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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
Models for SNeIa and Evolutionary Effects with Redshift
基于详细的爆炸模型，光变曲线和NLTE光谱，Ia型超新星（SNe Ia）红移的演化效应进行了研究，以评估其在宇宙学时间尺度上的大小，如何识别的影响，以及如何能够纠正他们。我们表明，延迟爆轰模型可以解释大多数的光谱和LC的观察。红外观测是一个新的和强大的工具，以约束爆炸模型，例如，在WD中传播的一个强大的MgII线。在1.05 μ m处的强Mg II线表明核燃烧发生在外部低密度层。这需要从爆燃过渡到核燃烧前沿的爆炸状态，或者非常快的爆燃。我们把模型的背景下，广泛应用于使用超新星Ia作为尺度的宇宙学距离尺度的经验亮度下降关系。这种关系可以在M（Ch）-WD的框架中很好地理解，作为不透明度效应与确定亮度的56 Ni的量组合的结果。我们表明，进化可能会产生一个抵消亮度下降的关系，但它被限制在十分之几的幅度。影响揭示自己的U和UV通量的变化，并在DM的最大亮度/下降关系的变化约为0.1Dt，其中Dt是本地和远程SN样本之间的差异。根据Alde-ring等人的新数据，（2000），Dt<1天，并且很可能进化不会消除λ。
2000-11-01 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
Light Curves of Type Ia Supernovae as a Probe for an Explosion Model
我们目前的理论UBVI和测辐射热光变曲线的SNe Ia几个爆炸模型，计算与我们的多组辐射水力代码。我们采用我们的新的修正处理线不透明度的扩大媒体。结果与观察到的光变曲线进行了比较。我们的目标是找到最可行的热核SN模型，不仅能很好地拟合典型的SN Ia光变曲线，而且能很好地拟合年轻SN Ia残余物的X射线观测结果。看来，经典的1D SN Ia模型，如爆燃模型W7和延迟爆轰模型DD 4，拟合的光变曲线不如Reinecke等人的新的3D爆燃模型（对于我们的LC模型，该模型是在角度上平均的）。这个模型似乎也很好地再现了第谷SNR的X射线观测。我们认为，这个模型的主要特点，使我们能够得到正确的辐射在第一个月，以及几百年后，当一个SNR的形式，是强烈的混合，推动物质富含铁和镍的最外层的SN喷出物。
2003-01-05 astro-ph
Explosion Models, Light Curves, Spectra and Ho
从光谱和光变曲线可以清楚地看出SNIa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（LC），和光谱的演变。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。介绍了一般方法和关键试验（第2节）。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（第3节）。理论和观测到的LC和光谱之间的比较提供了对爆炸细节和祖星性质的深入了解（第4/5节）。我们试图回答几个相关的问题。亚发光Ia型超新星是否与“正常”Ia型超新星不同（第5节）？我们能否理解LC和光谱的观测性质（第4节）？关于祖先的进化和它的金属丰度，我们了解到了什么（第3节，图2）？4，5）？成功的SN~Ia模型依赖于宿主星系的类型吗（表2）？使用光谱和LC信息，理论模型允许确定独立于“本地”距离指标（如仙王座三角洲恒星）的哈勃常数。Ho为67 ± 9 km/s/Mpc，根据SN 1988 U，qo = 0.7 ± 1。在95%的置信水平内。
1996-02-02 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
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
