Преглед на кодот на Супернова од типот Ia

[[Податотека:Artist’s_impression_of_two_white_dwarf_stars_merging_and_creating_a_Type_Ia_supernova.webm|мини| Во јадрото на [[Планетарна маглина|планетарната маглина]], Хенизе 2-428, две [[Бело џуџе|бели џуџести]] ѕвезди малку под една [[сончева маса]] се очекува да се спојат и да создадат супернова од типот Ia што ќе ги уништи двете за околу 700 милиони години (впечаток на уметникот).]]

'''Супернова од типот Ia''' („тип еден-А“) — тип на [[супернова]] што се јавува во двојни системи (две [[Ѕвезда|ѕвезди]] кои орбитираат една околу друга) во која една од ѕвездите е [[бело џуџе]]. Другата ѕвезда може да биде [[џиновска ѕвезда]] или уште помало бело џуџе.<ref>[https://web.archive.org/web/20190624065845/http://hubblesite.org/hubble_discoveries/dark_energy/de-type_ia_supernovae.php HubbleSite - Dark Energy - Type Ia Supernovae]</ref>

Физички, јаглеродно-кислородните бели џуџиња со мала стапка на вртење се ограничени на под 1,44&nbsp;сончеви маси ( M ☉).<ref name="aaa419">
{{Наведено списание|last=Yoon|first=S.-C.|last2=Langer|first2=L.|date=2004|title=Presupernova Evolution of Accreting White Dwarfs with Rotation|url=http://www.citebase.org/fulltext?format=application%2Fpdf&identifier=oai%3AarXiv.org%3Aastro-ph%2F0402287|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=419|issue=2|pages=623–644|arxiv=astro-ph/0402287|bibcode=2004A&A...419..623Y|doi=10.1051/0004-6361:20035822|archive-url=https://web.archive.org/web/20071025101118/http://www.citebase.org/fulltext?format=application%2Fpdf&identifier=oai%3AarXiv.org%3Aastro-ph%2F0402287|archive-date=2007-10-25|access-date=2007-05-30}}</ref><ref name="Mazzali2007">
{{Наведено списание|last=Mazzali|first=P. A.|last2=Röpke|first2=F. K.|last3=Benetti|first3=S.|last4=Hillebrandt|first4=W.|date=2007|title=A Common Explosion Mechanism for Type Ia Supernovae|journal=Science|volume=315|issue=5813|pages=825–828|arxiv=astro-ph/0702351|bibcode=2007Sci...315..825M|doi=10.1126/science.1136259|pmid=17289993}}</ref> Надвор од оваа „[[Чандрасекарова граница|критична маса]] “, тие повторно се запалуваат и во некои случаи предизвикуваат експлозија на супернова; оваа критична маса често се нарекува Чандрасекарова маса, но е маргинално различна од апсолутната [[Чандрасекарова граница]], каде што притисокот на дегенерација на електроните не е во состојба да спречи катастрофален колапс. Доколку белото џуџе постепено ја собира масата од двоен придружник или се спои со второто бело џуџе, општата хипотеза е дека јадрото на белото џуџе ќе ја достигне температурата на палење преку [[јаглеродно согорување]] додека се приближува до Чандрасекаровата маса. Во рок од неколку секунди од започнувањето на [[Јаглеродно согорување|јаглеродното согорување]], значителен дел од материјата во белото џуџе се подложува на неизбежна реакција, ослободувајќи доволно енергија (1×10<sup>44</sup> J) <ref>{{Наведено списание|last=Li|first=Miao|last2=Li|first2=Yuan|last3=Bryan|first3=Greg L.|last4=Ostriker|first4=Eve C.|last5=Quataert|first5=Eliot|date=2020-05-05|title=The Impact of Type Ia Supernovae in Quiescent Galaxies. I. Formation of the Multiphase Interstellar Medium|journal=The Astrophysical Journal|language=en|volume=894|issue=1|pages=44|arxiv=1909.03138|bibcode=2020ApJ...894...44L|doi=10.3847/1538-4357/ab86b4|issn=0004-637X|doi-access=free}}</ref> за да се одврзе ѕвездата во експлозија на супернова.<ref>
{{Наведена мрежна страница|url=http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/objects/snrs/snrstext.html|title=Introduction to Supernova Remnants|date=2006-09-07|publisher=NASA Goddard/SAO|accessdate=2007-05-01}}</ref>

Типот&nbsp;Ia категоријата на супернова произведува прилично конзистентна врвна сјајност поради фиксната критична маса на која ќе експлодира белото џуџе. Нивната постојана врвна осветленост овозможува овие експлозии да се користат како [[Скала на вселенски растојанија|стандардни свеќи]] за мерење на растојанието до нивните галактични домаќини: [[Привидна ѕвездена величина|привидната големина]] на еден вид суперновата Ia, како што е забележана од Земјата, укажува на нејзината оддалеченост од Земјата.

