Наднові типу Ia

Розподіл енергії в спектрі наднової типу Ia SN1998aq, через один день після максимуму, у діапазоні B band[4]

Наднові типу Ia це підкатегорія в класифікації наднових за схемою Мінковського—Цвіккі, що була розроблена американськими астрономами Рудольфом Мінковські і Фріцом Цвіккі.[5] Є кілька шляхів, якими можуть утворюватись наднові цього типу, але вони мають спільний основний механізм. Коли вуглецево-кисневий білий карлик, що повільно обертається[2] акреціює речовину супутника, він може перевищити межу Чандрасекара (близько 1,44 мас Сонця), після чого тиск виродженого електронного газу вже не може врівноважити сили гравітації[6] При відсутності компенсуючого процесу, білий карлик зруйнується з утворенням нейтронної зірки,[7]. як зазвичай відбувається у разі якщо білий карлик в основному складається з магнію, неону та кисню.[8]

Однак серед астрономів, що моделюють процеси утворення таких наднових переважає думка, що межа Чандрасекара в таких білих карликах насправді не досягається, а колапс так і не настає. Натомість, коли до межі залишається приблизно 1%, тиск і температура в ядрі досягають таких значень, що починається конвекція[3][9], що триває приблизно 1000 років.[10]. У деякий момент цієї фази повільного тління народжується фронт дефлаграційного ядерного горіння вуглецю. Подробиці запалювання досі невідомі, включаючи місце і кількість точок, де починається горіння.[11] Процес ядерного горіння кисню ініцюється скоро після цього моменту, однак це паливо не вигорає повністю як вуглець.[12]

Після того, як почалась реакція синтезу, температура білого карлика починає зростати. На відміну від зір головної послідовності, у яких внаслідок збільшення температури зростає тиск, що призводить до розширення та охолодження зорі, електронний газ у білому карлику перебуває у виродженому стані і його тиск не залежить від температури; тому розширення не відбувається, а внаслідок збільшення температури процес ядерного горіння набуває ланцюгового характеру. Горіння все пришвидшується, частково завдяки нестійкості Релея — Тейлора і турбулентній взаємодії. Досі тривають суперечки чи це горіння перетворюється в детонацію, чи поширюється дефлаграційно[10][13].

Графік залежності світності (в одиницях світності Сонця) від часу показує характерну криву блиску наднових типу Ia. Пік зумовлений, в основному, розпадом нікелю (Ni), пізніші стадії є результатом розпаду кобальту (Co)

Наднові типу Ia мають характерну криву блиску — графік залежності світності від часу після вибуху. Поблизу максимуму, спектр містить лінії елементів із середньою атомною масою — від кисню до кальцію; вони є основними складовими зовнішніх шарів зорі. Після того як від часу вибуху минуть місяці, зовнішні шари розширюються настільки, що стають прозорими. У спектрі починають домінувати лінії синтезованих вибухом важких елементів, які перебували поблизу ядра зорі. Найбільш помітними є ізотопи, що близькі за масою до заліза (елементи залізного піку). Радіоактивний розпад нікелю-56 через кобальт-56 у залізо-56 виробляє високоенергетичні фотони, які становлять основну частину енергії, що випромінюється на середніх та пізніх етапах[10].

Застосування наднових типу Ia для виміру відстаней було започатковане співробітництвом китайських та американських астрономів, Calán/Tololo Supernova Survey[14]. У серії робіт у 1990-их цей огляд показав, що хоча світність наднових типу Ia у максимумі не зовсім однакова, один з параметрів кривої блиску можна застосувати для того, щоб нормувати конкретну наднову як стандартну свічку. Така поправка (яка дозволяє точно встановити світність) має назву співвідношення Філіпса[15] [16] і цій групі вдалось визначити відстані до галактик із точністю до 7% (порівнюючи відстань до наднової за її світністю та відстані на основі червоного зміщення).[17] Причиною однотипності кривих блиску є приблизно однакова кількість ⁵⁶Ni, що утворюється в білому карлику[18].

Подібність профілів абсолютної світності майже всіх відомих наднових типу Ia привела до того, що їх застосовують як вторинні стандартні свічки в позагалактичній астрономії. [19] Покращення калібрування для цефеїдної шкали відстаней[20] і пряме геометричне вимірювання відстані до NGC 4258 по динаміці мазерного випромінювання [21] в комбінації з діаграмою Хаббла по відстанях до наднових типу Ia дозволили уточнити значення параметру Хаббла.

Саме завдяки надновим типу Ia в 1998 році вдалось несподівано відкрити, що наш Всесвіт розширюється прискорено. За це відкриття Сол Перлматтер, Браян П. Шмідт та Адам Рісс були нагородженні нобелівською премією в 2011 році.[22][23]

• Шкала космічних відстаней
• Ядерне горіння вуглецю