{{위키데이터 속성 추적}}
'''Ia형 초신성'''(Ia形超新星, {{llang|en|type Ia supernova}})은 [[초신성]]의 하위 범주로, [[백색 왜성]]이 격렬하게 폭발한 결과물이다. 백색 왜성이란 [[핵융합]]이 끝나 일반적인 삶의 주기가 종료된 [[항성]]의 잔해이다. 그런데 백색 왜성 중 온도가 높아지면 엄청난 양의 에너지를 방출하여 핵융합을 다시 시작할 수 있는 것이 있다.

자전 속도가 낮은 백색 왜성의 질량은 [[찬드라세카르 한계]]인 약 1.44 [[태양질량]] 이하로 물리적으로 제한된다.<ref name="aaa419">
{{저널 인용
 | 저자1=Yoon, S.-C. | 저자2=Langer, L.
 | 제목=Presupernova evolution of accreting white dwarfs with rotation
 | 저널=Astronomy and Astrophysics | 날짜=2004
 | volume=419 | issue=2 | 쪽=623
 | 확인날짜=2007-05-30
 | doi=10.1051/0004-6361:20035822
 | bibcode=2004A&A...419..623Y
|arxiv = astro-ph/0402287 | 언어=en }}</ref><ref name="Mazzali2007">{{저널 인용
  | 성=Mazzali | 이름=P. A. |저자2=F. K. Röpke |저자3=S. Benetti |저자4=W. Hillebrandt
  | 제목=A common explosion mechanism for type Ia supernovae
  | 저널=Science | 날짜=2007 | volume=315
  | issue=5813 | 쪽=825–828
  | doi=10.1126/science.1136259
  | pmid=17289993
|arxiv = astro-ph/0702351 |bibcode = 2007Sci...315..825M | 언어=en}}</ref> 이것은 별이 [[전자 축퇴압]]으로 유지될 수 있는 최대한의 질량이다. 이 한계를 넘어서면 백색 왜성은 붕괴해 버린다. 만약 백색 왜성이 [[동반성]]의 질량을 점차적으로 뺏어온다면, 그 질량이 한계점에 가까워짐에 따라 백색 왜성의 핵이 [[탄소 연소 과정|탄소 연소]]를 일으킬 수 있는 발화 온도에 도달하게 된다는 것이 통설이다. 만약 백색 왜성이 다른 별과 하나로 합쳐진다면(매우 드문 경우), 그 온도는 핵융합 발화 온도보다 훨씬 뜨거워지고, 순간적으로 찬드라세카르 한계를 뛰어넘어 붕괴하기 시작한다. 핵융합이 일어나는 찰나의 순간동안 백색 왜성을 이루는 물질의 상당량이 [[열폭주]] 반응을 일으켜 1~2×10<sup>44</sup> [[줄 (단위)|J]] 상당의 에너지를 방출한다.<ref name="aaa270">
{{저널 인용
 | 성=Khokhlov | 이름=A. | 저자2=E. Mueller |저자3=P. Hoeflich
 | 제목=Light curves of Type IA supernova models with different explosion mechanisms
 | 저널=Astronomy and Astrophysics
 | 연도=1993 | volume=270 | issue=1–2 | 쪽=223–248
 | bibcode=1993A&A...270..223K
}}</ref> 이 에너지는 별의 속박을 풀어 버리고 초신성 폭발을 일으키기에 충분한 양이다.<ref>
{{웹 인용
 | 저자=Staff | 날짜=2006-09-07
 | url=http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/objects/snrs/snrstext.html
 | 제목=Introduction to Supernova Remnants
 | 출판사=[[NASA]] [[고다드 우주 비행 센터|Goddard]]/SAO
 | 확인날짜=2007-05-01
}}</ref>

