恒星爆炸，在人的想象里首先是一团光。我们甚至会下意识地认为：爆炸发生的那一刻，就是望远镜看见它突然变亮的那一刻。
一颗大质量恒星真正塌下去时，地下探测器可能先收到一阵中微子计数，望远镜里的那颗星往往数小时后才明显变亮。
这几个小时很宝贵。它能让天文学家提前架好望远镜，等恒星外层第一次出现剧烈变化。错过那个短暂阶段，后来再多照片也补不回来。
一、铁核从失稳到原中子星
质量足够大的恒星耗尽核心燃料后，会逐步留下以铁为主的内核。铁核继续聚变无法再给恒星提供净能量。支撑核心的压力一旦失守，巨大质量便在不到一秒的时间里向内坍缩。
密度迅速升高，电子被压进质子，形成中子并释放电子中微子。高能光子还会拆解铁原子核，进一步消耗支撑坍缩的能量。核心最后被压成一颗炽热的原中子星。
此时恒星的外表并没有同步炸开。坍缩从内部开始，外层仍横在核心与太空之间。冲击波需要穿过层层物质，才能抵达恒星表面。
这段路有多长，取决于恒星临终时的体积和外层结构。紧凑恒星的延迟可以较短；如果死去的是一颗半径巨大的红超巨星，冲击波可能要走上数小时。人类熟悉的强烈增亮，要等表面受到冲击以后才出现。
二、中微子怎样离开致密核心
中微子经常被说成可以直接穿过任何东西。核心坍缩刚开始时，这句话并不完全成立。原中子星内部的密度高得接近原子核，中微子同样会频繁碰撞，暂时困在里面。
它们用几秒到十几秒向外扩散。随着物质密度下降，大量中微子从中微子球附近释放，带走核心坍缩释放的绝大部分引力结合能。后来进入望远镜的电磁辐射，在这份能量总账里只占很小一部分。
离开致密核心后，中微子遇到普通物质的概率急剧降低。光子仍在恒星外层反复散射。海量中微子穿过尚未炸开的星体，直接进入太空。
极少数到达地球的中微子会在水、冰或液体闪烁体中留下反应，地下探测器由此记下几次微弱闪光。
以大型水切伦科夫探测器为例，电子反中微子可能撞上水中的质子，产生正电子和中子。正电子在水中运动时会留下切伦科夫光，水箱四周的光电倍增管负责记录亮起的时间和强度。
单次反应无法证明远方有恒星坍缩。短短几秒内突然集中出现大量事件，才会形成有意义的爆发信号。探测器还要排除设备噪声与其他粒子造成的背景计数。
三、几小时的空档留在恒星内部
高能中微子离开恒星后，穿越星际空间的速度与光极为接近。冲击波此时仍在恒星外层推进，数小时的空档就留在这段路上。它抵达表面后，第一批强辐射才能进入太空。
核心坍缩还可能同时产生引力波，它几乎以光速传播。下一颗银河系超新星的第一声警报，未必只来自中微子探测器，也可能由引力波设备同时送达。
恒星照片尚无变化时，预警系统已经可能报警。警报会让望远镜提前转向目标，守候爆发前沿冲出表面的短暂阶段。
四、1987年的二十几次反应改写了值班顺序
1987年2月23日，大麦哲伦云中的一颗恒星发生核心坍缩。日本神冈、美国IMB和苏联巴克桑探测器在十几秒内记录到二十多次中微子候选事件。数量很少，却与同一个天空事件和时间窗口对应。
这阵中微子比人类第一次记录到SN 1987A的光学增亮早了大约三小时。这个差值不能简单当成中微子与第一束可见光之间的精确物理间隔，因为当时没有望远镜连续盯着它。
今天，超新星早期预警系统会联合多座中微子探测器。一旦多个设备同时出现异常，它们可以先向天文台发送警报。预警也许只能多争取几个小时，但冲击波刚冲出恒星表面的阶段很短，错过后无法补拍。
单座设备通常很难立刻给出精确方向。不同地点的探测器互相核对时间，再结合少量带方向信息的反应，才能逐步缩小天空搜索范围。越早完成这一步，望远镜需要排查的区域就越小。
核心最初几秒发生的变化，要从中微子信号中反推。下一颗足够近的超新星出现时，那串没有画面的数字会替人类保存这段过程。
一颗恒星死亡的第一份讣告，可能不会发光。它会先穿过岩层、海水和我们的身体，落进巨大的水箱，变成一次孤零零的计数。
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