第2章
宇宙变迁的代言人
彼得·查利斯是个拥有熊一样体格的男人。他坐在位于智利拉塞雷纳的托洛洛山美洲际天文台总部的空调电脑房里，这是彼得第三天穿着他的“天体物理中心”的T恤衫、工装裤和运动鞋。他看起来像刚刚走出安阿伯垒球场一样。傍晚时分，海滨小城的灯光在山脚下闪烁。彼得没有向外看。他的注意力被电脑屏幕锁定了。他正在对他所看到的东西作出判断。
“垃圾。”
“噪声。”
“双星。”
彼得正在遥远星系的图像中进行筛选，像采矿者在沙盘中寻找黄金的闪光一般仔细地寻找着超新星。布赖恩·施密特的给力软件已经选出了候选者，但是并不是所有的候选者都是真正的恒星，甚至大部分都不是——差不多只有十分之一。必须要有人从碎石堆里挑出这些金子，那个人就是彼得。彼得的压力很大，因为他代表的高红移组现在就需要一些超新星。亚历克斯·菲利彭科正在飞机上，从伯克利飞往夏威夷以使用凯克望远镜进行明晚的观测。如果到时候没有合适的观测目标，他会崩溃的。我已经保证会在周二之前提供一些超新星的位置给太空望远镜科学研究所的控制中心，时间仅仅剩下60个小时了。他们会按照原计划的时间进行观测，但是如果彼得没能在那之前找到一些超新星，这个世界上最贵的望远镜将会把观测时间浪费在一些没有超新星的视场。布鲁诺·雷奔德古特拥有一个属于欧洲南方天文台（European Southern Observatory）、位于智利北部的8米口径大望远镜，22小时之后就会开始观测。如果我们没有超新星的话他的观测将会变得索然无味。
一个小时之后，彼得的坚持不懈推进了我们的事业。
“太好了！我们找到了一个！”
在机房单调的日光灯下，彼得的同事们在他们的电脑屏幕上简单地查看了一下。
“你去买下一个比萨。”尼克·桑泽夫说。
找到一个超新星很好，但是他们需要在早晨之前找到另外三个。找到它们的唯一方式就是整晚坚持。前一个晚上的图像是正在硬盘中旋转的上千兆字节，充满了错误的警报和仅有的几个真正的珍品。
彼得仍然在继续寻找。
这个宇宙随着时间的变化非常缓慢，以至于询问祖母的童年记忆并不能帮助我们理解恒星的年龄、重元素的累积或者宇宙的膨胀。超新星爆发则是一个例外。这些剧烈的事件发生于人类的时间尺度中的几天、几个月、几年。但是即使我们无法更清晰地看到宇宙的变化，就像蜉蝣无法清晰地看到红杉树的岁月变迁，整个宇宙仍然在发生改变。在微观尺度下，组成宇宙中的恒星和气体的原子随着时间的推移而变得更加复杂，因为恒星通过将较轻的元素聚变成较重的元素来维持它们的灿烂星光。当恒星作为超新星而爆炸的时候，它的残骸会将核聚变的新鲜产物排出到恒星际的气体中。
在大尺度下，星系标记了宇宙的膨胀。彼得·查利斯正在寻找其证据——他正在寻找宇宙中距离适中的超新星，来检验从这些遥远的爆炸发出光线开始，宇宙的膨胀是如何变化的。超新星可以很好地测量宇宙尺度下的距离，但是我们不想使用一个我们不能理解的标尺。很长一段时间以来，彼得所在的团队都在尝试理解超新星的物理性质和运行机制。这些研究的根源恰恰可以回溯到现代天文学的开端。
我们怎样才能知道一颗遥远恒星的碎片中包含着哪些原子？我们怎样才能了解宇宙中天体的运行规律？现在这些已经是常规的处理过程了，但是在1835年，权威们还认为这些事情是不可知的。法国哲学家奥古斯特·孔特宣称道：
