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中央研究院天文及天文物理研究所研究成果發表，日期：2020年7月15日
名為 "Hypernova" 的『特』超新星，是超新星的一種，釋放能量，比超新星更強一百倍！
名為 "Hypernova" 的『特』超新星，是超新星的一種，釋放能量，比超新星更強一百倍！
科學家期待由它來揭曉宇宙第一代超新星如何誕生的終極謎底，但觀測上它極為罕見，
科學家期待由它來揭曉宇宙第一代超新星如何誕生的終極謎底，但觀測上它極為罕見，
究竟如何形成？怎麼探索它？十分引人好奇！
究竟如何形成？怎麼探索它？十分引人好奇！
由本所陳科榮助研究員主持的一項超級電腦高解析模擬，以高十倍的最新規模，
由本所陳科榮助研究員主持的一項超級電腦高解析模擬，以高十倍的最新規模，
深入描繪「特超新星」爆炸後長達300天的樣貌，
深入描繪「特超新星」爆炸後長達300天的樣貌，
發現了過去理論模型上未曾考慮到的氣體運動對光度估計的影響，更了解「特超新星」的形成機制，
發現了過去理論模型上未曾考慮到的氣體運動對光度估計的影響，更了解「特超新星」的形成機制，
對實際觀測這種「核彈級」的「宇宙最強核爆」大有幫助。
對實際觀測這種「核彈級」的「宇宙最強核爆」大有幫助。
我們周遭的一切，乃至人體，皆由各種元素形成，元素由恆星冶煉產生。
恆星到了演化末期因核心壓力無法抵消質量重力，導致重力塌縮並爆炸──就是大家耳熟能詳的「超新星爆炸」。它因為看起來很亮，「好像新星誕生」，故得名為「超新星」，但其實卻是恆星走到生命盡頭時的一場大炸裂。恆星製造的元素能散佈在宇宙間，實拜此爆炸所賜。大家知道，在大霹靂之後，宇宙只有氫和氦，經過恆星的死亡及演化，才有氫氦以外的其他元素，所以要瞭解第一代恆星和元素究竟如何形成，必需靠研究超新星爆炸。但超過50年的超新星理論研究顯示，弄清楚宇宙中第一代超新星在什麼時間、條件下出現並不似想像中容易，未解之謎尚多。本所陳科榮團隊認為特超新星對於解答這個問題扮演關鍵的角色，著手藉由詳盡模擬特超新星如何形成，尋求關鍵突破。
「超新星」，你我相當熟悉，但那「特超新星」是什麼呢？天文學家將它定義為，比超新星的爆炸威力更大十倍甚至百倍的超新星爆發，不過實際觀測上它也是更罕見。不難想像，「特超新星是由什麼東西形成的？」可說讓天文學家更加地毫無頭緒，更想挑戰它！特別需要理論天文學家建立良好模型加上超級電腦演算來幫忙。
關於特超新星如何形成的理論模型目前有兩種，陳科榮團隊選擇以「熱核特超新星模型」為基礎來架構他們的計算模擬，是目前備受矚目而且架構比較完整的一種（另一種則叫做黑洞特超新星模型）。這兩種模型的差別是，一種留下了黑洞，另一種連黑洞都沒有，炸得精光。通常，當大質量恆星爆炸時，它們會留下一些東西，譬如中子星或黑洞。但是宇宙最早的大質量恆星是只有氫和氦而其他什麼元素都沒有，這種恆星，可以在生命最後階段開始製造成對的正反電子，導致失控效應，在該效應中，恆星核心的壓力下降，導致坍塌，以致巨大爆炸，甚至完全摧毀恆星，什麼也不留下，甚至沒有黑洞。
但一顆恆星必需有太陽質量的140-260倍才能以這種方式死亡。 天文物理學家稱之為「成對不穩定超新星」（成對指的是正反電子對）。
該爆炸過程中，會生成大量放射性同位素「鎳56」。陳科榮表示，這鎳56可能是超新星中最重要的元素，因為它的衰變能量幾乎是大部分超新星的可見光亮度的來源，如果沒有它，可能很多超新星都很暗淡，就觀測不到了。
陳科榮帶領的國際團隊利用日本國立天文台的CfCA超級電腦，對特超新星做成了高解析的流體力學模擬。這種超新星爆炸的高解析模擬，挑戰性極高，原因是，當模擬的尺度愈大，要維持高解析度，整個計算難度與計算量會變大很多，其中考慮的物理也變多。陳科榮歸納說明，該團隊的模型領先歐美競爭團隊的優勢應該是在於程式與建構比較好。先前所做的成對不穩定超新星模擬，都只做到爆炸後30天，陳科榮團隊本次首先做出長達300天的模擬。這種高效能的運算極不容易，但因此他們也得以研究完整鎳56衰變過程（鎳56的半衰期是70天，模擬必須做得夠長）。由於具備豐富超新星爆炸模擬經驗，這個更大尺度的模擬，使該團隊能深入探討超新星內部氣體運動與輻射之間的關係，並發現，在初期鎳56衰變過程中，被加熱氣體會膨脹，然後形成一個薄膜狀結構。
圖示「成對不穩定超新星」的二維剖面圖，此時爆炸波正準備突破恆星表面，細微的條紋狀結構表示「流體不穩定」，該區域也是不同元素在流體不穩定狀態下交互混合的區域。
圖像版權：中研院天文所/陳科榮
此圖為「成對不穩定超新星」的三維剖面圖，藍色立方體塊狀結構是整個模擬空間，橘色區域是鎳56衰變的所在位置。
