公元 1054 年，金牛座（希腊人因其外形酷似一头公牛而将其命名为金牛座【14】）中的一颗恒星亮度急剧增加，甚至在白天也能看到它，而此时太阳的亮度足以盖过其他所有恒星。中国天文学家把这些变亮的恒星称为”客星"（kèxīng），并仔细记录了它们的样子。他们注意到，1054年的客星在夜空中接着出现在642个夜晚（大约21个月！），然后就完全消失了。
【A Brief History of Black Holes: And why nearly everything you know about them is wrong By Becky Smethurst, 老白翻译注释。第二章 生命燃烧得越快死得就越早】
一千年后的今天，如果你用望远镜观察金牛座天空中同样的位置，你会看到一个与恒星截然不同的东西：那是一个星云。一个由气体和尘埃组成的漩涡，我们能看到这个漩涡是因为中心有一些微弱的恒星发出几乎看不见的余烬光亮【译者：这种图都是用天文仪器摄像而来的，不是我们理解的可见光】。这是一颗死亡恒星的残骸，一颗氢燃料耗尽的恒星，当它拼命试图阻止不可避免的死亡时，在那短短的几个月里，它的光芒胜过了天空中的其他所有恒星，然后留下了它曾经的影子。这个幽灵般的场景被称为蟹状星云，它是人类认识恒星死亡和黑洞存在的一个里程碑。
蟹状星云；超新星 SN 1054 的残余物。
虽然蟹状星云并不是我们眼睛所能看到的可见光中最亮的天体之一，但它却是被称为伽马射线的难以置信的高能量光的最亮发射器之一。光有各种不同的形状和特色，这是由光波的能量大小决定的。在可见光（也称为光学光）中，我们眼睛能看到的不同颜色是由不同波长的光造成的。蓝色的光波能量较高，每秒到达的光波数较多，而红色的光波能量较低，每秒到达的光波数较少。每秒到达的光波数量可以用频率来衡量，或者也可以用光波峰值之间的距离来衡量，即波长。
不同波长的红光（下）和蓝光（上）
我们的眼睛只能探测到波长相隔仅为 0.00000038 米（蓝光）和 0.00000075 米（红光）的颜色（频率范围为每秒 790-400 万亿次波）。“白”光，如来自手电筒或太阳本身的光，是所有颜色的混合物；彩虹是很好的证明。当来自太阳的光穿过空气中的水滴时，就会被分成各种颜色，让我们惊叹不已。当你看到彩虹时，最美妙的是你几乎没有看到彩虹的全貌。除了彩虹顶端的红色和底部的蓝色之外，还有其他颜色；但这些颜色是我们的眼睛看不到的。太阳不仅发出可见光，它还发出其它各种波长的光，从能量最小的光，可以说是最懒散的光，【因为它震动得很慢，】波峰之间有长达数公里的巨大间距，到能量最大的光，可以说是最勤快的光，【不停的上下震动】，波峰之间的间距很小，只有一个原子的宽度。
我们将不同波长的光大致分为不同的类型。从最大波长到最小波长依次为：无线电波、微波、红外线、可见光、紫外线、X 射线和伽马射线。这些不同波长的光组成真正的全光谱；整个彩虹中，我们只能瞥见其中很微小的一角。尽管我们无法看到其它波长的光，但这并不妨碍我们利用它们来获得好处，这包括从利用无线电波进行通信、用微波烹饪食物、用电视遥控器中的红外线换频道、用紫外线杀死细菌、用 X 射线窥探身体内部，到利用伽马射线进行放射治疗以抗击癌症。
然而，光的能量越强，对地球上的生命就越危险。值得庆幸的是，地球的大气层过滤掉了太阳产生的大部分波长的光。能量最高的紫外线被大气层中的氧原子吸收，形成臭氧层。同样，氧原子和氮原子吸收了所有的 X 射线和伽马射线，大气中的水分吸收了微波。能到达地面的光于是只有可见光、一些紫外线（会灼伤我们的皮肤--晒伤）和无害的无线电波。太阳的可见光亮度是无线电波的 1000 万倍，所以人类的眼睛进化成能看到真正到达地面的明亮阳光也就不奇怪了。也许在另一个星球上，在不同类型的大气层中，我们的眼睛能够探测到光谱中完全不同的部分，呈现出我们根本无法想象的全新色彩。【但是，在那样的星球里，我们自身能不能出现都不可知。】
