thumb|right|Keplers supernova was type Ia, vond plaats in 1604 en is aan de hemel nog steeds te zien als supernovarest. miniatuur|Deze ruwe animatie toont het centrale deel van de planetaire nevel Henize 2-428. In de kern van dit bijzondere object vindt men twee witte dwergen, elk met een massa van iets minder dan de Zon. Men verwacht dat beide sterren langzaam dichter naar elkaar toe zullen bewegen, om uiteindelijk over zo'n 700 miljoen jaar samen te smelten. Bij deze gebeurtenis zal hoogstwaarschijnlijk een type Ia supernova ontstaan, waarbij beide sterren zullen worden vernietigd. thumb|right|Animatie van een supernova. Een supernova type Ia (lees: "type één-a") is een type supernova dat plaatsvindt in een dubbelstersysteem (twee sterren in omloop om elkaar), waarvan ten minste een van beide sterren een witte dwerg is. De andere ster kan verschillende objecten zijn: alles van een reuzenster tot een kleinere witte dwerg behoren tot de mogelijkheden.
De fysieke limiet voor een witte dwerg; een 'dode ster' die hoofdzakelijk bestaat uit zuurstof en koolstof en een trage rotatie heeft, is 1,44 zonnemassa (symbool: M☉). Zou de ster nog zwaarder worden, dan zou kernfusie weer kunnen beginnen en zal hij kunnen exploderen in een supernova-explosie.https://www.aanda.org/articles/aa/abs/2004/20/aa0822/aa0822.html Deze limiet wordt vaak de Chandrasekhar-massa genoemd, wat niet verward moet worden met de Chandrasekhar-limiet, waarbij degeneratieve elektronendruk overwonnen wordt en een catastrofale implosie volgt. Als een witte dwerg langzaam massa opneemt via accretie van een begeleidende ster uit een dubbelstersysteem, is de algemene hypothese dat bij het bereiken van de Chandrasekhar-massa, de kern van de dwerg de druk en temperatuur zal bereiken waardoor kernfusie van koolstof mogelijk wordt.
In de zeer zeldzame gebeurtenis dat een witte dwerg zou samensmelten met nóg een witte dwerg, zal deze de limiet plotseling overschrijden en beginnen te imploderen, waarbij de temperatuur opnieuw zo hoog wordt dat kernfusie zal herstarten. Maar luttele seconden nadat deze kernfusie begint ondergaat een substantieel deel van de massa van de witte dwerg een thermisch cascade-effect. Hierdoor zal genoeg energie worden geproduceerd (1-2 x 1044 J)https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1993A%26A...270..223K/abstract om de ster te doen ontploffen in een supernova-explosie.
De type Ia-categorie van supernovae produceert een vaststaande piek in lichtkracht, omdat de massa van witte dwergen ten tijde van de explosie altijd gelijk is, namelijk de Chandrasekhar-massa. Daardoor kunnen deze explosies gebruikt worden als ijkwaarde (standaardkaarsen) om onder andere de afstand te kunnen bepalen van de sterrenstelsels waarin ze plaatsvinden. De schijnbare magnitude wordt namelijk hoofdzakelijk bepaald door de afstand.
In mei 2015 rapporteerde NASA dat het Kepler Space Observatory KSN2011b geobserveerd heeft, een type Ia supernova die nog bezig was met exploderen. Dit was een buitenkansje voor de wetenschappers, omdat er nog veel onbekend is over type Ia van vóór de explosie. Met meer van dit soort data zou men het fenomeen supernovae Ia beter kunnen beoordelen. Ze zijn ook nog eens de belangrijkste aanwijzing voor het bestaan van donkere energie.
