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| Ia超新星 |
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Ia超新星是变星的子分类中，由白矮星产生剧烈爆炸结果的激变变星。白矮星是完成正常的生命周期程序，已经停止核聚变的恒星，但是白矮星中最普通的碳和氧在温度够高时，仍有能力进行下一步的核聚变反应。物理上，以低速率自转的白矮星 ，质量受限于大约是1.44太阳质量的钱德拉塞卡极限 之下，这是电子简并压力所能支撑的质量上限，超过这个质量的白矮星就会坍缩。如果一颗白矮星能由伴星获得质量而逐渐增长，在它接近极限之际，它的核心温度应该达到碳融合所需要的温度。如果白矮星与另一颗恒星合并(非常罕见的事件)，他将立刻因为超过极限而开始坍缩，因而再度提高温度至超越核聚变所需要的燃点。在核聚变开始的几秒钟之内，白矮星内极大比例的质量就会发生热失控的反应，释放出极高的能量， 成为一颗超新星。这种类型的超新星由于通过质量累积的机制，只有在达到一定的质量时才能爆发，因而导致最大光度的一致性。因为超新星的视星等随着距离而改变，稳定的最大光度使它们的爆发可以用来测量宿主星系的距离。
简介
有几种不同的机制可以产生这种类型的超新星，但它们都共享一个共同的子机制。在低速的自转下，质量未超过1.44太阳质量的钱德拉塞卡极限之前，以碳-氧为主的白矮星经由吸积从伴星处累积质量。超过之后，电子简并压力不再能支撑恒星的质量，将开始塌缩。在没有阻碍的过程下，白矮星将塌缩成为中子星，这通常发生在由镁、氖和氧为主要成分的白矮星。当前的看法是(在天文学家之间对Ia超新星爆炸的模型认知)这个极限从未真正被达到，因此塌缩也未曾发生过。取而代之的是，由于质量的增加使核心的压力和密度也都增加，因而提高了核心的温度。而当白矮星的质量接近至极限值的1%之内时，一种持续约1,000 年的周期性对流将会发生。在这个酝酿的阶段，一种暴燃的火焰将会先供应 碳融合所需要的能量。(详细的燃烧机制，包括火焰开始的地点和数量，都还不清楚。)紧接着，氧融合的过程也会开始，但是这种燃料没有像碳一样的被耗尽。一旦燃烧开始，白矮星的温度就开始上升。由热压力支撑的主序星将膨胀以降温并抵消热能的增加，但是简并压力与温度无关，但白矮星不能像一般的恒星来控制燃烧的程序，并且在热失控下的热核反应是非常混乱的。一部分是由于瑞利-泰勒不稳定性和湍流的交互作用，火焰迅速的加速;而如何由次音速的暴燃转变为超音速的爆炸仍然是有争议和有待澄清的论点。
评价
超新星的这种理论类似于新星的理论，白矮星的质量在共生的伴星供应下，逐渐缓慢的累积，但不会达到钱德拉塞卡极限。在新星的事例中，下落的物质导致表面的氢融合爆炸，但不会瓦解整颗恒星。这种类型的超新星不同于由外面数层的剧烈爆炸，导致核心内裂的核心塌缩超新星。[1]