mini|Künstlerische Darstellung einer Supernova vom Typ Ia
Supernovae vom Typ Ia sind eine relativ homogene Gruppe von Supernovae. Beim explosiven Aufleuchten zeigen sie in ihren Spektren keine Anzeichen von Wasserstoff oder Helium. Ihr charakteristisches Merkmal sind starke Absorptionslinien des Siliciums in der Zeit nach dem Maximum. Typ-Ia-Supernovae werden auch nach ihrem vermuteten Explosionsmechanismus als thermonukleare Supernovae bezeichnet. Im Gegensatz zu allen anderen Supernovaarten befindet sich in ihren Supernovaüberresten kein überlebender Zentralstern. Supernovae vom Typ Ia galten lange als die am genauesten bekannten Standardkerzen zur Entfernungsbestimmung im Bereich kosmologischer Distanzen, neuste Erkenntnisse lassen daran aber Zweifel aufkommen.
Beobachtung mini|Spektrum der Typ-Ia-Supernova SN1998aq einen Tag nach dem Maximum. Die Klassifizierung von Supernovae vom Typ Ia beruht primär auf spektroskopischen Kriterien mit der vollständigen Abwesenheit von Wasserstoff und Helium sowie dem Nachweis von starken Siliciumlinien im Spektrum während des Anstiegs und des Maximums. Die spektralen Eigenschaften, die absolute Helligkeit 15 Tage nach dem Maximum sowie die Form der Lichtkurve sind bei 70 Prozent der Supernovae vom Typ Ia, den normalen Typ-Ia-Supernovae, fast identisch. Die optischen Spektren enthalten zum Zeitpunkt der maximalen Helligkeit Silicium, Sauerstoff, Calcium und Magnesium. Daraus wird geschlossen, dass die äußeren Schichten des bei der Supernovaexplosion ausgeworfenen Materials aus chemischen Elementen mittlerer Masse bestehen. Einfach ionisierte Linien des Eisens dominieren das Spektrum ungefähr zwei Wochen nach dem Maximum. Etwa einen Monat später, während der Nebelphase, beginnen verbotene Linien des einfach und zweifach ionisierten Eisens und Cobalts sowie Absorptionslinien des Calciums aufzutreten. Die Stärke der Cobaltlinien nimmt im Laufe der Zeit ab, während die Stärke der Linien des Eisens zunimmt. Die Lichtkurve der Supernovae vom Typ Ia lässt sich modellieren nach dem radioaktiven Zerfall von 56Ni über 56Co und weiter zu 56Fe. Dies passt auch zu dem zeitlichen Verlauf der Stärke der Spektrallinien.
Die frühen Spektren entstehen durch die Streuung eines thermischen Kontinuums mit P-Cygni-Profilen, deren blaues Ende bis zu 25.000 km/s erreicht. Die maximale Expansionsgeschwindigkeit nimmt schnell im Laufe der Zeit ab. Dabei sind die beobachteten Geschwindigkeiten abhängig von den chemischen Elementen und lassen eine geschichtete Struktur der in der Explosion entstehenden Produkte vermuten.
mini|Schematische Lichtkurve von Supernovae vom Typ Ia. Die Leuchtkraft um das Maximum wird überwiegend durch den radioaktiven Zerfall von Nickel bestimmt, im späteren langsameren Abfall von Cobalt. Die Lichtkurven der normalen Ia-Supernovae erreichen ungefähr 19 Tage nach der Explosion eine maximale absolute Helligkeit im Blauen und Visuellen des Johnson-Systems von bis zu −19,3 mag. Innerhalb eines Monats fällt die Helligkeit um drei Magnituden ab und danach weiter exponentiell mit einer Magnitude pro Monat. Im Infraroten tritt einen Monat nach dem ersten Maximum ein zweites auf. Aus den Lichtkurven wird abgeschätzt, dass in den Supernovae-Explosionen zwischen 0,3 und 0,9 Sonnenmassen an 56Ni synthetisiert werden. Im Radiobereich können Typ-Ia-Supernovae im Gegensatz zu Kernkollapssupernovae nicht nachgewiesen werden. Radiostrahlung entsteht nur Jahrtausende später in den Supernovaüberresten durch Bremsstrahlung, wenn das ausgeworfene Material mit interstellarer Materie wechselwirkt.
