タイプ1aの超新星データに基づいた現在の宇宙の理解の多くにより、現在の多くの研究は、これらの想定される標準的なろうそくがどれだけ標準的であるかに焦点を当てています。これまでのところ、分析の重みは安心できるようです。いくつかの外れ値を除いて、超新星はすべて非常に標準的で予測可能であるように見えます。
ただし、一部の研究者は、タイプ1a超新星を生成する前駆星の特性を考慮して、別の視点からこの問題に取り組んでいます。これらの星についてはほとんど知りません。確かに、それらは余分な質量を蓄積した後に爆発する白い小人です–しかし、この結果に到達する方法が謎のままです。
実際、爆発の前の最終段階は決定的に観察されたことはなく、タイプIa-nessへの経路上の可能性のある候補として星を簡単に指すことはできません。比較すると、コア崩壊超新星（タイプIb、IcまたはII）として爆発すると予想される星を特定することは簡単です。コア崩壊は、9個の太陽質量よりも大きい星の運命であるべきです。
一般的な理論によれば、タイプ1aの始祖はバイナリシステムの白色矮星であり、白色矮星が1.4太陽質量のチャンドラセカール限界に到達するまで、その二星コンパニオンから物質を引き出します。主に炭素と酸素のすでに圧縮された質量がさらに圧縮されると、炭素の融合が星全体で急速に開始されます。これは非常にエネルギッシュなプロセスであり、比較的小さい星の自己重力にはそれを含めることができません。そして、星は自分自身を爆破します。
しかし、白色矮星が1.4太陽質量を達成するまでのプロセスをモデル化しようとすると、多くの「微調整」が必要になるようです。余分な質量の付着率は適切でなければなりません。流れが速すぎると、赤い巨大なシナリオになります。これは、追加の質量をすばやく追加すると、スターに十分な自己重力が与えられるため、部分的に核融合エネルギーを含むことができるため、爆発ではなく膨張します。
理論家は、この白色矮星から発生する恒星風が落下する物質の割合を和らげることを提案することにより、この問題を回避します。これは有望に聞こえますが、現在までのところ、タイプ1aの残存物質の研究では、既存の恒星風から予想される分散イオンの証拠は見つかりませんでした。
さらに、バイナリ内のタイプ1aの爆発は、その伴星に大きな影響を与えるはずです。しかし、速度、回転、組成、または外見の異常な特性を持っていると思われる生き残った候補者の検索はすべて、これまで決定的ではありませんでした。
タイプ1aに至るイベントの代替モデルは、2つの白い小人が一緒に描かれることです。どちらかが1.4太陽質量を達成するまで、容赦なく鼓舞します。このような比較的小さな2つの星が鼓舞して融合するのに必要な時間は数十億年に及ぶ可能性があるため、これは伝統的に好まれるモデルではありません。
ただし、MaozとMannucciは、設定された空間内でタイプ1aの超新星の割合をモデル化する最近の試みを検討し、これをさまざまな前駆シナリオの予想される頻度に合わせます。 3〜8個の太陽質量星すべての3〜10％が最終的にタイプ1a超新星として爆発すると仮定すると、この率は「バイナリーの白色矮星」モデルよりも「白色矮星が衝突するとき」モデルの方が有利です。
この代替形成プロセスがタイプ1aの爆発の「標準性」に影響を与えるという当面の懸念はありません。それは、ほとんどの人が期待していた発見ではありません。
参考文献：
MaozとMannucciのType-Ia超新星率と先祖問題。評価。
