那些诺贝尔奖中包括1968年物理奖获得者阿尔瓦雷茨（Luis Alvarez）。在加速器上取得出色成就之后，他逐渐移情别恋。1970年代中期，他偶然得知物理学家、“高露洁”牙膏公司的创始人后代高露洁（Stirling Colgate）在设计自动化的天文望远镜寻找超新星，立刻指示自己的学生关注。
阿尔瓦雷茨没有高露洁那得天独厚的遗产，但伯克利也不是穷地方。在1980年代初，高能物理与宇宙学的合流已然水到渠成。美国国家科学基金会专门在主持加速器的国家实验室资助两个研究宇宙学的新机构，一个建在芝加哥的费米实验室，另一个就在伯克利，名为“粒子天体物理中心”（Center for Particle Astrophysics）。阿尔瓦雷茨顺坡下驴，没有纠缠“粒子”这个限制词，直接便奔“天体物理”而去，在这个有钱的中心里设立了超新星项目。
在人类历史上，天空中突然出现平常没有的“新星”的记录能追溯到公元前的一些壁画、雕刻中。中国的古籍中有着相当多“客星”、“妖星”的踪影，能被现代观测佐证的有公元185年（东汉）、393年（东晋）、1006和1054年（北宋）等早期记载。
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| 中国明朝（1414年）时编撰的古籍《历代名臣奏议》中有关1054年（宋仁宗至和二年）超新星出现的记录。 |
在西方影响比较大的是1572年的11月初的一颗新星。当时的天文学家第谷做了细致的观测，引以为据指出亚里士多德永恒不变的天球学说之谬误。那时中国已经是明朝，宰相张居正借这颗客星的出现督促新登基的万历皇帝自省修身。
30多年后的1604年10月初，又一颗明亮的新星出现。第谷已经去世，这次跟踪观测的是他的学生开普勒，还有伽利略等。
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| 开普勒在1606年描绘的超新星。该超新星出现在蛇夫座的“蛇夫”右脚踝处（以字母N标记）。 |
当沙普利与柯蒂斯在1920年的大辩论中探讨星云是否银河一部分时，偶然出现的新星也是他们各自的论据之一。柯蒂斯认为星云中新星出现频繁，说明它们是远处独立的星系。沙普利则回应道，某些新星看起来非常明亮，距离我们应该不会太远。在这一点上，他们各执一词，谁也没法说服对方。
他们的这一争论直到1931年才初见分晓。兹威基与巴德在威尔逊山上通过系统观测确定新星并不整齐划一。有些新星确实会比其它的亮太多，最亮时甚至能盖过它所在的整个星系。因此沙普利的推论没有根据，新星的异常明亮并不是因为它们距离近。为了突显这一区别，兹威基和巴德创造了一个新名词：超新星。
他们为超新星做了光谱测量，结果很奇怪：光谱中几乎看不到宇宙中无所不在的氢元素的踪迹。
兹威基当时刚刚提出了暗物质概念。这时他又一次大胆设想，指出超新星爆发是普通恒星在核燃料耗尽之后内核急剧塌缩，成为中子星而释放出的巨大能量所致。两人在1934年初发表了两篇论文，并在美国物理学会的年会上宣讲。那时中子才刚刚被发现一年多，中子星的概念如同暗物质一样匪夷所思。所有人都只把它当作兹威基的又一疯言疯语。
兹威基没有气馁，自己设计了一座小型望远镜专门寻找超新星。那是帕洛玛山上的第一座天文望远镜。
同在威尔逊山上的闵可夫斯基在1940年又发现一颗超新星。与兹威基和巴德观测的相反，这颗星的光谱几乎完全由氢元素主宰。显然，超新星也存在不同的类别。闵可夫斯基按照罗马数字把原来不含氢元素的超新星叫做I型，而这新发现的充满氢元素的种类定为II型。
早在20世纪初，天文学家赫茨普龙和罗素根据哈佛天文台积累的光谱数据和与之相伴的“哦，做个好女孩，亲亲我”分类总结出恒星有三大类型：普通的“主序星”（main sequence）、比较亮的“巨星”（giant）和比较暗淡的“矮星”（dwalf）。它们之中根据光谱的色泽还可以再细分。
