Tā kā mūsu pašreizējā izpratne par Visumu ir balstīta uz 1.a tipa supernovu datiem, liela daļa pašreizējo pētījumu ir vērsta uz to, cik standarta šīs domājamās standarta sveces ir. Līdz šim analīzes svars šķiet pārliecinošs - izņemot dažas novirzes, supernovas šķiet ļoti standarta un paredzamas.
Tomēr daži pētnieki ir pievērsušies šai problēmai no cita skatupunkta, apsverot to zvaigžņu priekštečus, kas rada 1.a tipa supernovas. Par šīm zvaigznēm mēs zinām ļoti maz. Protams, tie ir baltie punduri, kas eksplodē pēc papildu masas uzkrāšanas - bet tikai tas, kā šis iznākums tiek sasniegts, paliek noslēpums.
Patiešām, pēdējie posmi pirms eksplozijas nekad nav tikuši galīgi novēroti, un mēs nevaram viegli norādīt uz zvaigznēm kā iespējamiem kandidātiem ceļā uz I tipa trūkumu. Salīdzinājumam ir viegli identificēt zvaigznes, kuras, domājams, eksplodēs kā kodola sabrukuma supernovas (Ib, Ic vai II tipi) - kodolu sabrukumam vajadzētu būt jebkuras zvaigznes liktenim, kas ir lielāka par 9 saules masām.
Populārā teorija saka, ka 1.a tipa ciltstēvs ir balta pundurzvaigzne binārā sistēmā, kas izvelk materiālu no sava binārā pavadoņa, līdz baltais punduris sasniedz Chandrasekhar robežu - 1,4 saules masas. Tā kā jau saspiestā pārsvarā oglekļa un skābekļa masa tiek saspiesta vēl vairāk, visā zvaigznī ātri tiek sākta oglekļa saplūšana. Šis ir tik enerģētisks process, ka salīdzinoši mazās zvaigznes paš gravitācija to nespēj saturēt - un zvaigzne pati uzpūš.
Bet, mēģinot modelēt procesus, kuru rezultātā baltais punduris sasniedz 1,4 saules masas, šķiet, ka tas prasa daudz “precizēšanas”. Papildu masas uzkrāšanās ātrumam jābūt tikai pareizajam - pārāk ātra plūsma radīs sarkano milzu scenāriju. Tas ir tāpēc, ka, ātri pievienojot papildu masu, zvaigznei būs pietiekami daudz pašsvara, lai tā daļēji varētu saturēt saplūšanas enerģiju - tas nozīmē, ka tā paplašināsies, nevis eksplodēs.
Teorētiķi apiet šo problēmu, ierosinot, ka zvaigžņu vējš, kas rodas no baltā pundura, regulē iebrūkošā materiāla ātrumu. Tas izklausās daudzsološi, kaut arī līdz šim 1.a tipa palieku materiāla pētījumos nav atrasti pierādījumi par izkliedētiem joniem, ko varētu sagaidīt no jau esoša zvaigžņu vēja.
Turklāt 1.a tipa sprādzienam binārā vajadzētu būt būtiskai ietekmei uz tā zvaigzni. Bet visi pārdzīvojušo pavadoņu kandidātu meklējumi, kuriem, domājams, piemīt anomālijas ātruma, griešanās, sastāva vai izskata īpašības, līdz šim nav bijuši pārliecinoši.
Alternatīvs modelis notikumiem, kas ved līdz 1.a tipam, ir tas, ka divi balti punduri tiek savilkti kopā, neizbēgami iedvesmojot, līdz viens vai otrs sasniedz 1,4 saules masas. Šis nav tradicionāli iecienīts modelis, jo laiks, kas vajadzīgs divām tik salīdzinoši mazām zvaigznēm, lai iedvesmotos un apvienotos, varētu būt miljardiem gadu.
Tomēr Maoz un Mannucci pārskata nesenos mēģinājumus modelēt 1.a tipa supernovu ātrumu noteiktā telpas tilpumā un pēc tam saskaņo to ar paredzamo dažādu progenitoru scenāriju biežumu. Pieņemot, ka no 3 līdz 10% no visām 3-8 saules masas zvaigznēm galu galā eksplodē kā 1.a tipa supernovas - šī likme dod priekšroku modelim “kad balti punduri saduras” pār “balto punduri binārā modelī”.
Nav tūlītēju bažu, ka šis alternatīvais veidošanās process ietekmētu 1.a tipa sprādziena “standartizāciju” - tas nav tikai atzinums, ko gaidīja vairums cilvēku.
Papildu informācija:
Maoz un Mannucci Type Ia supernovas likmes un priekšteču problēma. Recenzija.
