發現超新星的前身恆星？

本文與 威力暘電子 合作，泛科學企劃執行。

想像一下，當你每天啟動汽車時，啟動的不再只是一台車，而是一百台電腦同步運作。但如果這些「電腦」突然集體當機，後果會有多嚴重？方向盤可能瞬間失靈，安全氣囊無法啟動，整台車就像失控的高科技廢鐵。這樣的「系統崩潰」風險並非誇張劇情，而是真實存在於你我日常的駕駛過程中。

今天，我們將深入探討汽車電子系統「逆天改運」的科學奧秘。究竟，汽車的「大腦」—電子控制單元（ECU），是如何從單一功能，暴增至上百個獨立系統？而全球頂尖的工程師們，又為何正傾盡全力，試圖將這些複雜的系統「砍掉重練」、整合優化？

第一顆「汽車大腦」的誕生

時間回到 1980 年代，當時的汽車工程師們面臨一項重要任務：如何把汽油引擎的每一滴燃油都壓榨出最大動力？「省油即省錢」是放諸四海皆準的道理。他們發現，關鍵其實潛藏在一個微小到幾乎難以察覺的瞬間：火星塞的點火時機，也就是「點火正時」。

如果能把點火的精準度控制在「兩毫秒」以內，這大約是你眨眼時間的百分之一到千分之一！引擎效率就能提升整整一成！這不僅意味著車子開起來更順暢，還能直接省下一成的油耗。那麼，要如何跨過這道門檻？答案就是：「電腦」的加入！

工程師們引入了「微控制器」（Microcontroller），你可以把它想像成一顆專注於特定任務的迷你電腦晶片。它能即時讀取引擎轉速、進氣壓力、油門深度、甚至異常爆震等各種感測器的訊號。透過內建的演算法，在千分之一秒、甚至微秒等級的時間內，精準計算出最佳的點火角度，並立刻執行。

從此，引擎的性能表現大躍進，油耗也更漂亮。這正是汽車電子控制單元（ECU）的始祖—專門負責點火的「引擎控制單元」（Engine Control Unit）。

ECU 的失控暴增與甜蜜的負荷

第一顆 ECU 的成功，在 1980 年代後期點燃了工程師們的想像：「這 ECU 這麼好用，其他地方是不是也能用？」於是，ECU 的應用範圍不再僅限於點火，燃油噴射量、怠速穩定性、變速箱換檔平順度、ABS 防鎖死煞車，甚至安全氣囊的引爆時機……各種功能都交給專屬的 ECU 負責 。

然而，問題來了：這麼多「小電腦」，它們之間該如何有效溝通？

為了解決這個問題，1986 年，德國的博世（Bosch）公司推出了一項劃時代的發明：控制器區域網路（CAN Bus）。你可以將它想像成一條專為 ECU 打造的「神經網路」。各個 ECU 只需連接到這條共用的線路上，就能將訊息「廣播」給其他單元。

更重要的是，CAN Bus 還具備「優先通行」機制。例如，煞車指令或安全氣囊引爆訊號這類攸關人命的重要訊息，絕對能搶先通過，避免因資訊堵塞而延誤。儘管 CAN Bus 解決了 ECU 之間的溝通問題，但每顆 ECU 依然需要獨立的電源線、接地線，並連接各種感測器和致動器。結果就是，一輛汽車的電線總長度可能達到 2 到 4 公里，總重量更高達 50 到 60 公斤，等同於憑空多載了一位乘客的重量。

另一方面，大量的 ECU 與錯綜複雜的線路，也讓「電子故障」開始頻繁登上汽車召回原因的榜首。更別提這些密密麻麻的線束，簡直是設計師和維修技師的惡夢。要檢修這些電子故障，無疑讓人一個頭兩個大。

汽車電子革命：從「百腦亂舞」到集中治理

到了2010年代，汽車電子架構迎來一場大改革，「分區架構（Zonal Architecture）」搭配「中央高效能運算（HPC）」逐漸成為主流。簡單來說，這就像在車內建立「地方政府＋中央政府」的管理系統。

可以想像，整輛車被劃分為幾個大型區域，像是車頭、車尾、車身兩側與駕駛艙，就像數個「大都會」。每個區域控制單元（ZCU）就像「市政府」，負責收集該區所有的感測器訊號、初步處理與整合，並直接驅動該區的馬達、燈光等致動器。區域先自理，就不必大小事都等中央拍板。

