# Supernova jenis Ia

Di teras nebula planet, Henize 2-428, dua bintang kerdil putih yang masing-masing sedikit di bawah satu jisim suria dijangka bergabung dan menghasilkan supernova jenis Ia yang memusnahkan kedua-duanya dalam kira-kira 700 juta tahun (gambaran artis).
**Supernova jenis Ia** (dibaca: "jenis satu-A"; Jawi: ‏سوڤرنوۏا جنيس ساتو ايه‎‎) ialah supernova yang berlaku dalam sistem perduaan (dua bintang yang mengorbit antara satu sama lain) di mana salah satu bintang ialah bintang kerdil putih. Bintang yang satu lagi boleh berupa apa sahaja daripada bintang gergasi hingga kepada kerdil putih yang lebih kecil.

Secara fizikal, kerdil putih jenis karbon–oksigen dengan kadar putaran yang rendah adalah terhad kepada jisim di bawah 1.44 jisim suria (*M*☉).

Melebihi "jisim genting" ini, bintang tersebut akan menyala semula dan dalam sesetengah keadaan mencetuskan letupan supernova; jisim kritikal ini sering dirujuk sebagai jisim Chandrasekhar, walaupun nilainya sedikit berbeza daripada had Chandrasekhar mutlak, iaitu tekanan degenerasi elektron tidak lagi mampu menghalang keruntuhan graviti yang dahsyat. Jika sebuah kerdil putih secara beransur-ansur menokok jisim daripada pasangan dedua, atau bergabung dengan kerdil putih kedua, hipotesis umum menyatakan bahawa teras kerdil putih akan mencapai suhu pencucuhan untuk memulakan pelakuran karbon apabila ia menghampiri jisim Chandrasekhar. Dalam beberapa saat selepas pelakuran nuklear bermula, sebahagian besar jirim dalam kerdil putih mengalami tindak balas lonjakan haba yang melepaskan tenaga yang mencukupi (7044100000000000000♠1×1044 J) untuk memecahkan ikatan graviti bintang dalam satu letupan supernova.

Kategori supernova jenis Ia menghasilkan kecerahan puncak yang agak seragam kerana jisim genting adalah tetap apabila kerdil putih meletup. Kecerahan puncak yang konsisten ini membolehkan letupan tersebut digunakan sebagai lilin piawai untuk mengukur jarak galaksi induknya: magnitud tampak supernova jenis Ia yang diperhatikan dari Bumi menunjukkan jaraknya dari Bumi.

## Model konsensus

Spektrum SN 1998aq, supernova jenis Ia, satu hari selepas kecerahan maksimum dalam jalur B
Supernova jenis Ia ialah subkategori dalam skim pengelasan supernova Minkowski–Zwicky yang diperkenalkan oleh ahli astronomi Jerman-Amerika Rudolph Minkowski dan ahli astronomi Switzerland Fritz Zwicky.

Terdapat beberapa cara pembentukan supernova jenis ini, tetapi semuanya berkongsi mekanisme asas yang sama. Ahli astronomi teori sejak lama percaya bahawa bintang progenitor bagi jenis supernova ini ialah bintang kerdil putih, dan bukti empirikal ditemui pada tahun 2014 apabila SN 2014J diperhatikan dalam galaksi Messier 82.

Apabila kerdil putih karbon–oksigen yang berputar perlahan menokok jirim daripada bintang pasangan, jisimnya boleh melebihi had Chandrasekhar kira-kira 1.44 *M*☉, selepas itu tekanan degenerasi elektron tidak lagi mampu menyokong jisimnya daripada keruntuhan graviti.

Tanpa proses penyeimbang, kerdil putih itu akan meruntuh membentuk bintang neutron dalam proses tokokan yang tidak menghasilkan letupan, seperti yang lazim berlaku bagi kerdil putih yang kebanyakannya terdiri daripada magnesium, neon dan oksigen.

