Figura 1:A concepção de um artista de um cenário de supernova Tipo Ia degenerado único. Devido à maior força gravitacional da anã branca à esquerda, o material externo do maior, a estrela da sequência principal ligeiramente evoluída à direita é arrancada e flui para a anã branca, eventualmente aumentando a massa da anã branca em direção à massa Chandrasekhar. Esta anã branca de carbono-oxigênio mais tarde explodirá como uma supernova Tipo Ia. Crédito:Kavli IPMU
Os pesquisadores descobriram que estrelas anãs brancas com massas próximas à massa estável máxima (chamada massa de Chandrasekhar) são susceptíveis de produzir grandes quantidades de manganês, ferro, e níquel depois de orbitarem outra estrela e explodirem como supernovas Tipo Ia.
Uma supernova Tipo Ia é uma explosão termonuclear de uma estrela anã branca de carbono-oxigênio com uma estrela companheira orbitando-a, também conhecido como sistema binário. No universo, As supernovas do tipo Ia são os principais locais de produção de elementos de pico de ferro, incluindo manganês, ferro, e níquel, e alguns elementos de massa intermediários, incluindo silício e enxofre.
Contudo, os pesquisadores de hoje não conseguem concordar sobre que tipo de sistema binário faz uma anã branca explodir. Além disso, extensas observações recentes revelaram uma grande diversidade de produtos de nucleossíntese, a criação de novos núcleos atômicos a partir dos núcleos existentes na estrela por fusão nuclear, de supernovas Tipo Ia e seus remanescentes, em particular, a quantidade de manganês, níquel estável, e isótopos radioativos de 56 níquel e 57 níquel.
Para descobrir a origem de tais diversidades, Instituto Kavli de Física e Matemática do Universo (Kavli IPMU) O pesquisador do projeto Shing-Chi Leung e o cientista sênior Ken'ichi Nomoto realizaram simulações usando o esquema mais preciso até hoje para hidrodinâmica multidimensional de modelos de supernova Tipo Ia. Eles examinaram como os padrões de abundância química e a criação de novos núcleos atômicos a partir dos núcleons existentes dependem das propriedades da anã branca e de seus progenitores.
Figura 2:O gráfico de cores da distribuição de temperatura do modelo de supernova Tipo Ia de referência cerca de 1 segundo após a explosão. O modelo de deflagração com transição deflagração-detonação é usado para produzir este resultado. Crédito:Leung et al
"A parte mais importante e única deste estudo é que este é até agora o maior levantamento de parâmetros no espaço de parâmetros para o rendimento da supernova Tipo Ia usando a anã branca de massa Chandrasekhar, "disse Leung.
Um caso particularmente interessante foi o remanescente de supernova 3C 397. 3C 397 está localizado na Galáxia a cerca de 5,5 kpc do centro do disco galáctico. Suas proporções de abundância de manganês / ferro estável e níquel / ferro foram duas e quatro vezes maiores do que a do Sol, respectivamente. Leung e Nomoto encontraram as razões de abundância entre o manganês, o ferro e o níquel são sensíveis à massa da anã branca e à metalicidade (quão abundantes são em elementos mais pesados que o hidrogênio e o hélio). Os valores medidos de 3C 397 podem ser explicados se a anã branca tiver uma massa tão alta quanto a massa de Chandrasekhar e alta metalicidade.
Os resultados sugerem que o remanescente 3C 397 não pode ser o resultado de uma explosão de uma anã branca com massa relativamente baixa (uma massa sub-Chandrasekhar). Além disso, a anã branca deve ter uma metalicidade maior do que a metalicidade do Sol, em contraste com as estrelas vizinhas que têm uma metalicidade tipicamente mais baixa.
Figura 3:Distribuições da velocidade de ejeção dos elementos representativos na supernova típica do Tipo Ia após o término de todas as principais reações nucleares. As cores representam os locais onde os elementos correspondentes são produzidos. A seta indica o movimento do material ejetado. Crédito:Leung et al.
Ele fornece pistas importantes para a discussão controversa sobre se a massa da anã branca está próxima da massa Chandrasekhar, ou massa sub-Chandrasekhar, quando explode como uma supernova Tipo Ia.
Figura 4:O 57Ni contra o 56Ni para os modelos apresentados neste trabalho. Os dados observados da supernova Tipo Ia SN 2012cg também estão incluídos. Os pontos de dados ao longo da linha na direção descrita representam modelos de anãs brancas de massas de 1,30 a 1,38 de massa solar, respectivamente. Crédito:Leung et al.
Os resultados serão úteis em estudos futuros de evolução química de galáxias para uma ampla gama de metalicidades, e encorajar os pesquisadores a incluir modelos de metalicidade super-solar como um conjunto completo de modelos estelares.
Leung diz que a próxima etapa deste estudo envolveria mais testes de seu modelo com mais dados observacionais, e estendê-lo a outra subclasse de supernovas Tipo Ia.
Figura 5:raio-X, imagem composta óptica e infravermelha de 3C 397. Crédito:raios-X:NASA / CXC / Univ de Manitoba / S.Safi-Harb et al, Ótico:DSS, Infravermelho:NASA / JPL-Caltech
Esses resultados foram publicados na edição de 10 de julho da Astrophysical Journal .
Figura 6:Razão de massa Mn / Fe contra Ni / Fe para os modelos apresentados neste trabalho. Os dados observados do remanescente de supernova Tipo Ia 3C 397 também estão incluídos. Os pontos de dados ao longo da linha na direção descrita representam modelos de anãs brancas de massas de 1,30 a 1,38 de massa solar, respectivamente. Crédito:Leung et al.
