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has abstract	Une supernova de type Ia (lire « type 1-a »), ou supernova thermonucléaire, est un type de supernova survenant dans les systèmes binaires contenant au moins une naine blanche, l'autre étoile pouvant être de n'importe quel type, d'une géante à une naine blanche plus petite. La masse des naines blanches constituées de carbone et d'oxygène ayant une faible vitesse de rotation est physiquement limitée à 1,4 masses solaires. Au-delà de cette masse critique, généralement confondue avec la masse de Chandrasekhar, des réactions de fusion nucléaire se déclenchent et s'emballent au point de conduire à une supernova. Cela survient typiquement lorsqu'une naine blanche accrète progressivement de la matière à partir d'un compagnon ou fusionne avec une autre naine blanche, lui faisant atteindre la masse critique, raison pour laquelle ce type de supernova ne s'observe que dans les systèmes binaires. L'hypothèse généralement retenue est que le cœur de la naine blanche atteint les conditions de fusion du carbone et, en quelques secondes, une fraction significative de sa masse subit une fusion nucléaire qui libère suffisamment d'énergie (1–2 × 1044 J) pour la désintégrer complètement en une explosion thermonucléaire. Du fait de la valeur constante de la masse critique déclenchant ces explosions, les supernovae de type Ia présentent une courbe de luminosité relativement constante, ce qui permet de les utiliser comme chandelles standard pour mesurer la distance de leur galaxie hôte à partir de leur magnitude apparente mesurée depuis la Terre. L'observation de telles supernovae au tout début de leur explosion est particulièrement rare, mais permet d'ajuster les modèles et de calibrer les chandelles standard afin, notamment, de mieux évaluer l'expansion de l'Univers et les effets de l'énergie noire. (fr)

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Une supernova de type Ia (lire « type 1-a »), ou supernova thermonucléaire, est un type de supernova survenant dans les systèmes binaires contenant au moins une naine blanche, l'autre étoile pouvant être de n'importe quel type, d'une géante à une naine blanche plus petite. La masse des naines blanches constituées de carbone et d'oxygène ayant une faible vitesse de rotation est physiquement limitée à 1,4 masses solaires. Au-delà de cette masse critique, généralement confondue avec la masse de Chandrasekhar, des réactions de fusion nucléaire se déclenchent et s'emballent au point de conduire à une supernova. Cela survient typiquement lorsqu'une naine blanche accrète progressivement de la matière à partir d'un compagnon ou fusionne avec une autre naine blanche, lui faisant atteindre la masse critique, raison pour laquelle ce type de supernova ne s'observe que dans les systèmes binaires. L'hypothèse généralement retenue est que le cœur de la naine blanche atteint les conditions de fusion du carbone et, en quelques secondes, une fraction significative de sa masse subit une fusion nucléaire qui libère suffisamment d'énergie (1–2 × 1044 J) pour la désintégrer complètement en une explosion thermonucléaire. Du fait de la valeur constante de la masse critique déclenchant ces explosions, les supernovae de type Ia présentent une courbe de luminosité relativement constante, ce qui permet de les utiliser comme chandelles standard pour mesurer la distance de leur galaxie hôte à partir de leur magnitude apparente mesurée depuis la Terre. L'observation de telles supernovae au tout début de leur explosion est particulièrement rare, mais permet d'ajuster les modèles et de calibrer les chandelles standard afin, notamment, de mieux évaluer l'expansion de l'Univers et les effets de l'énergie noire. (fr)

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