Due detonazioni nel guscio di elio per la SN 2018byg
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La distruzione di una nana bianca ancora ben distante dal Limite di Chandrasekhar potrebbe essere legata a due detonazioni nel guscio di elio esterno


Fonte Kishalay De et al. ZTF 18aaqeasu (SN 2018byg): A Massive Helium-shell Double Detonation on a Sub-Chandrasekhar Mass White Dwarf.


SN 2018yg
SN 2018yg

Osservazioni fotometriche e spettroscopiche di SN 2018byg, una [V]supernova[/B] di tipo Ia peculiare, mostrano come l'esplosione sia stata dovuta a una doppia detonazione di un guscio di elio massivo.

Le supernovae sono esplosioni stellari che, basicamente, si distinguono in Type I e Type II in base alla [V]curva di luce[/V] e allo spettro elettromagnetico . Le supernovae I si dividono in Ia, Ib e Ic e le Ia derivano dall'esplosione di una nana bianca al carbonio e ossigeno posta in un sistema binario , esplosione innescata dal superamento del Limite di Chandrasekhar o alla fusione con un'altra nana bianca.  

SN 2018byg è stata scoperta il 4 maggio 2018 e da quel giorno si sono susseguite osservazioni da telescopi spaziali nonché da osservatori terrestri, ottenendo importanti informazioni sull'origine dell'esplosione. Come accennato, l'evento in questione dovrebbe essere stato innescato da una doppia detonazione di un guscio di elio sulla nana bianca: gli strati esterni dell'ejecta sono risultati insolitamente ricchi di elementi del Ferro il che, secondo gli astronomi, indicherebbe un decadimento radioattivo degli elementi prensenti nell'ejecta più esterno in una esplosione alimentata da una detonazione di elio. 

Le proprietà fotometriche e chimiche di SN 2018byg sono abbastanza simili alle supernovae Ia sub-luminose ma lo spettro presenta evidenti righe sui colori rossi, insolito per la tipologia Ia. I dati sono stati confrontati con vari modelli al fine di risalire alla spiegazione del fenomeno e l'ipotesi più plausibile consiste nella detonazione di 0.15 masse solari di elio presente sulla superficie di una nana bianca con massa pari a 0.75 masse solari, quindi ancora ben al di sotto del Limite di Chandrasekhar.