강착 메커니즘을 통해 폭발하는 백색 왜성의 질량이 균일하기에, 이 종류의 [[초신성]]은 최고 광도가 일정하다고 알려져 있다. 이 값의 안정성 때문에, Ia형 초신성 폭발은 그 [[실시 등급]]이 주로 지구까지의 거리에 의해 결정되므로, 초신성이 속해 있는 모[[은하]]까지의 거리를 재는 [[우주 거리 사다리|척도]]로 사용된다. 하지만 2014년 1월 애리조나 대학의 연구팀에 의해 발견된 [[M82 (천체)|M82]] 은하에서 발견한 초신성은 그 가정을 부정하고 있어서 학계에서 관심을 끌고 있다.<ref name="우주 팽창, 가속도가 줄고 있다">{{뉴스 인용|제목=우주 팽창, 가속도가 줄고 있다|url=http://nownews.seoul.co.kr/news/newsView.php?id=20150414601012|날짜=2015-04-14|확인날짜=2015-04-14|뉴스=나우 뉴스|archive-date=2020-05-30|archive-url=https://web.archive.org/web/20200530174035/http://nownews.seoul.co.kr/news/newsView.php?id=20150414601012|url-status=dead}}</ref><ref name="THE CHANGING FRACTIONS OF TYPE IA SUPERNOVA NUV-OPTICAL SUBCLASSES WITH REDSHIFT">{{저널 인용|성=Milne|이름=Peter A.|저자2=Ryan J. Foley|저자3=Peter J. Brown|저자4=Gautham Narayan|제목=THE CHANGING FRACTIONS OF TYPE IA SUPERNOVA NUV-OPTICAL SUBCLASSES WITH REDSHIFT|저널=The Astrophysical Journal|날짜=2015-04-09|권=Vol 803 |doi=10.1088/0004-637X/803/1/20 |url=http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/803/1/20/meta;jsessionid=501C21258B0B760155CF862DF96E9DFF.c2.iopscience.cld.iop.org|확인날짜=2015-11-12}}</ref> 만약 이 광도의 일정성이 부정되면 [[허블 상수]]와 [[암흑 에너지]]의 양이 달라지고 결국 우주의 나이에 대한 계산까지 바뀌어야 한다.

== 형성 과정 ==
{{여러그림
<!-- 필수 항목 -->
| 정렬      = right
| 방향      = vertical
| 크기      = 250

<!-- 그림 1 -->
| 그림1    = Progenitor IA supernova ko.svg
| 크기1    = 
| alt1      = 
| 설명1  = Ia형 초신성의 형성 과정.

<!-- 그림 2 -->
| 그림2    = Accretion Disk Binary System.jpg
| 크기2    = 
| alt2      = 
| 설명2  = 거성에서 벗겨진 가스가 조밀한 동반성(백색 왜성 등)의 주위로 모여 강착 원반을 만들고 있다. ''[[NASA]] image''
}}
=== 단일 원형 항성 소멸 ===
이 부류의 초신성이 만들어지는 과정에 대한 가설 중 하나는, 동반성 사이의 거리가 가까운 [[쌍성]]계에서 생겨난다는 것이다. 이 쌍성계는 처음에는 주계열성 두 개로 이루어져 있는데, 한쪽이 다른 쪽보다 질량이 더 크다. 질량이 큰 항성은 동반성보다 빨리 진화하여 [[점근거성가지]]에 도달하고, 항성의 외피가 급격히 부풀어오른다. 만약 두 항성의 외피가 하나로 합쳐진다면, 쌍성계는 상당량의 질량을 잃고, 각운동량과 궤도 반지름 및 주기도 줄어든다. 먼저 진화한 쪽이 백색 왜성으로 쭈그러들면, 이번에는 두 번째 항성이 적색 거성으로 진화하고, 두 번째 거성의 가스가 백색 왜성으로 질량 강착을 일으킬 무대가 마련된다. 이 최후의 외피 공유 단계동안, 두 항성은 각운동량을 잃으면서 소용돌이 모양으로 돌며 점점 가까워진다. 이렇게 작아진 궤도의 공전 주기는 수 시간 정도로 짧다.<ref>
{{서적 인용
 | 이름 = B. | 성 = Paczynski
 | 장 = Common envelope binaries
 | 제목 = Structure and Evolution of Close Binary Systems
 | 쪽 = 75–80
 | 출판사 = Dordrecht, D. Reidel Publishing Co.
 | 날짜 = 1975-08-01
 | 출판위치 = Cambridge, England
 | bibcode = 1976IAUS...73...75P | 언어=en
}}</ref><ref>
{{저널 인용
 | 이름=Konstantin A. | 성=Postnov
 | 저자2=Lev R. Yungelson | 날짜 = 2014
 | doi = 10.12942/lrr-2014-3
 | 제목 = The evolution of compact binary star systems
 | 저널 = Living Reviews in Relativity | 권=17 | 쪽=3
 | arxiv=1403.4754
 | 언어=en}}</ref> 질량 강착이 계속되면서, 백색 왜성의 질량은 점점 늘어나 [[찬드라세카르 한계]]에 가까워진다.

