C+O detonations in thermonuclear supernovae: Interaction with previously burned material
在Ia型超新星爆炸模型的背景下，我们提出了一个和两个维度的模拟完全解决爆轰前在简并的C+O白矮星物质，包括块先前燃烧的材料。爆炸的能力，生存通过片的核灰烬的通道测试作为灰区的宽度和成分的函数。我们发现，爆震锋淬火微观薄的障碍物，精确的灰成分的敏感性很小。宏观爆炸模拟中的爆炸前沿跟踪模型需要包括这种效应，以便预测延迟爆炸情景中未燃烧材料的数量。
2006-05-12 astro-ph
Off-center ignition in type Ia supernova: I. Initial evolution and implications for delayed detonation
众所周知，碳氧白矮星作为Ia型超新星的爆炸对燃烧被点燃的方式很敏感。前超新星演化的研究表明，不对称的，偏离中心的点火，在这里，我们探讨其后果在二维和三维模拟。与中心点火模型相比，单侧点火最初燃烧较少，释放的能量较少。对于所研究的点火点分布，两个半球内的点火通常会导致白矮星的解束缚，而一个半球的一小部分内的点火则不会。我们还研究了爆炸在白矮星表面的传播，这是第一次从恒星爆发燃烧羽流。特别是，我们的研究测试了强压缩波的碰撞是否会引发恒星远侧的爆炸，正如Plewa等人（2004）所建议的那样。在这些碰撞中达到的最高温度对燃烧和膨胀的程度以及计算的维度很敏感。虽然有时在二维模型中观察到爆炸，但在相应的三维计算中从未发生过。在通常情况下，多个气泡膨胀前沿之间的碰撞似乎也无法引发爆炸。因此，“重力约束爆炸”不是爆炸的可靠机制。然而，在这些模型中，爆炸仍然是可能的，无论是在脉动之后还是在湍流能量足够高的情况下通过自发爆炸。
2006-09-04 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
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
Can Deflagration-Detonation-Transitions occur in Type Ia Supernovae?
湍流预处理的爆燃-爆轰-转捩（DDT）机制，建议解释可能发生的延迟爆轰在Ia型超新星爆炸，被认为是概念上不一致的。它主要依赖于宏观尺度上燃烧材料的扩散热损失。无论湍流速度波动的幅度，温度波动的典型梯度尺度被证明是层流火焰宽度或更小，而不是千倍以上的DDT所需的因素。此外，热核火焰由于其简单的“化学性质”，在比层流火焰宽度大得多的区域内不能完全熄灭。可能的替代爆炸情景进行了简要讨论。
1999-07-19 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
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
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
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
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
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
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
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
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: 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
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
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
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
Supernova Ia: a Converging Delayed Detonation Wave
一个碳-氧（C-O）前超新星核的模型是由初始中心密度10^9 g/cm ^3演化而来的，其初始质量为1.33 M_ \odot，初始碳质量分数为0.27，由于双星系统中的吸积作用，平均质量增长率为5 × 10^{-7} M_ \odot /yr。温度为2.05 × 10^8 K，通过对流核心的形成及其随后的膨胀，直到中心的碳逃逸。演化和逃逸方程中唯一包含的热核反应是碳燃烧反应12 C +12 C，其能量释放相当于碳和氧（与碳的速率相同）完全转变为56 Ni。我们取α_c -混合长度与对流区大小的比值作为参数。尽管有这些粗略的假设，我们还是得到了超新星理论所能接受的逃逸模式，其持续时间与α_c有很强的相关性。在α_c=4.0 x 10^{-3}和3.0 x 10^{-3}的足够大的值的变体中，燃料燃烧从一开始就作为迅速爆震发生。在2.0 x 10^{-3} >= α_c >= 3.0 x 10^{-4}的范围内，燃烧开始时是一种爆燃，激发了振幅越来越大的恒星脉动。最后，爆炸开始了，它在前超新星的表层附近被激活（m约为1.33 M_ \odot），并穿透恒星直到爆燃前沿。文中详细描述了α_c=1.0 × 10^{-3}时模型脉动的激发和爆轰波阵面的形成。
2001-06-06 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
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
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
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
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
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
Type Ia supernovae: differences due to progenitors within delayed detonation explosions
目前，SNIa在宇宙学中的应用依赖于高红移处的SNe等于局域SNe的假设。然而，一些观测表明光变曲线（LC）特性和宿主星系的形态类型之间存在相关性。这可能表明与基础人口的年龄（人口/组成）有关。在这项工作中，我们已经选择了延迟爆轰爆炸模型在CO rasekhar质量WD探索SNIa LC和核合成的WD祖的初始质量和组成的依赖。先驱体通过形成的CO核心的质量和其中的C/O比（1D爆炸模型）影响最终的SNIa。我们跟踪了质量在1.5和8 Mo之间、金属丰度为Z=0、1.E-05、0.001和0.02的恒星从主序前阶段到TP-AGB阶段的演化。在炸药WD内获得的最终C/O比的差异小于22%。当应用亮度-衰减关系时，这导致最大0.03等和0.1等的差异。
2000-10-18 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
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
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
Progenitors of Type Ia Supernovae: Circumstellar Interaction, Rotation, and Steady Hydrogen Burning
在确定Ia型超新星（SNe Ia）前身系统的重要问题中，我们主要关注SN 2002 ic的星周相互作用，并对有争议的双简并恒星自转效应和吸积白矮星稳定氢壳燃烧问题进行了简要讨论。SN 2002ic是一颗独特的超新星，它在最大亮度附近显示出Ia型超新星的典型光谱特征，但也显示出Ia型超新星所没有的明显的氢特征。根据Ia超新星星周相互作用的流体动力学模型，我们认为星周介质是非球面的（或高凝聚态的），其质量浓度约为1.3Msun。讨论了SN 2002ic可能的祖先系统。
2006-03-16 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
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
Prospects for Type Ia Supernova explosion mechanism identification with gamma rays
与热核超新星（SNIa）有关的爆炸机制仍然是一个有争议的问题。人们普遍认为，在这些事件中产生了大量的放射性核，预计它们将是强伽马射线发射体。在过去，一些作者研究了使用这种伽马射线发射作为诊断工具。在本文中，我们已经做了一个完整的研究与目前提出的所有不同的方案的伽马射线光谱。这包括爆震、延迟爆震、爆燃和偏心爆震。我们对这一整套模型进行了精确的模拟，以确定可用于区分不同模型的最有希望的光谱特征。我们的研究不仅限于定性的论点。相反，我们量化了光谱之间的差异，并建立了检测的距离限制。考虑到最佳的电流响应估计的SPI和IBIS仪器上INTEGRAL的方式，我们的结果可以作为一个指导方针，以评估INTEGRAL在Ia型超新星的研究能力进行了计算。为了完整起见，我们还研究了在某些超新星场景中作为伽马射线可能的次级源的核激发和火花反应。我们的结论是，这一机制可以忽略不计，由于其贡献小。
1997-09-05 astro-ph