Wetenschappelijke consensus miniatuur|Spectrum van SN1998aq, een type Ia supernova, een dag na de piek, in het blauwe deel van het spectrumhttps://link.springer.com/article/10.1007%2FBF00626878 Type Ia supernova is een subcategorie uit het classificatieschema van Minkowski-Zwicky, dat is opgesteld door de Duits-Amerikaanse astronoom Rudolph Minkowski en de Zwitserse astronoom Fritz Zwicky. De theoretici onder astronomen hebben lang verondersteld dat de sterren die aan de basis liggen van deze supernovae witte dwergen waren. Het empirische bewijs hiervoor werd pas in 2014 vastgesteld toen een type Ia supernova geobserveerd werd in het Sigaarstelsel.
Er zijn een aantal verschillende wijzen waarop dit soort supernova kan ontstaan. Al deze manieren hebben echter hetzelfde onderliggende mechanisme. Dit is het accretiemodel. Wanneer een traag roterende witte dwerg van koolstof en zuurstof, materie opneemt van een nabije ster, kan de totale massa van de dwerg de Chandrasekhar-limiet van 1,44 M☉ overschrijden. Boven deze limiet is de degeneratieve elektronendruk niet langer voldoende om de massa van de ster te behoeden voor implosie. Het is op deze massagrens dat supernova type Ia ontstaat.
Het is in principe mogelijk, doch nooit bewezen, dat een witte dwerg bestaande uit magnesium, neon en zuurstof verder zou kunnen imploderen tot een neutronenster. In de hedendaagse opvattingen van astronomen die het model voor een supernova type Ia beschrijven, wordt deze limiet echter nooit behaald. De implosie vindt dan ook niet plaats. In plaats daarvan stijgen de temperatuur en de druk van de kern dusdanig door de toenemende massa, dat er op 99% van de limiet een periode van convectie plaatsvindt, die zo'n 1000 jaar duurt.https://arxiv.org/abs/astro-ph/0006305 Op een bepaald punt in deze sudderende fase wordt een vlammenfront van deflagratie gecreëerd, dat ontstaat door koolstoffusie. Hoe deze ontvlamming precies tot stand komt, is nog niet helemaal duidelijk, noch de locatie of het aantal ontvlammingspunten. Het kernfusieproces van zuurstof begint kort hierna, maar deze brandstof zal niet zo compleet worden verbruikt als de koolstof.
miniatuur|Supernovarest G299, veroorzaakt door type Ia Zodra kernfusie begint, neemt de temperatuur van de (voormalige) witte dwerg toe. Een ster op de hoofdreeks, die zichzelf in stand houdt met thermische druk, kan via een uitzettingsmechanisme afkoelen, waardoor automatisch het hydrostatisch evenwicht wordt bewaard in geval van fluctuaties. De degeneratieve druk is echter niet afhankelijk van temperatuurveranderingen en afkoelen door uitzetting of inkrimping is dan ook niet mogelijk. Daarom zijn deze objecten ook ontvankelijk voor het op hol laten slaan van kernfusiereacties. De ontvlamming zal hevig versnellen, wat deels te danken is aan de Rayleigh-Taylor-instabiliteit en ook door interactie met de ontstane turbulente stroming. Er bestaat nog veel onenigheid in de wetenschappelijke wereld of deze ontstekingsvlam wel of niet transformeert in een supersonische detonatie van een subsonische deflagratie.https://science.sciencemag.org/content/299/5603/77
Hoewel exacte details van de ontsteking van de supernova niet geheel duidelijk zijn, wordt doorgaans aangenomen dat een substantieel gedeelte van de koolstof en zuurstof in de witte dwerg in een periode van luttele seconden fuseert tot zwaardere elementen.https://www.aanda.org/articles/aa/abs/2004/22/aagc172/aagc172.html Hierbij doet de vrijkomende energie de interne temperatuur stijgen tot miljarden graden. De vrijgekomen energie (1–2×1044 joule) is ruim voldoende om de ster te laten exploderen en de bindingsenergie van zwaartekracht teniet te doen; dat wil zeggen, de individuele deeltjes waaruit de witte dwerg bestaat krijgen voldoende kinetische energie om uit elkaar te vliegen. De ster knalt nu gewelddadig uiteen en vormt een schokgolf waarin materie meestal wordt uitgestoten met een snelheid van zo'n vijfduizend tot twintigduizend kilometer per seconde, ruwweg 6% van de lichtsnelheid. Deze uitbarsting van energie veroorzaakt tevens een extreme toename in lichtkracht. De standaard visuele absolute magnitude van type Ia supernovae is met weinig variatie Mv -19,3 (5 miljard keer feller dan van de zon).
