Properties of Deflagration Fronts and Models for Type Ia Supernovae
白矮星爆炸的详细模型，包括光变曲线和光谱的自洽计算，提供了观测量和潜在爆炸之间的联系。这些计算假设球形几何，并基于爆燃阶段燃烧前沿的参数化描述。最近，第一个多维计算核燃烧锋已经完成。虽然完全一致的治疗的燃烧前沿是超出了目前的最先进的，这些计算提供了一个新的和更好的理解的物理，并提出了新的描述火焰传播。在这里，我们已经研究了对以前的Ia型超新星的分析结果的影响，即，核合成和膨胀的信封的结构。我们的计算是基于一组延迟爆轰模型的参数，给出了一个很好的帐户的光学和红外线曲线，和光谱的演变。在这种情况下，燃烧前沿首先以爆燃模式传播，随后转变为爆震。爆炸和光变曲线使用一维拉格朗日辐射-水力代码计算，包括详细的核网络。
1999-08-18 astro-ph
Deflagration to Detonation Transition in Thermonuclear Supernovae
本文导出了Ia型超新星的爆燃转爆轰判据。该理论基于两个主要假设：（i）爆轰是在燃料和产物的混合区域内通过Zeldovich梯度机制触发的;（ii）混合区域是由活跃的爆燃锋内或在爆炸的白矮星的全球膨胀和随后的收缩期间的燃料和产物的湍流混合产生的。我们确定的临界尺寸的混合区域所需的简并碳氧混合物中引发爆轰。这个临界长度比Chapman-Jouguet爆轰的反应前沿的宽度大得多。然而，当密度大于simeq 5 x 10^6 g cm^-3时，它比白矮星的大小要小得多。我们推导出的临界湍流强度需要创建一个活跃的爆燃前，其中爆震可以形成内部的混合区。我们的结论是，在碳氧混合物白矮星中形成爆炸的密度rho_tr很低，小于2 ~ 5 x 10^7 g cm^-3，但大于5 x 10^6 g cm^-3。
1996-12-23 astro-ph
Three-Dimensional Simulations of the Deflagration Phase of the Gravitationally Confined Detonation Model of Type Ia Supernovae
我们报告的结果的一系列三维（3-D）模拟的爆燃阶段的引力约束爆轰机制的Ia型超新星。在这种机制中，点火发生在一个或几个偏离中心的点，导致一个燃烧的热灰泡迅速上升，突破恒星表面，并在恒星表面上与突破点相对的一点碰撞。我们发现，爆轰的条件下，我们的3-D模拟的初始条件和分辨率的范围内鲁棒地达到。爆震条件是由于表面流与自身碰撞时未燃烧的表面材料压缩产生的向内定向的射流而实现的。还产生了高速向外定向的射流。本文探讨的初始条件导致的条件下，在爆炸，可以预期产生大量的$^{56}$镍和少量的中间质量元素。因此，这些特殊的模拟只与高光度的Ia型超新星有关。最近对Ia型超新星的观测暗示了一种成分结构，这种结构在性质上与这些模拟所预期的一致。
2008-03-16 astro-ph
Detonating Failed Deflagration Model of Thermonuclear Supernovae I. Explosion Dynamics
本文提出了一个Ia型超新星爆炸失败的爆燃模型。在这个模型中，一颗巨大的白矮星的热核爆炸发生在偏离中心的爆燃之后。我们进行了调查的非对称点火配置启动在不同的距离从恒星中心。在所有研究的情况下，我们发现，只有少量的恒星燃料消耗在爆燃阶段，没有爆炸，释放的能量主要浪费在扩大祖。爆燃失败的产物迅速到达恒星表面，污染并强烈扰动恒星表面，这些扰动最终演变成小的、孤立的、以激波为主的、富含燃料的区域。我们认为这些区域是能够形成自我维持爆炸的种子，最终导致热核超新星爆炸。初步的核合成结果显示，模型超新星喷出物通常由约0.1-0.25 Msun的硅族元素和0.9-1.2 Msun的铁族元素组成，并且基本上不含碳。喷出物有一个复合形态，化学分层，并显示出适度的内在不对称性。最内层呈略卵形，轴比约为1.2-1.3，主要由硅燃烧产物组成。这个中心区域被硅族元素的壳包围。喷出物的最外层是高度不均匀的，包含不完全氧燃烧的产物，只有少量未燃烧的恒星物质。爆炸能量约为1.3-1.5 × 10^51尔格。
2006-11-24 astro-ph
Flame Evolution During Type Ia Supernovae and the Deflagration Phase in the Gravitationally Confined Detonation Scenario
我们开发了一种改进的方法，用于跟踪核火焰在爆燃阶段的Ia型超新星，并将其应用于研究的变化，预期从重力约束爆炸（GCD）范式的结果。一个简化的3阶段燃烧模型和一个非静态的灰状态与人工加厚的对流扩散反应（ADR）火焰前集成，以提供一个准确的，但高效的代表性的能量释放和电子捕获后的不可分辨的火焰。我们证明，我们的ADR和能量释放方法不产生显着的声学噪声，一直是一个问题，以前的ADR为基础的计划。我们继续模型方面的爆燃，特别是热灰的浮力的作用，并发现我们的方法是合理的数值分辨率方面表现良好。我们表明，如果爆轰发生在由第一个上升的气泡，但重力局限于白矮星（WD）的表面（GCD范式）的材料喷射的材料扫，WD在爆轰的密度结构是系统相关的爆燃点火点从恒星中心的距离。再加上一个适当的随机点火过程，这种相关性可能提供了一个合理的解释各种镍质量看到Ia型超新星。
2007-06-07 astro-ph
Delayed detonations in full-star models of Type Ia supernova explosions
目的：我们提出了第一个全明星的三维爆炸模拟热核超新星，包括参数化的爆燃到爆炸的过渡，一旦火焰进入分布式燃烧制度。研究方法：用共同的前沿跟踪方法处理爆燃波和爆轰波的传播，防止爆轰波穿过灰区。结果如下：我们的标准触发爆燃火焰的外缘处的爆震波，因此它必须扫过复杂的结构，并与膨胀竞争。尽管爆炸传播受阻，得到的爆炸显示出合理的协议与全球观测到的Ia型超新星的数量。通过在爆炸的白矮星中心点燃不同数量的核火焰，我们建立了三个不同的模型，重点从爆燃阶段转移到爆轰阶段。由此产生的爆炸能量和铁族元素的产生涵盖了Ia型超新星的大部分多样性。结论：火焰驱动的燃烧转爆轰，如果假设，仍然是一个值得进一步研究的可能性。
2007-03-14 astro-ph
Detonating Failed Deflagration Model of Thermonuclear Supernovae II. Comparison to Observations
通过研究热核超新星的一个失效爆燃爆炸模型的性质，发展并论证了多维超新星模型与观测结果的对比检验方法。利用含时的多维辐射转移计算，我们生成了合成的宽带光变曲线，近红外线曲线，颜色演化曲线，全光谱时间序列，和光谱偏振的模型，从不同的视角。所有的模型观测值严格评估的例子，观察良好，标准的Ia型超新星（SNe Ia）。我们探索的内在模型非球面的后果，通过研究模型发射视角的依赖性，并通过量化所产生的分散（和内部之间的相关性）的各种模型观测。这些统计特性的模型也进行了评估，对现有的观测样本的超新星Ia。总的来说，DFD模型与大范围的Ia超新星观测结果吻合良好。某些不足之处也很明显，并指出在基本理论框架内的进一步发展。我们还确定了几个有趣的取向效应的模型，这表明在SNe Ia的非球面性可能有助于其光度和光谱的多样性，相反，如何SNe Ia的相对均匀性约束的不对称程度允许在模型中。在这项工作中采用的综合方法证明了开发和验证理论超新星模型的重要组成部分，并有助于激励和明确定义未来的方向在SNe Ia的建模和观测。
2006-12-07 astro-ph
Three-dimensional Combustion in Type Ia Supernovae
湍流燃烧是三维的。Ia型超新星中的湍流是由燃烧产物的浮力在大尺度上驱动的。湍流级联渗透到很小的尺度，使爆燃速率与微观物理无关。湍流级联与恒星膨胀引起的湍流运动冻结之间的竞争决定了参与级联的最大尺度。这决定了超新星爆燃的整体速率。冻结限制了爆燃的整体速率，使强大的爆炸成为不可能。二维模拟无法捕捉湍流燃烧的这些基本要素，即使在原则上。如果燃烧转变为爆炸，则可能发生强大的延迟爆炸。爆燃转爆轰（DDT）可以发生在一层由冷燃料和热燃烧产物混合而成的层中，这层燃烧产物可以是在一个活跃的湍流燃烧区内由高强度的湍流产生的，也可以是在恒星的全球脉动期间由冷燃料与死爆燃锋的灰烬混合产生的，也可以是两者兼而有之。
1996-01-07 astro-ph
The Peculiar SN 2005hk: Do Some Type Ia Supernovae Explode as Deflagrations?