而「中央政府」則由車用高效能運算平台（HPC）擔任，統籌負責更複雜的運算任務，例如先進駕駛輔助系統（ADAS）所需的環境感知、物體辨識，或是車載娛樂系統、導航功能，甚至是未來自動駕駛的決策，通通交由車輛正中央的這顆「超級大腦」執行。

乘著這波汽車電子架構的轉型浪潮中， 2008 年成立的台灣本土企業威力暘電子，便精準地切入了這個趨勢，致力於開發整合 ECU 與區域控制器（Domain Controller）功能的模組化平台。他們專精於開發電子排檔、多功能方向盤等各式汽車電子控制模組。為了確保各部件之間的溝通順暢，威力暘提供的解決方案，就像是將好幾個「分區管理員」的職責，甚至一部分「超級大腦」的功能，都整合到一個更強大的硬體平台上。

這些模組不僅擁有強大的晶片運算能力，可同時支援 ADAS 與車載娛樂，還能兼容多種通訊協定，大幅簡化車內網路架構。如此一來，車廠在追求輕量化和高效率的同時，也能顧及穩定性與安全性。

萬無一失的「汽車大腦」：威力暘的四大策略

然而，「做出來」與「做好」之間，還是有差別。要如何確保這顆集結所有功能的「汽車大腦」不出錯？具體來說，威力暘電子憑藉以下四大策略，築起其產品的可靠性與安全性：

1. AUTOSAR ： 導入開放且標準化的汽車軟體架構 AUTOSAR。分為應用層、運行環境層（RTE）和基礎軟體層（BSW）。就像在玩「樂高積木」，ECU 開發者能靈活組合模組，專注在核心功能開發，從根本上提升軟體的穩定性和可靠性。
   
2. V-Model 開發流程：這是一種強調嚴謹、能在早期發現錯誤的軟體開發流程。就像打勾 V 字形般，左側從上而下逐步執行，右側則由下而上層層檢驗，確保每個階段的安全要求都確實落實。
   
3. 基於模型的設計 MBD（Model-Based Design）： 威力暘的工程師們會利用 MatLab®/Simulink® 等工具，把整個 ECU 要控制的系統(如煞車)，用數學模型搭建起來，然後在虛擬環境中進行大量的模擬和測試。這等於在實體 ECU 誕生前，就能在「數位雙生」世界中反覆演練、預先排除設計缺陷，，並驗證安全機制是否有效。
   
4. Automotive SPICE (ASPICE) ： ASPICE 是國際公認的汽車軟體「品質管理系統」，它不直接評估最終 ECU 產品本身的安全性，而是深入檢視團隊在軟體開發的「整個過程」，也就是「方法論」和「管理紀律」是否夠成熟、夠系統化，並只根據數據來評估品質。

既然 ECU 掌管了整輛車的運作，其能否正常運作，自然被視為最優先項目。為此，威力暘嚴格遵循汽車業中一本堪稱「安全聖經」的國際標準：ISO 26262。這套國際標準可視為一本針對汽車電子電氣系統（特別是 ECU）的「超嚴格品管手冊」和「開發流程指南」，從概念、設計、測試到生產和報廢，都詳細規範了每個安全要求和驗證方法，唯一目標就是把任何潛在風險降到最低

有了上述這四項策略，威力暘確保其產品從設計、生產到交付都符合嚴苛的安全標準，才能通過 ISO 26262 的嚴格檢驗。

然而，ECU 的演進並未就此停下腳步。當ECU 的數量開始精簡，「大腦」變得更集中、更強大後，汽車產業又迎來了新一波革命：「軟體定義汽車」（Software-Defined Vehicle, SDV）。

軟體定義汽車 SDV：你的愛車也能「升級」！

未來的汽車，會越來越像你手中的智慧型手機。過去，車輛功能在出廠時幾乎就「定終身」，想升級？多半只能換車。但在軟體定義汽車（SDV）時代，汽車將搖身一變成為具備強大運算能力與高速網路連線的「行動伺服器」，能夠「二次覺醒」、不斷升級。透過 OTA（Over-the-Air）技術，車廠能像推送 App 更新一樣，遠端傳送新功能、性能優化或安全修補包到你的車上。

不過，這種美好願景也將帶來全新的挑戰：資安風險。當汽車連上網路，就等於向駭客敞開潛在的攻擊入口。如果車上的 ECU 或雲端伺服器被駭，輕則個資外洩，重則車輛被遠端鎖定或惡意操控。為了打造安全的 SDV，業界必須遵循像 ISO 21434 這樣的車用資安標準。

