Evren hakkındaki Tip 1a süpernova verilerine dayanan mevcut anlayışımızın çoğuyla, mevcut araştırmaların büyük bir kısmı bu varsayılan standart mumların ne kadar standart olduğuna odaklanmaktadır. Bugüne kadar, analizin ağırlığı güven verici görünmektedir - birkaç aykırı değerden başka, süpernovaların hepsi çok standart ve öngörülebilir görünmektedir.
Bununla birlikte, bazı araştırmacılar bu konuya Tip 1a süpernova üreten progenitör yıldızların özelliklerini göz önünde bulundurarak farklı bir perspektiften gelmişlerdir. Bu yıldızlar hakkında çok az şey biliyoruz. Tabii, onlar ekstra kütle biriktirdikten sonra patlayan beyaz cüceler - ama bu sonuca nasıl ulaşıldığı bir sır olarak kalıyor.
Gerçekten de, bir patlamadan önceki son aşamalar hiçbir zaman kesin olarak gözlemlenmemiştir ve Tip Ia-ness'e giden bir yolda muhtemel adaylar olarak herhangi bir yıldıza kolayca işaret edemeyiz. Buna karşılık, çekirdek çökmesi süpernovaları (Ib, Ic veya II Türleri) olarak patlaması beklenen yıldızları tanımlamak kolaydır - çekirdek çökmesi 9 güneş kütlesinden daha büyük herhangi bir yıldızın kaderi olmalıdır.
Popüler teori, Tip 1a progenitörünün, beyaz bir cüce 1.4 güneş kütlesi olan Chandrasekhar sınırına ulaşıncaya kadar ikili arkadaşından malzeme çeken bir ikili sistemdeki beyaz bir cüce yıldız olduğunu düşünüyor. Ağırlıklı olarak karbon ve oksijenin zaten sıkıştırılmış kütlesi daha fazla sıkıştırıldığından, karbon füzyonu yıldız boyunca hızla başlatılır. Bu o kadar enerjik bir süreçtir ki, nispeten küçük yıldızın kendi yerçekimi onu içeremez - ve yıldız kendini uçlara üfler.
Ancak 1,4 güneş kütlesine ulaşan beyaz bir cüceye giden süreçleri modellemeye çalıştığınızda, çok fazla 'ince ayar' gerektiriyor gibi görünüyor. Ekstra kütlenin toplanma oranı doğru olmalıdır - çok hızlı bir akış kırmızı dev bir senaryo ile sonuçlanacaktır. Bunun nedeni, hızlı bir şekilde ekstra kütle eklenmesi, yıldıza yeterince füzyon enerjisi verebilmesi için füzyon enerjisini kısmen içerebilmesidir - yani patlamak yerine genişleyecektir.
Teorisyenler, beyaz cüceden kaynaklanan yıldız rüzgarının içeri akış oranını hafiflettiğini önererek bu sorunu aşarlar. Tip 1a kalıntı malzeme çalışmaları bugüne kadar önceden var olan yıldız rüzgarından beklenen dağılmış iyonlar hakkında hiçbir kanıt bulamamasına rağmen, bu umut vericidir.
Ayrıca, bir ikili dosyadaki Tip 1a patlamasının eşlik eden yıldız üzerinde önemli bir etkisi olmalıdır. Ancak, muhtemelen hız, rotasyon, kompozisyon veya görünümün anormal özelliklerine sahip olacak, hayatta kalan adaylar için yapılan tüm aramalar bugüne kadar sonuçsuz kaldı.
Tip 1a'ya yol açan olaylar için alternatif bir model, iki beyaz cücenin birlikte çizilmesidir, biri veya diğeri 1.4 güneş kütlesine ulaşana kadar kaçınılmaz olarak ilham verir. Bu geleneksel olarak tercih edilen bir model değildir, çünkü nispeten küçük iki yıldızın inspiral olması ve birleşmesi için gereken süre milyarlarca yıl olabilir.
Bununla birlikte, Maoz ve Mannucci, Tip 1a süpernovaların oranını belirli bir hacim içinde modellemek için son girişimleri gözden geçirir ve daha sonra bunu farklı progenitör senaryolarının beklenen sıklığıyla hizalar. 3-8 güneş kütlesi yıldızının% 3 ila 10'unun nihayetinde Tip 1a süpernova olarak patladığını varsayarsak - bu oran, "beyaz cüceler" ikili bir beyaz cüce "modeline göre" çarpıştığında "modeli tercih eder.
Bu alternatif oluşum sürecinin Tip 1a patlamasının 'standartlığını' etkileyeceğine dair endişe yoktur - çoğu insanın beklediği bulgu değildir.
Daha fazla okuma:
Maoz ve Mannucci Type-Ia süpernova oranları ve projenitör problemi. Bir inceleme.
