Gray Models of convection in core collapse supernovae
核心坍缩超新星建模的主要困难之一是获得中微子通过坍缩恒星核心的准确描述。中微子分布函数的行为从核心中心的LTE分布过渡到核心外部区域的非LTE分布。一种方法，最近已采用，以模拟中微子流的2-D模型是灰色近似。这个近似假设中微子分布可以用一个函数来描述，这个函数是用中微子温度和中微子化学势来参数化的。但是，必须假定这些参数。此外，参数在LTE和NLTE区域之间也将不同。此外，在灰色近似中，中微子分布函数从LTE过渡到NLTE的位置必须被假定。通过考虑一系列的LTE/NLTE去耦点是不同的模型，我们表明，当采用灰色近似时，数值模型的结果是非常敏感的去耦点的选择。我们还研究了中微子-电子散射（NES）率的影响，这是很难正确制定内的灰色近似。我们表明，NES有一个戏剧性的影响的整体中微子加热速率和动力学的模型。这一结果与高分辨率多群模型的结果相冲突，该模型在没有采用格雷近似的情况下模拟中微子输运。
1998-05-24 astro-ph
Non-spherical Core Collapse Supernovae I. Neutrino-Driven Convection, Rayleigh-Taylor Instabilities, and the Formation and Propagation of Metal Clumps
二维模拟的II型和Ib型超新星爆炸，包括冲击波复兴中微子加热，中微子驱动的对流，爆炸性核合成，瑞利-泰勒不稳定性的增长，和传播新形成的金属团块通过爆炸的恒星。在这两种情况下，我们发现非常高的镍56速度17000公里/秒后不久，冲击复兴，和一个完整的分裂的前几分钟内的祖先的金属核心反弹后，由于瑞利-泰勒不稳定性的增长在Si/O和（C+O）/He组合物界面。这导致形成高速、富含金属的团块，这些团块最终与流动分离并以弹道方式移动通过喷出物。Ib型模型和II型模型的最大最终金属速度分别为3500-5500 km/s和1200 km/s。II型模型中的最大金属速度较低，明显小于SN 1987 A中观测到的最大金属速度，这是由于其前身的大量氢包层。包层迫使超新星激波强烈减速，在He/H界面下留下一个反向激波，它与团块相互作用，使它们显著减速。这种反向冲击在类Ib型模型中是不存在的。后者与Ib型超新星的观测结果相当吻合。此外，在这种情况下，在喷出物中的团块形成的模式与在激波复兴阶段期间占主导地位的对流模式相关。这可能被用来推断观测约束的动力学在这个早期阶段的演变，和中微子加热的作用，引发爆炸。
2003-07-18 astro-ph
Neutrino-Driven Supernovae: an Accretion Instability in a Nuclear Physics Controlled Environment
新的模拟表明，低模式，非径向流体动力学不稳定性的吸积激波有助于启动热泡对流超新星，从而支持爆炸的中微子加热机制。主要的条件取决于高密度状态方程，它支配着恒星核心的坍缩、核心的反弹和中子星的形成。球对称模型的核物理变化的这种敏感性的测试。目前的爆炸模型的r-过程核合成的影响。
2004-11-12 astro-ph
Supernovae Types Ia/II and Intracluster Medium Enrichment
根据Ishimaru & Arimoto（1997，PASJ，49，1）提出的ASCA α-元素与铁丰度比的下降趋势，我们重新研究了Ia型和II型超新星（SNe）在富集星系团团内介质（ICM）中各自所起的作用。由于这种转变，Ishimaru和Arimoto得出结论，ICM中>50%的铁必须来自Ia型SNe祖细胞。在他们的研究中，以及在大多数以前的分析中，都没有认识到这样一个结论对所采用的大质量恒星物理学的关键依赖。采用几种替代II型SN产量汇编，我们证明了如何在对流和质量损失的治疗不确定性可以从根本上改变我们的看法Ia型和II型SNe ICM污染的相对重要性。如果假设Maeder（1992，A&A，264，105）所主张的形式的质量损失或Arnett（1996，Supernovae and Nucleosynthesis）所主张的形式的对流，对氧产额的影响将导致我们得出结论，Ia型超新星在污染ICM中没有作用，这与Ishimaru & Arimoto相矛盾。仍然存在明显的二分法（例如，平均ICM硫-铁比表明100%为II型铁来源，而平均硫比表明100%为Ia型来源），这与目前可用的产量表不一致。