궤도만 충분히 가깝다면, 백색 왜성은 [[준거성]]이나 [[주계열성]]에서도 질량을 빼앗을 수 있다. 이 강착 단계의 진화 과정은 아직 불분명한데, 이 진화 과정이 강착의 속도가 얼마나 큰지, 백색 왜성으로의 [[각운동량]] 이동이 얼마나 빨리 일어나는지에 달려 있기 때문이다.<ref>{{서적 인용
 | 성=Langer | 이름= N. | 저자2=S.-C. Yoon | 저자3=S. Wellstein | 저자4=S. Scheithauer
 | 편집자1=Gänsicke, B. T. | 편집자2=Beuermann, K. | 편집자3=Rein, K.
 | 장 =On the evolution of interacting binaries which contain a white dwarf
 | 제목 =The Physics of Cataclysmic Variables and Related Objects, ASP Conference Proceedings
 | 쪽 =252 | 출판사 = Astronomical Society of the Pacific
 | 연도=2002 | 출판위치 =San Francisco, California
 | bibcode =2002ASPC..261..252L | 언어=en
}}</ref>

이런 종류의 Ia형 초신성은 전체 Ia형 초신성의 20%를 넘지 않는 것으로 보인다.<ref name="hernandez2012">González Hernández, J. I.; Ruiz-Lapuente, P.; Tabernero, H. M.; Montes, D.; Canal, R.; Méndez, J.; Bedin, L. R. (2012). "No surviving evolved companions of the progenitor of SN 1006". Nature 489 (7417): 533–536. doi:[dx.doi.org/10.1038%2Fnature11447 10.1038/nature11447]. PMID [https://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed/23018963 23018963].</ref>

=== 이중 원형 항성 소멸 ===
Ia형 초신성의 도화선에 불을 붙이는 다른 가능한 기작으로는, 백색 왜성 두 개가 합쳐져서 찬드라세카르 한계를 넘어버리는 경우가 있다. 합쳐진 결과물을 초찬드라세카르 질량(super-Chandrasekhar mass) 백색 왜성이라고 부른다.<ref>{{웹 인용
 | 저자=Staff | url =http://cosmos.swin.edu.au/entries/typeiasupernovaprogenitors/typeiasupernovaprogenitors.html?e=1
 | 제목 =Type Ia Supernova Progenitors
 | 출판사 =Swinburne University
 | 확인날짜 = 2007-05-20 }}</ref><ref>{{뉴스 인용
 |제목       = Brightest supernova discovery hints at stellar collision
 |출판사    = [[뉴 사이언티스트|New Scientist]]
 |날짜       = 2007-01-03
 |url          = http://space.newscientist.com/article/dn10883-brightest-supernova-discovery-hints-at-stellar-collision.html
 |확인날짜 = 2007-01-06
 |언어       = en
 |보존url    = https://web.archive.org/web/20070106135133/http://space.newscientist.com/article/dn10883-brightest-supernova-discovery-hints-at-stellar-collision.html
 |보존날짜 = 2007-01-06
 |url-status = dead
}}</ref> 그러한 경우, 항성의 총 질량은 찬드라세카르 한계에 얽매이지 않는다.

