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
Three-Dimensional Delayed-Detonation Model of Type Ia Supernova
我们研究了Ia型超新星爆炸使用大规模的三维数值模拟的基础上反应流体动力学的简化机制的核反应和能量释放。爆炸的初始爆燃阶段包括在膨胀的白矮星的引力场中传播的亚音速湍流热核火焰。爆燃产生了一种不均匀的混合物，由未燃烧的碳和氧以及恒星中心的中等质量和铁族元素组成。在随后的爆震阶段，超声爆震波传播通过未燃烧的材料爆燃。在这个延迟爆轰过程中释放的总能量为（1.3-1.6）× 10^51尔格，与从观测中获得的典型动能范围一致。与仅释放约0.6 × 10^51尔格的爆燃模型不同，延迟爆炸模型不会在白矮星的中心部分留下碳、氧和中等质量的元素。这消除了三维模拟和观测之间的关键分歧，并使延迟爆炸成为Ia型超新星爆炸的最可能机制。
2004-09-24 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
Type Ia Supernova Explosion: Gravitationally Confined Detonation
我们提出了大质量白矮星中Ia型超新星爆发的一种新机制。所提出的方案是从放松模型中的对称性假设，并涉及在开放的环境中产生的爆炸。爆炸开始于恒星物质的基本中心点火，引发爆燃。这种爆燃导致形成一个由热物质组成的被强迫驱动的气泡，以超音速到达恒星表面。气泡的破裂形成了强烈的压力波，横向加速了富含燃料的外层恒星。这些物质被引力限制在白矮星内，沿着恒星表面运动，并集中在与气泡破裂点相反的位置。这些核燃料流携带足够的质量和能量，足以在恒星表面上方引发爆炸。那一刻的流动条件支持爆炸，将焚化白矮星，并导致高能爆炸。恒星膨胀后的爆燃重新分配恒星质量的方式，确保生产的中间质量和铁族元素与观测一致。喷出物将具有强烈的层状结构，在早期爆燃阶段之后具有轻微的不对称性。这种不对称性，再加上由演化细节（主要是爆燃的能量学、爆炸的时间和前身的结构）决定的恒星膨胀量，可以预期会产生一个温和多样的Ia型超新星爆炸家族。
2004-05-08 astro-ph
Type Ia Supernova: Burning and Detonation in the Distributed Regime
一个简单的，半解析表示开发的核燃烧在Ia型超新星的特殊情况下，湍流涡完全破坏火焰。的速度和宽度的“分布式”的火焰前锋。对于所考虑的条件，燃烧锋可以被认为是一个湍流火焰刷组成的波纹片混合良好的火焰。这些火焰被假定为具有类似于层流火焰结构的准稳态结构，但由湍流扩散控制。爆炸不会出现在系统中，只要分布式火焰仍然是准稳态的，但这个条件被违反时，分布式火焰宽度变得比得上最大的湍流涡流的大小。当这种情况发生时，可能会发生向爆炸的转变。就目前对湍流能量的最佳估计而言，最有可能的爆轰转变密度在0.5 - 1.5 x 10^7 g cm^{-3}范围内。
2007-09-26 astro-ph
Thermonuclear Supernovae: Simulations of the Deflagration Stage and Their Implications
对热核超新星爆炸爆燃阶段的大尺度三维数值模拟显示了膨胀的碳氧白矮星在引力场中高度回旋湍流火焰的形成和演化。火焰动力学是由重力引起的瑞利-泰勒不稳定性控制的燃烧速率。热核爆炸释放出足够的能量来产生一个健康的爆炸。然而，湍流的火焰在恒星中心附近留下了大量未燃烧和部分燃烧的物质，而观测表明这些物质只存在于外层。如果爆燃引发爆炸，这种分歧就可以解决。
2002-12-03 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
