Figure 1 :Conception d'un artiste d'un scénario de supernova mono-dégénérée de type Ia. En raison de la force gravitationnelle plus forte de la naine blanche à gauche, le matériau extérieur du plus grand, l'étoile de la séquence principale en légère évolution à droite est arrachée et se jette sur la naine blanche, augmentant finalement la masse de la naine blanche vers la masse Chandrasekhar. Cette naine blanche au carbone-oxygène explosera plus tard en tant que supernova de type Ia. Crédit :Kavli IPMU
Les chercheurs ont découvert que les étoiles naines blanches avec des masses proches de la masse stable maximale (appelée la masse de Chandrasekhar) sont susceptibles de produire de grandes quantités de manganèse, fer à repasser, et du nickel après avoir mis en orbite une autre étoile et exploser en supernovae de type Ia.
Une supernova de type Ia est une explosion thermonucléaire d'une étoile naine blanche à carbone-oxygène avec une étoile compagne en orbite, également connu sous le nom de système binaire. Dans l'univers, Les supernovae de type Ia sont les principaux sites de production d'éléments à pic de fer, y compris le manganèse, fer à repasser, et nickel, et certains éléments de masse intermédiaires dont le silicium et le soufre.
Cependant, les chercheurs d'aujourd'hui ne peuvent s'entendre sur le type de systèmes binaires qui déclenche l'explosion d'une naine blanche. De plus, des observations approfondies récentes ont révélé une grande diversité de produits de nucléosynthèse, la création de nouveaux noyaux atomiques à partir des noyaux existants dans l'étoile par fusion nucléaire, des supernovae de type Ia et de leurs restes, en particulier, la quantité de manganèse, nickel stable, et les isotopes radioactifs du 56-nickel et du 57-nickel.
Pour découvrir l'origine de ces diversités, Shing-Chi Leung, chercheur du projet Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (Kavli IPMU), et le scientifique principal Ken'ichi Nomoto ont effectué des simulations en utilisant le schéma le plus précis à ce jour pour l'hydrodynamique multidimensionnelle des modèles de supernova de type Ia. Ils ont examiné comment les modèles d'abondance chimique et la création de nouveaux noyaux atomiques à partir de nucléons existants dépendent des propriétés des naines blanches et de leurs progéniteurs.
Figure 2 :Le tracé en couleur de la distribution de température du modèle de référence de supernova de type Ia environ 1 seconde après l'explosion. Le modèle de déflagration avec transition déflagration-détonation est utilisé pour produire ce résultat. Crédit :Leung et al
"La partie la plus importante et la plus unique de cette étude est qu'il s'agit à ce jour de la plus grande étude de paramètres dans l'espace des paramètres pour le rendement de la supernova de type Ia utilisant la naine blanche de masse Chandrasekhar, " dit Leung.
Un cas particulièrement intéressant était le reste de supernova 3C 397. 3C 397 est situé dans la Galaxie à environ 5,5 kpc du centre du disque galactique. Ses rapports d'abondance de manganèse/fer stable et de nickel/fer étaient respectivement deux et quatre fois supérieurs à ceux du Soleil. Leung et Nomoto ont trouvé les rapports d'abondance parmi le manganèse, le fer et le nickel sont sensibles à la masse des naines blanches et à la métallicité (à quel point il est abondant en éléments plus lourds que l'hydrogène et l'hélium). Les valeurs mesurées de 3C 397 peuvent être expliquées si la naine blanche a une masse aussi élevée que la masse de Chandrasekhar et une métallicité élevée.
Les résultats suggèrent que le reste 3C 397 ne pourrait pas être le résultat d'une explosion d'une naine blanche avec une masse relativement faible (une masse sous-Chandrasekhar). De plus, la naine blanche doit avoir une métallicité supérieure à la métallicité du Soleil, contrairement aux étoiles voisines qui ont une métallicité typiquement plus faible.
Figure 3 :Distributions des éléments représentatifs de la vitesse d'éjection dans la supernova typique de type Ia après la fin de toutes les réactions nucléaires majeures. Les couleurs représentent les sites où sont produits les éléments correspondants. La flèche indique le mouvement des éjectas. Crédit :Leung et al.
Il fournit des indices importants à la discussion controversée de savoir si la masse de la naine blanche est proche de la masse Chandrasekhar, ou masse sub-Chandrasekhar, quand il explose en supernova de type Ia.
Figure 4 :Le 57Ni contre 56Ni pour les modèles présentés dans ce travail. Les données observées de la supernova de type Ia SN 2012cg sont également incluses. Les points de données le long de la ligne dans la direction décrite représentent des modèles de naines blanches de masses de 1,30 à 1,38 masse solaire respectivement. Crédit :Leung et al.
Les résultats seront utiles dans les futures études de l'évolution chimique des galaxies pour une large gamme de métallicités, et encourager les chercheurs à inclure des modèles de métallicité super-solaire dans un ensemble complet de modèles stellaires.
Leung dit que la prochaine étape de cette étude consisterait à tester davantage leur modèle avec plus de données d'observation, et de l'étendre à une autre sous-classe de supernovae de type Ia.
Figure 5 :Radiographie, image composite optique et infrarouge du 3C 397. Crédit :Rayons X :NASA/CXC/Univ of Manitoba/S.Safi-Harb et al, Optique :DSS, Infrarouge :NASA/JPL-Caltech
Ces résultats ont été publiés dans le numéro du 10 juillet de la Journal d'astrophysique .
Figure 6 :Rapport de masse Mn/Fe contre Ni/Fe pour les modèles présentés dans ce travail. Les données observées du reste de supernova de type Ia 3C 397 sont également incluses. Les points de données le long de la ligne dans la direction décrite représentent des modèles de naines blanches de masses de 1,30 à 1,38 masse solaire respectivement. Crédit :Leung et al.