우리 은하에서 단독성들끼리 충돌하는 사건은 10<sup>7</sup> ~ 10<sup>13</sup>년에 한 번 꼴로 일어나는데, 신성의 출현 빈도보다도 드문 수치이다.<ref>
{{저널 인용
 | 성=Whipple | 이름=Fred L.
 | 제목=Supernovae and stellar collisions
 | 저널=Proceedings of the [[United States National Academy of Sciences|National Academy of Sciences of the United States of America]]
 | 연도=1939 | volume=25 | issue=3 | 쪽=118–125
 | bibcode=1939PNAS...25..118W
 | doi=10.1073/pnas.25.3.118| 언어=en }}</ref> [[구상 성단]]의 조밀한 중심부에서는 훨씬 빈번하게 충돌이 일어난다.<ref>{{저널 인용 | 이름=V. C. | 성=Rubin | 저자2=Ford, W. K. J. | 제목=A Thousand Blazing Suns: The Inner Life of Globular Clusters | 저널=[[머큐리 (잡지)|Mercury]] | 연도=1999 | volume=28 | 쪽=26 | url=http://www.astrosociety.org/pubs/mercury/9904/murphy.html | 확인날짜=2006-06-02 | 언어=en | archive-date=2006-05-21 | archive-url=https://web.archive.org/web/20060521044631/http://www.astrosociety.org/pubs/mercury/9904/murphy.html | url-status=dead }}</ref> (''Cf.'' [[청색 낙오성]]) 가장 충돌이 일어남직한 시나리오는 [[쌍성|쌍성계]]의 두 별 사이, 혹은 백색 왜성을 가진 두 쌍성계 사이의 충돌이다. 충돌 결과로 백색 왜성 두 개로만 이루어진 근점쌍성이 형성될 수 있으며, 공전 궤도가 쇠퇴하면서 외피를 공유하게 되고, 하나로 합쳐지게 된다.<ref>
{{저널 인용
 | 성=Middleditch | 이름=J. | 제목=A White Dwarf Merger Paradigm for Supernovae and Gamma-Ray Bursts
 | 저널=[[천체물리학 저널|The Astrophysical Journal]]
 | 연도=2004 | volume=601 | issue=2 | 쪽=L167–L170 | bibcode=2003astro.ph.11484M | doi=10.1086/382074 |arxiv = astro-ph/0311484 | 언어=en}}
</ref> 그런데, [[슬로운 전천 탐사]](SDSS) 분광기로 4,000 개의 백색 왜성을 검사한 결과, 15개의 쌍성계를 발견했다. 계산 결과 우리 은하에서 백색 왜성 두 개가 합쳐지는 현상은 100년에 한 번 꼴로 일어나는데, 이 수치는 가까운 우주에서 발견되는 Ia형 초신성의 숫자와 안성맞춤 일치한다.<ref>{{웹 인용|제목=Important Clue Uncovered for the Origins of a Type of Supernovae Explosion, Thanks to a Research Team at the University of Pittsburgh|url=http://www.news.pitt.edu/supernovae|출판사=University of Pittsburgh|확인날짜=2012-03-23|언어=en|보존url=https://web.archive.org/web/20120308115916/http://www.news.pitt.edu/supernovae|보존날짜=2012-03-08|url-status=dead}}</ref>

초신성 [[SN 2003fg]]의 원형 항성은 이례적으로 질량이 큰데(2 태양질량), 이것을 이중 원형 항성 소멸 모형으로 설명할 수 있다.<ref>{{뉴스 인용
 | 제목=The Weirdest Type Ia Supernova Yet
 | 출판사=[[로렌스 버클리 국립연구소|Lawrence Berkeley National Laboratory]]
 | 날짜=2006-09-20
 | url=http://www.lbl.gov/Science-Articles/Archive/Phys-weird-supernova.html
 | 확인날짜=2006-11-02
 | 언어=en
 | archive-date=2017-10-08
 | archive-url=https://web.archive.org/web/20171008095627/http://www2.lbl.gov/Science-Articles/Archive/Phys-weird-supernova.html
 | url-status=
 }}</ref><ref>{{뉴스 인용
 |제목       = Bizarre Supernova Breaks All The Rules
 |출판사    = New Scientist
 |날짜       = 2006-09-20
 |url          = http://space.newscientist.com/article/dn10114
 |확인날짜 = 2007-01-08
 |언어       = en
 |보존url    = https://web.archive.org/web/20070509024345/http://space.newscientist.com/article/dn10114
 |보존날짜 = 2007-05-09
 |url-status = dead
}}</ref> 백색 왜성 한 개 짜리 모형으로는 도저히 설명이 불가능했던 초신성 [[SNR 0509-67.5]]는 이 이중 원형 원형 모형이 아니면 달리 설명할 길이 없다.<ref>
{{저널 인용
 | 성= Schaefer | 이름=Bradley E.
 | 저자2= Ashley Pagnotta
 | 제목=An absence of ex-companion stars in the type Ia supernova remnant SNR 0509-67.5
 | 저널=[[네이처|Nature]]
 | 연도=2012 | volume=481 | issue=7380 | 쪽=164–166
 | doi=10.1038/nature10692 |bibcode = 2012Natur.481..164S| 언어=en }}</ref> 동반성의 초신성 잔해가 발견되지 않는 [[SN 1006]] 역시 이중 원형 항성일 가능성이 매우 높다.<ref name="hernandez2012" /> [[NASA]]의 [[스위프트 감마선 폭발 임무|스위프트 우주 망원경]]으로 지금까지 연구된 모든 Ia형 초신성을 다시 관측한 결과, 그 중 일부는 거성 또는 초신성 동반성이 없었다는 것이 밝혀졌다. 초거성 동반성이 외피를 날려버릴 때 엑스선이 방출되는데, 스위프트의 엑스선 망원경(XRT)이 초신성 잔해 53개를 관측한 결과, 이 엑스선이 발견되지 않았던 것이다. 또한 Ia형 초신성 12개를 폭발 10일여 동안 스위프트의 자외선 광학 망원경(''UVOT'')으로 관측한 결과, 초신성의 충격파가 가열된 동반성의 표면을 때렸을 때 발생해야 하는 자외선이 관측되지 않았다. 이것은 초신성의 원형 별 주위에 적색 거성같은 큰 항성이 존재하지 않았다는 것을 의미한다. [[SN 2011fe]]의 경우, 동반성이 만약 존재했다면, 그 크기는 [[태양]]보다도 작았을 것이다.<ref>{{웹 인용|제목=NASA'S Swift Narrows Down Origin of Important Supernova Class|url=http://www.nasa.gov/home/hqnews/2012/mar/HQ_12-086_Swift_TypeIa_Origins.html|출판사=NASA|확인날짜=2012-03-24|archive-date=2020-06-12|archive-url=https://web.archive.org/web/20200612192646/https://www.nasa.gov/home/hqnews/2012/mar/HQ_12-086_Swift_TypeIa_Origins.html|url-status=}}</ref> [[찬드라 엑스선 관측선|찬드라 우주 망원경]]으로 5개 [[타원 은하]]와 [[안드로메다 은하]]의 팽대부에서 방출되는 엑스선을 관측한 결과, 엑스선이 예측했던 것보다 30 ~ 50배 정도 약했다. Ia형 초신성의 원형 별의 강착 원반에서 엑스선이 방출되므로, 엑스선이 이렇게 약하다는 것은 강착 원반을 형성한 백색 왜성이 적다는 것을 의미하며, 즉 Ia형 초신성을 설명하는 종래의 강착 원반 모형으로 설명이 불가능했다.<ref>{{웹 인용|제목=NASA's Chandra Reveals Origin of Key Cosmic Explosions|url=http://chandra.harvard.edu/photo/2010/type1a/|출판사=Chandra X-Ray Observatory|확인날짜=2012-03-28| 언어=en}}</ref> 나선을 그리며 서로를 향해 떨어져 내리는 한 쌍의 백색 왜성은 강력한 [[중력파]] 생성원임에 틀림없지만, 2012년 현재 이것을 검출할 수 있는 기술은 존재하지 않는다.

