Наднова типу Ia (, SN Ia) — тип наднової зорі, що спалахує у подвійній системі, де одна з зір є білим карликом, а інша може бути гігантом або іншим типом зорі, в тому числі іншим карликом. Наднова є результатом термоядерного вибуху або надзвичайно швидкого термоядерного горіння білого карлика після того, як унаслідок перетікання речовини з супутника його маса перевищить межу Чандрасекара.
Білий карлик є залишком зорі, яка завершила свій еволюційний шлях і в якій припинилися термоядерні реакції. Такий залишок складається в основному з вуглецю. У білих карликів можуть відбуватися подальші реакції вуглецево-кисневого синтезу, які вивільняють велику кількість енергії. Умовою для цього є нагрівання білого карлика, матерія якого є виродженою, внаслідок падіння на нього достатньої кількості речовини із зорі-компаньйона. Білі карлики з низькою швидкістю обертання обмежені за масою межею Чандрасекара (близько 1,44 сонячних мас), максимальною масою, яка може утримуватися в рівновазі тиском вироджених електронів. У разі перевищення цієї межі внаслідок акреції речовини від зорі-супутника білий карлик починає стрімко стискатися, відбувається гравітаційний колапс. За загальноприйнятою гіпотезою, його ядро досягає температури ядерного горіння вуглецю у міру наближення маси до межі. В рідкісних випадках, коли білий карлик зливається з іншою зорею, він миттєво перевищує межу Чандрасекара і починає руйнуватися, підіймаючи свою температуру до точки займання згаданого ядерного синтезу.
За будь-якого зі згаданих сценаріїв, протягом декількох секунд після початку ядерного синтезу зі значною частиною речовини білого карлика відбувається швидка термоядерна реакція з виділенням величезної кількості енергії (1 — 2 × 1044 Дж), що призводить до спалаху наднової зорі. Термоядерний вибух або дуже швидке горіння повністю знищують залишки зорі, що спалахнула. Ця категорія наднових має схожу максимальну світність та криву блиску через однорідність маси білих карликів, які спалахують. Сталість світності дозволяє застосовувати ці спалахи як «стандартні свічки» для побудови шкали космічних відстаней, оскільки видима зоряна величина наднових залежить лише від відстані до них.
Консенсусна модель
Наднові типу Ia — це підкатегорія в класифікації наднових за схемою Мінковського — Цвіккі, що була розроблена американськими астрономами Рудольфом Мінковські і Фріцом Цвіккі. Наднові цього типу можуть утворюватися кількома шляхами, що мають спільний основний механізм. Коли вуглецево-кисневий білий карлик, що повільно обертається, акреціює речовину зорі-компаньйона, його маса може перевищити межу Чандрасекара (близько 1,44 мас Сонця), після чого тиск виродженого електронного газу вже не може врівноважити сили гравітації. При відсутності компенсуючого процесу, якими були термоядерні реакції, білий карлик мав би зруйнуватися з утворенням нейтронної зорі. Це зазвичай трапляється із зорями, початкова маса яких перевищує межу Чандрасекара.
Однак серед астрономів, що моделюють процеси утворення таких наднових переважає думка, що межа Чандрасекара в білих карликах з акрецією 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, яка триває приблизно 1000 років, і водночас можуть відбуватись реакції перетворення вуглецю на важчі елементи. Під час фази повільного тління народжується фронт дефлаграційного ядерного горіння вуглецю. Подробиці запалювання досі невідомі, включаючи місце і кількість точок, де починається горіння. Процес термоядерного горіння кисню ініціюється незабаром після цього моменту, однак це паливо не вигорає повністю як вуглець.
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.
Незалежно від точних деталей спалаху наднової, загальновизнано, що значна частина вуглецю та кисню в білому карлику перетворюється на важчі елементи протягом лише кількох секунд, з супутнім вивільненням енергії, що підвищує внутрішню температуру до мільярдів градусів. Вивільненої енергії (1–) вистачає для роз'єднання зірки: окремі частинки, що складають білий карлик, отримують достатньо кінетичної енергії, щоб розлетітися одна від одної. Зоря бурхливо вибухає та випускає ударну хвилю, в якій матерія викидається зі швидкістю до кількох десятків тисяч км/с, що становить приблизно 6 % від швидкості світла. Енергія, що вивільняється під час вибуху, викликає надзвичайне збільшення світності. Типова видима абсолютна зоряна величина наднових типу Ia на піку яскравості становить Mv = −19.3 (приблизно в 5 мільярдів разів яскравіше за Сонце), з невеликими варіаціями. В енергетичних одиницях це відповідає потужності випромінювання 1043 ерг/с. Пік яскравості настає через 2-3 тижні після початку спалаху. Наднова типу Ia не залишає компактного залишку, вся маса колишнього білого карлика розсіюється в просторі.
Утворення
Одинарно вироджений сценарій Однією з моделей утворення наднових типу Ia є тісна подвійна зоряна система. Подвійна система-попередник складається із зір головної послідовності різних мас. Масивніша первинна зоря першою еволюціонує до асимптотичної гілки гігантів, де її оболонка значно розширюється. Якщо обидві зорі опиняються у спільній оболонці, система може втратити значну кількість маси, зменшуючи кутовий момент, радіус орбіти та орбітальний період, а після цього первинна зоря може виродитися в білий карлик. Тим часом вторинна зоря продовжує еволюціонувати, згодом перетворюється на червоного гіганта, і виникають умови для акреції її речовини на первинну компоненту. Якщо акреція триває достатньо довго, білий карлик зрештою може наблизитися до межі Чандрасекара.
