當勞倫斯1930年代初在伯克利發(fā)明回旋加速器時，他大概沒想到這個裝置會大大改變當地的科學面貌。在那之后的幾十年里，伯克利在核物理領域一直出類拔萃，涌現了好幾位諾貝爾物理、化學獎獲得者。勞倫斯1958年去世時，他在那里創(chuàng)建的兩個國家實驗室都隨即以他的名字命名。（著名華裔物理學家吳健雄（Chien-Shiung Wu）是勞倫斯的學生。）

伯克利的諾貝爾獎獲得者包括1968年獲物理獎的阿爾瓦雷茨（Luis Alvarez）。他在加速器上取得出色成就之后,逐漸移情別戀。1970年代中期，阿爾瓦雷茨偶然得知物理學家、“高露潔”牙膏公司的創(chuàng)始人后代高露潔（Stirling Colgate）在設計自動化天文望遠鏡尋找超新星，他便立刻指示他的學生關注。

阿爾瓦雷茨沒有高露潔那樣得天獨厚的遺產，但伯克利也不是窮地方。在1980年代初，高能物理與宇宙學的合流已然水到渠成，美國國家科學基金會專門在主持加速器的國家實驗室資助兩個研究宇宙學的新機構：一個是芝加哥的費米實驗室，一個是伯克利的“粒子天體物理中心”（Center for Particle Astrophysics）。阿爾瓦雷茨順坡下驢，沒有糾纏“粒子”這個限制詞，直接便奔“天體物理”而去，在這個有錢的中心里設立了超新星項目。

在人類歷史上，記載天空中突然出現平常沒有的“新星”，可追溯到公元前的一些壁畫、雕刻中。中國的古籍中有著相當多“客星”、“妖星”的蹤影，能被現代觀測佐證的有公元185年（東漢）、393年（東晉）、1006和1054年（北宋）等早期記載。

中國明朝（1414年）時編撰的古籍《歷代名臣奏議》中有關1054年（宋仁宗至和二年）超新星出現的記錄

在西方，影響比較大的是1572年的11月初的一顆新星。天文學家第谷做了細致觀測，并引以為據指出亞里士多德永恒不變的天球學說之謬誤。那時中國已是明朝，宰相張居正曾借這顆客星的出現督促新登基的萬歷皇帝自省修身。

30多年后的1604年10月初，又一顆明亮的新星出現。第谷已經去世，這次跟蹤觀測的是他的學生開普勒，還有伽利略等。

開普勒在1606年描繪的超新星。該超新星出現在蛇夫座的“蛇夫”右腳踝處（以字母N標記）

當沙普利與柯蒂斯在1920年的大辯論中探討星云是否是銀河一部分時，偶然出現的新星也是他們各自的論據之一?？碌偎拐J為星云中新星出現頻繁，說明它們是遠處獨立的星系。沙普利則回應道，某些新星看起來非常明亮，距離我們應該不會太遠。他們各執(zhí)一詞，誰也沒法說服對方。

兩人的這一爭論直到1931年才初見分曉。茲威基與巴德在威爾遜山上通過系統(tǒng)觀測確定新星并不整齊劃一：有些新星確實會比其它的亮太多，最亮時甚至能蓋過它所在的整個星系。沙普利的推論沒有根據，新星異常明亮并不是因為它們距離近。

為了區(qū)別于一般常見的星星，突顯這一偶爾出現的新星，茲威基和巴德創(chuàng)造了一個新名詞：超新星。他們?yōu)槌滦亲隽斯庾V測量，結果很奇怪：光譜中幾乎看不到宇宙中無所不在的氫元素的蹤跡。

茲威基當時剛剛提出了暗物質概念。這時他又一次大膽設想，指出超新星爆發(fā)是因為普通恒星在核燃料耗盡之后內核急劇塌縮，成為中子星而釋放出的巨大能量所致。兩人在1934年初發(fā)表了兩篇論文，并在美國物理學會的年會上宣講。那時中子才剛剛被發(fā)現一年多，中子星的概念如同暗物質一樣匪夷所思，所有人都只把它當作茲威基的又一瘋言瘋語。