== Модел на консензус ==
[[Податотека:SN1998aq_max_spectra.svg|мини|Спектар на SN 1998aq, тип&nbsp;Ia супернова, еден ден по максималната светлина во Б-бенд <ref>{{Наведено списание|last=Matheson|first=Thomas|last2=Kirshner|first2=Robert|last3=Challis|first3=Pete|last4=Jha|first4=Saurabh|last5=Garnavich|first5=P. M.|last6=Berlind|first6=P.|last7=Calkins|first7=M. L.|last8=Blondin|first8=S.|last9=Balog|first9=Z.|displayauthors=4|date=2008|title=Optical Spectroscopy of Type Ia Supernovae|volume=135|issue=4|pages=1598–1615|arxiv=0803.1705|bibcode=2008AJ....135.1598M|doi=10.1088/0004-6256/135/4/1598}}</ref>]]
[[Супернова]]та од типот Ia е поткатегорија во моделот за класификација на суперновата Минковски-Цвики, која била измислена од германско-американскиот астроном Рудолф Минковски и швајцарскиот астроном Фриц Цвики.<ref>{{Наведено списание|last=da Silva|first=L. A. L.|date=1993|title=The Classification of Supernovae|journal=Astrophysics and Space Science|volume=202|issue=2|pages=215–236|bibcode=1993Ap&SS.202..215D|doi=10.1007/BF00626878}}</ref> Постојат неколку начини со кои може да се формира супернова од овој тип, но тие имаат заеднички механизам. Теоретските астрономи долго време верувале дека [[Супернова|ѕвездата-предок]] за овој тип на супернова е [[бело џуџе]], а емпириски докази за тоа биле пронајдени во 2014 година кога еден тип на супернова Ia бил забележан во [[галаксија]]та [[Пура (галаксија)|Пура]].<ref>[https://web.archive.org/web/20190119174239/https://www.nationalgeographic.com/science/phenomena/2014/08/28/type-1a-supernovas-cosmic-candle-mystery/ Type 1a Supernovae: Why Our Standard Candle Isn’t Really Standard]</ref> Кога бавно вртежното [[јаглерод]]-[[кислород]]но бело џуџе [[Насобирање (астрофизика)|собира]] материја од придружник, може да ја надмине Чандрасекаровата граница од околу {{Сончева маса|1.44}}, надвор од кое повеќе не може да ја издржи својата тежина со притисок на дегенерација на електрони.<ref name="Chandrasekhar">
{{Наведено списание|last=Lieb|first=E. H.|last2=Yau|first2=H.-T.|date=1987|title=A rigorous examination of the Chandrasekhar theory of stellar collapse|url=http://nrs.harvard.edu/urn-3:HUL.InstRepos:32706795|journal=[[Astrophysical Journal]]|volume=323|issue=1|pages=140–144|bibcode=1987ApJ...323..140L|doi=10.1086/165813}}</ref> Во отсуство на компензациски процес, белото џуџе би се срушило за да формира [[неутронска ѕвезда]], во процес кој не е предизвикан од акреција,<ref>
{{Наведена книга|title=White Dwarfs|last=Canal|first=R.|last2=Gutiérrez|first2=J.|date=1997|isbn=978-0-7923-4585-5|series=Astrophysics and Space Science Library|volume=214|pages=49–55|chapter=The Possible White Dwarf-Neutron Star Connection|arxiv=astro-ph/9701225|bibcode=1997ASSL..214...49C|doi=10.1007/978-94-011-5542-7_7}}</ref> како што вообичаено се случува во случај на бело џуџе кое првенствено е составено од [[магнезиум]], [[неон]] и кислород.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://www.livingreviews.org/Articles/Volume6/2003-2new|title=2.1 Collapse scenario|last=Fryer|first=C. L.|last2=New|first2=K. C. B.|date=2006-01-24|work=Gravitational Waves from Gravitational Collapse|publisher=Max-Planck-Gesellschaft|accessdate=2007-06-07}}</ref>

Меѓутоа, денешното гледиште меѓу астрономите кои моделираат експлозии на супернова од типот Ia е дека оваа граница всушност никогаш не се постигнува и дека колапсот никогаш не е инициран. Наместо тоа, зголемувањето на притисокот и густината поради зголемената тежина ја зголемува температурата на јадрото, и како што белото џуџе се приближува до околу 99% од границата,<ref>{{Наведена книга|url=http://www.cambridge.org/catalogue/catalogue.asp?isbn=9780521857147|title=Cosmic Catastrophes: Supernovae, Gamma-Ray Bursts, and Adventures in Hyperspace|last=Wheeler|first=J. Craig|date=2000-01-15|publisher=Cambridge University Press|isbn=978-0-521-65195-0|location=Cambridge, UK|page=96}}</ref> следи период на струење, кое трае приближно 1.000 години.<ref name="explosion_model">
{{Наведено списание|last=Hillebrandt|first=W.|last2=Niemeyer|first2=J. C.|date=2000|title=Type Ia Supernova Explosion Models|journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|volume=38|issue=1|pages=191–230|arxiv=astro-ph/0006305|bibcode=2000ARA&A..38..191H|doi=10.1146/annurev.astro.38.1.191}}</ref> Во одреден момент во оваа фаза, се раѓа фронтот на пламенот за дефлагрирање, кој се напојува со [[јаглеродно согорување]]. Сè уште не се познати деталите за палењето, вклучувајќи ја местоположбата и бројот на точките каде што започнува согорувањето.<ref name="summary">{{Наведена мрежна страница|url=http://www.flash.uchicago.edu/research/science.html|title=Science Summary|date=2004|publisher=ASC / Alliances Center for Astrophysical Thermonuclear Flashes|archive-url=https://web.archive.org/web/20170505144053/http://www.flash.uchicago.edu/research/science.html|archive-date=2017-05-05|accessdate=2017-04-25}}</ref> [[Кислородно согорување|Спојувањето на кислородот]] се започнува набргу потоа, но ова гориво не се троши целосно како јаглеродот.<ref name="ropke">
{{Наведено списание|last=Röpke|first=F. K.|last2=Hillebrandt|first2=W.|date=2004|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|arxiv=astro-ph/0403509|bibcode=2004A&A...420L...1R|doi=10.1051/0004-6361:20040135}}</ref>
[[Податотека:G299-Remnants-SuperNova-Type1a-20150218.jpg|лево|мини| G299 Тип&nbsp;Ia [[остаток од супернова]] .]]
Откако ќе започне согорувањето, температурата на белото џуџе се зголемува. Ѕвездата од [[Главна низа|главната низа]] поддржана од топлотен притисок може да се прошири и лади што автоматски го регулира зголемувањето на топлинската енергија. Сепак, притисокот на дегенерација е независен од температурата; Белите џуџиња не се способни да ја регулираат температурата на начин на нормални ѕвезди, па затоа се ранливи на реакциите на согорувањето. Блесокот драматично се забрзува, делумно поради Рејли-Тејлориевата нестабилност и интеракциите со турбуленциите. Сè уште е предмет на значителна дебата дали овој пламен се трансформира во суперсонична [[детонација]] од [[Брзина на звукот|субсонична]] дефлаграција.<ref>
{{Наведено списание|last=Gamezo|first=V. N.|last2=Khokhlov|first2=A. M.|last3=Oran|first3=E. S.|last4=Chtchelkanova|first4=A. Y.|last5=Rosenberg|first5=R. O.|date=2003-01-03|title=Thermonuclear Supernovae: Simulations of the Deflagration Stage and Their Implications|journal=[[Science (journal)|Science]]|volume=299|issue=5603|pages=77–81|arxiv=astro-ph/0212054|bibcode=2003Sci...299...77G|citeseerx=10.1.1.257.3251|doi=10.1126/science.1078129|pmid=12446871}}</ref>

