不要误会，这次要说的FLASH可不是Macromedia公司出品的动画软件，而是芝加哥大学开发的数值模拟程序。其实本来是没有计划给此物单独撰文的，毕竟由于种种原因本人暂时无缘接触其细节，不过考虑FLASH连带其生成的结果给自己留下的印象极深，还是忍不住乱写几句自己知道的皮毛。

曾经有幸听过来自Alliance Flash Center的Donald Lamb的讲座，其中介绍了利用FLASH进行的Ia型超新星模拟。本人对FLASH后台的仅有了解即来源于此，简单说来，该程序具有自适应性，主要在并行计算机上运行，使用块状结构自适应网格来加速计算和提高精度。用户可以修改边界条件、选择不同的算法，还可以根据需要在其中增加物理因素。FLASH的适用对象很广泛，包括2维和3维的可压缩流体、磁流体、核反应网络、自引力及外部施加的引力、物态方程、热传导、辐射转移等等，且可用于直角坐标、柱坐标和球坐标。下面几张图片是FLASH计算结果的例子：

光致激波不稳定性

白矮星的新星爆发

中子星氦爆燃

中子星的相对论性吸积过程

听到Lamb的讲座是在2006年，次年芝加哥大学的新闻通报报道了Alliance Flash Center第一次对Ia型超新星引爆的成功3维模拟。这倒不是说之前没有模拟过超新星爆发的过程，不过这次是让超新星发生3维自然引爆，而没有人为引入爆发因素。之前的自然引爆只能在2维进行，因此真实性逊色了不少。

大家都知道Ia型超新星的重要意义，也就是宇宙学的标准测距烛光；大家也都知道Ia型超新星的前身，也就是超过钱德拉塞卡极限的白矮星。关于爆发机制，想当然的猜测是，当星体质量达到极限后，电子简并压不足以抗衡引力，因此核心温度压强上升，点燃核反应，整个白矮星作为球体爆炸。不过模拟得到的结果并没有这样简单。

爆发真正发生的时候往往是偏心而非严格球对称的。在这种情况下，物质累积导致的碳元素失控爆燃，随后的爆炸要归功于超音速过程。首先爆发点处形成燃烧泡，在一秒内燃烧泡上浮至白矮星表面，同时热物质流随之高速流出星体，在接下来的一秒汇聚撞击到对侧。撞击过程导致的局部压缩引起了爆发，随后将整个星体炸碎。这个过程的细节可以参考本站旧文Ia型超新星的爆发机制。

FLASH模拟的Ia型超新星爆发过程（图片提供：U.S. Department of Energy-supported Advanced Simulation and Computing / Alliance Center for Astrophysical Thermonuclear Flashes at the University of Chicago）

再现这样的过程并非易事。担任计算任务的是来自劳伦斯—利弗莫尔（Lawrence Livermore）、劳伦斯—伯克利（Lawrence Berkeley）和阿尔贡（Argonne）国家实验室的超级计算机们，如阿尔贡的蓝色基因/P。2007年初芝加哥大学公布的计算总共动用了768个处理器，总计算时间58000小时。考虑由此得出的理论收益，耗费的时间倒也值得。

举个例子，比如Ia型超新星存在所谓的菲利普斯（Phillips）关系，光度越低则衰减越快。关于这个关系的起源，FLASH的模拟计算给出了一些解释：支配超新星光变的镍元素产量取决于爆燃泡的大小，而爆燃泡的大小又依赖于初始条件。这样在不同的初始条件下，就会获得不同的光变曲线。同时仅在自引力束缚下发生的爆燃得到了重现，传统模型中一维优于高维的原因也有了理论解释。

传统的观测手段只能了解爆发现象本身，而对背后的机理很难提供有效信息。FLASH的主要编写目的正是模拟天体物理环境下热核闪耀过程，包括其中的吸积、磁场、爆燃波前等细节。Alliance Flash Center在1997年成立之后，相当多的精力都花在了代码编写和验证方面，且还与罗彻斯特（Rochester）大学、劳伦斯—利弗莫尔国家实验室等机构做了实验对比。除了超新星以外，X射线暴、新星亦在模拟对象之列。不过由于FLASH专注于解决热核闪耀，对致密星自引力坍缩导致的II型或者Ib/Ic型超新星发挥不了太大的用场。