Уз толико нашег тренутног разумевања свемира заснованог на подацима Суперновее типа 1а, добар део тренутних истраживања фокусиран је на то колико су ове стандардне свеће стандардне. До данас, тежина анализе делује умирујуће - осим неколико екслигера, супернове се чине врло стандардним и предвидљивим.
Међутим, неки истраживачи су дошли до овог питања из другачије перспективе разматрајући карактеристике потомства звезда које стварају супернове типа 1а. О овим звездама знамо врло мало. Наравно, то су бели патуљци који експлодирају након накупљања додатне масе - али само како је тај резултат постигнут остаје мистерија.
Заиста, завршне фазе које су претходиле експлозији никада нису коначно посматране и не можемо лако навести ниједну звезду као вероватне кандидате на путу ка типу Иа-несс. Поређења ради, идентификација звезда за које се очекује да експлодирају као суперновее колапса језгре (типови Иб, Иц или ИИ) је једноставно - колапс језгра требао би бити судбина сваке звезде веће од 9 соларних маса.
Популарна теорија каже да је потомак типа 1а бела патуљаста звезда у бинарном систему који извлачи материјал из свог бинарног пратилаца док бели патуљак не достигне Цхандрасекхар границу од 1,4 соларне масе. Како се већ компримована маса претежно угљеника и кисеоника компримира даље, брзо се покреће фузија угљеника кроз звезду. Ово је тако енергичан процес да га самогравитација релативно мале звезде не може обуздати - а звезда се разбија у делиће.
Али када покушате да моделирате процесе који воде до тога да бели патуљак постиже 1,4 соларне масе, чини се да треба много „финог подешавања“. Стопа накупљања додатне масе мора бити сасвим тачна - пребрзи проток резултираће сценаријем црвеног гиганта. То је зато што ће додавање додатне масе брзо дати звезди довољно самогравитације тако да може делимично да садржи фузиону енергију - што значи да ће се проширити, а не експлодирати.
Теоретичари тај проблем превазилазе тако што предлажу да звјездани вјетар који произлази из бијелог патуљака умјерава брзину падајућег материјала. Ово звучи обећавајуће, мада до данас студије остатка материјала 1а нису нашле доказе о распршеним јонима који би се очекивали од претходно постојећег звјезданог вјетра.
Поред тога, експлозија типа 1а унутар бинарног система требало би да има знатан утицај на њену пратећу звезду. Али све потраге за преживелим сапутницима кандидата - који би, вероватно, могли да имају аномалне карактеристике брзине, ротације, састава или изгледа - до данас нису били уверљиви.
Алтернативни модел догађаја који воде до типа 1а су да се два бела патуљка цртају заједно, неумољиво надахњујући док један или други не постигну 1,4 соларне масе. Ово није традиционално омиљени модел јер би време потребно за инспирацију и спајање две тако релативно мале звезде могло да буде милијарду година.
Међутим, Маоз и Маннуцци преиспитују недавне покушаје да се модел стопе типа 1а супернова постави унутар постављеног волумена простора, а затим то ускладе с очекиваном учесталошћу различитих сценарија родитеља. Под претпоставком да између 3 и 10% свих 3-8 звезда соларне масе на крају експлодира као суперновае типа 1а - ова стопа заиста погодује моделу „када се бели патуљци сударају“ над моделом „белог патуљка у бинарном моделу“.
Не постоји непосредна забринутост да ће овај поступак наизменичног формирања утицати на "стандардност" експлозије типа 1а - то није само налаз који су већина људи очекивали.
Додатна литература:
Стопе супернове Маоз и Маннуцци Типе-Иа и проблем претходника. Преглед.