Без оглед на точните детали за тоа како се пали суперновата, општо е прифатено дека значителен дел од јаглеродот и кислородот во белото џуџе се спојуваат во потешки елементи во период од само неколку секунди, со придружното ослободување на енергија зголемување на внатрешната температура на милијарди степени. Ослободената енергија (1–2×10<sup>44</sup> J ) <ref name="aaa270">
{{Наведено списание|last=Khokhlov|first=A.|last2=Müller|first2=E.|last3=Höflich|first3=P.|date=1993|title=Light curves of Type Ia supernova models with different explosion mechanisms|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=270|issue=1–2|pages=223–248|bibcode=1993A&A...270..223K}}</ref> е повеќе од доволно за да се одврзе ѕвездата; односно, поединечните честички што го сочинуваат белото џуџе добиваат доволно [[кинетичка енергија]] за да летаат една од друга. Ѕвездата силно експлодира и ослободува ударен бран во кој материјата обично се исфрла со брзина од 5.000 до 20.000 км/сек., приближно 6% од [[Брзина на светлината|брзината на светлината]]. Енергијата ослободена во експлозијата предизвикува и екстремно зголемување на осветленоста. Типична визуелна [[Апсолутна ѕвездена величина|апсолутна големина]] на Тип&nbsp;Ia супернова е ''M'' <sub>v</sub>&nbsp;=&nbsp;−19,3 (околу 5&nbsp;милијарди пати посветло од Сонцето), со мали варијации. Суперновата од типот Ia не остава компактен остаток, но целата маса на поранешното бело џуџе се растура низ вселената.

Теоријата за овој тип на супернова е слична на онаа на [[Нова|новите]], во која бело џуџе ја натрупува материја побавно и не се приближува до Чандрасекаровата граница. Во случај на нова, материјата што паѓа предизвикува површинска експлозија со согорување на водород што не ја нарушува ѕвездата.

Суперновите од типот Iа се разликуваат од [[Супернова од типот II|суперновите од типот II]], кои се предизвикани од катаклизмичната експлозија на надворешните слоеви на масивната ѕвезда додека нејзиното јадро се распаѓа, напојувано со ослободување на гравитациска потенцијална енергија преку емисија на [[неутрино]].<ref name="science304">{{Наведено списание|last=Gilmore|first=Gerry|date=2004|title=The Short Spectacular Life of a Superstar|journal=Science|volume=304|issue=5697|pages=1915–1916|doi=10.1126/science.1100370|pmid=15218132}}</ref>

== Формирање ==
 {{multiple image
<!-- Essential parameters -->|align=right|direction=vertical|width=250

<!-- Image 1 -->|image1=Progenitor IA supernova.svg|width1=|alt1=|caption1=Формирачки процес

<!-- Image 2 -->|image2=Accretion Disk Binary System.jpg|width2=|alt2=|caption2=Насобирачки диск се формира околу компактно тело (како бело џуџе) кое го отстранува гасот од придружната џиновска ѕвезда.

<!-- Image 3 -->|image3=Type Ia supernova simulation - Argonne National Laboratory highres.jpg|width3=|alt3=Четири слики од симулација на супернова од типот Ia|caption3=Суперкомпјутерска симулација на фазата на експлозија на моделот од дефлаграција до детонација на формирање на супернова.|total_width=}}

=== Слободни изродени предци ===
Еден модел за формирање на оваа категорија на супернова е близок [[Двојна ѕвезда|двоен ѕвезден]] систем. Зачетниот двоен систем се состои од ѕвезди од главната низа, при што примарната поседува поголема маса од секундарната ѕвезда. Бидејќи е поголема по маса, примарната е првата од парот што се развила на [[Асимптотска гранка на џинови|асимптотичната џиновска гранка]], каде што обвивката на ѕвездата значително се шири. Доколку двете ѕвезди делат заедничка обвивка, тогаш системот може да изгуби значителни количини на маса, намалувајќи го [[Момент на импулсот|моментот на импулс]], орбиталниот полупречник и [[Орбитален период|орбиталниот период]]. Откако основната ќе се дегенерира во бело џуџе, секундарната ѕвезда подоцна се развива во црвен џин и е поставена сцената за масовна акреција на примарната. За време на оваа последна фаза на споделена обвивка, двете ѕвезди спирално се приближуваат една до друга додека аголниот моментум се губи. Резултирачката орбита може да има краток период од неколку часа.<ref>
{{Наведен научен собир|location=Cambridge, England}}</ref><ref>
{{Наведено списание|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> Ако аккрецијата продолжи доволно долго, белото џуџе на крајот може да се приближи до [[Чандрасекарова граница|Чандрасекаровата граница]].