本文详细介绍了SN 2005 hk的u 'g' r 'i' BVRIYJHK测光和光谱学。这些数据表明，SN 2005 hk的观测性质与SN 2002 cx几乎相同，后者被称为“已知最奇特的Ia型超新星”。这两颗超新星都表现出类似SN 1991 T的高电离前最大光谱，但峰值亮度却像SN 1991 bg一样低。光谱显示SN 2005 hk和SN 2002 cx一样，膨胀速度大约是典型Ia型超新星的一半。这两颗超新星的R光变曲线和I光变曲线也很奇特，没有显示出在正常Ia型超新星中观察到的次极大值。我们对SN 2005 hk的YJH测光在近红外波段也显示出同样的特点。通过将SN 2005 hk的光学和近红外测光与Swift卫星获得的已公布的紫外光变曲线相结合，我们能够构建B极大期前~10天至B极大期后~60天的测热光变曲线。这个光变曲线的形状和异常低的峰值光度，加上低膨胀速度和在红色和近红外波长处没有第二个最大值，都与产生~0.25 M_sun的56 Ni的3D爆燃模型计算合理一致。
2007-03-26 astro-ph
Constraining deflagration models of Type Ia supernovae through intermediate-mass elements
核火焰的物理结构是Ia型超新星（SNIa）理论的基本组成部分。假设密度随几个特征时间呈指数下降，我们跟踪了在膨胀背景下平面核火焰的演化，从初始密度6.6 × 10^7 g/cm 3下降到2 × 10^6 g/cm 3。在计算过程中监测合成的中等质量元素（IME）（从硅到钙）的总量。我们利用计算出的这些元素的质量分数，X_IME，给一个大质量的白矮星的爆燃过程中合成IME的总量的估计。本文利用X_IME，采用通常的假设，即湍流使层流火焰速度与有效燃烧速度相乘，从而使相应的火焰速度实际上是积分尺度上的湍流速度，建立了一种简单的几何方法来模拟IME产生的区域。结果表明，一个健康的IME生产涉及到不太短的膨胀时间，t_c > 0.2 s，和高湍流强度的组合。根据我们的研究结果，在爆燃范例中很难产生远大于0.2太阳质量的中等质量元素。计算还表明，IME的质量与Fe峰元素的质量成比例，使得很难调和高能爆炸与低喷射镍质量，如在观察良好的SN 1991 bg或SN 1998 de。因此，大量生产的硅峰元素，特别是与低或中等产量的铁相结合，可以更好地解决延迟爆炸路线在标准克拉塞卡质量模型，或者，也许，偏心氦爆炸在亚克拉塞卡质量的情况。
2006-09-15 astro-ph
Thermonuclear Supernovae
Ia型超新星（SNe Ia）在宇宙学中作为距离指标的应用要求对这些天体有一个合理的理解。近年来，天体物理学模型的蓬勃发展将Ia超新星解释为白矮星的热核爆炸。虽然其前身的演化仍不确定，但爆炸机制肯定涉及热核火焰在白矮星中的传播。三维流体动力学模拟可以研究各种各样的可能性，包括亚音速火焰传播（爆燃）、湍流加速火焰和超音速爆炸。这些可能性导致了各种各样的情况。我回顾了目前讨论的方法，并提出了一些最近的结果，从模拟的湍流爆燃模型和延迟爆轰模型。
2008-04-14 astro-ph
Deflagration to Detonation
Ia型超新星（SNIa）的热核爆炸包括湍流爆燃、爆炸，可能还有爆燃到爆炸的转变。SNIa的延迟爆轰唯象模型成功地解释了SNIa的许多观测特性，包括单色光曲线、光谱、亮度衰减和颜色衰减关系. SNIA之间观察到的变化被解释为不同的镍质量合成的结果在爆炸的一个Bracrasekhar质量C/O白矮星。根据SNIa的理论模型，在不使用二次距离指示器的情况下，确定了哈勃常数H_o \simeq 67 km/s/Mpc。SNIa中镍质量变化的原因仍然存在争议。它可能是超新星祖先的初始C/O比的变化，旋转或其他效应。
1999-10-25 astro-ph
Nucleosynthesis in Chandrasekhar Mass Models for Type Ia Supernovae and Constraints on Progenitor Systems and Burning-Front Propagation
我们计算爆炸性核合成在Ia型超新星（SNe Ia）的Krasekhar质量模型，以获得新的约束的物质吸积到祖白矮星的速度和中心碳爆燃的点火密度。计算的Fe-组富中子核的丰度是高度敏感的电子捕获发生在中心层。从一个缓慢的中心爆燃，并从一个快速爆燃或延迟爆炸的外层，产量相结合，并把太阳同位素丰度进行比较。我们发现（1）为了避免$^{54}$ Cr/ $^{56}$ Fe和$^{50}$ Ti/ $^{56}$ Fe的比值过大，点火密度应低至\ltsim 2 \e 9 \gmc;（2）为了避免$^{58}$ Ni和$^{54}$ Fe的过量产生，要么火焰速度不应超过中心低$Y_e$层中声速的百分之几，或者说与太阳系相比，它的前身恒星必须是贫金属的。如此低的中心密度可以通过像$\dot M$ \gtsim 1 $\times$ 10 $^{-7}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$那样快的快速吸积来实现。为了重现$^{48}$ Ca的太阳丰度，还需要在更高密度下经历点火的祖先系统。我们还发现，$^{56}$ Ni的总量，Si-Ca/Fe比，以及元素如Mn和Cr（不完全Si燃烧灰）的丰度，取决于延迟爆轰中的爆燃-爆轰转变的密度。我们的核合成结果有利于过渡密度略低于2.2 $\times 10^7$ g cm $^{-3}$。
2000-02-17 astro-ph
Beyond the bubble catastrophe of Type Ia supernovae: Pulsating Reverse Detonation models
我们描述了一种机制，通过这种机制，一个失败的爆燃一个卡拉塞卡质量的碳-氧白矮星可以变成一个成功的热核超新星爆炸，而不调用一个特设的高密度爆燃-爆炸过渡。在脉动阶段之后，在由碳和氧组成的1 M太阳的核心上方发展吸积激波，引起会聚爆轰。爆炸的三维模拟产生了1.05 E51尔格的动能和0.70 M_sun的56 Ni，喷射出几乎0.01 M_sun的低速运动的C-O。该机制在相当一般的条件下起作用，并且足够灵活，可以解释正常Ia型超新星的多样性。在给定的条件下，爆炸可能不会发生，这将反映在伽马和紫外波长的特殊信号中
2006-04-03 astro-ph
A new model for deflagration fronts in reactive fluids
