Przy tak dużej naszej obecnej wiedzy o wszechświecie opartej na danych supernowych typu 1a, wiele obecnych badań koncentruje się na tym, jak standardowe są te rzekome standardowe świece. Do tej pory waga analizy wydaje się uspokajająca - oprócz kilku wartości odstających, wszystkie supernowe wydają się bardzo standardowe i przewidywalne.
Jednak niektórzy badacze podjęli ten problem z innej perspektywy, biorąc pod uwagę cechy gwiazd progenitorowych, które produkują supernowe typu 1a. Niewiele wiemy o tych gwiazdach. Jasne, są to białe karły, które eksplodują po zgromadzeniu dodatkowej masy - ale to, jak ten rezultat zostanie osiągnięty, pozostaje tajemnicą.
Rzeczywiście, końcowe etapy poprzedzające eksplozję nigdy nie zostały ostatecznie zaobserwowane i nie możemy łatwo wskazać żadnych gwiazd jako prawdopodobnych kandydatów na drodze do Typu Ia. Dla porównania, identyfikacja gwiazd, które mają eksplodować jako supernowe zapadania się jądra (typy Ib, Ic lub II) jest łatwa - zapadnięcie się rdzenia powinno być przeznaczeniem każdej gwiazdy większej niż 9 mas Słońca.
Popularna teoria głosi, że prekursor typu 1a jest gwiazdą białego karła w układzie podwójnym, który odciąga materiał od binarnego towarzysza, dopóki biały karzeł nie osiągnie limitu Chandrasekhar wynoszącego 1,4 masy Słońca. Gdy już skompresowana masa głównie węgla i tlenu jest dalej sprężana, synteza węgla jest szybko inicjowana w całej gwieździe. Jest to tak energetyczny proces, że grawitacja stosunkowo niewielkiej gwiazdy nie jest w stanie go powstrzymać - a gwiazda rozpada się na kawałki.
Ale kiedy próbujesz modelować procesy prowadzące do powstania białego karła, który osiąga 1,4 masy Słońca, wydaje się, że wymaga to wiele „drobnych zmian”. Szybkość narastania dodatkowej masy musi być w sam raz - zbyt szybki przepływ spowoduje scenariusz czerwonego giganta. Wynika to z faktu, że szybkie dodanie dodatkowej masy da gwiazdy wystarczającą samo-grawitację, dzięki czemu będzie ona mogła częściowo pochłonąć energię syntezy jądrowej - co oznacza, że rozszerzy się, a nie wybuchnie.
Teoretycy rozwiązują ten problem, proponując, że wiatr gwiezdny powstający z białego karła łagodzi tempo infallingu materiału. Brzmi to obiecująco, chociaż jak dotąd badania pozostałości materiału typu 1a nie wykazały żadnych dowodów na rozproszone jony, których można by oczekiwać po istniejącym wietrze gwiezdnym.
Ponadto eksplozja typu 1a w układzie podwójnym powinna mieć znaczący wpływ na gwiazdę towarzyszącą. Jednak wszelkie poszukiwania kandydatów, którzy przeżyli - którzy prawdopodobnie mieliby nietypowe cechy prędkości, rotacji, składu lub wyglądu - jak dotąd nie przyniosły jednoznacznych rezultatów.
Alternatywnym modelem dla wydarzeń prowadzących do powstania typu 1a jest to, że dwa białe karły są przyciągane razem, co nieuchronnie inspiruje, dopóki jedno lub drugie nie osiągnie 1,4 masy Słońca. Nie jest to tradycyjnie uprzywilejowany model, ponieważ czas potrzebny dwóm tak stosunkowo małym gwiazdom na zainspirowanie i połączenie może trwać miliardy lat.
Jednak Maoz i Mannucci dokonują przeglądu ostatnich prób modelowania szybkości supernowych typu 1a w ramach ustalonej objętości przestrzeni, a następnie dostosowują ją do oczekiwanej częstotliwości różnych scenariuszy progenitorowych. Zakładając, że od 3 do 10% wszystkich 3-8 gwiazd masy Słońca ostatecznie eksploduje jako supernowe typu 1a - wskaźnik ten sprzyja modelowi „gdy zderzają się białe karły” w porównaniu z modelem „białego karła w modelu binarnym”.
Nie ma bezpośrednich obaw, że ten alternatywny proces formowania wpłynie na „standardowość” eksplozji typu 1a - nie jest to odkrycie, którego większość ludzi się spodziewała.
Dalsza lektura:
Wskaźniki supernowej Maoz i Mannucciego typu Ia oraz problem z progenitorem. Recenzja.
