ซูเปอร์โนวา ประเภทIa (อ่านว่า "ประเภทหนึ่ง-เอ") ​​คือซูเปอร์โนวาที่เกิดขึ้นในระบบดาวคู่ ( ดาว สองดวง โคจรรอบกัน) โดยที่ดาวดวงหนึ่งเป็นดาวแคระขาว ส่วนดาวอีกดวงหนึ่งอาจเป็นดาวฤกษ์ขนาดยักษ์หรือดาวแคระขาวที่มีขนาดเล็กกว่าก็ได้^{[ 1 ]}

ในทางกายภาพ ดาวแคระขาวคาร์บอน-ออกซิเจนที่มีอัตราการหมุนต่ำจะมีมวลจำกัดอยู่ที่ต่ำกว่า 1.44 เท่า ของมวลสุริยะ ( ) [ ^{2 ] [ 3 ] เกิน}กว่า " มวลวิกฤต " นี้ พวกมันจะจุดประกายขึ้นใหม่ และในบางกรณีจะกระตุ้นให้เกิดการระเบิดซูเปอร์โนวา มวลวิกฤตนี้มักเรียกว่ามวลจันทรเศขร แต่มีความแตกต่างเล็กน้อยจากขีดจำกัดจันทรเศขร สัมบูรณ์ ซึ่งความดันการเสื่อมสภาพของอิเล็กตรอนไม่สามารถป้องกันการยุบตัวที่หายนะได้ หากดาวแคระขาวค่อยๆ สะสมมวลจากดาวคู่ หรือรวมตัวกับดาวแคระขาวดวงที่สอง สมมติฐานทั่วไปคือแกนกลางของดาวแคระขาวจะถึงอุณหภูมิการจุดประกายสำหรับการหลอมรวมคาร์บอนเมื่อเข้าใกล้มวลจันทรเศขร ภายในไม่กี่วินาทีของการเริ่มต้นการหลอมรวมนิวเคลียร์ เศษส่วนที่สำคัญของสสารในดาวแคระขาวจะเกิด ปฏิกิริยา ที่ควบคุมไม่ได้ปล่อยพลังงานออกมามากพอ (1 × 10 ⁴⁴ J  ) ^{[ 4 ]}เพื่อปลดปล่อยดาวฤกษ์ในการระเบิดซูเปอร์โนวา^{[ 5 ]}

ซูเปอร์โนวา ประเภท Ia ให้ความสว่างสูงสุดที่ค่อนข้างคงที่ เนื่องจากมวลวิกฤตที่คงที่ซึ่งทำให้ดาวแคระขาวระเบิด ความสว่างสูงสุดที่คงที่นี้ทำให้การระเบิดเหล่านี้สามารถใช้เป็นตัวชี้วัดระยะทางไปยังกาแล็กซีเจ้าบ้านได้ กล่าวคือความสว่างปรากฏของซูเปอร์โนวาประเภท Ia ที่สังเกตได้จากโลก บ่งบอกถึงระยะทางจากโลก

ซูเปอร์โนวาประเภท Ia เป็นหมวดหมู่ย่อยในแผนการจำแนกประเภทซูเปอร์โนวาของ Minkowski–Zwicky ซึ่งคิดค้นโดยนักดาราศาสตร์ชาวเยอรมัน-อเมริกันRudolph Minkowskiและนักดาราศาสตร์ชาวสวิสFritz Zwicky [ ^{7 ] มี}หลายวิธีที่ซูเปอร์โนวาประเภทนี้สามารถก่อตัวขึ้นได้ แต่พวกมันมีกลไกพื้นฐานร่วมกัน นักดาราศาสตร์เชิงทฤษฎีเชื่อมานานแล้วว่าดาวฤกษ์ต้นกำเนิดของซูเปอร์โนวาประเภทนี้คือดาวแคระขาวและหลักฐานเชิงประจักษ์สำหรับเรื่องนี้พบในปี 2014 เมื่อ มีการสังเกต SN 2014Jในกาแล็กซีMessier 82 [ ^{8 ] เมื่อ}ดาวแคระขาวคาร์บอน - ออกซิเจนที่หมุนช้า^{[ 2 ]}ดูดซับสสารจากดาวคู่ มันสามารถเกินขีดจำกัด Chandrasekhar ประมาณ1.44 M ซึ่งเกินกว่านั้นแรงดันการเสื่อมสภาพของอิเล็กตรอนจะไม่สามารถรองรับมวลของมันต่อต้านการยุบตัวเนื่องจากแรงโน้มถ่วงได้อีกต่อไป^{[ 9 ]}หากไม่มีกระบวนการหักล้าง ดาวแคระขาวจะยุบตัวลงเพื่อก่อตัวเป็นดาวนิวตรอนในกระบวนการที่ไม่พุ่งออกมาซึ่งเกิดจากการสะสมมวล^{[ 10 ]}ดังเช่นที่เกิดขึ้นตามปกติในกรณีของดาวแคระขาวที่ประกอบด้วยแมกนีเซียมนีออนและออกซิเจน เป็นหลัก ^{[ 11 ]} 