威力暘電子運用前面提到的四大核心策略，確保自家產品能符合從 ISO 26262 到 ISO 21434 的國際認證。從品質管理、軟體開發流程，到安全認證，這些努力，讓威力暘的模組擁有最高的網路與功能安全。他們的產品不僅展現「台灣智造」的彈性與創新，也擁有與國際大廠比肩的「車規級可靠度」。憑藉這些實力，威力暘已成功打進日本 YAMAHA、Toyota，以及歐美 ZF、Autoliv 等全球一線供應鏈，更成為 DENSO 在台灣少數核准的控制模組夥伴，以商用車熱系統專案成功打入日系核心供應鏈，並自 2025 年起與 DENSO 共同展開平台化量產，驗證其流程與品質。

毫無疑問，未來車輛將有更多運作交由電腦與 AI 判斷，交由電腦判斷，比交由人類駕駛還要安全的那一天，離我們不遠了。而人類的角色，將從操作者轉為監督者，負責在故障或斷網時擔任最後的保險。透過科技讓車子更聰明、更安全，人類甘願當一個「最弱兵器」，其實也不錯！

疫情期間學烹飪，再拍照上傳社群網站，是凡夫俗子的成果發表；將煮義大利麵的心得筆記，發表在《流體物理學》（Physics of Fluids）期刊上，^[1]則是科學家的華麗炫技。

煮麵的動機

美國伊利諾大學Sameh Tawfick副教授的實驗室，專攻靈活可變形的纖維和有彈性的結構，所產生的「流體結構交互作用」（fluid structure interaction）。「過去幾年老是開玩笑，說義大利麵的黏著力與我們的研究息息相關」，他說團隊發覺分析麵條力學質地的轉變，「可以體現黏著力、力學質地和烹煮熟度的關聯。」^[2]

以上研究動機有聽沒懂，無所謂。煮麵要緊。

煮麵的方法

當 COVID-19 疫情襲來，學生與博士後研究人員，開始在家中和實驗室裡煮義大利麵。^[2]

他們在實驗室裡，用的不是鍋子和瓦斯爐等通俗的烹飪設備，而是燒杯與加熱板。^[3]加熱板是一種有發熱平面的機器，比開放式的火源安全。^[4]

依照一般食譜的建議，煮義大利麵的步驟，是先把麵條扔進大滾的鹽水中，等熟了再撈出來瀝乾。^[5]不過，實驗的這個部份沒加鹽，大概是想把變數降到最低，後面再討論食鹽的作用。以滾水煮熟的麵條，在脫離水的時候，殘留的水份會在麵條之間形成「彎液面」，以「表面張力」把一根根的麵條黏在一起。^{[2, 3]}

_{左圖／參考資料3}

整個過程就像圖中所示，左側為二條（橙色）義大利麵條，被置在（粉色）加熱板上的燒杯內烹煮；中央是麵條離水；右邊則為局部放大圖，呈現義大利麵條之間的彎液面。

表面張力之所以會產生，是因為水分子與水分子之間，每個方向的引力本來都一樣，可以相互抵銷，然而到了水面就失衡了，因此有儲存能量的張力。 ^{[6, 7]}

_{右圖／參考資料3}

傳統義大利麵講求的口感，叫做「al dente」，意思是「煮到內硬外軟」，恰到好處。從物理的角度來看，水份由麵條表面，逐漸擴散進入內部，所以首先軟化的當然是最外層。吸水的過程中，麵條體積會隨之膨脹。煮愈久，效果愈明顯。下圖是研究團隊在觀察義大利麵「吸濕膨脹」（hygroscopic swelling）時，進行的量化紀錄。^[3]

圖片上方中間的麵條剖面，從圓心向外，由深至淺，有輕微的色彩變化。然而，水份達到飽和後的右上剖面，便不再有任何的顏色漸層，大概就是所謂煮過頭的狀態。^[3]

至於縱向的吸濕膨脹，則展示在下方。以最左邊的生麵條為比例尺，對照用 100 度 C 的滾水，分別烹煮 12、18、24、30 分鐘後的膨脹變化。整體而言，麵條剖面周長增加的比例，大於長度的成長比例。這是基於內部沒有與水接觸的核心，限制了麵條縱向的延展。^[3]

