Cu o mare parte din înțelegerea noastră actuală a universului, bazată pe datele supernovelor de tip 1a, o mare parte din cercetările actuale se concentrează pe cât de standard sunt aceste lumânări presupuse standard. Până în prezent, greutatea analizei pare liniștitoare - în afară de câțiva valori, supernovele par toate standarde și previzibile.
Cu toate acestea, unii cercetători au ajuns la această problemă dintr-o perspectivă diferită, luând în considerare caracteristicile stelelor progenitoare care produc supernovele de tip 1a. Știm foarte puțin despre aceste stele. Sigur, sunt pitici albi care explodează după acumularea de masă în plus - dar modul în care acest rezultat este atins rămâne un mister.
Într-adevăr, etapele finale care precedă o explozie nu au fost niciodată observate definitiv și nu putem arăta cu ușurință nicio stea ca fiind candidați probabili pe o cale spre tipul Ia-ness. În comparație, identificarea stelelor care se așteaptă să explodeze ca supernove de colaps de bază (Tipuri Ib, Ic sau II) este ușoară - colapsul de miez ar trebui să fie destinul oricărei stele mai mari de 9 mase solare.
Teoria populară afirmă că un progenitor de tip 1a este o stea pitică albă într-un sistem binar care atrage materialul de pe tovarășul său binar până când piticul alb ajunge la limita Chandrasekhar de 1,4 mase solare. Pe măsură ce masa deja comprimată de predominant carbon și oxigen este comprimată în continuare, fuziunea de carbon este inițiată rapid în întreaga stea. Acesta este un proces atât de energic încât auto-gravitația relativ mică a stelei nu o poate conține - și steaua se aruncă în bucăți.
Dar când încercați să modelați procesele care duc la o pitică albă care atinge 1,4 mase solare, se pare că necesită multă „reglare”. Rata de acumulare a masei în plus trebuie să fie corectă - un debit prea rapid va duce la un scenariu uriaș roșu. Acest lucru se datorează faptului că adăugarea rapidă a masei suplimentare va oferi stelei suficientă gravitație de sine, încât să poată conține parțial energia de fuziune - ceea ce înseamnă că se va extinde și nu va exploda.
Teoreticienii se confruntă cu această problemă, propunând că un vânt stelar provenit din pitica albă moderează rata materialelor infalabile. Acest lucru pare a fi promițător, deși până în prezent studiile asupra materialelor rămase de tip 1a nu au găsit nicio dovadă a ionilor dispersați care ar fi de așteptat de la un vânt stelar preexistent.
Mai mult, o explozie de tip 1a în cadrul unui binar ar trebui să aibă un impact substanțial asupra stelei sale de companie. Însă toate căutările pentru însoțitorii supraviețuitori ai candidatului - care ar presupune, probabil, caracteristici anormale ale vitezei, rotației, compoziției sau aspectului - au fost neîncăpătoare până în prezent.
Un model alternativ pentru evenimentele care duc la un tip 1a este acela că doi pitici albi sunt atrași, inspirați inexorabil până când unul sau celălalt atinge 1,4 mase solare. Acesta nu este un model favorizat în mod tradițional, deoarece timpul necesar pentru două astfel de stele relativ mici pentru inspirație și îmbinare ar putea fi miliarde de ani.
Cu toate acestea, Maoz și Mannucci analizează încercările recente de a modela rata supernovelor de tip 1a într-un volum de spațiu stabilit și apoi aliniează aceasta cu frecvența preconizată a diferitelor scenarii de progenitor. Presupunând că între 3 și 10% din toate cele 3-8 stele de masă solară explodează în cele din urmă ca supernovele de tip 1a - această rată favorizează modelul „atunci când piticele albe se ciocnesc” peste modelul „pitic alb într-un model binar”.
Nu există nicio îngrijorare imediată că acest proces de formare alternativă ar afecta „standarditatea” unei explozii de tip 1a - nu este doar constatarea că majoritatea oamenilor se așteptau.
Citire ulterioară:
Ratele de supernove de Maoz și Mannucci de tip Ia și problema progenitorului. Un comentariu.