อย่างไรก็ตาม มุมมองปัจจุบันในหมู่นักดาราศาสตร์ที่สร้างแบบจำลองการระเบิดของซูเปอร์โนวาประเภท Ia คือ ขีดจำกัดนี้ไม่เคยเกิดขึ้นจริง และการยุบตัวไม่เคยเริ่มต้นขึ้น แต่การเพิ่มขึ้นของความดันและความหนาแน่นเนื่องจากมวลที่เพิ่มขึ้นทำให้อุณหภูมิของแกนกลางสูงขึ้น^{[ 3 ]}และเมื่อดาวแคระขาวเข้าใกล้ขีดจำกัดประมาณ 99% ^{[ 12 ]} จะเกิด ช่วงเวลาของการพาความร้อนขึ้น ซึ่งกินเวลาประมาณ 1,000  ปี^{[ 13 ]}ในช่วงเวลาหนึ่งของระยะที่ค่อยๆ คุกรุ่นอยู่นี้ เปลวไฟ จากการเผาไหม้จะเกิดขึ้น โดยได้รับพลังงานจากการหลอมรวมของคาร์บอนรายละเอียดของการจุดติดไฟยังคงไม่เป็นที่ทราบแน่ชัด รวมถึงตำแหน่งและจำนวนจุดที่เปลวไฟเริ่มต้น^{[ 14 ]}การหลอมรวมของออกซิเจนจะเริ่มต้นขึ้นในเวลาไม่นานหลังจากนั้น แต่เชื้อเพลิงนี้ไม่ถูกบริโภคอย่างสมบูรณ์เท่ากับคาร์บอน^{[ 15 ]}

เมื่อเริ่มเกิดปฏิกิริยาฟิวชัน อุณหภูมิของดาวแคระขาวจะเพิ่มขึ้น ดาวฤกษ์ ลำดับหลักที่ได้รับการสนับสนุนจากแรงดันความร้อนสามารถขยายตัวและเย็นลง ซึ่งจะควบคุมการเพิ่มขึ้นของพลังงานความร้อนโดยอัตโนมัติ อย่างไรก็ตามแรงดันความเสื่อมไม่ขึ้นอยู่กับอุณหภูมิ ดาวแคระขาวไม่สามารถควบคุมอุณหภูมิได้เหมือนดาวฤกษ์ทั่วไป ดังนั้นจึงมีความเสี่ยงต่อ ปฏิกิริยาฟิวชัน ที่ควบคุมไม่ได้การปะทุจะเร่งตัวขึ้นอย่างมาก ส่วนหนึ่งเนื่องมาจากความไม่เสถียรของเรย์ลี-เทย์เลอร์และการมีปฏิสัมพันธ์กับความปั่นป่วนยังคงมีการถกเถียงกันอย่างมากว่าการปะทุนี้จะเปลี่ยนจากการเผาไหม้แบบซับโซนิกเป็นการระเบิดเหนือเสียง หรือไม่ ^{[ 13 ] [ 16 ]}

