Перегляд вихідного коду сторінки Наднові типу Ia

'''Наднові типу Ia''' ({{lang-en|Type Ia supernova}}, '''''SN Ia''''')&nbsp;— це тип [[Наднова|наднових зір]], що спалахують у [[Подвійна зоря|подвійних системах]], де одна з зір є [[білий карлик|білим карликом]], а інша може бути гігантом або іншим типом зорі (в тому числі навіть іншим карликом). Наднова є результатом термоядерного вибуху (або надзвичайно швидкого термоядерного горіння) білого карлика після того, як унаслідок перетікання речовини з супутника його маса перевищить [[Межа Чандрасекара|межу Чандрасекара]] (~{{маса сонця|1,4}})<ref>
{{cite journal
 | author=Krause, Oliver; Tanaka, Masaomi; Usuda, Tomonori; Hattori, Takashi; Goto, Miwa; Birkmann, Stephan; Nomoto, Ken'ichi
 | date=2008-10-28
 | title=Tycho Brahe's 1572 supernova as a standard type Ia explosion revealed from its light echo spectrum
 | doi=10.1038/nature07608
 | journal=Nature
 | volume=456
 | issue=7222
 | pages=617–9
 | pmid=19052622
 | arxiv=0810.5106
|bibcode = 2008Natur.456..617K }}</ref>. Білий карлик є «залишком» зорі, яка завершила свій [[еволюція зір|еволюційний шлях]] і в якій припинилися [[термоядерна реакція|термоядерні реакції]]. Такий залишок складається в основному з вуглецю. Проте, у білих карликів можуть відбуватися подальші реакції [[Ядерний синтез|вуглецево-кисневого синтезу]], які вивільняють велику кількість енергії. Умовою для цього є нагрівання білого карлика, який є виродженим, внаслідок падіння на нього достатньої кількості речовини із зорі-компаньйона.

Білі карлики з низькою швидкістю обертання обмежені за масою [[межа Чандрасекара|межею Чандрасекара]] (близько 1,38 [[сонячна маса|сонячних мас]]<ref name="aaa419">
{{cite journal
 | author=Yoon, S.-C.; Langer, L.
 | title=Presupernova Evolution of Accreting White Dwarfs with Rotation
 | journal=Astronomy and Astrophysics
 | year=2004
 | volume=419
 | issue=2
 | pages=623
 | url=http://www.citebase.org/fulltext?format=application%2Fpdf&identifier=oai%3AarXiv.org%3Aastro-ph%2F0402287
 | accessdate=2007-05-30
 | doi=10.1051/0004-6361:20035822
 | bibcode=2004A&A...419..623Y
 | arxiv=astro-ph/0402287
 | archiveurl=https://web.archive.org/web/20071025101118/http://www.citebase.org/fulltext?format=application%2Fpdf&identifier=oai%3AarXiv.org%3Aastro-ph%2F0402287
 | archivedate=2007-10-25
 | deadurl=yes
 }}
</ref><ref name="Mazzali2007">
{{cite journal
  | author=Mazzali, P. A.; K. Röpke, F. K.; Benetti, S.; Hillebrandt, W.
  | title=A Common Explosion Mechanism for Type Ia Supernovae 
  | journal=Science | year=2007 | volume=315
  | issue=5813 | pages=825–828
  | doi=10.1126/science.1136259
  | pmid=17289993
|arxiv = astro-ph/0702351 |bibcode = 2007Sci...315..825M }}</ref>). Це максимальна маса, яка може утримуватися в рівновазі тиском [[Вироджений електронний газ|вироджених електронів]]. У разі перевищення цієї межі внаслідок [[Акреція (космос)|акреції]] речовини від зорі-супутника білий карлик починає стрімко стискатися (відбувається гравітаційний колапс). За загальноприйнятою гіпотезою, його ядро досягне температури [[ядерне горіння вуглецю|ядерного горіння вуглецю]] у міру наближення маси до межі. Якщо білий карлик зливається з іншою зорею (дуже рідкісний випадок), він миттєво перевищує межу Чандрасекара і почне руйнуватися, знову ж таки, піднімаючи свою температуру до точки займання згаданого ядерного синтезу. Протягом декількох секунд після початку ядерного синтезу зі значною частиною речовини білого карлика відбувається швидка [[термоядерна реакція]] з виділенням величезної кількості енергії (1&nbsp;— 2 × 10<sup>44</sup> Дж), що призводить до спалаху наднової зорі.
            
