Con gran parte de nuestra comprensión actual del universo basada en datos de supernovas de Tipo 1a, gran parte de la investigación actual se centra en cuán estándar son estas supuestas velas estándar. Hasta la fecha, el peso del análisis parece tranquilizador: aparte de algunos valores atípicos, las supernovas parecen muy estándar y predecibles.
Sin embargo, algunos investigadores han llegado a este tema desde una perspectiva diferente al considerar las características de las estrellas progenitoras que producen supernovas de Tipo 1a. Sabemos muy poco acerca de estas estrellas. Claro, son enanas blancas que explotan después de acumular masa extra, pero la forma en que se alcanza este resultado sigue siendo un misterio.
De hecho, las etapas finales que preceden a una explosión nunca se han observado definitivamente y no podemos señalar fácilmente a ninguna estrella como candidata probable en un camino hacia el tipo Ia. En comparación, identificar estrellas que se espera exploten como supernovas de colapso del núcleo (Tipos Ib, Ic o II) es fácil: el colapso del núcleo debería ser el destino de cualquier estrella de más de 9 masas solares.
La teoría popular dice que un progenitor Tipo 1a es una estrella enana blanca en un sistema binario que extrae material de su compañero binario hasta que la enana blanca alcanza el límite de Chandrasekhar de 1,4 masas solares. Como la masa ya comprimida de predominantemente carbono y oxígeno se comprime aún más, la fusión de carbono se inicia rápidamente en toda la estrella. Este es un proceso tan enérgico que la autogravedad de la estrella relativamente pequeña no puede contenerlo, y la estrella se hace pedazos.
Pero cuando intenta modelar los procesos que conducen a una enana blanca que alcanza 1.4 masas solares, parece requerir una gran cantidad de "ajuste fino". La tasa de acumulación de masa extra tiene que ser la correcta: un flujo demasiado rápido dará como resultado un escenario gigante rojo. Esto se debe a que agregar masa adicional rápidamente le dará a la estrella suficiente autogravedad para que pueda contener parcialmente la energía de fusión, lo que significa que se expandirá en lugar de explotar.
Los teóricos resuelven este problema al proponer que un viento estelar que surge de la enana blanca modera la velocidad del material que cae. Esto suena prometedor, aunque hasta la fecha los estudios del material remanente de Tipo 1a no han encontrado evidencia de los iones dispersos que se esperarían de un viento estelar preexistente.
Además, una explosión Tipo 1a dentro de un binario debería tener un impacto sustancial en su estrella compañera. Pero todas las búsquedas de candidatos para los compañeros sobrevivientes, que presumiblemente poseen características anómalas de velocidad, rotación, composición o apariencia, no han sido concluyentes hasta la fecha.
Un modelo alternativo para los eventos que conducen a un Tipo 1a es que dos enanas blancas se unen, inspirando inexorablemente hasta que una u otra alcanza 1.4 masas solares. Este no es un modelo tradicionalmente favorecido, ya que el tiempo requerido para que dos estrellas comparativamente tan pequeñas se inspiren y se fusionen podría ser miles de millones de años.
Sin embargo, Maoz y Mannucci revisan los intentos recientes de modelar la tasa de supernovas de Tipo 1a dentro de un volumen de espacio establecido y luego alinear esto con la frecuencia esperada de diferentes escenarios progenitores. Suponiendo que entre el 3 y el 10% de todas las 3-8 estrellas de masa solar eventualmente exploten como supernovas de Tipo 1a, esta tasa favorece el modelo "cuando las enanas blancas chocan" sobre el modelo "enana blanca en un modelo binario".
No existe una preocupación inmediata de que este proceso de formación alternativo afectaría la "normalidad" de una explosión de Tipo 1a; simplemente no es el hallazgo que la mayoría de la gente esperaba.
Otras lecturas:
Las tasas de supernova de Maoz y Mannucci Tipo-Ia y el problema del progenitor. Una revisión.
