卡内基科学研究院在智利的高山上建立了天文台。1987年2月23日，他们在大麦哲伦星云中看到了一颗超新星。大麦哲伦星云非常醒目，只是因为处于南半球的天穹，直到麦哲伦航海之后才被北半球的人知悉。它不属于银河系本身，而是银河系左邻的小岛屿星系之一，距离相当近。因此，这颗被命名为“1987A”的超新星是开普勒之后383年来人类见到的最明亮的超新星。它在2月下旬已经肉眼可见，直到5月才达到最亮的峰值。
这个突如其来的宝贵机会让天文学界兴奋异常。与当年开普勒、伽利略不同，他们不只是观察星光的变化，而是全方位地测量各种频率的辐射，探究超新星爆发的过程（地球上的中微子探测器也第一次接收到来自太阳系以外的信号）。很快，他们知道这是II型超新星，源自一颗已知的蓝超巨星的内核坍缩。经过几十年不懈的继续探寻，天文学家终于在2019年发现那颗超新星爆发之处遗留有坍缩的产物——中子星——使得那颗II型有了证据。
在看到那颗超新星之前的1985年6月，卡内基科学研究院终止了对威尔逊山天文台长达一个世纪的资助，他们将资金集中使用于智利更现代的天文台。久负盛名的胡克望远镜随即终止了科研使命，逐渐变成了一个面向大众的博物馆。
帕洛玛山天文台5.1米口径的海尔望远镜虽然还在继续运作，但早已不再独领风骚。伯克利与加州理工学院合作，正在夏威夷海拔4千多米的茂纳凯亚山巅修建两座10米口径的巨型望远镜。该项目的资金大部来自一位石油大亨，并以他的名字命名为“凯克天文台”（W. M. Keck Observatory）。
事实上，自1980年代中期开始，最时兴的是更容易制造的8米口径望远镜，世界各地天文台大都相继拥有这个新装备。望远镜口径的大小已经不再是决定性因素，因为新技术革命发生在望远镜的另一端。
19世纪出现的照相术是天文观测的一次革命性进步。从那时起天文学家不再需要像罗斯伯爵那样只能用手绘出星云的怪异形状。照相机的长期曝光可以积累微弱的光亮，捕捉到人眼无法看到的遥远星系。然而，即使一百年后的照相工艺有了长足的进步，其效率依然乏善可陈。虽然大型望远镜能将越来越多的光子输送到底片上，这些光子也只有1%能够参与成像反应。那些来自遥远星系的光是天文观测最宝贵的资源，却有99%被白白浪费。
直到1960年代，半导体元件的出现再次为天文学带来新的技术突破。一个叫做“电荷耦合器”（charge-coupled device）的新发明取代了传统的照相底片，实现电子成像。它可以捕捉到几乎100%的入射光，将每一个光子都直接转换为电信号成像。而且，它还可以同时捕捉大范围的光，使观测效率有了近百倍的提高。（电荷耦合器发明人Willard Boyle和George Smith获2009年诺贝尔物理学奖。数字照相机、手机现都采用这个器件或其后代成像。）
传统的照相底片需要在暗室显影、定影，然后才能看到拍摄的图像。将不同时间对同一个星系拍摄的照片进行比较，通过其中光点的变化可以发现可能的变星、新星、超新星等。这正是当年哈佛后宫 人肉“计算机”每天枯燥繁重工作的主要部分。以后的几十年里也只是出现了一些辅助人工的简单机械装置，大量的照相底片还是堆积在资料室里来不及分析。电荷耦合器的数字式照片从根本上改变了这一局面：拍摄的照片可以即刻用计算机处理，自动与存档的照片对比。
