Figura 1:La concepción de un artista de un escenario de supernova de tipo Ia degenerada única. Debido a la fuerza gravitacional más fuerte de la enana blanca de la izquierda, el material exterior del más grande, La estrella de la secuencia principal que evoluciona ligeramente a la derecha se arranca y fluye hacia la enana blanca, aumentando eventualmente la masa de la enana blanca hacia la masa de Chandrasekhar. Esta enana blanca de carbono-oxígeno explotará más tarde como una supernova de Tipo Ia. Crédito:Kavli IPMU
Los investigadores han encontrado que es probable que las estrellas enanas blancas con masas cercanas a la masa estable máxima (llamada masa de Chandrasekhar) produzcan grandes cantidades de manganeso. planchar, y níquel después de que orbitan otra estrella y explotan como supernovas de Tipo Ia.
Una supernova de Tipo Ia es una explosión termonuclear de una estrella enana blanca de carbono-oxígeno con una estrella compañera orbitando alrededor. también conocido como sistema binario. En el universo, Las supernovas de tipo Ia son los principales sitios de producción de elementos de pico de hierro, incluyendo manganeso, planchar, y níquel, y algunos elementos de masa intermedia que incluyen silicio y azufre.
Sin embargo, Los investigadores de hoy no pueden ponerse de acuerdo sobre qué tipo de sistemas binarios desencadenan la explosión de una enana blanca. Es más, extensas observaciones recientes han revelado una gran diversidad de productos de nucleosíntesis, la creación de nuevos núcleos atómicos a partir de los núcleos existentes en la estrella por fusión nuclear, de las supernovas de Tipo Ia y sus remanentes, en particular, la cantidad de manganeso, níquel estable, e isótopos radiactivos de níquel 56 y níquel 57.
Para descubrir el origen de tales diversidades, El investigador del proyecto del Instituto Kavli para la Física y las Matemáticas del Universo (Kavli IPMU) Shing-Chi Leung y el científico principal Ken'ichi Nomoto llevaron a cabo simulaciones utilizando el esquema más preciso hasta la fecha para la hidrodinámica multidimensional de los modelos de supernovas de Tipo Ia. Examinaron cómo los patrones de abundancia química y la creación de nuevos núcleos atómicos a partir de nucleones existentes dependen de las propiedades de las enanas blancas y sus progenitores.
Figura 2:Gráfico de color de la distribución de temperatura del modelo de supernova de tipo Ia de referencia aproximadamente 1 segundo después de la explosión. Para producir este resultado se utiliza el modelo de deflagración con transición deflagración-detonación. Crédito:Leung et al.
"La parte más importante y única de este estudio es que este es hasta ahora el estudio de parámetros más grande en el espacio de parámetros para el rendimiento de supernova de Tipo Ia utilizando la enana blanca de masa de Chandrasekhar, "dijo Leung.
Un caso particularmente interesante fue el remanente de supernova 3C 397. 3C 397 se encuentra en la Galaxia a aproximadamente 5,5 kpc del centro del disco galáctico. Se encontró que sus proporciones de abundancia estable de manganeso / hierro y níquel / hierro eran dos y cuatro veces mayores que las del Sol, respectivamente. Leung y Nomoto encontraron las proporciones de abundancia entre manganeso, el hierro y el níquel son sensibles a la masa de las enanas blancas y a la metalicidad (cuán abundante es en elementos más pesados que el hidrógeno y el helio). Los valores medidos de 3C 397 se pueden explicar si la enana blanca tiene una masa tan alta como la masa de Chandrasekhar y una alta metalicidad.
Los resultados sugieren que el 3C 397 remanente no podría ser el resultado de una explosión de una enana blanca con una masa relativamente baja (una masa sub-Chandrasekhar). Es más, la enana blanca debe tener una metalicidad mayor que la metalicidad del Sol, en contraste con las estrellas vecinas que tienen una metalicidad típicamente más baja.
Figura 3:Distribuciones de la velocidad de eyección de elementos representativos en la supernova típica de Tipo Ia después de que hayan terminado todas las reacciones nucleares importantes. Los colores representan los sitios donde se producen los elementos correspondientes. La flecha indica el movimiento de las eyecciones. Crédito:Leung et al.
Proporciona pistas importantes para la controvertida discusión de si la masa de la enana blanca está cerca de la masa de Chandrasekhar, o masa sub-Chandrasekhar, cuando explota como una supernova de Tipo Ia.
Figura 4:El 57Ni contra 56Ni para los modelos presentados en este trabajo. También se incluyen los datos observados de la supernova de tipo Ia SN 2012cg. Los puntos de datos a lo largo de la línea en la dirección descrita representan modelos de enanas blancas de masas de 1,30 a 1,38 masas solares, respectivamente. Crédito:Leung et al.
Los resultados serán útiles en futuros estudios de evolución química de galaxias para una amplia gama de metalicidades, y animar a los investigadores a incluir modelos de metalicidad super-solar como un conjunto completo de modelos estelares.
Leung dice que el siguiente paso de este estudio implicaría probar más su modelo con más datos de observación, y extenderlo a otra subclase de supernovas de Tipo Ia.
Figura 5:Rayos X, Imagen compuesta óptica e infrarroja de 3C 397. Crédito:Rayos X:NASA / CXC / Univ of Manitoba / S. Safi-Harb et al, Óptico:DSS, Infrarrojos:NASA / JPL-Caltech
Estos resultados se publicaron en la edición del 10 de julio de la Diario astrofísico .
Figura 6:Relación de masas Mn / Fe frente a Ni / Fe para los modelos presentados en este trabajo. También se incluyen los datos observados del remanente de supernova Tipo Ia 3C 397. Los puntos de datos a lo largo de la línea en la dirección descrita representan modelos de enanas blancas de masas de 1,30 a 1,38 masas solares, respectivamente. Crédito:Leung et al.
