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| Ia超新星 |
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Ia超新星是變星的子分類中，由白矮星產生劇烈爆炸結果的激變變星。白矮星是完成正常的生命周期程序，已經停止核聚變的恆星，但是白矮星中最普通的碳和氧在溫度夠高時，仍有能力進行下一步的核聚變反應。物理上，以低速率自轉的白矮星 ，質量受限於大約是1.44太陽質量的錢德拉塞卡極限 之下，這是電子簡併壓力所能支撐的質量上限，超過這個質量的白矮星就會坍縮。如果一顆白矮星能由伴星獲得質量而逐漸增長，在它接近極限之際，它的核心溫度應該達到碳融合所需要的溫度。如果白矮星與另一顆恆星合併(非常罕見的事件)，他將立刻因為超過極限而開始坍縮，因而再度提高溫度至超越核聚變所需要的燃點。在核聚變開始的幾秒鐘之內，白矮星內極大比例的質量就會發生熱失控的反應，釋放出極高的能量， 成為一顆超新星。這種類型的超新星由於通過質量累積的機制，只有在達到一定的質量時才能爆發，因而導致最大光度的一致性。因為超新星的視星等隨着距離而改變，穩定的最大光度使它們的爆發可以用來測量宿主星系的距離。
簡介
有幾種不同的機制可以產生這種類型的超新星，但它們都共享一個共同的子機制。在低速的自轉下，質量未超過1.44太陽質量的錢德拉塞卡極限之前，以碳-氧為主的白矮星經由吸積從伴星處累積質量。超過之後，電子簡併壓力不再能支撐恆星的質量，將開始塌縮。在沒有阻礙的過程下，白矮星將塌縮成為中子星，這通常發生在由鎂、氖和氧為主要成分的白矮星。當前的看法是(在天文學家之間對Ia超新星爆炸的模型認知)這個極限從未真正被達到，因此塌縮也未曾發生過。取而代之的是，由於質量的增加使核心的壓力和密度也都增加，因而提高了核心的溫度。而當白矮星的質量接近至極限值的1%之內時，一種持續約1,000 年的周期性對流將會發生。在這個醞釀的階段，一種暴燃的火焰將會先供應 碳融合所需要的能量。(詳細的燃燒機制，包括火焰開始的地點和數量，都還不清楚。)緊接着，氧融合的過程也會開始，但是這種燃料沒有像碳一樣的被耗盡。一旦燃燒開始，白矮星的溫度就開始上升。由熱壓力支撐的主序星將膨脹以降溫並抵消熱能的增加，但是簡併壓力與溫度無關，但白矮星不能像一般的恆星來控制燃燒的程序，並且在熱失控下的熱核反應是非常混亂的。一部分是由於瑞利-泰勒不穩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轉變為超音速的爆炸仍然是有爭議和有待澄清的論點。
評價
超新星的這種理論類似於新星的理論，白矮星的質量在共生的伴星供應下，逐漸緩慢的累積，但不會達到錢德拉塞卡極限。在新星的事例中，下落的物質導致表面的氫融合爆炸，但不會瓦解整顆恆星。這種類型的超新星不同於由外面數層的劇烈爆炸，導致核心內裂的核心塌縮超新星。[1]