Le simulazioni rivelano perché alcune esplosioni di supernova producono così tanto manganese e nichel


I ricercatori hanno scoperto che le stelle nane bianche con masse vicine alla massa massima stabile (chiamata massa Chandrasekhar) possono produrre grandi quantità di manganese, ferro e nichel dopo aver orbitato intorno ad un’altra stella e che poi esplodono come supernovae di tipo Ia.

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Immagine artistica di uno scenario di supernova di tipo Ia in procinto di degenerare. A causa della più forte forza gravitazionale della nana bianca a sinistra, il materiale esterno della stella di sequenza principale più grande ed evoluta a destra viene strappato e scorre sulla nana bianca, aumentando la massa della nana bianca verso la massa di Chandrasekhar. Questa nana bianca di carbonio-ossigeno esploderà più tardi come supernova di tipo Ia.

Una supernova di tipo Ia è l’esplosione termonucleare di una stella nana bianca di carbonio-ossigeno con una stella compagna in orbita, nota anche come sistema binario. Nell’universo, le supernovae di tipo Ia sono i principali siti di produzione di elementi di picco del ferro, tra cui manganese, ferro e nichel, e alcuni elementi di massa intermedia tra cui silicio e zolfo.

Tuttavia, i ricercatori oggi non sono d’accordo sul tipo di sistemi binari che fanno esplodere una nana bianca. Inoltre, recenti e approfondite osservazioni hanno rivelato una grande diversità di prodotti di nucleosintesi, la creazione di nuovi nuclei atomici a partire dai nuclei esistenti nella stella per fusione nucleare, delle supernovae di tipo Ia e dei loro resti, in particolare la quantità di manganese, nichel stabile e isotopi radioattivi del 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 Ken’ichi Nomoto hanno effettuato simulazioni utilizzando lo schema più accurato 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 dei nani bianchi e dei loro progenitori.

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Il grafico a colori della distribuzione della temperatura del modello di riferimento della supernova di tipo Ia a circa 1 secondo dopo l’esplosione. Per ottenere questo risultato viene utilizzato il modello di deflagrazione con transizione deflagrazione-detonazione.

“La parte più importante e unica di questo studio è che questa è finora la più grande indagine sui parametri nello spazio per il rendimento della supernova di tipo Ia utilizzando la nana bianca di massa di Chandrasekhar”, ha detto Leung.

Un caso particolarmente interessante è stato il residuo di supernova 3C 397. 

3C 397 si trova nella Via Lattea a circa 5,5 kpc dal centro del disco galattico. I suoi rapporti di abbondanza di manganese/ferro stabile e nichel/ferro sono risultati essere due e quattro volte quelli del Sole rispettivamente. Leung e Nomoto hanno trovato i rapporti di abbondanza tra manganese, ferro e nichel sono sensibili alla massa nana bianca e alla metallicità (quanto è abbondante in elementi più pesanti dell’idrogeno e dell’elio). I valori misurati di 3C 397 possono essere spiegati se la nana bianca ha una massa alta quanto la massa di Chandrasekhar e l’alta metallicità.

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Distribuzione di elementi rappresentativi della velocità ejecta nella tipica supernova di tipo Ia dopo che tutte le principali reazioni nucleari sono terminate. I colori rappresentano i siti dove vengono prodotti gli elementi corrispondenti. La freccia indica il movimento dell’ejecta.

 

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La 57Ni contro 56Ni per i modelli presentati in questo lavoro. Sono inclusi anche i dati osservati dalla supernova SN 2012cg di tipo Ia. I dati puntano lungo la linea nella direzione descritta rappresentano modelli di masse nane bianche, rispettivamente da 1,30 a 1,38 masse solari.

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, a differenza delle stelle vicine che hanno una metallicità tipicamente inferiore.

Fornisce importanti indizi per la controversa discussione sul fatto che la massa della nana bianca sia vicina alla massa Chandrasekhar, o sub-Chandrasekhar, quando esplode come supernova di tipo Ia.

I risultati saranno utili nei futuri studi sull’evoluzione chimica delle galassie per una vasta gamma di metallicità, e incoraggiano i ricercatori a includere modelli di metallicità super-solare come un set completo di modelli stellari.

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Immagine composita di 3C 397.Nei raggi X, in ottico e infrarosso.

Leung dice che il prossimo passo di questo studio prevede di testare ulteriormente il loro modello con più dati osservazionali, e di estenderlo ad un’altra sottoclasse di supernovae di tipo Ia.

Questi risultati sono stati pubblicati nel numero del 10 luglio dell’Astrophysical Journal.


Maggiori informazioni:  Explosive Nucleosynthesis in Near-Chandrasekhar-mass White Dwarf Models for Type Ia Supernovae: Dependence on Model Parameters, The Astrophysical Journal (2018). DOI: 10.3847/1538-4357/aac2df.

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