科学家喜欢引用孔特的话，因为就在他发表这些言论的时候，恒星的化学性质和温度成为天文学所掌握的知识。孔特显示了宣称物理世界的一些方面超出了人类的理解范围是有风险的。不可知的空间进一步缩小了。在19世纪，这个正在缩小的领域是恒星的性质，在20世纪，这个正在缩小的领域是宇宙的大尺度性质，如今，这个正在缩小的领域则涉及宇宙的最初和最终时刻，及其真实的组成成分，这些问题从对这个观测的世界的纯粹思索中浮现。
从1704年牛顿发表他的著作《光学》开始，物理学家已经清楚如何分解光线，也就是使用棱镜来从白光中分解出彩虹。1814年，夫琅和费，一个慕尼黑的光学仪器制造商，使用了一个比牛顿的更加优雅的分光镜，发现了阳光的光谱并不是一个从蓝色到红色的连续的彩虹。在光谱中有一些狭窄的缝隙——彩虹中遗失的颜色。没有光的地方包含着揭示宇宙化学组成的关键。天文学家就像侦探一样收集证据，来建立一个过去事件的图景。光谱就是识别元素所需的指纹。
光谱或者光栅可以将恒星发出的光分散成彩虹的色彩。科学家的工作就是拍下这些美丽的图景并转化为图像。我们画出每个颜色（或者波长）的光的强度。牛顿没有看到光谱中的暗线或者缝隙，但是夫琅和费看到了。恒星光谱中的暗线成为图像中的深沟，而明亮的线则是画出的光谱上尖锐的峰值。例如，如果拿元素钙来说——它存在于粉笔、奶酪和骨骼中——像本生在他的燃烧器中所做的那样将它加热，它会在特定的波长下发光。如果我们看到了这些发射线，我们就知道观测到了钙原子。
就像在一只狗的夜间探索活动中那样，通过关注光谱中什么都没有的地方，我们揭开了遥远恒星化学性质的神秘面纱。[2]恒星大气中的钙原子吸收光线的波段恰恰就是地基实验室中的钙原子发光的波段。光谱学使得我们可以跨越光年的距离来测量遥远天体的化学成分。
对恒星进行光谱分析开始于19世纪50年代，这在天文学中引发了一场巨变。为了夺得这个理论，由美国天文协会于1899年发起的新期刊被叫作《天体物理学》——在1899年，“天体物理学”指的正是光谱分析学在天文学中的应用。如今，“天体物理学”仅仅是天文学的一个更加令人生畏的同义词——如果在飞机上你的邻座是一个话多的陌生人，而你不想聊天，你就告诉他你是个天体物理学家，这通常能让他闭嘴。如果这个方法不管用，你就告诉他你是个物理学家。这总是能终止谈话。另一方面，如果你感觉非常健谈想要聊天，你就告诉他你是一个天文学家。“噢，真的吗，一个天文学家？我是个狮子座。”
亚原子世界是颗粒状的，以一种与日常世界十分不同的方式。在靠近一个带正电的原子核的地方，电子的能量被限制于特定的离散值。这就像一部电梯——我们可以在楼层之间升降，却不能停在中间。电子在相当于楼层的定态之间进行量子跃迁。原子的光谱就是由这些定态之间的能量间隔决定的——一个氢原子只能吸收或发射能量为两个能级能量差的光子。观测到的恒星光谱就取决于这些微小系统的内秉机制。
图2.1 星系光谱。天文学家拍摄星系的光并且将其分解成彩虹。然后他们建立像顶端和底部所展示的那样的图像。彩虹上部分的星系光谱中含有吸收线，而接近底部的含有来自气体云的发射线，在气体云中原子被恒星发出的紫外线所激发。版权归属于芭芭拉·卡特，哈佛-史密松天体物理中心。
通过对原子结构的理解和对量子力学中违反直觉的规则的掌握，天体物理学家中的先驱者将汇编成庞杂目录的天文光谱学的经验主义世界，转化为分析物理学宇宙的有力工具。
这并不仅仅是定性的知识，同时也是定量的。我们知道在典型的恒星大气中每种元素的含量。最简单的元素，氢和氦，是目前为止含量最丰富的。除此之外最丰富的元素，碳和氧，要少10，000倍，并且比氦重的元素加起来只占恒星总质量的1%。在遥远的过去，复杂的原子甚至更加稀少——随着时间的推移，宇宙中的重元素会变得越来越丰富。像太阳那样的第二代和第三代恒星都从它们的祖先那里继承了传家的银子。同样也有传家的碳、钙和铁。
