Supernova de tipo Ia

Una supernova Ia es un tipo de supernova que ocurre en sistemas binarios (sistemas de dos estrellas que orbitan entre sí) en los cuales una de las estrellas es una enana blanca.^[1]​ La otra estrella que conforma el sistema puede ser de cualquier tipo, desde una estrella gigante hasta una enana blanca más pequeña. Sin embargo, las enanas blancas comunes de carbono y oxígeno son capaces de reacciones de fusión generadoras de una gran cantidad de energía si alcanzan temperaturas lo suficientemente altas.

Físicamente, las enanas blancas de carbono y oxígeno con rotación baja están limitadas a menos de 1.38 masas solares.^[2]​^[3]​

A pesar de esto, las enanas blancas vuelven a tener combustión y en algunos casos generan una explosión de supernova. Curiosamente, el límite de este fenómeno es comúnmente llamado límite de Chandrasekhar, a pesar de que es bastante diferente del límite absoluto de Chandrasekhar donde la presión degenerativa electrónica no previene los colapsos catastróficos. Si una enana blanca une gradualmente su masa con su compañero binario, la hipótesis general es que el núcleo alcanzara la temperatura necesaria para provocar la fusión del carbono. En el raro caso de que dos enanas blancas se mezclen, esto excederá el límite de Chadrasekhar y empezaran a colapsar, aumentando la temperatura más allá del punto de fusión. En cuestión de segundos después del comienzo de la fusión nuclear, una fracción significativa de la materia que compone la enana blanca pasa por una reacción descontrolada, la cual liberara suficiente energía (1–2×10⁴⁴ Julios) para provocar el colapso de la estrella en una supernova.^[4]​^[5]​

Esta categoría de supernova produce luminosidad consistente por la uniformidad de la masa de las enanas blancas que explotan a causa del mecanismo de aceleración. La estabilidad de los valores de luminosidad permite que estas explosiones sean usadas como estándares para medir la distancia de sus galaxias pertenecientes, ya que la magnitud visual de una explosión de supernova depende en gran medida de la distancia.

En mayo del año 2015, la NASA reportó que el centro de observación espacial Kepler observó el fenómeno KSN 2011b, una supernova de tipo Ia en el proceso de explosión. La información acerca de los momentos previos, durante, y después de este fenómeno podrían ser claves para que los investigadores puedan determinar de una mejor manera la naturaleza de la energía oscura.^[6]​

1. ↑ HubbleSite - Dark Energy - Type Ia Supernovae
2. ↑ Yoon, S.-C.; Langer, L. (2004). «Presupernova Evolution of Accreting White Dwarfs with Rotation». Astronomy and Astrophysics 419 (2): 623-644. Bibcode:2004A&A...419..623Y. arXiv:astro-ph/0402287. doi:10.1051/0004-6361:20035822. Archivado desde el original el 25 de octubre de 2007. Consultado el 30 de mayo de 2007. 
3. ↑ Mazzali, P. A.; Röpke, F. K.; Benetti, S.; Hillebrandt, W. (2007). «A Common Explosion Mechanism for Type Ia Supernovae». Science 315 (5813): 825-828. Bibcode:2007Sci...315..825M. PMID 17289993. arXiv:astro-ph/0702351. doi:10.1126/science.1136259. 
4. ↑ Khokhlov, A.; Müller, E.; Höflich, P. (1993). «Light curves of Type IA supernova models with different explosion mechanisms». Astronomy and Astrophysics 270 (1–2): 223-248. Bibcode:1993A&A...270..223K. 
5. ↑ Staff (7 de septiembre de 2006). «Introduction to Supernova Remnants». NASA Goddard/SAO. Consultado el 1 de mayo de 2007. 
6. ↑ Johnson, Michele; Chandler, Lynn (20 de mayo de 2015). «NASA Spacecraft Capture Rare, Early Moments of Baby Supernovae». NASA. Archivado desde el original el 8 de noviembre de 2020. Consultado el 21 de mayo de 2015.