Comment peser le titane dans une supernova express
Lorsqu'une étoile massive explose en supernova, des noyaux lourds se forgent en quelques secondes dans ses entrailles. Parmi eux, le titane-44, un isotope radioactif qui brille ensuite pendant des années en rayons gamma. La quantité qui en reste dépend d'une seule réaction nucléaire : un proton est capturé par le noyau de vanadium-45 et le transforme en chrome-46. C'est comme une porte étroite par laquelle une partie du titane s'échappe de la chaîne de synthèse.
Récemment, des physiciens ont mesuré cette réaction directement pour la première fois, mais la précision butait sur la masse du chrome-46. Désormais, avec une nouvelle valeur de masse quatre fois plus précise, la vitesse de la réaction aux températures de l'explosion stellaire grimpe à 69 %. Dans un modèle de supernova de 20 masses solaires, cela donne 26 % de titane-44 en plus dans la matière éjectée.
Fait intéressant : pour la supernova 1987A, les changements sont presque nuls. Tout dépend de la composition de l'éjecta : s'il contient beaucoup de protons libres, la réaction est active ; si la matière est plus riche en neutrons, les protons sont rares et la porte est presque fermée. Ainsi, le titane-44 est sensible à la « protonicité » de l'explosion.
Résumé original
tel que rédigé par les auteurs, en anglais arXiv:2608.17757v1
The thermonuclear $$^{45}$$V($$p,\gamma$$)$$^{46}$$Cr reaction is the primary leakage pathway from the $$^{44}$$Ti--$$^{45}$$V quasi-equilibrium cluster during $$\alpha$$-rich freeze-out in core-collapse supernovae (CCSN), governing the final abundance of the $$\gamma$$-ray-emitting isotope $$^{44}$$Ti. A recent high-resolution $$\gamma$$-ray study [C. Cousins \textit{et al.}, Phys. Rev. Lett. 136, 252701 (2026)] identified ten previously unknown low-spin proton-unbound states in $$^{46}$$Cr, enabling the first experimentally constrained $$^{45}$$V($$p,\gamma$$)$$^{46}$$Cr reaction rate using the AME2020 mass excess, $$\text{ME}(^{46}\text{Cr}) = -29472(11)$$~keV. Here, we adopt the four-fold more precise CSRe mass excess $$\text{ME}(^{46}\text{Cr}) = -29477.2(2.6)$$~keV [M.~Wang \textit{et al.}, Phys. Rev. C \textbf{106}, L051301 (2022)] to recalculate the reaction rate. Including proton capture on the ground and first two excited states of $$^{45}$$V alongside new shell-model proton spectroscopic factors, we reduce mass-related rate uncertainties to a subdominant level. The revised rate is up to 69% higher than that of Cousins \textit{et al.} at $$\alpha$$-rich freeze-out temperatures ($$T \simeq 1.5$$--$$2$$~GK). CCSN nucleosynthesis calculations show this revised rate increases the ejected $$^{44}$$Ti yield by $$\sim$$26% in a $$20\,M_\odot$$ model compared to The \textit{et al.} [ApJ \textbf{504}, 500 (1998)], while causing negligible changes for the SN~1987A trajectory. We demonstrate that $$^{44}$$Ti production sensitivity is dictated by the ejecta electron fraction ($$Y_e$$): the reaction significantly affects proton-rich ejecta ($$Y_e \approx 0.50$$) but has little impact on neutron-rich ejecta ($$Y_e \approx 0.496$$), where lower free-proton abundances suppress reaction flow. This reconciles conflicting results from past sensitivity studies.
Le titane-44 se désintègre avec une demi-vie d'environ 60 ans — un instant à l'échelle astronomique, mais assez pour que le reste de supernova brille en rayons gamma pendant des décennies.