Koska niin paljon nykyisestä ymmärryksestämme maailmankaikkeudesta perustuu tyypin 1a supernoovien tietoihin, suuri osa nykyisestä tutkimuksesta on keskittynyt siihen, kuinka standardit nämä oletetut standardikynttilät ovat. Tähän päivään mennessä analyysien paino näyttää rauhoittavilta - muutamia poikkeavuuksia lukuun ottamatta supernoovat näyttävät kaikki olevan erittäin tavanomaisia ja ennustettavissa.
Jotkut tutkijat ovat kuitenkin tulleet tähän kysymykseen eri näkökulmasta tarkastelemalla tyypin 1a supernoovia tuottavien esivanhemmistähtien ominaisuuksia. Tiedämme hyvin vähän näistä tähtiistä. Toki, ne ovat valkoisia kääpiöitä, jotka räjähtää lisääntyneen massan kertymisen jälkeen - mutta vain kuinka tämä lopputulos saavutetaan, on edelleen mysteeri.
Räjähdystä edeltäviä viimeisiä vaiheita ei todellakaan ole koskaan havaittu lopullisesti, ja emme voi helposti osoittaa tähtiä todennäköisiksi ehdokkaiiksi tiellä Ia-n. Vertailun vuoksi on helppoa tunnistaa tähtiä, joiden odotetaan räjähtää ytimen romahtamisen supernovoiksi (tyypit Ib, Ic tai II) - ytimen romahtamisen tulisi olla minkä tahansa tähtiä, joka on suurempi kuin 9 aurinkovoimaa, kohtalo.
Suositun teorian mukaan tyypin 1a progenitori on binaarijärjestelmän valkoinen kääpiötähti, joka vetää materiaalia binaarisesta seuralaisestaan, kunnes valkoinen kääpiö saavuttaa Chandrasekhar-rajan, joka on 1,4 aurinkopainoa. Kun jo pääosin hiilen ja hapen jo puristettu massa puristuu edelleen, hiilen fuusio käynnistyy nopeasti koko tähdellä. Tämä on niin energinen prosessi, että suhteellisen pienen tähden itsegravitaatio ei voi sisältää sitä - ja tähti puhaltaa itsensä pieniksi.
Mutta kun yrität mallintaa prosesseja, jotka johtavat valkoiseen kääpiöön, jolla saavutetaan 1,4 aurinkopainoa, se näyttää vaativan paljon "hienosäätöä". Ylimääräisen massan lisääntymisnopeuden on oltava aivan oikea - liian nopea virtaus johtaa punaiseen jättiläisskenaarioon. Tämä johtuu siitä, että lisäämällä nopeasti ylimääräistä massaa saadaan tähti riittävästi omavoimaista, jotta se voi sisältää osittain fuusioenergian - tarkoittaen, että se laajenee eikä räjähtää.
Teoreetikot kiertävät tämän ongelman ehdottamalla, että valkoisesta kääpiöstä johtuva tähtituuli moderoi putoavan materiaalin määrää. Tämä kuulostaa lupaavalta, vaikka tyypin 1a jäännösmateriaalin tutkimuksissa ei tähän mennessä ole löydetty näyttöä hajonneista ioneista, joita voitaisiin odottaa olemassa olevalta tähtituulelta.
Lisäksi binaarin tyypin 1a räjähdyksellä tulisi olla merkittävä vaikutus sen seuratähtiin. Mutta kaikki eloonjääneiden ehdokasparien etsinnät - joilla todennäköisesti olisi poikkeavia nopeuden, pyörimisen, koostumuksen tai ulkonäön ominaisuuksia - ovat tähän mennessä olleet epäselviä.
Vaihtoehtoinen malli tapahtumille, jotka johtavat tyyppiin 1a, ovat, että kaksi valkoista kääpiötä vedetään yhteen, väistämättä inspiroivasti, kunnes toinen tai toinen saavuttaa 1,4 aurinkomassan. Tämä ei ole perinteisesti suosittu malli, koska kahden sellaisen suhteellisen pienen tähden inspiraatioon ja sulautumiseen kuluva aika voi olla miljardeja vuosia.
Maoz ja Mannucci tarkastelevat kuitenkin viimeaikaisia yrityksiä mallintaa tyypin 1a supernoovien nopeutta asetetussa tilavuudessa ja kohdistaa sen sitten eri progenitoriskenaarioiden odotettavissa olevaan taajuuteen. Olettaen, että 3–10% kaikista 3–8 aurinkomassatähteestä räjähtää lopulta tyypin 1a supernovoina - tämä nopeus suosii ”kun valkoiset kääpiöt törmäävät” -mallia ”binaarisen valkoisen kääpiön” yli.
Ei ole välitöntä huolta siitä, että tämä vaihtoehtoinen muodostumisprosessi vaikuttaisi tyypin 1a räjähdyksen "standardiin" - se ei vain ole havainto, jota useimmat ihmiset odottivat.
Lisätietoja:
Maoz- ja Mannucci-tyypin Ia supernovataajuudet ja esi-ikäongelma. Arvostelu.