Untergruppen Neben den normalen Typ-Ia-Supernovae treten noch lichtschwächere und hellere Supernovae auf, die sich spektroskopisch nicht oder nur wenig von den normalen Ia-Supernovae unterscheiden: Die Super-Chandrasekhar-Supernovae vom Typ Ia mit einem Anteil von ungefähr 9 Prozent aller Ia-Supernovae. Ihre absoluten Helligkeiten sind im Maximum um eine Magnitude heller. Ihre Lichtkurven lassen sich modellieren mit 1,5 bis 1,8 Sonnenmassen von 56Ni. Diese Masse an einem synthetisierten Element übersteigt die maximale Masse eines Weißen Zwergs, die Chandrasekhar-Grenze, von ungefähr 1,44 Sonnenmassen. Die Supernovae vom Typ .Ia oder auch SN-1991bg-artigen Supernovae haben einen Anteil von 15 Prozent aller Ia-Supernovae. Sie erreichen eine geringere absolute maximale Helligkeit von nicht mehr als −17 mag. Die neu synthetisierte Materie an 56Ni liegt bei nur 0,1 Sonnenmassen und die Lichtkurve fällt schneller ab als bei normalen Ia-Supernovae. Im Infraroten tritt kein zweites Maximum auf. Es gibt im Spektrum Anzeichen für nicht in Kernfusionen verbrauchten Kohlenstoff. Die Supernovae vom Typ Iax oder auch SN-2002cx-artigen Supernovae tragen zu 5 Prozent aller Ia-Supernovae bei. Nach ihren Lichtkurven sind bei diesen unterleuchtkräftigen Supernovae nur 0,2 Sonnenmassen an 56Ni entstanden. Ihre maximalen Helligkeiten erreichen um die −18 mag. Die Expansionsgeschwindigkeit ist recht gering und ihre Hüllen werden auch ein Jahr nach der Explosion noch nicht transparent. Die SN-Ia-CSM-Untergruppe zeigt in späten Spektren einige Wochen bis Monate nach dem Maximum schwache Anzeichen für scharfe Linien des Wasserstoffs. Die SN-Ia-CSM machen je nach Autor zwischen 0,1 und 1 Prozent aller Supernovae vom Typ Ia aus. Die Wasserstofflinien entstehen wahrscheinlich durch die Interaktion des bei der Supernovaexplosion ausgestoßenen Materials mit zirkumstellarer Materie.
Bedeutung Normale Supernovae vom Typ Ia sind die Standardkerzen zur Entfernungsbestimmung über kosmologische Distanzen. Mittels der Phillips-Beziehung können die leicht unterschiedlichen Lichtkurven normiert werden und zeigen dann 15 Tage nach dem Maximum nur noch eine Streuung ihrer absoluten Helligkeiten von 0,1 mag. Durch die Anwendung der Phillips-Beziehung wurde die beschleunigte Expansion des Universums entdeckt, die derzeit mit der Dunklen Energie erklärt wird. Daneben führen die Supernovae der interstellaren Materie bis zu 0,7 Sonnenmassen an schweren Elemente zu, die zu Staub kondensieren. Darüber hinaus tragen sie erhebliche Mengen an kinetischer Energie in die interstellare Materie ein, wodurch weitere Sternentstehung angestoßen werden kann. Die Supernovaüberreste sind wahrscheinlich die Orte, an denen ein großer Teil der kosmischen Strahlung auf annähernd Lichtgeschwindigkeit beschleunigt wird.
Heimatgalaxien mini|SN 2011fe in M101 Die Häufigkeit für das Auftreten einer Supernova vom Typ Ia wird für die Milchstraße auf eine bis drei pro Hundert Jahre geschätzt. Da große Teile der Milchstraße wegen der Extinktion durch Staub der interstellaren Materie nicht beobachtet werden können, werden Supernovae durch systematische Durchmusterungen in nahen Galaxien gesucht. Typ-Ia-Supernovae treten in allen Arten von Galaxien auf, im Gegensatz zu Kernkollapssupernovae stehen sie daher nicht in einer Verbindung mit massereichen Sternen. Sie werden auch in allen Arten von stellaren Populationen beobachtet.
In frühen Galaxien („früh“ in der Klassifizierung nach Hubble) sind ihre Expansionsgeschwindigkeiten systematisch geringer und die maximale Helligkeit um 0,25 mag niedriger als bei späten oder Starburstgalaxien. Auch Galaxien mit hohen Gesamtmassen zeigen im Durchschnitt eine geringere Expansionsgeschwindigkeit der Supernovae vom Typ Ia. Diese Beziehungen bleiben auch für hohe Rotverschiebungen gültig.