Ця категорія наднових має приблизно однакову максимальну [[світність]], а також схожу криву блиску через однорідність маси білих карликів, які спалахують. Сталість світності дозволяє застосовувати ці спалахи як «[[Стандартна свічка|стандартні свічки]]» для побудови [[Шкала космічних відстаней|шкали космічних відстаней]], оскільки [[видима зоряна величина]] наднових залежить лише від [[Відстань|відстані]] до них.

== Консенсусна модель ==
[[Файл:SN1998aq max spectra.svg|thumb|Розподіл енергії в спектрі наднової типу Ia [[SN 1998aq|SN1998aq]], через один день після максимуму, у діапазоні [[B band]]<ref>{{cite journal
 | author=Matheson, Thomas
 | title=Optical Spectroscopy of Type Ia Supernovae
 | url=https://archive.org/details/sim_astronomical-journal_2008-04_135_4/page/1598
 | periodical=Astronomical Journal | year=2008
 | volume=135
 | issue=4 | pages=1598&ndash;1615
 | doi=10.1088/0004-6256/135/4/1598
 | arxiv=0803.1705
| bibcode=2008AJ....135.1598M
 | last2=Kirshner
 | first2=Robert
 | last3=Challis
 | first3=Pete
 | last4=Jha
 | first4=Saurabh
 | display-authors=4
 | last5=Garnavich
 | first5=P. M.
 | last6=Berlind
 | first6=P.
 | last7=Calkins
 | first7=M. L.
 | last8=Blondin
 | first8=S.
 | last9=Balog
 | first9=Z.
}}</ref>]]
Наднові типу Ia це підкатегорія в класифікації наднових за схемою Мінковського—Цвіккі, що була розроблена американськими астрономами [[Рудольф Мінковський|Рудольфом Мінковські]] і [[Фріц Цвіккі|Фріцом Цвіккі]]<ref>{{cite journal
|first=L. A. L.|last=da Silva
|title=The Classification of Supernovae
|url=https://archive.org/details/sim_astrophysics-and-space-science_1993-04_202_2/page/215|journal=Astrophysics and Space Science|year=1993
|volume=202|issue=2|pages=215–236
|doi=10.1007/BF00626878|bibcode=1993Ap&SS.202..215D}}</ref>. Є кілька шляхів, якими можуть утворюватись наднові цього типу, але вони мають спільний основний механізм. Коли вуглецево-кисневий [[білий карлик]], що повільно обертається<ref name="aaa419" /> акреціює речовину супутника, він може перевищити межу Чандрасекара (близько 1,44 [[маса Сонця|мас Сонця]]), після чого тиск виродженого електронного газу вже не може врівноважити сили гравітації<ref name="Chandrasekhar">
{{cite journal
|first=E. H.|last=Lieb
|coauthors=Yau, H.-T.
|title=A rigorous examination of the Chandrasekhar theory of stellar collapse
|journal=[[Astrophysical Journal]]
|year=1987|volume=323|issue=1|pages=140–144|bibcode=1987ApJ...323..140L|doi=10.1086/165813 }}</ref>. При відсутності компенсуючого процесу (якими були термоядерні реакції), білий мав би карлик зруйнуватися з утворенням [[нейтронна зоря|нейтронної зірки]]<ref>
{{cite journal
|first=R.|last=Canal|coauthors=Gutiérrez, J.
|title=The possible white dwarf-neutron star connection
|journal=Astrophysics and Space Science Library
|year=1997|volume=214|pages=49|bibcode=1997astro.ph..1225C|arxiv = astro-ph/9701225
|last2=Gutierrez
