S tolik našich současných znalostí o vesmíru založených na datech supernovae typu 1a je velká část současného výzkumu zaměřena na to, jak standardní jsou tyto předpokládané standardní svíčky. K dnešnímu dni se zdá být váha analýzy uklidňující - až na několik odlehlých hodnot se supernovy zdají být velmi standardní a předvídatelné.
Někteří vědci však přišli k tomuto problému z jiné perspektivy, když zvážili vlastnosti progenitorových hvězd, které produkují supernovy typu 1a. O těchto hvězdách víme velmi málo. Jistě, jsou to bílí trpaslíci, kteří explodují po nashromáždění další hmoty - ale to, jak je tohoto výsledku dosaženo, zůstává záhadou.
Závěrečné fáze před výbuchem nebyly nikdy definitivně pozorovány a nemůžeme snadno ukázat na žádné hvězdy jako na pravděpodobné kandidáty na cestě k typu Ia-ness. Ve srovnání s tím je identifikace hvězd, u nichž se očekává, že budou explodovat jako supernovy jaderného kolapsu (typy Ib, Ic nebo II), snadná - kolaps jádra by měl být osudem jakékoli hvězdy větší než 9 solárních hmot.
Populární teorie říká, že progenitor typu 1a je bílá trpaslíková hvězda v binárním systému, který čerpá materiál ze svého binárního společníka, dokud bílý trpaslík nedosáhne limitu Chandrasekhar 1,4 solárních hmot. Protože již stlačená hmota převážně uhlíku a kyslíku je dále stlačována, dochází k rychlé iniciaci fúzí uhlíku skrz hvězdu. Je to takový energetický proces, který nedokáže zvládnout vlastní gravitace poměrně malé hvězdy - a hvězda se vrhne na kousky.
Když se však pokusíte modelovat procesy vedoucí k bílému trpaslíkovi dosahujícímu 1,4 solárních hmot, zdá se, že to vyžaduje hodně „jemného doladění“. Míra nárůstu extra hmoty musí být v pořádku - příliš rychlý tok povede k scénáři červeného obra. Je to proto, že rychlé přidání extra hmoty poskytne hvězdě dost vlastní gravitace, aby mohla částečně obsahovat fúzní energii - což znamená, že se bude spíše rozšiřovat než explodovat.
Teoretici tento problém obcházejí tím, že navrhují, aby hvězdný vítr vznikající z bílého trpaslíka zmírnil rychlost nafouknutí materiálu. Zní to slibně, ačkoli doposud studie zbytkového materiálu typu 1a nenalezly žádné důkazy o rozptýlených iontech, které by se daly očekávat od dříve existujícího hvězdného větru.
Výbuch typu 1a uvnitř binárního souboru by měl mít také podstatný dopad na jeho doprovodnou hvězdu. Ale všechna hledání kandidátů, kteří přežili - doposud by pravděpodobně měla neobvyklé charakteristiky rychlosti, rotace, složení nebo vzhledu - nebyla přesvědčivá.
Alternativní model pro události, které vedou k typu 1a, je to, že dva bílí trpaslíci jsou nakresleni společně, neúprosně inspirující, dokud jeden nebo druhý nedosáhne 1,4 solárních hmot. Nejedná se o tradičně oblíbený model, protože doba potřebná k tomu, aby dvě takové poměrně malé hvězdy mohly inspirovat a sloučit, mohla být miliardy let.
Maoz a Mannucci však přezkoumávají nedávné pokusy modelovat rychlost supernovy typu 1a v rámci stanoveného objemu prostoru a poté ji sladit s očekávanou frekvencí různých progenitorových scénářů. Předpokládejme, že mezi supernovy typu 1a nakonec exploduje 3 až 10% všech 3-8 hvězdných hmot slunečních hmot - tato sazba zvýhodňuje model „když se bílí trpaslíci srazí“ před „bílým trpaslíkem v binárním“ modelu.
Neexistuje žádná bezprostřední obava, že by tento alternativní proces formování ovlivnil „standarditu“ exploze typu 1a - není to jen zjištění, které většina lidí očekávalo.
Další čtení:
Hodnoty supernovy typu Maoz a Mannucci typu Ia a progenitorový problém. Přezkoumání.