我们提出了一种新的方法来模拟反应流体中的爆燃前沿，主要重点是在白矮星中发生Ia型超新星爆炸的湍流热核爆燃前沿。我们的方法是基于一个水平集方法，它把前面作为一个数学不连续性，并允许前几何形状和流场之间的充分耦合。只需稍加修改，该方法也可用于描述接触不连续性。描述了两种不同的实现方式，并显示了它们在简单测试用例中的物理正确行为。首先简要讨论了该方法应用于Ia型超新星和化学氢燃烧的具体问题的结果;对我们的天体物理模拟进行了更广泛的分析（Reinecke et al. 1998，MPA Green Report 1122 b）。
1999-04-22 astro-ph
SN 1984A and Delayed Detonation Models of Type Ia Supernovae
SN 1984 A在新合成的物质中显示出异常大的膨胀速度，相对于典型的Ia型超新星（SNe Ia）。SN 1984 A是一组Ia型超新星中的一个例子，它们具有非常大的天鹅座P-Cygni特征的蓝移，但其他光谱正常。我们模拟了SN 1984 A的几个早期光谱与多用途NLTE模式大气和光谱合成程序，PHOENIX。我们使用了两个延迟爆轰模型：CS15 DD 3（Iwamoto et al. 1999）和DD 21 c（Hoeflich，Wheeler & Thielemann 1998）。这些模型显示的线膨胀速度大于典型的爆燃模型，如W7，我们以前已经证明，以配合正常的超新星Ia的光谱相当不错。我们发现这些延迟爆轰模型是合理的近似大吸收功能蓝移超新星Ia，如SN 1984 A。在更高速度（v > 15，000 km/s）下，延迟爆轰模型中新合成的中等质量元素的密度高于爆燃模型。我们发现，在高速下密度的增加是合成光谱中较大蓝移的原因。我们发现，在观测到的超新星Ia的线宽的变化可能是由于在其大气层的外部，高速层的密度变化。
2000-09-18 astro-ph
Light Curves of Type Ia Supernovae as a Probe for an Explosion Model
我们目前的理论UBVI和测辐射热光变曲线的SNe Ia几个爆炸模型，计算与我们的多组辐射水力代码。我们采用我们的新的修正处理线不透明度的扩大媒体。结果与观察到的光变曲线进行了比较。我们的目标是找到最可行的热核SN模型，不仅能很好地拟合典型的SN Ia光变曲线，而且能很好地拟合年轻SN Ia残余物的X射线观测结果。看来，经典的1D SN Ia模型，如爆燃模型W7和延迟爆轰模型DD 4，拟合的光变曲线不如Reinecke等人的新的3D爆燃模型（对于我们的LC模型，该模型是在角度上平均的）。这个模型似乎也很好地再现了第谷SNR的X射线观测。我们认为，这个模型的主要特点，使我们能够得到正确的辐射在第一个月，以及几百年后，当一个SNR的形式，是强烈的混合，推动物质富含铁和镍的最外层的SN喷出物。
2003-01-05 astro-ph
A Model for Multidimensional Delayed Detonations in SN Ia Explosions
我们表明，最初开发的爆燃前的火焰跟踪/捕获计划可以用来模拟热核爆炸的多维爆炸模拟Ia型超新星。在检验了波前模型的准确性后，我们给出了一组具有物理激励的偏离中心的爆燃-爆轰-转捩点的延迟爆轰的二维模拟。此外，我们证明了前模型的能力，再现全方位的可能相互作用的爆炸与燃烧材料的团块。这一特点对于评估延迟引爆方案的可行性至关重要。
2005-03-29 astro-ph
X-ray Evidence for Spectroscopic Diversity of Type Ia Supernovae: XMM observation of the elemental abundance pattern in M87
我们提出了一个详细的元素丰度研究的结果，在M87的热气体，观察XMM-牛顿。我们选择了两个温度几乎恒定的辐射箱，1“-3”和8“-16”（EMOS为8“-14”;以下称为中心区和外区），使用EPIC-PN（EPN）和-MOS（EMOS）数据进行了O，Ne，Mg，Si，S，Ar，Ca，Fe和Ni的详细丰度测量。首先，我们发现，在中央相比，在M87的外部区域的元素丰度模式的特点是SN Ia富集的高（大致太阳）比的Si族元素（Si，S，Ar，Ca）的铁，这意味着在SN Ia的Si燃烧是高度不完整的。在核合成模型中，这与较低密度的爆燃-爆轰过渡和/或较低的C/O和/或较低的中心点火密度有关，并在早期星系中被观测到为光学亚发光的Ia型超新星。第二，我们发现，SN Ia富集有一个系统的Si族元素Fe的比例较低的0.2德克斯在与ICM的室女星系团的外区。我们发现，这样的比例，甚至更低的值由另一个0.1德克斯是ICM在许多集群使用观察到的硅：硫：铁的比例发现ASCA的一个特点。第三，M87中心区域的Ni/Fe比为1.5+/-0.3太阳（陨石），而其他星团的数值约为3倍太阳。在Ia型超新星的建模中，这意味着快速爆燃Ia型超新星模型在M87 ISM的化学富集中的影响降低。因此，要描述超新星Ia金属富集在集群中，既需要爆燃，以及延迟爆炸的情况下，支持一个类似的结论，来自超新星Ia的光学研究。节录。
2001-10-23 astro-ph
Constraints on the Physics of Type Ia Supernovae from the X-Ray Spectrum of the Tycho Supernova Remnant
在本文中，我们使用高质量的X射线观测从XMM牛顿和钱德拉获得新的见解爆炸起源第谷的超新星433年前。我们进行了一个详细的比较从空间积分的超新星遗迹和目前的模型Ia型超新星爆炸的X射线光谱的喷出物排放。我们使用网格的合成X射线光谱的基础上的超新星遗迹和自洽的非平衡电离计算的状态的冲击等离子体的演化的流体动力学模型。我们发现，用动能为1.2e ~（51）erg的一维延迟爆轰模型很好地再现了第谷的X射线辐射的基本性质。我们测试过的Ia型爆炸的所有其他范例，包括一维爆燃、脉动延迟爆轰和亚克拉塞卡爆炸，以及三维计算的爆燃模型，都未能很好地近似观察到的喷出物排放。我们的研究结果要求超新星喷出物保留一定程度的化学分层，Fe峰元素内部的中间质量的元素。这强烈表明超音速燃烧锋（即，爆炸）必须在Ia型超新星爆炸的物理学的某个阶段参与。
2006-03-20 astro-ph
The ignition of thermonuclear flames in Type Ia supernovae
在Ia型超新星（SNe Ia）的克拉塞卡质量爆燃模型的框架中，一个持续存在的自由参数是火焰前缘的初始形态，它与前身白矮星的点火过程有关。先前的分析模型表明，热失控是由白矮星的对流核心中产生的温度扰动（"气泡"）驱动的。为了探索点火条件（直径，温度和演化的时间尺度），我们进行了流体动力学的二维模拟浮力气泡在白矮星内部。我们的研究结果表明，在气泡上升过程中发生的破碎影响的气泡演化的结果。可能的影响SNe Ia的点火过程进行了讨论。
2005-12-12 astro-ph
Influence of geometry in the delayed detonation model of SNIa
