I ricercatori hanno notato che le nane bianche con masse vicine all'indice più stabile (limite di Chandrasekhar) possono produrre enormi quantità di manganese, ferro e nichel dopo aver ruotato attorno a un'altra stella ed esplodere come una nuova supernova di tipo Ia.
La supernova di tipo Ia è un'esplosione termonucleare di una nana bianca di carbonio-ossigeno che vive in un sistema binario con una stella vicina. Nello spazio, tali oggetti sono considerati le principali "fabbriche manifatturiere" per creare elementi di tipo minerale ferroso, tra cui manganese, ferro e nichel, nonché alcuni elementi intermedi di massa, come zolfo e silicio.
Ma ora i ricercatori non possono essere d'accordo su quali sistemi binari attivano la nana bianca in un'esplosione. Inoltre, recenti revisioni su larga scala hanno rivelato una seria varietà di prodotti di nucleosintesi: la creazione di nuovi nuclei atomici da nuclei esistenti in una stella mediante fusione nucleare, supernove di tipo Ia e loro residui.
Per comprendere la ragione delle differenze, i ricercatori hanno condotto simulazioni utilizzando lo schema più accurato per l'idrodinamica multidimensionale dei modelli di supernova di tipo Ia. Hanno studiato come modelli di abbondanza chimica e la formazione di nuovi nuclei atomici da nucleoni esistenti dipendono dalle caratteristiche della nana bianca e dei suoi predecessori.
Un grafico a colori della distribuzione della temperatura del modello di riferimento della supernova tipo Ia un secondo dopo l'esplosione. Per ottenere il risultato, viene utilizzato un modello di deflagrazione con una transizione di detonazione.
È anche importante che questa sia ancora la più grande recensione dei parametri per la supernova di tipo Ia usando un limite di nana bianca e Chandrasekhar. Particolarmente interessante è stato il caso del resto della supernova 3C 397. Vive a una distanza di 5,5 kpc dal centro del disco galattico. È stato possibile stabilire che i rapporti tra manganese stabile / ferro e nichel / ferro sono due o quattro volte superiori a quelli del Sole. Questi valori possono essere spiegati se la massa della nana bianca è al di sopra del limite di Chandrasekhar e vi è un alto livello di metallicità.
I risultati suggeriscono che 3C 397 residui non possono essere il risultato di un'esplosione di una nana bianca con una massa relativamente bassa. Inoltre, la nana bianca dovrebbe avere una metallicità più alta del sole.
La distribuzione di elementi rappresentativi sposta la velocità in una tipica supernova di tipo Ia dopo il completamento di tutte le principali reazioni nucleari. I colori mostrano dove vengono creati gli elementi corrispondenti. Ciò fornisce importanti indizi sulla discussa discussione che la massa di una nana bianca è vicina al limite di Chandrasekhar in un'esplosione di supernova di tipo Ia.
57Ni è contrapposto a 56Ni. Anche le osservazioni dei dati della supernova SN 2012cg vengono aggiunte al modello. I punti dati lungo la linea rappresentano i modelli di nane bianche di masse da 1,30 a 1,38 solari
I risultati saranno utili in studi futuri sull'evoluzione chimica delle galassie per una vasta gamma di elementi metallici. In futuro, progettano di testare un modello con una grande quantità di dati osservativi e di estenderli a un'altra sottoclasse di supernovae di tipo Ia.
Immagine composita a raggi X, ottica e IR
Rapporto di massa tra Mn / Fe e Ni / Fe per i modelli. Sono stati inclusi anche i dati del resto della supernova 3C 397. I punti lungo la linea indicano modelli di nane bianche di masse da 1,30 a 1,38 solari
