虽然理论家们一致同意第二类超新星是大质量（大于10M）恒星的爆发并伴随有中子里的形成，但对第一类超新星却众说纷法。模型研究表明，质量在1至SMpe间的孤立恒星的弓！力坍缩没有多大意义；产物是一个行星状星云和一个白矮星，或可能是一个中子星和低能量释放。另～方面，8至lap间的恒星能作为第一类超新星爆发，能量由碳的燃烧提供。
危险的加码
目前流行的一种解释引入了完全不同的爆发机制：第一类超新星要求有碳和氧组成的白矮星，并且是密近双星系统的一员。从伴星吸引过来的氨缓慢地积累在白矮星表面上，当外层的温度和密度达到一定限度时，氦聚变发生，导致光度剧增，然后又缓慢地衰减，正如第一类超新星爆发时所看到的那样。在这个模型里“超新星”才名副其实，即是爆发更多能量的新星（新星是双星系统中白矮星表面的氢聚变所造成的）。
这个双星模型的一个变种假定是白矮星接近其1．4Moo的稳定极限。白矮星表面上气体的不断堆积就会使其质量增加到超过这个危险的阈值。于是星体发生引力收缩，哪怕是微小的收缩也足以引起碳（白矮星的主要成分）反应并在瞬间转变为镍和铁。白矮星就在爆发中被摧毁。
最近又出现了这种“危险的加码”的～个新版本。由两个离得很近的白矮星组成的双星系统，其轨道能量会由于引力辐射而消耗，、两颗星就会在远短于宇宙年龄的时间内越靠越近，最后的猛烈碰撞所释放的能量就可能高到第～类超新星的规模。
总之，超新星模型的增多反映了理论天体物理学家面临的困难，他们所试图解释的是实验室里不可能得到的极端物质状态。
近处遇奇花
对仙后座A超新星遗迹的研究使得解释超新星爆发机制成为更复杂的问题。这个星云的优越性是在光学、X射线和射电波段都能看到它。对星云膨胀速度的测量表明那个超新星必定是1670年左右在仅为九千光年的距离处爆发的。但是没有任何有关的记录，尽管那个时候有许多天文学家在注视着天空，因而～个如此邻近的事件不可能被漏掉，更何况有一个月的时间它比天狼星还要明亮。最近有～些科学史研究者分析了天文学家罗亚尔·约翰·弗兰斯蒂德（Royal John Flamsteed）的著名星表（有漂亮的星座图），似乎发现了这个星的踪迹。这个星表是依据在1680年进行的观测而于1725年问世的，它在现在他后座A的位置上显示有一颗六等星（正是肉眼所能见的限度），被弗兰斯蒂德称为伙后座三但是在更早的星表里和后来从1835年开始汇集的星表里都见不到。包括弗兰斯蒂德在内，当时没有一个人注意到这颗微弱的恒星是刚刚在天空中出现的。
为什么爆发会显得如此微弱呢？也许是膨胀外壳里形成的极大量尘埃吸收了所有来自中心的光。但是，其他费解的事实降低了这种解释的可信性。一方面，铁的缺乏意味着这个星云的化学成分与第一和第二类起新星遗迹都不相同；另一方面，他后座A似乎并没有留下一颗中子星，因为一颗形成三百年的中子星的表面温度应当仍有开氏三百万度，因而应是一个可探测的X 射线源。这就是说，这可能是第三类超新星（也有人愿意称为出类），要罕见得多。其起因可能是～种不同的恒星爆发机制，即不是由恒星核心的引力坍缩而是由一种属于“沃尔夫一拉叶（Wol——aser）”型的极热恒星的不稳定性所引发。一个最近在法国萨克雷的核研究中心发展起来的理论模型得出，这种爆发的最大光度只是太阳的1亿倍，也就是比“正常的”超新星小十倍。这样一种爆发将使恒星完全瓦解，而不留下一具致密的残骸。
还有一种或许是更诱人的想法：恒星的简并核心仍然发生坍缩，但并不是形成中子星，而是形成黑洞。如后面将要谈到的，黑洞没有一个固体外壳，因而就不能使恒星的外层反弹，超新星的威力也就被大打折扣。
麦哲伦云里的超新星
1987年2月23──24日的夜晚，在智利的拉斯康帕纳斯天文台工作的加拿大天文学家伊安·谢尔顿（Ian Shelton），极其幸运地成为一颗超新星的第一位“专业”发现者（一名夜间助理人员刚刚用肉眼看到了这颗亮度为四等的星）。该超新星所在的大麦哲伦云是一个不规则星系，也是银河系的一个卫星系，距离大约为17万光年。一封紧急电报发到了国际天文学联合会，并立即在天文界引起了轰动。
这颗被命名为SN1987A的超新星，是1604年开普勒超新星以后肉眼可见的第一颗，也是距离最近的一颗。由于它只能在南半球看到，所以只有智利、澳大利亚和南非的天文台里的望远镜能投入使用。当夜幕降！临澳大利亚时，那里的一位天文学家证认出这颗超新星是一颗以前已知道的12等蓝巨星，叫做圣都立克（Sanduleak）69202o这就给理论家们提出了第一个有趣的问题，因为他们原来认为超新星是红巨星的爆发。第二个谜是，爆发星的光谱有氢的谱线，因而应归于第二类超新星（大质量星的爆发），但是它的光变曲线（即光度随时间的变化）从一开始就表现出与典型的第二类超新星很不同，尤其是，它的最大光度比预期值几乎小了一百倍。