== 관측 ==
Ia형 초신성은 모든 형태의 [[은하]]에서 발생하기에, 다른 형태의 초신성과 달리 [[타원 은하]]에서도 발견된다. Ia형 초신성은 항성이 형성되는 지역에서 더 많이 발생한다거나 하는 경향성을 보이지 않는다.<ref>
{{저널 인용
 | 성 = van Dyk | 이름 = Schuyler D.
 | 제목=Association of supernovae with recent star formation regions in late type galaxies
 | 저널=Astronomical Journal
 | 연도=1992 | volume=103 | issue=6 | 쪽=1788–1803
 | bibcode=1992AJ....103.1788V
 | doi=10.1086/116195
 | 언어=en
}}</ref> [[백색왜성]]은 항성이 진화의 주계열에서 벗어나면서 만들어지기 때문에, 그 정도로 오래된 항성계는 원래 만들어진 장소를 벗어나 멀리 다른 곳에 있을 것이다. 그러고 나서 쌍성계는 Ia형 초신성이 폭발하기 위한 환경이 만족될 때까지 수백만 년 동안 질량 이동 단계를 거친다. 이 기간동안 계속해서 신성 폭발이 있을 수 있다.<ref>
{{저널 인용
 | 이름=N. | 성=Langer
 | 저자2=A. Deutschmann | 저자3=S. Wellstein | 저자4=P. Höflich
 | 제목=The evolution of main sequence star + white dwarf binary systems towards Type Ia supernovae
 | 저널=Astronomy and Astrophysics
 | 연도=1999 | volume=362 | 쪽=1046–1064 | bibcode=2000astro.ph..8444L |arxiv = astro-ph/0008444 | 언어=en}}</ref>

