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가장 거대하고 수명이 가장 짧은 별은 은하 이전 시대의 화학적 진화를 지배합니다. 수치 시뮬레이션을 기반으로 이러한 1세대 별의 질량은 태양 질량의 수백 배에 달할 것으로 오랫동안 추측되어 왔습니다1,2,3,4. 질량 범위가 태양 질량의 140~260배에 달하는 초대형 1세대 별은 쌍불안정성 초신성(PISNe)5을 통해 초기 성간 물질을 풍부하게 할 것으로 예상됩니다. 그러나 수십 년간의 관측 노력으로는 은하계에서 금속이 가장 부족한 별에 있는 매우 무거운 별의 흔적을 고유하게 식별할 수 없었습니다6,7. 여기서 우리는 나트륨과 코발트 함량이 극도로 낮은 VMP(Very Metal-Poor) 별의 화학적 조성을 보고합니다. 이 별의 철분에 대한 나트륨 함량은 태양보다 두 자릿수 이상 낮습니다. 이 별은 나트륨/마그네슘, 코발트/니켈과 같은 홀수 및 짝수 전하수 원소 간에 매우 큰 존재비 차이를 나타냅니다. 나트륨 및 α 원소의 결핍과 함께 ​​이러한 독특한 홀짝수 효과는 태양질량 140배보다 큰 별에서 발생하는 원시쌍불안정성 초신성(PISN)에 대한 예측과 일치합니다. 이는 초기 우주에 매우 무거운 별이 존재했음을 나타내는 명확한 화학적 특징을 제공합니다.

은하 헤일로별 LAMOST J1010+2358(이하 J1010+2358, V밴드 등급 V = 16.01)은 LAMOST(Large Sky Area Multi-Object Fiber Spectroscopic Telescope)를 기반으로 Mg 함량이 상대적으로 낮은 VMP별로 확인되었습니다. ) 설문조사8,9. 스바루 망원경(방법)을 사용한 후속 관측에서 얻은 고해상도 스펙트럼 분석을 통해 J1010+2358은 VMP 별([Fe/H] = −2.42)이며 α 원소 존재량이 매우 적은 것으로 확인되었습니다(예: [Mg/Fe] = -0.66). LAMOST 조사와 고해상도 스펙트럼을 이용한 후속 관측을 통해 400개 이상의 VMP 별이 확인되었습니다10,11. 이들 VMP 별 중 어느 것도 그렇게 낮은 α 원소 존재비를 나타내지 않습니다. 나트륨과 바륨의 특이한 부재와 함께 철에 대한 α 원소의 비율이 현저히 낮은 것은 J1010+2358이 대부분의 후광별과는 완전히 다른 화학적 농축 역사를 기록했을 수 있음을 나타냅니다.

표 1에 표시된 Mg, Si, Ca, Ti, Cr, Mn, Fe, Co 및 Ni의 존재비는 1차원 평면 평행 국부 열역학적 평형(LTE) 모델 대기를 기반으로 한 등가 폭(EW)에서 결정됩니다. Na, Sc, Zn, Sr 및 Ba 존재비의 상한은 스펙트럼 합성 방법으로 추정됩니다. [Fe/H] = −2.42인 VMP 별인 J1010+2358의 화학적 함량은 우리은하의 다른 금속 함량이 낮은 별과 비교할 때 매우 독특합니다. 이 별은 Na, Mg, Ca, Ti, Cr, Mn, Co, Ni 및 Zn에 대한 아태양 [X/Fe] 비율을 가지고 있습니다. Na/Fe 비율([Na/Fe] < −2.02)은 태양값 29의 1/100보다 낮은 반면, 금속이 부족한 거의 모든 별은 Na/Fe 비율([Na/Fe] > −1)을 나타냅니다. 태양 가치의 1/10보다 큽니다(그림 1). 더욱이, J1010+2358의 Mg 대 Fe 비율([Mg/Fe] = −0.66)은 유사한 금속성을 지닌 은하 헤일로 별의 일반적인 존재 비율보다 상당히 낮습니다. 이 별의 Co 함량은 금속성으로 인해 비정상적으로 낮습니다. 눈에 띄는 것은 홀수 Z 원소 존재비와 짝수 Z 원소 존재비 사이의 큰 차이, 즉 Na/Mg 및 Co/Ni와 같은 소위 홀수-짝수 효과입니다. J1010+2358에서 Sr 및 Ba와 같은 중성자 포획 원소의 흡수선이 없다는 점도 주목할 만합니다. Sr과 Ba 존재비의 상한은 VMP 별에 대해 예상되는 것보다 낮습니다. 이는 빠르거나 느린 중성자 포획 공정 요소가 풍부하다는 증거가 없음을 의미합니다13.

J1010+2358은 빨간색 원으로 표시됩니다. 검은색 원은 문헌에 나오는 금속이 부족한 별을 나타냅니다10,11. 화살표는 상한을 나타냅니다. 오차 막대는 관찰된 존재비의 1σ 불확실성입니다.

 +0.3) owing to the chemical enrichment with core-collapse supernovae (CCSNe, enhancement of α elements) and the absence of Type Ia supernova (SN Ia) contributions14 (enhancement of iron). The low abundances of α elements with respect to iron in J1010+2358 show an excessive enrichment of iron. A few metal-poor stars are known to have low α element to iron ratios (α-poor stars)15,16 that are similar to J1010+2358, but none of these stars exhibits such low abundances of iron peak [X/Fe] (for example, Cr, Mn, Co, Ni and Zn) as J1010+2358 (Fig. 2). The model at present 14,16,17 is that the abundance patterns of previously known α-poor stars are the result of large iron yields from SN Ia. Combined with the enrichment of α elements (for example, Mg, Si and Ca) by CCSNe18, the contribution of SN Ia leads to the increase of iron-peak elements only and, thereby, to the decrease of [α/Fe] ratio19. As shown in Fig. 2, the previously known α-poor stars present normal or higher abundances of [Cr/Fe] and [Mn/Fe], along with low α element to iron ratios. By contrast, the abundances of [Cr/Fe] and [Mn/Fe] in J1010+2358 are much lower than those of other stars, ruling out any contribution from SN Ia. In general, the peculiar abundance pattern of J1010+2358 is markedly different from any known stars. Its abundance pattern is not likely to be produced by nucleosynthetic yields of several progenitors, as contributions from normal nucleosynthesis (for example, core-collapse supernova (CCSN) or SN Ia) would obscure such a peculiar feature of chemical abundances. The entire abundance pattern could be produced by nucleosynthesis from a very massive first-generation star, which contributes excess iron into the interstellar medium by means of a PISN5./p> −3), such as J1010+2358, should be formed in PISN-dominated cloud before the birth of the most metal-poor stars with CCSN imprints. Notably, a very low [Mg/Fe] as found for J1010+2358 has been observed in a broad line region in a very-high-redshift quasar27 with a high [Fe/H], for which a large amount of iron contributed by PISNe is suggested. The peculiar abundances of J1010+2358 provide key features for identifying PISN signatures. Detailed studies of VMP stars included in the large stellar abundance databases28 will facilitate the discovery of more PISN-dominated stars and provide an essential clue to constraining the initial mass function in the early universe./p>