Thermonuclear Flame Spreading on Rapidly Spinning Neutron Stars: Indications of the Coriolis Force?
在热核X射线爆发的强度上升过程中，毫秒周期的亮度振荡可能是由恒星表面上方位不对称的、不断扩大的燃烧区域引起的。在强度上升期间的振荡幅度的时间演化编码了热核火焰如何在恒星表面传播的信息。这一过程取决于吸积燃烧层的性质、表面流体运动和表面磁场结构，因此可以提供对这些恒星性质的深入了解。我们提出了两个例子，从不同的来源，显示在强度上升的振荡幅度下降的爆发。使用理论建模，我们表明，所观察到的振幅演化的这些突发是没有很好地描述了一个均匀膨胀的圆形燃烧区域。我们进一步表明，通过在我们的模型中包括科里奥利力的显着方面（如Spitkovsky，Levin和Ushomirsky所描述的），我们可以定性地再现所观察到的演化曲线。我们的建模表明，爆炸振荡振幅的演化结构是敏感的火焰传播的性质，而实际的振幅值可以是非常有用的约束一些源参数。
2007-08-27 astro-ph
The ignition of thermonuclear flames in Type Ia supernovae
在Ia型超新星（SNe Ia）的克拉塞卡质量爆燃模型的框架中，一个持续存在的自由参数是火焰前缘的初始形态，它与前身白矮星的点火过程有关。先前的分析模型表明，热失控是由白矮星的对流核心中产生的温度扰动（"气泡"）驱动的。为了探索点火条件（直径，温度和演化的时间尺度），我们进行了流体动力学的二维模拟浮力气泡在白矮星内部。我们的研究结果表明，在气泡上升过程中发生的破碎影响的气泡演化的结果。可能的影响SNe Ia的点火过程进行了讨论。
2005-12-12 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
Thermonuclear supernova models, and observations of Type Ia supernovae
本文综述了热核超新星理论模型的现状，并将它们的预测结果与Ia型超新星的观测结果进行了比较。爆炸机理的多样性通常发现在一维模拟是一个直接的后果，不可能解决的火焰结构的假设下的球对称。球对称模型已经成功地解释了Ia型超新星的许多观测特征，但它们依赖于两种经验模型：一种是在代码无法解决的尺度上描述火焰的行为，另一种是考虑火焰形状的演变。相比之下，三维模拟能够以自洽的方式计算火焰形状，但它们仍然需要一个模型，用于在代码无法解决的尺度上传播火焰。此外，在三维空间中，白矮星在逃逸时初始构型的自由度要比一维空间中的自由度大得多。最近的模拟表明，爆炸输出对初始条件的敏感性可能非常大。热核超新星的新范例已经从这种情况下出现，如脉动反向爆炸。所有这些问题的解决必须依赖于模型的观测性质的预测，以及它们与当前Ia型超新星数据的比较，包括Ia型超新星遗迹的X射线光谱。
2004-12-07 astro-ph
Lightcurves of thermonuclear supernovae as a probe of the explosion mechanism and their use in cosmology
热核超新星对宇宙学很有价值，但它们的物理学尚未完全理解。核火焰的发展和传播的建模是复杂的众多的不稳定性。超新星光变曲线的预测仍然涉及一些简化的假设，但人们可以使用计算的通量与观测结果的比较来限制爆炸机制。尽管近年来在火焰物理和光变曲线模拟方面取得了很大的进展，但仍有许多问题没有得到解决。
2002-12-30 astro-ph
Level set simulations of turbulent thermonuclear deflagration in degenerate carbon and oxygen
研究了在随机激励下热核火焰在燃料中传播的动力学行为。这种燃料由碳和氧组成，其状态在接近于克拉塞卡极限的白矮星中遇到。采用水平集方法对火焰前锋进行了数值模拟。数值模拟的计算域是立方的，并施加周期性的边界条件。目标是为热核超新星中湍流爆燃的小尺度动力学发展一个合适的火焰速度模型。由于超新星爆发的燃烧过程是短暂的，空间上是不均匀的，局部确定的次网格尺度闭合参数是必不可少的。我们制定了一个半本地化模型的基础上的动力学方程的亚网格尺度湍流能量$k_{\mathrm{sgs}}$。湍流火焰速度$s_{\mathrm{t}}$的量级为$\sqrt{2k_{\mathrm{sgs}}}$。特别是，亚网格尺度模型的特点是一个动态的程序，从解决到亚网格尺度的湍流能量传递的计算，已成功地应用于燃烧问题的工程。比较了在湍流产生项中包含或抑制能量逆传递的方案。结合分段抛物方法的流体力学，我们的结果有利于后者的选择。此外，不同的选择比例常数的渐近火焰速度关系，$s_{\mathrm{t}}\propto\sqrt{2k_{\mathrm{sgs}}}$，进行了研究。