珀尔马特在哈佛上大学时想修物理、哲学双学位。很快，他发现大学的物理课程越来越难。如果专心研习哲学，不可能继续学物理；反之如果主修物理，却还可以琢磨哲学。于是他选择了物理专业。然而在伯克利，他近乎二者兼顾：用Ia型超新星作为标准烛光可以确定宇宙的大小；如果进一步地再测量出宇宙膨胀的减速，岂不能预知世界的未来。这既是物理学的奥秘，更是人类永恒的哲学难题。
珀尔马特1986年博士毕业，那时那里的超新星项目正陷入困境。1981年启动项目时，他们曾豪迈地预测每年可发现超过100颗超新星，但迟至1986年5月，他们才好歹找到第一颗。而花费远超预算，管理相当混乱。珀尔马特博士毕业后，临危受命“超新星宇宙学计划”（Supernova Cosmology Project）的新负责人。
1992年，珀尔马特（左二）与团队成员讨论。右一是他的博士论文导师穆勒（Richard Muller）
超新星的发现和测量属于分开的两个过程。寻找新出现的超新星并不需要很强大的望远镜，但要求有比较大的视角，能同时拍摄大范围区域，增加发现这种偶然事件的机会。在自动化搜索发现可能的超新星之后，再使用分辨率高的大型望远镜跟踪测量它的光亮曲线。因为要确定超新星是否是Ia型，必须从超新星尚未达到最亮时测量整条曲线，这就要求从找到疑似目标到跟踪观测非常迅速。
天文观测是一个井井有条的过程，而大型望远镜更是紧缺的共享资源。各个机构在几个月甚至几年前提交观测计划，由专家审核统筹安排望远镜的使用时间。获得批准的幸运儿对自己要观测什么、如何观测早已成竹在胸，只要天气合作，可以按部就班。
但是，超新星不会按照你的计划出现，追踪超新星的天文学家只能盲目地定期预订望远镜，即使在望远镜前就位时，他们还不知道应该往哪里看。因此，处于焦头烂额的是担任筛选任务、提供具体目标指向的人员。
计算机程序可以自动比较不同时间的照片、辨识其中的新亮点，但不具备判断亮点本质的智能。一个亮点，它也许是地球附近有卫星、陨石经过，也许是宇宙射线或大气层中的散射光斑，甚至还可能是设备中的电子噪音以及程序错误。这些需要有经验的天文学家人工鉴别。对从计算机中挑选出的疑似案例，必须快速排除假阳性结果，淘金般地找出可能真的是超新星的目标传送给队友去跟踪。
显然超新星不会专门在他们预定好的观测时间中出现，更多的时候，则往往是有了目标却没又有望远镜可以使用。珀尔马特施展出他的独门绝技，拿起电话逐个拨通适合观测的望远镜控制室，苦口婆心不厌其烦，或央求或胁迫对方帮忙。几乎每一个做观测的天文学家都在某个时刻接到过珀尔马特的这个电话。他们反应不一，或垂头丧气或暴跳如雷。因为他们知道，接到这个电话就意味着他们要立即放弃自己争取、计划很久的工作，转而为珀尔马特义务打工。更残酷的是，大多没有回报：不过是在为珀尔马特证实那个目标并不是超新星。
1992年8月29日晚，珀尔马特又一次在电话上软硬兼施，恳求一个正在加那利群岛上以赫歇尔命名的4.2米口径望远镜观测的英国人。对方自然又一次回以数落，但还是让出了宝贵的时间。他兴奋地回话：从测得的红移幅度看，那是一颗当时所知的最遥远的超新星。
哈佛天文系在1990年有了新的系主任科什纳（Robert Kirshner）。他1975年在加州理工学院获得博士学位。在那里，他与晚年的兹威基有着相邻的办公室，是与这个科技怪人有近距离接触的少数新生代天文学家之一。科什纳的博士课题是通过跟踪测量II型超新星外围气体的膨胀速度来估算其距离。1987A超新星出现时他躬逢其盛，成为领军人物。