ไม่ว่ารายละเอียดที่แน่นอนของการจุดประกายซูเปอร์โนวาจะเป็นอย่างไร โดยทั่วไปเป็นที่ยอมรับกันว่าคาร์บอนและออกซิเจนจำนวนมากในดาวแคระขาวจะหลอมรวมกันเป็นธาตุที่หนักกว่าภายในระยะเวลาเพียงไม่กี่วินาที^{[ 15 ]}พร้อมกับการปล่อยพลังงานที่เพิ่มอุณหภูมิภายในเป็นพันล้านองศา พลังงานที่ปล่อยออกมา (1–2 × 10 ⁴⁴ J  ) ^{[ 17 ]}มากเกินพอที่จะทำให้ดาวหลุดออกจากกัน นั่นคือ อนุภาคแต่ละตัวที่ประกอบขึ้นเป็นดาวแคระขาวได้รับ พลังงานจลน์ มากพอที่จะแยกออกจากกัน ดาวระเบิดอย่างรุนแรงและปล่อย คลื่นกระแทกซึ่งโดยทั่วไปแล้วสสารจะถูกขับออกมาด้วยความเร็วในระดับ5,000–20,000  กม./วินาทีประมาณ 6% ของความเร็วแสงพลังงานที่ปล่อยออกมาจากการระเบิดยังทำให้ความสว่างเพิ่มขึ้นอย่างมาก ความสว่างสัมบูรณ์ ที่มองเห็นได้โดยทั่วไป ของ ซูเปอร์โนวาประเภท Ia คือM   = −19.3 ( สว่างกว่าดวงอาทิตย์ ประมาณ 5 พันล้านเท่า) โดยมีการเปลี่ยนแปลงเพียงเล็กน้อย ^{[ 13 ]}ซูเปอร์โนวาประเภท Ia ไม่ทิ้งซากที่หนาแน่น แต่มวลทั้งหมดของดาวแคระขาวเดิมจะกระจายไปในอวกาศ 

ทฤษฎีของซูเปอร์โนวาประเภทนี้คล้ายกับของโนวาซึ่งดาวแคระขาวจะดูดกลืนสสารช้าลงและไม่เข้าใกล้ขีดจำกัดของจันทรเสขร ในกรณีของโนวา สสารที่ตกลงมาทำให้เกิดการระเบิดของพื้นผิวจากการหลอมรวมไฮโดรเจนซึ่งไม่ทำให้ดาวฤกษ์แตกสลาย^{[ 13 ]}

ซูเปอร์โนวาประเภท Ia แตกต่างจากซูเปอร์โนวาประเภท IIซึ่งเกิดจากการระเบิดอย่างรุนแรงของชั้นนอกของดาวฤกษ์มวลมากเมื่อแกนกลางยุบตัวลง โดยได้รับพลังงานจากการปลดปล่อยพลังงานศักย์โน้มถ่วงผ่านการปล่อยนิวตริโน^{[ 18 ]}

แตกต่างจากซูเปอร์โนวาประเภทอื่น ซูเปอร์โนวาประเภท Ia มักเกิดขึ้นในกาแล็กซีทุกประเภท รวมถึงกาแล็กซีรูปวงรี พวกมันไม่แสดงความชอบต่อบริเวณที่มีการก่อตัวของดาวฤกษ์ในปัจจุบัน^{[ 40 ]}เนื่องจากดาวแคระขาวก่อตัวขึ้นในช่วงท้ายของระยะวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ในลำดับหลัก ระบบดาวที่มีอายุยืนยาวเช่นนี้อาจเคลื่อนที่ไปไกลจากบริเวณที่มันก่อตัวขึ้นในตอนแรก หลังจากนั้น ระบบดาวคู่ที่อยู่ใกล้กันอาจใช้เวลาอีกหนึ่งล้านปีในขั้นตอนการถ่ายโอนมวล (อาจก่อให้เกิดการระเบิดของโนวาอย่างต่อเนื่อง) ก่อนที่เงื่อนไขจะพร้อมสำหรับ การเกิดซูเปอร์โนวาประเภท Ia ^{[ 41 ]}

