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创建页面，内容为“{| class="wikitable" align="right" |- | style="background: #FF2400" align= center| '''<big>Ia超新星</big>''' |- |<center><img src=https://p1.ssl.qhimg.com/dr/270…”
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| style="background: #FF2400" align= center| '''<big>Ia超新星</big>'''
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<small>[https://baike.so.com/doc/5455991-5694379.html 来自 网络 的图片]</small>
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'''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。
=='''简介'''==
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。
=='''评价'''==
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。<ref>[https://baijiahao.baidu.com/s?id=1734584330369001703&wfr=spider&for=pc Ia超新星]搜狗</ref>
=='''参考文献'''==
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<small>[https://baike.so.com/doc/5455991-5694379.html 来自 网络 的图片]</small>
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'''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。
=='''简介'''==
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。
=='''评价'''==
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。<ref>[https://baijiahao.baidu.com/s?id=1734584330369001703&wfr=spider&for=pc Ia超新星]搜狗</ref>
=='''参考文献'''==