2005-08-02 astro-ph
Propagation of thermonuclear flames on rapidly rotating neutron stars: extreme weather during type I X-ray bursts
我们分析了在海洋中的吸积，快速旋转，在LMXB的非磁性中子星在I型X射线爆发的全球流体动力学流。我们的分析考虑了恒星的快速旋转和爆发期间燃烧的海洋的抬升。我们发现了一个新的制度，蔓延的核燃烧前，在那里的火焰进行沿相干剪切流穿过前面。如果湍流粘性较弱，火焰传播速度约为20 km/s，而如果湍流粘性在动力学上很重要，火焰速度会增加，当涡流翻转频率与科里奥利参数相当时，火焰速度会达到最大值，约为300 km/s。我们表明，由于旋转减少重力，热核失控很可能开始在赤道。赤道带首先被点燃，然后火焰从赤道传播到两极。不均匀冷却（赤道第一，两极第二）驱动强大的纬向电流，这可能是不稳定的形成的超导型涡旋，我们推测，这些涡旋负责调制的X射线通量的尾巴，一些爆发。我们认为，强带状电流的调制频率的X射线通量的影响，并表明，在一些突发中观察到的频率漂移的大值可以占我们的模型结合均匀的径向膨胀模型。此外，如果不均匀性被捕获在传播燃烧前沿周围的前向带状流中，则在爆发上升期间可以检测到具有大频率范围（~25-500 Hz）的啁啾。我们认为，MHD发电机内燃烧的前端可以产生一个小规模的磁场，这可能会强制垂直刚性流在前面的尾流，可以解释的连贯性振荡的突发尾部。
2001-08-04 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
The late emission of thermonuclear supernovae
本文综述了Ia型超新星的晚期发射及其对理解C+O WDs爆炸的意义。
1996-04-16 astro-ph
Investigating the Flame Microstructure in Type Ia Supernovae
本文提出了一个在不连续近似下研究热核火焰行为的数值模型。该模型被应用于研究Landau-Darrieus不稳定性的条件下发现的Ia型超新星爆炸的质量白矮星。这是探索这些事件中火焰微观结构的第一步。该模型再现了朗道的线性稳定性分析的火焰演化的早期阶段和稳定的细胞火焰结构中的非线性阶段。
2002-04-02 astro-ph
The Physics of Flames in Type Ia Supernovae
我们将一种用于地面燃烧的低马赫数流体力学方法推广到Ia型超新星的热核火焰研究中。讨论了二维和三维Rayleigh-Taylor不稳定火焰模拟的差异，并对湍流进行了详细的诊断，结果表明二维的动能功率谱服从Bolgiano-Obukhov统计，而三维的则服从Kolmogorov统计。从3-D反应气泡计算的初步结果，并讨论了其点火的影响。
2005-07-01 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
Propagation of the First Flames in Type Ia Supernovae
我们认为竞争的不同的物理过程，可以影响一个火焰泡在Ia型超新星的燃烧，湍流和浮力的演变。即使在对流白矮星的剧烈湍流条件下，从恒星中心附近（100公里以内）开始的热核燃烧也由火焰的球形层流膨胀主导，直到燃烧区域达到公里大小。因此，在内部约20公里处点燃的火焰迅速燃烧通过中心，任何地方的火焰气泡都必须变得相当大-事实上，全球系统的大规模模拟可以解决-因为发生了重大的运动或变形。因此，任何一个成功点燃火焰的热点都可以燃烧大量的白矮星物质。这可能会增加爆炸的随机性，而在这种情况下，一个酝酿中的祖先可能会有小的早期热点无害地漂走。此外，层流火焰速度主导其他相关速度的尺寸设定了较大火焰结构破碎的特征尺度，因为根据定义，没有什么可以轻易地将燃烧区域分成较小的体积。这使得有可能发展的半解析描述的最早阶段的传播燃烧的Ia型超新星，我们在这里介绍。我们的分析是支持完全解决的数值模拟火焰气泡。
2006-10-19 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
Deflagrations and Detonations in Thermonuclear Supernovae
本文采用基于反应流体动力学的三维数值模拟方法研究了一次Ia型超新星爆发。我们考虑一个延迟爆轰模型，假设一个燃烧到爆轰过渡。与纯爆燃模型相反，延迟爆轰模型释放出足够的能量来解释一次健康的爆炸，并且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型超新星最可能的机制。