不过，作为天文学家，我们已不再受限于人眼微弱的灵敏度。我们又"进化 "了一步，开发出了对不同类型光线敏感的探测器。问题在于地球那讨厌的大气层，它在保护生命免受有害辐射的同时，也阻碍了对来自浩瀚太空的 X 射线的探测。因此，我们把 X 射线探测器绑在望远镜上，发射到环绕地球的轨道上，越过阻挡我们观测的大气层。有了这些望远镜，我们才得以“睁开”眼睛，看到点缀在红外线、X 射线和伽马射线天空中的细小光点，而这些光点长期以来一直隐藏在我们的视线之外。包括蟹状星云发出的光，在1054年，蟹状星云的可见光可能比太阳还要强，现在，【它已经死了，不亮了，】但它的伽马射线却比太阳和天空中几乎所有的东西都要强。
通过恒星发出的不同颜色和类型的光，我们可以了解它们的温度、类型以及死亡后的情况。有些恒星，比如猎户座中的参宿四，看起来略带红色；在天空昏暗的时候，你甚至可以用肉眼看到这种情况，但如果你拍张照片，就会更加明显（如果你用肉眼看不太出来，甚至用大多数智能手机拍摄十秒钟的”夜间模式"照片，也会发现这种情况）。同样，有些恒星（如天狼星）会呈现蓝色。
因此，天文学家利用恒星发出的光，决定做所有优秀科学家都会做的事，对它们进行分类，形成一个系统。就像生物学家有他们的动物王国分类法，化学家有他们的元素周期表一样，天文学家也有他们的恒星分类系统。这得益于弗劳恩霍夫发明的摄谱仪—将恒星发出的光分成彩虹，就能发现光缺失的缝隙；隐藏的指纹就能揭示恒星是由什么构成的。因为，正如弗劳恩霍夫所指出的那样，并非所有恒星都像太阳那样具有相同的缺色模式。
正是这一观测结果让意大利天文学家安杰洛-塞基第一次将恒星分为三大类。1863 年，塞奇开始记录来自不同恒星的光谱，就像弗劳恩霍夫第一次记录太阳一样，他收集了 4000 多颗恒星的光谱进行分析。他意识到，虽然不同恒星的缺失色模式略有不同，但大致可以分为三类，他用罗马数字将其分别称为 I、II 和 III（最后他还在自己的方案中增加了两个更稀有的类别，即 1868 年的 IV 类和 1877 年的 V 类）。根据塞基的划分，太阳属于 II 类恒星，这意味着它有很多缺色。我们现在知道，这些缺失的颜色与太阳含有大量碳、镁、钙和铁等较重元素对应，这些元素吸收这些颜色的光—我们称之为金属线：任何比氢更重的元素都被天文学家归类为"金属"，这让所有化学家都非常懊恼。
塞基并不是唯一一个对根据恒星的光进行分类感兴趣的人。19 世纪 80 年代，美国天文学家、哈佛学院天文台台长爱德华-皮克林（Edward Pickering）也开始关注恒星分类。皮克林收集了超过 10,000 份恒星光谱进行分析，但他并不是独自完成这项工作的。皮克林得到了”哈佛计算机”的帮助。计算机一词在今天指的是机器，但在皮克林的时代，计算机就是人："会计算的人"。他们雇了一队人从事重复、乏味的工作和极其复杂的数学计算。【15】 在哈佛学院天文台，男人们从事移动望远镜和在大型照相底片上拍摄图像或光谱的体力劳动，然后由女人对恒星的亮度或光谱进行繁琐、重复的编目工作。按照今天的定义，男性从事天文学，女性从事天体物理学。
哈佛大学“【人力】计算机”威廉明娜-弗莱明（Williamina Fleming）完成了皮克林万星光谱的大部分分类工作（在此过程中发现了十颗新的"客星"），皮克林和弗莱明一起修订了塞基的系统，使其具有更具体的类别。他们用字母A-Q把塞基的五大类（I-V）分成小类，总共有17种不同类型的恒星。随着字母表位置向后的变化，氢的吸收量在减少。这项工作于1890年出版，被称为《德雷珀恒星光谱目录》，起这个名字是因为该项目由美国医生和热衷于天文的业余爱好者亨利-德雷珀（Henry Draper）的遗孀玛丽-安娜-帕尔默-德雷珀（Mary Anna Palmer Draper）资助。