恒星就像气态球，在恒星内部来自热气体的向外的压力平衡了引力向内的拉力。恒星从它的表面发射光线，同时其内部的能量必须保持平衡。如果一颗恒星没能补充它所辐射出去的能量，它就会开始收缩，然后在短短一亿年内走向终结。在19世纪中叶，这个冷却时间，100，000，000年，曾经是约定俗成的太阳年龄。当开尔文勋爵，一个杰出的理论物理学家，于1862年清楚地表达了这个有限太阳年龄的论点之后，这个理论是如此的清晰有力，以至于它威胁到了查尔斯·达尔文。[3]
首版《物种起源》根据地理侵蚀现象估计了地球的年龄，大约为300，000，000年。由于他对理论物理的力量充满敬畏，而这个过长的时间尺度和太阳的年龄并不相符。在接下来的几版中，达尔文忽略了对于时间尺度的讨论，使得这个严肃的问题悬而未决。他提出的自然选择有足够的时间来运行吗？基础物理的理论总是会以一种庄重的权威口吻响亮地提出，而且开尔文勋爵的宣言绝对不是这个现象出现的最后场合。但是开尔文勋爵所无法知道的是，就在20世纪初发现的亚原子世界提供了一个可靠的时钟，使得我们既可以测量地球的年龄，又可以得知恒星能量的稳定来源。
我们现在已经知道，地球的年龄远远超过了开尔文勋爵所宣称的，或者达尔文从地形的磨损中所估计的数值。我们的时钟是岩石中放射性衰变产物的积累，在这一过程中一种原子核会变成另外一种，非常缓慢但是极其稳定。核力比决定山的高度和棒球弹性的电力强得多。即使温度或者压强的极端变化也不会影响原子核中质子和中子之间的转变率。当一个核子在放射性衰变中发射亚原子粒子的时候，它就会变成另一种元素。放射性轴元素成为最稳定的起始元素。从母元素和子元素的相对丰度中，我们可以积累证据来证明地球和太阳系的年龄大约为50亿年。达尔文可以从他的重压之下解脱出来了。自然选择有了足够的时间来运作。从沉积岩中的化石记录中我们可以得知，生命从30亿年前开始以单细胞的形式缓慢演化，然后在600，000，000年前开始迅速成长——太阳稳定发光的时间远远长于开尔文勋爵所假设的年龄。而这也是一件好事，因为地球上的复杂生命需要更长的时间来演化。
20世纪20年代，天文学家对太阳的能量来源进行了猜测，但是他们对恒星寿命的估计因为仍处于初级阶段的原子物理而很不完善。太阳的能量来源是恒星炽热而致密的核心中的核聚变反应。但是这是一个稳定的转化链。在太阳的核心深处，许多步核聚变反应将四个氢元素的原子核转化成一个氦原子核。由于太阳主要是由氢组成的，所以用于聚变的燃料十分丰富。与普通的反应不同的是，组装好的氦的质量比原料的总质量要小。这一平衡体现为与一个众所周知（但是没有那么广泛地被理解）的方程E=mc2相联系的能量。
更加定量地说，聚变4.000千克的氢可以产生3.972千克的氦。爱因斯坦的方程显示，消失的0.028千克的质量以c2的比率被转化成了能量。因为c的数值很大，c2更是一个极其大的数值（每千克的质量可以释放出1017焦耳的能量），所以核聚变释放的能量大到不可思议。按照如今的电力市价，纯能量的价格为每千克10亿美元。普通的化学反应只是对原子外面的电子部分进行重新安排，这些电子被原子核通过电力束缚着。蜡烛燃烧释放的能量从根本上来自于电力。但是核反应则是对比原子小10，000倍的原子核中的质子和中子的重新安排。核力作用于更小的尺度，却更加强大：原子核变化释放的能量一般为化学反应的100万倍。
