La distribución de masa de las estrellas WD se explica en ¿ Por qué la distribución de masa de las enanas blancas tiene un pico alto? . Sin embargo, esta distribución de masa muestra muy pocas estrellas que estén a punto de superar el límite de WD de 1,4 masas solares y, por lo tanto, a punto de explotar como supernova de tipo 1a.
Si la teoría de la fusión de dos WD es correcta, se necesitan dos estrellas > 0,7 SM y parece haber muy pocas de ellas; es mucho más probable que haya fusiones de dos estrellas de masa alrededor de 0,6 SM, lo que da como resultado más WD alrededor de 1,2 SM.
Si la teoría de acreción (la masa se acumula en WD desde una estrella binaria que no es WD) es correcta, debería haber más WD con masas más altas en su camino a 1.4 SM para que puedan deflagrarse como tipo 1a SN.
El gráfico que se muestra en ¿Por qué la distribución de masas de las enanas blancas tiene un pico alto? es para enanas blancas individuales encontradas en el estudio SDSS.
Las enanas blancas individuales no son las progenitoras de las supernovas de tipo Ia. La evolución de una sola estrella produce enanas blancas que se limitan a o por ahí, que está significativamente por debajo del umbral de masa probable para producir una supernova ( ).
Los progenitores de las supernovas de tipo Ia son probablemente los que existen en los sistemas binarios , donde la enana blanca puede acumular masa de una estrella compañera y, por lo tanto, acercarse al umbral de ignición de una supernova. Las enanas blancas en tales sistemas no aparecen en la trama de la pregunta a la que te refieres.
De hecho, cuando se observan enanas blancas en sistemas binarios cercanos e interactivos, su distribución de masa se desplaza hacia masas más altas (por ejemplo, Wijnen 2015 ); sin embargo, el crecimiento de masa que se observa es bastante difícil de conciliar con los modelos de cómo estos pequeños Los sistemas binarios de época han evolucionado. También hay estimaciones de las masas de las enanas blancas en algunos de estos sistemas (objetos de novas clásicas) que están muy cerca de la masa crítica (por ejemplo, , Hachisu y Kato 2001 ). Ahora también hay observaciones de enanas blancas raras y únicas con masas inferidas muy cercanas a la masa de Chandrasekhar, que en virtud de su rápida rotación y fuertes campos magnéticos se cree que son el producto de la fusión de dos enanas blancas de menor masa (por ejemplo, Caiazzo et al . 2021 ; Kilic et al. 2021 ).