这种恒星分类方法被一些人认为过于复杂，尤其是哈佛大学的另一台【人力】计算机安妮-坎农（Annie Jump Cannon）。1890年，哈佛学院天文台不再只研究北半球天空中的恒星，而是在秘鲁的阿雷基帕建立了一个天文台，以获取南半球天空中（更多）恒星的数据。坎农的任务是将南半球天空中亮度低至一定亮度的所有恒星进行分类，以便修订德雷珀星表。 坎农还是用字母标志，但只有A, B, F, G, K, M 和 O。她注意到大多数恒星都是两种类型的混合体，介于 A 型和 B 型之间。因此，她不再使用 17 种单独的类型，而是在A, B, F, G, K, M 和 O字母后添加一个介于 0 和 9 之间的数字，来说明恒星是否介于两种类型之间，例如 A5 型恒星。在她的系统中，太阳是一颗 G2 型恒星，天狼星呈蓝色，是一颗 A1 型恒星，而参宿四呈红色，是一颗 M2 型恒星。
皮克林和坎农于 1901 年首次公布了这一系统，但工作并未就此结束。德雷珀星表尚未完成，天空中还有更多恒星有待分类。包含 225,300 颗恒星的完整星表于 1918 年至 1924 年间分卷出版；坎农和她在天文台的计算机同事们使用她的系统每月对超过 5,000 颗恒星的光谱进行分类。
因此，到了二十世纪初，天文学家已经有了一套恒星分类系统，但要理解为什么恒星可以这样分类，还需要一点时间。是什么让恒星的光谱看起来不同？是什么让它们闪烁着略微不同的色彩？1911年，丹麦化学家兼天文学家埃纳尔-赫兹普隆（Ejnar Hertzsprung）在继续完备《德雷珀星表》的过程中，也计算出了其中一些恒星的距离。根据距离，他可以计算出恒星的实际亮度，而不是从地球上看恒星的亮度。他还注意到，实际亮度与被吸收线吸收的光量成正比（被吸收的波长/颜色没有完全消失，但与恒星接收到的总光量相比非常微弱）。赫兹普隆将其绘制成图，显示了两者之间的相关性。到了 1913 年，美国天文学家亨利-罗素（Henry Russell）整理出了更多恒星的距离测量数据，从而计算出了更多的绝对亮度，并修改了赫兹普隆的图表，再次展示了亮度和吸收线强度之间的相关性。亮度显然与恒星光谱中的吸收量有关，但两者之间是怎样联系的呢？
上图：附近恒星的赫兹普朗-罗素图。恒星的"主要顺序"是赫兹普隆和拉塞尔最初看到的相关性，也是发现正常氢融合恒星的地方。温度的 x 轴是反向倒置的，因为它最初是按照从吸收最少到吸收最多的顺序绘制的。就像天文学中的大多数事情一样：如果一开始看上去没有意义，那就是历史造成的问题。
为此，我们回到塞西莉亚-佩恩-加波斯金的工作（如果你还记得上一章的内容，她在 1925 年的博士论文中指出，太阳主要由氢气构成）。爱德华-皮克林将女人力计算机们纳入哈佛学院天文台，允许她们以自己的名字发表工作成果（这在当时并不常见），为更多女性从事天文学工作铺平了道路。1919 年皮克林去世后，哈佛学院天文台的新任台长是美国天文学家哈洛-沙普利。沙普利与附近的拉德克利夫女子学院合作，在天文台为女性开设了天文学研究生课程。
佩恩-加波什金没有被录用为计算机人员，而是被收为研究生，随后成为哈佛大学拉德克利夫学院授予天文学博士学位的第一人。【16】 佩恩在攻读博士学位期间弄清了恒星的类别（A、B、F、G、K、M 和 O）与其温度的关系。她读过印度物理学家梅格纳德-萨哈（Meghnad Saha）的著作，他是北方邦阿拉哈巴德大学（Allahabad University）的教授，研究气体在高温下的行为。萨哈利用量子力学的观点，即微小粒子的行为方式，研究了原子在极高温度和压力下的行为。他意识到，温度或压力越高，气体的电离程度就越高。气体电离程度越高，就有越多的电子从围绕原子中心的轨道上释放出来，从而产生自由游荡的负电子和正原子核。他把这一切写成了一个简洁明了的方程式，即萨哈方程式【17】。
