Med så mye av vår nåværende forståelse av universet basert på type 1a supernovaedata, er en god del aktuell forskning fokusert på hvor standard disse antatte standardlysene er. Til dags dato virker vekten av analysen betryggende - bortsett fra noen få utleggere virker supernovaene alle veldig standard og forutsigbare.
Imidlertid har noen forskere kommet til dette spørsmålet fra et annet perspektiv ved å vurdere egenskapene til stamfederstjerner som produserer type 1a supernovaer. Vi vet veldig lite om disse stjernene. Jada, de er hvite dverger som eksploderer etter å ha samlet en ekstra masse - men akkurat hvordan dette utfallet er nådd forblir et mysterium.
Faktisk har de siste stadiene forut for en eksplosjon aldri blitt endelig observert, og vi kan ikke lett peke på noen stjerner som sannsynlige kandidater på en vei mot Type Ia-ness. Til sammenligning er det enkelt å identifisere stjerner som forventes å eksplodere som kjernekollaps-supernovaer (typer Ib, Ic eller II) - kjernekollaps skal være skjebnen til enhver stjerne som er større enn 9 solmasser.
Populær teori forteller at en stamfader av Type 1a er en hvit dvergstjerne i et binært system som trekker materiale fra sin binære følgesvenn til den hvite dvergen når Chandrasekhar-grensen på 1,4 solmasser. Når den allerede komprimerte massen av overveiende karbon og oksygen komprimeres ytterligere, initieres karbonfusjon raskt i hele stjernen. Dette er en så energisk prosess at den relativt små stjernens egengravitet ikke kan inneholde den - og stjernen blåser seg selv til biter.
Men når du prøver å modellere prosessene som fører frem til en hvit dverg som oppnår 1,4 solmasser, ser det ut til å kreve mye ‘finjustering’. Hastighetsgraden for ekstra masse må være helt riktig - for rask flyt vil resultere i et rødt kjempescenario. Dette fordi å legge til ekstra masse raskt vil gi stjernen nok selvtyngdekraft slik at den delvis kan inneholde fusjonsenergi - noe som betyr at den vil ekspandere i stedet for å eksplodere.
Teoretikere kommer seg rundt dette problemet ved å foreslå at en stjernevind som oppstår fra den hvite dvergen modererer frekvensen av innfallende materiale. Dette høres lovende ut, men til dags dato har studier av restmateriale av type 1a ikke funnet noen bevis for de spredte ionene som kan forventes fra en eksisterende stjernevind.
Videre bør en eksplosjon av type 1a i en binær ha en betydelig innvirkning på følgesvenn. Men alle søk etter kandidater som overlevde følgesvenner - som antagelig ville ha anomale egenskaper ved hastighet, rotasjon, komposisjon eller utseende - har hittil vært avgjørende.
En alternativ modell for hendelsene som fører til en Type 1a er at to hvite dverger blir trukket sammen, ubønnhørlig inspirerende til den ene eller den andre oppnår 1,4 solmasser. Dette er ikke en tradisjonelt foretrukket modell ettersom tiden som kreves for to slike relativt små stjerner å inspirere og fusjonere kan være milliarder av år.
Maoz og Mannucci gjennomgår imidlertid nylige forsøk på å modellere frekvensen av supernovaer av type 1a innenfor et angitt romvolum og deretter justere dette med den forventede frekvensen av forskjellige avkomster-scenarier. Forutsatt at mellom 3 til 10% av alle 3-8 solmassestjerner til slutt eksploderer som type 1a-supernovaer - denne frekvensen favoriserer 'når hvite dverger kolliderer' modellen over den 'hvite dvergen i en binær' modell.
Det er ingen umiddelbar bekymring for at denne alternative formasjonsprosessen vil påvirke ‘standarditeten’ i en eksplosjon av type 1a - det er bare ikke funnet som de fleste forventet.
Videre lesning:
Maoz og Mannucci Type-Ia supernova satser og avkommersproblemet. En anmeldelse.