茲威基沒有氣餒，他自己設計了一座小型望遠鏡專門尋找超新星。那是帕洛瑪山上的第一座天文望遠鏡。

同在威爾遜山上的閔可夫斯基在1940年又發(fā)現一顆超新星。與茲威基和巴德觀測的相反，這顆星的光譜幾乎完全由氫元素主宰。由此看來，超新星也存在不同的類別。閔可夫斯基按照羅馬數字把原來不含氫元素的超新星叫做I型，而這新發(fā)現的充滿氫元素的種類定為II型。

早在20世紀初，天文學家赫茨普龍和羅素根據哈佛天文臺積累的光譜數據和與之相伴的“哦，做個好女孩，親親我”分類總結出恒星有三大類型：普通的“主序星”（main sequence）、比較亮的“巨星”（giant）和比較暗淡的“矮星”（dwalf）。它們之中根據光譜的色澤還可以再細分。

太陽就是一顆主序恒星，基本上完全由氫（75%）、氦（24%）兩種最輕的元素構成。太陽巨大，自身引力會將所有的質量吸引到中心而塌縮。好在這強勁的引力同時也在內部形成高溫高壓，導致氫原子發(fā)生核聚變而成為氦。這個核反應產生大量光子、中微子向外輻射，不僅給地球帶來光和熱，同時也為太陽提供了抗御引力塌縮的能量。太陽內部的核反應速度與其引力大小息息相關，正好達成動態(tài)平衡，保持太陽自身的穩(wěn)定。這個精巧的平衡態(tài)已經持續(xù)了46億年，還會延續(xù)至少50億年。到那時，太陽內部的氫將基本耗盡，不再有足夠的能量抵御引力，太陽的內核會發(fā)生第一次塌縮。塌縮時短暫釋放的能量將外圍的炙熱氣體推開而膨脹，吞噬距離最近的水星、火星。這時，太陽變成一顆“紅巨星”。如果地球尚未同時被毀滅，也已經不可能有任何生命能繼續(xù)存活——除非那時地球上的生命 “帶著地球去流浪”于遠離太陽的宇宙中。再往后，塌縮后的太陽內核壓力更大，能繼續(xù)以氦為燃料進行熱核聚變，產生碳、氧。當氦燃料也被消耗殆盡，只剩下難以聚變的碳和氧時，太陽會再一次塌縮，成為一顆“白矮星”。

白矮星也是哈佛的皮克林和他的后宮管家弗萊明在1910年確認的。羅素對這種發(fā)白光卻又昏暗的星體大惑不解。皮克林頗為驕傲地回應：正是這樣的奇異會帶來我們知識的進步。（"It is just these exceptions that lead to an advance in our knowledge."）但是，皮克林不可能想象到白矮星在人類對宇宙的認知中會起到的作用。

1930年7月31日，不滿20歲的小伙子錢德拉塞卡（Subrahmanyan Chandrasekhar）在孟買登上特里斯蒂諾（Lloyd Triestino）號意大利郵輪。他兩年前已經在英國王家學會會刊上發(fā)表了一篇物理論文。在獲得印度政府一項獎學金后，他決定前往劍橋深造。

劍橋的愛丁頓和福勒（Ralph Fowler）都對白矮星的構造深感興趣。福勒的學生狄拉克剛剛博士畢業(yè)，他推廣費米的電子氣理論，建立了針對量子力學中費米粒子的“費米-狄拉克統(tǒng)計”（Fermi–Dirac statistics）。福勒意識到到那應該正是白矮星的狀態(tài)：因為白矮星在塌縮后密度非常高，剩下的碳和氧已經不再是完整的原子，而是被“壓碎”成帶正電的原子核與帶負電的自由電子氣。因為“泡利不相容原理”（Pauli exclusion principle），電子不能同時處于相同的能量態(tài)上，只能按照費米-狄拉克統(tǒng)計逐級占據越來越高的能量態(tài)。這相當于電子之間有源自量子力學的額外排斥力，可以與引力抗衡。二者的平衡決定了白矮星的大小。這個模型完美地解釋了白矮星的存在和穩(wěn)定性。