我们提出了几个流体动力学模拟热核超新星处理多个延迟爆炸。计算是在三维空间进行的，可以从两个方面研究火焰前缘几何形状的影响。首先，它的分形维数的演变过程中的爆燃阶段已被跟踪，直到达到一个临界值，使爆燃可能变成爆震。其次，由于所产生的爆轰可能会通过火焰散射，其初始位置的爆轰传播，最终的能量和核合成的效果进行了探讨。
2002-11-12 astro-ph
Synthetic Spectra of Hydrodynamic Models of Type Ia Supernovae
我们提出了详细的NLTE合成光谱的流体动力学超新星Ia模型。我们对内边界处的谱的形式不作任何假设。我们计算了两种质量爆燃模型和亚质量氦雷管。伽马射线沉积是以简单、准确的方式处理的。我们已经以合理的方式参数化了由放射性衰变能量的时间依赖性沉积产生的能量的存储，其跨越了预期的范围。我们发现Nomoto等人的质量爆燃模型W7与SN 1992A和SN 1994D的观测光谱吻合得很好，特别是在紫外区，我们的模型预计是最准确的。亚克拉塞卡模型不能再现在正常Ia超新星中观察到的紫外线不足。它们确实与次发光的Ia型超新星有一些相似之处，但光谱的形状（即颜色）与观测到的相反，并且中间质量元素线（如Si II和Ca II）非常弱，这似乎是模型的一个普遍困难。虽然亚氦塞卡模型有显著的氦丰度（不像氦塞卡质量模型），氦线在最大光附近的光谱中并不突出，因此不能作为祖先的光谱特征。
1996-12-04 astro-ph
Small-scale Interaction of Turbulence with Thermonuclear Flames in Type Ia Supernovae
采用不可压直接数值模拟方法，对Ia型超新星中热核聚变火焰的微观湍流-火焰相互作用进行了研究。火焰被视为一个单一的扩散标量场与非线性源项。它的特征是普朗特数Pr << 1，层流火焰速度S_L。我们发现，如果S_L ~ u '（u'是湍流速度脉动的均方根振幅），即使在层流火焰厚度以下的尺度上存在速度脉动，局部火焰传播速度也不会明显偏离S_L。这一结果被解释的背景下，超新星爆炸的亚网格尺度建模和爆燃-爆轰-过渡的机制。
1999-05-07 astro-ph
Low Carbon Abundance in Type Ia Supernovae
我们调查的数量和组成的未燃烧的物质在外层的三个正常Ia型超新星（SNe Ia）：2000 dn，2002 cr和20 04 bw。来自白矮星祖先的原始物质预计是氧和碳的混合物，丰度大致相等。使用近红外（NIR，0.7-2.5微米）光谱，我们发现，氧是丰富的，而碳是严重亏损与低上限外三分之一的喷射质量。在静止波长= 0.7773微米的OI线的强功能，通过广泛的扩展速度约。9,000 - 18,000公里/秒。这个大的速度域对应于超新星的一个具有大径向深度的物理区域。我们表明，电离的C和O将基本上是相同的，在这个区域。在NIR中的CI线预期比来自OI的CI线强7-50倍，但是在光谱中仅存在CI的边缘证据，而没有CII。我们推断，对于这三个正常的Ia超新星，氧的丰度是碳的100 ~ 1000倍。MgII也被检测到在一个速度范围类似的OI。O和Mg的存在与C的缺失相结合表明，对于这些Ia超新星，核燃烧已经达到了除了最外层之外的所有层;任何未燃烧的物质必须具有大于18，000 km/s的膨胀速度。这一结果有利于爆燃到爆轰过渡（DD）模型比纯爆燃模型SNe Ia。
2006-01-26 astro-ph
Theoretical light curves for deflagration models of Type Ia supernova
我们目前的合成测辐射热和宽带UVVRI光变曲线的超新星Ia，四个选定的3-D爆燃模型的热核超新星。光变曲线计算与1-D水代码STELLA，模型（多组时间依赖）非平衡辐射转移内SN喷出物。从3-D流体动力学爆炸模拟与核合成后处理步骤中确定的组合物的角度平均结果作为输入到辐射转移模型。预测的模型UBV光变曲线与观测到的Ia超新星在低到正常光度范围内的光变曲线相当吻合，尽管基本的流体动力学爆炸模型在爆炸中只产生了少量的放射性Ni 56和相对较低的动能。在Ni 56质量为0.42 Msun的模式中，预测的B和V通量的演化很好地遵循了观测到的最大值之后的下降速率，尽管其他过滤器中的通量行为与观测有些偏离，并且测辐射热下降速率有点慢。使用我们的模型，我们检查阿内特规则的有效性和准确性的程序提取的Ni 56质量从观察到的光变曲线。我们发现，理论光变曲线和观测之间的比较提供了一个有用的工具来验证超新星Ia模型。必要的步骤，以提高理论和观测之间的协议。
2006-03-02 astro-ph
Level set simulations of turbulent thermonuclear deflagration in degenerate carbon and oxygen
研究了在随机激励下热核火焰在燃料中传播的动力学行为。这种燃料由碳和氧组成，其状态在接近于克拉塞卡极限的白矮星中遇到。采用水平集方法对火焰前锋进行了数值模拟。数值模拟的计算域是立方的，并施加周期性的边界条件。目标是为热核超新星中湍流爆燃的小尺度动力学发展一个合适的火焰速度模型。由于超新星爆发的燃烧过程是短暂的，空间上是不均匀的，局部确定的次网格尺度闭合参数是必不可少的。我们制定了一个半本地化模型的基础上的动力学方程的亚网格尺度湍流能量$k_{\mathrm{sgs}}$。湍流火焰速度$s_{\mathrm{t}}$的量级为$\sqrt{2k_{\mathrm{sgs}}}$。特别是，亚网格尺度模型的特点是一个动态的程序，从解决到亚网格尺度的湍流能量传递的计算，已成功地应用于燃烧问题的工程。比较了在湍流产生项中包含或抑制能量逆传递的方案。结合分段抛物方法的流体力学，我们的结果有利于后者的选择。此外，不同的选择比例常数的渐近火焰速度关系，$s_{\mathrm{t}}\propto\sqrt{2k_{\mathrm{sgs}}}$，进行了研究。
2005-08-02 astro-ph
On the Stability of Thermonuclear Burning Fronts in Type Ia Supernovae
本文采用数值模拟的方法研究了细胞稳定热核火焰的传播。在Ia型超新星爆炸中，相应的燃烧状态建立在吉布森长度以下的尺度上。细胞火焰稳定-这是一个结果的Landau-Darrieus不稳定性和非线性稳定机制之间的相互作用-研究的情况下传播到静止的燃料，以及与涡流燃料流的相互作用。我们的模拟表明，在热核超新星爆炸稳定的细胞火焰发展吉布森规模和爆燃到爆轰的转变是不太可能触发火焰演化效应在这里。
2004-04-26 astro-ph
Nucleosynthesis as a result of multiple delayed detonations in Type Ia Supernovae