|doi=10.1007/978-94-011-5542-7_7
|series=Astrophysics and Space Science Library
|isbn=978-0-7923-4585-5 }}</ref>. Це зазвичай і трапляється із зорями, початкова маса яких перевищує межу Чандрасекара.
[[Файл:G299-Remnants-SuperNova-Type1a-20150218.jpg|ліворуч|міні|[[Залишок наднової]] типу Ia G299.]]
Однак серед астрономів, що моделюють процеси утворення таких наднових переважає думка, що межа Чандрасекара в білих карликах з акрецією насправді не досягається, а колапс так і не настає. Натомість коли до межі залишається приблизно 1&nbsp;%, тиск і температура в ядрі досягають таких значень, що починається [[конвекція]]<ref name="Mazzali2007"/><ref>{{cite book
 | last = Wheeler
 | first = J. Craig
 | title = Cosmic Catastrophes: Supernovae, Gamma-Ray Bursts, and Adventures in Hyperspace
 | publisher = [[Cambridge University Press]]
 | date = 2000-01-15
 | location = Cambridge, UK
 | url = http://www.cambridge.org/catalogue/catalogue.asp?isbn=9780521857147
 | isbn = 0-521-65195-6
 | page = 96
 | accessdate = 27 грудня 2013
 | archive-date = 8 жовтня 2018
 | archive-url = https://web.archive.org/web/20181008110224/http://www.cambridge.org/catalogue/catalogue.asp?isbn=9780521857147
 }}</ref>, що триває приблизно 1000&nbsp;років<ref name="explosion_model">
{{cite journal
 | first=W. | last=Hillebrandt
 | coauthors=Niemeyer, J. C.
 | title=Type IA Supernova Explosion Models
 | journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics
 | year=2000 | volume=38
 | issue=1 | pages=191–230
 | bibcode=2000ARA&A..38..191H
 | doi=10.1146/annurev.astro.38.1.191 |arxiv = astro-ph/0006305 }}</ref>, і в той же час можуть відбуватись реакції перетворення вуглецю на важчі елементи. У деякий момент цієї фази повільного тління народжується фронт [[дефлаграція|дефлаграційного]] ядерного горіння вуглецю. Подробиці запалювання досі невідомі, включаючи місце і кількість точок, де починається горіння<ref name="summary">
{{cite web
 |year        = 2001
 |url         = http://flash.uchicago.edu/website/research/home.py?submit=science.txt
 |title       = Science Summary
 |publisher   = ASC / Alliances Center for Astrophysical Thermonuclear Flashes
 |accessdate  = 2006-11-27
 |deadurl     = yes
 |archiveurl  = https://web.archive.org/web/20070114174358/http://www.flash.uchicago.edu/website/research/home.py?submit=science.txt
 |archivedate = 2007-01-14
}}
</ref>. Процес ядерного горіння кисню ініціюється скоро після цього моменту, однак це паливо не вигорає повністю як вуглець<ref name="ropke">
{{cite journal
 | first=F. K. | last=Röpke
 | coauthors=Hillebrandt, W.
 | title = The case against the progenitor's carbon-to-oxygen ratio as a source of peak luminosity variations in Type&nbsp;Ia supernovae
 | journal = [[Astronomy and Astrophysics]]
 | volume = 420
 | issue=1 | pages = L1–L4 | year = 2004
 | doi=10.1051/0004-6361:20040135 | bibcode=2004A&A...420L...1R|arxiv = astro-ph/0403509 }}</ref>.