Придружникот на бело џуџе, исто така, може да акредитира материја од други типови придружници, вклучително и [[подџин]] или (доколку орбитата е доволно блиску) дури и ѕвезда од главната низа. Вистинскиот развоен процес за време на оваа фаза на акреција останува неизвесен, бидејќи може да зависи и од брзината на акреција и од преносот на [[Момент на импулсот|моментот на импулс]] на придружникот на белото џуџе.<ref>{{Наведен научен собир|location=San Francisco, California}}</ref>

Се проценува дека единечните изродени предци сочинуваат не повеќе од 20% од сите типови&nbsp;Ia супернови.<ref name="hernandez2012">{{Наведено списание|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: {{Наведени вести|title=No Star Left Behind|last=Matson|first=John|date=December 2012|work=Scientific American|issue=6|volume=307|page=16}}</ref>

=== Двојно изродени предци ===
Втор можен механизам за активирање на тип&nbsp;Ia супернова е спојување на две бели џуџиња чија комбинирана маса ја надминува [[Чандрасекарова граница|Чандрасекаровата граница]]. Добиеното спојување се нарекува супер-чандрасекарово масовно бело џуџе.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://cosmos.swin.edu.au/entries/typeiasupernovaprogenitors/typeiasupernovaprogenitors.html?e=1|title=Type Ia Supernova Progenitors|publisher=Swinburne University|accessdate=2007-05-20}}</ref><ref>
{{Наведени вести|url=https://www.newscientist.com/article/dn10883-brightest-supernova-discovery-hints-at-stellar-collision.html|title=Brightest supernova discovery hints at stellar collision|date=2007-01-03|access-date=2007-01-06|publisher=New Scientist}}</ref> Во таков случај, вкупната маса нема да биде ограничена од Чандрасекаровата граница.

Судири на осамени ѕвезди во рамките на Млечниот Пат се случуваат само еднаш на секои {{val|e=7}} до {{val|e=13|u=години}}; многу поретко од појавата на нови.<ref>
{{Наведено списание|last=Whipple|first=Fred L.|date=1939|title=Supernovae and Stellar Collisions|journal=[[Proceedings of the National Academy of Sciences]]|volume=25|issue=3|pages=118–125|bibcode=1939PNAS...25..118W|doi=10.1073/pnas.25.3.118|pmc=1077725|pmid=16577876|doi-access=free}}</ref> Судирите се случуваат со поголема честота во областите на густото јадро на [[Збиено ѕвездено јато|топчестите јата]]<ref>{{Наведено списание|last=Rubin|first=V. C.|last2=Ford|first2=W. K. J.|date=1999|title=A Thousand Blazing Suns: The Inner Life of Globular Clusters|url=http://www.astrosociety.org/pubs/mercury/9904/murphy.html|journal=[[Mercury (magazine)|Mercury]]|volume=28|issue=4|pages=26|bibcode=1999Mercu..28d..26M|archive-url=https://web.archive.org/web/20060521044631/http://www.astrosociety.org/pubs/mercury/9904/murphy.html|archive-date=2006-05-21|access-date=2006-06-02}}</ref>. Веројатно сценарио е судир со двоен ѕвезден систем или помеѓу два двојни системи кои содржат бели џуџиња. Овој судир може да остави зад себе близок двоен систем од две бели џуџиња. Нивната орбита се распаѓа и тие се спојуваат низ нивната заедничка обвивка.<ref>
{{Наведено списание|last=Middleditch|first=J.|date=2004|title=A White Dwarf Merger Paradigm for Supernovae and Gamma-Ray Bursts|journal=[[The Astrophysical Journal]]|volume=601|issue=2|pages=L167–L170|arxiv=astro-ph/0311484|bibcode=2004ApJ...601L.167M|doi=10.1086/382074}}
</ref> Студијата заснована на спектрите на Слоуновиот дигитален небесен преглед открил 15 двојни системи од 4.000 тестирани бели џуџиња, што подразбира двојно спојување на бели џуџиња на секои 100 години во Млечниот Пат: оваа стапка се совпаѓа со бројот на супернови од типот Ia откриени во нашето соседство.<ref>
{{Наведена мрежна страница|url=http://www.news.pitt.edu/supernovae|title=Important Clue Uncovered for the Origins of a Type of Supernovae Explosion, Thanks to a Research Team at the University of Pittsburgh|publisher=[[University of Pittsburgh]]|accessdate=23 March 2012}}</ref>

Двојно изродено сценарио е едно од неколкуте објаснувања предложени за аномално масивниот ({{Сончева маса|2}}) предок на SN 2003fg.<ref>{{Наведени вести|url=http://www.lbl.gov/Science-Articles/Archive/Phys-weird-supernova.html|title=The Weirdest Type Ia Supernova Yet|date=2006-09-20|access-date=2006-11-02|archive-url=https://web.archive.org/web/20171008095627/http://www2.lbl.gov/Science-Articles/Archive/Phys-weird-supernova.html|archive-date=2017-10-08|publisher=[[Lawrence Berkeley National Laboratory]]}}</ref><ref>
{{Наведени вести|url=https://www.newscientist.com/article/dn10114|title=Bizarre Supernova Breaks All The Rules|date=2006-09-20|access-date=2007-01-08|publisher=New Scientist}}</ref> Тоа е единственото можно објаснување за SNR 0509-67.5, бидејќи сите можни модели со само едно бело џуџе се исклучени.<ref>
{{Наведено списание|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> Исто така, силно е предложено за SN 1006, имајќи предвид дека таму не е пронајден остаток од придружна ѕвезда. Набљудувањата направени со вселенскиот телескоп Свифт на [[НАСА]] ја отфрлиле можноста за постоечки суперџинови или џиновски придружни ѕвезди од секој тип la супернова. Издуваната надворешна обвивка на суперџиновскиот придружник треба да емитува [[рендгенски зраци]], но овој сјај не бил откриен од XRT (телескопот на Х-зраци) на Свифт во 53-те најблиски остатоци од супернова. За 12 Тип&nbsp;Ia супернова забележана во рок од 10 дена од експлозијата, UVOT (ултравиолетови/оптички телескоп) на сателитот не покажал ултравиолетово зрачење кое потекнува од површината на загреаната придружна ѕвезда погодена од ударниот бран на суперновата, што значи дека нема црвени џинови или поголеми ѕвезди кои орбитираат околу тие предци на суперновата. Во случајот со SN 2011fe, придружната ѕвезда мора да била помала од [[Сонце]]то, доколку постоела.<ref>{{Наведена мрежна страница|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 June 2020|accessdate=24 March 2012}}</ref> Опсерваторијата за рендгенски зраци Чандра открила дека зрачењето со Х-зраци на пет [[Елиптична галаксија|елиптични галаксии]] и испакнатоста на [[Андромеда (галаксија)|галаксијата Андромеда]] е 30-50 пати послабо од очекуваното. Зрачењето на Х-зраци треба да се емитува од насобирачките дискови на предците на супернова од тип Ia. Недостасуваното зрачење покажува дека неколку бели џуџиња поседуваат [[насобирачки диск]]ови, исклучувајќи го вообичаениот модел на суперновата Ia базиран на насобирање.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://chandra.harvard.edu/photo/2010/type1a/|title=NASA's Chandra Reveals Origin of Key Cosmic Explosions|publisher=[[Chandra X-ray Observatory]] website|accessdate=28 March 2012}}</ref> Навнатре спиралните парови на бели џуџиња се силно заклучени кандидатски извори на [[Гравитациски бран|гравитациони бранови]], иако тие не биле директно забележани.

