S toľkými súčasnými znalosťami vesmíru, ktoré sú založené na údajoch supernovy typu 1a, sa veľa súčasného výskumu zameriava na to, do akej miery sú tieto predpokladané štandardné sviečky štandardné. K dnešnému dňu sa zdá, že váha analýzy je upokojujúca - okrem niekoľkých odľahlých hodnôt sa všetky supernovy zdajú byť veľmi štandardné a predvídateľné.
Niektorí vedci však prišli k tomuto problému z inej perspektívy tým, že zvážili vlastnosti progenitorových hviezd, ktoré produkujú supernovy typu 1a. O týchto hviezdach vieme veľmi málo. Iste, sú to bieli trpaslíci, ktorí explodujú po nahromadení extra hmoty - ale to, ako sa tento výsledok dosiahne, zostáva záhadou.
Posledné fázy predchádzajúce výbuchu sa nikdy definitívne nepozorovali a nemôžeme ľahko ukázať na žiadnych hviezd ako pravdepodobných kandidátov na ceste k typu Ia-ness. Na porovnanie, identifikácia hviezd, ktoré by mali explodovať ako supernovy jadra zrútenia (typy Ib, Ic alebo II), je ľahká - kolaps jadra by mal byť osudom akejkoľvek hviezdy väčšej ako 9 slnečných hmôt.
Populárna teória hovorí, že progenitor typu 1a je biela hviezda trpaslíka v binárnom systéme, ktorý čerpá materiál zo svojho binárneho spoločníka, kým biely trpaslík nedosiahne hranicu 1,4 slnečnej hmoty v Chandrasekhare. Pretože už stlačená hmota prevažne uhlíka a kyslíka je ďalej stlačená, fúzia uhlíka sa rýchlo iniciuje cez hviezdu. Je to taký energetický proces, ktorý ho nedokáže udržať gravitácia pomerne malej hviezdy - a hviezda sa fúka do kúskov.
Ale keď sa pokúsite modelovať procesy vedúce k bielemu trpaslíkovi dosahujúcemu 1,4 slnečnej hmoty, zdá sa, že to vyžaduje veľa „jemného doladenia“. Miera narastania extra hmotnosti musí byť taká správna - príliš rýchly tok povedie k scenáru červeného obra. Je to tak preto, že rýchle pridanie extra hmoty poskytne hviezdy dosť vlastnej gravitácie, aby mohla čiastočne obsahovať energiu jadrovej syntézy - čo znamená, že sa skôr rozťahuje než exploduje.
Teoretici tento problém obchádzajú tým, že navrhujú, aby hviezdny vietor vychádzajúci z bieleho trpaslíka zmierňoval rýchlosť nafúknutia materiálu. To znie sľubne, aj keď doteraz štúdie o zvyškovom materiáli typu 1a nenašli žiadne dôkazy o rozptýlených iónoch, ktoré by sa mohli očakávať od existujúceho hviezdneho vetra.
Výbuch typu 1a vo vnútri binárneho súboru by mal mať zásadný vplyv na jeho sprievodnú hviezdu. Avšak všetky vyhľadávania kandidátov, ktorí prežili - doteraz, ktoré by pravdepodobne mali neobvyklé charakteristiky rýchlosti, rotácie, zloženia alebo vzhľadu - boli doteraz nepresvedčivé.
Alternatívnym modelom pre udalosti, ktoré vedú k typu la, je to, že dvaja bieli trpaslíci sú nakreslení dokopy, neúprosne inšpiratívni, až kým jeden alebo druhý nedosiahne 1,4 slnečnej hmoty. Toto nie je tradične obľúbený model, pretože čas potrebný na inšpiráciu a zlúčenie dvoch takýchto pomerne malých hviezd môže byť miliardy rokov.
Maoz a Mannucci však skúmajú nedávne pokusy modelovať rýchlosť supernovy typu 1a v rámci stanoveného objemu priestoru a potom ich porovnávať s očakávanou frekvenciou rôznych progenitorových scenárov. Za predpokladu, že medzi supernovy typu 1a nakoniec exploduje 3 až 10% všetkých 3-8 hviezd slnečnej hmoty - táto rýchlosť uprednostňuje model „keď sa bieli trpaslíci zrazia“ pred „biely trpaslík v binárnom“ modeli.
Neexistuje bezprostredná obava, že tento alternatívny proces formovania by ovplyvnil „štandarditu“ výbuchu typu 1a - jednoducho to nie je zistenie, ktoré väčšina ľudí očakávala.
Ďalšie čítanie:
Miera supernov typu Maoz a Mannucci typu Ia a problém progenitora. Recenzia.