在錢德拉塞卡登船前往劍橋的兩年前，著名德國物理學家索末菲（Arnold Sommerfeld）曾到印度講學。錢德拉塞卡擅自找到索末菲的房間拜訪，兩人討論了一整晚。大師給好學的少年講解了最前沿的費米-狄拉克統(tǒng)計和白矮星理論，還給他留下了論文資料。

在特里斯蒂諾號郵輪上，錢德拉塞卡沒日沒夜地研究論文。他很快發(fā)現了福勒的一個疏忽：只用了經典的量子理論。在錢德拉塞卡看來，當電子因為彼此不相容而被排斥到越來越高的能量態(tài)時，它們的速度會越來越大而接近光速，進入相對論范疇。于是他在福勒的模型中加上狹義相對論修正，得出了更完整的結果。他還意外的發(fā)現：白矮星的大小會有一個確定的上限，如果星體的總質量超過這個極限，就不可能穩(wěn)定。

到劍橋后，錢德拉塞卡在福勒和愛丁頓的指導下只用了3年就獲得了博士學位。期間他還應邀分別到量子力學的圣地哥廷根、哥本哈根訪學，受到了玻恩、玻爾的教誨，但他對白矮星模型的推廣卻一直無法得到導師的理解和首肯。

在劍橋時的錢德拉塞卡

1935年1月，錢德拉塞卡終于得到英國王家天文學會邀請，在年會上宣讀他的成果。不料，愛丁頓站出來指責他畫蛇添足，把福勒原已解決的問題再度攪亂。愛丁頓質問道，如果質量太大的恒星最后不能變成白矮星，那還能成為什么？自然法則是不會讓星球陷入荒誕的絕境的！

愛丁頓所謂的荒誕絕境便是當時已經有了理論概念的黑洞。他無法接受錢德拉塞卡為黑洞提供了一個可能的途徑：如果過大的星球不能塌陷成白矮星，那勢必會成為黑洞——他們也沒顧及大洋彼岸的茲威基剛剛提出的中子星概念。

錢德拉塞卡在愛丁頓的突然襲擊面前手足無措。他后來輾轉求助于泡利、玻爾、狄拉克等，希望他們能公道地助上一臂之力。然而，這些人雖然在私下里都肯定了他的理論，卻沒有一個人愿意公開與愛丁頓找別扭。事實上，蘇聯的朗道也獨立地得出了與錢德拉塞卡相同的結論。不過，朗道認為這只說明量子力學在白矮星的極端條件下不適用。

由于愛丁頓后來繼續(xù)在國際學術會議上抨擊錢德拉塞卡，加之他在天文學界的崇高威望，使得錢德拉塞卡的理論被埋沒了二十多年無人問津。錢德拉塞卡后來遠渡重洋來到美國，在芝加哥大學任教，奧斯特里克就是他培養(yǎng)的博士之一。

直到1950年代，錢德拉塞卡的白矮星模型理論再度被學術界接受，并稱之為“錢德拉塞卡極限”（Chandrasekhar limit）。這是他半世紀前還是小青年時在特里斯蒂諾號郵輪上推導的結果，1983年終于因此榮獲諾貝爾獎。

即使在風格迥異的物理學家群體中，阿爾瓦雷茨也是一個獨特的角色。他不僅在粒子物理上成績顯著，而且經常撈過界。當肯尼迪（John Kennedy）總統(tǒng)遇刺身亡、暗殺過程充滿疑云時，阿爾瓦雷茨發(fā)揮他的光學專長，對現場照片進行精細分析，認可了官方單一子彈造成肯尼迪死亡的結論。他還曾組織團隊利用宇宙射線對埃及金字塔進行穿透性檢驗，“證明”金字塔內沒有隱藏的暗室。最著名的還是他與作為地質學家的兒子一起提出恐龍的滅絕是因為一顆巨大的隕星轟擊地球，毀滅了恐龍的生存環(huán)境。他們的這一觀點得到很多地質考察的佐證。

