Ia型超新星引力约束爆轰模型中爆轰的起始

Ia型超新星脉冲辅助引力约束爆轰模型的爆轰机制

The Detonation Mechanism of the Pulsationally-Assisted Gravitationally-Confined Detonation Model of Type Ia Supernovae

我们描述的爆轰机制，包括“脉动辅助”引力约束爆轰（GCD）模型的Ia型超新星SNe Ia。这个模型是类似于以前的GCD模型报告在约旦等。（2008年）;然而，所选择的初始条件产生了实质上不同的爆炸机制，这是由于在爆燃阶段释放了更大的能量。由此产生的最终动能和镍-56产量符合更好的观测值比“经典”的GCD模型的情况。在目前的模型中，爆燃阶段的点火导致上升的燃烧的灰烬羽流。这些灰从白矮星的表面爆发出来，围绕恒星横向流动，并在爆发点的对跖点处的碰撞区域聚集。在爆燃阶段释放的能量足以使恒星迅速膨胀，因此当灰烬到达对跖点时，表面密度太低而无法引发爆炸。相反，当火山灰流入碰撞区域（同时与表面燃料混合）时，恒星达到最大膨胀状态，然后收缩。恒星收缩的作用是增加恒星的密度，包括碰撞区域的密度。这既提高了碰撞区域中燃料-灰混合物的温度和密度，又最终导致Zel'dovich梯度机制产生爆震所必需的热力学条件。我们证明了这种情况下的可行性与三个3维（3D），全明星模拟这个模型使用FLASH代码。我们的特点是在爆燃阶段释放的能量，范围从38%到78%的白矮星的结合能的模拟。我们表明，爆炸的必要条件，在所有三个模型实现。

在天体物理环境中氦爆炸成功的条件

Conditions For Successful Helium Detonations In Astrophysical Environments

有几个Ia型超新星事件的模型依赖于由核反应提供动力的自持爆炸的产生。在没有氢的情况下，为这些爆炸提供动力的燃料通常由纯氦（He）或碳氧混合物（C/O）组成。系统地确定引发C/O材料爆炸所需条件的研究已经存在，但到目前为止，还没有对He物质进行类似的研究。我们进行一维反应流体动力学模拟在各种初始密度和温度的组合，并找到临界长度尺度为1 - $10^{10}$厘米之间的范围内的启动他的爆炸。Chapman-Jouguet（CJ）形式主义提供了一个对稳态爆轰的总燃料消耗的长度尺度的简单估计。我们的初始长度始终小于相应的CJ长度尺度的一个因素的$\Sim 100$，提供了机会，热核爆炸在更广泛的低质量白矮星（WD）比以前认为可能的。我们发现，维里化的WD与小的质量为0.24 $M_\odot$可以被引爆，甚至更少的质量WD可以引爆，如果他们的质量的相当大的一部分被提高到一个更高的能量。CJ长度超过起爆长度意味着某些系统在爆炸穿过物体所需的时间内可能无法达到核统计平衡。为了支持这一假设，我们证明，不完全燃烧将发生在大多数的He WD爆炸和$^{40}$钙，$^{44}$钛，或$^{48}$铬，而不是$^{56}$镍，是主要的燃烧产物为许多这些事件。我们预计...

Ia型超新星的原初体第一性原理湍流驱动的爆轰-点火转变机制：接近 Chandrasekhar 质量白矮星的前身

First-Principles Turbulence-Driven Deflagration-to-Detonation Transition Mechanism for Near-Chandrasekhar Mass White Dwarf Progenitors

本文通过第一性原理的三维水动力学模拟，首次提出了一种实验室验证的湍流驱动爆轰-点火转变机制，为Ia型超新星的延迟爆轰提供了物理基础，同时揭示了其在不同初始条件下趋于一致的点火结果。

Neutrinos from type Ia supernovae: The gravitationally confined detonation scenario