2004-06-03 astro-ph
Asymmetric Explosions of Thermonuclear Supernovae
Ia型超新星爆发开始于一颗白矮星，在恒星中心产生层流爆燃，很快几种流体动力学不稳定性（特别是瑞利-泰勒（R-T）不稳定性）开始起作用。在以前的工作（Ghezzi，de Gouveia Dal Pino，& Horvath 2001）中，我们讨论了假设偶极磁场存在下初始层流热核火焰的传播。我们能够表明，在火焰速度的分形模型的框架内，通过在垂直于场线的方向上淬灭R-T不稳定性增长，前沿受到场的影响。因此，磁极和赤道轴之间的不对称性发展，使燃烧锋呈扁长形。我们在此数值计算了几种化学成分下，当火焰锋面通过磁化白矮星祖先密度递减的膨胀壳层向外传播时，总的积分不对称性，发现对于表面磁场B ~ 5 × 10^{7} G的祖先，在极向和赤道向之间产生约50%的总不对称性，成分C12 = 0.2且O 16 = 0.8（在这种情况下，R-T不稳定性在火焰前锋宽度的20倍范围内饱和）。这种不对称性与从非常年轻的超新星遗迹的分光偏振观测中推断出的不对称性非常一致，最近发现的内在线性偏振被解释为几个天体（如SN 1999 by，SN 1996 X和SN 1997 dt）不对称爆炸的证据。更大的磁场强度将产生甚至更大的不对称性。我们还发现，对于较轻的祖细胞，总的不对称性较大。
2003-10-15 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
Turbulence-Flame Interactions in Type Ia Supernovae
Ia型超新星（SN Ia）涉及的时间和长度尺度范围很大，需要使用火焰模型。作为探索火焰模型的各种选择的前奏，我们认为，在本文中，高分辨率的三维模拟的小尺度动力学的核火焰在超新星环境中的火焰结构的细节得到充分解决。密度的范围内检查，1至$8 \times 10^7$ g cm $^{-3}$，跨越从层流小火焰制度的分布燃烧制度，其中小尺度湍流破坏火焰的过渡。低马赫数算法的使用有利于火焰和无粘湍流动能叶栅的热结构的准确分辨率，同时隐含地将动能耗散在网格尺度截止。对于一个假设的各向同性Kolmogorov湍流与SN Ia的能量特性的背景下，我们发现1和$3 \times 10^7$ g cm $^{-3}$之间的过渡密度燃烧的性质发生了质的变化。通过$1 \times 10^7$ g cm $^{-3}$，通过传导和辐射的能量扩散在火焰尺度上被湍流平流超过。因此，有效刘易斯数接近1。也就是说，火焰类似于层流火焰，但由于有效扩散系数$D_T \sim u' l$而急剧变宽，其中$u'$是湍流强度，$l$是积分尺度。对于一个真正的超新星特征的较大的积分尺度，火焰结构预测变得复杂和不稳定。一个可能的过渡到爆炸的影响进行了讨论。
2008-11-17 astro-ph
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
Thermonuclear Supernovae: Is Deflagration Triggered by Floating Bubbles?
近年来，从多维模拟中可以清楚地看出，爆燃的结果在很大程度上取决于火焰的初始配置。我们已经研究了在什么条件下，这种配置可以由一些分散的，孤立的，热气泡。之后，我们计算了不同数量的气泡开始的爆燃的演变。我们发现，从30个气泡开始，产生了一个温和的爆炸M（Ni 56）=0.56太阳质量，而从10个气泡开始，恒星变得只有轻微的未绑定（K = 0.05敌人）。
2002-11-13 astro-ph
The Laminar Flame Speedup by Neon-22 Enrichment in White Dwarf Supernovae
碳氧白矮星含有氖-22，它是在母星核心氦燃烧时，由α俘获到氮上形成的。在白矮星（Ia型）超新星中，氖-22丰度部分决定了中子与质子的比例，因此决定了放射性镍-56的丰度，为光变曲线提供动力。氖-22丰度也改变了燃烧速率，从而改变了层流火焰速度。我们列出了不同的初始碳和氖-22丰度和密度范围内的火焰加速。层流火焰速度的这种增加--氖-22质量分数为6%时约为30%--影响了白矮星中心附近点火后的爆燃，在那里火焰的层流速度主导了浮力上升，在密度较低的区域（约10^7 g/cm 3），过渡到分布燃烧是必然发生的。火焰速度的增加将降低任何向分布燃烧过渡的密度。
2006-12-18 astro-ph
Direct Numerical Simulations of Type Ia Supernovae Flames I: The Landau-Darrieus Instability
