टाइप 1 ए सुपरनोवा डेटा के आधार पर ब्रह्मांड की हमारी वर्तमान समझ के साथ, वर्तमान शोध का एक अच्छा सौदा इस बात पर केंद्रित है कि ये मानक मानक मोमबत्तियाँ कैसे हैं। तिथि करने के लिए, विश्लेषण का वजन आश्वस्त लगता है - कुछ आउटलेर्स के अलावा, सुपरनोवा सभी बहुत मानक और अनुमानित लगते हैं।
हालांकि, कुछ शोधकर्ता इस प्रकार से आ चुके हैं कि एक अलग नजरिए से टाइप 1 ए सुपरनोवा का निर्माण करने वाले पूर्वज सितारों की विशेषताओं पर विचार करें। हम इन सितारों के बारे में बहुत कम जानते हैं। ज़रूर, वे सफेद बौने हैं जो अतिरिक्त द्रव्यमान जमा करने के बाद विस्फोट करते हैं - लेकिन बस यह परिणाम कैसे पहुंचता है यह एक रहस्य बना हुआ है।
दरअसल, किसी विस्फोट से पहले के अंतिम चरण निश्चित रूप से कभी नहीं देखे गए हैं और हम किसी भी सितारे को आसानी से इंगित नहीं कर सकते हैं क्योंकि टाइप I-ness की ओर एक मार्ग पर संभावित उम्मीदवार हैं। इसकी तुलना में, उन तारों की पहचान करना जो कोर पतन सुपरनोवा (प्रकार Ib, Ic या II) के रूप में फटने की उम्मीद है, आसान है - कोर पतन 9 सौर द्रव्यमान से बड़े किसी भी स्टार की नियति होनी चाहिए।
लोकप्रिय सिद्धांत यह है कि एक प्रकार 1a पूर्वज एक बाइनरी सिस्टम में एक सफेद बौना तारा है जो अपने द्विआधारी साथी से सामग्री खींचता है जब तक कि सफेद बौना 1.4 सौर द्रव्यमान के चंद्रशेखर सीमा तक नहीं पहुंचता है। चूंकि पहले से ही मुख्य रूप से कार्बन और ऑक्सीजन का पहले से जमा हुआ द्रव्यमान आगे संकुचित हो गया है, इसलिए कार्बन संलयन तेजी से पूरे तारे में शुरू हो जाता है। यह इतनी ऊर्जावान प्रक्रिया है कि तुलनात्मक रूप से छोटे तारे के आत्म-गुरुत्वाकर्षण में यह नहीं हो सकता है - और तारे बिट्स के लिए खुद को उड़ा देते हैं।
लेकिन जब आप 1.4 सौर द्रव्यमान प्राप्त करने वाले एक सफेद बौने तक पहुंचने वाली प्रक्रियाओं को मॉडल करने का प्रयास करते हैं, तो इसके लिए 'ठीक ट्यूनिंग' की बहुत आवश्यकता होती है। अतिरिक्त द्रव्यमान के अभिवृद्धि की दर को सही होना चाहिए - बहुत तेज प्रवाह के परिणामस्वरूप लाल विशालकाय परिदृश्य होगा। ऐसा इसलिए है क्योंकि अतिरिक्त द्रव्यमान को जल्दी से जोड़ने से तारे को पर्याप्त आत्म-गुरुत्व मिलेगा, ताकि इसमें संलयन ऊर्जा आंशिक रूप से हो सकती है - जिसका अर्थ है कि यह विस्फोट के बजाय विस्तार करेगा।
सिद्धांतकारों को इस समस्या का सामना करना पड़ता है कि सफेद बौने से उत्पन्न होने वाली एक तारकीय हवा, सामग्री के उल्लंघन की दर को नियंत्रित करती है। यह आशाजनक लगता है, हालांकि टाइप 1 ए अवशेष सामग्री का अध्ययन करने के लिए, पहले से मौजूद तारकीय हवा से उम्मीद की जा सकने वाले आयनों का कोई सबूत नहीं मिला है।
इसके अलावा, एक बाइनरी के भीतर टाइप 1 ए विस्फोट का उसके साथी स्टार पर पर्याप्त प्रभाव होना चाहिए। लेकिन जीवित रहने वाले साथी के लिए सभी खोजें - जो संभवतः वेग, रोटेशन, रचना या उपस्थिति की विषम विशेषताओं के अधिकारी होंगे - आज तक अनिर्णायक हैं।
घटनाओं के लिए एक वैकल्पिक मॉडल जो टाइप 1 ए तक ले जाता है, दो सफेद बौने एक साथ खींचे जाते हैं, जब तक कि एक या दूसरे से 1.4 सौर द्रव्यमान प्राप्त नहीं हो जाते, तब तक यह प्रेरणा देता है। यह परंपरागत रूप से पसंदीदा मॉडल नहीं है क्योंकि दो ऐसे तुलनात्मक रूप से छोटे सितारों के लिए प्रेरणा और विलय के लिए आवश्यक समय अरबों साल हो सकता है।
हालांकि, माओज और मन्नुसी ने हाल ही में अंतरिक्ष के एक सेट वॉल्यूम के भीतर टाइप 1 ए सुपरनोवा की दर को मॉडल करने के प्रयासों की समीक्षा की और फिर अलग-अलग पूर्वजन्म परिदृश्यों की अपेक्षित आवृत्ति के साथ इसे संरेखित किया। यह मानते हुए कि सभी 3-8 सौर द्रव्यमान सितारों के 3 से 10% के बीच अंत में टाइप 1 ए सुपरनोवा के रूप में विस्फोट होता है - यह दर ‘के पक्ष में है जब सफेद बौने 'बाइनरी मॉडल में सफेद बौने पर' टकराते हैं।
इस बात की तत्काल चिंता नहीं है कि यह वैकल्पिक गठन प्रक्रिया टाइप 1 ए विस्फोट के ’मानकता’ को प्रभावित करेगी - यह सिर्फ वह खोज नहीं है जिसकी ज्यादातर लोग उम्मीद कर रहे थे।
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माओज़ और मन्नुसी टाइप-आईए सुपरनोवा दरें और पूर्वज समस्या। एक समीक्षा।
