Dựa trên kết quả từ một cuộc khảo sát vận tốc hướng tâm, Warren Brown, (Đài quan sát vật lý thiên văn Smithsonian) và nhóm của ông đã đặt thêm một vài mảnh vào câu đố siêu tân tinh.
Siêu tân tinh có nhiều hương vị. Chúng ta cũng có siêu tân tinh loại II được cho là sự sụp đổ cốt lõi của các ngôi sao đơn, siêu lớn. Ngoài ra còn có các siêu tân tinh siêu sáng, có thể là sự chuyển đổi bùng nổ của một ngôi sao neutron thành một ngôi sao quark, và cuối cùng là những người anh em họ yếu đuối của chùm ngây, siêu tân tinh hoạt động kém hiệu quả.
Siêu tân tinh là một loại vụ nổ siêu tân tinh hiếm hơn 10 lần 100 lần so với SN Type Ia bình thường và chỉ phóng ra 20% vật chất. Brown và nhóm của ông đã nghiên cứu về mối liên hệ giữa các siêu tân tinh ngầm và các cặp sao lùn trắng hợp nhất.
Vào những năm 1980, trên cơ sở hiểu biết lý thuyết của chúng ta về sự tiến hóa của sao và nhị phân, người ta dự đoán rằng nhiều sao lùn trắng kép sẽ tồn tại. Tuy nhiên, mãi đến năm 1988, người đầu tiên mới thực sự được phát hiện.
Cách để tìm các sao lùn trắng gần gấp đôi là lấy phổ có độ phân giải cao của vạch hấp thụ H-alpha của sao lùn trắng ở nhiều thời điểm khác nhau và tìm kiếm sự biến đổi gây ra bởi chuyển động quỹ đạo của sao lùn trắng xung quanh một sao vô hình (mờ hơn) đồng hành. Các tìm kiếm có hệ thống đầu tiên không thành công lắm. Chỉ có một hệ thống được tìm thấy. Sau đó, trong những năm 1990, Tom Marsh và cộng tác viên đã tập trung tìm kiếm các sao lùn trắng có khối lượng thấp, dựa trên các lý thuyết hiện tại, có thể _only_ được hình thành trong một hệ thống nhị phân. Bằng cách này, hàng tá hệ thống đã được tìm thấy.
Các sao lùn trắng (ELM) khối lượng cực thấp (WDM) với khối lượng dưới 0,3 là tàn dư của các ngôi sao không bao giờ đốt cháy helium trong lõi của chúng. Vũ trụ không đủ tuổi để sản xuất ELM WD theo tiến hóa sao đơn. Do đó, ELM WD phải trải qua mất mát đáng kể đôi khi trong quá trình tiến hóa của chúng. Sản xuất WD với khối lượng mặt trời 0,2 rất có thể đòi hỏi các hệ thống nhị phân nhỏ gọn.
Carlos Allende Prieto, một nhà thiên văn học tại Viện nghiên cứu Astruto de Astrofisica de Canarias ở Tây Ban Nha và là đồng tác giả của nghiên cứu cho biết. Những ngôi sao này ở trong quỹ đạo gần đến mức các lực thủy triều, giống như những người đang lắc lư trên các đại dương trên Trái đất, dẫn đến tổn thất lớn.
Dữ liệu quan sát cho ELM WDs khá khó để có được vì độ hiếm của chúng. Ví dụ, trong số 9316 WD được xác định trong Khảo sát bầu trời kỹ thuật số Sloan, dưới 0,2% có khối lượng dưới 0,3 mặt trời.
Một nửa trong số các cặp được phát hiện bởi Brown và các cộng tác viên đang hợp nhất và có thể phát nổ thành siêu tân tinh sau 100 triệu năm trở lên.
Chúng tôi đã tăng gấp ba số lượng các hệ thống sao lùn trắng được biết đến, sáp nhập, nhà thiên văn học Smithsonian và đồng tác giả Mukremin Kilic cho biết. Bây giờ, chúng ta có thể bắt đầu hiểu cách các hệ thống này hình thành và những gì chúng có thể trở thành trong tương lai gần. Không giống như các sao lùn trắng bình thường làm từ carbon và oxy, chúng được làm gần như hoàn toàn bằng helium.
Tỷ lệ mà các sao lùn trắng của chúng ta hợp nhất cũng giống như tốc độ của các siêu tân tinh dưới ánh sáng - cứ khoảng 2.000 năm một lần, thì Brown giải thích. Tuy nhiên, trong khi chúng ta có thể biết chắc chắn rằng các sao lùn trắng hợp nhất của chúng ta sẽ phát nổ như siêu tân tinh dưới ánh sáng hay không, thì thực tế là tỷ lệ này rất giống nhau.
Ít nhất 25% số WD ELM này thuộc về các thành phần đĩa dày và hào quang cũ của Dải Ngân hà. Điều này giúp các nhà thiên văn học biết nơi tìm kiếm SNe dưới mức và nơi họ không thể tìm thấy chúng, nếu các mô hình là chính xác. Nếu hợp nhất các hệ thống ELM WD là tổ tiên của SNe, thì thế hệ khảo sát tiếp theo như Palomar Transient Factory, Pan-STARRS, Skymapper và Kính viễn vọng khảo sát khái quát lớn sẽ tìm thấy chúng trong số các ngôi sao cũ trong cả hình elip và xoắn ốc các thiên hà.
Các giấy tờ thông báo tìm thấy của họ có sẵn trực tuyến tại: http://arxiv.org/abs/1011.3047 và http://arxiv.org/abs/1011.3050.