1997-06-15 astro-ph
Late-Time Convection in the Collapse of a 23 Solar Mass Star
本文给出了一颗太阳质量为23的恒星核坍缩的三维SNSPH模拟结果。这个模拟直到坍缩后超过600毫秒才发生爆炸，这为研究吸积激波下方对流的演化和结构提供了一个理想的机会。这种晚期对流使我们能够研究文献中关于对流作用的几个最新说法：它是否由涡旋声学（或其他）不稳定性驱动的l=1模式主导，它是否产生强烈的中子星反冲，最后，它是否是新爆炸机制的关键？对流区冲击中子星，产生150-200 km/s的反冲。因为l=1模并不主导对流，所以中子星不会达到很大的速度（>450 km/s）。最后，这个模拟中的中子星移动，但没有产生强烈的振荡，这是最近提出的超新星发动机的能量来源。我们讨论了这些结果对超新星，超新星（和伽马射线暴），和恒星质量的黑洞的影响。
2006-12-06 astro-ph
Stability of the Accretion Flows with Stalled Shocks in Core-Collapse Supernovae
考虑到核心坍缩超新星理论的应用，我们对原中子星通过驻激波的球对称吸积流的稳定性进行了全局线性分析。作为无扰流，我们采用了由实际状态方程和中微子反应速率公式得到的欧拉方程的球对称定常解。然后对线性扰动方程进行数值求解，得到了系统的本征频率和本征函数。我们发现：（1）对于$\dot{M}=1.0M_{\odot}/{\rm s}$，只要中微子光度低于$\sim 1\times 10^{52}$ ergs/s，所有的模都是稳定的。(2)对于较大的光度，非径向不稳定性诱导，可能是通过对流声循环。有趣的是，$\ell=2$和3的模式在相对较低的中微子光度下首先变得不稳定，例如对于相同的吸积速率，$\gtrsim 2-3\times 10^{52}$ ergs/s，而$\ell=1$模式在较高的光度下最不稳定，$\sim 3-7\times 10^{52}$ ergs/s。这些都是振荡模式。(3)对于更大的光度，对于$\dot{M}=1.0M_{\odot}/{\rm s}$的$\sim 7\times 10^{52}$ ergs/s，径向和非径向的非振荡模式变得不稳定。这些非径向模式被确定为对流。我们证实了数值模拟得到的结果，对流声周期诱导的不稳定性是更重要的比对流较低的中微子光度。
2006-10-30 astro-ph
Numerical Models of Protoneutron Stars and Type-II Supernovae --- Recent Developments
回顾了最近对II型超新星的多维模拟结果。他们表明，在超新星激波形成后的第一秒，坍缩恒星核心中的对流不稳定性可能已经发挥了重要作用。对流不稳定的情况发生在中微子层之下和附近，以及新生中子星和超新星激波之间的中微子加热区域，后者在通常100-200 km的半径处停止。虽然中微子能量沉积层的对流翻转显然有助于爆炸的发展，并可能提供了一个解释强大的地幔和信封混合，非球面性，以及在超新星SN 1987 A中观察到的不均匀的56 Ni分布，它的存在和重要性取决于中微子加热的强度，从而取决于来自中子星的中微子通量的大小。只有当不稳定性的增长时间尺度和加热时间尺度都短于通过停滞激波平流的物质的吸积时间尺度时，热泡区的对流才能发展。如果中微子的光度太小，这个要求就不能满足，对流活动就不能发展，导致非常弱的爆炸，甚至是失败的模型，就像在一维的情况下一样。因此，质子中子星产生的对流增强的中微子光度可以为恒星的爆炸提供必要的条件。最近对一个新形成的中子星冷却过程的二维、自洽、广义相对论模拟表明并证实了勒杜对流由负轻子数驱动的可能性，