阿爾瓦雷茨還不滿足。他注意到歷史上曾經出現過的幾次生物大滅絕所間隔的時間比較確定：大約2千6百萬年。巨大隕星與地球的碰撞是極其罕見的偶然事件，不應該存在周期規(guī)律。阿爾瓦雷茨便大膽設想太陽其實還有一顆伴星，二者因為引力的牽制互相繞行。每隔2千6百萬年，兩顆星的位置會趨近。那顆伴星的額外引力會將更多的彗星、隕石帶進太陽系，為地球招來天外橫禍。他們按照希臘神話為這顆星取了個名字：“涅墨西斯”（Nemesis），即“宿敵”。

當珀爾馬特1981年從哈佛畢業(yè)到伯克利上研究生時，就被阿爾瓦雷茨抓差，讓他以尋找涅墨西斯為論文題目。1986年，他順利獲得博士學位，卻依然沒有發(fā)現涅墨西斯蹤影。

目前還沒有證據表明太陽真的有這么一個宿敵。如果確實的話，太陽這樣的孤星其實并不多見。在宇宙中，大約四分之三的恒星都會有至少一顆伴星。人類最早觀察到的白矮星便是夜空中最明亮的天狼星（Sirius）的伴星。

珀爾馬特畢業(yè)后留在伯克利做博士后，不是為了繼續(xù)尋找涅墨西斯，而是回到他來這里的初衷：探索宇宙的秘密。在1980年代，超新星的價值逐漸被越來越多的天文學家認識，尤其是茲威基和巴德最初觀察到的I型超新星——或更準確地，已經再被細分的Ia型超新星。

陰錯陽差，茲威基在1930年代提出的恒星塌縮成中子星從而引爆超新星的理論大體并沒錯，只是并不適用于他與巴德發(fā)現的那些超新星。

因為錢德拉塞卡的發(fā)現，恒星內部的氫燃料消耗殆盡，內核塌縮時，接下來的過程與恒星的大小直接相關。如果恒星與太陽差不多，按照錢德拉塞卡極限——約1.44個太陽質量，恒星便會演變?yōu)榧t巨星并最終塌縮成白矮星。如果恒星質量超過這個極限，其內核的塌陷因為更大的壓力會狂暴得多，因此會如同茲威基想象地那樣成為中子星（在中子星內部，原子核也被“壓碎”，質子與電子合并，整個星體完全由中子組成）。如果星體更大，內核也的確會像愛丁頓擔心的那樣直接塌陷成為黑洞。這個過程釋放出強勁的沖擊波，將外圍大量的氫氣以接近光速的高速拋出。那便是超新星爆發(fā)。只是這個過程的光譜完全以氫元素為主，屬于閔可夫斯基后來才發(fā)現的II型超新星。

那么，茲威基、巴德先觀察到的、光譜中不含氫元素的超新星又是怎么來的呢？

質量比較小的恒星塌縮成白矮星之后，雖然自身已經“死亡”，內部不再有核反應提供能量，但它也并非靜如止水。

絕大部分白矮星有著自己的伴星。當兩顆星接近時，白矮星的引力會汲取其伴星外圍的氣體物質而自我增大。時不時地，這些氫氣會在白矮星的表面凝聚并發(fā)生“氫彈”爆炸，那就是我們在地球上能看到的新星。新星的出現比超新星更為頻繁，但沒有超新星明亮。

更為壯觀的是，當一顆本來已經接近錢德拉塞卡極限的白矮星因為汲取伴星的物質而超越這個極限時，錢德拉塞卡發(fā)現的不穩(wěn)定性便“發(fā)作”了，引發(fā)白矮星的整體核爆炸。這個劇烈的爆炸是毀滅性的，將整個白矮星炸成徹底的“碎片”。