초신성의 원형(原形, {{llang|en|progenitor}}) 항성은 천문학의 오래된 숙제 중 하나이다. 이런 후보 항성을 직접 관측함으로써 초신성 모형에 유용한 제한 요인을 얻을 수 있다. 2006년 기준으로, Ia형 초신성의 원형 항성을 찾기 위한 노력은 백년 넘게 계속되고 있다.<ref name=kotak2008>{{서적 인용
 | 제목=Progenitors of Type Ia Supernovae
 | 성=Kotak | 이름=R.
 | 장=RS Ophiuchi (2006) and the Recurrent Nova Phenomenon, proceedings of the conference held 12–14 June 2007
 | series=ASP Conference Series | volume=401
 | place=Keele University, Keele, United Kingdom
 | 편집자1=A. Evans | 편집자2=M. F. Bode | 편집자3=T. J. O'Brien | 편집자4=M. J. Darnley
 | 출판위치=San Francisco
 | 출판사=[[태평양천문학회|Astronomical Society of the Pacific]], 2008 | 쪽=150
 | 날짜=2008-12
 | bibcode=2008ASPC..401..150K | 언어=en}}</ref> Ia형 초신성 후보 항성은 아직 발견되지 않았지만, 2011년 8월 24일에 [[팔로마 Transient Factory|팔로마 트랜젼트 팩토리]](Palomar Transient Factory, PTF)에 의하여 발견된 초신성 [[SN 2011fe]]의 관측은 유용한 정보를 제공해 주었다. 이 초신성은 [[바람개비 은하]](M101)에서 폭발한 것으로, 우리 은하에서 불과 2천만 광년 떨어진 매우 가까운 것이었다.<ref name="물리학과첨단기술_임명신_교수">{{저널 인용|성=[[임명신]]|제목=제Ia형 초신성과 우주 폭발 현상들|저널=[[물리학과 첨단기술]]|출판사=한국물리학회|쪽=9~13|날짜=2011-12|url=http://www.kps.or.kr/storage/webzine_uploadfiles/1687_article.pdf|doi=10.3938/PhiT.20.055|형식=pdf|확인날짜=2012-08-14|보존url=https://web.archive.org/web/20140714174519/http://www.kps.or.kr/storage/webzine_uploadfiles/1687_article.pdf|보존날짜=2014-07-14|url-status=dead}}</ref> 이 장소를 [[허블 우주망원경|허블 우주 망원경]]이 이전에 관측했을 때는 아무것도 없었기 때문에 [[적색 초거성]]이 폭발한 것(즉 [[II형 초신성]])일 가능성은 배제되었다. 폭발로 인해 팽창하는 플라스마는 탄소와 산소를 포함하고 있었는데, 이를 통해 초신성 폭발을 하기 전의 원형 항성이 이 원소들로 이루어진 백색 왜성이었음을 추측할 수 있다.<ref name=nature480_344>{{저널 인용 | 저자=Nugent, Peter E. | 저자2 = Sullivan, Mark | 저자3=Cenko, S. Bradley | 저자4=Thomas, Rollin C. | 저자5=Kasen, Daniel | 저자6=Howell, D. Andrew | 저자7=Bersier, David | 저자8=Bloom, Joshua S. | 저자9=Kulkarni, S. R.
 | 제목=Supernova 2011fe from an Exploding Carbon-Oxygen White Dwarf Star
 | 저널=[[네이처|Nature]] | volume=480 | 쪽=344–347 | 날짜=2011-12
 | doi=10.1038/nature10644 |bibcode = 2011Natur.480..344N }}</ref> 또한 2011년 1월 16일에 역시 PTF가 발견한 초신성 SN PTF 11kx의 관측에서는,<ref>{{저널 인용|성=Dilday|이름=B.|저자표시=et al.|제목=PTF11kx: A Type-Ia Supernova with a Symbiotic Nova Progenitor|날짜=2012|arxiv=1207.1306|언어=en}}</ref> 이 폭발이 적색 거성인 동반성을 가진 원형 항성에서 일어난 것으로 결론이 났다. 이것은 Ia형 초신성의 원형 항성은 혼자 폭발하는 것이 없다는 것을 시사하고 있다.