用SPH程序对质量为1.36 M的白矮星$_\odot$的爆炸过程进行了三维数值模拟。爆炸遵循延迟引爆模式。在这种情况下，爆燃-爆轰转变是由瑞利-泰勒不稳定性和湍流引起的火焰阵面的大幅度收缩引起的。核合成产额的计算表明，某些中子化同位素，如54 ^Fe或58 ^Ni，相对于太阳系的比率并没有过度产生。中等质量元素的分布也与正常SNIa的光谱相一致。然而，例外的是碳和氧的丰度，这是过度生产。
2002-10-16 astro-ph
On the Spectroscopic Diversity of Type Ia Supernovae
通过比较Ia型超新星（SNe Ia）在亮度极大值附近光谱中两个吸收特征的深度比值与极大值后10天深红色Si II吸收特征的蓝移，表明SNe Ia的光谱多样性是多维的。在给定的深度比值下，蓝移的范围很大。我们还发现，在最大亮度之前一周获得的Ia型超新星样本的光谱可以被安排在一个“蓝移序列”中，该序列模拟了单个Ia型超新星（观测良好的SN 1994 D）的最大亮度前光谱的时间演化。在目前的超新星Ia爆炸模型的背景下，我们认为，在我们的样本中的一些超新星Ia延迟爆炸，而其他人是普通的爆燃。
2000-09-13 astro-ph
Lower limits on the Hubble Constant from models of Type Ia Supernovae
通过将Ia型超新星的观测结果与现有最佳数值模型的结果相结合，我们约束了哈勃常数，独立于任何外部校准器。我们发现Ho的绝对下限> 50 km/s/Mpc。此外，我们还利用哈勃流中12颗Ia型超新星的紫外光变曲线绘制了哈勃图，并采用由1-D和3-D爆燃模拟得到的典型事件中产生的（56）Ni量的最可能值，分别得到Ho $\geq$ 66、$\pm$ 8和$\geq$ 78 $\pm$ 9 km/s/Mpc。我们的结果可能很难调和与最近的文献中的讨论，因为它似乎是一个爱因斯坦-德西特宇宙需要Ho $\simeq$ 46 km/s/Mpc，以适应温度功率谱的宇宙微波背景和保持年龄的限制最古老的恒星。
2004-10-28 astro-ph
Three-dimensional modeling of Type Ia supernovae - The power of late time spectra
本文给出了基于三维爆燃模型的Ia型超新星晚期合成谱。我们主要集中在一个模型，“c3_3d_256_10s”，其中的流体动力学（Roepke 2005）和核合成（Travaglio等。2004）计算了同源相的爆炸。对其它不同点火条件和不同分辨率的模型也作了简要的讨论。合成的光谱进行比较，观察到的晚时间谱。我们发现，虽然300至500天后的模型光谱显示出良好的协议与所观察到的Fe II-III功能，他们也表现出太强的O I和C I线相比，所观察到的后期时间谱。氧和碳的排放来源于这些模型的中心区域的低速未燃烧的材料。为了使模型与观测结果一致，我们发现爆炸后只有少量未燃烧的物质留在中心。这可能是一个纯爆燃模型的问题，虽然改进的初始条件，以及更高的分辨率减少的差异。来自铁的不同电离阶段的相对强度对发射富铁材料的密度敏感。我们发现，丛生，与低密度区域的存在下，需要重现所观察到的铁排放，特别是在4000和6000 AA之间的范围。温度和电离都敏感地取决于密度、丰度和放射性含量。因此，这项工作说明了包括现实的三维爆炸模型的不均匀性的重要性。我们简要地讨论了爆炸的性质的光谱建模的影响。
2005-04-14 astro-ph
Signatures of Delayed Detonation, Asymmetry, and Electron Capture in the Mid-Infrared Spectra of Supernovae 2003hv and 2005df
我们提出了第一个中红外（5.2-15.2微米）光谱的Ia型超新星（SNe 2003 hv和2005 df）。SN 2005 df在爆炸后135天侦测到镍的放射，提供了直接的观测证据，证明Ia型超新星的高密度核燃烧形成了大量稳定的镍。SN 2005 df光谱中观测到的发射谱线轮廓表明了一种化学分层的喷出物结构。SN 2005 df Ar线也表现出一个双管齐下的发射轮廓，这意味着Ar发射显着偏离球对称。SN 2003 hv的光谱也显示出不对称的迹象，表现出蓝移的[Co III]，这与几乎同时代的近红外光谱中[Fe II]线的蓝移相匹配。最后，对超新星2003 hv的放射性56 Ni产额的局部热力学平衡丰度估计为~0.5 Msun，但对明显亚发光的超新星2005 df只有~0.13-0.22 Msun，支持了超新星Ia的光度主要是放射性56 Ni产额的函数的观点。SN 2005 df中观察到的化学分层喷出物结构与延迟爆轰（DD）模型的预测相匹配，但与当前的三维爆燃模型完全不兼容。此外，这种分层持续到超新星最内部区域的程度很难解释，即使在DD方案中，最内部的喷出物仍然是爆燃燃烧的产物。因此，虽然这些结果与延迟爆炸大致一致，但很明显，我们对超新星爆炸最早阶段的理解仍然缺少一个关键的物理学部分。
2007-02-05 astro-ph
The effect of turbulent intermittency on the deflagration to detonation transition in SN Ia explosions
我们研究了湍流不稳定性对Ia型超新星爆燃转爆轰（DDT）的影响。DDT的Zel'dovich机制要求形成一个大于临界尺寸的混合灰和燃料的近等温区域。我们主要考虑Khokhlov等人和Niemeyer和Woosley的假设，即当火焰过渡到分布状态时，产生了近等温的混合区域。我们使用两个模型的湍流速度波动的分布估计的概率作为一个函数的密度在爆炸的白矮星，一个给定的区域的临界尺寸是在分布式制度，由于强大的本地湍流拉伸的火焰结构。我们还估计了这些区域的数量作为密度的函数的下限。我们发现，分布式政权，因此也许DDT，发生在一个局部区域的临界尺寸的密度至少有2-3倍大于预测的平均条件，忽略不稳定性。在大多数情况下，这个因素使跃迁密度比观测的经验值大得多。我们还考虑了Lisewski等人和Woosley对DDT的更严格条件的不透明度效应。我们发现，在尺寸为$10^6$ cm的区域中，湍流速度为$10^8$ cm/s，是罕见的。我们预期，不稳定性对Woosley模型的影响较小，但判据较强。在使用我们的双折射模型考虑双折射后，根据该标准预测的转换密度保持低于$10^7$ g/cm $^3$。
2008-03-12 astro-ph
Type Ia Supernova models arising from different distributions of igniting points