Walau bagaimanapun, pandangan semasa dalam kalangan ahli astronomi yang memodelkan letupan supernova jenis Ia ialah had ini sebenarnya tidak pernah dicapai dan keruntuhan tidak pernah bermula. Sebaliknya, peningkatan tekanan dan ketumpatan akibat pertambahan jisim menaikkan suhu teras, dan apabila kerdil putih menghampiri kira-kira 99% had tersebut, satu tempoh perolakan berlaku selama kira-kira 1,000 tahun.

Pada suatu ketika dalam fasa ini, satu hadapan nyalaan deflagrasi terbentuk, dipacu oleh pelakuran karbon. Perincian pencucuhan masih belum diketahui, termasuk lokasi dan bilangan titik di mana nyalaan bermula.

Pelakuran oksigen bermula tidak lama kemudian, tetapi bahan api ini tidak digunakan sepenuhnya seperti karbon.

Sisa supernova jenis Ia G299.
Apabila pelakuran bermula, suhu kerdil putih meningkat dengan cepat. Bintang jujukan utama yang disokong oleh tekanan terma boleh mengembang dan menyejuk secara automatik, sekali gus mengawal peningkatan tenaga terma. Namun begitu, tekanan degenerasi tidak bergantung pada suhu; kerdil putih tidak dapat mengawal suhu seperti bintang biasa dan oleh itu terdedah kepada tindak balas pelakuran yang tidak terkawal. Nyalaan ini mempercepat dengan ketara, sebahagiannya disebabkan oleh ketakstabilan Rayleigh–Taylor dan interaksi dengan pergolakan. Masih menjadi perdebatan sama ada nyalaan ini berubah menjadi detonasi supersonik daripada deflagrasi subsonik.

Tidak kira perincian tepat pencucuhan supernova ini, secara umum diterima bahawa sebahagian besar karbon dan oksigen dalam kerdil putih bergabung menjadi unsur lebih berat dalam masa beberapa saat sahaja, dengan tenaga yang dilepaskan meningkatkan suhu dalaman kepada berbilion darjah. Tenaga yang dilepaskan (1–7044200000000000000♠2×1044 J) lebih daripada mencukupi untuk memutuskan ikatan graviti bintang; iaitu zarah-zarah yang membentuk kerdil putih memperoleh tenaga kinetik yang cukup untuk berpisah antara satu sama lain. Bintang tersebut meletup dengan dahsyat dan melepaskan gelombang kejutan di mana jirim biasanya dilontarkan pada kelajuan sekitar 7006500000000000000♠5,000–20,000 km/s, kira-kira 6% daripada kelajuan cahaya. Tenaga yang dilepaskan juga menyebabkan peningkatan kecerahan yang sangat besar. Magnitud mutlak visual tipikal supernova jenis Ia ialah *M*v = −19.3 (sekitar 5 bilion kali lebih terang daripada Matahari), dengan sedikit variasi.

Supernova jenis Ia tidak meninggalkan sisa objek mampat; keseluruhan jisim kerdil putih asal tersebar ke angkasa.

Teori supernova jenis ini serupa dengan teori nova, iaitu kerdil putih menokok jirim dengan lebih perlahan dan tidak menghampiri had Chandrasekhar. Dalam kes nova, jirim yang jatuh menyebabkan letupan pelakuran hidrogen di permukaan yang tidak memusnahkan bintang.

Supernova jenis Ia berbeza daripada supernova jenis II, yang disebabkan oleh letupan dahsyat lapisan luar bintang besar apabila terasnya runtuh, dipacu oleh pembebasan tenaga keupayaan graviti melalui pelepasan neutrino.