平面火焰在开域中由于燃烧前沿的热膨胀而本质上是不稳定的--Landau-Darrieus不稳定性。这种不稳定性导致火焰表面的扭曲和增长，以及相应的火焰加速，直到它通过尖点形成而稳定。我们期待在C/O热核火焰的朗道-达里厄不稳定性的条件相关的Ia型超新星爆炸的后期阶段。本文采用低马赫数流体动力学程序对单模态和多模态扰动进行了二维直接数值模拟。我们显示的不稳定性对火焰速度的影响作为密度和域的大小的函数，证明存在的小规模截止的不稳定性的增长，并寻找建议的故障的非线性稳定在低密度。曲率对火焰的影响通过测量增长率和计算相应的Markstein数来量化。虽然观测到了百分之几的加速，但它们太小了，不会对超新星爆炸产生任何直接影响。
2004-01-16 astro-ph
Direct Numerical Simulations of Type Ia Supernovae Flames II: The Rayleigh-Taylor Instability
Ia型超新星爆炸可能始于碳氧白矮星中心附近的核失控。向外传播的火焰对于Landau-Darrieus、Rayleigh-Taylor和Kelvin-Helmholtz不稳定性是不稳定的，这些不稳定性用于将火焰加速到声速的很大一部分。我们调查的瑞利-泰勒不稳定火焰在过渡的小火焰制度的分布燃烧制度，周围的密度为$10^7$ g/cc，通过详细的，完全解决的模拟。低马赫数、自适应网格流体动力学代码用于实现必要的分辨率和长时间尺度。随着密度的变化，我们看到燃烧特性的根本变化--在密度范围的低端，瑞利-泰勒不稳定性主导燃烧，而在高端，燃烧抑制不稳定性。在所有情况下，观察到的火焰显着加速，仅限于我们能够研究的域的大小。我们讨论了这些结果的潜在的爆燃爆震过渡的影响。
2004-01-13 astro-ph
Three-dimensional Numerical Simulations of Rayleigh-Taylor Unstable Flames in Type Ia Supernovae
火焰的不稳定性在Ia型超新星燃烧前沿加速到声速的很大一部分方面起着主导作用。我们提出了一个三维数值模拟的瑞利-泰勒不稳定的碳火焰，通过过渡到湍流的演变。采用低马赫数流体动力学方法，使我们摆脱了声波对时间步长的苛刻限制。我们完全解决了火焰及其反应区的热结构，消除了对火焰模型的需要。一个单一的密度被认为是，$1.5\times 10^7 \gcc$，和半碳\slash半氧燃料-条件下，在我们相关的二维研究中，火焰传播的小火焰制度。我们比较相应的二维模拟，并表明，虽然火抛光保持在两个维度上抑制的小功能，湍流皱纹的火焰在更小的尺度在三维的情况下，这表明过渡到分布式燃烧制度发生在更高的密度在三维。提供了详细的湍流诊断。我们表明，湍流遵循Kolmogorov谱，是高度各向异性的大尺度上，在重力方向上的积分尺度大得多。此外，我们证明，它变得更加各向同性，因为它级联到小尺度。基于湍流统计和火焰特性的模拟，我们计算吉布森尺度。我们通过一个经典的燃烧状态图显示了湍流火焰的进展，表明火焰刚刚进入我们的模拟结束附近的分布式燃烧制度。
2005-06-03 astro-ph
Distributed Burning in Type Ia Supernovae: A Statistical Approach
我们提出了一个统计模型，它显示了湍流对C+O白矮星物质中热核火焰传播的影响。基于对湍流的蒙特卡罗描述，它提供了一种研究所谓的分布燃烧区物理的方法。使用这种方法，我们进行湍流火焰的数值模拟，并表明，在这个特定的制度的湍流火焰速度的小火焰模型失去其有效性。事实上，在高湍流强度下，在分布状态下燃烧可导致湍流火焰的减速，从而引起与湍流效应的竞争过程，导致更高的火焰速度。它还表明，在致密的C+O物质湍流热传输充分描述的Peclet数，Pe，而不是由雷诺数，这意味着火焰传播是解耦的小尺度湍流。最后，在我们的研究结果的开始，我们认为，在爆炸的C+O白矮星可用的湍流能量可能太低，以使爆燃到爆轰过渡可能。
2000-01-24 astro-ph
Faint Thermonuclear Supernovae from AM Canum Venaticorum Binaries
在双白矮星AM Canum Venaticorum（AM CVn）双星中，氦吸积到碳/氧白矮星上，当轨道周期在3.5-25分钟范围内时，会经历不稳定的热核闪光。在最短的轨道周期（最高的吸积速率，Mdot > 10^-7 Msol/yr），闪光很弱，很可能导致氦当量的经典新星爆发。然而，随着轨道变宽和Mdot下降，不稳定点火所需的质量增加，导致越来越猛烈的闪光，直到氦壳质量约为0.02-0.1 Msol的最终闪光。这些最后闪光的高压使燃烧产生放射性元素48 Cr，52 Fe和56 Ni，这些元素为微弱（M_V在-15到-18的范围内）和快速上升（几天）的热核超新星提供动力。目前的星系AM CVn空间密度意味着每5，000 ~ 15，000年就有一次这样的爆发，爆发率为10^11 Msol（约为E/SO星系Ia型爆发率的2-6%）。这些“.Ia”超新星（亮度为Ia型超新星的十分之一，时间为十分之一）是夜间深度搜索（例如V=24）的理想目标，可能产生每年1，000的全天率。
