Časopis e-Perseus

Podle současných představ vybuchují supernovy typu Ia v okamžiku, kdy hmotnost bílého trpaslíka složeného z uhlíku a kyslíku dosáhne mezní hmotnosti nutné k termonukleárnímu hoření uhlíku na těžší prvky. Tato hmotnost je pouze o málo nižší než maximální hmotnost bílého trpaslíka (Chandrasekharova mez – přibližně 1.4 hmotnosti Slunce v závislosti na chemickém složení a dalších parametrech). Bílý trpaslík může dosáhnout této mezní hmotnosti buď vhodným dlouhodobým přenosem hmoty z hvězdy, která s ním tvoří dvojhvězdu (tzv. single-degenerate model), anebo velmi rychlým splynutím dvou bílých trpaslíků, jejich součet hmotností je nadkritický (double-degenerate model). Oba tyto modely trpí různými problémy a ani jeden z nich není všeobecně přijímaný.
 
 Zapálení uhlíku v bílém trpaslíku je natolik prudké, že způsobí jeho rozmetání do okolí pozorovatelné jako supernova, kterou vzhledem k nepřítomnosti vodíku a hélia ve spektru klasifikujeme jako typ Ia. Světelnou křivku supernovy typu Ia můžeme vysvětlit, pokud si představíme, že supernova je expandující neprůhledná koule, do jejíhož nitra je dodávána energie z rozpadu radioaktivích prvků, které byly vytvořeny explozivním termonukleárním hořením uhlíku. Protože je tato koule zpočátku neprůhledná, tak se energie z radioaktivních rozpadů proměňuje přímo na kinetickou energii látky – dochází k silné expanzi. Jasnost je zároveň velmi nízká, protože expandující koule má malou plochu a uvolňuje se z ní velmi málo záření. Postupně se ale látka stává průhlednou a dosud uvězněné záření difunduje ven – supernova zjasňuje. Radioaktivních prvků dodávajících energii však s časem exponenciálně ubývá, a proto nakonec jasnost supernovy dosáhne svého maxima. Pak se jasnost supernovy snižuje, až výdej energie zářením dosáhne rovnováhy s přísunem energie z rozpadu radioaktivních prvků. Od tohoto okamžiku už klesá jasnost supernovy exponenciálně (v grafu magnituda-čas lineárně), kde rychlost poklesu je úměrná poločasu rozpadu nejdůležitějšího radioaktivního prvku.
 
 Na světelných křivkách supernov typu Ia (a SN2011fe není žádnou výjimkou) pořízených ve filtru I a částečně filtru R je viditelné sekundární maximum přibližně 40 dnů od okamžiku výbuchu. Světelné křivky ve filtrech B a V jsou v tomto období hladce klesající. Co může způsobit druhé zjasnění, když fyziku problému plně určuje souboj mezi expanzí a neustále slábnoucím radioaktivním rozpadem? Celá věc je ještě komplikovanější, protože se ukazuje, že toto sekundární maximum je natolik silné, že způsobí mírný hrb i v bolometrické světelné křivce. To znamená, že se zvýšil celkový výdej energie supernovy. Kde se ale tenhle nadbytečný zdroj energie vzal a proč se „zapnul“ až tak pozdě? Detailní výpočty založené na realistických fyzikálních předpokladech ukazují (Pinto & Eastman, 2000), že přibližně 40 dnů od počátku výbuchu se efektivní teplota ve fotosféře supernovy sníží na přibližně 8000 K a dojde k přeměně dvakrát ionizovaného železa (Fe III) na jednou ionizované železo (Fe II). To se může zdát jako celkem nevýznamná změna, ale železo je hlavním zdrojem opacity (schopnosti pohlcovat záření) v supernově a celková opacita Fe II je výrazně menší než u Fe III a to především v infračervené oblasti spektra. Když se náhle sníží opacita, látka supernovy se najednou stane mnohem průhlednější a rychlost uvolňování nashromážděné energie se výrazně zvýší – pozorujeme sekundární maximum. To se ovšem týká pouze infračervených fotonů – ve viditelné a modré oblasti spektra jasnost supernovy nadále klesá. Sekundární maximum je ovšem pouze dočasný jev – po nějaké době se nadobro ustaví exponenciální pokles.
 
 Světelné křivky supernov typu Ia ve filtrech BVRI: Riess et al. (1999),
 
 Teoretické výpočty tvaru světelných křivek supernov Ia: Pinto & Eastman (2000), a Pinto & Eastman (2000)