Met zoveel van ons huidige begrip van het universum op basis van Type 1a supernova-gegevens, is veel huidig onderzoek gericht op hoe standaard deze veronderstelde standaardkaarsen zijn. Tot op heden lijkt het gewicht van de analyse geruststellend - afgezien van een paar uitschieters lijken de supernova's allemaal erg standaard en voorspelbaar.
Sommige onderzoekers hebben deze kwestie echter vanuit een ander perspectief bekeken door de kenmerken te beschouwen van de voorlopercellen die Type 1a-supernovae produceren. We weten heel weinig over deze sterren. Natuurlijk, het zijn witte dwergen die exploderen na het verzamelen van extra massa - maar hoe deze uitkomst wordt bereikt, blijft een mysterie.
Inderdaad, de laatste fasen voorafgaand aan een explosie zijn nooit definitief waargenomen en we kunnen niet gemakkelijk sterren aanwijzen als waarschijnlijke kandidaten op een pad naar Type Ia-heid. Ter vergelijking: het is eenvoudig om sterren te identificeren die naar verwachting zullen exploderen als supernova's van de kern-ineenstorting (type Ib, Ic of II) - het instorten van de kern zou de bestemming moeten zijn van elke ster die groter is dan 9 zonsmassa's.
Volgens de populaire theorie is een Type 1a-voorloper een witte dwergster in een binair systeem dat materiaal van zijn binaire metgezel trekt totdat de witte dwerg de Chandrasekhar-limiet van 1,4 zonsmassa's bereikt. Naarmate de reeds gecomprimeerde massa van voornamelijk koolstof en zuurstof verder wordt gecomprimeerd, wordt door de hele ster snel koolstoffusie op gang gebracht. Dit is zo'n energetisch proces dat de relatief kleine zwaartekracht van de ster het niet kan bevatten - en de ster blaast zichzelf op.
Maar wanneer u probeert de processen te modelleren die leiden tot een witte dwerg die 1,4 zonsmassa's bereikt, lijkt dit veel 'fijnafstemming' te vereisen. De aanwas van extra massa moet precies goed zijn - een te snelle stroom zal resulteren in een scenario met een rode reus. Dit komt omdat het snel toevoegen van extra massa de ster voldoende zelf-zwaartekracht geeft zodat hij de fusie-energie gedeeltelijk kan bevatten - wat betekent dat hij zal uitzetten in plaats van exploderen.
Theoretici omzeilen dit probleem door voor te stellen dat een stellaire wind die uit de witte dwerg komt, de snelheid van het instromende materiaal matigt. Dit klinkt veelbelovend, hoewel tot op heden studies van type 1a-restmateriaal geen aanwijzingen hebben gevonden voor de verspreide ionen die van een reeds bestaande stellaire wind zouden worden verwacht.
Bovendien zou een explosie van type 1a binnen een binair bestanddeel een aanzienlijke impact moeten hebben op de bijbehorende ster. Maar alle zoekopdrachten naar kandidaat-overlevende metgezellen - die vermoedelijk abnormale kenmerken van snelheid, rotatie, compositie of uiterlijk zouden hebben - zijn tot op heden niet doorslaggevend geweest.
Een alternatief model voor de gebeurtenissen die leiden tot een Type 1a is dat twee witte dwergen bij elkaar worden getrokken, onverbiddelijk inspirerend totdat de een of de ander 1.4 zonnemassa's bereikt. Dit is geen traditioneel favoriet model omdat de tijd die nodig is om twee van zulke relatief kleine sterren te inspireren en samen te voegen miljarden jaren kan zijn.
Maoz en Mannucci bekijken echter recente pogingen om de snelheid van type 1a-supernova's binnen een bepaald volume van de ruimte te modelleren en deze vervolgens af te stemmen op de verwachte frequentie van verschillende voorlopercenario's. Ervan uitgaande dat tussen de 3 en 10% van alle 3-8 sterren van de zonnemassa uiteindelijk exploderen als supernovae van type 1a - deze snelheid bevordert het model 'wanneer witte dwergen botsen' boven het model 'witte dwerg in een binair' model.
Er is geen onmiddellijke bezorgdheid dat dit alternatieve vormingsproces de 'standaardheid' van een Type 1a-explosie zou beïnvloeden - het is gewoon niet de bevinding die de meeste mensen verwachtten.
Verder lezen:
Maoz en Mannucci Type-Ia supernova-snelheden en het voorouderprobleem. Een recensie.