ปัญหาที่ยืดเยื้อมานานในทางดาราศาสตร์คือการระบุต้นกำเนิดของซูเปอร์โนวา การสังเกตต้นกำเนิดโดยตรงจะให้ข้อจำกัดที่เป็นประโยชน์ต่อแบบจำลองซูเปอร์โนวา ณ ปี 2549 การค้นหาต้นกำเนิดดังกล่าวดำเนินมานานกว่าศตวรรษแล้ว^{[ 42 ]}การสังเกตซูเปอร์โนวา SN  2011fe ได้ให้ข้อจำกัดที่เป็นประโยชน์ การสังเกตการณ์ก่อนหน้านี้ด้วยกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลไม่ได้แสดงให้เห็นดาวฤกษ์ที่ตำแหน่งของเหตุการณ์ จึงตัดความเป็นไปได้ที่ดาวยักษ์แดง จะเป็นแหล่ง กำเนิด พลาสมาที่ขยายตัวจากการระเบิดพบว่ามีคาร์บอนและออกซิเจน ทำให้มีความเป็นไปได้ว่าต้นกำเนิดเป็นดาวแคระขาวที่ประกอบด้วยธาตุเหล่านี้เป็นหลัก^{[ 43 ]} ในทำนองเดียวกัน การสังเกตการณ์ SN  PTF  11kx ที่อยู่ใกล้เคียง ^{[ 44 ]}ซึ่งค้นพบเมื่อวันที่ 16 มกราคม 2011 (UT) โดยPalomar Transient Factory (PTF) นำไปสู่ข้อสรุปว่าการระเบิดนี้เกิดขึ้นจากดาวฤกษ์ต้นกำเนิดแบบดาวคู่เดี่ยวที่มีดาวยักษ์แดงเป็นดาวคู่ จึงชี้ให้เห็นว่าไม่มีเส้นทางดาวฤกษ์ต้นกำเนิดเดียวไปสู่ ​​SN  Ia การสังเกตการณ์โดยตรงของดาวฤกษ์ต้นกำเนิดของ PTF  11kx ได้รับการรายงานในวารสาร Science ฉบับวันที่ 24 สิงหาคม และสนับสนุนข้อสรุปนี้ และยังแสดงให้เห็นว่าดาวฤกษ์ต้นกำเนิดประสบกับการระเบิดของโนวาเป็นระยะก่อนที่จะเกิดซูเปอร์โนวา ซึ่งเป็นการค้นพบที่น่าประหลาดใจอีกอย่างหนึ่ง ^{[ 44 ] [ 45 ]} อย่างไรก็ตาม การวิเคราะห์ในภายหลังเปิดเผยว่าวัสดุรอบดาวฤกษ์มีมวลมากเกินไปสำหรับสถานการณ์ดาวคู่เดี่ยว และเหมาะสมกับสถานการณ์ดาวคู่แกนกลางมากกว่า^{[ 46 ]}

ในเดือนพฤษภาคม 2015 NASA รายงานว่าหอดูดาวอวกาศเคปเลอร์ได้สังเกตการณ์ KSN  2011b ซึ่งเป็นซูเปอร์โนวาประเภท Ia ที่กำลังระเบิด รายละเอียดของช่วงเวลาก่อนเกิดโนวาอาจช่วยให้นักวิทยาศาสตร์สามารถประเมินคุณภาพของซูเปอร์โนวาประเภท Ia ในฐานะเทียนมาตรฐานได้ดียิ่งขึ้น ซึ่งเป็นจุดเชื่อมโยงที่สำคัญในข้อโต้แย้งเกี่ยวกับพลังงานมืด^{[ 47 ]}

ในเดือนกรกฎาคม พ.ศ. 2562 กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลได้ถ่ายภาพซูเปอร์โนวาประเภท Ia จำนวน 3 ภาพผ่านเลนส์ความโน้มถ่วงซูเปอร์โนวานี้ปรากฏขึ้นในช่วงเวลาที่แตกต่างกัน 3 ช่วงในวิวัฒนาการของความสว่างเนื่องจากความยาวเส้นทางของแสงที่แตกต่างกันในภาพทั้งสามภาพ คือที่ −24, 92 และ 107 วันนับจากความสว่างสูงสุด ภาพที่สี่จะปรากฏขึ้นในปี พ.ศ. 2560 ทำให้สามารถสังเกตวัฏจักรความสว่างทั้งหมดของซูเปอร์โนวาได้^{[ 48 ]}