其他物理学家，如英国天文学家拉尔夫-福勒（Ralph Fowler），意识到了萨哈工作的意义；这将导致恒星光谱中不同数量的吸收。太冷，就没有足够的能量将电子提升到更高的轨道，因此电子对光的吸收就会减少。太热的话，电离作用会非常强烈，原子轨道上就不会再有电子来偷光了，因此对光的吸收也会减少。在这个完美的”金发姑娘”温度下，应该有一个电子吸收光最多的甜蜜点，这样恒星的光谱中就会出现许多空隙。【译者：”金发姑娘”这个词在英文里经常出现，指的是恰到好处的一点，一种条件，等等。另外，这里提到一些量子物理的基础知识，很多人并不知道。比如，电子从低“轨道”跳跃到“高能”轨道，需要吸收能量，即所谓的“偷”光。】
西莉亚-佩恩-加波斯金（Celia Payne-Gaposchkin）进一步推进了这些想法，并证明安妮-坎农（Annie Jump Cannon）的分类系统可以从最热到最冷排序为O-B-A-F-G-K-M，其中吸收最多的是处于不冷不热的黄金温度的A星。在意识到吸收量是由温度而不是任何特定元素的含量决定之后，她证明了太阳所含的氢实际上是其他任何元素的一百万倍。她的研究成果于 1925 年发表，但她的论文主考人亨利-罗素劝阻她不要做出如此大胆的声明，因为这有悖于当时地球和太阳由相似数量的元素混合而成的观点。1929 年，罗素以不同的方法独立地确定了太阳主要由氢元素构成，尽管他承认佩恩-加波什金之前的工作，但这一发现的功劳往往被误认为是他的。
多亏佩恩-加波什金的洞察力，我们现在才知道恒星是如何发光的，亮度与吸收强度的相关性，以及恒星的分类。这是一个简单的分类系统，至今仍被传授给世界各地的新晋天文学家，并配有方便的口诀：”哦，做个好家伙/女孩吻我"（‘Oh Be A Fine Guy/Girl Kiss Me）。它被称为 "哈佛分类法"（Harvard Classification Scheme），而不是更贴切的 "坎农分类法"（Cannon Classification Scheme）。
因此，由于恒星光谱中的吸收强度是由恒星的温度决定的，其基本关系是恒星的温度与其绝对亮度相关，这就是现在所说的赫兹普朗-拉塞尔图。恒星的温度越高，发出的光就越多，而且最重要的是，发出的光能量越大。太阳的平均温度为 5778K（开尔文）【18】，这意味着它发出的最多的光波长约为 500 nm（纳米，即 0.0000005 m），呈绿色。太阳还发出的数量相近红光和蓝光，足以混合在一起形成白光，这就是为什么太阳实际上看起来并不是绿色的。参宿四的颜色偏红，温度较低，为 3,600K ，天狼星的颜色偏蓝，温度较高，为 9,940K 。【译者：这一段目前写得不太清楚，没有说明为什么太阳还发出数量相近红光和蓝光。】
但是，为什么恒星的亮度和温度又是相关的呢？了解恒星的最后一个难题是恒星的质量。爱德华-皮克林（Edward Pickering）在哈佛学院天文台推动所有这些恒星的编目工作的同时，自己也在研究双星，即相互绕行的成对恒星。这让他能够计算出不同光谱类型的恒星有多重。最重的是 O 型星，最轻的是 M 型星。从本质上讲，质量越大的恒星就越亮、越热。
如果我们像开尔文勋爵那样把恒星看成是向内的重力挤压和向外的核聚变能量之间的持续平衡，这就说得通了。质量最大的恒星会向内施加最大的重力挤压，将恒星内部加热到比小恒星高得多的温度。为了抵抗更大的向内引力，质量更大的恒星需要更大的向外引力：它们需要每秒燃烧更多的燃料，这样才不会在自身引力的作用下坍塌。这就是它们更亮的原因--它们一直在更努力地对抗自身强大的引力。因此，质量更大的恒星即使由比我们太阳多得多的氢构成，它们必须熔化氢的速度也意味着它们的寿命要短得多。一颗 O 型恒星的重量可能是太阳的 90 倍，但寿命却只有一百万年（比太阳的一百亿年少一万倍）。越大的恒星活得越闪亮，死得也越早。