现在天文学家理解了太阳的结构和组成，也知道了核聚变是如何产生能量的，我们终于可以对太阳的未来进行预测了。我们使用与开尔文勋爵当年一样的权威声音来宣布，但是这一次我们的理解更加充分。太阳有丰富的氢原料供应，可以进行另外50亿年的稳定燃烧。这为长期财产投资的期限提供了一个十分有用的上限。
最终，氢核聚变的尘埃——氦核，累积起来开始改变恒星的结构。因为核聚变反应将四个氢核合成为一个氦核，所以在恒星核心中游荡、提供气体压以抵抗引力的粒子变少了。恒星需要平衡使其膨胀或收缩的内部作用力。在太阳形成的100亿年之后，也就是从现在开始的50亿年后，它就会进行调整以变成明亮但是较冷的红巨星，它的直径会比现在大100倍。从地球上看去，太阳就会覆盖几乎一半的天空。太阳绚丽的晚年不会成为一个适宜地球人生活的时期，如果到了50亿年之后还有地球人的话。因为地球会被加热，剩下的海洋将会沸腾，首先将所有的龙虾煮熟，然后融化岩石，最后使得我们最喜欢的行星全部蒸发。
图2.2 球状星团NGC6093。一个球状星团中包含了几千颗在银河系历史早期同时形成的恒星。通过测量最近变为红巨星的恒星的性质（在彩色图像中可见的星团中淡红色的明亮恒星），我们可以揭示星团的年龄。最年老的球状星团的年龄为120±10亿年。版权归属于美国航空航天局和哈勃传承计划（空间望远镜研究所/大学天文研究联合组织）。
太阳的哥哥们，那些在银河系的历史上与太阳相似但是形成较早的恒星，已经有足够的时间来变成红巨星。我们可以在球状星团中看到比一个太阳质量稍小的红巨星，这些银河系中的巨大星团拥有100，000个恒星，其中的所有恒星都有着非常接近的年龄。基于我们对恒星中聚变的时间尺度的理解，这些球状星团中的恒星大概有120亿年的年龄。球状星团中的恒星就在那个时间形成于我们星系中的弥散气体。它们的光谱为从它们形成以来银河系的化学改变提供了证据。银河系中年老恒星的铁元素丰度只有太阳的大约1/100，或者在极端情况下1/1000。从大约120亿年前第一代球状星团恒星的形成，到50亿年前太阳的形成，这个时间段内发生了一些重要的事件。银河系从一开始的贫血状态，到现在富含铁元素以及其他所有重于氦的元素。
球状星团中的红巨星并没有生产日期的标记，但是恒星年龄鉴定艺术的从业者们认为，对我们星系中最古老恒星的年龄的测量精度大约为10亿年。他们会很愿意用两美元和你赌一美元，赌这些恒星的年龄在10亿年之内。那是一个1σ（一个希腊西格玛）的结果。基于数学家卡尔·弗里德里希·高斯提出的钟形概率曲线，研究球状星团的学生会乐意以20比1来打赌，这些恒星的年龄在2σ，也就是20亿年之内。高斯曾对随机实验中得到一个错误结果的可能性进行评估。小概率事件有可能发生，但是它们不会非常频繁地发生。高斯告诉球状星团专家们，他们应该乐意以370比1来打赌他们在3σ，也就是30亿年内是正确的。如果你相信高斯统计学，你会很乐意以你的金鱼（4σ）、你的房子（5σ），或者你的狗（6σ）来打赌。在天文学中，知道测量中的不确定性可以与知道测量值本身一样重要，因为它能告诉你可以在多大程度上信任你的结果。对于重要的测量，我们会尝试给出测量值和1σ误差。但是没有人会真的足够信任统计学到拿他们的牛头梗来冒险的程度！对于最老的恒星的年龄，我们写作120±10亿年，这里的“±10”是为了反映1σ的误差，这是真实答案在没有任何人犯错的情况下的可能结果——也就是说，仅仅是偶然的。不确定性不是一个好东西，但是知道不确定性是好的。这使你可以在数据匮乏的时候远离自负，也可以让你在有所凭据的时候获得勇气。