圖像版權：中研院天文所/陳科榮陳科榮表示， 「薄膜內氣體的溫度極高，經計算可知，其中應該有30%的（伽瑪射線）能量會被用來推動薄膜運動，剩下的70%能量才有可能變成特超新星的輻射，然而之前的計算都沒有考慮氣體動力學效應，所以其超新星光度的結果都被高估。」
也因此，這些成果將會有助於進一步了解成對不穩定超新星的輻射機制與觀測特徵。
不少研究顯示早期宇宙第一代恆星的質量分佈大約落在100～300太陽質量，因此第一代超新星很有機會是成對不穩定超新星。另一方面，素有「哈伯望遠鏡繼承者」之稱的韋伯太空望遠鏡（JWST）即將升空，透過它，將有機會探索這些「第一代超新星」，因此，研究成對不穩定超新星的觀測與理論將成為一個非常重要的課題。
本篇論文已於2020年7月14日發表於天文物理期刊（The Astrophysical Journal）：Gas Dynamics of the Nickel-56 Decay Heating in Pair-instability Supernovae
名詞解釋
名詞解釋
特超新星：英文為"Hypernova"，日文漢字寫為「極超新星」，堪稱「宇宙最強核爆」，釋放能量超過一般超新星的10-100倍強。事實上以核彈能量來做比較，它的能量是相當於十萬兆兆個核彈，也就是說，如果特超新星是一顆核彈的爆炸，人類所造的最大核彈大概像是一支仙女棒撒出的小火花。
大質量恆星：至少大於25太陽質量。一般對單一恆星的質量上限估計約為200太陽質量。
「熱核特超新星模型」：當質量特別大的巨大恆星（140~250太陽質量）在星核演化到「氧核融合」階段時，因達高溫、高密度狀態，此時若高能光子撞擊到電漿氣體，將會被轉換成正反電子對，大量光子因此被消耗。然而大質量的恆星內部結構主要卻是由光子壓力所支撐，這就導致整個恆星開始變得不穩定而塌縮並觸發了爆炸性的「矽融合反應」，於瞬間釋放出巨大能量，並一絲不留地把整個恆星炸掉──這堪稱為「宇宙最強的核爆」，天文物理學家稱之為「成對不穩定超新星」（成對指的是正反電子對）。
黑洞特超新星模型：用來解釋「特超新星形成機制」的另一主流模型，描述當30-80太陽質量的恆星在演化末期時，當恆星的鐵核超越「錢卓斯卡極限」(大約1.5太陽質量)；與一般超新星爆炸過程類似：核心開始很快塌縮至中子星並放出大量的高能微中子。由於恆星的質量過大，此時爆炸能量無法抵抗恆星的重力位能，導致中子星繼續吸積最後變成黑洞。此時大量氣體仍持續吸積到黑洞並產生強大噴流，最後把恆星整個炸裂，黑洞有效把被吸積的氣體轉換成巨大能量（30% 氣體質量乘上光速平方），用來驅動特超新星爆炸。但是由於這類模型牽扯到許多複雜物理，如：基本粒子物理、核物理、磁流體、相對論等，加上需要很多計算才能得到結果，目前此理論還在發展的初期。
圖像版權：中研院天文所/陳科榮影片製作：中研院天文所/黃珞文
00psn_ni2.mp4對質量等於105個太陽質量的模型，電腦模擬了密度連續300天演化。
動畫最後第11秒左右，可看到一個由部分鎳衰變能量所推擠出來的一層薄膜，顯示了鎳對超新星殘骸的動力學效應
圖像版權：中研院天文所/陳科榮更多資訊：
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本篇論文發表於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
團隊名單為：陳科榮 (Ke-Jung Chen, 中研院天文所), S. E. Woosley, and Daniel J. Whalen
相關連結：
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Supercomputer Astronomy: The Next Generation: 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季刊: https://www.asiaa.sinica.edu.tw/IAAQ/pdf/2018Q4.pdf
爆炸小組: https://spes31415.wixsite.com/cosmicexplosion
媒體聯絡：
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中央研究院天文及天文物理研究所助研究員陳科榮，Email: kjchen@asiaa.sinica.edu.tw Tel: (02)2366-5457
原文撰稿：陳科榮助研究員、黃珞文
編輯：黃珞文
科學編輯：陳科榮助研究員、周美吟博士
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