作为超新星专家，科什纳常受邀为伯克利团队的资金申请书、论文等做同行评议。很多年，他的意见都是负面的——项目过于超前，条件很不成熟：Ia型超新星是不是真的可以作为标准烛光，有没有可能发现足够的遥远超新星，能不能准确地测量它们的光强？等等都还是悬而未决的问题。年轻的珀尔马特似乎对这些重要的细节不那么在乎，指望一蹴而就。科什纳觉得珀尔马特和他的团队都是物理学出身，不具备天文学的基础训练和经验，只会是成事不足败事有余。伯克利的人也把总是在寻隙挑刺、百般阻扰的科什纳当作他们的头号挡路石。
1994年3月，科什纳带着研究生里斯（Adam Riess）在进行一次常规观测，忽然接到了珀尔马特的电话，只好放下手头的活帮忙。测量完毕后，他们意识到那又是一颗距离上创新记录的超新星。科什纳突然领悟，珀尔马特的蛮干也许并不那么离谱，至少，遥远的超新星是能够被发现的。
科什纳的另一位研究生施密特（Brian Schmidt）的博士论文是推广导师当年的课题，更完整地研究II型超新星的光谱。他意识到Ia型超新星作为标准烛光可能更有前途，希望能有一个属于自己的独立项目。他与几个年轻人商议，与其坐视珀尔马特，不如自己上场好好地干。他很快召集上几个人，成立了一个“高红移超新星搜索队”（High-z Supernova Search Team）。科什纳也入了伙。他是首屈一指的超新星专家，早已声名显赫。小团队大都是他的研究生、博士后。
1993年，施密特（左）与导师科什纳讨论数据分析
白矮星整体爆炸的Ia型超新星是宇宙中可见的最明亮的星光，光度最强时超过太阳50亿倍。一般星系中的恒星数目是几十亿，这一爆发的光能与整个星系的光相当，甚至超越。因此，在地球上可以捕捉到极其遥远的超新星爆发，即使它所在的星系本身只不过是天文照片中一个不显眼的亮点。
第谷、开普勒他们所看到的超新星来自银河系内部，距离非常近。遥远的超新星虽然能够通过望远镜观察到，却也只是茫茫星海中的一个亮点，其光度大约只是背景星光的1%。测量超新星的光强曲线，需要小心地从测量的光强中除去来自其星系以及附近星系的光。与发现超新星的过程相似，这个减除可以通过与过去还没有超新星时拍摄的照片比较进行。如果没有现成的背景照片，就得等到第二年地球回到原来位置、超新星已经完全消失之后再测量那里的背景。珀尔马特和施密特都各自独立地编写了计算机程序执行这一减除运作。
超新星的光路也并非畅通无阻。它需要先逸出所在星系，然后穿过茫茫宇宙空间，再进入银河系到达地球。在这个长达几亿光年的旅途中，它会遭遇不同程度的宇宙尘埃，因为后者的吸收、散射而有一定损失。
宇宙尘埃对星光的干扰是天文学界的老问题。早在1930年代，天文学家就已经觉察到宇宙尘埃的存在并为之头疼不已，因为来到地球的光遭遇尘埃的损失是不可控制的。不过，尘埃散射最强的是蓝光，会使通过的光线留有更多的红色——这正是地球上朝霞、晚霞的来历。通过光色的成分可以估算尘埃的影响，从而修正星光应有的光强。从哈勃到桑德奇以及所有天文学家也都是这样来估算误差。科什纳深知这其中可能隐藏的陷阱，他担心伯克利的年轻人在这些问题上不知轻重。
那时他们已经发现距离比较近的一些Ia型超新星的光强曲线互相并不完全一致， 因此科什纳认为Ia型超新星能否作为标准烛光存在疑问。他觉得在未完全肯定之前兴师动众寻找遥远的超新星是本末倒置，并建议里斯以这个课题做博士论文。
里斯1992年在麻省理工学院物理系毕业时申请了哈佛的研究生院，但在他想去的物理系却只得了个候补。科什纳给他寄去一枚坐地铁用的硬币，邀请他来看看。里斯觉得这里的施密很投缘，便接受了天文系的录取。