Двојните изродени сценарија покренуваат прашања за применливоста на тип Ia супернова како [[Скала на вселенски растојанија|стандардни свеќи]], бидејќи вкупната маса на двете споени бели џуџиња значително варира, што значи дека и [[сјајност]]а варира.

=== Тип Iax ===
Предложено е група на подсјајни супернови да се класифицираат како '''Тип&nbsp;Iax'''.<ref name="foley">{{Наведено списание|last=Foley|first=Ryan J.|last2=Challis|first2=P. J.|last3=Chornock|first3=R.|last4=Ganeshalingam|first4=M.|last5=Li|first5=W.|last6=Marion|first6=G. H.|last7=Morrell|first7=N. I.|last8=Pignata|first8=G.|last9=Stritzinger|first9=M. D.|date=2012|title=Type Iax Supernovae: A New Class of Stellar Explosion|journal=The Astrophysical Journal|volume=767|issue=1|page=57|arxiv=1212.2209|bibcode=2013ApJ...767...57F|doi=10.1088/0004-637X/767/1/57}}</ref> Овој тип на супернова не секогаш може целосно да го уништи родното бело џуџе, но наместо тоа да остави зад себе зомби ѕвезда .<ref>{{Наведени вести|url=https://www.sciencedaily.com/releases/2014/08/140806142124.htm|title=Hubble finds supernova star system linked to potential 'zombie star'|date=6 August 2014|publisher=SpaceDaily}}</ref> Познати примери на типот Iax супернови вклучуваат: историската супернова SN 1181, [[SN 1991T]], [[SN 1991bg]], SN 2002cx и [[SN 2012Z]].

Се верува дека суперновата SN 1181 е поврзана со остатокот од суперновата Pa 30 и нејзината средишна ѕвезда IRAS 00500+6713, што е резултат на спојување на бело џуџе на CO и бело џуџе ONe. Ова ги прави Pa 30 и IRAS 00500+6713 единствениот SN Iax остаток во [[Млечен Пат|Млечниот Пат]].<ref>{{Наведено списание|last=Ritter|first=Andreas|last2=Parker|first2=Quentin A.|last3=Lykou|first3=Foteini|last4=Zijlstra|first4=Albert A.|last5=Guerrero|first5=Martin A.|last6=Le Du|first6=Pascal|date=7 Nov 2023|title=From an amateur PN candidate to the Rosetta Stone of SN Iax research|journal=IAU 384 Conference Proceedings|pages=6|arxiv=2311.03700|bibcode=2023arXiv231103700R}}</ref>

== Набљудување ==
[[Податотека:Supernova_remnant_N103B.jpg|лево|мини| Остатокот од супернова N103B снимен од вселенскиот телескоп „Хабл“.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=https://www.spacetelescope.org/news/heic1707/|title=Search for stellar survivor of a supernova explosion|work=www.spacetelescope.org|accessdate=30 March 2017}}</ref>]]
За разлика од другите типови на супернови, Тип&nbsp;Ia супернова генерално се појавува во сите видови галаксии, вклучувајќи ги и елиптичните. Тие не покажуваат претпочитање за региони на тековно формирање на ѕвезди.<ref>
{{Наведено списание|last=van Dyk|first=Schuyler D.|date=1992|title=Association of supernovae with recent star formation regions in late type galaxies|journal=Astronomical Journal|volume=103|issue=6|pages=1788–1803|bibcode=1992AJ....103.1788V|doi=10.1086/116195}}</ref> Како што се формираат белите џуџести ѕвезди на крајот од развојниот период на главната низа на ѕвездата, таков долговечен ѕвезден систем можеби залутал далеку од регионот каде што првично се формирал. Потоа, близок двоен систем може да помине уште еден милион години во фазата на масовно пренесување (евентуално формирање на постојани изливи на нова) пред да се создадат услови за тип la супернова.<ref>
{{Наведено списание|last=Hoeflich|first=N.|last2=Deutschmann|first2=A.|last3=Wellstein|first3=S.|last4=Höflich|first4=P.|date=1999|title=The evolution of main sequence star + white dwarf binary systems towards Type Ia supernovae|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=362|pages=1046–1064|arxiv=astro-ph/0008444|bibcode=2000A&A...362.1046L}}</ref>

