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
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
On the Stability of Thermonuclear Burning Fronts in Type Ia Supernovae
本文采用数值模拟的方法研究了细胞稳定热核火焰的传播。在Ia型超新星爆炸中，相应的燃烧状态建立在吉布森长度以下的尺度上。细胞火焰稳定-这是一个结果的Landau-Darrieus不稳定性和非线性稳定机制之间的相互作用-研究的情况下传播到静止的燃料，以及与涡流燃料流的相互作用。我们的模拟表明，在热核超新星爆炸稳定的细胞火焰发展吉布森规模和爆燃到爆轰的转变是不太可能触发火焰演化效应在这里。
2004-04-26 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
Numerical Investigation of Scaling Properties of Turbulent Premixed Flames
采用一种新的计算模型--确定性湍流混合（DTM），研究了湍流预混燃烧中火焰面几何的Gibson标度和相关性质。在DTM中，湍流平流由应用于计算域的一系列映射表示。映射序列的结构结合了湍流叶栅的相关标度特性。在这里，燃烧Kolmogorov湍流（动能级联）和Bolgiano-Obukhov对流湍流（势能级联）进行了模拟。化学火焰和天体物理（热核）火焰的影响。
1997-07-09 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
The Response of Model and Astrophysical Thermonuclear Flames to Curvature and Stretch
批判性地理解Ia型超新星的“标准蜡烛”般的行为需要理解它们的爆炸机制。Ia型超新星的一个模型家族始于碳氧白矮星的爆燃，它通过燃烧和火焰不稳定性大大加速。虽然与天体物理学相关的火焰的平面速度和行为越来越好地理解，但更复杂的行为，如火焰对拉伸和弯曲的响应，在天体物理学文献中尚未得到广泛的探索;这种行为可以大大增强或抑制不稳定性和局部火焰燃烧，这反过来又可以增加或减少整体燃烧速率。在本文中，我们探讨了曲率对核火焰和简单模型火焰的影响，以了解曲率对火焰结构和速度的影响。
2003-06-11 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
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
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
Type Ia Supernova: Calculations of Turbulent Flames Using the Linear Eddy Model
探讨了Ia型超新星中碳燃烧火焰与柯尔莫哥洛夫湍流相互作用的性质。利用Kerstein（1991）的线性涡模型进行的一维计算阐明了湍流燃烧的三种状态。在最简单的情况下，大尺度湍流使薄层火焰发生折叠和变形，产生总燃烧率近似为积分尺度上湍流脉动速度U_L的火焰刷。这是超新星爆炸开始的区域，也是爆炸前大部分燃烧发生的区域。随着密度的下降，湍流开始撕裂单个火焰，使更广泛的结构移动得更快。在很短的时间内，这些湍流火焰与它们的间距相比仍然很窄，并且以U_L的总速度移动的火焰刷的概念仍然有效。然而，由其周转时间等于其燃烧时间的条件给出的单个火焰的典型宽度随着密度的下降而继续增加。最终，几乎与积分尺度本身一样大的混合区域瞬时形成。在这一点上，可以发生向爆炸的过渡。对这种转变的条件进行了数值研究，估计在1 × 10**7 g/cm**3附近的密度下，如果积分尺度上的湍流速度超过约15%音速，就会发生这种转变。计算实例显示了实际发生爆炸的细节。
2008-11-21 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
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
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
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
Capturing the Fire: Flame Energetics and Neutronizaton for Type Ia Supernova Simulations
我们开发和校准一个现实的模型火焰的流体动力学模拟爆燃的白矮星（Ia型）超新星。我们的火焰模型建立在Khokhlov的对流-扩散-反应模型的基础上，并以自洽的方式对状态方程进行了电子屏蔽和库仑修正。我们校准这个模型火焰-它的能量和时间尺度的能量释放和中子化-与自热反应网络计算，包括这些库仑效应和最新的弱相互作用。燃烧后的材料由于弱相互作用和密度和温度的流体动力学变化而在火焰后发展。我们开发了一个计划，以遵循的演变，包括中子化，NSE状态后的火焰前锋的通道。其结果是，我们的模型火焰是适合于爆燃模拟在很宽的范围内的初始中心密度，并可以跟踪燃烧的材料的温度和电子分数通过爆炸，并进入膨胀的喷出物。
2006-11-01 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