_{左圖／參考資料3}

所以，到底要怎麼做，才能擁有al dente的口感？

研究團隊發現義大利麵條達到 al dente 前，其周長與長度分別的膨脹率相比，所得的比率是3.5比1。一旦超過了，就會軟爛。^[2]此外，由於麵條煮愈久，離水時彼此相黏的部份就愈長。研究團隊認為，專業廚師也可以測量相黏長度，來推論起鍋時間，以後再將成熟的技術，推廣至普通民家…^[3]（原文口氣意外地認真。）總之，要知道煮好沒，不是用嘴試吃，也別拿錶計時，科學家的建議竟是用尺測量！

煮麵的鹽和光

明明義大利麵條的包裝上，都有建議的烹煮時間。為什麼科學家不直接告訴大家，煮多久能起鍋？原來如果照正常的煮法，在水中加食鹽，麵條的化學和力學特性都會起變化。比起用蒸餾水，鹽水不僅有助麵條膨脹，而且會增添嚼勁。^[3]此外，Sameh Tawfick 副教授解釋，滾水中的鹽量，會改變達到 al dente 所需的時間。有鑑於此，他未來要探討食鹽，在義大利麵膨脹時所扮演的角色。^[2]同時，這個研究正如一道照亮前程的光，或許會引領其他人，也來嘗試用簡單的方式，研究軟物質的特性。

1. Hwang J., Ha J., Siu R., Kim Y. S., and Tawfick S. (2022) ‘Swelling, Softening, and Elastocapillary Adhesion of Cooked Pasta’, Physics of Fluids, 34 (042105)
2. Physics Models Better Define What Makes Pasta Al Dente (Physics of Fluids, 2022)
3. Hwang J., Ha J., Siu R., Kim Y. S., and Tawfick S. (2022) ‘Swelling, Softening and Elastocapillary Adhesion of Cooked Pasta’, arXiv
4. Hot Plate Use and Safety in Laboratory (University of Wisconsin-Madison, 2013)
5. Spaghetti and Meatballs (Gourmet Traveller, 2018)
6. 第11章  有趣的界面現象（國立成功大學化學工程學系）
7. Chemical Science Lesson Plan: Hydrogen Bonding and Surface Tension (University of Illinois, 2010)
8. Enjoy better-cooked pasta with…physics and a ruler? (University of Illinois, 2022)

• 文／語星葉，與一隻米克斯黑狗簡單地生活在新竹，正在努力成為天文學家。

看星星，是大多數人接觸天文的契機。現今，看見滿天星斗對於被光害荼毒的都市人而言是一種奢侈，相較於古時夜無燈火，總有許多靜謐無光的夜晚，能讓人們一同仰望星空，思索空中的奧秘。多數星星安靜地閃爍，被人類賦予神話故事，成了現在為人所知的「星座」。另外，有少數幾顆不安分地移動著，它們的移動方式看似有規則，有時候卻會逆行，這些在天空中漫遊的星星，我們就稱之為「行星」 。

在極少數的情況，我們會發現過去未曾注意到的星點，猶如初來乍到的旅客，古時中國稱之為「客星」 ^[註一]。現在我們知道，這些看似新生的星，實則氣數已盡。利用強大的各波段望遠鏡，人類偵測到大量「新」光，並提出多種機制來解釋星光快速且劇烈改變的現象。

本文將介紹 3+1 種天文現象，分別為「新星（Nova）」、「超新星（Supernova）」和「極亮超新星（Superluminous supernova / Hypernova）」，以及「千級新星（Kilonova）」。前兩者的觀測歷史源遠流長，後兩者則歸功於現代發達的觀測技術，才讓我們得以一探究竟。

新星：我可一點都不年輕！

新星（Nova）來自拉丁文，有 「new」 之意。過去，人們仰望寧靜無波（一成不變）的星空時，若是偶然發現從未見過的星星，便稱之為「新星」。但如今我們知道，新星其實不是剛誕生的星，而是古老的小質量恆星，會在它們的生命終章──白矮星時期，突然變得異常明亮。

白矮星是小質量恆星死亡後的產物，緻密、溫度高，但亮度低，平常不易觀測。一般而言，白矮星是非常穩定的天體，但如果身邊有個伴，情況就不同了。若是白矮星和伴星互繞的距離過近，使得伴星的氫被吸向白矮星表面，並在其表面點燃核融合反應，產生劇烈的光度變化，讓白矮星成為用肉眼可見的「新星」。

近年，天文學家發現，新星的出現經常伴隨強烈的伽瑪射線，推測是來自新星爆發時產生的衝擊波。後續研究指出，新星的高光度也是以衝擊波作用為主，而不是來自表面的核融合反應，打破了以往既有的觀點。

