Маючи настільки багато наших сучасних уявлень про Всесвіт на основі даних наднових типів 1а, велика частина сучасних досліджень зосереджена на тому, наскільки стандартними є ці стандартні свічки. На сьогоднішній день вага аналізу здається заспокійливим - окрім кількох людей, що нажили, супернові виглядають дуже стандартними та передбачуваними.
Однак деякі дослідники підійшли до цього питання з іншої точки зору, розглядаючи характеристики зірок-попередників, які виробляють наднови типу 1а. Про цих зірок ми знаємо дуже мало. Звичайно, це білі карлики, які вибухають після накопичення зайвої маси - але лише як досягти цього результату залишається загадкою.
Дійсно, завершальні стадії, що передували вибуху, ніколи не були остаточно дотримані, і ми не можемо охоче вказати жодну зірку як імовірного кандидата на шляху до типу Ia-ness. Для порівняння, визначити зірки, які, як очікується, вибухнуть як сверхнові руйнування ядра (типи Ib, Ic або II), легко - колапс ядра повинен бути долею будь-якої зірки, що перевищує 9 сонячних мас.
Популярна теорія стверджує, що попередник типу 1а - це біла карликова зірка у бінарній системі, яка витягує матеріал зі свого бінарного супутника до тих пір, поки білий гном не досягне межі Чандрасехара в 1,4 маси сонячної маси. Оскільки вже стиснута маса переважно вуглецю і кисню стискається далі, вуглецевий синтез швидко починається у всій зорі. Це настільки енергійний процес, що порівняно невелика самогравітація зірки не може її стримувати - і зірка продуває себе до шматочків.
Але коли ви намагаєтеся моделювати процеси, що призводять до того, що білий карлик досягає 1,4 сонячних мас, то, здається, потрібно багато "тонкої настройки". Швидкість нарощування зайвої маси повинна бути правильною - занадто швидкий потік призведе до сценарію червоного гіганта. Це тому, що додавання зайвої маси швидко дасть зірці достатньо самогравітації, щоб вона частково містила енергію плавлення - це означає, що вона розшириться, а не вибухне.
Теоретики долають цю проблему, припускаючи, що зоряний вітер, що виникає з-за білого карлика, зменшує швидкість падаючого матеріалу. Це звучить багатообіцяюче, хоча на сьогоднішній день дослідження матеріалів 1-го типу не знайшли жодних доказів дисперсних іонів, які можна було б очікувати від попереднього зоряного вітру.
Крім того, вибух типу 1а всередині двійкового файлу повинен мати істотний вплив на супутню зірку. Але всі пошуки супутників, що вижили кандидата - які, мабуть, мали б аномальні характеристики швидкості, обертання, складу або зовнішнього вигляду - на сьогоднішній день були непереконливими.
Альтернативною моделлю подій, що призводять до типу 1a, є те, що два білих карлики зведені разом, невблаганно надихаючи, поки той чи інший не досяг 1,4 сонячних мас. Це не традиційно прихильна модель, оскільки час, необхідний для натхнення та злиття двох таких порівняно малих зірок, може становити мільярди років.
Однак Маоз і Мануччі переглядають останні спроби моделювання швидкості наднових типів 1а в межах заданого об'єму простору, а потім вирівнюють це з очікуваною частотою різних сценаріїв-попередників. Якщо припустити, що від 3 до 10% від усіх 3-8 зірок сонячної маси з часом вибухають як наднови типу 1а - ця швидкість сприяє моделі "коли білі гноми стикаються" над моделлю "білого карлика у двійковій".
Немає негайного занепокоєння, що цей альтернативний процес формування вплине на «стандартність» вибуху типу 1а - це просто не той висновок, якого очікували більшість людей.
Подальше читання:
Ставки наднормативів Маоза та Манукчі типу Іа та проблема-попередник. Огляд.