## Pembentukan

Proses pembentukanCakera akresi terbentuk di sekeliling objek mampat (seperti kerdil putih) yang melucutkan gas daripada bintang gergasi pasangan. *Imej NASA*Simulasi superkomputer bagi fasa letupan model deflagrasi-ke-detonasi dalam pembentukan supernova.
### Progenitor degenerat tunggal

Sebuah model bagi pembentukan kategori supernova ini ialah sistem bintang dedua yang rapat. Sistem dedua progenitor terdiri daripada bintang jujukan utama, dengan bintang primer mempunyai jisim lebih besar daripada bintang sekunder. Memandangkan jisimnya lebih besar, bintang primer merupakan yang pertama dalam pasangan tersebut untuk berevolusi ke cabang gergasi asimptot, iaitu apabila lapisan sampul bintang mengembang dengan ketara. Jika kedua-dua bintang berkongsi satu lapisan sampul bersama maka sistem boleh kehilangan sejumlah besar jisim, sekali gus mengurangkan momentum sudut, jejari orbit dan tempoh orbit. Selepas bintang primer merosot menjadi kerdil putih, bintang sekunder kemudiannya berevolusi menjadi gergasi merah dan keadaan pun terbentuk untuk tokokan jisim ke atas bintang primer. Dalam fasa akhir perkongsian sampul ini, kedua-dua bintang berpusing semakin rapat apabila momentum sudut hilang. Orbit yang terhasil boleh mempunyai tempoh hanya beberapa jam. Jika tokokan berterusan cukup lama, kerdil putih akhirnya boleh menghampiri had Chandrasekhar.

Pasangan kerdil putih juga boleh menokok jirim daripada jenis pasangan lain, termasuk subgergasi atau (jika orbit cukup rapat) bahkan bintang jujukan utama. Proses evolusi sebenar semasa peringkat tokokan ini masih tidak pasti, kerana ia boleh bergantung kepada kadar tokokan serta pemindahan momentum sudut kepada pasangan kerdil putih.

Dianggarkan bahawa progenitor degenerat tunggal menyumbang tidak lebih daripada 20% daripada semua supernova Jenis Ia.

### Progenitor degenerat berganda

Mekanisme kedua yang mungkin mencetuskan supernova Jenis Ia ialah penggabungan dua kerdil putih yang jumlah jisim gabungannya melebihi had Chandrasekhar. Penggabungan yang terhasil dipanggil kerdil putih berjisim super-Chandrasekhar. Dalam kes ini, jumlah jisim tidak lagi dihadkan oleh had Chandrasekhar.

Perlanggaran bintang tunggal dalam Bima Sakti hanya berlaku kira-kira sekali setiap 7007100000000000000♠107 hingga 7020315576000000000♠1013 years, jauh lebih jarang daripada kemunculan nova. Perlanggaran berlaku dengan lebih kerap di kawasan teras padat kelompok globul (*cf.* pengembara biru). Satu senario yang mungkin ialah perlanggaran dengan sistem bintang dedua, atau antara dua sistem dedua yang mengandungi kerdil putih. Perlanggaran ini boleh meninggalkan sistem dedua rapat yang terdiri daripada dua buah kerdil putih. Orbit mereka menyusut dan akhirnya mereka bergabung melalui lapisan sampul bersama.

Satu kajian berdasarkan spektrum SDSS menemui 15 buah sistem berganda daripada 4,000 kerdil putih yang diuji, menunjukkan penggabungan kerdil putih berganda setiap 100 tahun di Bima Sakti: kadar ini sepadan dengan bilangan supernova jenis Ia yang dikesan di kawasan kejiranan kosmik kita.

Senario degenerat berganda ialah salah satu daripada beberapa penjelasan yang dicadangkan bagi progenitor luar biasa berjisim besar (2 *M*☉) bagi SN 2003fg. Ia juga merupakan satu-satunya penjelasan yang mungkin bagi SNR 0509-67.5, kerana semua model yang melibatkan hanya satu kerdil putih telah ditolak.