1996-10-25 astro-ph
Core-Collapse Simulations of Rotating Stars
我们展示了使用旋转祖星进行的一系列二维核心坍缩模拟的结果。我们发现，在这些模拟中的对流是不太有力的，因为a）旋转削弱了核心反弹的种子中微子驱动的对流和b）在旋转的核心角动量分布稳定对流。有限的对流导致爆炸，爆炸发生的时间较晚，而且比非旋转核心坍塌产生的爆炸要弱。但由于对流被限制在极地地区，因此当爆炸发生时，沿极轴方向的对流较强。这种不对称爆炸可以解释核心坍缩超新星的偏振测量。这些不对称性也提供了一种自然机制，将核合成的产物混合到恒星的氦和氢层中。我们还讨论了这些旋转恒星的坍缩对产生磁场和中子星反冲的作用。给定一系列的祖旋转周期，我们预测一系列的超新星能量相同的祖质量。黑洞形成的临界质量也取决于其前身的旋转速度。
1999-07-30 astro-ph
Cosmic ray acceleration at blast waves from type Ia supernovae
本文计算了Ia型超新星在膨胀到均匀星际介质（ISM）中的年轻残骸处的宇宙线（CR）加速度。采用准平行磁场，在随激波膨胀的随动球网格中求解气体动力学方程和粒子分布函数的扩散对流方程。计算中考虑了自激Alfven波引起的Bohm型扩散、这些波在前驱体中的漂移和耗散以及热漏注入。由于磁场被CR流不稳定性放大，在几千年前的年轻超新星遗迹（SNRs）中，粒子能量可以达到10^{16}Z eV。到那时，转移到CR组件的爆炸能量的分数渐近线为40- 50%。对于一个典型的SNR在温暖的ISM，加速CR能谱应表现出凹曲率与幂律斜率平坦从2到1.6在E>0.1 TeV。
2007-01-02 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
Nucleosynthesis Calculations from Core-Collapse Supernovae
我们回顾了计算核合成产额的一些不确定性，重点是爆炸机制。目前的计算倾向于使用活塞，能量注入或中微子不透明度的增强来驱动爆炸。我们表明，能量注入，或者更准确地说，熵注入机制是最适合模仿我们目前的理解对流增强超新星发动机。增强的中微子不透明度技术与核心坍缩超新星的模拟在质量上不一致，并且可能会在产量上产生误差。但活塞驱动的爆炸是最不一致的。活塞驱动爆炸严重低估了回落量，导致重元素产额的数量级误差。为了获得精确到几个级别的因子的产量，我们必须使用熵或能量注入，这已经成为NuGrid协作方法。
2008-11-28 astro-ph
An Investigation of Neutrino-Driven Convection and the Core Collapse Supernova Mechanism Using Multigroup Neutrino Transport
我们研究了核心坍缩超新星中中微子驱动的对流及其对爆炸机制的影响。我们从一个“乐观”的15太阳质量的预坍缩模型开始，它代表了具有致密铁芯的恒星。这个模型是通过核心的崩溃和反弹在一个维度上使用多群（中微子能量相关）通量限制扩散（MGFLD）中微子输运和拉格朗日流体力学，提供了现实的初始条件的postbounce对流和演变。我们的二维模拟开始于106毫秒反弹后的时间，当有一个发达的增益区，并进行400毫秒。我们耦合二维（PPM）流体动力学一维MGFLD中微子运输。反弹后225 ms，我们看到冲击后面有大规模对流，其特征是高熵、蘑菇状的膨胀上升流和密集、低熵、手指状的下降流。上升气流到达激波并使其从球形变形。径向对流速度在激波正下方变为超音速，达到超过10^9 cm/sec的量级。然而，最后，冲击波会退回到更小的半径，在反弹后约500毫秒，在我们的模拟中没有爆炸或发展中的爆炸的证据。我们"乐观“的15太阳质量牛顿模型的失败使我们得出结论，至少在我们的近似中，中微子驱动的对流不太可能导致更大质量恒星的爆炸，这些恒星具有更胖的铁芯，或者在包括广义相对论的情况下。