Regimes Of Helium Burning
分析了在浮力驱动湍流存在下，层流爆燃和ZND爆轰通过富氦组合物传播时所遇到的燃烧状态。特别注意的是，X射线爆发的模型，开始与热核失控的表面上的一个中子星，薄壳氦不稳定性的中等质量的恒星。在X射线爆发的情况下，在横向或径向传播的湍流爆燃遇到了从分布状态到小火焰状态的转变，密度为10^8 g cm^{-3}。在径向上，对于密度小于10^6 g cm^{-3}的情况，纯层流爆燃宽度大于压力标度高度。在这个密度之下，在径向方向上行进的自持层流爆燃不可能存在。类似地，平面ZND爆轰宽度在10^7 g cm^{-3}处变得大于压力标度高度，这表明在径向方向上不存在稳态自持爆轰。在薄氦壳的情况下，沿横向或径向传播的湍流爆燃在密度低于10^7 g cm^{-3}时遇到分布区，在密度较大时遇到小火焰区。在径向方向上，密度小于10^4 g cm^{-3}时，纯层流爆燃宽度大于压力标度高度，这表明在此密度以下不能形成稳态层流爆燃。在5 × 10^4 g cm^{-3}处，平面ZND爆轰宽度大于压力标度高度，表明稳态自持爆轰在径向上不存在。
2000-05-16 astro-ph
Analysis of the Type Ia Supernova SN1994D
本文分析了NGC 4526中Ia型超新星SN 1994D的光变曲线和光谱。讨论了理论光变曲线和光谱对流体动力学模型的敏感性。计算结果与爆炸机制、光学和红外线曲线以及光谱演化是一致的，只留下核燃烧锋和白矮星结构的描述作为唯一的自由参数。爆炸计算使用一维拉格朗日代码，包括一个核网络。随后，构造光变曲线。详细的NLTE光谱计算的几个瞬间的时间使用的密度，化学和光度结构产生的光变曲线代码。对不同的设想情况进行了比较，包括爆炸、爆燃、延迟爆炸、填塞爆炸和氦爆炸。只有一个延迟爆轰模型在B、V、R和I色以及光谱演化方面与SN 1994 D的观测结果吻合得很好。经典的爆燃模型W7不能再现早期观察到的高Si速度，爆燃速度接近层流爆燃$(v =0.03 c_s)$，从爆燃到爆轰的转变发生在$ρ_{tr} = 2.~10^7 g/cm^{3}$。白矮星（WD）的初始中心密度是$2.7~10^9 g/cm^{3}$。到SN 1994 D的距离确定为$16.2 \pm 2 Mpc$。爆炸发生
1996-02-01 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
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
The distributed burning regime in Type Ia supernova models
Ia型超新星模型中火焰传播的爆燃模式需要正确描述火焰与湍流运动的相互作用。众所周知，湍流燃烧在不同的状态下进行。对于Ia超新星的爆燃的大部分区域，火焰面区域适用。这在以前的多维模拟中已经建模。然而，在爆炸的后期阶段，火焰将在所谓的分布式区域中传播。我们调查的影响，这种制度上的超新星Ia模型在第一和简化的方法，并表明，影响的趋势似乎能够治愈目前的纯爆燃模型的一些问题。
2004-11-24 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
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
Hydrodynamic Detonation Instability in Electroweak and QCD Phase Transitions
最近，人们讨论了一级电弱和QCD相变下爆燃和爆轰泡的流体动力学稳定性，并提出爆轰是稳定的。我们在这里更仔细地研究爆炸的情况。我们发现在气泡壁前扰动不随时间增长，但在壁后存在指数增长的模式。我们简要讨论了这种不稳定性的可能含义。