Die Supernovaerate pro Sonnenmasse ist für späte Galaxientypen um einen Faktor 20 höher als für frühe Galaxien und ist umgekehrt linear abhängig von der Galaxienmasse. Im Bulge von Galaxien scheint die Supernovaerate geringer als in den Spiralarmen zu sein. In den Halos sind die Supernovae lichtschwächer als in den Spiralarmen. Aufgrund dieser Beobachtungen wird vermutet, dass die Typ-Ia-Supernovae sich dort typischerweise aus unterschiedlichen Vorläufersystemen entwickeln.
Supernova Ia als explodierender Weißer Zwerg vom C-O-Typ Bei nahen Supernovae wie SN 2011fe kann aus dem Zeitpunkt des Shock Breakouts auf den Radius des explodierenden Sterns geschlossen werden. Dieser wird auf weniger als 0,02 Sonnenradien eingegrenzt. Aus der Lichtkurve kann die synthetisierte Masse an 56Ni berechnet werden, die bei normalen Supernovae vom Typ Ia bei durchschnittlich 0,5 Sonnenmassen liegt. Dieser Wert ist identisch mit der Untergrenze der Masse des Vorläufersterns und diese Kombination tritt nur bei entarteten Sternen auf: Weißen Zwergen, Neutronensternen oder den hypothetischen Quarksternen. Es gibt keinen plausiblen Mechanismus, wie ein Neutronenstern explodieren könnte, weshalb es allgemeiner Konsens ist, dass die Vorläufersterne von Supernovae des Typs Ia Weiße Zwerge sind. Weiße Zwerge können überwiegend aus Magnesium und Neon bestehen oder aus einem Gemisch aus Kohlenstoff und Sauerstoff. Sehr frühe Spektren solcher Supernovae zeigen Anzeichen von Kohlenstoff und Sauerstoff. Es sind thermonukleare Reaktionen bekannt, um aus einem Kohlenstoff-Sauerstoff-Gemisch alle in den Spektren nachgewiesenen Elemente zu erzeugen, während dies nicht für Magnesium oder Neon gilt. Daher wird vermutet, dass die Vorläufersterne von Supernovae vom Typ Ia C-O-Weiße-Zwerge sind.
Ein Weißer Zwerg in einem Doppelsternsystem kann instabil werden, wenn er im Laufe der Zeit Gas aus der ausgedehnten Hülle seines Begleiters akkretiert, wobei es zu mehreren Nova-Ausbrüchen kommen kann. Bei diesen Ausbrüchen fusioniert der Wasserstoff des akkretierten Gases, die Fusionsprodukte bleiben zurück, bis der vor der Supernova stehende Weiße Zwerg in seinem Kern große Mengen mit Sauerstoff verunreinigten Kohlenstoffs, einem riesigen Diamanten vergleichbar, enthält. Die unter hohem Gravitationsdruck herrschende mittlere Dichte liegt dabei typischerweise bei rund 3 t pro cm³. Wenn sich der Kern durch weitere Akkretion und Verbrennungsvorgänge in den Schalen der Chandrahsekharmasse nähert, wird er zunehmend instabil. Je mehr Masse ihm zugeführt wird, umso kleiner wird sein Radius, die Dichte steigt auf über 1000 t pro cm³. Nach Pauldrach wird der Stern in dieser Phase zunehmend instabil, da er keinen spezifizierbaren Radius mehr besitzt. Bei Erreichen der Grenzmasse fusioniert der vorhandene Kohlenstoff dann nicht über eine Erhöhung der Temperatur, sondern aufgrund der weiteren Dichtezunahme. Diese Temperaturerhöhung führt im entarteten Stern aber erst dann zu weiteren Vorgängen, wenn er bei rund 10 Mrd. K wieder einen nicht-entarteten, thermischen Gleichgewichtszustand erreicht hat. Der gesamte Kohlenstoffvorrat des Sterns fusioniert dann in Sekundenbruchteilen zu Eisen und Nickel. Dieser letzte Vorgang bildet dann die eigentliche thermonukleare Supernova vom Typ Ia.Adalbert W. A. Pauldrach: Das Dunkle Universum. Der Wettstreit Dunkler Materie und Dunkler Energie: Ist das Universum zum Sterben geboren?, 2. Aufl., Springer 2017 (ISBN 978-3-662-52915-7), Seite 379ff.