Долгогодишен проблем во астрономијата е идентификацијата на предците на супернова. Директното набљудување на предок би обезбедило корисни ограничувања за моделите на супернова. Почнувајќи од 2006 година, потрагата по таков предок траела подолго од еден век.<ref name="kotak2008">{{Наведена книга|title=RS Ophiuchi (2006) and the Recurrent Nova Phenomenon|last=Kotak|first=R.|date=December 2008|publisher=Astronomical Society of the Pacific|editor-last=Evans|editor-first=A.|series=ASP Conference Series|volume=401|location=San Francisco|page=150|chapter=Progenitors of Type Ia Supernovae|bibcode=2008ASPC..401..150K|editor-last2=Bode|editor-first2=M.F.|editor-last3=O'Brien|editor-first3=T.J.|editor-last4=Darnley|editor-first4=M.J.}} Proceedings of the conference held 12–14 June 2007, at Keele University, Keele, United Kingdom.</ref> Набљудување на суперновата СН&nbsp;2011fe обезбедило корисни ограничувања. Претходните набљудувања со вселенскиот телескоп „Хабл“ не покажале ѕвезда на местото на настанот, со што бил исклучен [[Црвен џин|црвениот џин]] како извор. Било откриено дека [[плазма]]та што се шири од експлозијата содржи јаглерод и кислород, што го прави веројатно дека предокот бил бело џуџе првенствено составено од овие елементи.<ref name="nature480_344">{{Наведено списание|last=Nugent|first=Peter E.|last2=Sullivan|first2=Mark|last3=Cenko|first3=S. Bradley|last4=Thomas|first4=Rollin C.|last5=Kasen|first5=Daniel|last6=Howell|first6=D. Andrew|last7=Bersier|first7=David|last8=Bloom|first8=Joshua S.|last9=Kulkarni|first9=S. R.|displayauthors=29|date=December 2011|title=Supernova 2011fe from an Exploding Carbon-Oxygen White Dwarf Star|journal=Nature|volume=480|issue=7377|pages=344–347|arxiv=1110.6201|bibcode=2011Natur.480..344N|doi=10.1038/nature10644|pmid=22170680}}</ref> Слично, набљудувањата на блискиот СН&nbsp;PTF&nbsp;11kx,<ref name="Dilday et al">{{Наведено списание|last=Dilday|first=B.|last2=Howell|first2=D. A.|last3=Cenko|first3=S. B.|last4=Silverman|first4=J. M.|last5=Nugent|first5=P. E.|last6=Sullivan|first6=M.|last7=Ben-Ami|first7=S.|last8=Bildsten|first8=L.|last9=Bolte|first9=M.|displayauthors=29|date=2012|title=PTF11kx: A Type-Ia Supernova with a Symbiotic Nova Progenitor|journal=Science|volume=337|issue=6097|pages=942–945|arxiv=1207.1306|bibcode=2012Sci...337..942D|doi=10.1126/science.1219164|pmid=22923575}}</ref> откриени на 16 јануари 2011 година (UT) од страна на Паломарската минлива фабрика (ПТФ), довеле до заклучок дека оваа експлозија произлегува од еден-изроден предок, со придружник на црвен џин, со што се сугерира дека нема единствена зачетна патека на SN&nbsp;Ia. Директни набљудувања на предокот на ПТФ 11kx биле пријавени во изданието на Science од 24 август и го поддржуваат овој заклучок, а исто така покажуваат дека ѕвездата-предок доживеала периодични ерупции на нова пред суперновата - уште едно изненадувачко откритие.<ref name="Dilday et al" /><ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://scitechdaily.com/the-first-ever-direct-observations-of-a-type-1a-supernova-progenitor-system/|title=The First-Ever Direct Observations of a Type 1a Supernova Progenitor System|date=2012-08-24|work=Scitech Daily}}</ref> Сепак, подоцнежната анализа открила дека [[Околуѕвездена обвивка|материјалот од околните ѕвезди]] е премногу масивен за сценариото со единечна дегенерација и подобро одговара на сценариото со јадро-дегенерација.<ref>{{Наведено списание|last=Soker|first=Noam|last2=Kashi|first2=Amit|last3=García Berro|first3=Enrique|last4=Torres|first4=Santiago|last5=Camacho|first5=Judit|year=2013|title=Explaining the Type Ia supernova PTF 11kx with a violent prompt merger scenario|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=431|issue=2|pages=1541–1546|arxiv=1207.5770|bibcode=2013MNRAS.431.1541S|doi=10.1093/mnras/stt271|doi-access=free}}</ref>

Во мај 2015 година, НАСА објавила дека вселенската опсерваторија „Кеплер“ ја набљудувала KSN&#x20;2011б, тип&nbsp;Ia супернова во процес на експлозија. Деталите за моментите пред Нова може да им помогнат на научниците подобро да го проценат квалитетот на суперновите од типот Ia како стандардни свеќи, што е важна алка во аргументот за темната енергија.<ref name="NASA-20150520">{{Наведена мрежна страница|url=http://www.nasa.gov/ames/kepler/nasa-spacecraft-capture-rare-early-moments-of-baby-supernovae|title=NASA Spacecraft Capture Rare, Early Moments of Baby Supernovae|last=Johnson|first=Michele|last2=Chandler|first2=Lynn|date=May 20, 2015|work=[[NASA]]|archive-url=https://web.archive.org/web/20201108105310/http://www.nasa.gov/ames/kepler/nasa-spacecraft-capture-rare-early-moments-of-baby-supernovae/|archive-date=November 8, 2020|accessdate=May 21, 2015}}</ref>

Во септември 2021 година, астрономите објавиле дека [[Хабл (вселенски телескоп)|вселенскиот телескоп „Хабл“]] направил три снимки од супернова од типот Ia преку гравитациона леќа. Оваа супернова се појавила во три различни времиња во развој на нејзината светлина поради различната должина на патеката на сјајноста на трите слики; на -24, 92 и 107 дена од врвната осветленост. Во 2037 година ќе се појави четврта слика што ќе овозможи набљудување на целиот циклус на сјајност на суперновата.<ref name="RodneyNASA">{{Наведено списание|last=Rodney|first=Steven A.|last2=Brammer|first2=Gabriel B.|last3=Pierel|first3=Justin D. R.|last4=Richard|first4=Johan|last5=Toft|first5=Sune|last6=O’Connor|first6=Kyle F.|last7=Akhshik|first7=Mohammad|last8=Whitaker|first8=Katherine E.|date=13 September 2021|title=A gravitationally lensed supernova with an observable two-decade time delay|journal=Nature Astronomy|volume=5|issue=11|pages=1118–1125|arxiv=2106.08935|bibcode=2021NatAs...5.1118R|doi=10.1038/s41550-021-01450-9}}</ref>