=== 광도곡선 ===
[[파일:SNIacurva.png|섬네일|[[태양광도]]에 대한 초신성의 광도는 시간에 따라 Ia형 초신성 특유의 곡선을 나타낸다. 빛의 최고점은 니켈의 방사성 붕괴로 인한 것이고, 그 뒤에는 코발트가 붕괴하면서 빛을 낸다.]]
Ia형 초신성은, 폭발 이후 시간에 따른 광도를 나타낸 그래프인, [[광도곡선]]이 특징적으로 나타난다. 광도가 최댓값을 가질 때가 가까워지면 스펙트럼에 [[산소]]에서 [[칼슘]]에 이르는 중간 질량의 원자가 나타난다. 이 원자들은 항성의 외피층을 이루는 주된 구성 물질이다. 폭발하고 몇 달이 지나면 폭발한 외피층은 팽창하여 거의 투명해지고, 스펙트럼에는 항성의 핵을 이루는 무거운 물질의 빛이 지배적으로 나타난다. 이 물질은 주로 철과 질량이 비슷한 동위원소들이다. [[니켈]]-56이 [[코발트]]-56을 거쳐 [[철]]-56으로 [[방사성 붕괴]]하는 과정에서 고에너지 [[광자]]가 방출된다.<ref name="물리학과첨단기술_임명신_교수" /><ref name="explosion_model">{{저널 인용
 | 이름=W. | 성=Hillebrandt
 | 저자2=Niemeyer, J. C.
 | 제목=Type IA Supernova Explosion Models
 | 저널=Annual Review of Astronomy and Astrophysics
 | 연도=2000 | volume=38
 | issue=1 | 쪽=191~230
 | bibcode=2000ARA&A..38..191H
 | doi=10.1146/annurev.astro.38.1.191 |arxiv = astro-ph/0006305|언어=en }}</ref>

Ia형 초신성의 광도곡선의 폭과 최대밝기 사이의 상관관계를 이용하여 그래프를 보정하면 모든 광도곡선이 거의 일정하게 나타나게 된다.<ref name="물리학과첨단기술_임명신_교수" /> 즉, 지금까지 발견된 모든 Ia형 초신성의 절대광도는 유사하며, 이 때문에 Ia형 초신성은 외부은하천문학에서 이차적인<ref>
{{저널 인용
 | 이름=L. M. | 성=Macri
 | 저자2=K. Z. Stanek | 저자3=D. Bersier | 저자4=L. J. Greenhill | 저자5=M. J. Reid
 | 제목=A new Cepheid distance to the maser-host galaxy NGC 4258 and its implications for the Hubble constant
 | 저널=[[천체물리학 저널|Astrophysical Journal]]
 | 연도=2006 | volume= 652 | issue=2 | 쪽= 1133–1149
 | bibcode=2006ApJ...652.1133M | doi=10.1086/508530 |arxiv = astro-ph/0608211 |언어=en}}</ref> [[우주 거리 사다리]]로 사용될 수 있다.<ref>
{{저널 인용
 | 이름=S. A. | 성=Colgate
 | 제목=Supernovae as a standard candle for cosmology
 | 저널=Astrophysical Journal
 | 연도=1979 | volume=232 | issue=1 | 쪽=404–408
 | bibcode=1979ApJ...232..404C | doi=10.1086/157300 }}</ref> 이렇게 광도곡선이 일정한 이유는 여전히 의문으로 남아 있다.

