Ia超新星

超新星 （ Type Ia supernova ） 是一種發生在雙星系統 （ 兩顆恆星相互繞行 ） 中的超新星 ， 其中一顆恆星是白矮星 ， 而另一顆恆星則大到巨星小到白矮星皆有可能 。 白矮星是已完成其正常生命週期核融合反應的恆星殘骸 。 但是 ， 一般最常見的碳 - 氧白矮星 ， 如果它們的溫度上升得足夠高 ， 仍有進行核融合反應 ， 進一步釋放大量能量的能力 。 物理上 ， 低自轉速率的碳 - 氧白矮星的質量會低於 1.44 太陽質量  。 有點令人費解的是 ， 儘管與電子簡併壓力無法阻擋災難性坍縮的錢德拉塞卡質量 （ Chandrasekhar mass ） 有所不同 ， 這個限制通常被稱爲錢德拉塞卡極限 。 如果一顆白矮星可以從其聯星系統的伴星逐漸吸積質量 ， 一般假設當其接近此一質量極限時 ， 核心將達到碳融合的點火溫度 。 如果白矮星與另一顆恆星合併 （ 極爲罕見的事件 ） ， 它將在瞬間就超越了質量限制並開始坍縮 ， 也會再次提升溫度超越核融合的燃點 。 在啓動核融合之後幾秒鐘 ， 白矮星絕大部分的質量會經歷熱失控反應 ， 釋放出極爲巨大的能量 （ 1 – ） ， 在超新星爆炸中解除恆星的束縛 。 這種類型的超新星由於爆炸的白矮星通過吸積的機制使質量幾乎一致 ， 因此產生一致的峯值光度 。 因爲此型超新星的視星等隨著距離而改變 ， 這種穩定的最大光度使它們的爆發可以做爲標準燭光 ， 用來測量宿主星系的距離 。 在2015年5月 ， NASA報告克卜勒太空望遠鏡觀測新發現一顆Ia超新星 ， KSN 2011b ， 爆炸的完整過程 ： 爆炸前 、 爆炸中和爆炸後 。 前超新星時段的詳細資訊可能可以讓科學家對暗能量有更好的瞭解 。