Ia juga telah dicadangkan dengan kuat bagi SN 1006, memandangkan tiada sisa bintang pasangan yang ditemui di sana. Pemerhatian menggunakan teleskop angkasa Swift milik NASA menolak kewujudan bintang pasangan gergasi atau supergergasi bagi setiap supernova Jenis Ia yang dikaji. Sampul luar bintang supergergasi yang tercabut sepatutnya memancarkan sinar-X, tetapi cahaya ini tidak dikesan oleh teleskop sinar-X Swift. Bagi 12 supernova Jenis Ia yang diperhatikan dalam tempoh 10 hari selepas letupan, teleskop UVOT pada satelit tersebut tidak menunjukkan sebarang sinaran ultraungu daripada permukaan bintang pasangan yang dipanaskan oleh gelombang kejutan supernova, menunjukkan tiada gergasi merah atau bintang lebih besar mengorbit progenitor supernova tersebut. Dalam kes SN 2011fe, bintang pasangan mestilah lebih kecil daripada Matahari, jika ia wujud.

Balai Cerap Sinar-X Chandra mendedahkan bahawa sinaran sinar-X daripada lima buah galaksi elips dan bonggol pusat Galaksi Andromeda adalah 30–50 kali lebih malap daripada jangkaan. Sinaran sinar-X sepatutnya dipancarkan oleh cakera tokokan progenitor supernova jenis Ia. Ketiadaan sinaran tersebut menunjukkan bahawa hanya sedikit kerdil putih mempunyai cakera tokokan, sekali gus menolak model biasa supernova jenis Ia yang berasaskan tokokan. Pasangan kerdil putih yang berpusing semakin rapat ke dalam juga merupakan calon sumber yang kuat bagi gelombang graviti, walaupun ia belum diperhatikan secara langsung.

### jenis Iax

Telah dicadangkan bahawa satu kumpulan supernova yang kurang terang perlu dikelaskan sebagai **Jenis Iax**. Jenis supernova ini mungkin tidak sentiasa memusnahkan sepenuhnya kerdil putih progenitor, sebaliknya meninggalkan sisa berupa bintang zombi. Contoh supernova jenis Iax yang diketahui termasuklah supernova sejarah SN 1181, SN 1991bg, SN 2002cx dan SN 2012Z.

Supernova SN 1181 dipercayai berkait dengan sisa supernova Pa 30 dan bintang pusatnya IRAS 00500+6713, yang merupakan hasil penggabungan antara kerdil putih CO dan kerdil putih ONe. Hal ini menjadikan Pa 30 dan IRAS 00500+6713 sebagai satu-satunya sisa SN Iax yang diketahui dalam Bima Sakti.

## Pencerapan

Sisa supernova N103B yang dirakam oleh Teleskop Angkasa Hubble.
Tidak seperti jenis supernova yang lain, supernova Jenis Ia secara umum berlaku dalam semua jenis galaksi, termasuk galaksi elips. Ia tidak menunjukkan sebarang kecenderungan terhadap kawasan pembentukan bintang semasa. Memandangkan bintang kerdil putih terbentuk pada penghujung tempoh evolusi jujukan utama sesuatu bintang, sistem bintang yang berumur panjang ini mungkin telah hanyut jauh dari kawasan tempat ia mula terbentuk. Selepas itu, satu sistem bintang dedua yang rapat boleh menghabiskan satu juta tahun lagi dalam peringkat pemindahan jisim (mungkin menghasilkan letusan nova berulang) sebelum keadaan menjadi sesuai untuk berlakunya supernova Jenis Ia.

Satu masalah lama dalam astronomi ialah mengenal pasti progenitor supernova. Pemerhatian langsung terhadap progenitor akan memberikan kekangan penting terhadap model supernova. Sehingga tahun 2006, pencarian terhadap progenitor sedemikian telah berlangsung lebih daripada satu abad. Pemerhatian terhadap supernova SN 2011fe telah memberikan kekangan yang berguna. Pemerhatian terdahulu menggunakan Teleskop Angkasa Hubble tidak menunjukkan kewujudan bintang pada kedudukan peristiwa tersebut, sekali gus menolak kemungkinan gergasi merah sebagai sumbernya. Plasma yang mengembang daripada letupan itu didapati mengandungi karbon dan oksigen, menjadikan kemungkinan besar bahawa progenitor tersebut ialah kerdil putih yang kebanyakannya terdiri daripada unsur-unsur ini.