里斯意识到用电荷耦合器测量的新数据非常丰富，可以进行更为复杂精致的统计分析。与勒维特发现造父变星的亮度与周期相关类似，他发现观测到的Ia型超新星的最大光强与其衰减曲线也相关。在同系的普莱斯（Bill Press）教授（作为天文学家，普莱斯出版的一套著名的《数值食谱》（Numerical Recipes）书——编写计算机程序进行数值计算的经典参考）帮助下，里斯发明了一个数据处理途径，可以排除宇宙尘埃和其它环境因素的影响，准确地还原Ia型超新星的内在光强。
里斯的论文证明了Ia型超新星是最好的标准烛光，可以放心地用它来测量宇宙距离。施密特这时也完成了寻找超新星所需要的计算机程序。哈佛的搜索队终于开始了他们对遥远超新星的搜寻。1995年4月，他们终于找到了第一颗，同时也在距离上破了纪录。但即便如此，他们已经落后伯克利团队至少3年。
超新星是罕见的天文事件。无论在何时何地发现了超新星，标准步骤是及时报告国际天文联合会，由他们统一通告全世界的天文学家。一天，那里的人接到珀尔马特的一个电话，告知他们两星期后会报告好几个超新星的出现，请他们提前做好准备。他们接听后大笑不止：不仅从来没有人能提前两星期预测超新星，更不可能会同时发现好几个！
两星期后，珀尔马特果然报上了一批新的超新星。从那之后，他更是一批又一批地连绵不断。
经过几年的“瞎折腾”，珀尔马特意识到他那种临时满世界求人帮忙的做法无法满足寻找超新星的要求。他想方设法要将这随机的突发事件变成可预测、可批量“生产”的工业化模式。
他们自己设计制作了一个“广角镜头”，装置在天文望远镜上可以大大地扩展视野。利用电荷耦合器的功能，能同时拍摄十几二十倍数目的星系。这样，每一张照片上就会有成千上万个星系。即使一个星系中每几百年才可能会有一个超新星出现，但在拍摄的批量照片里，总会有那么几颗超新星。
当然，他们不只是要找到超新星，还要在它们亮度达到最高点之前发现。于是距离的遥远倒是一个有利条件。越远的星系正在以越快、越接近光速的速度远离我们而去。根据相对论，高速运动中物体的时钟在我们看来会变得慢很多。白矮星爆炸的过程不是很长，可观察的时间大约30天。但如果这一爆炸发生在几亿光年之外，在地球上看却有60天。相应地，从爆发到最亮的过程也被拉长，给我们大约21天的时间。珀尔马特意识到这与月球的周期大致符合。天文观测的最佳日期是新月出现之前、夜空最黑暗的那个晚上。如果在那时拍上一系列照片做基准，然后等到下一个新月的夜晚再重复拍摄，两相比较，他们一定能找到刚刚出现、尚未达到亮度峰值的超新星。
当哈佛的搜索队发现他们的第一颗时，伯克利团队的手里已经有了多达11颗可用的Ia型超新星数据。而更重要的是，他们达到了超新星“随要随有”（on demand）的境界。
1996年，27岁的里斯博士毕业，得到伯克利的一份奖学金去那里做了博士后。虽然“深入敌后”，他依然是29岁的施密特麾下的搜索队成员，并在队中起着越来越重要的作用。在他身边，已经37岁的珀尔马特带着另一拨博士后、研究生也正在紧锣密鼓地分析超新星数据。这两个年轻气盛的队伍仍旧互相看不顺眼。除了偶尔的交流、合作，他们保持着激烈竞争的态势。因为他们有着同一个目标：抢先破译遥远超新星带来的信息，测量宇宙膨胀的减慢，以揭示宇宙的归宿。
来源：程鹗 的博客
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