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
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
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
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
Helium accreting CO white dwarfs with rotation: helium novae instead of double detonation
提出了氦吸积碳氧白矮星的演化模型，其中考虑了角动量吸积引起的吸积星自旋上升、旋转引起的化学混合和旋转能量耗散的影响.初始质量为0.6 Msun和0.8 Msun，并且富氦物质的吸积速率为10^{-8} Msun/年的几倍，这是Ia型超新星亚克拉塞卡质量祖先的典型情况。研究发现，吸积白矮星中的氦包层在差速旋转的旋起层中受到摩擦的有效加热。因此，氦点燃更早，在更少的简并条件下相比，相应的非旋转的情况下。因此，氦爆炸可能会被避免，这对Ia型超新星的亚克拉塞卡质量祖星方案提出了质疑。我们讨论了我们的研究结果的演变氦星加上白矮星双星系统作为可能的祖先经常性氦新星。
2004-02-12 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
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
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
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
Off-center explosions of Chandrasekhar-mass white dwarfs: an explanation of super-bright type Ia supernovae?
最近在超新星遗产巡天（SNLS）中发现了一颗非常明亮的Ia型超新星SNLS-03 D3 bb（$\equiv$ SN 2003 fg），这提出了一个问题：是否需要超克拉塞卡质量的白矮星来解释这样的爆炸。原则上，这样的祖先可以由两颗相当大的白矮星合并形成。目前还没有发现两颗白矮星组成的双星系统，它们的总质量大大超过了克拉塞卡质量，因此SNLS-03 D3 bb可能是第一个明确的例子，证明了一颗（奇特的）Ia型超新星的双简并祖先。此外，如果这种解释是正确的，那么它对用于宇宙学的超新星Ia距离指标的校准关系的普遍性产生了一些怀疑。在这里，我们提出了一个批判性的讨论，预期的观测指纹的超rasekhar质量爆炸，在重要的方面，这些是不一致的SNLS-03 D3 bb的观察。我们证明了一颗质量为1000亿克拉塞卡的白矮星的不平衡爆炸可以提供一个更好的解释。
2007-02-13 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
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
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
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
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
UV Light Curves of Thermonuclear Supernovae
用多频辐射流体动力学程序计算了几种热核超新星模型的紫外光变曲线。研究发现，无论是爆轰还是爆燃，均采用了质量模型产生非常相似的光变曲线。亚克拉塞卡质量模型在紫外线通量行为方面与"正常“克拉塞卡模型有本质区别。绝对亮度和热核超新星的光变曲线形状的差异可以用现代紫外太空望远镜探测到高达300 Mpc。
2000-03-17 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
Observational Characteristics and Possible Asphericity of Over-Luminous Type Ia Supernovae
一些Ia型超新星（SNe Ia）被认为是一颗超级塞拉塞卡质量的白矮星（WD）的爆炸，以解释它们的大光度，需要大量的56 Ni。然而，候选的过亮超新星Ia 2003 fg、2006 gz和（中度过亮）SN 1991 T有着非常不同的观测特征：特征时间尺度和速度非常不同。我们检查是否以及如何解释的多样性，一维球面辐射传输计算涵盖了广泛的模型参数（例如，WD质量）。SN 2006gz的观测结果自然可以用超拉塞卡质量模型来解释。SN 1991 T代表了一个边缘情况，它可能是一个巨大的WD爆炸，也可能是一个超级巨大的WD爆炸。另一方面，SN 2003fg的低速和短时标表明喷出物质量小于Ekrasekhar质量，这与其大光度明显矛盾。我们认为，如果前体WD，从而SN爆炸，是非球面的，这个问题就解决了。这可能反映了母星的快速旋转，可能是超巨拉塞卡质量WD母星的结果。SNe 2003fg和2006gz之间的差异可能是由于不同的观察方向。
2008-11-13 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
Can differences in the nickel abundance in Chandrasekhar mass models explain the relation between brightness and decline rate of normal Type Ia Supernovae?