Begitu juga, pemerhatian terhadap supernova berhampiran SN PTF 11kx, yang ditemui pada 16 Januari 2011 (UT) oleh Palomar Transient Factory (PTF), membawa kepada kesimpulan bahawa letupan ini berpunca daripada progenitor degenerat tunggal dengan pasangan gergasi merah, sekali gus menunjukkan bahawa tiada satu laluan progenitor tunggal bagi SN Ia. Pemerhatian langsung terhadap progenitor PTF 11kx dilaporkan dalam edisi 24 Ogos jurnal Science dan menyokong kesimpulan ini, serta menunjukkan bahawa bintang progenitor mengalami letusan nova berkala sebelum supernova — satu lagi penemuan yang mengejutkan.

Walau bagaimanapun, analisis kemudian mendapati bahawa bahan sirkumbintang terlalu besar untuk senario degenerat tunggal dan lebih sesuai dengan senario degenerat teras.

Pada Mei 2015, NASA melaporkan bahawa balai cerap angkasa *Kepler* telah mencerap KSN 2011b, iaitu supernova Jenis Ia yang sedang meletup. Perincian detik-detik sebelum nova mungkin membantu para saintis menilai dengan lebih tepat kualiti supernova jenis Ia sebagai lilin piawai, yang merupakan satu pautan penting dalam hujah mengenai tenaga gelap.

Pada Julai 2019, Teleskop Angkasa Hubble telah merakam tiga imej sebuah supernova jenis Ia melalui satu kanta graviti. Supernova ini kelihatan pada tiga masa yang berbeza dalam evolusi kecerahannya akibat perbezaan panjang laluan cahaya dalam tiga imej tersebut; iaitu pada −24, 92 dan 107 hari daripada puncak kekilauan. Satu imej keempat dijangka akan muncul pada tahun 2037 yang membolehkan keseluruhan kitaran kekilauan supernova tersebut diperhatikan.

### Lengkung cahaya

Plot ini menunjukkan kekilauan (relatif kepada Matahari, *L*0) berbanding masa yang memperlihatkan lengkung cahaya ciri bagi supernova Jenis Ia. Puncaknya terutamanya disebabkan oleh pereputan nikel (Ni), manakala peringkat kemudian dikuasakan oleh kobalt (Co).
Lengkung cahaya bagi supernova jenis Ia sepanjang tempoh satu tahun SN 2018gv
Supernova Jenis Ia mempunyai lengkung cahaya yang khas, iaitu graf kekilauan sebagai fungsi masa selepas letupan. Berhampiran waktu kekilauan maksimum, spektrum mengandungi garis unsur berjisim pertengahan daripada oksigen hingga kalsium; unsur-unsur ini merupakan komponen utama lapisan luar bintang. Beberapa bulan selepas letupan, apabila lapisan luar telah mengembang sehingga menjadi lutsinar, spektrum didominasi oleh cahaya yang dipancarkan oleh bahan berhampiran teras bintang, iaitu unsur berat yang disintesis semasa letupan; yang paling menonjol ialah isotop berhampiran jisim besi (unsur puncak besi). Pereputan radioaktif nikel-56 melalui kobalt-56 kepada besi-56 menghasilkan foton bertenaga tinggi yang mendominasi keluaran tenaga bahan terhambur pada masa pertengahan hingga lewat.