Білий карлик-компаньйон також може акреціювати речовину від інших типів супутників, зокрема від субгіганта або (якщо орбіта достатньо тісна) навіть від зорі головної послідовності. Реальний еволюційний процес на цій стадії акреції залишається невизначеним, оскільки він може залежати як від темпу акреції, так і від перенесення кутового моменту до білого карлика-компаньйона.
За оцінками, одинарно вироджені попередники становлять не більш як 20 % усіх наднових типу Ia See also lay reference: .
Подвійно вироджений сценарій
Другим можливим механізмом запуску наднової типу Ia є злиття двох білих карликів, сумарна маса яких перевищує межу Чандрасекара. Утворений після злиття об'єкт називають білим карликом надчандрасекарівської маси. У такому разі загальна маса не обмежується межею Чандрасекара.
Зіткнення одинарних зір у Чумацькому Шляху відбуваються лише раз на —1013 років, тобто значно рідше, ніж спалахи нових. Зіткнення частіше трапляються в щільних центральних регіонах кулястих скупчень (пор. блакитні бродяги). Імовірним сценарієм є зіткнення з подвійною зоряною системою або між двома подвійними системами, що містять білі карлики. Таке зіткнення може залишити після себе тісну подвійну систему з двох білих карликів. Їхня орбіта поступово звужується, і вони зливаються через спільну оболонку. Дослідження на основі спектрів SDSS виявило 15 подвійних систем серед 4000 перевірених білих карликів, що означає одне злиття подвійних білих карликів кожні 100 років у Чумацькому Шляху. Ця частота відповідає очікуваній кількості наднових типу Ia.
Подвійно вироджений сценарій є одним із кількох пояснень аномально масивного () попередника наднової SN 2003fg. Це також єдине можливе пояснення для залишку наднової , для якої доводиться відкинути всі моделі з лише з одним білим карликом. Його також пропонують для SN 1006, оскільки там не знайдено залишку зорі-компаньйона. Спостереження космічного телескопа Swift виключили наявність надгігантів або гігантів-компаньйонів у всіх досліджених наднових типу Ia. Викинута ударною хвилею зовнішня оболонка надгіганта-компаньйона мала б випромінювати рентгенівські промені, але рентгенівський телескоп XRT на Swift не виявив цього світіння у 53 найближчих залишках наднових. Для 12 наднових типу Ia, які спостерігали впродовж 10 днів після вибуху, ультрафіолетово-оптичний телескоп UVOT не зафіксував ультрафіолетового випромінювання від нагрітої ударною хвилею поверхні зорі-компаньйона, тобто навколо цих попередників не було червоних гігантів або більших зір. У випадку SN 2011fe зоря-компаньйон, якщо вона існувала, мала бути меншою за Сонце. Рентгенівська обсерваторія Чандра показала, що рентгенівське випромінювання п'яти еліптичних галактик і балджа галактики Андромеди у 30–50 разів слабше, ніж очікувалося. Рентгенівське випромінювання мали б створювати акреційні диски попередників наднових типу Ia. Відсутність цього випромінювання означає, що небагато білих карликів мають акреційні диски, що ставить під сумнів поширену акреційну модель наднових типу Ia.
Спостереження
На відміну від інших типів наднових, наднові типу Ia зазвичай виникають у всіх типах галактик, включно з еліптичними. Вони не тяжіють до регіонів активного зореутворення. Оскільки білі карлики формуються наприкінці еволюції зорі, зорі встигають до того часу відійти далеко від області свого утворення. Після цього тісна подвійна система може провести ще мільйон років на стадії передачі маси (можливо, породжуючи повторювані спалахи нової), перш ніж виникнуть умови для наднової типу Ia.
Давньою проблемою астрономії було встановлення попередників наднових. Безпосереднє спостереження попередника дало б корисні обмеження для моделей наднових. Станом на 2006 рік пошуки такого попередника тривали вже понад століття Proceedings of the conference held 12–14 June 2007, at Keele University, Keele, United Kingdom.. Важливі обмеження дало спостереження наднової SN 2011fe. Попередні спостереження за допомогою космічного телескопа Габбл не виявили зорі в місці цієї події, що виключило червоний гігант як можливого попередника. Виявилося, що розширювана плазма у вибуху містить вуглець і кисень, тому ймовірно, що попередником був білий карлик, який переважно складався з цих елементів. Подібно до цього, спостереження близької наднової SN PTF 11kx, відкритої 16 січня 2011 року проєктом , привели до висновку, що цей вибух походить від одинарно-виродженого попередника з компаньйоном — червоним гігантом, що свідчить про відсутність єдиного шляху формування наднових типу Ia. Прямі спостереження попередника PTF 11kx підтвердили цей висновок, а також показали, що зоря-попередник перед вибухом наднової зазнавала періодичних спалахів як нова зоря, що стало ще одним несподіваним відкриттям. Однак пізніший аналіз показав, що навколозоряна речовина має надто велику масу для сценарію одинарно-виродженої системи й краще узгоджується зі сценарієм виродженого ядра.
2015 року космічний телескоп Кеплер спостерігав KSN 2011b — наднову типу Ia у процесі вибуху. 2019 року космічний телескоп Габбл отримав три зображення наднової типу Ia через гравітаційну лінзу з різницею в кілька десятків днів через різний час ходу світла різними шляхами. Четверте зображення має з’явитися у 2037 році, що дасть змогу простежити весь цикл зміни світності наднової.
Станом на 2024 рік найдальшою відкритою надновою типу Ia є SN 2023adsy на відстані червоного зміщення z~2.9.
Криві блиску та значимість для космології