恒星在其一生中都在快乐地将氢熔化成氦，它们位于赫兹普朗-拉塞尔图中所谓的”主序”上：即亮度和温度的主要相关性。但是，当恒星的氢燃料开始不足时，它们就会开始偏离这种相关性，变冷并变红，但以某种方式保持相同的亮度。它们会膨胀到很大，我们把这些恒星归类为”巨星”（如果特别大，甚至可能是”超巨星”）。【译者：这就是为什么被称为主要序列，大概是主因的意思吧。之前并没有说明。至于“以某种方式保持相同的亮度”，即膨胀，这里还没有讲清楚。】如果你发现一个由同时形成的恒星组成的大星团，你就可以知道它们有多古老了，因为最亮的 O 星已经死亡，从赫兹普隆-拉塞尔图中消失了。
膨胀到这些巨星大小是恒星推迟不可避免的命运的一种方式。例如，当太阳在【以后】 50 亿年左右的时间里开始耗尽燃料时，它会在赫兹普朗-拉塞尔图中走过一条非常曲折的道路，膨胀到红巨星，然后在失去外层进入太空后，最终下降到白矮星部分（温度高但亮度低）。但它为什么会这样呢？恒星膨胀时在做什么来推迟不可避免的现象呢？
1929 年，天文学家终于把所有的碎片拼凑在一起，研究出太阳和天空中所有恒星的燃料是氢聚变成氦的过程。在物理上，如何让四个氢原子聚合在一起并融合成氦？【19】 乔治-伽莫夫（George Gamow）（他计算出了两个氢原子克服它们之间斥力的概率，并意识到这个概率很小，但不是零）之前曾提出过氢原子合并的连锁反应；首先是两个氢原子融合产生重氢，也称为氘。氘的原子核中有一个质子，和普通氢一样，外加一个中子，因此重量稍重。【20】 质子的数量决定了原子是什么元素；中子的数量只是决定了原子的重量。通常情况下，原子的中子和质子数目相等（氢除外，它通常没有中子）【21】，我们称这些中子数目与正常原子不同的原子（如氘）为同位素。在链式反应中，重氢会与另一个氢原子发生聚变，生成轻氦（氦-3），然后轻氦又会与另一个氢原子发生聚变，生成氦。
但贝特并不相信这种质子链式反应；我们知道太阳和恒星中也有碳等较重的元素，这些元素是如何产生的，它们又是如何影响恒星中的核反应的呢？贝特意识到，碳的存在实际上可以作为核反应的催化剂，至少在恒星足够热的时候是这样。恒星可以循环地将氢与碳、氮和氧结合，最后生成一些氦。这个循环是这样的
(i) 碳与氢(#1)融合生成轻氮
(ii) 轻质氮衰变为重质碳
(iii) 重碳与氢（#2）熔合生成氮气
(iv) 氮气与氢气（#3）融合生成轻氧气
(v) 轻氧衰变为重氮
(vi) 重氮与氢原子（#4）发生聚变，分裂出碳和氦原子
在这个循环中，我们以碳为起点，以碳为终点，沿途使用了四个氢原子，并产生了一些氦。这就是所谓的 CNO 循环（碳-氮-氧循环）。
贝特计算出，在温度较高的情况下，这个过程比质子-质子链式反应的效率要高得多；氢与碳或氮融合的可能性要比与自身融合的可能性大得多。贝特于 1940 年发表了他的研究成果，并于 1967 年获得诺贝尔物理学奖—他准确地破解了恒星是如何获得能量的【22】。但这个理论没有回答碳、氮和氧最初是如何产生的。氢是最简单的元素，其原子核中只有一个质子，是构成宇宙的基本要素。氢是宇宙中最丰富的元素，因此一定有其他过程将氢转化为比氦更重的物质。
贝特从未考虑过这个重元素生成问题，又过了几年--1946 年--英国天文学家弗雷德-霍伊尔（Fred Hoyle）才考虑过这个问题。霍伊尔是剑桥大学圣约翰学院的讲师，他关于重元素生成的观点使他成为家喻户晓的人物【23】 ，并最终成为剑桥理论天文学研究所的第一任所长。霍伊尔提出，当恒星燃烧的燃料耗尽，它们不再有任何能量向外推动以对抗向内的重力挤压时，它们就会在重力作用下开始坍缩。这种物质塌缩会使恒星内部的温度升高到数百万度，导致正常聚变产生的氢核和氦核融合在一起，以大致相等的丰度制造出元素周期表上的所有元素。
