Kuna nii suur osa meie praegusest arusaamast universumist põhineb 1.a tüübi supernoovade andmetel, keskendub suur osa praegustest uuringutest sellele, kui standardsed need oletatavad standardsed küünlad on. Praeguseks tundub analüüsi kaalukus rahustav - peale mõne üksiku kõrvalekalde tunduvad supernoovad kõik väga standardsed ja etteaimatavad.
Kuid mõned teadlased on selle teemaga seoses vaadanud teistsugust vaatenurka, võttes arvesse Ia tüüpi supernoovasid tootvate eellastähtede omadusi. Me teame neist tähtedest väga vähe. Muidugi, need on valged kääbused, mis pärast lisamassi kogunemist plahvatavad - kuid ainult kuidas selle tulemuseni jõutakse, jääb saladuseks.
Plahvatusele eelnenud viimaseid etappe pole kunagi lõplikult täheldatud ja me ei saa hõlpsalt osutada tähtedele kui tõenäolistele kandidaatidele teel I tüüpi. Võrdluseks on tähtede, mis eeldatavasti plahvatavad tuumikollap-supernoovade (tüübid Ib, Ic või II), tuvastamine on lihtne - südamiku kokkuvarisemine peaks olema iga tähe, mis on suurem kui 9 päikese massi, saatus.
Populaarse teooria kohaselt on 1.a tüübi eelkäija binaarsüsteemis valge kääbustäht, mis tõmbab materjali oma binaarsest kaaslasest eemale, kuni valge kääbus jõuab Chandrasekhari piirini - 1,4 päikesemassi. Kuna valdavalt süsiniku ja hapniku niigi kokkusurutud mass surutakse veelgi kokku, algab kogu tähe kohal kiire süsiniku liitmine. See on nii energeetiline protsess, et suhteliselt väikese tähe enesegravitatsioon ei suuda seda sisaldada - ja täht puhub end igaks juhuks.
Kuid kui proovite modelleerida protsesse, mis viivad valge kääbuse saavutamiseni 1,4 päikesemassi, näib see vajavat palju „peenhäälestamist”. Lisamassi kogunemiskiirus peab olema õige - liiga kiire voolu korral tekib punane hiiglaslik stsenaarium. Selle põhjuseks on asjaolu, et kiiresti lisades täiendava massi, annab täht piisavalt gravitatsiooni, nii et see võib osaliselt sulandenergiat sisaldada - see tähendab, et see pigem laieneb kui plahvatab.
Teoreetikud saavad sellest probleemist mööda, tehes ettepaneku, et valgest kääbust tekkiv tähetuul modelleeriks sissejuhatava materjali kiirust. See kõlab paljulubavalt, ehkki seni pole 1a tüübi jäänukmaterjali uuringutes leitud tõendeid hajuvate ioonide kohta, mida eeldataks olemasoleva tähetuule korral.
Lisaks peaks kahendkoodis olev 1a tüübi plahvatus oma kaastähte märkimisväärselt mõjutama. Kuid kõik ellujäänud kandidaatidest kaaslaste otsingud - millel oleks eeldatavasti kiiruse, pöörlemise, koostise või väljanägemise anomaalsed omadused - on seni olnud ebaselged.
Alternatiivne mudel sündmusteni, mis viivad tüübini 1a, on see, et kaks valget pöialpoissi tõmmatakse kokku, inspireerivalt, kuni üks või teine saavutab 1,4 päikesemassi. See ei ole traditsiooniliselt soositud mudel, kuna kahe sellise suhteliselt väikese tähe inspiratsiooni ja ühinemise jaoks kuluv aeg võib olla miljardeid aastaid.
Kuid Maoz ja Mannucci vaatavad läbi hiljutised katsed modelleerida 1.a tüübi supernoovade kiirust kindlaksmääratud ruumi ruumalas ja viia see seejärel vastavusse erinevate eellastsenaariumide eeldatava sagedusega. Eeldades, et 3–10% kõigist 3-8 Päikese massitähtedest plahvatab lõpuks 1.a tüüpi supernoovadena - see määr soodustab mudelit „kui valged kääbused põrkuvad“ mudeli „valge kääbus binaarses mudelis“ asemel.
Ei ole otsest muret selle pärast, et see alternatiivne moodustumisprotsess mõjutaks 1.a tüübi plahvatuse "standardit" - see pole lihtsalt tõdemus, mida enamik inimesi ootas.
Lisalugemist:
Maozi ja Mannucci I-tüüpi supernoova esinemissagedused ja eellasprobleem. Ülevaade.