1993-05-18 astro-ph
Off-Center Deflagrations In Chandrasekhar Mass SN Ia Models
本文给出了一系列关于白矮星核爆炸燃烧的二维数值模拟。我们假设燃烧开始于恒星中心或附近的一个缓慢的爆燃前沿，并持续到燃烧区域的密度下降到大约10 $^7$ g cm $^{-3}$，火焰基本上熄灭。我们采用了一种新的数值表示的湍流火焰刷的基础上，以前开发的建模实验室燃烧的想法，并探讨了一些细节的敏感性的结果，燃烧的方式启动。特别是，我们模拟1）中心点火爆燃，2）偏心点火在一个单一的“点”，和3）同时偏心点火在五个“点”。我们发现，产生的$^{56}$ Ni的量和其他可观察到的性质敏感地取决于燃料是如何点燃的。
1996-05-28 astro-ph
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
The Thermonuclear Explosion Of Chandrasekhar Mass White Dwarfs
形成Ia型超新星的白矮星内部深处的火焰会受到几种不稳定性的影响。我们简要回顾这些不稳定性和相应的火焰加速。我们讨论了目前提出的爆炸机制和随之而来的不确定性的必要条件。计算了$10^7$ - $2 \times 10^9$ g cm $^{-3}$范围内的爆轰临界质量网格，并探讨了其对组分的敏感性。即时引爆在物理上是不可能的，从观测角度看也是不可能的。简单的爆燃需要一些方法来提高火焰速度，超过目前存在的文献。"主动湍流燃烧“和多点点火被认为是两种可行的方法。在一维中计算了以“锋利的轮子”速度$0.1 g_{\rm eff} t$移动的爆燃，并表明如果前缘以最快的漂浮气泡的速度移动，则在简单爆燃中可能发生健康的爆炸。过渡到"分布式燃烧制度“的相关性进行了讨论延迟爆炸。没有模型出现没有困难，但爆炸在分布式政权是合理的，将产生中间质量元素，并值得进一步研究。
1996-07-05 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
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
Type Ia Supernova: Calculations of Turbulent Flames Using the Linear Eddy Model
探讨了Ia型超新星中碳燃烧火焰与柯尔莫哥洛夫湍流相互作用的性质。利用Kerstein（1991）的线性涡模型进行的一维计算阐明了湍流燃烧的三种状态。在最简单的情况下，大尺度湍流使薄层火焰发生折叠和变形，产生总燃烧率近似为积分尺度上湍流脉动速度U_L的火焰刷。这是超新星爆炸开始的区域，也是爆炸前大部分燃烧发生的区域。随着密度的下降，湍流开始撕裂单个火焰，使更广泛的结构移动得更快。在很短的时间内，这些湍流火焰与它们的间距相比仍然很窄，并且以U_L的总速度移动的火焰刷的概念仍然有效。然而，由其周转时间等于其燃烧时间的条件给出的单个火焰的典型宽度随着密度的下降而继续增加。最终，几乎与积分尺度本身一样大的混合区域瞬时形成。在这一点上，可以发生向爆炸的过渡。对这种转变的条件进行了数值研究，估计在1 × 10**7 g/cm**3附近的密度下，如果积分尺度上的湍流速度超过约15%音速，就会发生这种转变。计算实例显示了实际发生爆炸的细节。
2008-11-21 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
Thermonuclear Supernovae: Is Deflagration Triggered by Floating Bubbles?