在本文中，我们解决的理论Ia型超新星从碳逃逸的时刻到爆炸后几个小时。我们集中讨论了沸腾罐模型：一种以遍布白矮星核心的大量气泡（几乎）同时点燃为特征的爆燃。在小于1米的尺度上，大于背景温度（7 × 10^8 K）的1%的热波动可能是气泡的种子。温度扰动的均匀性的变化可以导致在碳失控时的两种替代配置：如果热梯度小，则所有气泡生长到与热梯度的值相关的共同特征尺寸，但是如果热梯度足够大，则气泡的尺寸谱延伸超过几个数量级。爆炸阶段已经研究了与援助的平滑粒子流体动力学代码适合于模拟热核超新星。尽管重要的程序差异和不同的物理假设，我们的结果收敛于最近的计算的3D爆燃在白矮星进行超新星研究的不同团体。对于大量的初始气泡（每个八分圆>3-4个），爆炸产生约0.45个太阳质量的56 Ni，喷出物的动能为0.45 × 10 ^{51}尔格。然而，所有的三维爆燃模型都有三个主要的缺点：1）缺乏中等质量元素的合成，2）在爆炸的第一秒，由于瑞利-泰勒不稳定性的混合，喷出物的化学分层损失，以及3）在最大亮度时光球中存在大的56 Ni团块。
2004-09-20 astro-ph
Constraints On The Delayed Transition to Detonation in Type Ia Supernovae
我们调查的可能性延迟爆炸的Ia型超新星的假设下，爆炸的过渡是由湍流触发。我们的讨论是基于Zeldovich机制，并表明，典型的湍流速度在爆炸过程中存在的不足以让这种转变发生。尽管我们能够证明在富碳物质中（例如，$X(^{12}$ C $) = 0.75$）的情况下，提高了爆燃到爆震转变（DDT）的可能性，即使在这种情况下，所需的湍流速度大于在$L \approx 10^6$ cm的长度尺度上的$u'(L) \approx 10^7 {cm s}^{-1}$的期望值。因此，我们的结论是，DDT可能不是一个常见的事件在热核爆炸的一个克拉塞卡质量的白矮星。
2000-01-24 astro-ph
Exploring the Physics of Type Ia Supernovae Through the X-ray Spectra of their Remnants
我们提出了一个正在进行的项目的结果，使用X射线观测Ia型超新星遗迹约束的物理过程中涉及的Ia型超新星爆炸。我们使用第谷超新星遗迹（SN 1572）作为基准案例，比较其观测到的光谱与模型的X射线发射从不同类型的Ia型爆炸产生的冲击喷出物。延迟爆轰模型与分层喷出物的积分光谱和残留物中的Fe和Si发射的空间分布都很好地再现了第谷。所有其他Ia型爆炸模型都失败了，包括三维计算的混合爆燃。
2005-06-23 astro-ph
A Three-Dimensional Picture of the Delayed-Detonation Model of Type Ia Supernovae
爆燃模型很难解释所观察到的SNIa的多样性。目前SNIa的多维模拟预测了大量的，迄今未观察到的，碳和氧以低速移动。有人提出，这些缺点可以解决，如果有一个突然跳到爆轰（延迟爆轰），但这种模型主要是在一维探索。在这里，我们提出了新的三维延迟爆轰模型，其中爆燃到爆轰转换（DDT）发生在像那些有利于一维模型的条件。我们使用了适用于SNIa的SPH代码，并设计了处理亚音速和超音速燃烧前缘的算法。起点是一颗1.38太阳质量的C-O白矮星。当火焰表面的平均密度达到2 - 3x10^7 g/cm^3时，爆震开始。爆炸波处理了超过0.3个太阳质量的碳和氧，清空了喷出物的中心区域未燃烧的燃料，并将其动能提高到接近健康的Ia型超新星的基准10^51尔格。合成的56Ni的最终量也在正确的范围内。然而，喷出的碳和氧的质量仍然太高。这里探讨的三维延迟爆轰模型显示了对纯爆燃模型的改进，但它们仍然不符合基本的观测约束。然而，该模型的许多方面仍然知之甚少（火焰点火的几何形状，DDT的机制，爆震波穿越燃料和灰烬混合物的特性）。因此，这将是值得继续探索，看看是否可以得到一个良好的SNIa模型的基础上的三维延迟爆轰的情况。
2007-12-04 astro-ph
Supernovae as stellar objects
Ia型超新星（SN Ia）通常被认为是克拉塞卡质量的碳氧白矮星的热核破裂的结果，主要是因为这样的热核爆炸可以解释适量的镍，这是解释光变曲线和后期光谱所需要的，以及中等质量核的丰度，它们在最大光附近的光谱中占主导地位。由于其巨大的亮度和表观均匀性，Ia超新星已成为测量宇宙学参数的重要工具。本文综述了热核爆炸物理学的现状。特别是，我们把我们的注意力集中在亚音速（“爆燃”）的战线，即我们调查前传播的热扩散和对流，而不是压缩。基于这种核燃烧模式的模型已经非常成功地应用于超新星Ia问题，并且能够非常好地再现它们的许多观测特征。然而，这些模型也表明Ia超新星之间可能有很大差异，如果将其用作标准烛光，这一点很重要。
2000-12-04 astro-ph
Late-Time Spectroscopy of SN 2002cx: The Prototype of a New Subclass of Type Ia Supernovae
我们目前的凯克光谱SN 2002 cx，最奇特的已知Ia型超新星（SN Ia），采取227和277天过去的最大光。令人惊讶的是，光谱并不受铁的禁止发射线的支配，这是星云阶段热核超新星的标志。相反，我们确定了许多P-Cygni配置文件的Fe II在非常低的膨胀速度约700公里/秒，这是没有先例的超新星Ia。我们还报告了这些光谱中低速氧的初步鉴定，表明爆炸的白矮星中心附近存在未燃烧的物质。SN 2002 cx是超新星Ia的一个新子类的原型，其光谱特征可能与最近的纯爆燃模型一致。这些与大多数Ia型超新星不同，Ia型超新星可能需要另一种爆炸机制，如延迟爆炸。
2006-04-04 astro-ph
Nucleosynthesis in Type Ia Supernovae
Ia型超新星的克拉塞卡质量模型的主要不确定性包括吸积白矮星的伴星（或决定碳点火密度的吸积率）和点火后的火焰速度。我们提出了相对缓慢的爆燃（1.5 - 3%的声速）的核合成的结果，以限制从伴星吸积的速度。由于电子俘获，在中心区域合成了大量的富中子物质，例如^{54}Cr、^{50}Ti、^{58}Fe、^{62}Ni等。为了避免^{54}Cr/^{56}Fe和^{50}Ti/^{56}Fe的比值过大，热核逃逸时白矮星的中心密度必须低至\ltsim 2 \e 9 \gmc。如此低的中心密度可以通过与$\dot M \gtsim 1 \times 10^{-7} M_\odot yr^{-1}$一样快的吸积来实现。这些快速吸积的白矮星可能对应于超软X射线源。
1997-06-03 astro-ph
Is Positron Escape Seen In the Late-time Light Curves of Type Ia Supernovae?
