ब्रह्मांड के बारे में हमारी वर्तमान समझ के आधार पर टाइप 1a सुपरनोवा डेटा, वर्तमान शोध का एक अच्छा सौदा इस बात पर केंद्रित है कि ये मानक मानक मोमबत्तियां कितने मानक हैं। आज तक, विश्लेषण का वजन आश्वस्त करने वाला लगता है - कुछ बाहरी कारकों के अलावा, सुपरनोवा सभी बहुत मानक और अनुमानित लगते हैं।
हालांकि, कुछ शोधकर्ता इस मुद्दे पर एक अलग दृष्टिकोण से आए हैं, जो पूर्वज सितारों की विशेषताओं पर विचार करके टाइप 1 ए सुपरनोवा उत्पन्न करते हैं। हम इन सितारों के बारे में बहुत कम जानते हैं। ज़रूर, वे सफेद बौने हैं जो अतिरिक्त द्रव्यमान जमा करने के बाद फट जाते हैं - लेकिन यह परिणाम कैसे प्राप्त होता है यह एक रहस्य बना हुआ है।
वास्तव में, एक विस्फोट से पहले के अंतिम चरण निश्चित रूप से कभी नहीं देखे गए हैं और हम किसी भी सितारे को टाइप Ia-ness की ओर जाने वाले संभावित उम्मीदवारों के रूप में आसानी से इंगित नहीं कर सकते हैं। इसकी तुलना में, ऐसे सितारों की पहचान करना जिनके कोर पतन सुपरनोवा (प्रकार Ib, Ic या II) के रूप में विस्फोट होने की संभावना है, आसान है - 9 सौर द्रव्यमान से बड़े किसी भी तारे की नियति कोर पतन होना चाहिए।
लोकप्रिय सिद्धांत यह है कि एक टाइप 1 ए पूर्वज एक द्विआधारी प्रणाली में एक सफेद बौना तारा है जो अपने द्विआधारी साथी से सामग्री को तब तक खींचता है जब तक कि सफेद बौना नहीं पहुंच जाता। चंद्रशेखर सीमा 1.4 सौर द्रव्यमान। चूंकि मुख्य रूप से कार्बन और ऑक्सीजन के पहले से ही संकुचित द्रव्यमान को और अधिक संकुचित किया जाता है, इसलिए पूरे तारे में कार्बन संलयन तेजी से शुरू होता है। यह इतनी ऊर्जावान प्रक्रिया है कि तुलनात्मक रूप से छोटे तारे के आत्म-गुरुत्वाकर्षण में इसे समाहित नहीं किया जा सकता है - और तारा खुद को टुकड़ों में उड़ा देता है।
आश्चर्यजनक रूप से, सफेद बौना विलय परिदृश्य वर्तमान (हालांकि काफी हद तक परिस्थितिजन्य) साक्ष्य (क्रेडिट: खराब खगोल विज्ञान/खोज) के आधार पर टाइप 1 ए सुपरनोवा का अधिक संभावित कारण प्रतीत होता है।
लेकिन जब आप 1.4 सौर द्रव्यमान प्राप्त करने वाले एक सफेद बौने तक जाने वाली प्रक्रियाओं को मॉडल करने का प्रयास करते हैं, तो ऐसा लगता है कि इसके लिए बहुत अधिक 'ठीक ट्यूनिंग' की आवश्यकता होती है। अतिरिक्त द्रव्यमान के अभिवृद्धि की दर बिल्कुल सही होनी चाहिए - बहुत तेज़ प्रवाह के परिणामस्वरूप एक लाल विशाल परिदृश्य होगा। ऐसा इसलिए है क्योंकि अतिरिक्त द्रव्यमान को जल्दी से जोड़ने से तारे को पर्याप्त आत्म-गुरुत्वाकर्षण मिल जाएगा ताकि इसमें आंशिक रूप से संलयन ऊर्जा हो सके - जिसका अर्थ है कि यह विस्फोट के बजाय विस्तार करेगा।
सिद्धांतकार इस समस्या को हल करते हुए यह प्रस्तावित करते हैं कि सफेद बौने से उत्पन्न होने वाली तारकीय हवा गिरने वाली सामग्री की दर को नियंत्रित करती है। यह आशाजनक लगता है, हालांकि टाइप 1 ए अवशेष सामग्री के आज तक के अध्ययनों में बिखरे हुए आयनों का कोई सबूत नहीं मिला है जो पहले से मौजूद तारकीय हवा से अपेक्षित होंगे।
इसके अलावा, बाइनरी के भीतर टाइप 1a विस्फोट का उसके साथी तारे पर पर्याप्त प्रभाव होना चाहिए। लेकिन उम्मीदवार के जीवित साथियों की सभी खोजें - जिनमें संभवतः वेग, रोटेशन, संरचना या उपस्थिति की विषम विशेषताएं होंगी - आज तक अनिर्णायक रही हैं।
घटनाओं के लिए एक वैकल्पिक मॉडल जो टाइप 1 ए तक ले जाता है, वह यह है कि दो सफेद बौने एक साथ खींचे जाते हैं, जब तक कि एक या दूसरे 1.4 सौर द्रव्यमान प्राप्त नहीं कर लेते हैं, तब तक प्रेरक रूप से प्रेरक होते हैं। यह पारंपरिक रूप से पसंदीदा मॉडल नहीं है क्योंकि दो ऐसे तुलनात्मक रूप से छोटे सितारों के लिए प्रेरणा और विलय के लिए आवश्यक समय अरबों वर्ष हो सकता है।
तथापि, माओज़ और मन्नुची अंतरिक्ष के एक निर्धारित आयतन के भीतर टाइप 1a सुपरनोवा की दर को मॉडल करने के हालिया प्रयासों की समीक्षा करें और फिर इसे विभिन्न पूर्वज परिदृश्यों की अपेक्षित आवृत्ति के साथ संरेखित करें। यह मानते हुए कि सभी 3-8 सौर द्रव्यमान सितारों में से 3 से 10% के बीच अंततः टाइप 1 ए सुपरनोवा के रूप में विस्फोट हो जाता है - यह दर 'जब सफेद बौने टकराते हैं' मॉडल 'एक बाइनरी में सफेद बौने' मॉडल के पक्ष में होते हैं।
इस बात की कोई तत्काल चिंता नहीं है कि यह वैकल्पिक गठन प्रक्रिया टाइप 1 ए विस्फोट की 'मानकता' को प्रभावित करेगी - यह वह खोज नहीं है जिसकी ज्यादातर लोग उम्मीद कर रहे थे।
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माओज़ और मन्नुची टाइप-I सुपरनोवा दरें और पूर्वज समस्या। एक समीक्षा .
