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
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
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
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
Flame-driven deflagration-to-detonation transitions in Type Ia supernovae?
虽然白矮星热核爆炸的延迟爆轰模型似乎很有希望重现Ia型超新星，但火焰传播模式从亚音速爆燃到超音速爆轰的转变仍然是假设的。发生这种转变的一个潜在时刻是分布式燃烧状态的开始，即湍流首先影响内部火焰结构的时刻。一些燃烧微观物理的研究表明，在这里，燃烧到爆轰的转变是可能的，只要湍流强度足够强。因此，湍流的速度波动产生的爆燃火焰的大小进行了分析，在几个三维模拟的热核超新星爆燃的分布式燃烧制度的发病。结果表明，相应的概率密度函数下降到高湍流速度波动慢得多，比高斯分布。因此，声称触发爆炸所需的数值很可能在足够大的火焰块中找到。虽然燃烧的微观物理演化没有遵循，成功的燃烧到爆炸的过渡不能保证从模拟这里，结果仍然表明，这样的事件可能在Ia型超新星爆炸。
2007-09-26 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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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: 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
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
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
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
Spectral Modeling of SNe Ia Near Maximum Light: Probing the Characteristics of Hydro Models
我们已经进行了详细的NLTE谱合成模拟的2种类型的1-D水模型：非常高度参数化的爆燃模型W7，和两个延迟爆轰模型。我们发现，总体而言，这两个模型做同样好拟合观测到的超新星Ia附近的最大光。然而，W7的Si II 6150特性在系统上太快，而对于延迟爆轰模型，它也有点太快，但明显优于W7。我们发现，一个参数化的混合模型做最好的工作，再现硅II 6150线附近的最大光，我们研究的差异，导致更好地适应正常的超新星Ia的模型。我们讨论了什么是所需的水模型，以适应观测到的超新星Ia附近的最大光的光谱。
2006-03-03 astro-ph
Thermal X-ray emission from shocked ejecta in Type Ia Supernova Remnants. Prospects for explosion mechanism identification
Ia型超新星背后的爆炸机制是一个持续争论的问题。迄今为止，各种试图确定或至少限制爆炸所涉及的物理过程的尝试只取得了部分成功。在本文中，我们建议使用热X射线发射的年轻超新星遗迹起源于Ia型事件，以提取有关的信息爆炸本身。我们制作了一个热核超新星模型网格，代表目前正在辩论的范例：纯爆燃、延迟爆炸、脉动延迟爆炸和亚克拉塞卡爆炸，利用它们的密度和化学成分分布来模拟与周围环境介质的相互作用以及随后的等离子体加热、非平衡电离和喷出物的热X射线发射。关键的观测参数，如电子温度，排放措施和电离时间尺度的介绍和讨论。我们发现，不仅可以从年轻的Ia型超新星遗迹的光谱中识别爆炸机制，而且如果要以自洽的方式对此类光谱进行建模，实际上有必要考虑详细的喷出物结构。无论是元素线通量比还是元素发射测量都不能很好地估计出喷射质量的真实比率，对于给定的模型，差异高达两个或三个数量级。与第谷SNR观测结果的比较表明，延迟爆轰是最有可能的爆炸机制。线的强度，线比，和铁Kalpha线的质心是合理的，以及复制这种模型。
2003-04-30 astro-ph
Spectropolarimetric diagnostics of thermonuclear supernova explosions
即使在河外距离，超新星喷出物的形状也可以通过分光偏振法有效地诊断。在这里，我们提出了17 Ia型超新星的结果，允许Ia型超新星的几何结构和其他可观察到的参数之间的相关性的统计研究。这些观察结果表明，它们的喷出物通常由一个光滑的、富含铁的核心和一个具有化学不对称性的外层组成。这种外围非球面的程度与Ia型超新星的光变曲线下降率有关。这些观测结果为Ia型超新星的延迟爆炸模型提供了强有力的支持。
2006-11-29 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
Population Synthesis for Progenitors of Type Ia Supernovae
讨论了双星星族合成在Ia型超新星祖先星中的应用。我们发现，唯一的候选系统能够支持的速度SNe Ia $\sim 10^{-3} yr^{-1}$在老年和年轻的人口正在合并白矮星。在年轻的人口（$\sim 1$ Gyr）的边缘点燃爆炸在半分离系统与非简并氦星捐助者也能够支持类似的速率。目前估计的Ia型超新星的银河系速率为$\sim 10^{-4} yr^{-1}$。
2004-09-28 astro-ph