使用Ia型超新星作为距离指示器依赖于对它们亮度的测定。这不是恒定的，但是可以使用亮度和光学光曲线的性质（下降率、宽度、形状）之间的观察到的关系来校准，这表明较亮的SNe具有较宽、较慢的光曲线。然而，这种关系的物理基础尚未完全理解。可能的原因是不同质量的祖先白矮星或不同的不透明度在克拉塞卡质量爆炸。我们参数化了Iwamoto等人（1999）提出的合成不同量Ni的Krasekhar质量模型，并计算了不同时期的热光变曲线和光谱。由于超新星Ia的不透明度主要是由于谱线，它应该取决于爆炸中合成的Fe峰元素的质量，以及喷出物的温度。使用这些处方计算的光学不透明度的辐射热光变曲线再现亮度和下降率之间的关系。此外，当计算光谱时，在最大值和两周后之间的颜色变化允许观察到的M_B（Max）和Dm_{15}（B）之间的关系被很好地再现。在不同时期计算的光谱与光谱学正常的SNeIa的相应光谱比较良好，所述光谱学正常的SNeIa被选择以覆盖相似范围的Dm_{15}（B）值。
2000-09-29 astro-ph
The Role of Electron Captures in Chandrasekhar Mass Models for Type Ia Supernovae
Ia型超新星（SNe Ia）的克拉塞卡质量模型得到了越来越多的支持，从最近的比较观察与光变曲线预测和模拟合成光谱。它解释了超新星Ia事件通过热核爆炸的吸积白矮星在双恒星系统，是由中央碳点燃时，白矮星的做法，卡拉拉塞卡质量。由于白矮星中的电子气是简并的，其中心高密度区具有高费米能，因此电子在中等质量核和铁族核上的俘获在爆炸燃烧中起着重要作用。电子俘获影响着中心电子分数Y_e，而中心电子分数Y_e决定着爆炸喷出物的组成。到目前为止，基于壳层模型矩阵元素的天体物理表只适用于sd壳层中的轻核。最近，新的壳模型蒙特卡罗（SMMC）和大规模壳模型对角化计算也被用于pf壳核。这些导致在一般情况下，以减少电子捕获率与以前相比，更多的现象，方法。利用这些新的壳模型为基础的速率，我们提出的第一个结果的组成的Fe-组核产生的中心区域的超新星Ia和可能的变化模型参数的约束，如点火密度和燃烧前的速度。
2000-01-26 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
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
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
Models for Type Ia Supernovae and Cosmology
从光谱和光变曲线可以清楚地看出SNIa事件是白矮星的热核爆炸。然而，爆炸的细节仍在争论之中。在这里，我们提出了详细的模型是一致的爆炸机制，光学和红外线曲线，光谱演化。这使得燃烧锋的描述和白矮星的结构成为唯一的自由参数。爆炸计算使用一维拉格朗日代码，包括核网络。随后，光学和IR-LC构建。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LC。讨论了热核爆炸的不同模型，包括爆轰、爆燃、延迟爆轰、脉冲延迟爆轰（PDD）和氦爆轰。理论和观测到的LC和光谱之间的比较提供了一个深入了解爆炸的细节和祖星的性质。我们试图回答几个相关的问题。亚发光Ia型超新星与正常Ia型超新星不同吗？我们能理解LC和光谱的观测性质吗？我们可以从红外光谱中学到什么？我们能否独立于主要距离指标确定$H_o$，结果与经验方法相比如何？我们对祖先的进化和它的金属丰度了解多少？宇宙学参数$Ω_M$和$Λ$的确定有什么系统效应？我们如何识别这种潜在的“陷阱”并纠正进化效应？
1997-09-03 astro-ph
Explosion models for thermonuclear supernovae resulting from different ignition conditions
利用SPH程序，我们在三维空间中研究了大质量白矮星在不同初始碳点火位置下的命运。计算的模型涵盖了各种可能性，从同时点火的中心体积的恒星偏心点火在多个分散的斑点。在前一种情况下，讨论了当核火焰的平均密度降低到2 × 10 ~（**）7 g·cm ~（**）以下时，向爆轰转变的可能性及其后果。在最后一种情况下，依赖的结果上的初始点火点的数量和这些模型中的一些发展到脉动延迟爆震的情况下的机会也概述。
2004-01-13 astro-ph