Penggunaan supernova jenis Ia untuk mengukur jarak dengan tepat dipelopori oleh kerjasama ahli astronomi Chile dan Amerika Syarikat melalui ceCalán/Tololo Supernova Survey. Dalam satu siri makalah pada dekad 1990-an, tinjauan tersebut menunjukkan bahawa walaupun supernova jenis Ia tidak semuanya mencapai kekilauan puncak yang sama, satu parameter yang diukur daripada lengkung cahaya boleh digunakan untuk membetulkan supernova jenis Ia yang tidak mengalami peredupan kepada nilai lilin piawai. Pembetulan asal kepada nilai lilin piawai ini dikenali sebagai hubungan Phillips dan telah ditunjukkan oleh kumpulan ini mampu mengukur jarak relatif dengan ketepatan sekitar 7%. Punca keseragaman dalam kecerahan puncak ini berkaitan dengan jumlah nikel-56 yang dihasilkan dalam kerdil putih yang dipercayai meletup hampir kepada had Chandrasekhar.

Persamaan dalam profil kekilauan mutlak hampir semua supernova Jenis Ia yang diketahui telah membawa kepada penggunaannya sebagai lilin piawai sekunder dalam astronomi ekstragalaksi. Penentukuran yang lebih baik bagi skala jarak pemboleh ubah Cepheid serta pengukuran jarak geometri secara langsung ke NGC 4258 daripada dinamik pancaran maser apabila digabungkan dengan rajah Hubble bagi jarak supernova jenis Ia telah menghasilkan nilai yang lebih baik bagi pemalar Hubble.

Pada tahun 1998, pencerapan terhadap supernova Jenis Ia yang jauh menunjukkan hasil yang tidak dijangka bahawa alam semesta kelihatan mengalami pengembangan yang memecut. Tiga ahli daripada dua pasukan tersebut kemudiannya dianugerahkan Hadiah Nobel bagi penemuan ini.

## Subjenis

Sisa supernova SNR 0454-67.2 berkemungkinan merupakan hasil letupan supernova jenis Ia.
Terdapat kepelbagaian yang ketara dalam kelas supernova jenis Ia. Sejajar dengan hal ini, pelbagai subkelas telah dikenal pasti. Dua contoh yang menonjol dan banyak dikaji termasuk jenis 1991T, iaitu subkelas yang sangat terang WIKINIUM\_MATH\_PH\_0 yang memperlihatkan garis serapan besi yang sangat kuat serta ciri silikon yang luar biasa kecil, serta jenis 1991bg, iaitu subkelas yang sangat malap WIKINIUM\_MATH\_PH\_2 yang dicirikan oleh ciri serapan titanium yang kuat pada peringkat awal serta evolusi fotometrik dan spektrum yang cepat. Walaupun mempunyai kekilauan yang luar biasa, ahli kedua-dua kumpulan ganjil ini masih boleh dipiawaikan menggunakan hubungan Phillips, yang ditentukan pada panjang gelombang biru, bagi menentukan jarak dalam tangga jarak kosmik.

## Lihat juga

* Letupan karbon
* Tangga jarak kosmik
* Sejarah pemerhatian supernova
* Senarai sisa supernova
* Supernova berhampiran Bumi
* Sisa supernova

## Rujukan

## Pautan luar

* List of all known Type Ia supernovae Diarkibkan 2022-02-02 di Wayback Machine at The Open Supernova Catalog Diarkibkan 2016-03-03 di Wayback Machine.
* Falck, Bridget (2006). "Type Ia Supernova Cosmology with ADEPT". Johns Hopkins University. Diarkibkan daripada yang asal pada 2007-10-30. Dicapai pada 2007-05-20.
* "Sloan Supernova Survey". Sloan Digital Sky Survey. February 27, 2007. Dicapai pada 2007-05-25.
* "Novae and Supernovae". peripatus.gen.nz. Diarkibkan daripada yang asal pada 2007-08-15. Dicapai pada 2007-05-25.
* "Source for major type of supernova". Pole Star Publications Ltd. August 6, 2003. Dicapai pada 2007-11-25. (A Type Ia progenitor found)

* "Novae and Supernovae explosions found". peripatus.gen.nz. Diarkibkan daripada yang asal pada 2007-08-15. Dicapai pada 2007-05-25.
* SNFactory Shows Type Ia ‘Standard Candles’ Have Many Masses (March 4, 2014)