=== Светлосна крива ===
[[Податотека:SNIacurva.png|лево|мини| Овој заплет на сјајност (во однос на Сонцето, [[Сончева сјајност|''L'' <sub>0</sub>]]) наспроти времето ја покажува карактеристичната светлосна крива за тип la супернова. Врвот првенствено се должи на распаѓањето на [[никел]]от (Ni), додека подоцнежната фаза се напојува со [[кобалт]] (Co).]]
[[Податотека:SN2018gv.gif|мини| Крива на светлина за тип Ia [[NGC 2525|SN 2018gv]]]]
Тип&nbsp;Ia суперновите имаат карактеристична [[Светлинска крива|светлосна крива]], нивниот график на сјајност во функција на времето по експлозијата. Во близина на времето на максимална осветленост, спектарот содржи линии на елементи со средна маса од кислород до [[калциум]]; ова се главните состојки на надворешните слоеви на ѕвездата. Месеци по експлозијата, кога надворешните слоеви се прошируваат до точка на проѕирност, во спектарот доминира светлината што ја емитува материјал во близина на јадрото на ѕвездата, тешки елементи синтетизирани за време на експлозијата; најистакнатите изотопи блиску до масата на железото (елементи со врвови на железо). [[Радиоактивност|Радиоактивното распаѓање]] на никел-56 преку кобалт-56 до железо-56 произведува високо-енергетски [[фотон]]и, кои доминираат во енергетскиот излез во средно до доцно време.

Употребата на супернова од типот Iа за мерење прецизни растојанија била почетна од соработката на чилеанските и американските астрономи, Истражувањето за супернова Калан/Тололо.<ref>{{Наведено списание|last=Hamuy|first=M.|displayauthors=etal|date=1993|title=The 1990 Calan/Tololo Supernova Search|url=http://repositorio.uchile.cl/bitstream/2250/126225/1/Hamuy_Mario_1990.pdf|journal=Astronomical Journal|volume=106|issue=6|page=2392|bibcode=1993AJ....106.2392H|doi=10.1086/116811}}</ref> Во серија трудови во 1990-тите, истражувањето покажало дека иако суперновите од типот Ia не го достигнуваат сите истиот врв на сјајност, еден параметар измерен од кривата на светлината може да се користи за да се коригираат незацрвенетите супернови од типот Ia на стандардните вредности на свеќата. Оригиналната корекција на стандардната вредност е позната како Филипсов однос <ref>{{Наведено списание|last=Phillips|first=M. M.|date=1993|title=The absolute magnitudes of Type Ia supernovae|journal=Astrophysical Journal Letters|volume=413|issue=2|page=L105|bibcode=1993ApJ...413L.105P|doi=10.1086/186970}}</ref> и оваа група покажала дека може да мери релативни растојанија до 7% точност.<ref>{{Наведено списание|last=Hamuy|first=M.|last2=Phillips|first2=M. M.|last3=Suntzeff|first3=Nicholas B.|last4=Schommer|first4=Robert A.|last5=Maza|first5=José|last6=Aviles|first6=R.|date=1996|title=The Absolute Luminosities of the Calan/Tololo Type IA Supernovae|journal=Astronomical Journal|volume=112|page=2391|arxiv=astro-ph/9609059|bibcode=1996AJ....112.2391H|doi=10.1086/118190}}</ref> Причината за оваа униформност во врвната осветленост е поврзана со количината на никел-56 произведен кај белите џуџиња кои веројатно експлодираат во близина на Чандрасекаровата граница.<ref>
{{Наведено списание|last=Colgate|first=S. A.|date=1979|title=Supernovae as a standard candle for cosmology|journal=Astrophysical Journal|volume=232|issue=1|pages=404–408|bibcode=1979ApJ...232..404C|doi=10.1086/157300}}</ref>

Сличноста во профилите на апсолутна осветленост на скоро сите познати типови на супернова Ia довело до нивна употреба како секундарна стандардна свеќа во вонгалактичката астрономија.<ref>{{Наведено списание|last=Hamuy|first=M.|last2=Phillips|first2=M. M.|last3=Maza|first3=Jose|last4=Suntzeff|first4=Nicholas B.|last5=Schommer|first5=R. A.|last6=Aviles|first6=R.|date=1996|title=A Hubble diagram of distant type IA supernovae|journal=Astronomical Journal|volume=109|page=1|bibcode=1995AJ....109....1H|doi=10.1086/117251}}</ref> Подобрените калибрации на скалата за [[Кефеида|променливо растојание Кефеиди]] <ref>{{Наведено списание|last=Freedman|first=W.|displayauthors=etal|year=2001|title=Final Results from the Hubble Space Telescope Key Project to Measure the Hubble Constant|journal=Astrophysical Journal|volume=553|issue=1|pages=47–72|arxiv=astro-ph/0012376|bibcode=2001ApJ...553...47F|doi=10.1086/320638}}</ref> и директните мерења на геометриското растојание до [[Месје 106|NGC 4258]] од динамиката на масерската емисија <ref>
{{Наведено списание|last=Macri|first=L. M.|last2=Stanek|first2=K. Z.|last3=Bersier|first3=D.|last4=Greenhill|first4=L. J.|last5=Reid|first5=M. J.|date=2006|title=A New Cepheid Distance to the Maser-Host Galaxy NGC 4258 and Its Implications for the Hubble Constant|journal=Astrophysical Journal|volume=652|issue=2|pages=1133–1149|arxiv=astro-ph/0608211|bibcode=2006ApJ...652.1133M|doi=10.1086/508530}}</ref> кога се комбинираат со Хабловиот дијаграм на растојанија на супернова од типот Ia довеле до подобрена вредност на константата на Хабл.