当太阳膨胀为红巨星的时候，太阳的能源会从氢的燃烧变为氦的燃烧，这是一种完美循环再利用模式的一个优雅阶段，此时的氦元素——氢核聚变产生的废物，成为新的燃料。自然界中不存在由五个核子组成的稳定原子核。这个亚原子物理中的事实意味着没有简单的方法来将氦元素（它的原子核中有四个核子，两个中子和两个质子）转化为下一个元素，比如通过将一个质子绑在氦原子核上的方式。它们就是不能粘连在一起。所以恒星要形成氦后面的元素有一定的困难，包括锂、铍和硼。相反，红巨星直接跳过了这个缺口，这就像踩着一条鲑鱼跨过一条溪流那样不可能，它们可以将三个氦核直接合成为一个碳核。（碳原子核中有12个核子：6个中子和6个质子，由3个含有2个质子和2个中子的氦核形成。）另外，当太阳成为红巨星之后，其中的碳和氦可以通过核聚变合成氧。
这个恒星能量产生的标志性阶段通过原子核物理的细微之处阐释了重要的天文现象。弗雷德·霍伊尔提出了这一观点，埃德温·萨尔彼得在20世纪50年代将其详尽阐述。[4]1997年，在斯德哥尔摩，伴随着小号的演奏，他们二人因为这项工作从瑞典国王的手中获得了克拉福德奖。在晚饭的时候，国王和获奖者坐在中心，宾客们则按重要的程度螺旋向外依次而坐。为了平衡学者中稀少的女性，我的未婚妻，杰恩·洛德，被安排到了更加靠近高贵的中心的位置。在最外圈，我和弗雷德·霍伊尔的处在青少年时期的孙女们坐在一起。我告诉她们我是一个天文学家，以及实际上，也是狮子座。
在恒星通过上述获奖工作所涉及的物理过程合成碳和氧之后，仍然有更多的能量可以从核聚变过程中挤出来，这个过程可以途经每个元素直到有56个核子的铁。但是太阳不会燃烧它的碳和氧。只有更大质量的恒星，通常为10倍太阳质量，可以完成整个从核聚变中提取全部能量的工作。
铁核是聚合最紧密的原子核。恒星从以轻原子核生成重原子核的聚变反应过程中提取能量，这个过程一直向上持续到铁元素。这使得铁成为聚变之路的尽头，但是铁不可能是自然中最复杂的原子核。铅、金和轴都是更加复杂的元素，它们的原子核比铁核含有更多的中子和质子。轴-238有92个质子和146个中子，这远远超过了铁核的56个重子数。地球上的动力反应堆从裂变中释放核能——通过将轴原子核分裂为较小的原子核。在这种情况下，较小的原子核加起来的质量要少于起始的轴核的质量。所以我们可以从将轻原子核聚变直到铁的过程中得到能量，并且也可以从将重原子裂变直到铁的过程中得到能量。铁本身就是一个原子核中的萝卜，不可能从中挤出一点血来。
这些原子核物理中的细节影响了恒星产生能量的方式，也影响了我们星系和其他所有星系的化学过程。锂、铍和硼在整个宇宙中都是很稀有的元素。它们是由较重的元素在作为宇宙线飕飕地穿越星际空间时分裂而成的。这些稀有的轻元素就是在恒星将氦元素聚变成碳元素的过程中跳过的元素。碳元素和氧元素要丰富100万倍。每个人都曾见过石墨、煤炭或者钻石中的碳元素。而且碳元素是生命化学的基础——至少在这里，在地球上。钻石也许是女孩们最好的朋友，但是你最好的女朋友却是碳。
