Type 1a 초신성 데이터를 기반으로 한 우주에 대한 현재의 많은 이해와 함께, 현재의 표준 연구는 이러한 표준 초가 얼마나 표준 적인가에 초점을 맞추고 있습니다. 현재까지 분석의 무게는 안심할 수 있습니다. 몇몇 특이점을 제외하고 초신성은 모두 매우 표준적이고 예측 가능한 것으로 보입니다.
그러나 일부 연구자들은 Type 1a 초신성을 생산하는 선조 별의 특성을 고려하여 다른 관점 에서이 문제를 제기했습니다. 우리는이 별들에 대해 거의 알지 못합니다. 물론, 그것들은 여분의 질량을 축적 한 후에 폭발하는 백색 왜성이지만,이 결과에 도달하는 방법은 여전히 미스터리입니다.
실제로, 폭발 이전의 최종 단계는 절대로 관찰 된 적이 없으며, Ia-ness로 향하는 경로의 후보로 별을 쉽게 가리킬 수는 없습니다. 이에 비해 코어 붕괴 초신성 (Types Ib, Ic 또는 II)으로 폭발 할 것으로 예상되는 별을 식별하는 것은 쉽습니다. 코어 붕괴는 9 태양 질량보다 큰 모든 스타의 운명이어야합니다.
인기있는 이론에 따르면 Type 1a 조상은 이진 시스템의 백색 왜성이며, 백색 왜성이 찬드라 세 카르 한계 태양 질량 1.4에 도달 할 때까지 이진 컴패니언에서 재료를 끌어냅니다. 이미 압축 된 탄소와 산소의 질량이 추가로 압축됨에 따라, 탄소 융합은 별 전체에서 빠르게 시작됩니다. 이것은 상대적으로 작은 별의 자기 중력이 그것을 포함 할 수없는 매우 활기찬 과정이며, 별이 조금씩 날아갑니다.
그러나 1.4 태양 질량을 달성하는 백색 왜성으로 이어지는 프로세스를 모델링하려고하면 많은 '미세 조정'이 필요한 것 같습니다. 여분의 질량의 축적 속도는 정확해야합니다. 너무 빠른 흐름은 붉은 거대한 시나리오를 초래할 것입니다. 질량을 빠르게 추가하면 별에 충분한 자기 중력이 주어져 융합 에너지를 부분적으로 포함 할 수 있기 때문에 폭발하지 않고 팽창하게됩니다.
이론가들은 백색 왜성에서 발생하는 별의 바람이 떨어지는 물질의 속도를 완화 시킨다고 제안함으로써이 문제를 해결한다. 현재까지 1a 형 물질에 대한 연구는 기존의 별풍에서 예상되는 분산 된 이온에 대한 증거를 발견하지 못했지만 이것은 유망한 것으로 보인다.
또한 바이너리 내의 Type 1a 폭발은 동반자 별에 상당한 영향을 미칩니다. 그러나 속도, 회전, 구성 또는 외형에 대한 비정상적인 특성을 가지고있을 것으로 예상되는 후보 생존 동반자에 대한 모든 검색은 현재까지 결정적이지 않았습니다.
유형 1a로 이어지는 사건에 대한 대안 모델은 두 개의 백색 왜성이 함께 그려 져서 하나 또는 다른 하나가 1.4 태양 질량을 달성 할 때까지 숨을 쉴 수 없다는 것입니다. 비교적 작은 두 별이 흡기 및 병합하는 데 필요한 시간이 수십억 년이 될 수 있기 때문에 이것은 전통적으로 선호되는 모델이 아닙니다.
그러나 Maoz와 Mannucci는 최근 설정된 공간 공간 내에서 Type 1a 초신성 비율을 모델링 한 다음이를 여러 조상 시나리오의 예상 빈도와 일치시키려는 최근의 시도를 검토합니다. 모든 3-8 태양 질량 별의 3-10 %가 궁극적으로 Type 1a 초신성으로 폭발한다고 가정하면,이 비율은 '백색 왜성 충돌시'모델이 '이진의 백색 왜성'모델보다 선호됩니다.
이러한 대체 형성 과정이 Type 1a 폭발의 '표준 성'에 영향을 미칠 것이라는 즉각적인 우려는 없습니다. 이는 대부분의 사람들이 기대했던 결과가 아닙니다.
더 읽을 거리 :
Maoz와 Mannucci Type-Ia 초신성 속도와 선구자 문제. 리뷰.