太阳就是一颗主序恒星，基本上完全由氢（75%）、氦（24%）两种最轻的元素构成。因为太阳的巨大，自身引力会将所有的质量吸引到中心而塌缩。好在这强劲的引力同时也在内部形成高温高压，导致氢原子发生核聚变而成为氦。这个核反应产生大量光子、中微子向外辐射，不仅给地球带来光和热，也同时为太阳提供了抗御引力塌缩的能量。太阳内部的核反应速度与其引力大小息息相关，正好达成一个动态的平衡，保持太阳的稳定。这个精巧的平衡态已经持续了46亿年，还会延续至少50亿年。
在那之后，太阳内部的氢将基本耗尽。因为不再有足够的能量抵御引力，太阳的内核会发生第一次塌缩。塌缩时短暂释放的能量将外围的炙热气体推开而膨胀，吞噬距离最近的水星、金星。这时，太阳变成一颗“红巨星”。如果地球尚未同时被毁灭，也已经不可能有任何生命能继续存活——如果那时地球上还有生命，而他们没能“带着地球去流浪”的话。
再往后，塌缩后的太阳内核压力更大，能继续以氦为燃料进行热核聚变，产生碳、氧。当氦燃料也被消耗殆尽，只剩下难以聚变的碳和氧时，太阳会再一次塌缩，成为一颗“白矮星”。
白矮星也是哈佛的皮克林和他的后宫管家弗莱明在1910年确认的。罗素对这种发白光却又昏暗的星体大惑不解。皮克林颇为骄傲地回应：正是这样的奇异会带来我们知识的进步。（"It is just these exceptions that lead to an advance in our knowledge."）
他不可能想象到白矮星在人类对宇宙的认知中会起到的作用。
1930年7月31日，不满20岁的小伙子钱德拉塞卡（Subrahmanyan Chandrasekhar）在孟买登上特里斯蒂诺（Lloyd Triestino）号意大利邮轮。他两年前已经在英国王家学会会刊上发表了一篇物理论文。在获得印度政府一项奖学金后，他决定前往剑桥深造。
剑桥的爱丁顿和福勒（Ralph Fowler）那时都对白矮星的构造深感兴趣。福勒的学生狄拉克刚刚博士毕业。他推广费米的电子气理论，建立了针对量子力学中费米粒子的“费米-狄拉克统计”（Fermi–Dirac statistics）。福勒认识到那应该也正是白矮星的状态：因为白矮星在塌缩后密度非常高，剩下的碳和氧已经不再是完整的原子，而是被“压碎”成带正电的原子核与带负电的自由电子气。因为“泡利不相容原理”（Pauli exclusion principle），电子不能同时处于相同的能量态上，只能按照费米-狄拉克统计逐级占据越来越高的能量态。这相当于电子之间有源自量子力学的额外排斥力，可以与引力抗衡。二者的平衡决定了白矮星的大小。这个模型完美地解释了白矮星的存在和稳定性。
也是在钱德拉塞卡登船的两年前，著名的德国物理学家索末菲（Arnold Sommerfeld）到印度讲学。钱德拉塞卡擅自找到索末菲的房间拜访，两人讨论了一整晚。大师给好学的少年讲解了最前沿的费米-狄拉克统计和白矮星理论，还给他留下了论文资料。
于是钱德拉塞卡在特里斯蒂诺号邮轮上便没日没夜地研究论文。他很快发现了福勒的一个疏忽：他们只用了经典的量子理论。当众多的电子因为彼此不相容而被排斥到越来越高的能量态时，它们的速度会越来越大而接近光速，进入相对论范畴。钱德拉塞卡立刻在福勒的模型中加上狭义相对论修正，得出了更完整的结果。他还有了一个意外的发现：白矮星的大小会有一个确定的上限。如果星体的总质量超过这个极限，就不可能稳定。
到剑桥后，勤奋的钱德拉塞卡在福勒和爱丁顿的指导下只用了3年就获得了博士学位。期间他还应邀分别到量子力学的圣地哥廷根、哥本哈根访学，接受玻恩（Max Born）、玻尔的教诲。但他对白矮星模型的推广却一直无法得到导师的理解、首肯。
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| 在剑桥时的钱德拉塞卡。 |
1935年1月，钱德拉塞卡终于得到英国王家天文学会邀请，在年会上宣读他的成果。不料，爱丁顿随后立即站出来指责钱德拉塞卡画蛇添足，把福勒原已解决的问题再度搅乱。如果质量太大的恒星最后不能变成白矮星，爱丁顿质问道，那还能成为什么？自然法则是不会让星球陷入荒诞的绝境的！
