2009年，Gal-Yam 等在《自然》上把 SN 2007bi 解释为一颗约 200 M☉ 恒星的对不稳定爆炸。这篇文章的判断是：对不稳定超新星在理论上几乎不可避免，但在观测上仍没有一例被确认；候选体的增多更多暴露了模型简并，而不是补上了证据链。
理论：当对产生抽走压力
1960年代 Rakavy 与 Shaviv 已讨论大质量恒星中的对不稳定性。按 Heger & Woosley（2002）的计算，氦核约 64–133 M☉ 时，核心温度接近 10^9 K，高能光子产生电子-正负电子对，绝热指数降到 4/3 以下，压力支撑失效，核心收缩并点燃氧燃烧，释放能量足以把整颗星炸散，不留中子星或黑洞。这是“理论自洽要求”级别的预言；32–64 M☉ 则可能只发生脉冲式对不稳定，多次喷发而不完全瓦解。把恒星比作压力锅并不完全成立：恒星没有刚性锅壁，广义相对论、对流和旋转都会移动临界质量。
观测：候选体为何都不够硬
SN 2007bi 的亮度、慢衰减和晚期货层光谱曾被当作对不稳定超新星的证据。但同样形态可由 10–50 M☉ 的 56Ni 放射性衰变驱动，也可由磁星供能或大质量核心坍缩拟合；仅凭光变宽度无法唯一反演前身星质量。这里的证据等级是“间接推断”，分歧集中在 56Ni 产额是否真达到理论值。2019 年 SN 2016iet 被解释为低金属丰度环境中的对不稳定或脉冲对不稳定候选，仍未确认。直接观测：零。极贫金属星中某些元素丰度模式也被归因于这类爆炸（Aoki et al. 2014），但恒星大气混合会改写印记，只能算“纯假说”到“间接推断”之间。
另一条线索：黑洞质量间隙
若对不稳定爆炸完全瓦解，约 50–120 M☉ 的黑洞应稀少。LIGO/Virgo 的 GW190521 给出约 85+66 M☉ 的并合（90% 置信区间约 79–92 与 57–75 M☉），残余约 142 M☉，主质量落在间隙内；这可能挑战简单图景，也可能说明它本身是先前并合的产物。证据等级为“间接推断”，依赖前身星演化与并合历史。
关键数据
氦核 64–133 M☉；脉冲区间 32–64 M☉；峰值光度 10^43–10^44 erg/s；抛射物 50–100 M☉；56Ni 10–50 M☉；黑洞间隙约 50–120 M☉。数值均随反应率、金属丰度和质量损失 prescription 变化。
争议焦点
一方认为质量窗口与低金属丰度条件清晰，对不稳定超新星应当存在；另一方认为质量损失、双星相互作用和 12C(α,γ)16O 反应率不确定性可移动甚至关闭窗口。学界没有共识，观测也缺少“冒烟枪”。测量链从光变峰值到扩散时间、从晚期货层光谱到 56Ni 质量、从宿主金属丰度到质量损失历史，每一步都有距离、消光、CSM 相互作用和非局部热动平衡误差。
边界
已知：机制清楚，候选体若干，引力波对质量间隙有约束。卡住的地方：临界质量精确值、反应率、双星效应、第一代恒星中的实际发生率。下一步需要更大视场的瞬变巡天、JWST 对高红移低金属丰度宿主的观测，以及 50–120 M☉ 黑洞分布的统计。对不稳定超新星也许不是“看不见”，而是我们还没把简并打掉。
参考文献
- Heger & Woosley 2002, ApJ 567, 532
- Gal-Yam et al. 2009, Nature 462, 624
- Gomez et al. 2019, ApJ 881, 87
- Abbott et al. 2020, PRL 125, 101102
- Aoki et al. 2014, Science 345, 912