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Ia超新星
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Ia超新星（Type Ia supernova）是一种发生在联星系统中的超新星，其中一颗恒星是白矮星，而另一颗恒星则大到巨星小到白矮星皆有可能[1]。
 | 此条目序言章节也许过于冗长。 (2022年5月16日) |
白矮星是已完成其正常生命周期核聚变反应的恒星残骸。但是，一般最常见的碳-氧白矮星，如果它们的温度上升得足够高，仍有进行核聚变反应，进一步释放大量能量的能力。物理上，低自转速率的碳-氧白矮星的质量会低于1.44M☉[2][3]。这个临界质量通常被称为钱德拉塞卡质量（Chandrasekhar mass），与电子简并压力无法阻挡灾难性坍缩的钱德拉塞卡极限相近但有很小的差异。关于爆炸机制的通常假设认为，白矮星可能会从其联星系统的伴星逐渐吸积质量，或者与另一颗白矮星伴星合并，这时其会接近或超过钱德拉塞卡质量，核心将达到碳融合的点火温度。。在启动核聚变之后几秒钟，白矮星绝大部分的质量会经历热失控反应，释放出极为巨大的能量（1–2×1044 J）[4]，爆炸为超新星[5]。
这种类型的超新星由于爆炸的白矮星通过吸积的机制使质量几乎一致，因此产生一致的峰值光度。因为此型超新星的视星等随着距离而改变，这种稳定的最大光度使它们的爆发可以做为标准烛光，用来测量宿主星系的距离。
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公认的模型
Ia超新星是由美国天文学家鲁道夫·闵可夫斯基，和瑞士天文学家弗里茨·兹威基设计的闵可夫斯基-兹威基超新星分类中一个次分类的类别[7]。有几种方式可以形成这种类型的超新星，但它们共用一个共同的基础机制。理论天文学家长期以来一直认为这种超新星的前身是一颗白矮星。2014年在星系M82中发现的SN 2014J提供了实证的证据[8]。当一颗缓慢自转[2]的碳-氧白矮星从他的伴星吸积质量，它的质量会接近或超过大约是1.44 M☉的钱德拉塞卡极限，之后它的电子简并压力就不能支撑它的质量产生的重力[9]。在缺乏抗衡力量的支撑下，白矮星会坍缩形成中子星[10]，这通常发生在一颗主要成分为镁、氖和氧的白矮星[11]。
然而，根据天文学家当前的Ia超新星爆炸模型，从来没有一颗白矮星能达到此一极限，而坍缩也永远不会开始发生。取而代之的是，因为质量的增加使得核心的压力和密度增加，导致温度也升高[3]，并且当白矮星的质量大约达到此一极限的99%[12]，一个持续大约1,000年的周期性对流跟着发生[13]。在这个酝酿阶段的某一时刻，一个由碳融合驱动的爆燃产生。点火的细节，包括点火点开始的位置和数量，依然都是未知数[14]。之后，氧融合会短暂的进行，但这种燃料的消耗不如碳的完全[15]。
融合一旦开始，白矮星的温度就开始上升。支撑主序星的热压力会使恒星膨胀而冷却，自动抵销增加的热能。然而，电子简并压力与热无关，白矮星无法以正常恒星的方式调节核聚变过程的热能，所以很容易因为核聚变反应而热失控。火舌被猛烈地加速，部分是由于瑞利-泰勒不稳定性和与湍流的相互作用。关于火焰是否从次音速爆燃转换成为超音速引爆，还有很多的争议[13][16]。
一般认为，不论超新星爆炸究竟是如何发生的，白矮星内大部分的碳和氧都会在短短的几秒钟内就转化成更重的元素[15]，将内部的温度提高至数十亿度。从热核聚变释放出的能量（1–2×1044 J[4]）远远大于使恒星不被束缚的能量；也就是说白矮星的每个微粒都获得足够的动能可以各自四处飞散。这颗恒星猛烈的爆炸并释放出激波，被抛出的物质通常会以5,000–20000 km/s（光速的6%）的高速度飞出；爆炸中释放的能量也导致极端的亮度增加。Ia超新星典型的目视绝对星等是Mv = −19.3等（大约比太阳亮50亿倍），并只有少量的变化[13]。
