2011 년 8 월 24 일에 발견 된 초신성 2011fe는 유명한 SN 1987A 이후 가장 가까운 초신성이었습니다. 상대적으로 가까운 바람개비 은하 (M101)에 위치하고있는 것은 호스트 은하가 잘 연구되고 폭발 이전부터 많은 고해상도 이미지가 존재하기 때문에 과학자들이 연구하는 주요 대상이 되었기 때문에 천문학 자들은 별에 대한 정보를 검색 할 수 있습니다. 분화로 이어졌습니다. 그러나 버클리 대학의 Weidong Li가 이끄는 천문학 자들은 버클리가 검색 한 결과 2011fe와 같은 유형의 초신성에 대한 일반적으로 받아 들여진 설명을 무시했다.
SN 2011fe는 1a 형 초신성입니다. 이 종류의 초신성은 동반자 별에 의해 축적 된 질량을 축적하는 백색 왜성에 의해 야기 될 것으로 예상된다. 일반적으로 동반자 별은 주 계열에서 진화하는 별입니다. 그럴 때 부풀어 오르고 백색 왜성에 물질이 쏟아집니다. 이로 인해 왜소 질량이 태양 질량의 1.4 배 이상으로 제한되면 별이 더 이상 무게를 지탱할 수 없으며 런 어웨이 붕괴 및 반동을 일으켜 초신성이 발생합니다.
다행스럽게도 붉은 거인으로 알려진 부풀어 오른 별은 넓은 표면적으로 인해 매우 밝아졌습니다. 우리 하늘에서 가장 밝은 8 번째 별인 베텔게우스는이 붉은 거인 중 하나입니다. 이 높은 밝기는 이러한 물체가 먼 거리에서, 아마도 바람개비만큼 먼 은하에서도 볼 수 있음을 의미합니다. 그렇다면 버클리의 천문학 자들은 아카이브 이미지를 검색하고 폭발하기 전에 시스템을 연구하기 위해 더 밝은 적색 거성을 탐지 할 수있을 것입니다.
그러나 팀이 여덟 개의 다른 필터를 통해 사진을 찍었던 허블 우주 망원경에서 이미지를 검색했을 때 초신성 위치에 별이 보이지 않았습니다. 이 결과는 동일한 결과를 발표했지만 탐지 임계 값이 훨씬 낮은 9 월의 빠른 보고서를 따릅니다. 팀은 다음에서 이미지를 검색했다 스피처 적외선 망원경도 올바른 위치에서 어떤 소스도 찾지 못했습니다.
이것이 기여하는 별의 존재를 배제하는 것은 아니지만 속성에 제약을가합니다. 밝기의 제한은 기여자 별이 빛나는 붉은 거인이 될 수 없음을 의미합니다. 대신, 결과는 이중 축퇴 모델로 알려진 또 다른 대량 기증 모델을 선호합니다.
이 시나리오에서, 두 개의 백색 왜성 (둘 모두 퇴화 된 전자에 의해지지 됨)은 단단한 궤도에서 서로 공전합니다. 상대 론적 영향으로 인해 시스템은 서서히 에너지를 잃게되며 결국 두 개의 별은 다른 별에 질량을 쏟을만큼 충분히 방해 받게됩니다. 이 물질 전달이 1 차 질량을 1.4 태양 질량 제한 이상으로 밀면 같은 종류의 폭발이 일어납니다.
이 이중 퇴행 모델은 유형 Ia 초신성에 기여하는 적색 거인의 가능성을 배제하지는 않지만 최근에는 다른 경우에 적색 거성 누락이 밝혀졌습니다.
