Pre-supernova O-C shell mergers could produce more $^{44}\mathrm{Ti}$ than the explosion

Resumen Técnico: Las fusiones de capas O-C pre-supernova podrían producir más 44Ti que la explosión

Enunciado del Problema
El isótopo radiactivo $^{44}$Ti es un trazador principal de la nucleosíntesis explosiva en supernovas de colapso del núcleo (CCSN), tradicionalmente considerado sintetizado durante la congelación rica en $\alpha$ a partir del equilibrio estadístico nuclear en los ejecta más internos. Sin embargo, restringir el origen explosivo de $^{44}$Ti es desafiante porque los rendimientos son altamente sensibles al corte de masa y al $^{56}$Ni co-producido. Los modelos estándar 1D luchan por reproducir los rendimientos observados de $^{44}$Ti (por ejemplo, en Cassiopeia A y SN 1987A) sin sobreproducir $^{56}$Ni, mientras que las explosiones esféricamente simétricas subproducen $^{44}$Ti en comparación con las observaciones. Estudios recientes sugieren que una producción significativa de $^{44}$Ti puede ocurrir antes de la explosión durante fusiones de capas de Oxígeno-Carbono (O-C) en estrellas masivas. El impacto específico de las condiciones de mezcla macro-física 3D en esta nucleosíntesis pre-explosiva, y si puede dominar sobre la producción explosiva, permanece por cuantificarse.

Metodología
Los autores utilizan el conjunto de datos NuGrid, específicamente un modelo estelar de $15\,M_\odot$ con metalicidad $Z=0.02$, que exhibe una fusión de capas O-C poco antes del colapso del núcleo. Procesan posteriormente el inicio de esta fusión utilizando el código multi-zona mppnp con una red nuclear de 1470 isótopos durante una simulación de 110 segundos.

Para investigar la dependencia de las condiciones de mezcla, los autores implementan 24 escenarios distintos basados en resultados de simulaciones hidrodinámicas 3D:

1. Perfiles de Mezcla: Un perfil base de la Teoría de la Longitud de Mezcla (MLT) y perfiles modificados que incorporan descensos convectivos y factores de potenciación (1$\times$, 3$\times$, 10$\times$ y 50$\times$) inspirados en simulaciones hidrodinámicas 3D.
2. Tasas de Arrastre: Las simulaciones varían la tasa de arrastre de material de la capa C hacia la capa O en $0$, $4\times10^{-5}$, $4\times10^{-4}$ y $4\times10^{-3}\,M_\odot\,\text{s}^{-1}$.
3. Efectos de Apagado: Cuatro perfiles incluyen depresiones convectivas para emular la retroalimentación energética y la fusión parcial.

El estudio calcula los rendimientos pre-explosivos y los compara contra una prescripción de "corte de masa rápido" y "corte de masa retardado". Los resultados se expresan como un Factor de Sobreproducción ($OPR_{15}$) relativo al rendimiento pre-explosivo estándar del modelo de $15\,M_\odot$. Estos rendimientos pre-explosivos se comparan luego con una amplia gama de datos observacionales (Cassiopeia A, SN 1987A) y modelos teóricos (simulaciones CCSN 1D, 2D y 3D) de la literatura.

Contribuciones y Resultados Clave

• Vías de Nucleosíntesis: El estudio identifica una cadena de reacción común para la producción de $^{44}$Ti en fusiones O-C: $^{38}\text{Ar}(\alpha, \gamma)^{42}\text{Ca}(n, \gamma)^{43}\text{Ca}(p, \gamma)^{44}\text{Sc}(p, n)^{44}\text{Ti}$. En escenarios de alta mezcla (potenciados 50$\times$), vías adicionales que involucran $^{39}\text{K}$ y $^{35}\text{Cl}$ contribuyen significativamente. La destrucción de $^{44}$Ti está dominada por $^{44}\text{Ti}(\gamma, \alpha)^{40}\text{Ca}$ en la base de la capa.
• Sensibilidad a la Mezcla: La producción de $^{44}$Ti es altamente sensible a la velocidad de mezcla y al arrastre. Sin arrastre, la producción es baja. Aunque los escenarios MLT y de apagado muestran una producción disminuida en comparación con la base, los modelos con las tasas de arrastre más altas y perfiles de mezcla potenciados inspirados en 3D muestran un aumento significativo en $^{44}$Ti. La producción es monótona con la velocidad de mezcla para escenarios inspirados en 3D.
• Rendimientos Pre-explosivos vs. Explosivos: La producción pre-explosiva de $^{44}$Ti en escenarios de mezcla específicos puede exceder la producción explosiva del mismo modelo estelar. Los rendimientos pre-explosivos predichos para $^{44}$Ti exhiben una dispersión de 4.78–4.81 dex dependiendo del corte de masa, significativamente mayor que la dispersión para otros isótopos.
• Comparación con Observaciones: El rango de rendimientos pre-explosivos predichos para $^{44}$Ti en este trabajo es comparable o mayor que los rendimientos explosivos de todos los modelos de estrellas masivas en el conjunto de datos NuGrid y muchos modelos de la literatura. Específicamente, el rendimiento de $^{44}$Ti de Cassiopeia A ($(2.6 \pm 0.6) \times 10^{-4}\,M_\odot$) cae dentro del rango de los escenarios de mezcla potenciada 3$\times$ y 10$\times$ de los autores con la tasa de arrastre más rápida.
• Especificidad de Isótopos: Mientras que la producción de $^{56}$Ni está dominada por la explosión y permanece largely afectada por la mezcla pre-explosiva en modelos 1D, otras especies radiactivas ($^{22}$Na, $^{51}$Cr, $^{59,60}$Fe, $^{65}$Zn) también muestran contribuciones pre-explosivas significativas dependiendo de las condiciones de mezcla.

Significado y Afirmaciones
El artículo concluye que las predicciones cuantitativas de $^{44}$Ti y otras especies radiactivas requieren una comprensión de las condiciones de mezcla hidrodinámica 3D presentes durante las fusiones de capas O-C. Los autores demuestran que:

1. Las fusiones de capas O-C pre-explosivas pueden producir $^{44}$Ti en cantidades que rivalizan o exceden los rendimientos explosivos, explicando potencialmente los rendimientos observados sin requerir parámetros explosivos finamente ajustados.
2. La física de mezcla 3D puede potenciar $^{44}$Ti en modelos 1D sin modificar los rendimientos de $^{56}$Ni, ofreciendo una solución potencial a la discrepancia donde los modelos 1D sobreproducen $^{56}$Ni para igualar $^{44}$Ti.
3. La distribución asimétrica y fragmentada de $^{44}$Ti en remanentes como Cassiopeia A puede ser una firma del origen pre-explosivo en una fusión de capas O-C, preservando las características de flujo no radial de la fusión.

Los autores mantienen una postura modesta, señalando que sus rendimientos son "exploratorios más que predictivos" porque las simulaciones ignoran los efectos de retroalimentación en la evolución de la temperatura y la densidad que requerirían cálculos completos de evolución estelar. Además, enfatizan que las simulaciones 3D de la propia explosión siguen siendo necesarias para capturar completamente la nucleosíntesis y igualar las observaciones de tanto $^{44}$Ti como $^{56}$Ni, incluso si ocurrió una fusión de capas. El trabajo futuro debe abordar la relación entre las perturbaciones inducidas por la fusión y la dinámica explosiva subsiguiente.