这种类型超新星的理论类似新星。在新星中，白矮星可以更慢的吸积伴星的质量而不会接近钱德拉塞卡质量，吸积的物质会造成表面的氢聚变爆炸，但不会瓦解恒星[13]。Ia型超新星不同于核坍缩的II型超新星，后者是大质量恒星的核心塌缩时外层产生的灾难性的爆炸[17]。
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形成
形成Ia超新星的一种模型是密近联星系统。这个联星系统的前身包含两颗主序星，其中主星的质量比伴星大。质量较大的主星会先演化至渐近巨星分支，外面的包层会先膨胀得非常巨大。如果这两颗恒星共用包层，那么这个系统会有值得注意的总质量损失、角动量、轨道半径和周期的减少。在主星已经蜕化成白矮星之后，其伴星稍后也会演化成红巨星阶段，使它的质量可以吸积至主星。在共用包层的最后阶段，因为角动量的损失，两颗星会以螺旋轨道变得更为接近。结果是轨道周期变得只有短短的几个小时[18][19]。如果吸积的时间持续得够长，白矮星的质量最终可能接近钱德拉塞卡极限。
白矮星的伴星也可能是其它类型的恒星，包括次巨星或（如果轨道是足够的接近）甚至是一颗主序星。吸积阶段的演化过程仍不清楚，实际的演化过程可能取决于吸积率和伴星的角动量转移给白矮星[20]。
据估计，单一蜕化的Ia超新星不会超过所有Ia超新星的20%[21]。
触发Ia超新星的第二种可能机制是两颗白矮星的合并，它们合在一起的质量可以接近或超过钱德拉塞卡极限；有些情况下会产生总质量超过钱德拉塞卡极限的前身白矮星[22][23]。
在银河系内，单独的双星碰撞的概率是每有107-1013 年发生一次，远低于新星出现的频率[24]。在球状星团的致密核心地区，碰撞则会较为频繁的发生[25]（参见蓝离散星）。更有可能的情况是联星系统的碰撞；或是含有白矮星的两个联星系统之间的碰撞，而这种碰撞会留下两颗白矮星的密近联星，经由共用包层和轨道衰变使它们得以合并[26]。然而，以史隆数位巡天光谱为基础的研究，检视4,000颗白矮星的测试，发现15对双星系统，这意味着在银河系中每隔100年就会发生双白矮星的合并。这个发生频率符合在邻近的星系中观测到的Ia超新星的发生频率[27]。
双白矮星前身系统是对SN 2003fg的前身星异常质量（2 M☉）可能的几种解释之一[28][29]。对SNR 0509-67.5这是唯一可能的解释，而只有一颗白矮星的情况已经被排除在外[30]。同时SN 1006的超新星遗迹中没有发现伴星的残骸，应该也是这一类[21]。NASA雨燕太空望远镜观测的Ia超新星排除了存在超巨星或巨星的伴星的可能。超巨星伴星吹出的外壳应该辐射出X射线，但是雨燕的XRT（X射线望远镜）在离得最近的53个超新星遗迹均未检出。观察12颗爆炸未超过10天的Ia超新星，UVOT（紫外线/光学望远镜）显示没有源自被激波加热的伴星表面辐射的紫外线，这意味着没有红巨星或更大的恒星围绕着超新星的前身星。在SN 2011fe的情况，如果存在着伴星，它必然比太阳小[31]。钱德拉X射线天文台发现5个椭圆星系和仙女座大星系的核球比预期的黯淡30-50倍。基于吸积的Ia超新星模型，X射线应该来自Ia超新星前身星的吸积盘，未观测到此中辐射表明只有非常少的白矮星可能有吸积盘，因而排除通常的袭单简并吸积前身系统[32]。向内螺旋的白矮星对应该是引力波强来源，但仍未被检测到。
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已经有人提出，发生氦吸积到白矮星上形成的次亮度超新星，应该被归类为 Iax型[33][34]。这种类型的超新星可能不会将白矮星的前身完全摧毁，而是留下一颗僵尸星[35]。
