Με τόσο πολύ την τρέχουσα κατανόησή μας για το σύμπαν βασισμένο σε δεδομένα σουπερνόβα τύπου 1a, πολλές τρέχουσες έρευνες επικεντρώνονται στο πόσο τυπικά είναι αυτά τα υποτιθέμενα τυπικά κεριά. Μέχρι σήμερα, το βάρος της ανάλυσης φαίνεται καθησυχαστικό - εκτός από λίγα ακραία σημεία, τα σουπερνόβα φαίνονται όλα πολύ τυποποιημένα και προβλέψιμα.
Ωστόσο, ορισμένοι ερευνητές έχουν έρθει σε αυτό το ζήτημα από διαφορετική οπτική γωνία λαμβάνοντας υπόψη τα χαρακτηριστικά των προγόνων αστεριών που παράγουν σουπερνόβα τύπου 1a. Γνωρίζουμε πολύ λίγα για αυτά τα αστέρια. Σίγουρα, είναι λευκοί νάνοι που εκρήγνυνται μετά τη συσσώρευση επιπλέον μάζας - αλλά το πώς επιτυγχάνεται αυτό το αποτέλεσμα παραμένει μυστήριο.
Πράγματι, τα τελικά στάδια που προηγούνται μιας έκρηξης δεν έχουν παρατηρηθεί οριστικά και δεν μπορούμε εύκολα να δείξουμε κανένα αστέρι ως πιθανούς υποψήφιους σε μια πορεία προς το Type Ia-ness. Συγκριτικά, ο εντοπισμός των αστεριών που αναμένεται να εκραγούν ως σουπερνόβα πυρήνα κατάρρευσης (Τύποι Ib, Ic ή II) είναι εύκολος - η κατάρρευση του πυρήνα πρέπει να είναι το πεπρωμένο οποιουδήποτε αστεριού μεγαλύτερο από 9 ηλιακές μάζες.
Σύμφωνα με τη δημοφιλή θεωρία, ο πρόγονος τύπου 1a είναι ένα αστέρι λευκού νάνου σε ένα δυαδικό σύστημα που αντλεί υλικό από το δυαδικό σύντροφό του έως ότου ο λευκός νάνος φτάσει το όριο των Chandrasekhar των 1,4 ηλιακών μαζών. Καθώς η ήδη συμπιεσμένη μάζα κυρίως άνθρακα και οξυγόνου συμπιέζεται περαιτέρω, η σύντηξη άνθρακα ξεκινά γρήγορα σε όλο το άστρο. Αυτή είναι μια τόσο ενεργητική διαδικασία που η αυτοβαρύτητα του συγκριτικά μικρού αστεριού δεν μπορεί να το περιέχει - και το αστέρι φυσάει.
Αλλά όταν προσπαθείτε να μοντελοποιήσετε τις διαδικασίες που οδηγούν σε έναν λευκό νάνο που επιτυγχάνει 1,4 ηλιακές μάζες, φαίνεται να απαιτεί πολύ «λεπτό συντονισμό». Ο ρυθμός αύξησης της επιπλέον μάζας πρέπει να είναι σωστός - πολύ γρήγορα μια ροή θα οδηγήσει σε ένα κόκκινο γίγαντα σενάριο. Αυτό συμβαίνει επειδή η προσθήκη επιπλέον μάζας γρήγορα θα δώσει στο αστέρι αρκετή αυτο-βαρύτητα, ώστε να μπορεί εν μέρει να περιέχει την ενέργεια σύντηξης - που σημαίνει ότι θα επεκταθεί αντί να εκραγεί.
Οι θεωρητικοί αντιμετωπίζουν αυτό το πρόβλημα προτείνοντας ότι ένας αστρικός άνεμος που προκύπτει από τον λευκό νάνο μετριάζει το ρυθμό εμφάνισης υλικού. Αυτό ακούγεται πολλά υποσχόμενο, αν και μέχρι σήμερα μελέτες για το υπόλοιπο υλικό τύπου 1a δεν βρήκαν στοιχεία για τα διασπαρμένα ιόντα που θα αναμένονταν από έναν προϋπάρχον αστρικό άνεμο.
Επιπλέον, μια έκρηξη τύπου 1α μέσα σε ένα δυαδικό θα πρέπει να έχει σημαντική επίδραση στο συνοδευτικό αστέρι του. Όμως, όλες οι αναζητήσεις για υποψήφιους επιζώντες συντρόφους - που πιθανότατα θα είχαν ανώμαλα χαρακτηριστικά της ταχύτητας, της περιστροφής, της σύνθεσης ή της εμφάνισης - ήταν ατελείωτες μέχρι σήμερα.
Ένα εναλλακτικό μοντέλο για τα γεγονότα που οδηγούν στον Τύπο 1α είναι ότι δύο λευκοί νάνοι σύρονται μαζί, αναπόφευκτα εμπνευσμένοι έως ότου ο ένας ή ο άλλος επιτύχει 1,4 ηλιακές μάζες. Αυτό δεν είναι ένα παραδοσιακά ευνοημένο μοντέλο, καθώς ο χρόνος που απαιτείται για δύο τέτοια συγκριτικά μικρά αστέρια για την έμπνευση και τη συγχώνευση θα μπορούσε να είναι δισεκατομμύρια χρόνια.
Ωστόσο, οι Maoz και Mannucci επανεξετάζουν τις πρόσφατες προσπάθειες μοντελοποίησης του ρυθμού των σουπερνόβων τύπου 1a εντός ενός καθορισμένου όγκου χώρου και στη συνέχεια ευθυγραμμίζουν αυτό με την αναμενόμενη συχνότητα διαφορετικών σεναρίων προγόνων. Υποθέτοντας ότι μεταξύ 3 έως 10% και των 3-8 αστεριών ηλιακής μάζας τελικά εκρήγνυνται ως σουπερνόβα τύπου 1a - αυτός ο ρυθμός ευνοεί το μοντέλο «όταν συγκρούονται λευκοί νάνοι» έναντι του μοντέλου «λευκό νάνος σε δυαδικό».
Δεν υπάρχει άμεση ανησυχία ότι αυτή η εναλλακτική διαδικασία σχηματισμού θα επηρεάσει την «τυπικότητα» μιας έκρηξης τύπου 1α - δεν είναι ακριβώς το εύρημα που περίμεναν οι περισσότεροι άνθρωποι.
Περαιτέρω ανάγνωση:
Τα ποσοστά σουπερνόβα Maoz και Mannucci Type-Ia και το πρόβλημα των προγόνων. Μια κριτική.