2007-05-06 astro-ph
Simulations of Turbulent Thermonuclear Burning in Type Ia Supernovae
Ia型超新星最近受到了相当大的关注，因为它们似乎可以作为“标准烛光”来测量距离我们数十亿光年的宇宙距离。对Ia型超新星的观测似乎表明，我们生活在一个宇宙中，当它大约是现在年龄的一半时，它开始加速膨胀。这些结论主要依赖于唯象模型，然而，缺乏适当的理论理解，主要是因为爆炸过程，由碳和氧的热核聚变成较重的元素，即使在超级计算机上也很难模拟。在这里，我们研究了一种新的方法来模拟在白矮星中发生Ia型超新星爆炸的湍流热核爆燃锋。我们的方法是基于一个水平集方法，它把前面作为一个数学不连续性，并允许前几何形状和流场之间的充分耦合。本文将此方法应用于Ia型超新星问题，得到了一些新的结果。结果表明，在2-D与高空间分辨率和物理动机的亚网格尺度模型的核火焰数值“收敛”的结果可以得到，但对于大多数初始条件的恒星不爆炸。相比之下，三维模拟确实给出了所需的爆炸和它们的许多性质，如爆炸能量，光变曲线和核合成产物，与观察到的Ia型超新星非常一致。
2004-05-11 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
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
The origin of intergalactic thermonuclear supernovae
利用粒子数合成方法研究了用球状星团核中的双星合并来解释星系团中观测到的相当大比例（20^+12_15%）的Ia型超新星（Gal-Yam et al.2003）。在一个典型的球状星团中，在整个星团演化过程中，合并双星白矮星的数量平均每颗星团星每年少于10^{-13}颗，比银河型星系高3倍。合并的白矮星中有5%到30%是以质心速度高达150 km/s的速度从星团中被动态驱逐的。当星团中重子质量分数为\sim 0.3%时，致密星团中白矮星合并过程中的Ia超新星爆炸可能占星团中心Ia超新星总爆炸率的\sim 1%.
2004-01-22 astro-ph
On the Thermonuclear Runaway in Type Ia Supernovae: How to run away?
Ia型超新星被认为是大质量白矮星（WD）的热核爆炸。我们提出了第一个多维效应的研究在最后几个小时之前的热核失控，导致爆炸。计算采用隐式二维流体动力学程序，详细研究了混合和点火过程。我们发现，WD的初始化学结构发生了变化，但材料并没有完全均匀化。爆炸WD维持一个中心区域与低C/O比。这意味着爆炸性核燃烧将在部分贫碳的环境中开始。热核失控发生在靠近中心的一个明确的区域。它是由对流将物质带入内部时产生的压缩热引起的。我们没有发现多点或强烈偏离中心点火的证据。对流速度约为100公里/秒，这远远超过了Ia超新星在失控后的有效燃烧速度。在大约0.5 ~ 1秒的时间内，燃烧前缘的速度既不取决于层流速度，也不取决于瑞利-泰勒不稳定性，而是取决于失控前产生的对流。的后果进行了讨论，为我们了解的火焰传播的详细物理，爆燃爆震过渡，和核合成的中心层。我们的研究结果强烈表明，作为一个关键因素，我们的理解的多样性在SNeIa的祖细胞的预处理。
2001-12-07 astro-ph
Atypical Thermonuclear Supernovae from Tidally Crushed White Dwarfs
越来越多的证据表明，中等质量黑洞（IMBH）存在于某些球状星团中。当恒星在星团中扩散时，一些恒星将不可避免地离黑洞足够近，以至于它们遭受潮汐破坏。IMBH假说的一个吸引人的特点是它不仅有可能破坏太阳型恒星，而且有可能破坏致密的白矮星。注意力集中在靠近黑洞的白矮星的命运上，这些白矮星被破坏和压缩到可能引发爆炸性核燃烧的程度。精确的动力学建模的遭遇加上核网络允许一个现实的确定爆炸能量释放，有人认为，点火是一个自然的结果，所有品种的白矮星通过潮汐半径内。虽然事件发生率估计明显低于正常的Ia型超新星的发生率，但这种遭遇可能在拥有IMBH的球状星团中足够频繁，足以保证对这类新超新星的搜索。
2007-12-15 astro-ph
Relics of metal-free low mass stars exploding as thermonuclear supernovae