เส้นโค้งแสง

ซูเปอร์โนวา ประเภท Ia มีเส้นโค้งแสง ที่เป็นลักษณะเฉพาะ ซึ่งเป็นกราฟความสว่างเทียบกับเวลาหลังจากการระเบิด ใกล้เวลาที่มีความสว่างสูงสุด สเปกตรัมจะมีเส้นของธาตุมวลปานกลางตั้งแต่ออกซิเจนถึงแคลเซียมซึ่งเป็นองค์ประกอบหลักของชั้นนอกของดาวฤกษ์ หลายเดือนหลังจากการระเบิด เมื่อชั้นนอกขยายตัวจนโปร่งใส สเปกตรัมจะถูกครอบงำด้วยแสงที่ปล่อยออกมาจากวัสดุใกล้แกนกลางของดาวฤกษ์ ธาตุหนักที่สังเคราะห์ขึ้นระหว่างการระเบิด โดยเฉพาะอย่างยิ่งไอโซโทปที่มีมวลใกล้เคียงกับเหล็ก ( ธาตุ ยอดเหล็ก ) การสลายตัวของกัมมันตรังสีของนิกเกล-56ผ่านโคบอลต์-56 ไป จนถึงเหล็ก-56 ทำให้เกิด โฟตอนพลังงานสูงซึ่งเป็นพลังงานหลักของการปล่อยสสารในช่วงกลางถึงปลาย^{[ 13 ]}

การใช้ซูเปอร์โนวาประเภท Ia เพื่อวัดระยะทางที่แม่นยำนั้นริเริ่มโดยความร่วมมือของนักดาราศาสตร์ชาวชิลีและสหรัฐอเมริกา ใน โครงการ สำรวจซูเปอร์โนวา Calán/Tololo ^{[ 49 ]}ในชุดเอกสารในช่วงทศวรรษ 1990 โครงการสำรวจนี้แสดงให้เห็นว่า แม้ว่าซูเปอร์โนวาประเภท Ia จะไม่ได้มีความสว่างสูงสุดเท่ากันทั้งหมด แต่พารามิเตอร์เดียวที่วัดได้จากเส้นโค้งแสงสามารถใช้ในการแก้ไขซูเปอร์โนวาประเภท Ia ที่ไม่มีการลดทอนแสงให้เป็นค่ามาตรฐานแคนเดิลได้ การแก้ไขค่ามาตรฐานแคนเดิลดั้งเดิมนี้เรียกว่าความสัมพันธ์ของฟิลลิปส์^{[ 50 ]} และกลุ่มนี้ได้แสดงให้เห็นว่าสามารถวัดระยะทางสัมพัทธ์ได้อย่างแม่นยำถึง 7% ^{[ 51 ]}สาเหตุของความสม่ำเสมอในความสว่างสูงสุดนี้เกี่ยวข้องกับปริมาณของนิกเกิล-56 ที่ผลิตในดาวแคระขาวซึ่งคาดว่าระเบิดใกล้ขีดจำกัดของจันทรเสขร^{[ 52 ]}

ความคล้ายคลึงกันในโปรไฟล์ความสว่างสัมบูรณ์ของ ซูเปอร์โนวาประเภท Ia ที่รู้จักเกือบทั้งหมด ทำให้มีการใช้ซูเปอร์โนวาประเภทนี้เป็นเทียนมาตรฐานรองในดาราศาสตร์นอกกาแล็กซี^{[ 53 ]} การปรับเทียบ มาตราส่วนระยะทาง ของตัวแปรเซเฟอิดที่ ดีขึ้น ^{[ 54 ]}และการวัดระยะทางทางเรขาคณิตโดยตรงไปยังNGC 4258จากพลวัตของการปล่อยมาเซอร์^{[ 55 ]} เมื่อรวมกับแผนภาพฮับเบิลของระยะทางซูเปอร์โนวาประเภท Ia ทำให้ได้ค่า คงที่ฮั บเบิล ที่ดีขึ้น

ในปี พ.ศ. 2541 การสังเกตการณ์ ซูเปอร์โนวาประเภท Ia ที่อยู่ไกลออกไปได้แสดงให้เห็นผลลัพธ์ที่ไม่คาดคิดว่าจักรวาลดูเหมือนจะมี การขยายตัว แบบเร่ง^{[ 56 ] [ 57 ]} ต่อมาสมาชิกสามคนจากสองทีมได้รับรางวัลโนเบลจากการค้นพบนี้^{[ 58 ]}

