienamente nello spazio dei parametri osservativi delle stelle EMP trovate nel database SAGA.

Significato e Conclusioni
Il documento conclude che se le PISNe della Pop III fossero state un canale comune per l'arricchimento metallico primordiale, le stelle di seconda generazione risultanti sarebbero state facilmente rilevabili all'interno della popolazione EMP osservata a causa delle loro basse metallicità ($[Fe/H] \sim -5.5$) e delle loro firme chimiche distinte. Il fatto che tali stelle non siano state osservate, nonostante le simulazioni prevedano che dovrebbero esistere e essere osservabili, smentisce fortemente l'ipotesi che le PISNe siano state la fonte dominante di arricchimento metallico primordiale.

Invece, gli autori propongono che la maggior parte dell'arricchimento nelle stelle EMP osservate provenga probabilmente da supernove da collasso del nucleo (CCSNe) e/o ipernove di massa inferiore. Lo studio suggerisce che, se le PISNe si sono verificate, sono state eventi rari. I risultati rafforzano la necessità di canali di arricchimento alternativi per spiegare la composizione chimica delle prime generazioni stellari, evidenziando al contempo che l'assenza di firme PISN nelle stelle EMP è un vincolo robusto sulla frequenza di queste esplosioni massicce nell'Universo primordiale.