人们对宇宙中形成的第一批恒星重新产生了兴趣，这导致了对极贫铁恒星的发现。由于存在几种相互竞争的情况，我们对决定观测到的元素丰度的质量范围的理解仍然不清楚。在这项研究中，我们考虑了三个研究充分的贫金属恒星的理论超新星（SNe）模型。结果表明，贫金属星BD +80 245和HD 134439/40的重元素丰度图与理论上的可能性非常一致，即它们继承了由3.5-5太阳质量的原始渐近巨星支星的简并碳氧核中的热核逃逸引发的SNe的重元素丰度图.最近的理论计算预测，这样的SNe可能起源于中等质量范围内的无金属恒星。另一方面，含有一些金属的中等质量恒星会在风中排出它们的包层后以白矮星的形式结束它们的生命，这是由于从外向光子到重元素的强烈动量传输。这条形成SNe的新途径要求恒星是由原始气体形成的。因此，我们认为，几个太阳质量的恒星形成的原始气体，其中一些引起热核爆炸时，他们的简并碳氧核心的质量增加到Ekrasekhar极限没有经历有效的质量损失。
2006-01-16 astro-ph
A non-PRE double-peaked burst from 4U 1636-536: evidence for burning front propagation
分析了Rossi X射线定时探测器（RXTE）正比计数器阵列（PCA）对低质量X射线双星（LMXB）4U 1636- 536双峰爆发的观测数据，没有发现光球半径膨胀（PRE）的证据。我们发现，即使光球层没有膨胀，恒星上的X射线发射区域也会随着爆发的进行而增加。我们认为，这是一个强有力的迹象热核火焰蔓延在恒星表面在这样的爆发。我们提出了一个模型，这样的双峰爆发，热核火焰传播的基础上，可以定性地解释他们的基本特征，以及这些突发的罕见性。
2005-12-03 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
A localised subgrid scale model for fluid dynamical simulations in astrophysics II: Application to type Ia supernovae
在Ia型超新星的数值模拟中，爆炸燃烧过程的动力学对火焰速度模型高度敏感。基于有效火焰速度是由未解决的湍流速度波动的假设，我们采用了一个新的亚网格尺度模型，其中包括一个本地化的治疗通过湍流级联的能量传递相结合的半统计封闭的耗散和非本地传输的湍流能量。此外，亚网格尺度的浮力效应也包括在内。在能量传递和输运可忽略的极限下，动力学模型简化为Sharp-Wheeler关系。根据我们的研究结果，夏普-惠勒关系是不足以解释复杂的湍流动力学的热核超新星火焰。应用同向移动网格技术，使我们能够在燃烧区域获得很高的空间分辨率。湍流主要产生在火焰表面和内部灰区。因此，在火焰前缘附近存在明显的各向异性。与早期的模拟相比，局部次网格尺度模型预测在低速度下显着增强的能量生成和更少的未燃烧的碳和氧。
2006-01-23 astro-ph
The Cellular Burning Regime in Type Ia Supernova Explosions - II. Flame Propagation into Vortical Fuel
通过数值模拟研究了Ia型超新星爆炸中热核火焰与旋涡流的相互作用。在我们的研究中，我们专注于小尺度，火焰传播不再是由大尺度效应产生的湍流级联占主导地位。在这里，火焰传播的细胞燃烧制度进行，从Landau-Darrieus不稳定性和非线性稳定之间的平衡。采用不同的燃料密度和速度波动强度，研究了单胞稳定火焰面与旋涡燃料流的相互作用。我们发现，如果旋涡流足够强，它可以打破蜂窝状火焰结构。在这种情况下，火焰结构适应压印的流场。从胞状稳定的前端过渡到由流动的旋涡主导的火焰结构以平滑的方式进行。我们的模拟结果的Ia型超新星爆炸模型的影响进行了讨论。
2003-12-08 astro-ph
Detonating Failed Deflagration Model of Thermonuclear Supernovae II. Comparison to Observations
通过研究热核超新星的一个失效爆燃爆炸模型的性质，发展并论证了多维超新星模型与观测结果的对比检验方法。利用含时的多维辐射转移计算，我们生成了合成的宽带光变曲线，近红外线曲线，颜色演化曲线，全光谱时间序列，和光谱偏振的模型，从不同的视角。所有的模型观测值严格评估的例子，观察良好，标准的Ia型超新星（SNe Ia）。我们探索的内在模型非球面的后果，通过研究模型发射视角的依赖性，并通过量化所产生的分散（和内部之间的相关性）的各种模型观测。这些统计特性的模型也进行了评估，对现有的观测样本的超新星Ia。总的来说，DFD模型与大范围的Ia超新星观测结果吻合良好。某些不足之处也很明显，并指出在基本理论框架内的进一步发展。我们还确定了几个有趣的取向效应的模型，这表明在SNe Ia的非球面性可能有助于其光度和光谱的多样性，相反，如何SNe Ia的相对均匀性约束的不对称程度允许在模型中。在这项工作中采用的综合方法证明了开发和验证理论超新星模型的重要组成部分，并有助于激励和明确定义未来的方向在SNe Ia的建模和观测。