恒星根据原子核物理设定的微观规则来制造元素。像我们这样的碳基生命形式起源于星尘，而星尘的成分则取决于恒星中心剧烈的核碰撞过程的细节。有时候人们为了探寻我们的起源而望向恒星——按照字面的意思，我们确实源于那里。但是我们可并不是坐着金光熠熠的飞碟从那来的，我们是一个原子一个原子地到达那些在50亿年前形成太阳系的气体和尘埃中的。我们自身DNA中的碱基对中所含有的碳核，是于太阳形成之前在红巨星剧烈燃烧的灶台中合成的。就像忠诚的毕业生们一样，连续不断的一代代恒星将它们的原子贡献给了银河系的化学捐赠事业。球状星团的恒星不得不在它们形成之时的星系早期的稀粥中艰难度日，而我们的太阳则形成于大约70亿年之后，所以它幸运地从消失已久的恒星那里继承了重元素。
经过作为红巨星的短暂却又灿烂的10亿年，太阳就会吹开它的外层大气，而它的核心仍盘踞于原处，在无情的重力作用下坍缩成为一个致密的，只有地球一般大小的白矮星。在转化的过程中，恒星和它吹出的气体形成了一个美丽的“行星状星云”——在早期望远镜中这种天体看起来类似于行星。白矮星的表面很小，也不发出太多光芒，我们只有在它们非常近的情况下才能看到它们，就像天狼星B那样（与我们在地球上看到的最明亮的恒星——天狼星，相伴的那颗跳蚤一样的白矮星）。白矮星是由电子之间的量子作用力聚合在一起的，而不是通过气体压力。这种“简并压”能够支撑一个白矮星，即使它已经冷却到光学不可见的程度。但是如果超过一个约为1.4个太阳质量的上限，白矮星的重力就会压过其量子力学支撑力。苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡（这是一个恰如其分的天文学家的名字：钱德拉在梵语中是“月亮”的意思）解出了这个白矮星质量上限，它被称为钱德拉塞卡极限。
图2.3 行星状星云NGC6751。在大约10亿年的红巨星阶段之后，像太阳这样的恒星就会吹开它外部的包层，同时它的核心收缩成为一个白矮星。恒星状星云是从进行核聚变的气态恒星到没有能源的固态恒星的美丽过渡。版权归属于美国航空航天局和哈勃传承计划（空间望远镜研究所/大学天文研究联合组织）。
一颗独立存在的白矮星会从它的表面辐射出一点点光线，但是不会再有核子的熔炉来补充它所辐射掉的热能。一颗白矮星像一段记忆那样冷却并缓缓消散，慢慢地滑落到探测极限之下。这将会是太阳终结的方式：它不会消失于一声巨响，而仅仅是一阵呜咽。热传导的简单物理学原理显示了这些暗弱的恒星残渣是如何随着年龄渐长而逐渐暗淡下去的。最寒冷的、最暗弱的、最无趣的白矮星提供了一个宇宙的时钟，来和球状星团的年龄进行比较。最无聊的白矮星用了100亿年进行冷却——它们看起来只比最古老的球状星团恒星年轻一点点。
这是一个很好的结果。球状星团的专家们可以保留他们的美元、金鱼、房子和狗了。当天文测量结果相符的时候，在这个情形中，是根据白矮星冷却得到的星系年龄与球状星团中红巨星的年龄，这会使我们感觉自己正跌跌撞撞地走向真理。与此同时，这两个论据都十分复杂，有一些很难估计大小的不确定项，有很多种方式来反对，但是只有一种方式来接受。这并不能证明两者都是对的，但是当独立的路径导向同一个结论的时候，我们就有希望相信我们并不只是在愚弄自己。
