Radiaalse kiiruse uuringu tulemuste põhjal on Warren Brown (Smithsoni astrofüüsikaline vaatluskeskus) ja tema meeskond paigutanud supernoova mõistatusesse veel paar tükki.
Supernoovad on paljude maitsetega. Meil on ka II tüübi supernoovasid, mis arvatakse olevat üksikute ülimassiivsete tähtede põhiline kokkuvarisemine. Leidub ka ülihelendavaid supernoovasid, milleks võib olla neutronitähe plahvatuslik muundamine kvark-täheks, ja lõpuks on hunniku nõrga põlvega nõod, alatoimivad alavalgustavad supernoovad.
Alarõhulised supernovaad on haruldane supernoova plahvatuse tüüp, mis on 10–100 korda vähem helendav kui tavaline I tüüpi SN-i valgus ja eraldab ainult 20% ainet. Brown ja tema meeskond on uurinud seost alavalgustatud supernoovade ja valgete kääbuste paaride ühinemise vahel.
1980-ndatel ennustati meie tähe- ja binaarsuundumuste teoreetilise mõistmise põhjal, et eksisteerib palju lähedasi kahekordseid valgeid kääbuseid. Kuid esimene neist avastati alles 1988. aastal.
Lähedaste kahekordsete valgete kääbuste leidmise viis on võtta valge kääbuse H-alfa neeldumisjoone kõrgresolutsioonispektrid mitmel erineval ajal ja otsida variatsioone, mis on põhjustatud valge kääbuse orbitaalsest liikumisest ümber nähtamatu (dimmer). kaaslane. Esimesed süsteemsed otsingud ei olnud eriti ebaõnnestunud. Leiti ainult üks süsteem. Seejärel keskendusid Tom Marsh ja kaastöötajad 1990-ndatel oma otsingutel väikese massiga valgetele kääbustele, mis praeguste teooriate põhjal võiksid olla moodustatud binaarses süsteemis. Sel viisil leiti veel kümmekond süsteemi.
Äärmiselt väikese massiga (ELM) valged kääbused (WD), mille päikese mass on alla 0,3, on tähtede jäänused, mis ei süttinud tuumas kunagi heeliumi. Universum ei ole piisavalt vana, et ELM WD-sid toota ühe tähe evolutsiooniga. Seetõttu peavad ELM-i masinaehitusdioodid mingil ajal oma evolutsioonis läbi viima märkimisväärse massikao. 0,2 päikesemassiga WD-de tootmine nõuab tõenäoliselt kompaktset binaarsüsteemi.
"Need valged pöialpoisid on läbi teinud dramaatilise kaalukaotuse programmi," ütles Carlos Allende Prieto, Hispaania Instituto de Astrofisica de Canarias astronoom ja uuringu kaasautor. "Need tähed asuvad nii lähedastel orbiitidel, et loodejõud, nagu need, mis Maa peal ookeane keerutavad, põhjustasid tohutuid massikao."
Vaatlusandmeid ELM-i raskusjõudude kohta on nende harulduse tõttu üsna raske hankida. Näiteks Sloan Digital Sky Survey uuringus tuvastatud 9316 WD-st on vähem kui 0,2% massid alla 0,3 päikeseenergia.
Pooled Browni ja kaastöötajate avastatud paaridest ühinevad ja võivad plahvatada supernoovadena 100 miljoni aasta pärast või enam.
"Oleme teadaolevate liitunud valge-kääbussüsteemide arvu kolmekordistanud," ütles Smithsoniani astronoom ja kaasautor Mukremin Kilic. "Nüüd saame aru saada, kuidas need süsteemid moodustuvad ja mis neist lähitulevikus saada võivad." Erinevalt tavalistest valgetest kääbustest, mis on valmistatud süsinikust ja hapnikust, on need peaaegu täielikult valmistatud heeliumist.
"Meie valgete kääbuste ühinemiskiirus on sama kui alatujude supernoovade kiirus - umbes üks iga 2000 aasta tagant," selgitas Brown. "Kuigi me ei saa kindlalt teada, kas meie liituvad valged kääbused plahvatavad alatujude supernoovadena, on tõsiasi, et määrad on ühesugused, väga soovitav."
Vähemalt 25% nendest ELMi WD-dele kuuluvad Linnutee vanadesse paksu ketta ja halokomponentidesse. See aitab astronoomidel teada saada, kust otsida alatugevat SNe-d ja kust neid tõenäoliselt ei leia, kui mudelid on õiged. Kui ELM WD süsteemide liitmine on alatu valguse tekkiva SNe eelkäija, peaksid järgmise põlvkonna uuringud nagu Palomari siirdetehas, Pan-STARRS, Skymapper ja Suur sünoptilise uuringu teleskoop leidma neid vanemate tähtede populatsioonide hulgas nii elliptiliste kui ka spiraalsete galaktikad.
Leiust teatavad paberid on kättesaadavad veebisaidil: http://arxiv.org/abs/1011.3047 ja http://arxiv.org/abs/1011.3050.