Після того, як почалась реакція синтезу, температура білого карлика починає зростати. На відміну від зір [[головна послідовність|головної послідовності]], у яких внаслідок збільшення температури зростає тиск, що призводить до розширення та охолодження зорі, електронний газ у білому карлику перебуває у виродженому стані і його тиск не залежить від температури; тому розширення не відбувається, а внаслідок збільшення температури процес ядерного горіння набуває [[Ланцюгова реакція|ланцюгового характеру]]. Горіння все пришвидшується, частково завдяки [[Нестійкість Релея — Тейлора|нестійкості Релея&nbsp;— Тейлора]] і [[турбулентність|турбулентній]] взаємодії. Досі тривають суперечки чи це горіння перетворюється в [[Детонація|детонацію]], чи поширюється дефлаграційно<ref name="explosion_model" /><ref>{{cite journal
 | first=V. N.
 | last=Gamezo
 | coauthors=Khokhlov, A. M.; Oran, E. S.; Chtchelkanova, A. Y.; Rosenberg, R. O.
 | title=Thermonuclear Supernovae: Simulations of the Deflagration Stage and Their Implications
 | journal=[[Science (journal)|Science]]
 | date=2003-01-03
 | volume=299
 | issue=5603
 | pages=77–81
 | url=http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/299/5603/77
 | accessdate=2006-11-28
 | doi=10.1126/science.1078129
 | pmid=12446871
 | archive-date=12 березня 2009
 | archive-url=https://web.archive.org/web/20090312073421/http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/299/5603/77
 }}</ref>.

== Утворення ==
Основною моделлю утворення цієї категорії наднових є тісна [[Подвійні зорі|подвійна зоряна]] система. Подвійна система-попередник складається із зір головної послідовності. Більша за масою зоря еволюціонує до [[Асимптотична гілка гігантів|асимптотичної гілки гігантів]], де її оболонка значно розширюється. Якщо дві зорі мають спільну оболонку, система може втратити значну кількість маси, зменшивши [[Момент імпульсу|кутовий момент]], радіус орбіти та [[Орбітальний період|період]]. Після того, як масивніша зоря виродилася в білого карлика, менша зоря пізніше еволюціонує в червоного гіганта, що створює умови для масової акреції на первинну. Через втрату кутового моменту, під час цієї останньої фази спільної оболонки дві зорі зближуються по спіралі одна з одною. Отримана орбіта може мати період обертання тривалістю всього кілька годин<ref>{{Cite conference|location=Cambridge, England}}</ref><ref>{{Cite journal|last=Postnov|first=K. A.|last2=Yungelson|first2=L. R.|date=2006|title=The Evolution of Compact Binary Star Systems|journal=Living Reviews in Relativity|volume=9|issue=1|page=6|arxiv=astro-ph/0701059|bibcode=2006LRR.....9....6P|doi=10.12942/lrr-2006-6|pmc=5253975|pmid=28163653|doi-access=free}}</ref>. Якщо акреція триватиме досить довго, білий карлик може зрештою наблизитися до [[Межа Чандрасекара|межі Чандрасекара]].

Білий карлик також може накопичувати речовину з інших типів зір-партнерів, включаючи [[Субгігант|субгігантів]] або навіть зорю головної послідовності (якщо орбіта досить близька). Реальні еволюційні процеси під час цієї стадії акреції залишаються невизначеними, оскільки вони можуть залежати як від швидкості акреції, так і від передачі кутового моменту партнеру білого карлика<ref>{{Cite conference|location=San Francisco, California}}</ref>.

Було підраховано, що сценарій одного виродженого предка спричиняє утворення не більше 20% усіх наднових типу Іа<ref name="hernandez2012">{{Cite journal|last=González Hernández|first=J. I.|last2=Ruiz-Lapuente|first2=P.|last3=Tabernero|first3=H. M.|last4=Montes|first4=D.|last5=Canal|first5=R.|last6=Méndez|first6=J.|last7=Bedin|first7=L. R.|year=2012|title=No surviving evolved companions of the progenitor of SN 1006|journal=Nature|volume=489|issue=7417|pages=533–536|arxiv=1210.1948|bibcode=2012Natur.489..533G|doi=10.1038/nature11447|pmid=23018963}} See also lay reference: {{Cite news|title=No Star Left Behind|last=Matson|first=John|date=December 2012|page=16|work=[[Scientific American]]|volume=307|issue=6}}</ref>.