這便是Ia型超新星。因為白矮星本身不含氫，其光譜中也就沒有氫元素成分。

白矮星（右）與伴星的藝術想象圖。白矮星的引力在汲取伴星外層的物質。當白矮星的質量達到錢德拉塞卡極限后，就會爆炸成為Ia型超新星

即使爆炸得如此徹底，其后果也不是無影無蹤。爆炸碎片所形成的殘骸在幾百年、幾千年后還能辨認。羅斯伯爵曾用他的望遠鏡觀察一個星云的形狀，將其命名為“蟹狀星云”（Crab Nebula），后來被證實就是中國古籍中1054年那次超新星爆發(fā)的遺跡。

正是這樣的遺骸佐證了歷史上超新星的記載（同時也為古籍中的歷史年代提供了科學的線索），也證實古代那些異常明亮的超新星都屬于Ia型：白矮星的爆炸。

對于現代天文學家來說，Ia型超新星更具備著非同小可的現實科學意義。因為白矮星的爆炸只會發(fā)生在其質量達到錢德拉塞卡極限之際，所有這類超新星都有著同樣的質量、同樣的大小。它們都發(fā)生了完全相同的爆炸，釋放出一模一樣的能量，也就發(fā)出了彼此毫無差異的光強。

也就是說，無論它們發(fā)生在宇宙的哪一個角落，無論它們相距我們多遠，Ia型超新星的內在亮度都是已知的——它正是天文學家夢寐以求的標準燭光。在地球上我們能夠測量出它們的視覺亮度，兩相對比就可以準確計算出它們的距離。

1908年，哈佛后宮中的勒維特發(fā)現造父變星的光強與周期關系，大大地延伸了測量宇宙距離的階梯。她是用造父變星的周期來推算其內在亮度，從而計算距離。勒維特的周光關系是其后將近一個世紀天文學測量的基本定律，是哈勃等人發(fā)現宇宙膨脹的基石。

但造父變星有所局限。遙遠的星系光亮暗淡，無法辨認其中的變星。因此，哈勃、桑德奇等人只好依賴一些沒有根據的近似來估算距離，后來被廷斯利等否證。尋找宇宙新的標準燭光，宇宙距離階梯的下一檔，在20世紀末成為天文學迫在眉睫的難題。

Ia型超新星正好就是現成的答案。它們也就成為珀爾馬特尋覓的目標。

第谷、開普勒分別見到的那兩顆超新星明亮異常，即使白天也很容易看見。它們不僅是Ia型超新星，而且就發(fā)生在銀河之中，距離我們相當地近。在那之后，人們曾戲謔，只有當人間出現巨星級的天文學家時，天上才會有那么明亮的新星出現。讓赫歇爾、羅斯伯爵、哈勃等后來人氣結的是，那樣的輝煌卻再也沒能出現過：1604年的那顆“開普勒超新星”是迄今銀河系中最后一顆肉眼可見的超新星。茲威基、巴德等后來都是通過天文望遠鏡才能搜尋到遠處的超新星。

平均而言，超新星在每個星系中都是百年一遇的稀罕。但這難不倒天文學家，因為宇宙中星系的數量是同樣的巨大。只要能充分運用現代科技，同時觀察大面積的天空，在視野內有大量的星系，它們之中都有可能出現超新星的機會。

更大的困難來自超新星的特性。造父變星是周期性的，找到后可以經年累月地反復測量，完全確定其光強變化曲線。超新星卻只是一次性的偶然事件，如果沒有在其爆發(fā)時及時地捕捉到，便永遠地失去這個機會。更有甚者，要確定一顆超新星是否屬于Ia型，還必須測量到完整的光強變化曲線，尤其是光強尚未到達最高點時的初始數據。這就要求天文學家必須在遙遠的超新星尚未明顯時就能辨認、跟蹤觀測。

阿爾瓦雷茨和珀爾馬特在伯克利的團隊接受了這一挑戰(zhàn)。

來源：程鶚 的博客