Despite their use as cosmological distance indicators and their importance in the chemical evolution of galaxies, the unequivocal identification of the progenitor systems and explosion mechanism of normal type Ia supernova (SN Ia) remains elusive. The leading hypothesis is that such a supernova is a thermonuclear explosion of a carbon-oxygen white dwarf, but the exact explosion mechanism is still a matter of debate. Observation of a galactic SN Ia would be of immense value in answering the many open questions related to these events. One potentially useful source of information about the explo…

双爆轰亚克拉塞卡超新星：最小氦壳质量能引爆核心吗？

Double-detonation sub-Chandrasekhar supernovae: can minimum helium shell masses detonate the core?

亚克拉塞卡质量的白矮星通过双爆轰方案的爆炸是Ia型超新星的一个潜在解释。在这种情况下，氦层中的表面爆炸引发下面的碳/氧核心中的爆炸，导致爆炸。对于一个给定的核心质量，一个下限已被确定在氦闪光，这是一个必要的先决条件，爆炸的动态燃烧所需的氦壳的质量。对于一个范围内的核心和相应的最小氦壳质量，我们调查是否假设的表面氦爆炸是能够触发随后的爆炸，即使在这种限制的情况下，在核心。我们进行了流体动力学模拟的共同扩大欧拉网格在两个维度假设旋转对称。爆炸传播使用水平集方法和一个简化的核反应方案，已校准了一个大型的核网络。相同的网络用于在后处理步骤中确定详细的核合成丰度。基于文献中的近似爆轰引发准则，我们发现所有模拟模型都触发了次级核爆轰，核质量从0.810到1.385 M_solar，相应的壳质量从0.126到0.0035 M_solar。这意味着，一旦爆炸在覆盖碳/氧白矮星的氦壳中触发，随后的核心爆炸几乎是不可避免的。

Ia型超新星爆炸模拟中燃烧到爆轰转变的亚网格尺度模型--数值实现

A Subgrid-scale Model for Deflagration-to-Detonation Transitions in Type Ia Supernova Explosion Simulations - Numerical implementation

正常Ia型超新星（SN Ia）爆炸的一个很有希望的模型是质量为1000亿克拉塞卡的白矮星的延迟爆炸，其中燃烧开始为亚音速爆燃，并在爆炸的后期阶段转变为超音速爆炸。燃烧转爆轰（DDT）的机制尚不清楚，但最近已经确定了必要的条件。在爆炸的多维全明星模拟中，爆轰起始区域不能在空间上分辨。我们开发了一个亚网格尺度（SGS）模型DDTs在热核超新星模拟是符合目前已知的约束。DDT发生的概率是从在火焰附近的网格尺度上测量的湍流速度的分布和满足进一步的物理约束，如燃料分数和燃料密度的分形火焰表面积计算的。DDT判据的实现为延迟爆轰情景下热核超新星爆炸的模拟提供了坚实的基础。它考虑了目前已知的过渡的必要条件，并避免在模型中包含分辨率依赖的量。通过一个三维热核超新星爆炸的数值模拟，验证了DDT判据的有效性。

Ia型超新星的脉动反爆轰模型。II：爆炸

Pulsating reverse detonation models of Type Ia supernovae. II: Explosion

观测证据指出，Ia型超新星的共同爆炸机制是基于白矮星的延迟爆炸。然而，所有试图找到一个令人信服的点火机制的基础上延迟爆炸不稳定，扩大，白矮星一直难以捉摸到目前为止。其中一种可能性是，一个无效的爆燃导致了一颗质量为1000亿克拉塞卡的白矮星的脉动，随后形成了一个吸积激波，限制了一个富含碳氧的核心，同时将坍缩晕的动能转化为核心的热能，直到形成一个向内移动的爆炸。这一系列的事件被称为脉冲反爆轰（PRD）。在这项工作中，我们提出了三维数值模拟的PRD模型从爆轰开始的时间同源膨胀。以爆燃阶段燃烧的质量M_defl为特征的不同模型给出的爆炸范围为动能，K ~（1.0-1.2）foes，~（56）Ni质量M（56 Ni）~ 0.6-0.8 M_sun，这与对典型Ia型超新星的预期相符。光谱和光变曲线的角度平均球对称版本的PRD模型进行了讨论。Ia型超新星光谱对PRD模型提出了最严格的要求。