爱丁顿心目中的荒诞绝境便是当时已经有了理论概念的黑洞。他无法接受钱德拉塞卡为黑洞提供了一个可能的途径：如果过大的星球不能塌陷成白矮星，那势必会成为黑洞——他们也还没有顾及到大洋彼岸兹威基刚刚提出的中子星概念。
刚过24岁的钱德拉塞卡在爱丁顿的突然袭击面前手足无措。他后来辗转求助于泡利、玻尔、狄拉克等，希望他们能公道地助上一臂之力。然而，这些人虽然在私下里都肯定了他的理论，却没有一个人愿意公开与爱丁顿找别扭。（在苏联，朗道也独立地得出了与钱德拉塞卡相同的结论。但他却认为这只说明量子力学在白矮星的极端条件下不适用。）
爱丁顿后来还继续在国际学术会议上抨击钱德拉塞卡。因为他在天文学界的崇高威望，钱德拉塞卡这一发现随即被埋没了二十多年无人问津。钱德拉塞卡因此对剑桥、英国失望透顶（虽然钱德拉塞卡觉得爱丁顿对他的攻击含有种族歧视成分，他们还是保持了至少表面上的私交友谊。钱德拉塞卡后来曾在爱丁顿的葬礼上致辞，盛赞后者的品德），他后来又远渡重洋来到美国，在芝加哥大学任教。奥斯特里克就是他在那里培养的博士之一。
直到1950年代，钱德拉塞卡的白矮星结果才再度被学术界发现、接受，被称之为“钱德拉塞卡极限”（Chandrasekhar limit）。1983年，他因为这个半世纪前还是小青年时在特里斯蒂诺号邮轮上的推导而荣获诺贝尔奖。
即使在风格迥异的物理学家群体中，阿尔瓦雷茨也是一个独特的角色。他不仅在粒子物理上成绩显著，而且经常捞过界。当肯尼迪（John Kennedy）总统遇刺身亡、暗杀过程充满疑云时，阿尔瓦雷茨发挥他的光学专长，对现场照片进行精细分析，认可了官方单一子弹造成肯尼迪死亡的结论。他还曾组织团队利用宇宙射线对埃及金字塔进行穿透性检验，“证明”金字塔内没有隐藏的暗室。但最著名的还是他与作为地质学家的儿子一起提出恐龙的灭绝是因为一颗巨大的陨星轰击地球，毁灭了恐龙的生存环境。他们的这一观点得到很多地质考察的佐证。
阿尔瓦雷茨还不满足。他注意到历史上曾经出现过的几次生物大灭绝所间隔的时间比较确定：大约2千6百万年。巨大陨星与地球的碰撞是极其罕见的偶然事件，不应该存在周期规律。阿尔瓦雷茨便大胆设想太阳其实还有一颗伴星，二者因为引力的牵制互相绕行。每隔2千6百万年，两颗星的位置会趋近。那颗伴星的额外引力会将更多的彗星、陨石带进太阳系，为地球招来天外横祸。他们按照希腊神话为这颗星取了个名字：“涅墨西斯”（Nemesis），即“宿敌”。
当珀尔马特1981年从哈佛毕业到伯克利上研究生时，就被阿尔瓦雷茨抓差，让他以寻找涅墨西斯为论文题目。1986年，他顺利获得博士学位，涅墨西斯却依然没有踪影。
目前还没有证据表明太阳真的有这么一个宿敌。如果确实的话，太阳这样的孤星其实并不多见。在宇宙中，大约四分之三的恒星都会有至少一颗伴星。人类最早观察到的白矮星便是夜空中最明亮的天狼星（Sirius）的伴星。
珀尔马特毕业后留在伯克利做博士后，不是为了继续寻找涅墨西斯，而是回到他来这里的初衷：探索宇宙的秘密。在1980年代，超新星的价值逐渐被越来越多的天文学家认识，尤其是兹威基和巴德最初观察到的I型超新星——或更准确地，已经再被细分的Ia型超新星。
阴错阳差，兹威基在1930年代提出的恒星塌缩成中子星从而引爆超新星的理论大体并没错，只是并不适用于他与巴德发现的那些超新星。
因为钱德拉塞卡的发现，恒星内部的氢燃料消耗殆尽，内核塌缩时，接下来的过程与恒星的大小直接相关。如果恒星与太阳差不多，在钱德拉塞卡极限——约1.44个太阳质量——之下，恒星便会演变为红巨星并最终塌缩成白矮星。如果恒星质量超过这个极限，其内核的塌陷因为更大的压力会狂暴得多，因此会如同兹威基想象地那样成为中子星（在中子星内部，原子核也被“压碎”，质子与电子合并，整个星体完全由中子组成）。如果星体更大，内核也的确会像爱丁顿担心的那样直接塌陷成为黑洞。这个过程释放出强劲的冲击波，将外围大量的氢气以接近光速的高速抛出。那便是超新星爆发。只是这个过程的光谱完全以氢元素为主，属于闵可夫斯基后来才发现的II型超新星。
那兹威基、巴德先观察到的、光谱中不含氢元素的超新星又是怎么来的呢？
