碳閃

碳閃（Carbon detonation）是白矮星重新進行的劇烈的熱核聚變，這通常會形成Ⅰa超新星。

過程

白矮星要發生碳引爆，通常只有在聯星的狀態下，伴星要足夠的接近，才能傾倒足夠的質量給白矮星，而這還必須在伴星的演化進入最後階段時才會發生。

如果伴星供應了足夠的質量給垂死的恆星，白矮星會因為質量增加而體積持續收縮，收縮釋放的重力勢能使白矮星內部的壓力和溫度升高，並最後足以引燃原先在核心不能燃燒的碳。碳引爆一般都發生在白矮星的質量被累積至接近大約是1.4太陽質量的錢德拉塞卡極限時。

電腦模擬顯示，在融合開始之前會有一系列的湍流，和由瑞利-泰勒不穩定性引起擴張的"氣泡"^[1]。 核聚變前不穩定的湍流使恆星表面千瘡百孔，而因之前的千瘡百孔大量裸露的表面造成極端迅速的"燃燒"，就是所知的"熱核火焰"。這種快速的"燃燒"造成白矮星表面噴發性的爆炸，就是被看見的Ⅰa超新星。

參見

• 氦閃
• 核聚變

參考資料

1. Type Ia Supernova Flame Models (PDF). [2007-11-20]. （原始內容 (PDF)存檔於2016-03-04）.

外部連結

• 恆星的死亡 （頁面存檔備份，存於互聯網檔案館）
• JINA: Type Ia Supernova Flame Models （頁面存檔備份，存於互聯網檔案館）
• A Computer Simulation of Carbon Detonation/Deflagration （頁面存檔備份，存於互聯網檔案館）