有伴星的白矮星可以做一些比缓缓进入美好的夜晚更有趣的事情。天狼星和天狼星B被它们相互之间的引力锁定，翩翩共舞。距离更近的双恒星可以相互作用：当双星中的白矮星接近钱德拉塞卡极限的时候，它可以发生Ⅰa型超新星爆炸。这个过程不会发生在太阳身上，因为它是一颗单独的恒星，但是大部分恒星都诞生于多星系统，在这里可能会有过于慷慨大方的成员将其气体倾倒于绕转的白矮星，这便预示着一场灾难。认为Ⅰa型超新星源于白矮星爆炸的原因是十分有力的，但是主要是理论上的。迄今为止，还没有人在爆炸之前确认这样的系统，然后观测到它的爆发。迄今为止，我们还没有观测到任何这些没那么无辜的旁观者被这种爆炸撕碎的迹象。还没有被排除的另外一种可能是，Ⅰa型超新星源于两颗恒星都是白矮星的双星系统，它们以引力波的形式辐射它们的轨道能量并且旋转着靠近彼此，从而产生一场爆炸。[5]尽管我们对于白矮星如何走向一个剧烈的终点的精确过程仍不确定，但是我们确实知道恒星产生了爆炸，并且有大量证据表明白矮星正是Ⅰa型超新星的源头。
Ⅰa型超新星被发现于所有类型的星系，从如今仍在形成大质量恒星的漩涡星系和不规则星系，到像球状星团那样在120亿年前就发生了大部分恒星形成过程的椭圆星系。Ⅰa型超新星是如今在椭圆星系中观测到的唯一一种类型，如今这里的恒星形成率已经非常之低。这表明了形成这种类型的超新星的路径一定异常地漫长与缓慢，鉴于这很可能是一个处于双星系统中的一个太阳质量的白矮星。等到中等质量恒星用完它的原料，这个过程很轻易地就花掉了几十亿年，然后它在红巨星阶段度过一段时间，最后作为白矮星稳定下来。如果它的伴星也是一个低质量恒星，它可能要过很久才能开始缓慢地倾倒那些推动白矮星走向热核毁灭的额外质量。
Ⅰa型超新星是热核爆炸——拥有一个恒星的质量的原子弹。当白矮星内部的碳和氧开始聚变的时候，反应释放的热能会加速更多的聚变反应，从而增强了席卷整个致密小星的强烈的核燃烧火焰。这种火焰将恒星的大部分燃烧直到铁元素，释放的能量如此之大，在之后的几周内，一颗很小的恒星会像40亿颗太阳一样明亮。这就是我们所见的称之为Ⅰa型超新星的现象。
这些爆炸是壮观而与众不同的。尽管氢是宇宙中最丰富的元素，Ⅰa型超新星的光谱中没有任何氢元素。这很好地暗示了超新星源于已经发生了重要改变的恒星。Ⅰa型超新星用一种非常与众不同的方式先变亮再变暗，先花费大约20天来达到最大亮度，然后在接下来的两周内亮度下降两个量级，最后在接下来的一年半中以每天1%的速率变暗。计算表明，这种光变曲线是由周期表上铁附近的放射性元素的衰变来驱动的，这些元素是在爆炸将白矮星烧成灰烬的过程中产生的。更精确地说，白矮星的剧烈毁灭过程中的核燃烧产生了放射性的镍元素。所存的镍元素每6.1天衰减一半（半衰期）变成钴元素，钴则以77.1天的半衰期变为稳定的铁。Ⅰa型光变曲线提供了一个原子核驱动的时钟。
图2.4 超新星1994D。这个Ⅰa型超新星（左下方的亮点）在距离5000万光年的处女座星团的一个星系中。在一个月中，一个单独的爆发中的白矮星发出的光像40亿个类似太阳的恒星那样明亮。版权归属于P.查利斯，天体物理中心/STScl/美国航空航天局。
这并不只是一个概念。如果Ⅰa型超新星是由镍衰变到钴再到铁来驱动的，我们应该可以看到这些元素丰度的改变。钴的谱线应该会变弱，同时这些钴核变为铁核。1994年，一个哈佛的本科生跟着我做他的本科毕业论文，马克·丘赫内尔，与博士后菲尔·平托和布鲁诺·雷奔德古特一起，使用Ⅰa型超新星的光谱来寻找这些改变。我们测量了在最大光度之后的数周内拍摄的光谱并且发现了钴元素丰度的下降和铁元素丰度的上升。就像预测中的一样。在几个月的时间中，我们能够看到一个元素在我们眼前通过放射性衰变逐渐转化为另一个元素。[6]
