Los investigadores han encontrado que las estrellas enanas blancas con masas cercanas a la masa estable máxima llamada masa Chandrasekhar pueden producir grandes cantidades de manganeso, hierro y níquel después de que orbita a otra estrella y explota 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 que orbita entre sí, también conocida como sistema binario. En el universo, las supernovas de tipo Ia son los principales sitios de producción de elementos con pico de hierro, incluidos manganeso, hierro y níquel, y algunos elementos de masa intermedia, incluidos silicio y azufre.
Sin embargo, los investigadores de hoy en día no pueden ponerse de acuerdo sobre qué tipo de sistemas binarios desencadenan la explosión de una enana blanca. 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 la energía nuclearfusión, de supernovas de tipo Ia y sus restos, en particular, la cantidad de manganeso, níquel estable e isótopos radiactivos de 56 y 57 níquel.
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 realizaron simulaciones utilizando el esquema más preciso hasta la fecha para múltipleshidrodinámica dimensional 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.
"La parte más importante y única de este estudio es que hasta ahora es la encuesta de parámetros más grande en el espacio de parámetros para el rendimiento de supernova Tipo Ia usando la enana blanca en masa Chandrasekhar", dijo Leung.
Un caso particularmente interesante fue el remanente de supernova 3C 397. 3C 397 se encuentra en la galaxia a unos 5,5 kpc del centro en el disco galáctico. Se encontró que sus proporciones de abundancia de manganeso / hierro y níquel / hierro estables eran dos y cuatroveces mayor que la del Sol, respectivamente. Leung y Nomoto descubrieron que las proporciones de abundancia entre el manganeso, el hierro y el níquel son sensibles a la masa enana blanca y la metalicidad cuán abundante es en elementos más pesados que el hidrógeno y el helio. Los valores medidos de 3C 397 pueden serexplicó si la enana blanca tiene una masa tan alta como la masa 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 una masa relativamente baja una masa sub-Chandrasekhar. Además, la enana blanca debería tener una metalicidad superior a la metálica del Sol, en contraste conlas estrellas vecinas que tienen una metalicidad típicamente más baja.
Proporciona pistas importantes para la discusión controvertida de si la masa de la enana blanca está cerca de la masa Chandrasekhar, o la masa sub-Chandrasekhar, cuando explota como una supernova Tipo Ia.
Los resultados serán útiles en futuros estudios de la evolución química de las galaxias para una amplia gama de metalicidades, y alientan 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 su modelo con más datos de observación y extenderlo a otra subclase de supernovas de Tipo Ia.
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Materiales proporcionado por Instituto Kavli de Física y Matemáticas del Universo . Nota: El contenido puede ser editado por estilo y longitud.
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