Con gran parte della nostra attuale comprensione dell'universo basata sui dati delle supernovae di tipo 1a, buona parte della ricerca attuale si concentra su quanto siano standard queste presunte candele standard. Ad oggi, il peso dell'analisi sembra rassicurante: a parte alcuni valori anomali, le supernova sembrano tutte molto standard e prevedibili.
Tuttavia, alcuni ricercatori hanno affrontato questo problema da una prospettiva diversa considerando le caratteristiche delle stelle progenitrici che producono supernove di tipo 1a. Sappiamo molto poco di queste stelle. Certo, sono nane bianche che esplodono dopo aver accumulato massa in più - ma il modo in cui si raggiunge questo risultato rimane un mistero.
In effetti, le fasi finali che precedono un'esplosione non sono mai state osservate in modo definitivo e non possiamo facilmente indicare le stelle come probabili candidati su un percorso verso il Tipo Ia-ness. In confronto, identificare le stelle che dovrebbero esplodere come supernove di collasso del nucleo (tipi Ib, Ic o II) è facile - il collasso del nucleo dovrebbe essere il destino di qualsiasi stella più grande di 9 masse solari.
La teoria popolare afferma che un progenitore di Tipo 1a è una stella nana bianca in un sistema binario che attinge materiale dal suo compagno binario fino a quando la nana bianca raggiunge il limite di Chandrasekhar di 1,4 masse solari. Poiché la massa già compressa prevalentemente di carbonio e ossigeno viene ulteriormente compressa, la fusione del carbonio viene rapidamente avviata in tutta la stella. Questo è un processo così energico che la gravità propria della stella relativamente piccola non può contenerla - e la stella si fa a pezzi.
Ma quando si tenta di modellare i processi che portano a una nana bianca che raggiunge 1,4 masse solari, sembra richiedere molta "messa a punto". Il tasso di accrescimento della massa extra deve essere giusto - un flusso troppo veloce si tradurrà in uno scenario gigante rosso. Questo perché l'aggiunta di massa extra rapidamente darà alla stella abbastanza auto-gravità in modo che possa contenere parzialmente l'energia di fusione - il che significa che si espanderà anziché esplodere.
I teorici aggirano questo problema proponendo che un vento stellare proveniente dalla nana bianca moderi la velocità del materiale in caduta libera. Ciò sembra promettente, sebbene fino ad oggi gli studi sul materiale residuo di tipo 1a non abbiano trovato prove degli ioni dispersi che ci si aspetterebbe da un vento stellare preesistente.
Inoltre, un'esplosione di tipo 1a all'interno di un binario dovrebbe avere un impatto sostanziale sulla sua stella compagna. Ma tutte le ricerche di candidati candidati sopravvissuti - che presumibilmente posseggono caratteristiche anomale di velocità, rotazione, composizione o aspetto - sono state fino ad ora inconcludenti.
Un modello alternativo per gli eventi che portano a un Tipo 1a è che due nane bianche vengono riunite, ispirando inesorabilmente fino a quando l'una o l'altra raggiunge 1,4 masse solari. Questo non è un modello tradizionalmente favorito in quanto il tempo necessario per ispirare e fondere due di queste stelle relativamente piccole potrebbe essere miliardi di anni.
Tuttavia, Maoz e Mannucci riesaminano i recenti tentativi di modellare il tasso di supernovae di tipo 1a entro un determinato volume di spazio e quindi allinearlo con la frequenza prevista di diversi scenari progenitori. Supponendo che tra il 3 e il 10% di tutte le 3-8 stelle di massa solare alla fine esplodano come supernovae di tipo 1a, questo tasso favorisce il modello "quando le nane bianche si scontrano" sul modello "nana bianca in un binario".
Non vi è alcuna preoccupazione immediata che questo processo di formazione alternativa influisca sulla "normalità" di un'esplosione di tipo 1a - non è solo la scoperta che la maggior parte delle persone si aspettava.
Ulteriori letture:
Tassi di supernova di tipo Ia di Maoz e Mannucci e problema progenitore. Una recensione.