近年来，从多维模拟中可以清楚地看出，爆燃的结果在很大程度上取决于火焰的初始配置。我们已经研究了在什么条件下，这种配置可以由一些分散的，孤立的，热气泡。之后，我们计算了不同数量的气泡开始的爆燃的演变。我们发现，从30个气泡开始，产生了一个温和的爆炸M（Ni 56）=0.56太阳质量，而从10个气泡开始，恒星变得只有轻微的未绑定（K = 0.05敌人）。
2002-11-13 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
Supersonic Deflagrations in Cosmological Phase Transitions
通过表明气泡可以作为超声爆燃生长，完成了宇宙学相变中低温相球形气泡的流体动力学生长机制的分类。这样的爆燃由Jouguet爆燃和随后的稀疏波组成。取决于过冷的量，超音速爆燃的最大速度在声速和光速之间变化。比超音速爆燃更快的解是弱爆轰。
1995-01-05 astro-ph hep-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
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
Three-Dimensional Modeling of the Deflagration Stage of a Type Ia Supernova Explosion
本文介绍了一个物理模型和数值算法模拟Ia型超新星（SNIa）爆炸在三维空间中，并提出了第一个结果的模拟爆燃爆炸在一个非旋转，卡拉塞卡质量的碳-氧（CO）白矮星。模拟结果表明，湍流火焰速度呈指数增长，达到约30%的声速，然后下降的大规模湍流被冻结的膨胀。湍流运动的冻结似乎是一个重要的物理机制，调节在SNIa的爆燃率。爆炸的能量与典型的SNIa相当。然而，未燃烧的CO外层的存在下，形成中间质量元素和口袋的未燃烧的CO中心附近的SNIa光谱建模的问题。延迟爆轰是缓解这些问题并产生一致光谱的一种方法。
2000-08-29 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
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
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
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
On the Sensitivity of Deflagrations in Chandrasekhar Mass White Dwarf to Initial Conditions
我们分析了在亚音速燃烧阶段，使用2D模拟的全WD的火焰传播的灵敏度在一个大质量白矮星初始条件。结果提出了各种各样的初始火焰分布，包括中心和偏心单点和多点，同时和非同时，点火。我们还研究了在热核失控之前，在核内应该存在的对流速度场的影响。我们的主要结论表明，燃烧产物的数量和它们的分布通过爆燃阶段是非常敏感的初始条件，比以前的研究更敏感。特别是，我们发现，更复杂的配置，如即使轻微的偏心点火，非同时多点点火和速度场往往有利于解决方案，其中个别羽流上升速度比一个典型的瑞利-泰勒驱动，不稳定的燃烧前的大部分。与先前针对WD的八分区的计算的差异可以被理解为l= 1，2模式的抑制的结果。我们的结果与芝加哥小组的全星计算结果一致。此外，在亚音速燃烧阶段，核燃烧的总量敏感地取决于初始条件，并可能导致WD脉动或变得不受约束。我们讨论的影响，目前的模型Ia型SNe的结果，我们的研究的2-D性质所施加的限制，并提出进一步研究的方向。
2005-06-28 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 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
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
Theory of DDT in Unconfined Flames
