三天后的小宾馆。

“据说，曾有科学家怀疑上次的末日浩劫和超新星爆发有关。”华瑾打坐完后开口说道。

她看到一旁的张晓辰刚刚准备好一顿早餐，如往常一样的营养早餐。尽管吃饭在他们这个时期已经不是特别有必要坚持的事情，但张晓辰似乎并不想因此放弃吃饭。

“2016年1月14日，由中国北京大学研究员东苏勃领导的一个国际研究团队宣布，他们观测到人类历史上记载的迄今最强的超新星爆发，其爆发强度超过典型超新星约两百倍，是上一个纪录保持者的两倍以上。

但每一次超新星爆发都并没有引起科学家的重视，大部分只是认为距离遥远，仅仅是作为一般的天体现象来对待。”张晓辰摆好华瑾的餐具，一边招呼她过来。

在接下来的一天里他们聊到了更多。

按照惯例，当国际天文联合会收到发现超新星的报告后，他们都会为它命名。名字是由发现的年份和一至两个拉丁字母所组成：一年中首先发现的26颗超新星会用从A到Z的大写字母命名，如超新星1987A就是在1987年发现的第一颗超新星；而第二十六以后的则用两个小写字母命名，以aa、ab、ac这样的顺序起始。

专业和业余天文学家每年能发现几百颗超新星，2005年367颗，2006年551颗，2007年572颗，此后数百年不等。其中，例如2005年发现的一颗超新星为SN2005nc，表示它是2005年发现的第367颗超新星。

如果一颗超新星的光谱不包含氢的吸收线，那它就会被归入I型，不然就是II型。一个类型可根据其他元素的吸收线再细分。天文家认为这些观测差别代表这些超新星不同的来源。他们对II型的来源理论满肯定，但是虽然天文有一些意见解释I型超新星发生的方法，这些意见比较不肯定。

Ia型的超新星没有氦，但有硅。它们都是源于到达或接近钱德拉塞卡极限的白矮星的爆发。一个可能性是那白矮星是处于一个密近双星系统中，它不断地从它的巨型伴星吸收物质，直至它的质量到达钱德拉塞卡极限。

那时候电子简并压力再不足以抵销星体本身的引力，塌缩的过程可以把剩下的碳原子和氧原子融合。而最后核融合反应所产生冲击波就把那星体炸成粉碎，这与新星产生的机制很相似，只是新星所对应的白矮星未达钱德拉塞卡极限，不会发生碳氧核反应，爆发所产生的能量是来自积聚在其表面上的氢或氦的融合反应。

亮度的突然增加是由爆发中释放的能量所提供的，爆发以后亮度不会即时消失，而是会在一段长时间中慢慢地下降，那是因为放射性钴衰变成铁而放出能量。

如果一颗恒星的质量很大，它本身的引力就可以把硅融合成铁。因为铁原子的比结合能已经是所有元素中最高的，把铁融合是不会释放能量，相反的能量反而会被消耗。当铁核心的质量到达钱德拉塞卡极限，它就会即时衰变成中子并塌缩，释放出大量携带着能量的中微子。

中微子将爆发的一部份能量传到恒星的外层。当铁核心塌缩时候所产生的冲击波在数个小时后抵达恒星的表面时，亮度就会增加，这就是II型超新星爆发。而视乎核心的质量，它会成为中子星或黑洞。