De theorie van dit type supernova is vergelijkbaar met die van novae, waarbij de witte dwerg materie trager via accretie opneemt en niet in de buurt komt van de Chandrasekhar-massa. Hierbij wordt de witte dwerg ook niet verwoest. Bij deze "klassieke novae" veroorzaakt de invallende materie een explosie aan het oppervlak van fuserende waterstof, die de ster niet vernietigt.
Type Ia is significant anders dan supernova type II omdat die laatste veroorzaakt wordt door het cataclysmische exploderen van de buitenste lagen van een zeer grote ster, terwijl de kern van die ster implodeert. Hierbij wordt potentiële zwaartekrachtsenergie omgezet in een kolossale emissie van neutrino's.https://science.sciencemag.org/content/304/5679/1915 In het spectrum van type II is waterstof te vinden, die men niet aantreft in de types I.
Het vormingsproces miniatuur|Serie voorstellingen van hoe een dubbelstersysteem kan evolueren om vervolgens een type Ia te creëren miniatuur|Hier wordt materie afgestroopt van een reuzenster, om dan een accretieschijf om de compacte begeleidende ster (zoals een witte dwerg) te vormen. Afbeelding van NASA miniatuur|Computersimulatie van de periode van explosie, van deflagratie tot detonatie, de vorming van de supernova. Gemaakt met een wetenschappelijke supercomputer
Enkelvoudige degeneratieve sterren van oorsprong Een van de modellen voor het vormingsproces voor deze categorie supernova is een nauw dubbelstersysteem. In dit model zijn de twee sterren hoofdreekssterren, waarvan de een meer massa heeft dan de ander. Omdat deze ster meer massa bezit, zal ze ook als eerste van de twee zover evolueren dat ze de asymptotische reuzentak bereikt, waarop de ster enorm in omvang toeneemt. Mochten de twee sterren een omhulsel gaan delen tijdens deze fase, kan het systeem een flinke portie massa verliezen. Hierdoor kunnen het impulsmoment, de diameter van de omloop en de omlooptijd afnemen. Wanneer de zwaarste ster zich reeds tot een witte dwerg ontwikkeld heeft, zal na verloop van tijd ook de lichtere ster in een rode reus evolueren. De sterren draaien nu steeds dichter naar elkaar toe en de omlooptijd kan versnellen tot slechts enkele uren. Nu is de situatie aangebroken waarop de witte dwerg massa via accretie zal gaan opnemen.http://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/1976IAUS...73...75P Houdt het accretieproces lang genoeg aan, kan de witte dwerg uiteindelijk de Chandrasekhar-massa bereiken.
Een begeleidende witte dwerg zou ook materie kunnen aantrekken van andere soorten sterren, zoals een subreus of (indien de omloop nauw genoeg is) zelfs van een hoofdreeksster. Het daadwerkelijke evolutieproces tijdens deze fase van accretie blijft giswerk, omdat het niet goed zichtbaar is en de samenstelling van het systeem dus niet zeker is. Onzeker is de mate van accretie, net als de grootte van overdracht van impulsmoment aan de witte dwerg,https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2002ASPC..261..252L/abstract dus zijn meerdere combinaties een plausibele mogelijkheid.
Er zijn schattingen gemaakt dat minder dan 20% van alle type Ia-supernovae hun oorsprong vinden in enkelvoudige degeneratieve sterren.https://www.nature.com/articles/nature11447
Meervoudige degeneratieve sterren van oorsprong Een tweede mogelijkheid om een supernova type Ia te creëren is een samensmelting van twee witte dwergen, waarbij de gecombineerde massa die van de Chandrasekhar-massa overschrijdt, wat de explosie veroorzaakt.