Ⅰa型超新星负责制造地核中的铁，埃菲尔塔中的铁，和我们血液中的铁。在Ⅰa型超新星的爆炸中，恒星被完全地摧毁了。我们预料这些超新星不会留下任何东西，除了一个炽热的、发光的、富含铁的恒星碎片组成的星云，辐射着X射线。这些爆炸都是非常相似的，也许是因为它们正是恒星质量增加到白矮星的钱德拉塞卡质量上限所引发的爆炸，这使得它们成为测量宇宙的最佳方法之一。
如果所有爆发中的白矮星都正好发出等量的光，那么根据Ⅰa型超新星的亮度来判断它的距离就会成为一个精确测量宇宙中距离的途径。事实上，超新星爆发的能量发射是有一定范围的，我们正在努力研究以理解这个变化机理。在过去的10年中，这些提高Ⅰa型超新星作为宇宙标尺的精度的努力获得了回报：如今超新星是测量其他星系距离的最佳工具。它们就是彼得·查利斯在拉塞雷纳的数据房中如此焦灼地寻找的目标。
1983年，我在密歇根大学的天文系。一个10月的清晨，我很早就被一个来自安娜堡新闻的凌晨电话吵醒了。
“你听说关于诺贝尔奖的事情了吗？”
这看起来绝无可能。我做了什么值得这个奖项的事情？诚实地讲我想不起任何事情。这很糟糕。也许我做了什么伟大的事情，但是现在我处于阿尔茨海默症早期，所以我无法记起我做过什么。为什么他们不早一点给我打电话，趁我还能理解这些的时候？我从床上坐起来，控制不住地流汗。幸运的是，我当时无力说任何话，很快记者的声音就将我拉出了这个自我欺骗的内心漩涡。
“他们把诺贝尔物理学奖颁发给了威廉·福勒，还有，那个人的名字怎么读来着？钱——达什么什么的，”记者继续说道，“你对此有什么看法？”
“哦！……哦，这太棒了。钱德拉塞卡。送气发出k这个音而且所有的a都是弱读音。”我停顿了一下，慢慢地恢复了大脑功能。这没什么，我什么都没做，但是至少我还有记忆。
“这就像月光一样。”我说。
“嗯？”记者熟练地询问道。
“我们都在享受着这种反光！你看，他们两人给出了将核物理和量子力学应用于恒星的方法。比如说白矮星的钱德拉塞卡极限……”
这是一个复杂的故事：关于白矮星、双星、简并星中碳和氧的失控聚变反应、镍衰变到钴再到铁产生的放射性能量，以及恒星的完全毁灭。有什么办法能测试这个图景是否正确吗？我们不可能对这整个复杂的系列事件进行实验室检验，但是如果这个理论是真的，我们应该可以通过观测超新星看到这些基本的成分。
我们所看到的大部分超新星都位于非常遥远的星系：我们可以收集的信息受限于目标的暗弱程度。如果你看向成千上万个星系，你每年可以发现几打超新星。稀有的事情确实在发生。如果我们的星系也像其他星系一样，我们在遥远恒星系统中观察到的事件也会发生在附近，只是比较少见。如果你将你的注意力局限在银河系内，你将不得不等上几个世纪，但是银河系中的恒星爆炸只有几千光年远，因此这会是一个非常令人惊异的景象。
1572年，在望远镜发明之前，24岁的丹麦天文学家第谷·布拉赫还没有像现在这样举世闻名，他报告了我们星系中观测到的最近的Ⅰa型超新星爆发事件。
天色渐晚，黎明又至，彼得·查利斯的超新星列表中的候选者增加了。没有坐在马车上路过的小镇居民来检验他的工作。通过在显示屏上的图像中仔细搜寻，彼得陆续找到了比金块更加珍贵的东西。彼得·查利斯正在从遥远星系的图像中找出超新星，一步步走向对宇宙膨胀历史的理解。黎明到来的时候，他提交了他的列表，小组的其他成员将会马上开始行动。他们会收集来自彼得的遥远发现的光线，将它们分别分散成光谱，并且极其勤勉地记录下一些仅凭肉眼不可见的事情。这些光谱将会揭示每个超新星对于遥远星系中的重元素激波的贡献，并且为对未来宇宙的膨胀过程进行科学预言奠定基础。