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Ia超新星

（由白矮星产生剧烈爆炸结果的激变变星）

Ia超新星是变星的子分类中，由白矮星产生剧烈爆炸结果的激变变星。白矮星是完成正常的生命周期程序，已经停止核聚变的恒星，但是白矮星中最普通的碳和氧在温度够高时，仍有能力进行下一步的核聚变反应。物理上，以低速率自转的白矮星，质量受限于大约是1.44太阳质量的钱德拉塞卡极限之下，这是电子简并压力所能支撑的质量上限，超过这个质量的白矮星就会坍缩。如果一颗白矮星能由伴星获得质量而逐渐增长，在它接近极限之际，它的核心温度应该达到碳融合所需要的温度。如果白矮星与另一颗恒星合并（非常罕见的事件），他将立刻因为超过极限而开始坍缩，因而再度提高温度至超越核聚变所需要的燃点。在核聚变开始的几秒钟之内，白矮星内极大比例的质量就会发生热失控的反应，释放出极高的能量，成为一颗超新星。这种类型的超新星由于通过质量累积的机制，只有在达到一定的质量时才能爆发，因而导致最大光度的一致性。因为超新星的视星等随着距离而改变，稳定的最大光度使它们的爆发可以用来测量宿主星系的距离。

Ia超新星资料

外文名：Type Ia supernova

分类：激变变星

公认的模型

形成机制

有几种不同的机制可以产生这种类型的超新星，但它们都共享一个共同的子机制。在低速的自转下，质量未超过1.44太阳质量的钱德拉塞卡极限之前，以碳-氧为主的白矮星经由吸积从伴星处累积质量。超过之后，电子简并压力不再能支撑恒星的质量，将开始塌缩。在没有阻碍的过程下，白矮星将塌缩成为中子星，这通常发生在由镁、氖和氧为主要成分的白矮星。

当前的看法是（在天文学家之间对Ia超新星爆炸的模型认知）这个极限从未真正被达到，因此塌缩也未曾发生过。取而代之的是，由于质量的增加使核心的压力和密度也都增加，因而提高了核心的温度。而当白矮星的质量接近至极限值的1%之内时，一种持续约1,000 年的周期性对流将会发生。在这个酝酿的阶段，一种暴燃的火焰将会先供应碳融合所需要的能量。（详细的燃烧机制，包括火焰开始的地点和数量，都还不清楚。）紧接着，氧融合的过程也会开始，但是这种燃料没有像碳一样的被耗尽。

一旦燃烧开始，白矮星的温度就开始上升。由热压力支撑的主序星将膨胀以降温并抵消热能的增加，但是简并压力与温度无关，但白矮星不能像一般的恒星来控制燃烧的程序，并且在热失控下的热核反应是非常混乱的。一部分是由于瑞利-泰勒不稳定性和湍流的交互作用，火焰迅速的加速；而如何由次音速的暴燃转变为超音速的爆炸仍然是有争议和有待澄清的论点。

不管确实的核燃烧细节，一般都认为绝大部分的碳和氧在燃烧的数秒钟内都已经成为重元素，并将内部的温度提升至数十亿度的高温。来自热核反应的能量（大于10^44 焦耳）远大于摧毁恒星所需克服的引力势能，因此组成白矮星的每个微粒都获得足够的动能，足以飞离而去。恒星发生猛烈的爆炸并产生冲激波，物质则以每秒5,000-20,000公里的速度，平均相当于光速的3%，向外抛射。爆炸释放的能量导致恒星的光度急遽的增加，Ia超新星在可见光的典型绝对星等 Mv = −19.3（大约是太阳亮度的50亿倍），最大光度的上下波动幅度不大，无论剩余的残骸和伴星的质量是如何，光度决定于抛射时的总质量。

超新星的这种理论类似于新星的理论，白矮星的质量在共生的伴星供应下，逐渐缓慢的累积，但不会达到钱德拉塞卡极限。在新星的事例中，下落的物质导致表面的氢融合爆炸，但不会瓦解整颗恒星。这种类型的超新星不同于由外面数层的剧烈爆炸，导致核心内裂的核心塌缩超新星。

形成过程

形成这类超新星的一种模型是靠近的联星系统。原来的联星系统都是主序星，其中质量较大的是主要的星。由质量较大的恒星开始，在这一对恒星中的主星先演变成渐近巨星分支的恒星，恒星的外层扩展成非常的巨大。如果这一对恒星分享共同的外层，那么系统可能会因为角动量的减少、轨道半径和超出洛希瓣等因素，失去相当大的质量。在主星演化成白矮星之后，伴星也演化成为红巨星，并且质量逐渐因吸积而累积至主星上。在最后的共享包层阶段，角动量的丢失使两颗星呈螺旋状的型式更为靠近，最后，公转的轨道周期缩短至只有几个小时。如果吸积持续的时间够长，白矮星的质量最终可能接近钱德拉塞卡极限。

第二种Ia超新星的可能是（较难发生）：两颗白矮星发生合并引发的机制，而合并后的质量超过钱德拉塞卡极限（这种称为超钱德拉塞卡质量白矮星）。在这种情况下，总质量不会受到钱德拉塞卡极限的限制。这是为异常巨大的前身（比如2倍太阳质量），像是" SN 2003fg或SNLS-03D3bb"等超新星，提出的几种解释之一。单独恒星的碰撞，在我们的银河系内每107–1013 年才会发生一次，远低于超新星出现的频率。然而，在球状星团的核心会因密度的增加而提高发生的频率（C.f. 蓝掉队星）。一种可能的情况是联星的碰撞，或是两对包含有白矮星的联星发生碰撞。这种碰撞可能留下都是白矮星的一对密接双星，经由包层的共享造成轨道衰减和合并。

从其他类型的伴星，包括次巨星或主序星，白矮星也可以累积质量（只要轨道足够接近）。实际的演变过程目前仍不清楚，因为它可能取决于质量的累积和伴星的角动量转移到白矮星的速度。

不同于其他类型的超新星，Ia超新星普遍出现在包括椭圆星系的各种不同类型星系中，它们也不会偏爱出现在恒星正在形成的区域内。白矮星形成于主序星演化结束的阶段，在这么长的恒星生命期间，它也许已经漫游到很远的地方，远离了最初诞生的地区。而在成为Ia超新星之前，一对靠近的联星系统可能耗费了数百万年的时间进行质量的传输（可能形成持续性的新星爆发）。

光度曲线

Ia超新星有独特的光度曲线，图中的曲线是爆炸后随时间变化的光度。在接近最大光度的时间，光谱包含了大量的从氧到钙等中间元素的谱线；这些是外面几层的主要成分。在爆炸后约一个月，当外层的物质因为膨胀而变得更为透明之后，光谱即呈现出核心物质所散发的谱线。在爆炸初期合成的重元素，最显著的是原子量接近铁的同位素（或铁峰顶元素），镍-56经由钴-56成为铁-56的放射性衰变过程产生了许多高能量的光子，主宰了从中期至晚期向外抛送能量的物质。

几乎所有已知的Ia超新星都有相似的绝对发光度，使得它们成为外星系天文学辅助用的标准烛光。这均一的光度曲线成因仍然是个未解决的问题。在1998年，观测到Ia超新星指出宇宙的膨胀似乎仍在加速中。