超新星──宇宙中的燦爛花火

超新星（Supernova）顧名思義是新星的 Super 版，比「新星」更亮的星星──天文名詞總是取得如此淺顯易懂。超新星的光度遠超越新星，其形成機制也有所不同。

目前科學界認為超新星有兩種不同的形成機制，分別為「熱核超新星（Thermonuclear supernova）」與「核心塌縮超新星（Core-collapse supernova）」。

「熱核超新星（Thermonuclear supernova）」前身和新星一樣是白矮星，差別在於熱核超新星爆炸極具毀滅性。當白矮星的質量增加到「錢德拉賽卡極限（Chanfrasekhar limit）」，也就是臨界值時，引爆其核心的碳元素將劇烈爆炸，將使白矮星灰飛湮滅。質量增加是因為白矮星身邊有個伴，可能是兩個白矮星白頭偕老、最終合併，也可能和新星一樣是老少配，然後白矮星吸走年輕伴星的表面物質。但究竟是哪種配對導致熱核超新星爆炸，天文學家還在熱議。

「核心塌縮超新星（Core-collapse supernova）」則來自大質量恆星核心塌縮後造成的熱壓爆炸。當大質量恆星的核心燃料用罄，無法支撐極強的重力而塌縮時，就會產生巨量的熱能，並向外爆發。整個過程僅以秒計。爆發後，周圍形成漂亮的超新星殘骸，核心則塌縮成中子星或黑洞。

值得一提的是，超新星是少數能夠串聯古今天文學的研究領域。歷史上數個著名的超新星爆發事件，在世界各地的文明史料中皆能發現記錄。目前推測人類文明見過最亮的超新星事件是 SN1006（西元 1006 年），最亮時甚至比啟明更亮 ^[註二]，即使在白天仍可用肉眼看見，而且持續長達數星期。著名的梅西爾天體 M1（蟹狀星雲）也是超新星爆炸後的殘骸，自 1054 年的超新星爆發中產生，相關記錄散見史冊，而且至今仍是天文界炙手可熱的研究對象。

+1 的部分：極亮超新星

現代觀測技術的進步使超新星事件變得常見，有多部自動望遠鏡凝視著宇宙虛空，在星際間搜尋著超新星的亮光，這類計畫稱為巡天（Survey）計畫。在眾多的觀測數據中，天文學家注意到一類特別明亮的「極亮超新星」（令人不禁想吐槽天文學家如此單純的命名邏輯），這些超新星比一般情況亮了 2 個數量級以上，並且非常罕見。

到 2017 年止，人類僅觀測到約 100 顆極亮超新星。由於數據過少，天文學家對其形成機制的想像可謂瞎子摸象、暫無定論，目前仍歸類為超新星。那麼，極亮超新星究竟是超新星的超級版，抑或是來自不同的形成機制，唯有持續探向更遙遠無垠的古老宇宙，才有機會揭發這個謎團了。

千級新星──看見宇宙之音

「千級新星」是非常新的天文研究領域，研究過程也極具戲劇性。故事得從科學家研究重力波開始說起。

重力波是重力作用產生的時空漣漪。百年前，愛因斯坦的理論便預測其存在，但重力波非常微弱，連愛因斯坦本人都不相信人類有朝一日能偵測到重力波。直到 2015 年，人類才首次「聽」到兩顆黑洞合併產生的重力波 ^[註三]。不過，重力波的訊號指向性不佳，難以「聽音辨位」，也就是用重力波訊號回推事件發生地點。若我們能同時「看」到電磁輻射訊號（該事件發出的電磁波），便可蒐集更多更精確的數據，以了解究竟是在宇宙何處發生了什麼事。

令人難過的是，兩顆黑洞合併幾乎不會產生電磁輻射，因此無法用上述的方法獲得更多資訊。

後來，科學家發現，當兩顆中子星合併、或一顆中子星與一顆黑洞合併時，發出的重力波訊號雖較兩顆黑洞合併更弱、也更難偵測，但這兩種事件不只會產生重力波，也會發出電磁輻射，因此是重力波干涉儀的重要偵測目標。2010 年，天文物理學家探討了這兩種合併事件可能的電磁輻射樣態，得出的結論是和新星事件一樣會有劇烈的光度改變，而且最大亮度約是新星的千倍，於是命名為「千級新星（Kilonova）」。

