En el interior de una estrella masiva, antes de la explosión, las capas se apilan unas sobre otras como las capas de una cebolla. A veces, dos capas adyacentes, la de carbono y la de oxígeno, se mezclan. Es como cuando en una olla de sopa se mezclan las capas de caldo y verduras si las remueves con una cuchara. Esta mezcla cambia qué elementos químicos la estrella expulsará al espacio durante la explosión.
Los científicos compararon ocho conjuntos de modelos de explosiones con observaciones del remanente de supernova Casiopea A. Este remanente es como una fotografía de la escena del crimen, a partir de la cual se puede reconstruir lo que sucedió dentro de la estrella. Los modelos con fusión de capas producen una alta proporción de argón a neón (mayor que 0.1), porque el neón se destruye y el argón se produce. Los demás modelos dan una proporción menor. Las observaciones en rayos X e infrarrojo coinciden mejor con los modelos de fusión.
El mismo enfoque se aplicó a la supernova 1987A. Allí, según el corrimiento de las líneas del titanio-44, la fusión de capas difícilmente fue la fuente principal de este isótopo. Esto significa que diferentes supernovas pueden tener historias distintas: en algunas las capas se fusionaron, en otras no. Esto ayuda a los astrónomos a leer con mayor precisión la crónica química del universo.
tal como lo escribieron los autores, en inglés arXiv:2603.24758
The merger between the carbon (C) and oxygen (O) shells hours to days before the collapse of a massive star significantly changes its nucleosynthesis, which is reflected in the elemental ratios observed in supernova remnants (SNRs). We present a nucleosynthesis study of $$^{44}$$Ti production in core-collapse supernovae (CCSNe), highlighting large silicon (Si), sulfur (S), calcium (Ca), and, most importantly, argon (Ar) to neon (Ne) ratios as diagnostics for carbon-oxygen (C--O) shell mergers. We compare yields from eight different sets of CCSNe models to observations of Cassiopeia A (Cas A), and show that C--O shell mergers are consistently the models that best match X-ray and infrared observations. These models produce high Ar/Ne ratios ($$\gtrsim 0.1$$), due to $$^{20}$$Ne depletion and production of $$^{36}$$Ar and $$^{38}$$Ar, while lower ratios are obtained from non-merger cases. Based on the Ar/Ne diagnostic, we compare the range of expected $$^{44}$$Ti produced by C--O shell mergers, which is up to $$\sim 20 - 30 \%$$ of the overall $$^{44}$$Ti, but expected to be located outside the reverse shock. Based on the sets of models considered, the photon flux expected from the $$^{44}$$Ti synthesized in the C--O shell merger in Cas A is below the $$NuSTAR$$ and $$COSI$$ detection limits, compatible with current limits locating most of the $$^{44}$$Ti interior to the reverse shock, but might be detectable from proposed missions like $$ASCENT$$. Finally, for the SNR of 1987A, a dominant C--O merger origin of the observed $$^{44}$$Ti is unlikely based on the observed redshift in its $$^{44}$$Ti line.
El titanio-44, del que se habla, es radiactivo y se desintegra con un período de semidesintegración de unos 60 años. Su brillo en los remanentes de supernova lo usan los astrónomos como un reloj para determinar la edad de la explosión.