本文概述了一种理论方法，用于预测爆轰在无约束的湍流火焰，这是有关的问题，地面燃烧和热核燃烧在Ia型超新星。提出了两个基本假设：1）梯度机制是导致无约束条件下DDT的内在机制; 2）诱导期内形成梯度的唯一机制是通过湍流混合和局部火焰淬熄。根据一维爆轰波厚度、层流火焰速度和反应气体中的层流火焰厚度推导出了DDT的判据。这种方法给出了一个下限标准DDT的条件下，冲击预热，壁效应，和与障碍物的相互作用是缺席。在参数空间中的区域，无约束的DDT可以和不能发生的确定。随后的论文将在天体物理学的背景下专门讨论这些问题。
1996-05-15 astro-ph chem-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 Laminar Flame Speedup by Neon-22 Enrichment in White Dwarf Supernovae
碳氧白矮星含有氖-22，它是在母星核心氦燃烧时，由α俘获到氮上形成的。在白矮星（Ia型）超新星中，氖-22丰度部分决定了中子与质子的比例，因此决定了放射性镍-56的丰度，为光变曲线提供动力。氖-22丰度也改变了燃烧速率，从而改变了层流火焰速度。我们列出了不同的初始碳和氖-22丰度和密度范围内的火焰加速。层流火焰速度的这种增加--氖-22质量分数为6%时约为30%--影响了白矮星中心附近点火后的爆燃，在那里火焰的层流速度主导了浮力上升，在密度较低的区域（约10^7 g/cm 3），过渡到分布燃烧是必然发生的。火焰速度的增加将降低任何向分布燃烧过渡的密度。
2006-12-18 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
The Cellular Burning Regime in Type Ia Supernova Explosions - I. Flame Propagation into Quiescent Fuel
我们提出了一个数值研究的细胞燃烧制度的Ia型超新星爆炸。这种机制在小尺度下（即低于吉布森尺度）成立，这在大尺度的Ia型超新星模拟中是无法解决的。主导火焰演化的基本效应是Landau-Darrieus不稳定性及其非线性稳定性，导致火焰稳定在细胞形状中。火焰传播到静止的燃料进行了研究，解决数值设置的具体参数的模拟结果的依赖性。此外，我们调查了在一定范围内的燃料密度的火焰稳定性。这与主动湍流燃烧（火焰不稳定和随后的自湍流化的机制）和火焰的燃烧到爆炸转变的问题直接相关。在我们的模拟中，我们发现当火焰传播到密度低至~10^7 g/cm^3的静止燃料中时，火焰没有明显的不稳定性，这证实了大尺度超新星爆炸模型的基本假设。然而，对于这些模型，我们建议增加较低的截止火焰传播速度考虑到细胞燃烧制度。
2003-12-03 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
Phases of a Type Ia supernova explosion
在Ia型超新星的Krasekhar质量白矮星模型的框架下，根据热核火焰锋的燃烧状态描述了爆炸的各个阶段。在爆炸前的“阴燃”阶段之后的早期小火焰状态中，火焰足够薄和快速，以保持小尺度的层流。随着白矮星密度的下降，热火焰结构变得容易被湍流涡流穿透，并进入"分布式燃烧“状态。提出了一个具体的控制参数，这种过渡。此外，我们概述了一个参数的燃烧制度之间的过渡与爆燃-爆震-过渡（DDT）在爆炸的后期阶段的发病的巧合。
1998-02-13 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
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
Gravitational waves from deflagration bubbles in first-order phase transitions
一阶相变中的气泡壁可以以爆炸的形式传播，速度大于声速，也可以以爆燃的形式传播，爆燃是亚音速的。我们计算的引力辐射，产生的湍流在相变，通过爆燃气泡的发展。我们考虑到这样一个事实，即爆燃墙之前的冲击波阵面分布的潜热在整个空间和影响其他气泡。我们发现，湍流可以诱导高达$\sim 10^{-9}$的$Ω_{GW}$的峰值。本文讨论了在LISA上探测壁速度为$v_w\lesssim 10^{-1}$的电弱相变中产生的引力波的可能性。
2008-09-08 astro-ph gr-qc hep-ph
