Bu yazıda Tip Ia süpernova'i ve onun yaşamın farklı alanları üzerindeki etkisini kapsamlı bir şekilde inceleyeceğiz. Tip Ia süpernova, kökeninden günümüz toplumundaki varlığına kadar etkileşim, çalışma ve çevremizdeki dünyayla ilişki kurma şeklimizde temel bir rol oynamıştır. Detaylı analizlerle Tip Ia süpernova ile ilgili farklı bakış açılarını ve görüşleri ve zaman içindeki gelişimini inceleyeceğiz. Bu makale, Tip Ia süpernova'in eksiksiz ve çok boyutlu bir görünümünü sunarak okuyucuların çeşitli bağlamlardaki önemini ve önemini daha iyi anlamalarını sağlamayı amaçlamaktadır.
Tip Ia süpernova, alt kataklizmik değişen yıldızlar kategorisinde olan bir beyaz cüce yıldızın, şiddetli patlamasının sonuçlarından biri. Süpernovalar ani patlayan ve parlaklıklarında büyük bir artış gösteren sistemler olup görünür parlaklıkları -16 ile -20 kadire kadar yükselebilir. Novalardan çok daha büyük patlama şiddetlerine sahiptirler. Ani patlamaları nedeniyle kataklizmik değişenler sınıfına dahil edilirler.
Tip Ia Süpernovalarının (Tip Ia SN), kütleli beyaz cüceler üzerinde madde yığılmasıyla oluşan termonükleer patlamalar sonucu gerçekleştiği bilinmektedir. Patlama anında parlaklıkları, bir gökadanın toplam parlaklığına ulaşabilen Tip Ia SN'lar gökada ötesi uzaklıkları saptamak ve temel kozmolojik parametreleri ölçmek için iyi bir adaydırlar. Bunun yanı sıra Tip Ia SN'lar yıldızlar arası ortamdaki maddenin kimyasal zenginliklerine ağır elementler bakımından katkıda bulunurlar. Yıldızlar arası ortama SN'lar tarafından fırlatılan enerji yeni bir yıldızın oluşumunu tetikler. Tip Ia SN'lar gökada oluşumda geri besleyici bir etki oluşturur. Bu da gökadaların oluşumu ve yıldızlar arası ortamın evrimi hakkında bilgiler verir.
Dejenere bir C+O beyaz cüce yanması sonucunda oluşan Tip Ia SN patlamaları için tanımlanan iki model vardır. Birincisi; iki düşük kütleli dejenere C+O beyaz cücesinin eş yıldız ile birleşmesi sonucunda oluşan patlamadır. Bu patlamanın gravitasyonel radyasyondan dolayı açısal momentumun kaybından kaynaklandığı çok yaygın bir görüştür. Bu senaryo çok desteklenmemiştir. Gözlemsel olarak yapılan araştırmalar sonucu bu çift sistemlerden yalnızca birkaç tane keşfedilmiştir.
Livio ve Truran (1994) Tekrarlayan Novalar tarafından fırlatılan maddedeki bollukları incelediler ve sonucu patlama süresince fırlatılan zarfın kütlesinin yığılan madde miktarından daha az olduğunu gördüler. Bu olay Tekrarlayan novaların içerdikleri beyaz cücelerin kütlelerinin Chandrasekhar limitine doğru büyümesini sağlamaktadır. Bu durum Tekrarlayan Novaları Tip Ia SN adayı yapmaktadır. Tekrarlayan Novalar, MBC ≥ 1,25 M kütleli beyaz cücelere ve ≥10–8 M / yıl kütle yığılma oranına sahiptirler. Oysa klasik novalarda kütle yığılma oranı 10–8 ≥ M ≥ 10–11 olduğundan bunların SN Tip Ia adayı olmaları zordur.
İkincisi; evrimleşmiş bir eş yıldızın Roche lobunu doldurmasıyla bu yıldızın maddesini Chandrasekhar limitine yakın bir kütleye sahip beyaz cüceye transfer etmesi sonucu oluşan patlamadır. Patlama, beyaz cücenin merkezine yakın bir yerde oluşan sıkışma sonucunda meydana gelen ısıyla tetiklenmektedir.
Önerilen bu ikinci model daha sonra geliştirilerek, çift sistemin başlangıç yörüngesel periyodu ve eş yıldızın başlangıç kütlesine göre izole olmuş iki yeni modele ayrılmıştır.
Bunlardan ilki; 100–800 günlük başlangıç yörüngesel periyoda sahip düşük kütleli (1 M) bir kırmızı dev (KD) bileşen ve 1,2 M kütleli bir beyaz cüce (BC) içeren sistemdir (KD+BC modeli). Tekrarlayan novalar sınıfına ait T CrB (Porb = 228 gün, MBC1.37 M) ve RS Oph (Porb= 460 gün, MBC=1.35 M ) kırmızı dev bileşene ve Chandrasekhar limitine yakın kütleli bir beyaz cüceye sahip olduklarından bu sistemler KD+BC modeli ile uyumludur.
İkincisi ise Porb 0.5–5 günlük başlangıç yörüngesel periyoda sahip gelişmekte olan 2-3 M kütleli bir ana kol (AK) yıldızı ve 1.0-1.2 M kütleli bir beyaz cüce (BC) içeren sistemdir (AK+BC modeli). Tekrarlayan novalar sınıfına ait U Sco (Porb=1.23 gün, MBC=1.37±0.01 M ) ve V394 CrA (Porb= 0.758 gün, MBC=1.37±0.01 M ) Helyum bakımından zengin bir zarf içinde gelişmekte olan bir ana kol yıldızı ve Chandrasekhar limitine yakın kütleli bir beyaz cüceye sahip olduklarından bu sistemler de AK+BC modeli ile uyumludur.
Önerilen bu iki modele uygun ata sistemler; KD+BC modeli için bir sistemin sıfır yaştaki ana kol yıldızdan (A evresi) SN Tip Ia patlamasına kadar olan (F evresi) gelişimi aşağıdaki gibi özetlenmiştir.
Beyaz cüce ve ana kol yıldızı içeren çift sistemin SN Tip Ia patlamasına kadar olan gelişimi aşağıdaki gibi özetlenmiştir.