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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：2026年2月26日
紅超巨星（red supergiant）是II型超新星典型的「前身星」，它們龐大、膨脹的外層長久以來一直困擾天文學家：為什麼這些恆星會形成如此巨大的外殼？它又如何影響超新星爆炸初期的光芒？來自中央研究院天文及天文物理研究所（ASIAA）助研究員陳科榮（Ke-Jung Chen）領導的爆炸天體研究小組的兩項最新研究，終於為這些謎題提供了答案。相關成果已發表於最新一期《天文物理期刊》（Astrophysical Journal）。
在第一項研究中，博士後研究歐柏昇（Po-Sheng Ou）與陳科榮利用大約1萬組恆星演化模型，探討紅超巨星形成的「臨界金屬量」。研究發現，金屬量藉由核反應及不透明度，大幅影響恆星結構，進而決定主序星階段結束時的恆星半徑。此半徑最終會決定恆星進入超巨星階段時的命運，形成「臨界金屬量」（大約是太陽金屬量的10%）。金屬量高於此值的恆星會演化成為紅超巨星，而若低於此值則僅能演化為半徑較小的藍超巨星。這項發現解釋了觀測所見的藍、紅兩條演化分支，以及金屬量對超巨星群體的影響。論文第一作者歐柏昇表示：「我們的研究成功以物理解釋紅超巨星所需的臨界金屬量，改變了我們對早期宇宙中低金屬量恆星演化的認識。」
在此基礎上，第二項研究由博士生陳文翊（Wun-Yi Chen）與陳科榮領導國際團隊，首次利用二維多組輻射-流體力學模擬，探索紅超巨星爆炸時的超新星衝擊波突破（shock breakout）。模擬結果顯示，膨脹的紅超巨星外層會產生持續時間更長、亮度更低的衝擊波信號，其形態同時受到輻射前驅波與多維流體不穩定性的影響。這不僅解釋了觀測到的衝擊波持續時間，也凸顯了傳統一維模型的局限性。論文第一作者陳文翊指出：「二維模擬顯示，輻射前驅波與周圍物質密度會顯著改變衝擊波的光曲線和顏色演化。」
這兩項研究共同揭示了恆星內部物理如何影響超新星早期的光芒，為現代時域天文學的巡天計畫提供了一個可預測的理論框架，幫助天文學家更精準地理解紅超巨星爆炸的觀測現象，也為探索宇宙最劇烈的爆炸事件打開了新視窗。
示意圖：恆星在主序星階段結束時的半徑如何決定超巨星的命運
圖中展示了恆星在主序星末期，也就是終齡主序（Terminal-Age Main Sequence，簡稱為TAMS）階段的尺寸如何影響其後續演化路徑。若恆星在TAMS時已經相對較大，其外層可進一步膨脹，最終演化成紅超巨星；相反地，半徑較小的恆星則僅能演化為藍超巨星。圖片來源：中研院天文所／歐柏昇
大質量恆星模型揭示紅超巨星形成的「臨界金屬量」
最新恆星演化模型顯示，紅超巨星的形成需要恆星金屬量達到約 Z∼0.001（約為太陽金屬量的十分之一）的臨界值。只有金屬量高於這個門檻的恆星，才能在核心氦燃燒期膨脹成紅超巨星，半徑可達太陽的約 1,000 倍。而低於這個金屬量的恆星則會保持藍超巨星形態，不會再進一步膨脹。圖片來源：中研院天文所／歐柏昇
紅超巨星衝擊波突破前的氣體與輻射能量分布
圖示顯示了一顆 20 倍太陽質量的紅超巨星在衝擊波突破前的氣體與輻射能量密度分布。衝擊波前方出現明顯的輻射前驅波，而在接觸不連續面附近（約 4 × 10¹³ 公分處）產生了 Rayleigh–Taylor 不穩定性。圖中青色和紅色箭頭分別代表氣體速度與輻射通量，而粉色虛線則標示光球的位置。圖片來源：中研院天文所／陳文翊
紅超巨星超新星的總光度曲線與周圍物質影響
圖中展示了所有模型的總光度曲線，並在峰值亮度對齊（t=0）。結果顯示，紅超巨星周圍的緻密環星介質（Dense Circumstellar Medium，簡稱為CSM）能在衝擊波突破前數小時提前加熱輻射，並延長亮度上升到峰值的時間。雖然爆炸能量決定了光度峰值，但 CSM 的密度則主要控制衝擊波突破的時間尺度。圖片來源：中研院天文所／陳文翊
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這兩篇論文發表於2026年2月出版的天文物理期刊通訊（Astrophysical Journal），篇名：Critical Metallicity of Cool Supergiant Formation. II. Physical Origin 及Multi-wavelength Signatures of Supernova Shock Breakout from Red Supergiants in Two Dimensions
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
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