Local Ignition in Carbon/Oxygen White Dwarfs -- I: One-zone Ignition and Spherical Shock Ignition of Detonations
Ia型超新星的点火细节仍然模糊，尽管这对于任何最终爆炸的大尺度模型都很重要。在这里，我们开始了解这些热点的点火过程，通过检查材料的一个区域的燃烧，然后调查由于在单点快速加热的爆震点火。我们数值测量的点火延迟时间开始燃烧的混合物中的退化材料，并提供拟合公式的条件下的相关Ia型问题。使用氖丰度作为白矮星金属丰度的代理，我们发现，点火时间可以减少约20%，甚至添加5%的氖质量。当成功点燃一个区域的温度波动非常罕见时，点燃时间的这种减少可以增加几个数量级的点燃概率。如果氖主要是以碳为代价的，那么点火时间也会出现类似的增加。然后，我们考虑在一个局部区域的爆炸能量输入的爆震点火，例如Sedov爆炸波导致冲击点火爆震。基于以前关于弯曲爆炸的工作，我们发现需要惊人的大能量输入来成功地发射爆炸，导致所需的火柴头的~4500爆炸厚度-几十厘米到几百米-这比天真的考虑可能建议的大几个数量级。这是一个非常困难的约束，以满足某些图片的爆燃到爆震，如泽尔多维奇梯度机构点火在分布式燃烧制度。
2006-01-02 astro-ph
Study of the Detonation Phase in the Gravitationally Confined Detonation Model of Type Ia Supernovae
研究了Ia型超新星从爆轰阶段到同系膨胀阶段的引力约束爆轰（GCD）模型。在GCD模型中，爆轰是由碳-氧白矮星中单点偏心火焰点火引起的表面流触发的。模拟是独特的，在何种程度上的非理想化的物理学是用来治疗的反应流，包括弱反应速率和时间依赖性的处理材料的核统计平衡（NSE）。仔细注意精确计算的最终成分的材料燃烧到NSE和冻结的快速膨胀后的爆轰波通过的高密度核心的白矮星;和核合成后处理的一种有效的方法开发，避免了昂贵的网络计算需要沿示踪粒子的热力学轨迹。观测诊断的爆炸模型，包括丰度分层和综合产量。我们发现，在这里研究的所有点火条件下，一个自我调节的过程，包括中子化和恒星膨胀的结果最终\iso{Ni}{56}质量的$\sim$ 1.1 \msun。但是，更多的能量模型导致更大的总NSE和稳定的Fe峰产率。中等质量元素的总产额为$\sim0.1$ \msun，爆炸能量均在1.5 $\times10^{51}$尔格左右。爆炸模型进行了简要比较，最近Ia型超新星观测的推断属性。讨论了表面爆炸模型产生低光度（低\iso{Ni}{56}质量）超新星的可能性。
2008-06-30 astro-ph
Surface detonation in type Ia supernova explosions?
我们探讨了热核超新星爆炸时的祖先白矮星恒星点燃不对称偏离中心的演变。几个数值模拟进行了二维和三维测试的后果，不同的初始火焰配置，如球形气泡从中心位移，更复杂的变形配置，和泪珠形点火。燃烧的气泡浮向表面，同时由于核反应释放能量。如果释放的能量太小，不足以通过引力使恒星脱离束缚，那么一旦燃烧的气泡接近表面，灰烬就会围绕着它。相反一侧燃料的碰撞会增加其温度和密度，在某些情况下，可能会引发爆震波，然后向内传播，燃烧恒星的核心，导致强烈的爆炸。然而，对于从预点火演变看起来现实的二维初始设置，以及对于所有三维模拟，发现表面材料的准直太弱而不能触发爆炸。
2006-09-25 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
Double-detonation supernovae of sub-Chandrasekhar mass white dwarfs
在Ia型超新星的“双爆轰亚克拉塞卡”模型中，一颗碳氧（C + O）白矮星积累了足够数量的氦，使得在达到克拉塞卡质量之前，该层中的爆轰被点燃。这种爆炸被认为会引发C + O核心的二次爆炸。通过一维和二维的流体动力学模拟，我们研究了这种爆炸机制的一般1-M_sun模型的鲁棒性，并分析其可观测的预测。还分析了数值模拟中的分辨率依赖性。本文用水平集函数和简化的核反应描述方法计算了氦和碳氧混合物中热核爆炸波阵面的传播。在白矮星的核心是否触发二次爆炸的决定是基于文献中给出的标准。在一个参数研究中，涉及不同的初始火焰几何形状的He壳质量为0.2和0.1 Msun，我们发现，二次爆轰点火是一个非常强大的过程。在所考虑的大多数情况下，由He壳中的爆炸产生的会聚冲击波在白矮星中心附近产生爆炸的条件。最后，我们按照完整的演化三个选定的模型与0.2 M太阳的He通过C/O-爆轰阶段，并获得约0.40至0.45 M太阳的镍的质量。虽然我们还没有做一个完整的扫描可能的参数空间，我们的研究结果表明，sub-Bracrasekhar模型是不是正常的或亚发光的Ia型超新星的好候选人。喷出物的化学成分在高膨胀速度下外层含有大量的镍，这与近最大光谱不一致。（略）