千級新星的發光機制和超新星不同：超新星的光度主要來自爆炸產生的放射性鎳元素衰變，而千級新星則主要來自兩顆中子星，或中子星與黑洞碰撞合併時，大量發生的核反應——「中子捕獲作用」，此類核反應僅在極端物理環境下產生，是形成金、銀、鉛等重元素的重要機制。過去科學家認為宇宙中重元素的生產者是超新星，然而超新星爆炸的觀測數據卻發現，超新星事件發生的中子捕獲作用的「產能」並不足以支撐現有的重金屬比例，因此千級新星便躍上研究舞台，被認為是重元素的主要產地。

2017 年，LIGO 及 VIRGO 重力波干涉儀共同偵測到人類史上第一場雙中子星合併事件 GW170817。當時，世界各地的望遠鏡幾乎都暫時放下常規任務，爭相投入這場觀測馬拉松。最終的成果令人振奮，不但同時偵測到重力波與相應的電磁波源，分析結果也與千級新星理論預測的訊號相符，這代表我們首次觀測到了千級新星！

這場盛會更昭示了「多信使天文學」時代的來臨 ^[註四]。重力波探測與多波段電磁觀測的結合，替人類的宇宙探索之旅翻開嶄新的一頁。今日，科學家們正期待著下一對共舞的緻密天體搖響精密儀器的銀鈴，讓更多未解之謎得以撥雲見日。

宇宙看似恆常不變，然而在無盡好奇的驅使下，人類以最新科技突破既有的感官極限。我們洞見宇宙深邃瞬變的幽光，聆聽時空悠遠微弱的呢喃。宇宙「新」光的無盡奧秘，還有待來日的勤奮深掘。

註解

註一：客星指新出現的星，意義上包含彗星等在太陽系內遊走的天體，惟不在本文範疇。

註二：金星是地球的夜空中最明亮的星，清晨及黃昏也可見。古時稱金星出現於黃昏為「太白」、「長庚」，出現於清晨為「啟明」。

註三：人類聽見的聲音主要來自空氣分子的震盪，只要震盪頻率在 20~20000 Hz 的範圍，並且經由介質傳遞使耳膜震動，我們就能聽見。雖然重力波是時空震盪，無法直接以耳朵聽見，但概念上類似，因此常見到科學家將重力波訊號轉換成「音訊」，方便人們感受。

註四：多信使天文學（Multi-messenger astronomy）指利用多種訊號探索宇宙的現象。不同於早期僅以可見光探看宇宙，人類如今能夠探測光子、電磁波、微中子、重力波和宇宙射線等高能帶電粒子。透過這些訊號，可以傳達不同面向的資訊，協助我們拼湊出單一宇宙現象更細緻的原貌。GW170817 事件除了以重力波和電磁輻射觀測，亦有微中子觀測站參與，只是沒有找到相關聯的微中子訊號，因此理論在這方面尚未證實，有待解惑。

延伸閱讀

• 令人『震』驚的新星研究新發現 – A Nova Outburst Powered by Shocks
• 超新星 SN 1987A 30 週年超新星理論模型 – 科學月刊 Science Monthly
• 千級新星與重元素起源
• 宇宙中的金屬是怎麼來的？宇宙中重金屬元素的起源 – 科學月刊 Science Monthly
• 重力波：探測十三億光年外的黑洞合併──《宇宙的顫抖》 – PanSci 泛科學

1. Li, KL., Metzger, B.D., Chomiuk, L. et al. (2017). A nova outburst powered by shocks. Nat Astron 1, 697–702. https://doi.org/10.1038/s41550-017-0222-1
2. Aydi, E., Sokolovsky, K.V., Chomiuk, L. et al. Direct evidence for shock-powered optical emission in a nova. Nat Astron 4, 776–780 (2020). https://doi.org/10.1038/s41550-020-1070-y
3. Gal-Yam, A. (2019). The most luminous supernova. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 57, 305–333. https://doi.org/10.1146/annurev-astro-081817-051819
4. Metzger, B.D., Martínez-Pinedo, G., Darbha, S., Quataert, E., Arcones, A., Kasen, D., Thomas, R., Nugent, P., Panov, I.V., Zinner, N.T.. (2010). Electromagnetic counterparts of compact object mergers powered by the radioactive decay of r-process nuclei. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 406(4), 2650–2662. https://doi.org/10.1111/j.1365-2966.2010.16864.x
5. Smartt, S., Chen, TW., Jerkstrand, A. et al. (2017). A kilonova as the electromagnetic counterpart to a gravitational-wave source. Nature 551, 75–79 . https://doi.org/10.1038/nature24303