We review how the single degenerate models for Type Ia supernovae (SNe Ia) works. In the binary star system of a white dwarf (WD) and its non-degenerate companion star, the WD accretes either hydrogen-rich matter or helium and undergoes hydrogen and helium shell-burning. We summarize how the stability and non-linear behavior of such shell-burning depend on the accretion rate and the WD mass and how the WD blows strong wind. We identify the following evolutionary routes for the accreting WD to trigger a thermonuclear explosion. Typically, the accretion rate is quite high in the early stage and gradually decreases as a result of mass transfer. With decreasing rate, the WD evolves as follows: (1) At a rapid accretion phase, the WD increase its mass by stable H burning and blows a strong wind to keep its moderate radius. The wind is strong enough to strip a part of the companion star’s envelope to control the accretion rate and forms circumstellar matter (CSM). If the WD explodes within CSM, it is observed as an “SN Ia-CSM”. (X-rays emitted by the WD are absorbed by CSM.) (2) If the WD continues to accrete at a lower rate, the wind stops and an SN Ia is triggered under steady-stable H shell-burning, which is observed as a super-soft X-ray source: “SN Ia-SSXS”. (3) If the accretion continues at a still lower rate, H shell-burning becomes unstable and many flashes recur. The WD undergoes recurrent nova (RN) whose mass ejection is smaller than the accreted matter. Then the WD evolves to an “SN Ia-RN”. (4) If the companion is a He star (or a He WD), the accretion of He can trigger He and C double detonations at the sub-Chandrasekhar mass or the WD grows to the Chandrasekhar mass while producing a He-wind: “SN Ia-He CSM”. (5) If the accreting WD rotates quite rapidly, the WD mass can exceed the Chandrasekhar mass of the spherical WD, which delays the trigger of an SN Ia. After angular momentum is lost from the WD, the (super-Chandra) WD contracts to become a delayed SN Ia. The companion star has become a He WD and CSM has disappeared: “SN Ia-He WD”. We update nucleosynthesis yields of the carbon deflagration model W7, delayed detonation model WDD2, and the sub-Chandrasekhar mass model to provide some constraints on the yields (such as Mn) from the comparison with the observations. We note the important metallicity effects on 58Ni and 55Mn.

中文翻译：

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Ia 型超新星的单简并模型：祖先的演化和核合成产量

我们回顾了 Ia 型超新星 (SNe Ia) 的单简并模型是如何工作的。在白矮星 (WD) 及其非简并伴星的双星系统中，WD 吸积富氢物质或氦气，并经历氢和氦壳燃烧。我们总结了这种壳燃烧的稳定性和非线性行为如何取决于吸积率和 WD 质量以及 WD 如何吹强风。我们确定了吸积 WD 触发热核爆炸的以下进化路线。通常，吸积率在早期相当高，然后由于传质而逐渐降低。随着速率的减小，WD 演变如下： (1) 在快速吸积阶段，WD 通过稳定的 H 燃烧增加其质量，并吹出强风以保持其中等半径。风的强度足以剥离伴星的一部分包层以控制吸积率并形成星周物质（CSM）。如果 WD 在 CSM 内爆炸，则观察到“SN Ia-CSM”。(WD 发出的 X 射线被 CSM 吸收。) (2) 如果 WD 继续以较低的速率增生，风停止并在稳定的 H 壳燃烧下触发 SN Ia，观察为超软 X 射线源：“SN Ia-SSXS”。(3) 如果以更低的速度继续吸积，H 壳燃烧变得不稳定，并且会再次发生许多闪光。WD 经历了周期性新星 (RN)，其质量抛射小于吸积物质。然后WD演变为“SN Ia-RN”。(4) 如果同伴是He星（或He WD），He 的吸积可以在 sub-Chandrasekhar 质量处触发 He 和 C 双重爆炸，或者 WD 增长到 Chandrasekhar 质量，同时产生 He 风：“SN Ia-He CSM”。(5) 如果吸积 WD 旋转得非常快，WD 质量可以超过球形 WD 的钱德拉塞卡质量，这会延迟 SN Ia 的触发。在WD失去角动量后，（超级钱德拉）WD收缩成为延迟的SN Ia。伴星变成了He WD，CSM消失了：“SN Ia-He WD”。我们更新了碳爆燃模型 W7、延迟爆轰模型 WDD2 和 sub-Chandrasekhar 质量模型的核合成产率，以通过与观察结果的比较来提供对产率（例如 Mn）的一些限制。我们注意到对 58Ni 和 55Mn 的重要金属丰度影响。(5) 如果吸积 WD 旋转得非常快，WD 质量可以超过球形 WD 的钱德拉塞卡质量，这会延迟 SN Ia 的触发。在WD失去角动量后，（超级钱德拉）WD收缩成为延迟的SN Ia。伴星变成了He WD，CSM消失了：“SN Ia-He WD”。我们更新了碳爆燃模型 W7、延迟爆轰模型 WDD2 和 sub-Chandrasekhar 质量模型的核合成产率，以通过与观察结果的比较来提供对产率（例如 Mn）的一些限制。我们注意到对 58Ni 和 55Mn 的重要金属丰度影响。(5) 如果吸积 WD 旋转得非常快，WD 质量可以超过球形 WD 的钱德拉塞卡质量，这会延迟 SN Ia 的触发。在WD失去角动量后，（超级钱德拉）WD收缩成为延迟的SN Ia。伴星变成了He WD，CSM消失了：“SN Ia-He WD”。我们更新了碳爆燃模型 W7、延迟爆轰模型 WDD2 和 sub-Chandrasekhar 质量模型的核合成产率，以通过与观察结果的比较来提供对产率（例如 Mn）的一些限制。我们注意到对 58Ni 和 55Mn 的重要金属丰度影响。（超级钱德拉）WD 合同成为延迟的 SN Ia。伴星变成了He WD，CSM消失了：“SN Ia-He WD”。我们更新了碳爆燃模型 W7、延迟爆轰模型 WDD2 和 sub-Chandrasekhar 质量模型的核合成产率，以通过与观察结果的比较来提供对产率（例如 Mn）的一些限制。我们注意到对 58Ni 和 55Mn 的重要金属丰度影响。（超级钱德拉）WD 合同成为延迟的 SN Ia。伴星变成了He WD，CSM消失了：“SN Ia-He WD”。我们更新了碳爆燃模型 W7、延迟爆轰模型 WDD2 和 sub-Chandrasekhar 质量模型的核合成产率，以通过与观察结果的比较来提供对产率（例如 Mn）的一些限制。我们注意到对 58Ni 和 55Mn 的重要金属丰度影响。