1996-12-10 astro-ph
Explosion Mechanism of Core-Collapse Supernovae --- a View Ten Years after SN 1987A
超新星~ 1987 A的中微子观测证实了中微子在大质量恒星核坍缩过程中起着关键作用的理论猜想。它们从新形成的中子星带走的能量中，只有百分之一可以解释超新星爆炸壮观景象的全部动能和电磁能。然而，从爆炸中心坍缩的恒星核心发射的中微子与周围物质的耦合非常弱，因此可能需要超新星激波后面和/或新生中子星内部的对流过程来增加能量转移到恒星地幔和包层的效率。本文简要评述了中微子加热机制引起的爆炸成功的条件以及中子星内部和周围对流的可能重要性。
1997-09-02 astro-ph
Carbon Ignition in Type Ia Supernovae: An Analytic Model
Ia型超新星的可观测性质对核失控如何在一颗质量为白矮星的恒星中点燃很敏感--在其中心的一个点，偏离中心，或者在多个点和时间。我们提出了一个简单的分析模型的基础上结合恒星混合长度理论和最近的进展，了解瑞利-贝纳德对流的失控。在逃逸之前的对流很可能有很强的偶极成分，尽管在非常高的瑞利数（10 $^{25}$）下，更高的多极可能对白矮星核心有明显的贡献。一个可能的结果是多点点火，在零点几秒的时间内，点火点的数量呈指数级增长，这需要失控发展。第一个火花在离中心约150 - 200公里处点燃，然后在较小的半径处点燃。旋转对于打破点火的偶极不对称性并产生健康的爆炸可能是重要的。
2003-08-01 astro-ph
Explosion Mechanism, Neutrino Burst, and Gravitational Wave in Core-Collapse Supernovae
核心坍缩超新星是宇宙中能量最大的爆炸之一，标志着大质量恒星的灾难性终结。尽管经过几十年的严格研究，我们仍然没有完全了解爆炸机理。由于它们与核合成、伽马射线暴和宇宙射线加速等许多天体物理现象有关，因此了解它们的物理现象一直是天体物理学界的广泛兴趣。本文主要从爆发机制、超新星中微子和引力波三个方面综述了近年来对核心坍缩超新星的研究进展。对于爆炸机制，我们提出了一个评论，特别注意的多维方面的作用，如对流，旋转，和磁场，中微子加热机制。接下来，我们讨论超新星中微子，这是一个强大的工具，不仅探测超新星的内部深处，而且中微子的内在属性。为此，有必要了解最近通过大量实验建立起来的中微子振荡。引力天文学现在也正在成为现实。本文详细介绍了引力波的物理基础和发射机制，并讨论了探测引力波的可能性。
2005-09-16 astro-ph
Perspectives of Core-Collapse Supernovae beyond SN 1987A
超新星1987 A的中微子观测证实了理论推测，即这些粒子在大质量恒星的核心坍缩过程中起着至关重要的作用。它们从新形成的中子星带走的能量中，只有百分之一可以解释超新星爆炸壮观景象的全部动能和电磁能。然而，从爆炸中心坍缩的恒星核心发射的中微子与周围物质的耦合非常弱，因此可能需要超新星激波后面和/或新生中子星内部的对流过程来增加能量转移到恒星地幔和包层的效率。本文还简要地讨论了中微子加热机制成功爆炸的条件以及中子星内部和周围对流的可能重要性。中微子驱动的爆炸对描述原中子星中微子发射的参数和坍缩恒星核动力学过程的细节非常敏感。因此，具有明确定义的能量的均匀爆炸似乎不太可能，II型超新星爆炸也不能作为标准蜡烛提供有希望的前景。
1997-09-02 astro-ph
Bolometric light curves of supernovae and post-explosion magnetic fields