2006-12-07 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
Tidally-induced thermonuclear Supernovae
我们讨论了中等质量黑洞对白矮星潮汐破坏的三维模拟结果，因为它们可能存在于球状星团或矮星系的核心。我们的模拟遵循自洽的流体动力学和核的演变，从最初的抛物线轨道上的中断，建立一个吸积盘周围的黑洞。在足够强的碰撞（近心点距离小于潮汐半径的1/3）下，潮汐压缩被激波逆转，最终导致热核爆炸。这些爆炸并不局限于祖质量接近的卡拉塞卡极限，我们发现爆炸的例子在整个白矮星质量范围。然而，黑洞的质量是有限制的：质量大于$2\times 10^5$ M $_\odot$的黑洞在它们的潮汐力超过恒星的自引力之前，会吞下一颗典型的0.6 M $_\odot$矮星。因此，这种机制是中等质量的黑洞的特征。仍然与黑洞结合的物质进入吸积盘，产生接近$L_{\rm Edd} \simeq 10^{41} {\rm erg/s} M_{\rm bh}/1000 M$ _ \odot $）爱丁顿极限的X射线耀斑，通常持续几个月。一颗奇特的热核超新星与一个X射线耀斑的结合，从而吹响了这种中等质量黑洞存在的口哨。下一代宽视场天基仪器应当能够探测到这类事件。
2008-11-13 astro-ph
The ignition process in type Ia supernovae: numerical simulations of core temperature perturbations
本文用流体动力学模拟研究了一颗质量为1000亿克拉塞卡的白矮星的热核逃逸过程，并由此导致Ia型超新星的爆发。通过二维数值模拟，我们研究了WD对流核中温度波动（“气泡”）的演变。我们展示了如何发生的热核失控取决于各种气泡参数。还讨论了点火过程的祖的组合物的相关性。
2007-11-13 astro-ph
Physics of Supernovae: theory, observations, unresolved problems
简要回顾了超新星的主要观测性质和分类。然后，我们讨论了两种基本类型的SNe -热核和核心塌陷的建模的进展，特别强调被放置在有关热核火焰传播和超新星信封从塌陷的核心（一个新生的中子星）分离的一致描述的困难。同时，还考虑了超新星坍缩事件中中微子通量的性质，以及大麦云云中超新星1987 A爆炸事件的教训。
2008-04-28 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
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
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
Spectropolarimetry of Supernovae
近年来积累了大量的证据，表明超新星爆炸本质上是三维现象，与球对称性有很大的偏离。我们回顾了来自光谱偏振测量的证据，这些证据已经建立了几个关键结果：几乎所有的超新星在最大光附近都是明显的非球面;核心坍缩超新星的行为与热核（Ia型）超新星不同;核心坍缩超新星的非球面性在内层更强，表明爆炸过程本身是强非球面的;核心坍缩的超新星倾向于建立一个不对称的优先方向;热核超新星的外层非球面性更强，从而限制了燃烧过程。我们强调Q/U平面作为诊断工具的实用性，并在当代背景下重新审视SN 1987 A和SN 1993 J。轴对称的几何形状可以解释核心坍缩超新星的许多基本特征，但要解释大多数事件，需要显著偏离轴对称。我们介绍了一种分光偏振类型的分类范围内观察到的行为极化超新星。理解超新星的不对称性对于各种现象都很重要，比如伽马射线暴的起源和Ia型超新星在宇宙暗能量含量研究中的宇宙学应用。
2008-11-06 astro-ph
Thermonuclear Explosions of Chandrasekhar-Mass White Dwarfs
我们提出了一种新的方法来模拟湍流热核爆燃锋在克拉塞卡质量的白矮星，由碳和氧，经历了Ia型超新星爆炸。我们的方法是一个前捕获/跟踪混合计划，基于水平集方法，它把前面作为一个数学不连续性，并允许前几何形状和流场之间的充分耦合。第一个结果的方法适用于Ia型超新星的问题进行了讨论。它将表明，即使在2-D，甚至与物理动机的子网格模型数值“收敛”的结果是很难获得。
