p Painel superior:ajuste da temperatura efetiva às três primeiras linhas Balmer (rotuladas) no espectro de alta resolução do MIKE, em comparação com os modelos no Teff preferido =4850 K. As linhas são mostradas em uma escala de velocidade centrada em cada linha, e foram deslocados verticalmente. Os blocos sombreados em cinza representam as faixas de comprimento de onda usadas na minimização χ2. Painel do meio:ajuste da gravidade da superfície à espectrofotometria de média resolução WiFeS, com uma inserção ampliada mostrando a região de salto de Balmer, no log preferido g =2,0. Painel inferior:o exemplo se ajusta às linhas de Fe e Mg no espectro de alta resolução do MIKE. Em todos os painéis, modelos adicionais ilustram a sensibilidade, e a legenda lista os modelos conforme mostrado de cima para baixo. Crédito:Nordlander et al., 2019.
p Uma equipe internacional de astrônomos detectou uma nova estrela extremamente pobre em metais com a menor abundância de ferro já medida. SMSS designado J160540.18−144323.1, o objeto recém-descoberto é a estrela com maior deficiência de ferro para a qual o ferro foi detectado. A descoberta é apresentada em um artigo publicado em 16 de abril no repositório de pré-impressão arXiv. p Estrelas pobres em metais são objetos raros, pois apenas algumas estrelas com abundância de ferro [Fe / H] abaixo de –5 foram descobertas até agora. Atualmente, SMSS J0313-6708, com metalicidade abaixo de –7,3, é a estrela mais pobre em ferro conhecida até hoje. Contudo, a estrela mais pobre em ferro onde o ferro foi realmente detectado é HE 1327−2326 com metalicidade em um nível de -5,7.
p Os astrônomos estão interessados em expandir a ainda pequena lista de estrelas pobres em metais, pois esses objetos têm o potencial de melhorar nosso conhecimento da evolução química do universo. Acredita-se que a evolução inicial do universo seja dependente das propriedades da primeira geração de estrelas livres de metal.
p Procurando por tais estrelas usando o telescópio SkyMapper na Austrália e espectrógrafos em outros telescópios terrestres, um grupo de astrônomos liderados por Thomas Nordlander, da Australian National University, identificou uma nova adição à lista de estrelas com metalidades extremamente baixas. As observações descobriram que a estrela SMSS J160540.18−144323.1 (SMSS 1605−1443 para abreviar), localizado no halo da Via Láctea, provavelmente cerca de 36, 000 anos-luz de distância, tem uma abundância ultra baixa de ferro.
p "Relatamos a descoberta do SMSS J160540.18−144323.1, uma nova estrela de halo ultra-pobre de metal descoberta com o telescópio SkyMapper, "escreveram os pesquisadores no jornal.
p A pesquisa descobriu que SMSS 1605−1443 é uma estrela gigante vermelha com uma temperatura efetiva de cerca de 4, 850 K, e tem uma abundância extremamente baixa de elementos mais pesados, incluindo uma abundância extremamente baixa de ferro em um nível de -6,2.
p Embora as abundâncias químicas de outros elementos de SMSS 1605−1443 tenham se mostrado compatíveis com a composição química alfa aprimorada típica de estrelas halo, o objeto estudado apresenta forte realce de carbono. Esse, de acordo com o estudo, sugere um enriquecimento de uma supernova de mistura e fallback de População III (a primeira geração de estrelas livres de metal).
p "Estrelas da população III explodindo como supernovas substitutas podem explicar o forte aumento do carbono e a aparente falta de aumento da abundância de elementos de captura de nêutrons e ímpar-Z, "observaram os astrônomos.
p Em comentários finais, os pesquisadores sublinharam que SMSS 1605−1443 tem a menor metalicidade entre as estrelas para as quais o ferro foi detectado, exibe superabundância de carbono, e que não mostra um forte realce nem uma tendência de abundância forte entre os elementos mais pesados que o carbono. Outras observações desta estrela, estudando espectros de alta qualidade, poderia fornecer análises químicas mais detalhadas, o que em resultado poderia fornecer mais pistas sobre a natureza de sua estrela progenitora de População III. p © 2019 Science X Network