观测
不同于其他类型的超新星，Ia超新星普遍出现在包括椭圆星系的各种不同类型星系中，它们也不会偏爱出现在恒星正在形成的区域内[36]白矮星形成于主序星演化结束的阶段，在这么长的恒星生命期间，它也许已经漫游到很远的地方，远离了最初诞生的地区。而在成为Ia超新星之前，一对密近的联星系统可能又耗费了数百万年的时间进行质量的传输（可能形成持续性的新星爆发）[37]。
辨识超新星的前身星是天文学长久以来的难题。直接观测到前身星，可以对建立超新星的模型提供有用的规范。截至2006年，寻找前身星的工作持续时间已经超过一个世纪[38]。对SN 2011fe的观测提供了有用的规范。哈勃太空望远镜早期的观测并未显示该处有恒星，从而排除了伴星是红巨星的事件。在爆炸而膨胀中的等离子体中发现含有碳和氧，这证实前身的白矮星主要是由这些元素组成[39]。同样的，观测附近的SN PTF 11kx[40]，是帕洛马瞬变工厂在2011年1月16日（世界时）发现的，导致这次爆炸的是单一蜕化的白矮星，而其伴星是一颗红巨星，这显示没有单一的前身恒星可以成为Ia超新星。对PTF11kx的前身星的直接观测报告发表在8月24日的《科学》上支持此一结论，也显示前身恒星经历周期性的新星爆发残成为超星 －另一个令人惊讶的发现[41][42]。然而，后来发现CSM的质量太大，在单一蜕化的情况下，更适合核心蜕化的情况 [43]。
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Ia超新星有其独特的光度曲线，这张是爆炸后的亮度对应于时间的函数图。在最大光度时间的附近，光谱中的谱线包括中等质量元素的氧和钙；这是恒星外层的主要成分。在爆炸后数个月，当外层的物质因扩散而变得更为透明之后，光谱的主要成分即呈现出恒星核心附近，在爆炸时合成的重元素物质辐射的光线；最主要的是铁或质量接近铁元素的同位素（或铁峰顶元素）。镍-56经由放射性衰变成为钴-56再到铁-56产生的高能光子，是喷发物在中期到晚期能量输出的主导[13]。
最早使用Ia超新星来精确测量距离的是智利和美国天文学家合作的Calán/托洛洛超新星巡天[44]。在90年代一系列的调查论文表明，并不是所有的Ia超新星都能达到相同的峰值亮度，而从光度曲线的一个参数测量，可以修正成为未红化的Ia超新星标准烛光值。原始的标准烛光修正关系被称为飞利浦关系[45]，被证明能使测量的相对距离精确度提高7%[46]。峰值亮度归一化的依据是白矮星在接近钱德拉塞卡极限下爆炸产生镍-56的量[47]。
几乎所有的Ia超新星爆发的绝对光度都相似的轮廓，导致它们被做为星系天文学辅助的标准烛光[48]，并利用造父变星校准距离的规[49]，和利用来自NGC 4258的激微波辐射的动态，测量几何学上的直接距离[50]。当结合Ia超新星距离的哈勃图已经导致哈勃常数值得改善。
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多种子类型
Ia型超新星大类内部存在显著的多样性，目前已经识别出许多亚类。两个著名且研究深入的例子包括1991T类Ia型超新星，这是一个超亮的亚类，具有特别强的铁吸收线和异常弱的硅线[53]；以及1991bg类Ia型超新星，这是一个过暗的亚类，其特点是早期强烈的钛吸收特征以及快速的光度和光谱演化[54]。尽管它们的亮度异常，但这两个亚类的成员仍然可以通过使用菲利普斯关系来标准化并用以确定距离。也有其他目前无法和普通Ia型超新星一同标准化的亚类，比如2003fg类Ia型超新星。
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相关条目
参考资料
外部链接
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