2000-05-16 astro-ph
Observations and Theory of Supernovae
这封资料信提供了超新星观测及其爆炸机制理论的文献指南。期刊文章和书籍被引用的主题如下：光谱的观测，光谱偏振，各种类型超新星的光变曲线，热核爆炸理论，核心坍缩，放射性衰变，宇宙学应用，以及可能与伽马射线暴的联系。
2002-09-24 astro-ph
Constraining deflagration models of Type Ia supernovae through intermediate-mass elements
核火焰的物理结构是Ia型超新星（SNIa）理论的基本组成部分。假设密度随几个特征时间呈指数下降，我们跟踪了在膨胀背景下平面核火焰的演化，从初始密度6.6 × 10^7 g/cm 3下降到2 × 10^6 g/cm 3。在计算过程中监测合成的中等质量元素（IME）（从硅到钙）的总量。我们利用计算出的这些元素的质量分数，X_IME，给一个大质量的白矮星的爆燃过程中合成IME的总量的估计。本文利用X_IME，采用通常的假设，即湍流使层流火焰速度与有效燃烧速度相乘，从而使相应的火焰速度实际上是积分尺度上的湍流速度，建立了一种简单的几何方法来模拟IME产生的区域。结果表明，一个健康的IME生产涉及到不太短的膨胀时间，t_c > 0.2 s，和高湍流强度的组合。根据我们的研究结果，在爆燃范例中很难产生远大于0.2太阳质量的中等质量元素。计算还表明，IME的质量与Fe峰元素的质量成比例，使得很难调和高能爆炸与低喷射镍质量，如在观察良好的SN 1991 bg或SN 1998 de。因此，大量生产的硅峰元素，特别是与低或中等产量的铁相结合，可以更好地解决延迟爆炸路线在标准克拉塞卡质量模型，或者，也许，偏心氦爆炸在亚克拉塞卡质量的情况。
2006-09-15 astro-ph
Late-Time Spectroscopy of SN 2002cx: The Prototype of a New Subclass of Type Ia Supernovae
我们目前的凯克光谱SN 2002 cx，最奇特的已知Ia型超新星（SN Ia），采取227和277天过去的最大光。令人惊讶的是，光谱并不受铁的禁止发射线的支配，这是星云阶段热核超新星的标志。相反，我们确定了许多P-Cygni配置文件的Fe II在非常低的膨胀速度约700公里/秒，这是没有先例的超新星Ia。我们还报告了这些光谱中低速氧的初步鉴定，表明爆炸的白矮星中心附近存在未燃烧的物质。SN 2002 cx是超新星Ia的一个新子类的原型，其光谱特征可能与最近的纯爆燃模型一致。这些与大多数Ia型超新星不同，Ia型超新星可能需要另一种爆炸机制，如延迟爆炸。
2006-04-04 astro-ph
Thermonuclear supernova explosions and their remnants: the case of Tycho
我们建议使用的热X射线发射的年轻超新星遗迹（SNRs）起源于Ia型超新星（SNe），以提取有关的信息爆炸机制。我们专注于数值1D和3D爆炸计算之间的差异，以及这些差异可能对年轻的SNR的影响。我们使用第谷超新星（SN 1572）的残骸作为测试案例，与我们的预测进行比较，讨论允许接受或放弃给定模型的观测特征。
2003-09-03 astro-ph
Asphericity Effects in Supernovae
本文简要介绍了热核超新星和核塌缩超新星的非球面效应，以及如何通过它们的可观测特征来区分潜在的物理现象。电子散射是产生极化的主要过程，极化是主要的诊断工具之一。非球度导致光度的方向依赖性，这对SNe在宇宙学中的使用有直接的影响。对于核心坍缩SNe，目前的观测和解释表明，爆炸机制本身是高度非球面的，具有明确的轴，通常轴比为2至3。不对称的密度/化学分布和偏离中心的能量沉积已被确定为至关重要的解释的极化$P$。对于热核SNe，极化原来是一个数量级较小的强有力的支持，而球形，径向分层信封。然而，不对称性已被认为是重要的特征，以探测A）的祖系统的特征，B）具有明确定义的轴的全球不对称性，可能是由吸积白矮星或合并WD的旋转引起的，以及C）可能的爆燃模式的残留物。
2003-12-22 astro-ph
Stellar explosions: from supernovae to gamma-ray bursts
评述了目前对核塌缩和热核超新星的认识。讨论了揭示宇宙伽马射线暴（GRB）本质的最新进展，重点讨论了几种GRB与恒星爆炸的高能子类Ib/c型核心坍缩超新星的明显联系。这种关系提供了强有力的证据，证明伽玛暴现象与大质量恒星演化的最后阶段有关，并可能与中子星和黑洞的形成有关。
2004-10-14 astro-ph