Во 1998 година, набљудувања од далечен тип на суперновата Ia укажале на неочекуваниот резултат дека [[вселена]]та се чини дека е подложена на забрзано ширење.<ref name="perlmutter">{{Наведено списание|last=Perlmutter|first=S.|author-link=Saul Perlmutter|last2=Supernova Cosmology Project|author-link2=Supernova Cosmology Project|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.|displayauthors=2|date=1999|title=Measurements of Omega and Lambda from 42 high redshift supernovae|journal=Astrophysical Journal|volume=517|issue=2|pages=565–86|arxiv=astro-ph/9812133|bibcode=1999ApJ...517..565P|doi=10.1086/307221}}</ref><ref name="riess">{{Наведено списание|last=Riess|first=Adam G.|author-link=Adam Riess|last2=Supernova Search Team|author-link2=Supernova Search Team|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|displayauthors=2|date=1998|title=Observational evidence from supernovae for an accelerating Universe and a cosmological constant|journal=Astronomical Journal|volume=116|issue=3|pages=1009–1038|arxiv=astro-ph/9805201|bibcode=1998AJ....116.1009R|doi=10.1086/300499}}</ref> На тројца членови од два тима подоцна им биле доделени Нобеловите награди за ова откритие.<ref>''Cosmology'', Steven Weinberg, Oxford University Press, 2008.</ref>

== Подвидови ==
[[Податотека:Tangled — cosmic edition SNR 0454-67.2.jpg|мини|Остатокот од супернова SNR 0454-67.2 веројатно е резултат на експлозија на супернова од типот Ia.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=https://www.spacetelescope.org/images/potw1848a/|title=Tangled — cosmic edition|work=www.spacetelescope.org|accessdate=26 November 2018}}</ref>]]
Постои значителна разновидност во рамките на класата на супернови од типот Ia. Одразувајќи го ова, биле идентификувани многу подкласи. Два истакнати и добро проучени примери вклучуваат 1991T-likesТ <math>(M_V \lesssim-19.5)</math> подкласа која покажува особено силни [[Спектрална линија|спектрални линии]] на железо и ненормално мали силициумски карактеристики,<ref>{{Наведено списание|last=Sasdelli|first=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|arxiv=1409.0116|bibcode=2014MNRAS.445..711S|doi=10.1093/mnras/stu1777|issn=0035-8711|doi-access=free}}</ref> и 1991bg-like, исклучително слаба <math>(M_V\gtrsim-18)</math> подкласа која се карактеризира со силни карактеристики на рана апсорпција на титаниум и брз фотометриски и спектрален развој.<ref>{{Наведено списание|last=Mazzali|first=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> И покрај нивната абнормална [[Сјајност|осветленост]], членовите на двете посебни групи може да се стандардизираат со употреба на Филипсовата релација за одредување на [[Скала на вселенски растојанија|растојанието]].<ref>{{Наведено списание|last=Taubenberger|first=S.|last2=Hachinger|first2=S.|last3=Pignata|first3=G.|last4=Mazzali|first4=P. A.|last5=Contreras|first5=C.|last6=Valenti|first6=S.|last7=Pastorello|first7=A.|last8=Elias-Rosa|first8=N.|last9=Bärnbantner|first9=O.|date=2008-03-01|title=The underluminous Type Ia supernova 2005bl and the class of objects similar to SN 1991bg|journal=MNRAS|language=en|volume=385|issue=1|pages=75–96|arxiv=0711.4548|bibcode=2008MNRAS.385...75T|doi=10.1111/j.1365-2966.2008.12843.x|issn=0035-8711|doi-access=free}}</ref>

== Поврзано ==
* [[Јаглеродна детонација]]
* [[Скала на вселенски растојанија|Скала за космичко растојание]]
* [[Историја на набљудувањata на супернова]]
* [[Список на остатоци од супернови|Список на остатоци од супернова]]
* [[Супернова блиску до Земјата]]
* [[Остаток од супернова]]

== Наводи ==
{{наводи}}

== Надворешни врски ==
*[https://sne.space?claimedtype=ia List of all known Type Ia supernovae] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20220202231856/https://sne.space/?claimedtype=ia |date=2022-02-02 }} at [https://sne.space The Open Supernova Catalog] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20160303230459/https://sne.space/ |date=2016-03-03 }}.
* {{cite web| last = Falck| first = Bridget| date = 2006| url = http://www.pha.jhu.edu/~bfalck/SeminarPres.html| title = Type Ia Supernova Cosmology with ADEPT| publisher = Johns Hopkins University| access-date = 2007-05-20| url-status = dead| archive-url = https://web.archive.org/web/20071030233615/http://www.pha.jhu.edu/~bfalck/SeminarPres.html| archive-date = 2007-10-30}}
* {{cite web
| date =February 27, 2007 
| url =http://www.sdss.org/supernova/aboutsprnova.html
| title =Sloan Supernova Survey
| publisher =Sloan Digital Sky Survey
| access-date = 2007-05-25 }}
* {{cite web
|url = http://www.peripatus.gen.nz/Astronomy/Novae.html
|title = Novae and Supernovae
|publisher = peripatus.gen.nz
|access-date = 2007-05-25
|url-status = dead
|archive-url = https://web.archive.org/web/20070815093046/http://www.peripatus.gen.nz/Astronomy/Novae.html
|archive-date = 2007-08-15
}}
* {{cite web
| date =August 6, 2003
| url =http://www.spaceflightnow.com/news/n0308/06supernova/
| title =Source for major type of supernova 
| publisher =Pole Star Publications Ltd
| access-date = 2007-11-25}} (A Type Ia progenitor found)

* {{cite web
|url = http://www.peripatus.gen.nz/Astronomy/Novae.html
|title = Novae and Supernovae explosions found
|publisher = peripatus.gen.nz
|access-date = 2007-05-25
|url-status = dead
|archive-url = https://web.archive.org/web/20070815093046/http://www.peripatus.gen.nz/Astronomy/Novae.html
|archive-date = 2007-08-15
}}
*[https://web.archive.org/web/20140316164637/http://today.lbl.gov/2014/03/04/snfactory-shows-type-ia-%E2%80%98standard-candles%E2%80%99-have-many-masses/ SNFactory Shows Type Ia ‘Standard Candles’ Have Many Masses] (March 4, 2014)

[[Категорија:Супернови]]