宇宙最强核爆–超级电脑模拟元祖超新星

名为 “Hypernova” 的’特’超新星，是超新星的一种，释放能量，比超新星更强一百倍！科学家期待由它来揭晓宇宙第一代超新星如何诞生的终极谜底，但观测上它极为罕见，究竟如何形成？ 怎么探索它？ 十分引人好奇！由本所陈科荣助研究员主持的一项超级计算机高解析模拟，以高十倍的最新规模，深入描绘「特超新星」爆炸后长达300天的样貌，发现了过去理论模型上未曾考虑到的气体运动对光度估计的影响，更了解「特超新星」的形成机制，对实际观测这种核弹级的宇宙最强核爆大有帮助。

我们周遭的一切，乃至人体，皆由各种元素形成，元素由恒星冶炼产生。

恒星到了演化末期因核心压力无法抵消质量重力，导致重力塌缩并爆炸──就是大家耳熟能详的「超新星爆炸」。 它因为看起来很亮，「好像新星诞生」，故得名为「超新星」，但其实却是恒星走到生命尽头时的一场大炸裂。 恒星制造的元素能散布在宇宙间，实拜此爆炸所赐。 大家知道，在大霹雳之后，宇宙只有氢和氦，经过恒星的死亡及演化，才有氢氦以外的其他元素，所以要了解第一代恒星和元素究竟如何形成，必需靠研究超新星爆炸。 但超过50年的超新星理论研究显示，弄清楚宇宙中第一代超新星在什么时间、条件下出现并不似想象中容易，未解之谜尚多。 本所陈科荣团队认为特超新星对于解答这个问题扮演关键的角色，着手藉由详尽模拟特超新星如何形成，寻求关键突破。

「超新星」，你我相当熟悉，但那「特超新星」是什么呢？ 天文学家将它定义为，比超新星的爆炸威力更大十倍甚至百倍的超新星爆发，不过实际观测上它也是更罕见。 不难想像，「特超新星是由什么东西形成的？ 」可说让天文学家更加地毫无头绪，更想挑战它！ 特别需要理论天文学家建立良好模型加上超级计算机演算来帮忙。

关于特超新星如何形成的理论模型目前有两种，陈科荣团队选择以「热核特超新星模型」为基础来架构他们的计算模拟，是目前备受瞩目而且架构比较完整的一种（另一种则叫做黑洞特超新星模型）。 这两种模型的差别是，一种留下了黑洞，另一种连黑洞都没有，炸得精光。 通常，当大质量恒星爆炸时，它们会留下一些东西，譬如中子星或黑洞。 但是宇宙最早的大质量恒星是只有氢和氦而其他什么元素都没有，这种恒星，可以在生命最后阶段开始制造成对的正反电子，导致失控效应，在该效应中，恒星核心的压力下降，导致坍塌，以致巨大爆炸，甚至完全摧毁恒星，什么也不留下，甚至没有黑洞。

但一颗恒星必需有太阳质量的140-260倍才能以这种方式死亡。 天文物理学家称之为成对不稳定超新星（成对指的是正反电子对）。

该爆炸过程中，会生成大量放射性同位素”镍56″。 陈科荣表示，这镍56可能是超新星中最重要的元素，因为它的衰变能量几乎是大部分超新星的可见光亮度的来源，如果没有它，可能很多超新星都很暗淡，就观测不到了。

陈科荣带领的国际团队利用日本国立天文台的CfCA超级电脑，对特超新星做成了高解析的流体力学模拟。 这种超新星爆炸的高解析模拟，挑战性极高，原因是，当模拟的尺度愈大，要维持高分辨率，整个计算难度与计算量会变大很多，其中考虑的物理也变多。 陈科荣归纳说明，该团队的模型领先欧美竞争团队的优势应该是在于程序与建构比较好。 先前所做的成对不稳定超新星模拟，都只做到爆炸后30天，陈科荣团队本次首先做出长达300天的模拟。 这种高效能的运算极不容易，但因此他们也得以研究完整镍56衰变过程（镍56的半衰期是70天，模拟必须做得够长）。 由于具备丰富超新星爆炸模拟经验，这个更大尺度的模拟，使该团队能深入探讨超新星内部气体运动与辐射之间的关系，并发现，在初期镍56衰变过程中，被加热气体会膨胀，然后形成一个薄膜状结构。