这个想法的问题在于，这些元素会被困在坍缩的恒星内部，永远见不到天日。但我们知道，这些元素必须以某种方式分散到整个宇宙中，才能为我们提供孕育太阳系的原料。于是霍伊尔修正了自己的理论，他想到了恒星在氢燃料耗尽时会经历的奇怪的巨变阶段。只有恒星内核的温度才足以进行核聚变，因此恒星在其生命周期中只有大约5%的氢真正转化为氦（正如阿瑟-爱丁顿自己所建议的那样）。当一颗大质量恒星的氢燃料首次耗尽时，整个恒星会在重力作用下开始坍缩，外部的氢大气层会压迫内核，而内核现在完全由氦构成。
当恒星在重力作用下坍缩时，最靠近核心的氢会变得足够热，再次熔化成氦，并开始加热氦核心及其周围的氢大气。内核进一步收缩，温度越来越高，而恒星唯一能做的就是将其外部的氢大气向外膨胀，使其变得非常弥漫，以平衡这种情况。这颗恒星就变成了巨星，如果是一颗真正的大质量恒星，就变成了超巨星（恒星的外层会随着扩散程度的增加而冷却，这就是为什么这些巨星看起来是红色的）。
核聚变在核心周围的一层继续进行，直到核心变得足够热，开始将氦聚变成碳。最终，核心周围的氢耗尽，恒星再次开始坍缩，然后在另一层变得足够热，再次启动氢聚变。前一层正在聚变的氦现在变成了纯氦，它开始将纯氦聚变成碳，而内核中的碳则开始聚变成氧。这个过程不断重复，直到恒星变得像洋葱一样，一层又一层的较重元素由恒星试图防止其不可避免的坍缩时不断升高的温度引发的核聚变制造出来。
恒星将继续不断地在其内核中融合越来越重的元素，直到硅原子融合成铁。铁是恒星的死刑。铁可以熔合出更重的元素，但你需要投入比产出更多的能量，所以它不能用作燃料。此时，当恒星再次收缩时，就没有多余的层了，也就不再有任何核聚变过程可以抵抗引力向内的挤压。恒星外围的轻元素向内坍缩，短暂地使温度呈指数级上升，并产生巨大的光爆，这在星系内外都能看到，然后又被内核中的重元素反弹回来，向外抛向太空。我们称这种坍缩和反弹为超新星【24】。
霍伊尔于1954年发表了这一关于恒星洋葱式死亡的假说，并于1957年与其他三位科学家--美国物理学家威廉-福勒（William Fowler）、英国天文学家杰弗里-伯比奇（Geoffrey Burbidge）和英美天文学家玛格丽特-伯比奇（Margaret Burbidge）--合作撰写了天体物理学界最具影响力的研究论文之一：《恒星中元素的合成》。这篇论文被称为 "B2FH论文"（取自作者姓名的首字母），主要是对核物理学家在核聚变过程中产生重元素的研究、天文学家对恒星中重元素数量比例的观测以及霍伊尔关于恒星 "洋葱式死亡 "的观点进行了综述。它确定了将死恒星各层中发生的核反应，预测了 每种元素的形成量，并说明了这与天文观测恒星光谱所测得的量是如何吻合的。它为五十年的研究画上了一个漂亮、整洁的小句号。
上图：生命即将结束的超巨星的洋葱状结构。
B2FH 论文不仅在天体物理学领域具有影响力，它还吸引了更多公众的关注。如果说恒星是宇宙的大锻造厂，所有元素都是在恒星中制造出来并喷射回宇宙的，那么这就意味着我、你，甚至整个地球，都是由”星尘"组成的。这听起来很诗意，但我最喜欢的，也是我认为更准确的比喻是，这些元素是"超新星大便"。我意识到"我们都是由超新星的便便组成的"这个比喻没有那么诗意，但我喜欢。
1054年，中国天文学家记录了一颗明亮的”客星"，它就是一颗超新星造成的，并留下了我们今天在蟹状星云中看到的幽灵般的残留物。但是，在蟹状星云的中间，产生所有这些伽马射线的是什么呢？在恒星大气层的外层被弹开之后，恒星的核心会发生什么呢？如果没有任何东西能抵抗引力不可阻挡的挤压呢？
我们得到一个黑洞。