1998년, 멀리 떨어진 Ia형 초신성을 관측하다 [[우주]]가 [[우주의 가속팽창|가속팽창]]한다는 의도치 않은 결과를 얻게 되었다.<ref name="perlmutter">{{저널 인용
 | 이름=S. | 성=Perlmutter
 | 저자링크=솔 펄머터
 | 저널=Astrophysical Journal
 | volume=517
 | issue=2 | 쪽=565&ndash;86 | 연도=1999
 | 제목=Measurements of Omega and Lambda from 42 high redshift supernovae
 | arxiv=astro-ph/9812133
 | doi=10.1086/307221
 | bibcode=1999ApJ...517..565P
 | 저자2=Goldhaber, G. | 저자3=Knop, R. A. | 저자4=Nugent, P. | 저자5=Castro, P. G. | 저자6=Deustua, S. | 저자7=Fabbro, S. | 저자8=Goobar, A.
}}</ref><ref name="riess">{{저널 인용
 | 이름=Adam G. | 성=Riess
 | 제목 =Observational evidence from supernovae for an accelerating Universe and a cosmological constant
 | url=https://archive.org/details/sim_astronomical-journal_1998-09_116_3/page/1009 | 저널 =Astronomical Journal | 연도=1998
 | volume=116
 | issue=3 | 쪽=1009&ndash;38
 | arxiv=astro-ph/9805201
 | doi=10.1086/300499
 | bibcode=1998AJ....116.1009R
 | 저자2=Challis, Peter | 저자3=Clocchiatti, Alejandro | 저자4=Diercks, Alan | 저자5=Garnavich, Peter M. | 저자6=Gilliland, Ron L. | 저자7=Hogan, Craig J. | 저자8=Jha, Saurabh
 | 언어=en
}}</ref><ref name="Leibundgut">{{저널 인용
 | 이름=B. | 성=Leibundgut
 | 저자2=J. Sollerman
 | 제목=A cosmological surprise: the universe accelerates
 | 저널=Europhysics News| year=2001
 | volume=32 | issue=4 | url=http://www.eso.org/~bleibund/papers/EPN/epn.html
 | 확인날짜 = 2007-02-01
 | doi=10.1051/epn:2001401
 | 쪽=121 |bibcode = 2001ENews..32..121L | 언어=en}}
</ref><ref name="CNRS">
{{뉴스 인용
 | 제목=Confirmation of the accelerated expansion of the Universe
 | 출판사=[[프랑스국립과학연구센터|Centre National de la Recherche Scientifique]]
 | 날짜=2003-09-19
 | url=http://www2.cnrs.fr/en/45.htm?&debut=160xt/
 | 확인날짜=2006-11-03 }}</ref> 이 우주의 가속팽창을 설명하기 위해 [[암흑 에너지]] 개념이 도입되었으며, 이것을 발견한 [[솔 펄머터]], [[브라이언 슈밋]], [[애덤 리스]]는 2011년 [[노벨 물리학상]]을 수상했다.<ref name="물리학과첨단기술_이명균_교수">{{저널 인용|성=[[이명균]]|제목=2011년 노벨물리학상:슈퍼스타와 우주 가속팽창의 발견|저널=[[물리학과 첨단기술]]|출판사=한국물리학회|쪽=2~8|날짜=2011-12|url=http://www.kps.or.kr/storage/webzine_uploadfiles/1686_article.pdf|doi=10.3938/PhiT.20.054|형식=pdf|언어=ko|확인날짜=2012-08-14|보존url=https://web.archive.org/web/20140714184706/http://www.kps.or.kr/storage/webzine_uploadfiles/1686_article.pdf|보존날짜=2014-07-14|url-status=dead}}</ref>

== 같이 보기 ==
* [[탄소폭발]]
* [[초신성 관측의 역사]]
* [[초신성 잔해]]
* [[우주 거리 사다리]]
* [[찬드라세카르 한계]]

== 각주 ==
{{각주|2}}

== 외부 링크 ==
* {{웹 인용 | 성 = Falck | 이름 = Bridget | 연도 = 2006 | url = http://www.pha.jhu.edu/~bfalck/SeminarPres.html | 제목 = Type Ia Supernova Cosmology with ADEPT | 출판사 = [[존스 홉킨스 대학교|Johns Hopkins University]] |확인날짜=2007-05-20 | 보존url = https://web.archive.org/web/20071030233615/http://www.pha.jhu.edu/~bfalck/SeminarPres.html | 보존날짜 = 2007-10-30 | url-status = dead }}
* {{웹 인용
 | 저자=Staff | 날짜 =2007-02-27
 | url =http://www.sdss.org/supernova/aboutsprnova.html
 | 제목 =Sloan Supernova Survey
 | 출판사 =Sloan Digital Sky Survey
 | 확인날짜 = 2007-05-25 }}
* {{웹 인용
 |url          = http://www.peripatus.gen.nz/Astronomy/Novae.html
 |제목       = Novae and Supernovae
 |출판사    = peripatus.gen.nz
 |확인날짜 = 2007-05-25
 |보존url    = https://web.archive.org/web/20070815093046/http://www.peripatus.gen.nz/Astronomy/Novae.html
 |보존날짜 = 2007-08-15
 |url-status = dead
}}
* {{웹 인용
 | date = 2003년 8월 6일
 | url =http://www.spaceflightnow.com/news/n0308/06supernova/
 | 제목 =Source for major type of supernova
 | 출판사 =Pole Star Publications Ltd
 | 확인날짜 = 2007-11-25}} (A Type Ia progenitor found)
* {{웹 인용
 |url          = http://www.peripatus.gen.nz/Astronomy/Novae.html
 |제목       = Novae and Supernovae explosions found
 |출판사    = peripatus.gen.nz
 |확인날짜 = 2007-05-25
 |보존url    = https://web.archive.org/web/20070815093046/http://www.peripatus.gen.nz/Astronomy/Novae.html
 |보존날짜 = 2007-08-15
 |url-status = dead
}}

{{초신성}}

[[분류:초신성]]