Las simulaciones descubren por qué algunas explosiones de supernova producen tanto manganeso y níquel
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Concepción artística de un escenario de
supernova de tipo Ia degenerado simple. Debido a la fuerza gravitacional más
fuerte de la enana blanca de la izquierda, el material externo de la estrella
de la secuencia principal más grande y levemente evolucionada de la derecha se
separa y fluye hacia la enana blanca, aumentando finalmente 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)
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Los investigadores han encontrado enanas blancas con masas cercanas a la masa máxima estable (llamada la masa de Chandrasekhar) son susceptibles de producir grandes cantidades de manganeso, hierro, níquel y después de que orbiten otra estrella y exploten 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 entre sí, 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, incluidos el manganeso, el hierro y el níquel, y algunos elementos de masa intermedia, incluidos el silicio y el azufre.
Sin embargo, los investigadores de hoy no pueden ponerse de acuerdo sobre qué tipo de sistemas binarios desencadenan una enana blanca para que explote. Además, recientes observaciones extensas 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 supernovas de Tipo Ia y sus remanentes, en particular, la cantidad de manganeso, níquel estable, e isótopos radiactivos de 56 níquel y 57 níquel.
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La gráfica de color de la distribución de
temperatura del modelo de supernova Tipo Ia de referencia aproximadamente 1
segundo después de la explosión. El modelo de deflagración con transición
deflagración-detonación se usa para producir este resultado. (Crédito: Leung et
al.)
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Para descubrir el origen de tales diversidades, el investigador del proyecto Kavli del Instituto de Física y Matemáticas del Universo (Kavli IPMU) Shing-Chi Leung y el científico principal Ken'ichi Nomoto llevaron a cabo simulaciones utilizando el esquema más exacto hasta la fecha para la hidrodinámica multidimensional de modelos de supernova 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 la enana blanca y sus progenitores.
"La parte más importante y única de este estudio es que esta 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 masiva de Chandrasekhar", dijo Leung.
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Distribuciones de elementos representativos de
la velocidad de eyección en la supernova típica de Tipo Ia después de que todas
las principales reacciones nucleares han terminado. Los colores representan los
sitios donde se producen los elementos correspondientes. La flecha indica el
movimiento de los eyectados. (Crédito: Leung et al.)
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Un caso particularmente interesante fue el remanente de supernova 3C 397. 3C 397 está ubicado en la galaxia a aproximadamente 5.5 kpc del centro en el disco galáctico. Sus proporciones de abundancia de manganeso estable / hierro y níquel / hierro fueron dos y cuatro veces mayores que las del Sol, respectivamente. Leung y Nomoto encontraron que las proporciones de abundancia entre manganeso, hierro y níquel son sensibles a la masa y metalicidad de la enana blanca (lo abundante que es en elementos más pesados que el hidrógeno y el helio). Los valores medidos de 3C 397 pueden explicarse si la enana blanca tiene una masa tan alta como la masa de Chandrasekhar y una alta metalicidad.
Los resultados sugieren que el remanente 3C 397 no podría ser el resultado de una explosión de una enana blanca con masa relativamente baja (una masa sub-Chandrasekhar). Además, la enana blanca debería tener una metalicidad más alta que la metalicidad del Sol, en contraste con las estrellas vecinas que tienen una metalicidad típicamente inferior.
Proporciona pistas importantes sobre la polémica discusión sobre si la masa de la enana blanca está cerca de la masa Chandrasekhar, o masa sub Chandrasekhar, cuando explota como una supernova de Tipo Ia.
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Imagen compuesta de rayos X, óptica e
infrarroja de 3C 397 (crédito: Rayos X: NASA / CXC / Univ de Manitoba /
S.Safi-Harb y otros, Óptica: DSS, Infrarrojo: NASA / JPL-Caltech)
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Los resultados serán útiles en futuros estudios de la evolución química de las galaxias para una amplia gama de metalicidades, y alentar a los investigadores a incluir modelos de metalicidad súper solar como un conjunto completo de modelos estelares.
Leung dice que el siguiente paso de este estudio implicaría probar más a fondo su modelo con más datos de observación, y extenderlo a otra subclase de supernovas de Tipo Ia.
Estos resultados fueron publicados en la edición del 10 de julio de The Astrophysical Journal.
Detalles de la Publicación
Revista: The Astrophysical Journal
Autores: Shing-Chi Leung (1), Ken’ichi Nomoto (1)
Afiliaciones del autor:
1. Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe, The University of
Tokyo, 5-1-5 Kashiwanoha, Kashiwa, Chiba 277-8583, Japan
DOI: 10.3847/1538-4357/aac2df (Published 13 July, 2018)
Fuente: Kavli Institute for The Physics and Mathematics Of The Universe,
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