ซูเปอร์โนวาประเภท Ia มีความหลากหลายอย่างมาก สะท้อนให้เห็นถึงความหลากหลายนี้ จึงมีการแบ่งย่อยออกเป็นหลายประเภท ตัวอย่างที่โดดเด่นและได้รับการศึกษาอย่างดีสองตัวอย่าง ได้แก่ กลุ่ม 1991T-likes ซึ่งเป็นซูเปอร์โนวาที่มีความสว่างมากเกินไป${\displaystyle (M_{V}\lesssim -19.5)}$กลุ่มย่อยที่แสดง เส้นการดูดซับเหล็กที่แข็งแกร่งเป็นพิเศษและลักษณะซิลิคอนที่เล็กผิดปกติ^{[ 60 ]}และ 1991bg-likes ซึ่งมืดเป็นพิเศษ${\displaystyle (M_{V}\gtrsim -18)}$กลุ่มย่อยที่มีลักษณะเด่นคือคุณสมบัติการดูดซับไทเทเนียมในช่วงต้นที่รุนแรงและวิวัฒนาการทางโฟโตเมตริกและสเปกตรัมที่รวดเร็ว^{[ 61 ]}แม้จะมีความสว่าง ที่ผิดปกติ สมาชิกของทั้งสองกลุ่มที่แปลกประหลาดนี้สามารถทำให้เป็นมาตรฐานได้โดยใช้ความสัมพันธ์ของฟิลลิปส์ซึ่งกำหนดไว้ที่ความยาวคลื่นสีน้ำเงิน เพื่อกำหนดระยะทาง^{[ 62 ]}

• การระเบิดของคาร์บอน– ปฏิกิริยาฟิวชันที่ควบคุมไม่ได้ในดาวแคระขาว 
• ลำดับขั้นระยะทางในอวกาศ– วิธีการที่นักดาราศาสตร์ใช้ในการกำหนดระยะทางไปยังวัตถุบนท้องฟ้า 
• ประวัติศาสตร์การสังเกตการณ์ซูเปอร์โนวา– บันทึกการสังเกตการณ์การระเบิดของซูเปอร์โนวาในอดีตและปัจจุบัน 
• รายชื่อซากซูเปอร์โนวา
• ซูเปอร์โนวาใกล้โลก– ซูเปอร์โนวาที่อยู่ใกล้พอที่จะส่งผลกระทบต่อชีวภาคของโลก 
• ซากซูเปอร์โนวา– เศษซากของดาวฤกษ์ที่ระเบิด 

• Falck, Bridget (2006). "จักรวาลวิทยาซูเปอร์โนวาประเภท Ia ด้วย ADEPT"มหาวิทยาลัยจอห์นส์ ฮอปกินส์ เก็บถาวรจากต้นฉบับเมื่อ 30 ตุลาคม 2007 สืบค้นเมื่อ 20 พฤษภาคม 2007
• "โครงการสำรวจซูเปอร์โนวาของสโลน"โครงการสำรวจท้องฟ้าดิจิทัลของสโลน 27 กุมภาพันธ์ 2550 สืบค้นเมื่อ25 พฤษภาคม 2550
• "โนวาและซูเปอร์โนวา" . peripatus.gen.nz. เก็บถาวรจากต้นฉบับเมื่อ 2007-08-15 . เรียกดูเมื่อ2007-05-25 .
• "แหล่งข้อมูลเกี่ยวกับซูเปอร์โนวาประเภทหลัก" . สำนักพิมพ์ Pole Star Publications Ltd. 6 สิงหาคม 2546 . สืบค้นเมื่อ25 พฤศจิกายน 2550 .(พบเซลล์ต้นกำเนิดชนิด Ia)

• "พบการระเบิดของโนวาและซูเปอร์โนวา" . peripatus.gen.nz. เก็บถาวรจากต้นฉบับเมื่อ 2007-08-15 . เรียกดูเมื่อ2007-05-25 .
• SNFactory แสดงให้เห็นว่า 'แท่งเทียนมาตรฐาน' ประเภท Ia มีมวลหลายค่า (4 มีนาคม 2014)