Supernova de tipo Ia
Si una enana blanca une gradualmente su masa con su compañero binario, la hipótesis general es que el núcleo alcanzara la temperatura necesaria para provocar la fusión del carbono.
[15] La fusión del oxígeno comienza poco después, pero este combustible no se agota en su totalidad como el carbono.
[16] Una vez iniciada la fusión, la temperatura de la enana blanca comienza a incrementar.
Las llamaradas generadas se aceleran de manera dramática, en parte por la inestabilidad Rayleigh-Taylor e interacciones con la turbulencia.
Esta liberación de energía por la fusión térmica (1–2×1044 J[4]) es más que suficiente para disociar la estrella; es decir, las partículas que conforman la enana blanca ganan suficiente energía cinética para separarse de las otras.
El sistema binario progenitor consiste en dos estrellas consecutivas, con la principal teniendo una masa mayor que la secundaria.
Si las dos estrellas comparten la envoltura común entonces el sistema perderá una cantidad significativa de masa, reduciendo el momento angular, radio orbital y periodo.
Durante la última fase de la envoltura compartida, las dos estrellas circulan cada vez más cerca a medida que el momento angular se pierde.
La órbita resultante puede tener un periodo tan corto que sea de unas cuantas horas.
[19][20] Si la aceleración continua durante el tiempo suficiente, la enana blanca puede eventualmente acercarse al límite de Chandrasekhar.
[23][24] Dado este caso, la masa total no sería restringido por el límite de Chandrasekhar.
Estas colisiones pueden dejar como resultado un sistema binario cerrado de dos enanas blancas.
[31] Esta propuesta también ha sido sugerida para SN 1006, ya que no se han encontrado restos de una estrella compañera.
El compañera del supergigante al explotar debería emitir rayos X, pero estos no han sido detectados por el telescopio XRT en los 53 fenómenos de supernova más cercanos.
La radiación faltante indica que algunas enanas blancas poseen discos de acreción.
[34][35] Este tipo de supernova no necesariamente destruye por completo su enana blanca progenitora.
[37] Como las enanas blancas se forman al final del periodo de evolución principal de las estrellas, es difícil saber si al convertirse en enanas blancas siguen estando en la misma región en donde se formaron originalmente.
Las correcciones originales a este valor conocidas como la relación de Phillips[46] fueron usadas para determinar distancias relativas con una precisión del 7%.
[54] Recientemente se ha descubierto que las supernovas de tipo Ia fueron consideradas iguales son realmente, diferentes.
