Figura 1:Concezione artistica di uno scenario di supernova di tipo Ia a degenerazione singola. A causa della forza gravitazionale più forte della nana bianca a sinistra, il materiale esterno del più grande, la stella della sequenza principale leggermente in evoluzione a destra viene strappata e scorre sulla nana bianca, alla fine aumentando la massa della nana bianca verso la massa di Chandrasekhar. Questa nana bianca carbonio-ossigeno esploderà in seguito come una supernova di tipo Ia. Attestazione:Kavli IPMU
I ricercatori hanno scoperto che le stelle nane bianche con masse vicine alla massa stabile massima (chiamata massa di Chandrasekhar) possono produrre grandi quantità di manganese, ferro da stiro, e nichel dopo che orbitano attorno a un'altra stella ed esplodono come supernove di tipo Ia.
Una supernova di tipo Ia è un'esplosione termonucleare di una stella nana bianca carbonio-ossigeno con una stella compagna che le orbita intorno, noto anche come sistema binario. Nell'universo, Le supernove di tipo Ia sono i principali siti di produzione di elementi ferro-picco, compreso manganese, ferro da stiro, e nichel, e alcuni elementi di massa intermedi tra cui silicio e zolfo.
Però, i ricercatori oggi non sono d'accordo sul tipo di sistema binario che fa esplodere una nana bianca. Inoltre, recenti ampie osservazioni hanno rivelato una grande diversità di prodotti della nucleosintesi, la creazione di nuovi nuclei atomici dai nuclei esistenti nella stella mediante fusione nucleare, delle supernove di tipo Ia e dei loro resti, in particolare, la quantità di manganese, nichel stabile, e isotopi radioattivi di 56-nichel e 57-nichel.
Per scoprire l'origine di tali diversità, Il ricercatore del progetto del Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (Kavli IPMU) Shing-Chi Leung e lo scienziato senior Ken'ichi Nomoto hanno effettuato simulazioni utilizzando lo schema più accurato fino ad oggi per l'idrodinamica multidimensionale dei modelli di supernova di tipo Ia. Hanno esaminato come i modelli di abbondanza chimica e la creazione di nuovi nuclei atomici da nucleoni esistenti dipendono dalle proprietà delle nane bianche e dai loro progenitori.
Figura 2:Il grafico a colori della distribuzione della temperatura del modello di supernova di tipo Ia di riferimento a circa 1 secondo dopo l'esplosione. Il modello di deflagrazione con transizione deflagrazione-detonazione viene utilizzato per produrre questo risultato. Credito:Leung et al
"La parte più importante e unica di questo studio è che questa è finora la più grande indagine parametrica nello spazio dei parametri per la resa della supernova di tipo Ia utilizzando la nana bianca di massa di Chandrasekhar, " disse Leung.
Un caso particolarmente interessante è stato il resto di supernova 3C 397. 3C 397 si trova nella Galassia a circa 5,5 kpc dal centro del disco galattico. I suoi rapporti di abbondanza di manganese/ferro stabili e nichel/ferro sono risultati rispettivamente due e quattro volte quelli del Sole. Leung e Nomoto hanno trovato i rapporti di abbondanza tra manganese, ferro e nichel sono sensibili alla massa e alla metallicità delle nane bianche (quanto è abbondante negli elementi più pesanti dell'idrogeno e dell'elio). I valori misurati di 3C 397 possono essere spiegati se la nana bianca ha una massa pari a quella di Chandrasekhar e un'elevata metallicità.
I risultati suggeriscono che il residuo 3C 397 non potrebbe essere il risultato di un'esplosione di una nana bianca con massa relativamente bassa (una massa sub-Chandrasekhar). Inoltre, la nana bianca dovrebbe avere una metallicità superiore a quella del Sole, in contrasto con le stelle vicine che hanno una metallicità tipicamente inferiore.
Figura 3:Distribuzioni della velocità di espulsione degli elementi rappresentativi nella tipica supernova di tipo Ia dopo che tutte le principali reazioni nucleari sono terminate. I colori rappresentano i siti in cui vengono prodotti gli elementi corrispondenti. La freccia indica il movimento di ejecta. Credito:Leung et al.
Fornisce importanti indizi alla controversa discussione se la massa della nana bianca sia vicina alla massa di Chandrasekhar, o massa sub-Chandrasekhar, quando esplode come una supernova di tipo Ia.
Figura 4:Il 57Ni contro 56Ni per i modelli presentati in questo lavoro. Sono inclusi anche i dati osservati dalla supernova di tipo Ia SN 2012cg. I punti dati lungo la linea nella direzione descritta rappresentano modelli di nane bianche di masse da 1,30 a 1,38 di massa solare rispettivamente. Credito:Leung et al.
I risultati saranno utili in futuri studi sull'evoluzione chimica delle galassie per un'ampia gamma di metallicità, e incoraggiare i ricercatori a includere modelli di metallicità supersolari come un set completo di modelli stellari.
Leung afferma che il prossimo passo di questo studio implicherebbe un ulteriore test del loro modello con più dati osservativi, e di estenderlo a un'altra sottoclasse di supernove di tipo Ia.
Figura 5:raggi X, immagine composita ottica e infrarossa di 3C 397. Credito:raggi X:NASA/CXC/Univ of Manitoba/S.Safi-Harb et al, Ottica:DSS, Infrarossi:NASA/JPL-Caltech
Questi risultati sono stati pubblicati nel numero del 10 luglio del Giornale Astrofisico .
Figura 6:Rapporto di massa Mn/Fe contro Ni/Fe per i modelli presentati in questo lavoro. Sono inclusi anche i dati osservati dal residuo di supernova di tipo Ia 3C 397. I punti dati lungo la linea nella direzione descritta rappresentano modelli di nane bianche di masse da 1,30 a 1,38 di massa solare rispettivamente. Credito:Leung et al.
