Com grande parte do nosso conhecimento atual do universo com base nos dados das supernovas do tipo 1a, boa parte das pesquisas atuais se concentra em quão padrão essas supostas velas padrão são. Até o momento, o peso da análise parece reconfortante - além de alguns discrepantes, as supernovas parecem todas muito padronizadas e previsíveis.
No entanto, alguns pesquisadores chegaram a essa questão de uma perspectiva diferente, considerando as características das estrelas progenitoras que produzem supernovas do tipo 1a. Sabemos muito pouco sobre essas estrelas. Certamente, são anãs brancas que explodem após acumular massa extra - mas o modo como esse resultado é alcançado permanece um mistério.
De fato, os estágios finais que precedem uma explosão nunca foram definitivamente observados e não podemos apontar prontamente quaisquer estrelas como prováveis candidatos no caminho para o Tipo Ia-ness. Em comparação, identificar estrelas que devem explodir como supernovas de colapso do núcleo (Tipos Ib, Ic ou II) é fácil - o colapso do núcleo deve ser o destino de qualquer estrela maior que 9 massas solares.
A teoria popular diz que um progenitor do Tipo 1a é uma estrela anã branca em um sistema binário que retira o material de seu companheiro binário até que a anã branca atinja o limite de Chandrasekhar de 1,4 massas solares. Como a massa já comprimida predominantemente de carbono e oxigênio é comprimida ainda mais, a fusão de carbono é rapidamente iniciada em toda a estrela. Esse é um processo tão enérgico que a gravidade própria da estrela comparativamente pequena não pode contê-la - e a estrela se explode em pedaços.
Mas quando você tenta modelar os processos que conduzem a uma anã branca atingindo 1,4 massas solares, parece exigir muito "ajuste fino". A taxa de acréscimo de massa extra deve ser correta - um fluxo muito rápido resultará em um cenário gigante vermelho. Isso ocorre porque a adição rápida de massa extra dará à estrela auto-gravidade suficiente para que ela possa conter parcialmente a energia de fusão - o que significa que ela se expandirá e não explodirá.
Os teóricos resolvem esse problema propondo que um vento estelar proveniente da anã branca modera a taxa de material infalível. Isso parece promissor, embora até o momento os estudos do material remanescente do Tipo 1a não tenham encontrado evidências dos íons dispersos que seriam esperados de um vento estelar pré-existente.
Além disso, uma explosão do tipo 1a em um binário deve ter um impacto substancial em sua estrela companheira. Mas todas as pesquisas de candidatos a acompanhantes sobreviventes - que provavelmente possuiriam características anômalas de velocidade, rotação, composição ou aparência - foram inconclusivas até o momento.
Um modelo alternativo para os eventos que levam ao Tipo 1a é que duas anãs brancas são desenhadas juntas, inexoravelmente inspiradoras até que uma ou outra atinja 1,4 massa solar. Este não é um modelo tradicionalmente preferido, já que o tempo necessário para que duas estrelas comparativamente pequenas inspirem e se fundam pode ser bilhões de anos.
No entanto, Maoz e Mannucci revisam tentativas recentes de modelar a taxa de supernovas tipo 1a dentro de um volume definido de espaço e, em seguida, alinham isso com a frequência esperada de diferentes cenários progenitores. Supondo que entre 3 a 10% de todas as 3-8 estrelas de massa solar eventualmente explodam como supernovas do Tipo 1a - essa taxa favorece o modelo 'quando as anãs brancas colidem' sobre o modelo 'anã branca em um binário'.
Não há preocupação imediata de que esse processo alternativo de formação afete a 'padronização' de uma explosão do tipo 1a - não é apenas a descoberta que a maioria das pessoas esperava.
Leitura adicional:
Taxas de supernova de Maoz e Mannucci Tipo Ia e o problema do progenitor. Uma revisão.