Сценарій подвійного виродження є одним із кількох запропонованих пояснень аномально масивної ({{Маса Сонця|2}}) зорі-попередника спалаху [[SN 2003fg]]<ref>{{Cite news|url=http://www.lbl.gov/Science-Articles/Archive/Phys-weird-supernova.html|title=The Weirdest Type Ia Supernova Yet|date=2006-09-20|publisher=[[Lawrence Berkeley National Laboratory]]|archive-url=https://web.archive.org/web/20171008095627/http://www2.lbl.gov/Science-Articles/Archive/Phys-weird-supernova.html|archive-date=2017-10-08|url-status=dead|access-date=2006-11-02}}</ref><ref>{{Cite news|url=https://www.newscientist.com/article/dn10114|title=Bizarre Supernova Breaks All The Rules|date=2006-09-20|publisher=New Scientist|access-date=2007-01-08}}</ref>. Це єдине можливе пояснення [[СНР 0509-67,5|SNR 0509-67.5]], оскільки всі можливі моделі лише з одним білим карликом були виключені<ref>{{Cite journal|last=Schaefer|first=Bradley E.|last2=Pagnotta|first2=Ashley|date=2012|title=An absence of ex-companion stars in the type Ia supernova remnant SNR 0509-67.5|journal=Nature|volume=481|issue=7380|pages=164–166|bibcode=2012Natur.481..164S|doi=10.1038/nature10692|pmid=22237107}}</ref>. Цей сценарій також є ймовірним для [[SN 1006]], враховуючи, що там не було знайдено залишків зорі-компаньйона<ref name="hernandez20122">{{Cite journal|last=González Hernández|first=J. I.|last2=Ruiz-Lapuente|first2=P.|last3=Tabernero|first3=H. M.|last4=Montes|first4=D.|last5=Canal|first5=R.|last6=Méndez|first6=J.|last7=Bedin|first7=L. R.|year=2012|title=No surviving evolved companions of the progenitor of SN 1006|journal=Nature|volume=489|issue=7417|pages=533–536|arxiv=1210.1948|bibcode=2012Natur.489..533G|doi=10.1038/nature11447|pmid=23018963}} See also lay reference: {{Cite news|title=No Star Left Behind|last=Matson|first=John|date=December 2012|page=16|work=[[Scientific American]]|volume=307|issue=6}}</ref>. Спостереження, проведені за допомогою космічного телескопа [[НАСА|NASA]] [[Swift (космічний апарат)|Swift]], виключили існування надгігантів або гігантів у як компаньйонів у всіх будь-коли досліджених наднових типу Іа. Зовнішня оболонка супутника надгіганта повинна випромінювати [[рентгенівське випромінювання]], але це світіння не було виявлено в 53 найближчих залишках наднової рентгенівським телескопом XRT на борту Swift. Для 12 наднових типу Iа, які спостерігалися протягом 10 днів після вибуху, супутник UVOT (ультрафіолетовий/оптичний телескоп) не показав ультрафіолетового випромінювання від розігрітої поверхні зорі-компаньйона, на яку потрапила ударна хвиля наднової. Це означає відсутність червоних гігантів або ще більших зір, що оберталися навколо цих попередників наднової. У випадку [[SN 2011fe]], зоря-компаньйон, якщо вона існувала, мала бути меншою за [[Сонце]]<ref>{{Cite web|url=http://www.nasa.gov/home/hqnews/2012/mar/HQ_12-086_Swift_TypeIa_Origins.html|title=NASA'S Swift Narrows Down Origin of Important Supernova Class|publisher=NASA|archive-url=https://web.archive.org/web/20200612192646/https://www.nasa.gov/home/hqnews/2012/mar/HQ_12-086_Swift_TypeIa_Origins.html|archive-date=12 червня 2020|url-status=dead|access-date=24 березня 2012}}</ref>. [[Чандра (телескоп)|Рентгенівська обсерваторія Чандра]] виявила, що рентгенівське випромінювання п’яти [[Еліптична галактика|еліптичних галактик]] і балджа [[Галактика Андромеди|галактики Андромеди]] в 30–50 разів слабше, ніж очікувалося. Рентгенівське випромінювання повинно випромінюватися акреційними дисками попередників наднових типу Ia. Відсутнє випромінювання вказує на те, що небагато білих карликів мають [[Акреційний диск|акреційні диски]], що виключає загальноприйняту акреційну модель наднових Ia<ref>{{Cite web|url=http://chandra.harvard.edu/photo/2010/type1a/|title=NASA's Chandra Reveals Origin of Key Cosmic Explosions|publisher=[[Chandra X-ray Observatory]] website|access-date=28 березня 2012}}</ref>. Розпад орбіт пар білих карликів є можливим джерелом [[Гравітаційна хвиля|гравітаційних хвиль]], хоча вони безпосередньо не спостерігалися.