图标「成对不稳定超新星」的二维剖面图，此时爆炸波正准备突破恒星表面，细微的条纹状结构表示「流体不稳定」，该区域也是不同元素在流体不稳定状态下交互混合的区域。

图像版权：中研院天文所/陈科荣。

此图为「成对不稳定超新星」的三维剖面图，蓝色立方体块状结构是整个模拟空间，橘色区域是镍56衰变的所在位置。

图像版权：中研院天文所/陈科荣。
陈科荣表示， 「薄膜内气体的温度极高，经计算可知，其中应该有30%的（伽玛射线）能量会被用来推动薄膜运动，剩下的70%能量才有可能变成特超新星的辐射，然而之前的计算都没有考虑气体动力学效应，所以其超新星光度的结果都被高估。 」

也因此，这些成果将会有助于进一步了解成对不稳定超新星的辐射机制与观测特征。

不少研究显示早期宇宙第一代恒星的质量分布大约落在100~300太阳质量，因此第一代超新星很有机会是成对不稳定超新星。 另一方面，素有「哈伯望远镜继承者」之称的韦伯太空望远镜（JWST）即将升空，透过它，将有机会探索这些「第一代超新星」，因此，研究成对不稳定超新星的观测与理论将成为一个非常重要的课题。

本篇论文已于2020年7月14日发表于天文物理期刊（The Astrophysical Journal）：Gas Dynamics of the Nickel-56 Decay Heating in Pair-instability Supernovae 。

名词解释:

特超新星：英文为”Hypernova”，日文汉字写为「极超新星」，堪称「宇宙最强核爆」，释放能量超过一般超新星的10-100倍强。 事实上以核弹能量来做比较，它的能量是相当于十万兆兆个核弹，也就是说，如果特超新星是一颗核弹的爆炸，人类所造的最大核弹大概像是一支仙女棒撒出的小火花。

大质量恒星：至少大于25太阳质量。 一般对单一恒星的质量上限估计约为200太阳质量。

「热核特超新星模型」：当质量特别大的巨大恒星（140~250太阳质量）在星核演化到「氧核融合」阶段时，因达高温、高密度状态，此时若高能光子撞击到电浆气体，将会被转换成正反电子对，大量光子因此被消耗。 然而大质量的恒星内部结构主要却是由光子压力所支撑，这就导致整个恒星开始变得不稳定而塌缩并触发了爆炸性的「硅融合反应」，于瞬间释放出巨大能量，并一丝不留地把整个恒星炸掉──这堪称为「宇宙最强的核爆」，天文物理学家称之为「成对不稳定超新星」（成对指的是正指的是反电子对）。

黑洞特超新星模型：用来解释「特超新星形成机制」的另一主流模型，描述当30-80太阳质量的恒星在演化末期时，当恒星的铁核超越「钱卓斯卡极限」（大约1.5太阳质量）;与一般超新星爆炸过程类似：核心开始很快塌缩至中子星并放出大量的高能微中子。 由于恒星的质量过大，此时爆炸能量无法抵抗恒星的重力位能，导致中子星继续吸积最后变成黑洞。 此时大量气体仍持续吸积到黑洞并产生强大喷流，最后把恒星整个炸裂，黑洞有效把被吸积的气体转换成巨大能量（30% 气体质量乘上光速平方），用来驱动特超新星爆炸。 但是由于这类模型牵扯到许多复杂物理，如：基本粒子物理、核物理、磁流体、相对论等，加上需要很多计算才能得到结果，目前此理论还在发展的初期。

图像版权：中研院天文所/陈科荣。影片制作：中研院天文所/黄珞文。

对质量等于105个太阳质量的模型，电脑模拟了密度连续300天演化。

动画最后第11秒左右，可看到一个由部分镍衰变能量所推挤出来的一层薄膜，显示了镍对超新星残骸的动力学效应。

图像版权：中研院天文所/陈科荣。

更多信息 ：

本篇论文发表于2020年7月14日出版的天文物理期刊（Astrophysical Journal），篇名：Paper： Gas Dynamics of the Nickel-56 Decay Heating in Pair-instability Supernovae 。

团队名单为：陈科荣（Ke-Jung Chen， 中研院天文所）， S. E. Woosley， and Daniel J. Whalen。

相关链接：

超级计算机天文学：下一代：https://www.cfca.nao.ac.jp/en/pr/20180601

言之有物: https://research.sinica.edu.tw/chen-ke-jung-computational-astrophysics-supernovae-explosions/

科技部 highlight文章: http://trh.gase.most.ntnu.edu.tw/en/article/content/28

IAA]： https://www.asiaa.sinica.edu.tw/IAAQ/pdf/2018Q4.pdf

爆炸小组： https://spes31415.wixsite.com/cosmicexplosion 。

媒体联系 ：

中央研究院天文及天文物理研究所助研究员陈科荣，Email： kjchen@asiaa.sinica.edu.tw Tel： （02）2366-5457。

原文撰稿：陈科荣助研究员、黄珞文。

编辑：黄珞文。

科学编辑：陈科荣助研究员、周美吟博士。

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