获悉谢尔顿的发现之后，普林斯顿的理论家立即投入工作并在两天里写了一篇论文，“颠倒”地预言中微子探测器应当在超新星光学光度剧增之前几个小时就已捕获到中微子，并且算出了中微子的数目和能量。第二类超新星的中微子是由中子化即恒星核心坍缩时原子核对电子的捕获而产生的，中做子带走超新星的绝大部分能量，中微子光度与1亿个星系在1秒钟释放的光学能量相等。这个神话般的图像相当于地球表面上，或者我们的皮肤表面上，每平方厘米有1000亿个中做子穿过。
2月23日，超新星在光学波段出现之前将近22个小时，日本神冈一座矿井底部的水探测器在来自SN1987A的反中做子爆发的冲击下在11秒钟里闪烁了11次。这个结果由神冈研究组在连续苦干15天分析资料后宣布。稍后，一个美国小组也宣布了类似的结果：与日本的探测同一时间，克雷夫兰一座矿井深处的探测器也闪烁了8次。如果是南半球接收到超新星的光，那么正是北半球探测到它的中微子。一共才19个，收获虽然微小，却有着重大意义：不仅证实了SN1987A不是第～类超新星（双星系统中白矮星的爆发不发射中做子），而且开创了一个不只是光而且中做子也能在太阳以外的恒星探测到的新时代。
再回到光度曲线上来，它在最初几天的异常几个月后消失了：光度是钻56的放射性衰变所特有的指数衰减。这是理论模型的又～个胜利，因为这种元素正是大质量恒星爆炸核合成的主要产物。最初的异常可以通过追溯母体星的特殊性质来解释，它在爆发前是蓝的而不是红的。由于氦燃烧后的极度膨胀，圣都立克69202可能已经是一颗红超巨星，但由于吹了1万年的强大恒星风，其外壳已失去，这使它缩减为一个小尺度（功倍于太阳直径而不是500倍）的明亮蓝星。随着后来的日子里新资料的到达，理论家也忙于修改模型，以期与观测相合。然而对我们来说，还有最重要的问题：爆发的残骸是一个中子星还是一个黑洞？二者都有可能，因为母星的质量大约是太阳的20倍。四年来各种探测器都瞄准着爆发位置以搜寻中子星的痕迹（黑洞就“不那么有吸引力”，因为它不给出任何可探测的信号），除了几次假警报外，这些努力迄今都没有结果。这并不奇怪，残骸仍然被掩蔽在爆发星云的内层，但如果它是中子星，那么或早或迟，一旦最后～层面纱稀簿到能透光，它的面目就会显露出来。几年后，或者几十年后，来自中子星极热表面的X射线就会出现。我们或许能探究一个射电脉冲星婴儿的诞生，如果它的射电束正巧能扫过地球（见第7章），我们就可以合理地期望～个间接信号，例如膨胀的星云被中心脉冲星加热。无论发生的是什么，麦哲伦云超新星将成为本世纪最重大的天文事件之一。第七章 脉冲星
科学是由理论和实验（对天文学来说是观测）来建立的，二者相互映照，时而这个领先，时而那个获胜。中子星是理论预言领先于观测发现的最美妙事例之一。
杰姆斯·查德威克（James Chadwick）爵士1932年在实验室里发现中于并获得1935年的诺贝尔奖。据说著名的俄国物理学家列夫·朗道（Lev Landau）和他的小组在发现中子后马上预测存在一种完全由中子组成的星，不幸的是，朗道没有立即发表自己的预测。两年后，两位密切注意粒子物理学发展的美国天体物理学家摘取了果实。由与白矮星类比而受到启发（拉尔夫·富勒提出白矮星是以电子简并压来支撑自身重量），弗里兹·兹维基和瓦尔特·巴德建议，中子能产生一种简并压，并能支持质量超过钱德拉塞卡极限的恒星残骸。他们俩对1054年超新星的遗迹蟹状星云很有兴趣，星云中心有一个萎缩的天体，但不是白矮星。
第二次世界大战爆发前不久，罗伯特·奥本海默（RobertOPPenheimer，后来的原子弹之父）和沃尔科夫（G·VolkofD提出了一种严格意义上的中子星理论。他们特别证明，对于质量与太阳相当的恒星，简并中子的流体静力学平衡是可以实现的。
他们的工作被天文界客气地置之一旁。卡米尔·弗拉马里昂（CammeNammaho…著名的《普通天文学》于1955年出版，在这本（首先激起我对天文学的热爱的）书中，仅有几行字提到兹维基的革命性理论，并说“这是些不可能由观测检验的含糊思想”。观测检验不得不再等待12年。
空中灯塔