Raziskovalci so opazili, da beli pritlikavi z maso, ki je blizu najbolj stabilnemu indeksu (Chandrasekharjeva meja), verjetno proizvedejo ogromne količine mangana, železa in niklja po rotaciji okoli druge zvezde in eksplodirajo kot nova supernova tipa Ia.
Supernova tipa Ia je termonuklearna eksplozija belega pritlikavca ogljik-kisik, ki živi v binarnem sistemu z bližnjo zvezdo. V vesolju se takšni objekti štejejo za glavne „proizvodne tovarne“, ki ustvarjajo elemente vrste železove rude, vključno z manganom, železom in nikljem, ter nekatere elemente srednjih mas, kot so žveplo in silicij.
Zdaj pa se raziskovalci ne morejo strinjati, kateri binarni sistemi aktivirajo belega škrata do eksplozije. Poleg tega so nedavni obsežni pregledi pokazali resno raznolikost produktov nukleosinteze - ustvarjanje novih atomskih jeder iz obstoječih jeder v zvezdi z jedrsko fuzijo, supernovami tipa Ia in njihovimi ostanki.
Da bi razumeli razlog za razlike, so raziskovalci izvedli simulacije z uporabo najbolj točne sheme za večdimenzionalno hidrodinamiko modelov supernov Ia tipa. Preučevali so, kako so modeli kemične številčnosti in nastajanja novih atomskih jeder iz obstoječih nukleonov odvisni od značilnosti belega škratka in njegovih predhodnikov.
Barvni graf temperaturne porazdelitve referenčnega modela supernove Ia tipa po eksploziji. Da dobimo rezultat, uporabimo model deflagracije z detonacijskim prehodom.
Pomembno je tudi, da je to še vedno največji pregled parametrov za supernovo tipa Ia z uporabo belega pritlikavca in Chandrasekharjeve meje. Posebej zanimiv je bil primer preostanka supernove 3C 397. Živi na razdalji 5,5 kpc od centra na galaktičnem disku. Možno je ugotoviti, da so razmerja med vsebnostjo stabilnega mangana / železa in niklja / železa dva in štirikrat višja od razmerij Sonca. Te vrednosti je mogoče razložiti, če je masa belega pritlikavca nad Chandrasekharjevo mejo in je visoka stopnja kovinskosti.
Ugotovitve kažejo, da ostanki 3C 397 ne morejo biti posledica eksplozije belega pritlikavca z relativno nizko maso. Poleg tega bi moral imeti beli pritlikavci več kovinskosti kot sonce.
Porazdelitev reprezentativnih elementov premakne hitrost v tipični supernovi tipa Ia po zaključku vseh večjih jedrskih reakcij. Barve prikazujejo, kje so ustvarjeni ustrezni elementi. To daje pomembne nasvete za kontroverzno razpravo, da je masa belega škratja blizu Chandrasekharjeve meje v eksploziji supernove tipa Ia.
57Ni je v nasprotju s 56Ni. Modelu se dodajo tudi opažanja podatkov iz supernove SN 2012cg. Podatkovne točke vzdolž črte predstavljajo modele belih pritlikavk z maso od 1,30 do 1,38 sončne
Rezultati bodo koristni v prihodnjih študijah kemijske evolucije galaksij za širok spekter kovinskih elementov. V prihodnosti nameravajo testirati model z veliko količino opazovalnih podatkov in ga razširiti na drug podrazred supernov tipa Ia.
Rentgenska, optična in IR kompozitna slika
Masno razmerje Mn / Fe in Ni / Fe za modele. Vključeni so bili tudi podatki o ostanku supernove 3C 397. Točke vzdolž črte kažejo na modele belih škratov mase od 1,30 do 1,38 sončne