在晚于200天的时间，Ia型SN光变曲线占主导地位的动能沉积的正电子产生的衰变$^{56}$公司在本文中，传输的正电子发射后进行了模拟，爆燃和延迟爆轰模型，假设各种配置的磁场。我们发现由于正电子动能的光变曲线在径向梳状磁场中的形状与在俘获正电子的缠结场中的形状不同。径向场光变曲线拟合所观察到的光变曲线比捕获场光变曲线在这项研究中使用的四个SNe。径向场允许更大比例的正电子逃逸，这也许足以解释OSSE观测到的来自银河平面的511 keV湮灭辐射的大部分。
1997-07-09 astro-ph
Asphericity Effects in Supernovae
本文简要介绍了热核超新星和核塌缩超新星的非球面效应，以及如何通过它们的可观测特征来区分潜在的物理现象。电子散射是产生极化的主要过程，极化是主要的诊断工具之一。非球度导致光度的方向依赖性，这对SNe在宇宙学中的使用有直接的影响。对于核心坍缩SNe，目前的观测和解释表明，爆炸机制本身是高度非球面的，具有明确的轴，通常轴比为2至3。不对称的密度/化学分布和偏离中心的能量沉积已被确定为至关重要的解释的极化$P$。对于热核SNe，极化原来是一个数量级较小的强有力的支持，而球形，径向分层信封。然而，不对称性已被认为是重要的特征，以探测A）的祖系统的特征，B）具有明确定义的轴的全球不对称性，可能是由吸积白矮星或合并WD的旋转引起的，以及C）可能的爆燃模式的残留物。
2003-12-22 astro-ph
Multi-dimensional numerical simulations of type Ia supernova explosions
Ia型超新星在天体物理学的许多领域，特别是在宇宙学距离测定中扮演着重要角色，这就要求对这些事件建立自洽的模型。由于它们的机制被认为是至关重要的依赖于本质上是三维的现象，Ia型超新星的自洽数值模型必须是多维的。近年来，该领域发展迅速，本文对此进行了综述。不同的建模方法进行了讨论，并作为一个例子，一个特定的爆炸模型-爆燃模型-在一个特定的数值实现更详细地介绍。在这种典型的情况下，验证模型的基础上与观测比较的程序进行了讨论，以及它的应用程序来研究Ia型超新星宇宙学所产生的问题。
2008-04-16 astro-ph
Distributed Burning in Type Ia Supernovae: A Statistical Approach
我们提出了一个统计模型，它显示了湍流对C+O白矮星物质中热核火焰传播的影响。基于对湍流的蒙特卡罗描述，它提供了一种研究所谓的分布燃烧区物理的方法。使用这种方法，我们进行湍流火焰的数值模拟，并表明，在这个特定的制度的湍流火焰速度的小火焰模型失去其有效性。事实上，在高湍流强度下，在分布状态下燃烧可导致湍流火焰的减速，从而引起与湍流效应的竞争过程，导致更高的火焰速度。它还表明，在致密的C+O物质湍流热传输充分描述的Peclet数，Pe，而不是由雷诺数，这意味着火焰传播是解耦的小尺度湍流。最后，在我们的研究结果的开始，我们认为，在爆炸的C+O白矮星可用的湍流能量可能太低，以使爆燃到爆轰过渡可能。
2000-01-24 astro-ph
A method to identify the companion stars of type Ia supernovae in young supernova remnants
我们提出了一种方法来识别的Ia型超新星（SNe Ia）的伴星在年轻的超新星遗迹（SNRs），通过识别不同的功能，由于Fe I出现在光谱中的吸收线。如果有足够量的Fe I留在喷出物中，向我们移动的Fe I原子会通过从基态的跃迁吸收光子，从而在伴星光谱中只留下蓝移成分的宽吸收线。要调查的Fe I在喷出物中的柱深度的时间演化，我们进行了流体动力学计算SNR扩展到均匀的环境介质，考虑到碰撞电离，激发，和光电离的重元素。结果表明，如果采用碳爆燃SN模型，在第谷SNR中的伴星在$λλ= 371.9935$ nm和385.9911 nm处的Fe I吸收谱线上具有可观测的特征。然而，这些特征可能会消失，采取另一种模型，发射几倍更强烈的电离光子从冲击外层。为了进一步探索自由膨胀喷出物中的电离状态，我们需要一个可靠的模型来描述外层的结构。
2006-02-27 astro-ph
Direct Numerical Simulations of Type Ia Supernovae Flames II: The Rayleigh-Taylor Instability
Ia型超新星爆炸可能始于碳氧白矮星中心附近的核失控。向外传播的火焰对于Landau-Darrieus、Rayleigh-Taylor和Kelvin-Helmholtz不稳定性是不稳定的，这些不稳定性用于将火焰加速到声速的很大一部分。我们调查的瑞利-泰勒不稳定火焰在过渡的小火焰制度的分布燃烧制度，周围的密度为$10^7$ g/cc，通过详细的，完全解决的模拟。低马赫数、自适应网格流体动力学代码用于实现必要的分辨率和长时间尺度。随着密度的变化，我们看到燃烧特性的根本变化--在密度范围的低端，瑞利-泰勒不稳定性主导燃烧，而在高端，燃烧抑制不稳定性。在所有情况下，观察到的火焰显着加速，仅限于我们能够研究的域的大小。我们讨论了这些结果的潜在的爆燃爆震过渡的影响。
2004-01-13 astro-ph
Low Mach Number Modeling of Type Ia Supernovae
本文介绍了一个低马赫数方程组，用于碳氧白矮星发生热核爆燃的大尺度数值模拟。由于Ia型超新星中大多数有趣的物理现象都发生在马赫数为0.01 ~ 0.1的范围内，因此与常用的可压缩程序相比，这种方法既能显著提高计算精度，又能节省计算时间。我们的方程组是从完全可压缩方程组中推导出来的，采用低马赫数渐近性，但对密度或温度扰动的大小没有任何限制。与使用完全可压缩方程的模拟结果进行比较，验证了低马赫数模型在两者都适用的情况下的有效性。比较更传统的滞弹性近似的基础上的模拟也表明这些模型在滞弹性近似是有效的政权的协议。对于密度和温度可能有有限幅度变化的低马赫数流，低马赫数模型克服了每一种较传统模型的局限性，可以作为精确和有效模拟工具的基础。
2005-09-29 astro-ph
Explosion Models for Type Ia Supernovae: A Comparison with Observed Light Curves, distances, H_o and q_o
