Au cœur d'une étoile massive, avant l'explosion, les couches sont empilées comme les pelures d'un oignon. Parfois, deux couches adjacentes – celle de carbone et celle d'oxygène – se mélangent. C'est un peu comme dans une casserole de soupe où les couches de bouillon et de légumes se mélangent quand on remue avec une cuillère. Ce mélange change la composition des éléments chimiques que l'étoile éjectera dans l'espace lors de l'explosion.
Les scientifiques ont comparé huit ensembles de modèles d'explosion avec les observations du rémanent de supernova Cassiopée A. Ce rémanent est comme une photo de la scène de crime, qui permet de reconstituer ce qui s'est passé à l'intérieur de l'étoile. Les modèles avec fusion des couches donnent un rapport élevé entre l'argon et le néon (supérieur à 0.1), car le néon est détruit tandis que l'argon est produit. Les autres modèles donnent un rapport plus faible. Les observations en rayons X et en infrarouge correspondent le mieux aux modèles avec fusion.
La même approche a été appliquée à la supernova 1987A. Là, d'après le décalage des raies du titane-44, la fusion des couches n'a probablement pas été la principale source de cet isotope. Cela signifie que différentes supernovae peuvent avoir des histoires différentes : dans certaines, les couches fusionnent, dans d'autres non. Cela aide les astronomes à lire plus précisément la chronique chimique de l'Univers.
tel que rédigé par les auteurs, en anglais 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.
Le titane-44, dont il est question, est radioactif et se désintègre avec une période d'environ 60 ans. Sa lueur dans les rémanents de supernova sert aux astronomes d'horloge pour déterminer l'âge de l'explosion.