白矮星碰撞中核爆轰的稳定性与收敛性

Stability and convergence of nuclear detonations in white dwarf collisions

本文研究了白矮星碰撞中热核爆轰的数值稳定性，设计了适应正面碰撞几何的网格策略，发现5 km以上分辨率可使能量和铁族产物不确定性低于10%，结论适用于多种成分和磁场条件。

Ia型超新星的放射性动力上升光变曲线

Radioactively-Powered Rising Lightcurves of Type Ia Supernovae

最近，附近的超新星2011 fe的亮度上升显示出在最初的0.5-4天内与时间的二次依赖关系。此外，由许多Ia型超新星（SNe Ia）堆积在一起形成的复合光变曲线显示出类似的幂律指数1.8 ± 0.2。我探索什么范围的幂律上升是可能的，由于爆炸的白矮星（WD）的表面附近的放射性物质的存在。我总结了什么样的限制，这样一个模型的地方上的结构的祖先和喷出物的分布和速度。我的主要结论是，SN 2011 fe的上升需要质量分数为0.03的56 Ni（或其他热源，如48 Cr）分布在WD表面以下约0.004- 0.1 Msun的深度之间。如此浅的放射性元素在单一碳氧爆炸的模拟中是找不到的。可能产生这种材料的情景包括双爆轰点火过程中的氦壳燃烧、重力约束爆轰以及爆燃到爆轰过渡模型的子集。一般来说，幂律上升可能不同于二次上升，这取决于事件的细节，因此将这项工作与观测到的Ia超新星的热辐射上升进行比较，将对浅层放射性物质的分布产生强烈的约束，为识别Ia超新星难以捉摸的祖先提供重要线索。

Ia型超新星光谱时间序列的定量建模II：探索核爆炸场景的多样性

Quantitative modelling of type Ia supernovae spectral time series II: Exploring the diversity of thermonuclear explosion scenarios

本文提出riddler框架，通过机器学习自动拟合Ia型超新星，改进了训练数据并展示了其在不同爆炸场景中的准确性，为未来自动化分析提供重要工具。

Ia型超新星的Krasekhar质量模型的爆燃阶段：I。早期演化

The Deflagration Stage of Chandrasekhar Mass Models For Type Ia Supernovae: I. Early Evolution

我们提出了高分辨率，全明星的Ia型超新星的点火后阶段的模拟使用可压缩流体动力学代码卡斯特罗。初始条件，包括湍流速度场和点火现场，进口直接从使用低马赫数代码，大师的前超新星对流的最后几个小时的模拟。自适应网格细化允许以36，864^3区域（~136 m/区域）的有效分辨率模拟初始燃烧锋。最初的上升和膨胀的爆燃前跟踪，直到燃烧达到恒星的边缘和背景湍流的火焰上的作用进行了研究。探讨了人为地将点火位置移近恒星中心的效果。湍流对燃烧前沿的影响程度随着点火半径的增大而减小，因为浮力在较大半径处较强。即使是中心点火-在背景对流场的存在下-也会随着火焰被流场携带而迅速偏离中心。我们比较我们的结果燃烧热分析模型，并发现，他们再现的气泡的大小和质量的一般趋势，但低估的浮力加速度的量，由于简化假设的泡沫的属性。总的来说，我们发现在火焰爆发之前燃烧的质量很小，与稍后发生的“重力约束爆炸”一致，但是在爆发之后会发生额外的燃烧，这可能会修改这一结论。