质量比较小的恒星塌缩成白矮星之后，虽然自身已经“死亡”，内部不再有核反应提供能量，它也并非静如止水。
绝大部分白矮星有着自己的伴星。当两颗星接近时，白矮星的引力会汲取其伴星外围的气体物质而自我增大。时不时地，这些氢气体会在白矮星的表面凝聚并发生“氢弹”爆炸，那就是我们在地球上能看到的新星。新星的出现比超新星更为频繁，但没有超新星明亮。
更为壮观的是，当一颗本来已经接近钱德拉塞卡极限的白矮星因为汲取伴星的物质而超越这个极限时，钱德拉塞卡发现的不稳定性便“发作”了，引发白矮星的整体核爆炸。这个剧烈的爆炸是毁灭性的，将整个白矮星炸成彻底的“碎片”。
这便是Ia型超新星。因为是白矮星本身不含氢，其光谱中也就没有氢元素成分。
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| 白矮星（右）与伴星的艺术想象图。白矮星的引力在汲取伴星外层的物质。当白矮星的质量达到钱德拉塞卡极限后，就会爆炸成为Ia型超新星。 |
即使爆炸得如此彻底，其后果也不是无影无踪。爆炸碎片所形成的残骸在几百年、几千年后还能辨认。罗斯伯爵曾用他的望远镜观察一个星云的形状，将其命名为“蟹状星云”（Crab Nebula），后来被证实就是中国古籍中1054年那次超新星爆发的遗迹。
正是这样的遗骸佐证了历史上超新星的记载（同时也为古籍中的历史年代提供了科学的线索），也证实古代那些异常明亮的超新星都属于Ia型：白矮星的爆炸。
对于现代的天文学家来说，Ia型超新星更具备着非同小可的现实科学意义。因为白矮星的爆炸只会发生在其质量达到钱德拉塞卡极限之际，所有这类超新星都有着同样的质量、同样的大小。它们都发生了完全相同的爆炸，释放出一模一样的能量，也就发出了彼此毫无差异的光强。
也就是说，无论它们发生在宇宙的哪一个角落，无论它们相距我们多远，Ia型超新星的内在亮度都是已知的——它正是天文学家梦寐以求的标准烛光。在地球上我们能够测量出它们的视觉亮度，两相对比就可以准确地计算出它们的距离。
1908年，哈佛后宫中的勒维特发现造父变星的光强与周期关系，大大地延伸了测量宇宙距离的阶梯。她是用造父变星的周期来推算其内在亮度，从而计算距离。勒维特的周光关系是其后将近一个世纪天文学测量的基本定律，是哈勃等人发现宇宙膨胀的基石。
但造父变星有所局限。遥远的星系光亮暗淡，无法辨认其中的变星。因此，哈勃、桑德奇等人只好依赖一些没有根据的近似来估算距离，后来被廷斯利等否证。寻找宇宙新的标准烛光，宇宙距离阶梯的下一档，在20世纪末成为天文学迫在眉睫的难题。
Ia型超新星正好就是现成的答案。它们也就成为珀尔马特寻觅的目标。
第谷、开普勒分别见到的那两颗超新星明亮异常，即使白天也很容易看见。因为它们不仅是Ia型超新星，而且就发生在银河之中，距离我们相当地近。在那之后，人们曾戏谑，只有当人间出现巨星级的天文学家时，天上才会有那么明亮的新星出现。让赫歇尔、罗斯伯爵、哈勃等后来人气结的是，那样的辉煌却再也没能出现过：1604年的那颗“开普勒超新星”是迄今银河系中最后一颗肉眼可见的超新星。兹威基、巴德等后来都是通过天文望远镜才能搜寻到远处的超新星。
平均而言，超新星在每个星系中都是百年一遇的稀罕。但这难不倒天文学家，因为宇宙中星系的数量是同样的巨大。只要能充分运用现代的科技，同时观察大面积的天空，在视野内有大量的星系，它们之中都可能有出现超新星的机会。
更大的困难来自超新星的特性。造父变星是周期性的，找到后可以经年累月地反复测量，完全确定其光强变化曲线。超新星却只是一次性的偶然事件。如果没有在其爆发时及时地捕捉到，便永远地失去这个机会。更有甚者，要确定一颗超新星是否属于Ia型，还必须测量到完整的光强变化曲线，尤其是光强尚未到达最高点时的初始数据。这就要求天文学家必须在遥远的超新星尚未明显时就能辨认、跟踪观测。
阿尔瓦雷茨和珀尔马特在伯克利的团队接受了这一挑战。
（待续）
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