Сценарій двох вироджених предків викликає питання щодо застосування наднових типу Ia як [[Шкала космічних відстаней|стандартних свічок]], оскільки загальна маса двох білих карликів, що зливаються, значно змінюється, тобто [[світність]] також змінюється.

== Криві блиску та значимість для космології ==
[[Файл:SNIacurva.png|thumb|Графік залежності світності (в одиницях світності [[Сонце|Сонця]]) від часу показує характерну криву блиску наднових типу Ia. Пік зумовлений, в основному, розпадом нікелю (Ni), пізніші стадії є результатом розпаду кобальту (Co)]]

Наднові типу Ia мають характерну [[крива блиску|криву блиску]]&nbsp;— графік залежності світності від часу після вибуху. Поблизу максимуму, спектр містить лінії елементів із середньою атомною масою&nbsp;— від [[оксиген|кисню]] до [[кальцій|кальцію]]; вони є основними складовими зовнішніх шарів зорі. Після того як від часу вибуху минуть місяці, зовнішні шари розширюються настільки, що стають прозорими. У спектрі починають домінувати лінії синтезованих вибухом важких елементів, які перебували поблизу ядра зорі. Найбільш помітними є ізотопи, що близькі за масою до [[залізо|заліза]] (елементи [[Залізний пік|залізного піку]]). [[Радіоактивний розпад]] [[нікель|нікелю]]-56 через [[кобальт]]-56 у залізо-56 виробляє високоенергетичні [[фотон]]и, які становлять основну частину енергії, що випромінюється на середніх та пізніх етапах<ref name="explosion_model" />.

Застосування наднових типу Ia для виміру відстаней було започатковане співробітництвом китайських та американських астрономів, [[Calán/Tololo Supernova Survey]]<ref>Hamuy, M. et al. 1993, ''Astronomical Journal'', 106, 2392</ref>. У серії робіт у 1990-их цей огляд показав, що хоча світність наднових типу Ia у максимумі не зовсім однакова, один з параметрів кривої блиску можна застосувати для того, щоб нормувати конкретну наднову як стандартну свічку. Така поправка (яка дозволяє точно встановити світність) має назву [[співвідношення Філіпса]]<ref name="astrosvit"/><ref>Phillips, M. M. 1993, ''Astrophysical Journal Letters"'',413, 105</ref> і цій групі вдалось визначити відстані до галактик із точністю до 7&nbsp;% (порівнюючи [[відстані в космології|відстань до наднової за її світністю]] та відстані на основі [[червоний зсув|червоного зміщення]])<ref>Hamuy, M. et al. 1996, ''Astronomical Journal'', 112, 2391</ref>. Причиною однотипності кривих блиску є приблизно однакова кількість <sup>56</sup>Ni, що утворюється в білому карлику<ref>
{{cite journal
 | first=S. A. | last=Colgate
 | title=Supernovae as a standard candle for cosmology
 | journal=Astrophysical Journal
 | year=1979 | volume=232 | issue=1 | pages=404–408
 | bibcode=1979ApJ...232..404C | doi=10.1086/157300 }}</ref>.