本文将理论计算的单色光曲线和光球膨胀速度与27颗Ia型超新星的观测结果进行了比较。一组37个模型已被考虑，其中包括所有目前讨论的爆炸方案的Ia型超新星，包括爆燃，爆炸，延迟爆炸，脉动延迟爆炸和夯实爆炸的钱德拉质量，氦爆炸的低质量白矮星。爆炸计算采用一维拉格朗日水电和辐射水电代码与纳入核网络。随后，光变曲线使用我们的LC计划，其中包括一个隐式的辐射输运，膨胀不透明度，蒙特卡罗$γ$ -射线输运，分子和尘埃的形成。对于一些超新星，详细的非LTE计算的结果已被考虑。我们的一系列模型的观测性质进行了讨论，绝对亮度，最大后下降率，在几个时刻的颜色之间的关系，等等。所有的模型与Ni生产大于0.4太阳质量产生类似的亮度的光变曲线。讨论了宇宙学红移对光变曲线和星际红化修正的影响。在对标准差进行数据校正的基础上，用定量方法拟合观测值，确定了自由参数，即正确的模型、距离、红化和爆炸时间。结果进行了详细讨论，并应用于确定Ho和qo。
1996-02-06 astro-ph
Capturing the Fire: Flame Energetics and Neutronizaton for Type Ia Supernova Simulations
我们开发和校准一个现实的模型火焰的流体动力学模拟爆燃的白矮星（Ia型）超新星。我们的火焰模型建立在Khokhlov的对流-扩散-反应模型的基础上，并以自洽的方式对状态方程进行了电子屏蔽和库仑修正。我们校准这个模型火焰-它的能量和时间尺度的能量释放和中子化-与自热反应网络计算，包括这些库仑效应和最新的弱相互作用。燃烧后的材料由于弱相互作用和密度和温度的流体动力学变化而在火焰后发展。我们开发了一个计划，以遵循的演变，包括中子化，NSE状态后的火焰前锋的通道。其结果是，我们的模型火焰是适合于爆燃模拟在很宽的范围内的初始中心密度，并可以跟踪燃烧的材料的温度和电子分数通过爆炸，并进入膨胀的喷出物。
2006-11-01 astro-ph
Simulations of Turbulent Thermonuclear Burning in Type Ia Supernovae
Ia型超新星最近受到了相当大的关注，因为它们似乎可以作为“标准烛光”来测量距离我们数十亿光年的宇宙距离。对Ia型超新星的观测似乎表明，我们生活在一个宇宙中，当它大约是现在年龄的一半时，它开始加速膨胀。这些结论主要依赖于唯象模型，然而，缺乏适当的理论理解，主要是因为爆炸过程，由碳和氧的热核聚变成较重的元素，即使在超级计算机上也很难模拟。在这里，我们研究了一种新的方法来模拟在白矮星中发生Ia型超新星爆炸的湍流热核爆燃锋。我们的方法是基于一个水平集方法，它把前面作为一个数学不连续性，并允许前几何形状和流场之间的充分耦合。本文将此方法应用于Ia型超新星问题，得到了一些新的结果。结果表明，在2-D与高空间分辨率和物理动机的亚网格尺度模型的核火焰数值“收敛”的结果可以得到，但对于大多数初始条件的恒星不爆炸。相比之下，三维模拟确实给出了所需的爆炸和它们的许多性质，如爆炸能量，光变曲线和核合成产物，与观察到的Ia型超新星非常一致。
2004-05-11 astro-ph
On the applicability of the level set method beyond the flamelet regime in thermonuclear supernova simulations
在热核超新星中，中等质量的元素主要是通过分布燃烧产生的，前提是爆燃到爆炸的转变不会发生。除了Roepke & Hillebrandt（2005）的二维研究外，很少有人注意到在数值模拟中如何正确处理这种燃烧状态。本文从地球燃烧的文献中回顾了分布燃烧的物理学，并指出了简并物质中遇到的很小的普朗特数所引起的差异。然后，它示出的水平集方法继续适用于超出小火焰政权，只要火焰刷的宽度不变得小于数值截止长度。通过对湍流对能量产生率的影响进行简单的参数化来实现这一约束，与以前的模拟相比，中间质量元素的产生大幅增加，在以前的模拟中，一旦质量密度降至10^7 g/cm^3以下，燃烧过程就会停止。虽然这些结果取决于所选择的数值分辨率，在纯爆燃的情况下，燃烧产物的总质量的约束条件的改善可以实现。
2007-01-15 astro-ph
The Response of Model and Astrophysical Thermonuclear Flames to Curvature and Stretch
批判性地理解Ia型超新星的“标准蜡烛”般的行为需要理解它们的爆炸机制。Ia型超新星的一个模型家族始于碳氧白矮星的爆燃，它通过燃烧和火焰不稳定性大大加速。虽然与天体物理学相关的火焰的平面速度和行为越来越好地理解，但更复杂的行为，如火焰对拉伸和弯曲的响应，在天体物理学文献中尚未得到广泛的探索;这种行为可以大大增强或抑制不稳定性和局部火焰燃烧，这反过来又可以增加或减少整体燃烧速率。在本文中，我们探讨了曲率对核火焰和简单模型火焰的影响，以了解曲率对火焰结构和速度的影响。
2003-06-11 astro-ph
On the Thermonuclear Runaway in Type Ia Supernovae: How to run away?
Ia型超新星被认为是大质量白矮星（WD）的热核爆炸。我们提出了第一个多维效应的研究在最后几个小时之前的热核失控，导致爆炸。计算采用隐式二维流体动力学程序，详细研究了混合和点火过程。我们发现，WD的初始化学结构发生了变化，但材料并没有完全均匀化。爆炸WD维持一个中心区域与低C/O比。这意味着爆炸性核燃烧将在部分贫碳的环境中开始。热核失控发生在靠近中心的一个明确的区域。它是由对流将物质带入内部时产生的压缩热引起的。我们没有发现多点或强烈偏离中心点火的证据。对流速度约为100公里/秒，这远远超过了Ia超新星在失控后的有效燃烧速度。在大约0.5 ~ 1秒的时间内，燃烧前缘的速度既不取决于层流速度，也不取决于瑞利-泰勒不稳定性，而是取决于失控前产生的对流。的后果进行了讨论，为我们了解的火焰传播的详细物理，爆燃爆震过渡，和核合成的中心层。我们的研究结果强烈表明，作为一个关键因素，我们的理解的多样性在SNeIa的祖细胞的预处理。
2001-12-07 astro-ph