Three-dimensional simulations of type Ia supernovae
我们提出了在Ia型超新星的亚音速热核燃烧阶段的三维流体动力学模拟的结果。燃烧前沿模型不包含可调参数，因此爆炸结果的变化可以直接与初始条件的变化相关联。特别是，我们调查的初始火焰的几何形状上的爆炸能量的影响，并发现它似乎是弱于在2D。最重要的是，我们的模型预测的全球性，如产生的镍质量和喷出物的速度在其观察范围内，没有任何微调。
2002-06-26 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
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
Turbulence in the Interstellar Medium: Energetics and Driving Mechanisms
在没有持续能量输入的情况下，星际湍流预计会迅速消散。我研究的能量可用于驱动湍流从六个可能的机制：磁旋转不稳定性，引力不稳定性，原恒星外流，H II区域膨胀，恒星风，超新星。我的结论是，超新星贡献的能量远远超过其他机制，因此形成了最有可能的驱动机制。
2002-11-27 astro-ph
Theory of DDT in Unconfined Flames
本文概述了一种理论方法，用于预测爆轰在无约束的湍流火焰，这是有关的问题，地面燃烧和热核燃烧在Ia型超新星。提出了两个基本假设：1）梯度机制是导致无约束条件下DDT的内在机制; 2）诱导期内形成梯度的唯一机制是通过湍流混合和局部火焰淬熄。根据一维爆轰波厚度、层流火焰速度和反应气体中的层流火焰厚度推导出了DDT的判据。这种方法给出了一个下限标准DDT的条件下，冲击预热，壁效应，和与障碍物的相互作用是缺席。在参数空间中的区域，无约束的DDT可以和不能发生的确定。随后的论文将在天体物理学的背景下专门讨论这些问题。
1996-05-15 astro-ph chem-ph
Turbulence and particle acceleration in collisionless supernovae remnant shocks: II- Cosmic-ray transport
如果磁场被激波前体中加速粒子的流动有效地放大，超新星残余激波可能是能量超过膝盖（$E\simeq3\cdot 10^{15} $ eV）的宇宙射线的起源。本文是\citep{pell05}的后续工作，它导出了这样产生的MHD湍流的性质，特别是它的各向异性特征、振幅和频谱。在本文中，我们计算的扩散系数，也占压缩通过冲击，并表明，预测的三维湍流谱$k_\perp S_{3\rm d}(k_\parallel,k_\perp)\propto k_\parallel^{-1}k_\perp^{-α}$（与$k_\parallel$和$k_\perp$的波数分量沿和垂直于激波法线）通常导致玻姆扩散在平行方向。然而，如果各向异性受到$k_\parallel \propto k_\perp^{2/3}$形式的关系的约束，当湍流能量级联以与尺度无关的恒定速率发生时，则扩散系数失去其玻姆标度和标度，如各向同性柯尔莫哥洛夫湍流。我们表明，这些扩散系数可以解释超新星遗迹的X射线观测结果。本文还计算了由于宇宙线在产生上游湍流时损失的能量和伴随的能谱陡化对费米循环的修正。最后，我们证实宇宙线在年轻的SNr中自由膨胀阶段可以产生一个放大的湍流，使得在星际介质的暖相，最大能量接近于膝点，谱指数接近于2.3
2006-03-17 astro-ph
Type Ia Supernovae: Simulations and Nucleosynthesis
我们提出了我们的第一个核合成的热核破裂的静态冷的Bracrasekhar质量的C/O白矮星的数值模拟结果。二维模拟进行了自适应网格欧拉流体动力学代码，FLASH，作为一个火焰捕捉计划的被动缩放的演变。为了计算同位素产额及其速度分布，在恒星中嵌入了10，000个无质量的示踪粒子。粒子沿流线平流，并提供了爆炸的拉格朗日描述。我们简要介绍了我们的验证测试和初步结果后处理的粒子轨迹与适度（214同位素）的反应网络。
2005-05-19 astro-ph
Turbulence and particle acceleration in collisionless supernovae remnant shocks: I-Anisotropic spectra solutions
本文研究了加速宇宙射线流在冲击波前驱体中激发的MHD湍流的性质。两个公认的制度（非共振和共振）的流不稳定性考虑在内。我们表明，非共振不稳定性是非常有效的，通过其增长和非线性传输之间的平衡饱和。然后宇宙射线共振不稳定性接管并被通过激波的平流淬灭。如果激波速度$V_{\rm sh}$大于$ξ_{\rm CR} c$的几倍，则湍流水平由非共振区决定，其中$ξ_{\rm CR}$是宇宙射线压力与激波动能的比值。这种不稳定性决定了谱与$k_\parallel$（沿激波法线的波数）的相关性。Alfvén波的横向级联同时决定了$k_{\perp}$的依赖性。我们还研究了前向波和后向波之间湍流能量的重新分配，这是通过两个阿尔文波和一个慢磁声波的相互作用而发生的。最后发现最长波长处的光谱几乎与$k_{\parallel}^{-1}$成正比。下游，各向异性通过激波交叉处的压缩而进一步增强。
2006-03-17 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
