每年，大約 1,000 顆 Ia 型超新星在天空中爆發。 這些恆星爆炸以一種可重複的模式變亮，然後逐漸消失，以至於它們被用作“標準蠟燭”——這些物體是如此均勻地明亮，以至於天文學家可以通過它的外觀推斷出它們之間的距離。
我們對宇宙的理解是基於這些標準蠟燭。 想想宇宙學中兩個最大的謎團： 宇宙膨脹率是多少？ 和 為什麼擴張速度加快？ 理解這兩個問題的努力主要依賴於使用 Ia 型超新星進行的距離測量。
然而，研究人員並不完全理解是什麼引發了這些奇怪的均勻爆炸——這種不確定性讓理論家感到擔憂。 如果它們有多種發生方式，那麼它們出現方式的微小不一致可能會破壞我們的宇宙測量。
在過去的十年裡，一個關於是什麼引發了 Ia 型超新星的特定故事得到了支持——這個故事將每次爆炸都追溯到一對叫做白矮星的昏暗恆星。 現在，研究人員首次在雙白矮星情景的計算機模擬中成功地重建了 Ia 型爆炸，為該理論提供了關鍵的推動力。 但模擬也產生了一些驚喜，揭示了我們對宇宙中一些最重要的爆炸背後的引擎還有多少了解。
引爆矮人
對於用作標準蠟燭的物體，天文學家必須知道它的固有亮度或光度。 他們可以將其與物體在天空中的亮度（或暗度）進行比較，以計算出它的距離。
1993 年，天文學家馬克·菲利普斯 密謀 Ia 型超新星的光度如何隨時間變化。 至關重要的是，幾乎所有 Ia 型超新星都遵循這條曲線，稱為菲利普斯關係。 這種一致性——連同這些爆炸的極端亮度，在數十億光年之外是可見的——使它們成為天文學家擁有的最強大的標準燭光。 但他們一致的原因是什麼？
一個暗示來自不太可能的元素鎳。 當一顆 Ia 型超新星出現在天空中時，天文學家檢測到放射性鎳 56 湧出。 他們知道鎳 56 起源於白矮星——暗淡、熄滅的恆星，只保留了一個緻密的、地球大小的碳和氧核心，並被一層氦包裹。 然而這些白矮星是惰性的； 超新星什麼都不是。 難題是如何從一種狀態進入另一種狀態。 “仍然沒有一個明確的’你是怎麼做到的？’”說 拉斯比爾斯滕，天體物理學家，加利福尼亞州聖巴巴拉市 Kavli 理論物理研究所所長，專門研究 Ia 型超新星。 “你怎麼讓它爆炸？”
直到大約 10 年前，流行的理論認為，白矮星從附近的恆星吸取氣體，直到矮星達到臨界質量。 然後它的核心會變得熾熱和緻密，足以引發失控的核反應並爆炸成超新星。
然後在 2011 年，該理論被推翻。 SN 2011fe，是幾十年來發現的最接近的 Ia 型，在它爆炸的早期就被發現，以至於天文學家有機會尋找伴星。 沒有看到.
研究人員將他們的興趣轉移到一個新理論，即所謂的 D6場景——繞口令的首字母縮寫詞“動態驅動雙簡併雙爆”，由 沉肯，加州大學伯克利分校的天體物理學家。 D6 情景假設一顆白矮星捕獲了另一顆白矮星並竊取了它的氦，這一過程會釋放大量熱量，從而在第一顆矮星的氦殼中引發核聚變。 融合的氦向矮星的核心深處發出衝擊波。 然後引爆。