Подібність профілів абсолютної світності майже всіх відомих наднових типу Ia привела до того, що їх застосовують як вторинні [[стандартна свічка|стандартні свічки]] в позагалактичній астрономії<ref>Hamuy, M. et al. 1996, ''Astronomical Journal'', 109, 1</ref>.
Покращення калібрування для [[цефеїда|цефеїдної]] шкали відстаней<ref>Freedman, W. et al. "Astrophysical Journal, 553, 47</ref> і пряме геометричне вимірювання відстані до NGC 4258 по динаміці [[мазер]]ного випромінювання<ref>
{{cite journal
 | first=L. M. | last=Macri
 | coauthors=Stanek, K. Z.; Bersier, D.; Greenhill, L. J.; Reid, M. J.
 | title=A New Cepheid Distance to the Maser-Host Galaxy NGC 4258 and Its Implications for the Hubble Constant
 | journal=Astrophysical Journal
 | year=2006 | volume= 652 | issue=2 | pages= 1133–1149
 | bibcode=2006ApJ...652.1133M | doi=10.1086/508530 |arxiv = astro-ph/0608211 }}</ref>
в комбінації з [[діаграма Хаббла|діаграмою Хаббла]] по відстанях до наднових типу Ia дозволили уточнити значення [[параметр Хаббла|параметру Хаббла]].

Саме завдяки надновим типу Ia в [[1998]] році вдалось несподівано відкрити, що [[прискорення розширення Всесвіту|наш Всесвіт розширюється прискорено]]. За це відкриття [[Сол Перлматтер]], [[Браян П. Шмідт]] та [[Адам Рісс]] були нагородженні [[нобелівська премія|нобелівською премією]] в [[2011]] році<ref name="perlmutter">{{cite journal
 | first=S. | last=Perlmutter
 | authorlink=Saul Perlmutter
 | journal=Astrophysical Journal
 | volume=517
 | issue=2 | pages=565&ndash;86 | year=1999 
 | title=Measurements of Omega and Lambda from 42 high redshift supernovae
 | arxiv=astro-ph/9812133
 | doi=10.1086/307221
 | bibcode=1999ApJ...517..565P
 | author-separator=,
 | author2=Supernova Cosmology Project
 | display-authors=1
 | last3=Goldhaber
 | first3=G.
 | last4=Knop
 | first4=R. A.
 | last5=Nugent
 | first5=P.
 | last6=Castro
 | first6=P. G.
 | last7=Deustua
 | first7=S.
 | last8=Fabbro
 | first8=S.
 | last9=Goobar
 | first9=A.
 | authorlink2=Supernova Cosmology Project
}}</ref><ref name="riess">{{cite journal
 | first=Adam G. | last=Riess | authorlink=Адам Рісс
 | title=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 |journal=Astronomical Journal | year=1998
 | volume=116
 | issue=3 | pages=1009&ndash;38
 | arxiv=astro-ph/9805201
 | doi=10.1086/300499
 | bibcode=1998AJ....116.1009R
 | author-separator=,
 | author2=Supernova Search Team
 | display-authors=1
 | last3=Challis
 | first3=Peter
 | last4=Clocchiatti
 | first4=Alejandro
 | last5=Diercks
 | first5=Alan
 | last6=Garnavich
 | first6=Peter M.
 | last7=Gilliland
 | first7=Ron L.
 | last8=Hogan
 | first8=Craig J.
 | last9=Jha
 | first9=Saurabh
 | authorlink2=Supernova Search Team
}}</ref>.
== Підтипи ==
Існує значна різноманітність у типі наднових типу Ia. Тому вчені ідентифікували чимало підтипів всередині цього типу. Два відомих і добре вивчених приклади включають 1991T-подібні, надсвітний підтип <math>(M_V \lesssim-19.5)</math>, який демонструє особливо сильні лінії поглинання заліза та аномально малі елементи кремнію<ref>{{Cite journal|last1=Sasdelli|first1=Michele|last2=Mazzali|first2=P. A.|last3=Pian|first3=E.|last4=Nomoto|first4=K.|last5=Hachinger|first5=S.|last6=Cappellaro|first6=E.|last7=Benetti|first7=S.|date=2014-09-30|title=Abundance stratification in Type Ia supernovae – IV. The luminous, peculiar SN 1991T|url=http://academic.oup.com/mnras/article/445/1/711/1749062/Abundance-stratification-in-Type-Ia-supernovae-IV|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|language=en|volume=445|issue=1|pages=711–725|doi=10.1093/mnras/stu1777|arxiv=1409.0116|bibcode=2014MNRAS.445..711S|s2cid=59067792|issn=0035-8711}}</ref> і 1991bg-подібні, тьмяний підтип <math>(M_V\gtrsim-18)</math>, що характеризуються ранніми сильними лініями поглинання титану та швидкою фотометричною й спектральною еволюцією<ref>{{Cite journal|last1=Mazzali|first1=Paolo A.|last2=Hachinger|first2=Stephan|date=2012-08-21|title=The nebular spectra of the Type Ia supernova 1991bg: further evidence of a non-standard explosion: The nebular spectra of SN 1991bg|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|language=en|volume=424|issue=4|pages=2926–2935|doi=10.1111/j.1365-2966.2012.21433.x|doi-access=free}}</ref>.
=== Наднові типу Iax === 
{{Детальніше|Наднові типу Iax}}
Зорі цього підтипу (який також носить назву SN 2002cx) відрізняються особливостями у спектрах і кривих блиску, мають нижчу швидкість викиду та меншу світність, ніж звичайні наднові типу Ia, і набагато більшу дисперсію цих параметрів. 

