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Ia型超新星(Type Ia supernova)は、超新星、激変星のサブカテゴリーの1つである。白色矮星の激しい爆発の結果生じる。白色矮星は、核融合を終え、寿命が尽きた恒星の残骸である。しかし、炭素と酸素に富む白色矮星は、温度が十分に高いと、莫大なエネルギーを放出してさらに核融合を進めることができる。 物理学的に、自転速度の遅い白色矮星は、太陽質量のおよそ1.38倍のチャンドラセカール限界よりも小さい質量に限定される〔 〕〔 〕。これは、電子縮退圧によって支えることのできる最大の質量である。この限界を超えると、白色矮星は崩壊を始める。伴星から白色矮星に徐々に質量転移が起こり、物質が降着すると、核が炭素燃焼過程を開始する温度に達する。非常に稀ではあるが、白色矮星が別の恒星と融合すると、瞬間的に限界を超えて崩壊を始め、核融合が開始される温度を超える。核融合開始後、数秒の間に、白色矮星を構成する物質のかなりの部分が熱暴走を起こし、1-2×1044J〔 〕ものエネルギーを放出して、超新星爆発を起こす〔 〕。 この種類の超新星は、白色矮星の質量が均一であるため、ピークの明るさが一定している。この安定性により、Ia型超新星は、視等級の大きさが距離に依存するため、それが含まれる銀河までの距離を測定する標準光源として用いることができる。 ==モデル== Ia型超新星は、アメリカの天文学者ルドルフ・ミンコフスキーとフリッツ・ツビッキーによって開発された超新星の分類法におけるサブカテゴリーである。この型の超新星の形成過程にはいくつかあるが、共通の機構を持つ。ゆっくり自転している時〔、炭素と酸素に富んだ白色矮星上の伴星からの降着物質は、チャンドラセカール限界を超えない。この限界を超えると、電子縮退圧で自身の重さを支えることができなくなり〔 〕、崩壊を始める。相殺がなければ、白色矮星は崩壊して中性子星となる〔 〕。主にマグネシウム、ネオン、酸素から構成される白色矮星の場合は、この過程をたどるのが普通である。 しかし、現在の天文学者は、実際にはこの限界には達せず、崩壊は始まらないと考えている。その代わり、質量の増加による圧力と密度の増加が核の温度を上昇させ〔、限界まで約1%に至ると、対流が生じ、約1000年間続く〔 〕。この爆発寸前の段階のいくつかの点で、炭素燃焼過程のエネルギーによる爆発前面が生まれる。点火の詳細はまだ分かっていない。その直後に酸素燃焼過程が開始するが、酸素は炭素ほど完全には消費されない〔 〕。 核融合が始まると、白色矮星の温度は上昇し始める。熱圧力によって支えられる主系列星は拡張し、熱エネルギーの増加と釣り合って、冷える。しかし、縮退圧は温度に依存しないため、白色矮星は燃焼過程を制御することができず、暴走核融合反応が起こりやすくなる。炎は、レイリー・テイラー不安定性や乱流との相互作用によって加速する。この炎が、準音速爆発から超音速爆発にまでなるか否かについては議論がある〔〔 〕。 核燃焼の正確な詳細は別として、白色矮星の炭素と酸素のかなりの部分は数秒のうちにさらに重い元素に融合し〔、内部温度は数十億度に上昇するということは、広く受け入れられている。この熱核燃焼からのエネルギーの放出(1-2×1044J)〔は、恒星の重力結合エネルギーよりも十分に大きく、白色矮星を構成する個々の粒子は、ばらばらに飛んでいくのに十分な運動エネルギーを得る。恒星は激しく爆発し、衝撃波を放出する。その中で、物質は光速の約6%、およそ5,000-20,000km/sの速度で弾き飛ばされる。爆発で放出されたエネルギーも、光度の急激な増大の一因となる。典型的なIa型超新星の絶対等級は、Mv=-19.3（太陽光度の約50億倍）であり、誤差はほとんどない〔。超新星残骸が伴星と一緒に留まり続けるか否かは、放出された質量に依存する。 この型の超新星の理論は、新星の理論と類似している。新星では、白色矮星への物質の降着は、よりゆっくりで、チャンドラセカール限界までは達しない。新星の場合、降着した物質は、表面での水素の核融合を起こし、恒星の破壊には至らない〔。この型の超新星は、重い恒星の表層が激しく爆発するII型超新星とは異なる。 抄文引用元・出典: フリー百科事典『 ウィキペディア（Wikipedia）』 ■ウィキペディアで「Ia型超新星」の詳細全文を読む スポンサード リンク
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