各种影响导致的超新星的热光变曲线的多样性进行检查：核合成，运动学差异，喷射质量，混合程度，配置和强度的磁场进行了讨论。在Ia型超新星中，$^{56}$ Co的全捕获下降的热光变曲线的偏离可以在爆炸后的两年半内发生，这取决于WD在吸积阶段所遵循的演化路径。如果在超新星爆发前的演化过程中，WD的核心已经形成了对流，那么在爆炸前的几千年里，WD中就应该有一个接近均分值的纠缠磁场。如此强的磁场将把正电子限制在它们来自$^{56}$ Co衰变的地方，并阻止了超新星膨胀时完全俘获衰变的强烈偏离。这种情况预计将发生在C+O的亚亚如果WD爆炸前的磁场强度小于10 $^{5-8}$ G，则在$^{56}$ Co衰变中发射的正电子将缺乏约束，并且将发生偏离完全捕获下降的情况。它发生的时间可以提供WD原始磁场的估计，它的配置，以及超新星喷出物的质量。在SN 1991 bg中，测辐射热光变曲线表明没有明显的缠结磁场（强度低于$10^{3}$ G）。克拉塞卡质量模型无法重现这颗超新星的热光度曲线。相反，SN 1972 E的磁场结构是缠结的，它的光变曲线可以很好地被一次WMD爆炸所再现。
1997-11-20 astro-ph
Two-Dimensional Hydrodynamics of Pre-Core Collapse: Oxygen Shell Burning
采用直接流体动力学模拟方法，利用分段抛物方法（PPM）程序PROMETHEUS，研究了SN 1987 A祖星坍缩前对流氧燃烧壳层的性质。对流是太异质性和动态的，很好地近似一维扩散的算法，以前已被用于这个时代。出现了质的新现象。模拟是二维的，在半径和角度上具有良好的分辨率，并使用以赤道为中心的大（90度）切片。微观物理和初始模型进行了仔细的处理。许多定性的特征，以前的多维模拟对流，包括大的动能和声能通量，这是不占混合长度理论。少量但显著量的碳-12不均匀地混合到氧燃烧对流区中，导致产生比氧火焰本身高一个数量级以上的核能产生的热点。密度扰动（高达8%）发生在对流区的“边缘”，是进入稳定区的渗透流相互作用产生的重力波的结果。扰动的温度和电子分数在底部的对流区是足够大的爆炸性核合成产品的角度不均匀性，并需要包括在产量的定量估计。结合对流产生的羽状速度结构，扰动将有助于镍-56在整个超新星包层中的混合。进行不同分辨率和角度范围的测试，以测试这些方法的鲁棒性。
1997-02-27 astro-ph
Conditions for Shock Revival by Neutrino Heating in Core-Collapse Supernovae
中微子的能量沉积可以使停滞的反弹激波恢复活力，并为大质量恒星的超新星爆炸提供能量。然而，这种中微子加热机制并没有最终被接受或证明是爆炸的触发因素。部分问题在于流体动力学模型的复杂性往往阻碍对结果进行清晰而简单的解释。这就需要对成功的休克复苏的要求有更深入的理论理解。本文提出了一个玩具模型，通过含时处理来分析讨论中微子加热相，它允许人们从增益层的全局性质作为初值问题的解来计算超新星激波的半径和速度。导出了激波恢复的判据。它证实了激波膨胀所需的最小中微子光度的存在，但也证明了足够大的质量下落率对激波的重要性。高能中微子驱动爆炸的可能性似乎被排除了，因为转移到核子的总比能被限制在每太阳质量约1e52尔格（每核子约5 MeV），而增益层的总质量通常只有0.1太阳质量左右。从最大加热区域到激波后面更近的半径的对流能量传输被发现通过减少与中微子加热物质通过增益半径的向内平流相关的能量损失来支持爆炸。（节略）
2001-01-03 astro-ph
The Dynamics and Outcomes of Rapid Infall onto Neutron Stars