== Спостереження ==
Прикладом наднової типу Ia може бути історична наднова [[SN 1572]] (наднова Тихо). В сучасній астрофізиці точні та чутливі інструменти дозволяють укладати каталоги задетектованих наднових до яких входять вже тисячі таких спалахів. Так, в каталозі Young Supernova Experiment (<abbr>YSE</abbr>), що вийшов в 2023 році на основі спостережень систем [[Pan-STARRS]] та [[Zwicky Transient Facility]] міститься спостереження майже 2000 наднових, більшість з яких є надновими типу Ia<ref>{{Cite web|url=https://www.hawaii.edu/news/2023/03/15/largest-catalog-exploding-stars/|title=Largest catalog of exploding stars now available {{!}} University of Hawaiʻi System News|last=News|first=U. H.|date=2023-03-15|website=www.hawaii.edu|language=en-US|access-date=2024-12-21}}</ref>. 

== Див. також ==
* [[Шкала космічних відстаней]]
* [[Ядерне горіння вуглецю]]

== Примітки ==
{{reflist|refs=
<ref name="astrosvit">{{cite web|url=http://www.astrosvit.in.ua/novyny/ostanni-novyny/kalibruvannia-markeriv-shkaly-kosmichnykh-vidstanei|title=Калібрування маркерів шкали космічних відстаней|work=Український астрономічний портал|date=12 грудня 2018|accessdate=2018-12-26|archive-date=26 грудня 2018|archive-url=https://web.archive.org/web/20181226233004/http://www.astrosvit.in.ua/novyny/ostanni-novyny/kalibruvannia-markeriv-shkaly-kosmichnykh-vidstanei}}</ref>
}}
== Джерела ==
* {{А-Е-С|Надновіі|308|С}}
* {{ЕСУ|том=22|сторінки=|автор=Я. В. Павленко|стаття=Наднові зорі|id=70882|ref=}}
{{Наднові (навігація)}}
{{Білий карлик}}
[[Категорія:Наднові]]
[[Категорія:Стандартні свічки]]