2007-10-29 astro-ph
Hard X- and Gamma-Rays from Type Ia Supernovae
伽玛射线光变曲线和光谱的一组理论Ia型超新星模型，包括爆燃，爆炸，延迟爆炸，和脉动的延迟爆炸的质量白矮星，以及合并的情况下，可能涉及更多的质量和氦爆炸的亚质量白矮星。已经得到的结果与蒙特卡罗辐射输运计划，考虑到所有相关的伽马跃迁和相互作用过程。其结果是一组准确的线轮廓，这是超新星模型的初始镍质量分布的特点。伽马射线探测的是放射性元素在喷出物中的同位素分布，而不仅仅是元素分布。详细的线轮廓，包括线宽，相对于休息帧的移位，和线比进行了讨论。有了足够的能量和时间分辨率，可以清楚地区分不同的模式情景。观测战略讨论了当前和即将到来的几代卫星（CGRO和INTEGRAL）以及预计未来的任务，包括劳厄望远镜等概念。有了CGRO，目前有可能通过足够早的观测（接近光学最大值）来区分氦爆轰与克拉塞卡质量祖细胞的爆炸以及那些涉及合并的距离约为15 Mpc的爆炸。这意味着每八年就有一个机会目标。SNe Ia高达约10 Mpc将允许详细的CGRO研究的线比的Co线。
1997-09-04 astro-ph
A three-dimensional deflagration model for Type Ia supernovae confronted with observations
对Ia型超新星最常见的情形--质量为100亿克拉塞卡的C+O白矮星的热核爆炸进行了数值模拟。基本的建模是追求在一个自洽的方式，治疗的燃烧波作为一个湍流爆燃使用良好的测试方法开发的实验室燃烧和“大涡模拟”（LES）的概念为基础。这种一致性要求在分辨尺度上捕捉湍流级联的开始。这是通过在1024个$^3$移动网格上计算动态演化来实现的，这导致迄今为止进行的最佳分辨率的三维超新星Ia模拟，达到了目前超级计算机所能做到的极限。因此，该模型除了爆炸开始时的初始条件外没有自由参数，因此具有相当大的预测能力。我们的主要目标是确定在何种程度上这样的模拟可以解释观测到的正常超新星Ia。在以前分辨率较低的模拟和不太复杂的火焰模型的指导下，选择了产生合理强烈爆炸和足够数量的放射性镍的初始条件，以获得明亮的显示。我们表明，观测值确实匹配到一个合理的程度。特别是，良好的协议被发现与正常超新星Ia的光变曲线。此外，该模型再现了从光谱分析推断的丰度分层的一般特征。这表明它抓住了Ia超新星爆炸机制的主要特征。然而，我们也表明，即使是一个看似最好的选择纯爆燃模型的缺点，表明需要一个不同的核燃烧模式在晚些时候，也许过渡到低密度爆炸。
2007-07-06 astro-ph
Turbulence-Flame Interactions in Type Ia Supernovae
Ia型超新星（SN Ia）涉及的时间和长度尺度范围很大，需要使用火焰模型。作为探索火焰模型的各种选择的前奏，我们认为，在本文中，高分辨率的三维模拟的小尺度动力学的核火焰在超新星环境中的火焰结构的细节得到充分解决。密度的范围内检查，1至$8 \times 10^7$ g cm $^{-3}$，跨越从层流小火焰制度的分布燃烧制度，其中小尺度湍流破坏火焰的过渡。低马赫数算法的使用有利于火焰和无粘湍流动能叶栅的热结构的准确分辨率，同时隐含地将动能耗散在网格尺度截止。对于一个假设的各向同性Kolmogorov湍流与SN Ia的能量特性的背景下，我们发现1和$3 \times 10^7$ g cm $^{-3}$之间的过渡密度燃烧的性质发生了质的变化。通过$1 \times 10^7$ g cm $^{-3}$，通过传导和辐射的能量扩散在火焰尺度上被湍流平流超过。因此，有效刘易斯数接近1。也就是说，火焰类似于层流火焰，但由于有效扩散系数$D_T \sim u' l$而急剧变宽，其中$u'$是湍流强度，$l$是积分尺度。对于一个真正的超新星特征的较大的积分尺度，火焰结构预测变得复杂和不稳定。一个可能的过渡到爆炸的影响进行了讨论。
2008-11-17 astro-ph