本文对中子星的吸积进行了广泛的研究，其中中子星的速度和周围介质的结构使得Bondi-Hoyle吸积超过0.001 Msun/y。在大多数情况下，超临界吸积由于快速中微子冷却允许中子星以上的邦迪-霍伊尔率吸积之前指出的谢瓦利埃。然而，对于一个子集的模拟，这对应于进化上常见的事件，中微子加热驱动的对流可以导致爆炸的机制类似于核心坍缩超新星。根据我们的计算结果，我们能够预测在某些低质量X射线双星、普通包络系统、超新星回落和索恩-齐特科夫天体（TZO）中存在的一系列快速下落的中子星吸积物的命运。我们所考虑的大多数常见的包层系统都导致了爆炸，将包层排出，停止了中子星向内的螺旋运动，从而形成了密近双星系统。碰撞产生的窒息中子星也会导致爆炸，阻止它们形成毫秒级的中子星。对于物质向中子星的回落很大的超新星，我们发现黑洞在几秒钟内形成。最后，我们认为，目前的一套TZO形成的情况是不够的，而是导致超临界吸积和黑洞的形成。此外，似乎许多目前的TZ模型的结构不适合通过混合长度对流建模。这促使我们开发一个简单的测试，以确定各种对流系统的这种近似的可行性。
1995-09-27 astro-ph
Nucleosynthesis in the Hot Convective Bubble in Core-Collapse Supernovae
当大质量恒星坍缩的核心发生爆炸时，中微子辐射会驱动原中子星外的辐射、核子和核子对组成的热气泡中的对流。此后不久，中微子从中子星中驱动出类似风的外流。在对流气泡和早期风中，弱相互作用暂时导致质子过剩（Ye > 0.5）在喷射物质中发展。这种情况至少会持续第一秒，并且大约0.05 - 0.1太阳质量的抛射物具有不寻常的成分，可能对核合成很重要。使用示踪粒子跟踪由Janka，Buras和Rampp（2003）计算的成功超新星爆炸的二维模型中的条件，我们确定了这种物质的组成。大部分是氦和56镍。其余的是相对稀有的物种，由对正电子发射不稳定的富质子同位素衰变产生。在没有明显的带电中微子捕获的情况下，核流将被64 Ge附近的长寿命等待点核所阻碍。由此产生的丰度模式可以适度富含一些有趣的稀有同位素，如45 Sc，49 Ti和64 Zn。目前的计算意味着，与超新星其余部分的主要物质相比，产量大约是解释太阳45 Sc和49 Ti丰度所需的产量。由于合成过程在高金属量和低金属量的恒星中几乎是相同的，这些物质的初级产物可能在低金属量恒星的丰度中具有可辨别的特征。我们还讨论了核物理和早期超新星演化的不确定性，感兴趣的核的丰度是敏感的。
2004-09-17 astro-ph
Inside the Supernova: A Powerful Convective Engine
浓缩摘要：我们提出了一个广泛的研究超新星爆炸的开始以下的两个大质量恒星（15 Msun和25 Msun）的核心在两个维度上的演变。我们的计算从核心坍缩开始，在反弹后100毫秒停止，此时已经获得了适当大小的成功爆炸。(...)我们的数值结果的指导下，我们已经开发了一个范式的超新星爆炸机制。我们认为超新星是一个开放循环的热力学引擎，其中一个低熵物质的水库（信封）是热耦合和物理连接到一个热浴（质子中子星）的中微子通量，并通过流体动力学不稳定性。(...)从本质上说，卡诺循环建立在对流允许由中微子介导的非平衡热传递将低熵物质驱动到更高熵，从而从引力坍缩产生的热量中提取机械能。我们认为，超新星爆炸几乎可以通过热力学发动机的高效率来保证和自我调节。(...)对流继续在中子星外部积累能量，直到发生成功的爆炸。此时，包层被驱逐，因此与热源（中子星）解耦，能量输入停止。这种范式并没有引用新的或修改过的物理学来取代以前的治疗方法，而是依赖于令人信服的直接热力学论点。它提供了一个强大的和自我调节的爆炸机制来驱动超新星，这在广泛的物理参数下是有效的。
1994-04-12 astro-ph
Type Ia Supernova Explosion Models: Homogeneity versus Diversity
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Ni-56，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”）战线，即我们调查的战线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。
2000-05-30 astro-ph
