Với rất nhiều hiểu biết hiện tại của chúng ta về vũ trụ dựa trên dữ liệu siêu tân tinh loại 1a, rất nhiều nghiên cứu hiện tại tập trung vào việc những cây nến được cho là chuẩn này như thế nào. Cho đến nay, trọng lượng của phân tích có vẻ yên tâm - ngoài một vài ngoại lệ, siêu tân tinh làm tất cả dường như rất chuẩn và có thể dự đoán được.
Tuy nhiên, một số nhà nghiên cứu đã đưa ra vấn đề này từ một góc nhìn khác bằng cách xem xét các đặc điểm của các ngôi sao tiền thân tạo ra siêu tân tinh loại 1a. Chúng tôi biết rất ít về những ngôi sao này. Chắc chắn, chúng là những sao lùn trắng phát nổ sau khi tích lũy thêm khối lượng - nhưng làm thế nào đạt được kết quả này vẫn còn là một bí ẩn.
Thật vậy, các giai đoạn cuối cùng trước một vụ nổ chưa bao giờ được quan sát rõ ràng và chúng ta không thể dễ dàng chỉ ra bất kỳ ngôi sao nào có khả năng là ứng cử viên trên con đường tiến tới Loại Ia-ness. Để so sánh, việc xác định các ngôi sao dự kiến sẽ phát nổ như siêu sao sụp đổ lõi (Loại Ib, Ic hoặc II) là dễ dàng - sự sụp đổ lõi phải là định mệnh của bất kỳ ngôi sao nào lớn hơn 9 khối lượng mặt trời.
Lý thuyết phổ biến cho rằng một tiên sinh Loại 1a là một ngôi sao lùn trắng trong một hệ thống nhị phân rút vật chất ra khỏi người bạn đồng hành nhị phân của nó cho đến khi sao lùn trắng đạt đến giới hạn Chandrasekhar là 1,4 khối lượng mặt trời. Khi khối lượng đã bị nén chủ yếu là carbon và oxy bị nén hơn nữa, phản ứng tổng hợp carbon nhanh chóng được bắt đầu trên khắp ngôi sao. Đây là một quá trình tràn đầy năng lượng đến mức ngôi sao tương đối nhỏ, trọng lực bản thân có thể chứa nó - và ngôi sao tự thổi thành bit.
Nhưng khi bạn cố gắng mô hình hóa các quá trình dẫn đến một sao lùn trắng đạt được khối lượng mặt trời 1,4, nó dường như đòi hỏi rất nhiều tinh chỉnh tinh chỉnh. Tốc độ bồi tụ của khối lượng tăng thêm phải vừa phải - một dòng chảy quá nhanh sẽ dẫn đến một kịch bản khổng lồ đỏ. Điều này là do việc tăng thêm khối lượng nhanh chóng sẽ giúp ngôi sao có đủ lực tự trọng để nó có thể chứa một phần năng lượng nhiệt hạch - nghĩa là nó sẽ giãn nở chứ không phát nổ.
Các nhà lý luận giải quyết vấn đề này bằng cách đề xuất rằng một cơn gió sao phát sinh từ sao lùn trắng điều tiết tỷ lệ vật chất không ổn định. Điều này nghe có vẻ đầy hứa hẹn, mặc dù cho đến nay các nghiên cứu về vật liệu còn sót lại của Loại 1a đã không tìm thấy bằng chứng nào về các ion phân tán sẽ được mong đợi từ một cơn gió sao đã có từ trước.
Hơn nữa, vụ nổ Loại 1a trong hệ nhị phân sẽ có tác động đáng kể đến ngôi sao đồng hành của nó. Nhưng tất cả các tìm kiếm cho các bạn đồng hành còn sống sót của ứng cử viên - có lẽ sẽ sở hữu các đặc điểm dị thường về vận tốc, xoay, thành phần hoặc ngoại hình - cho đến nay vẫn chưa có kết luận.
Một mô hình thay thế cho các sự kiện dẫn đến Loại 1a là hai sao lùn trắng được vẽ lại với nhau, truyền cảm hứng một cách vô tận cho đến khi một hoặc một khối khác đạt được 1,4 khối lượng mặt trời. Đây không phải là mô hình được ưa chuộng theo truyền thống vì thời gian cần thiết cho hai ngôi sao tương đối nhỏ như vậy để truyền cảm hứng và hợp nhất có thể là hàng tỷ năm.
Tuy nhiên, Maoz và Mannucci xem xét các nỗ lực gần đây để mô hình hóa tỷ lệ siêu tân tinh loại 1a trong một thể tích không gian và sau đó căn chỉnh điều này với tần suất dự kiến của các kịch bản tiên sinh khác nhau. Giả sử rằng từ 3 đến 10% của tất cả 3-8 ngôi sao khối lượng mặt trời cuối cùng phát nổ dưới dạng siêu tân tinh loại 1a - tỷ lệ này có lợi cho khi các sao lùn trắng va chạm vào mô hình sao lùn so với sao lùn trắng trong mô hình nhị phân.
Không có lo ngại ngay lập tức rằng quá trình hình thành thay thế này sẽ ảnh hưởng đến ‘tính chuẩn của vụ nổ Loại 1a - nó không phải là phát hiện mà hầu hết mọi người đang mong đợi.
Đọc thêm:
Tỷ lệ siêu tân tinh Maoz và Mannucci Type-Ia và vấn đề tổ tiên. Đánh giá.
