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crab form nebula
因為這個星雲的形狀有點像螃蟹被取名為蟹狀星雲(crab nebula)。這個星雲是在1731年被英國的一位天文愛好者比維斯發現的。
根據中國歷史記載，在現在蟹狀星雲的那個位置上，曾經有過超新星爆發，那就是1054年7月出現的、特亮的金牛座“天關客星”。它爆發過程中拋射出來的氣體雲，就應該是現在看到的蟹狀星雲。1921年，美國科學家把兩批相隔12年的蟹狀星雲照片進行了仔細和反復的比較之後，確認星雲的橢圓形外殼仍在高速膨脹，速度達到每秒1300千米。1942年，荷蘭天文學家奧爾特以其令人信服的論證，確認蟹狀星雲就是1054年超新星爆發後形成的。我國史書《宋會要》記載：‘至和元年五月晨出東方，守天關，晝見如太白，芒角四出，色赤白，凡見二十三日。’說的是公元1054年7月4日清晨，天空中出現了一顆特別明亮的超新星，在金牛座（中國古星名“天關”）附近，白天也能看見它亮如金星，光芒四射，一直持續了23天。這顆超新星爆發過程中拋射出來的氣體，至今還在以每秒上千公裏的速度迅速地嚮四面八方膨脹……”卞教授認為在科學史上，蟹狀星雲藴涵着中國人的自豪，能用中國畫技法表現蟹狀星雲別有一番深意。
蟹狀星雲還是強紅外源、紫外源、x射綫源和 γ射綫源。它的總輻射光度的量級比太陽強幾萬倍。1968年發現該星雲中的射電脈衝星，它的脈衝周期是0.0331秒,為已知脈衝星中周期最短的一個。目前已公認，脈衝星是快速自旋的中子星,有極強的磁性,是超新星爆發時形成的坍縮緻密星。蟹狀星雲脈衝星的質量約為一個太陽質量，其發光氣體的質量也約達一個太陽質量，可見該星雲爆發前是質量比太陽大若幹倍的大天體。星雲距離約6300光年，星雲大小約12光年×7光年。
公元1054年7月4日（宋仁宗至和元年五月二十六日）《宋史·天文志》記載：“客星出天關東南可數寸，歲餘稍末”；《宋會要》中記載：“嘉佑元年三月，司天監言：‘客星沒，客去之兆也’。初，至和元年五月，晨出東方，守天關，晝見如太白，芒角四出，色赤白，凡見二十三日”。這是關於一顆超新星的記載，它的殘骸，就是我們現在看到的蟹狀星雲。
1888年出版《星雲星團新總表》列為ngc1952，《梅西耶星團星雲表》中列第一，代號m1。蟹狀星雲的名稱是英國天文愛好者羅斯命名的。m1是最著名的超新星殘骸。這顆位於金牛座的超新星爆發當時估計其絶對星等達到了-6等，[註：絶對星等---假設天體在一個標準距離遠處---32.6光年的亮度，太陽的絶對星等為4.8]相當於滿月的亮度，它的實際光度比太陽高5億倍，在白天也能看到，給當時的人們留下了極深刻的印象。不僅如此，它的遺跡星雲至今的輻射也比太陽大，射電觀測發現它的輻射強度和波長之間的關係不能用黑體輻射定律解釋，要發射這樣強的無綫輻射，它的溫度要在50萬度以上，對一個擴散的星雲來說，這是不可能的，前蘇聯天文學家什剋洛夫斯基1953年提出，蟹狀星雲的輻射不是由於溫度升高産生的，而是由“同步加速輻射”的機製造成的。這個解釋已得到證實。蟹狀星雲中央脈衝星的發現，獲得了1974年的“諾貝爾物理奬”，它是1982年前發現的周期最短的脈衝星，衹有0.033秒，並且直到現在，能夠在所有電磁波段上觀察到脈衝現象的衹有它和另一顆很難觀測的脈衝星。這顆高速自旋的脈衝星證明了30年代對中子星的預言，肯定了一種恆星演化理論：超新星爆發時，氣體外殼被拋射出去，形成超新星遺跡，就象蟹狀星雲，而恆星核心卻迅速坍縮，由恆星質量决定它的歸宿是顆白矮星或是中子星或是黑洞。中子星內部沒有熱核反應，但它的能量卻又大的驚人，比太陽大幾十萬倍，這樣大的能量消耗，靠的是自轉速度的變慢，即動能的減少來補償，才能符合能量守恆定律。第一個被觀測到的自轉周期變長的中子星，恰好是m1中的中子星。總之，人類對蟹狀星雲的研究占了當代天文學研究的很大比重，也的確得到了相當比重的研究成果。 |
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根據中國歷史記載，在現在蟹狀星雲的那個位置上，曾經有過超新星爆發，那就是1054年7月4日（宋仁宗至和元年的五月己醜）大約寅時出現的、特亮的天關星“天關客星”。
天關客星
中國宋朝司天監對那次爆發作出過觀測，史料中有以下記載：
“己醜，客星出天關之東南可數寸。嘉祐元年三月乃沒。”見：李燾，《續資治通鑒長編》（北京：中華書局，2004二版），176，頁4263。
來自哈柏的光學數據以及來自錢卓的X光圖片《宋史·天文志》：“宋至和元年五月己醜，客星出天關東南可數寸，歲餘稍末。”
《宋史·仁宗本紀》：“嘉祐元年三月辛未，司天監言：自至和元年五月，客星晨出東方，守天關，至是沒。”
《宋會要》：“嘉佑元年三月，司天監言：‘客星沒，客去之兆也’。初，至和元年五月，晨出東方，守天關。晝如太白，芒角四出，色赤白，凡見二十三日。”
總括以上文字，可得知在“宋至和元年五月己醜”（即1054年7月4日）開始，有“客星”出現在天關（即金牛座ζ星）附近，星的顔色是赤白。在最初的23天，即使在白晝，其光度如“太白”（即金星）。直至一年多後的“嘉祐元年三月辛未”（即1056年4月5日）纔消失不見。
這個客星真是一個“不速之客”，來了就不走。在23天的時間裏，像太白金星一樣亮，白天都可以看到，即所謂“晝見如太白”“凡見二十三日”。客星看不到的日期是1056年4月6日，距離客星出現的日期1054年7月4日已經整整過了643天。在這將近兩年的時間裏，衹要能看到客星。司天監的人員總是堅持不懈地進行觀測，他們詳細地記錄了客星的位置、顔色和亮度變化。這些詳細的觀測資料雖然大部分已經遺失，但僅是這流傳下來的簡短記載，已經使後人敬佩不已了。 |
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蟹狀星雲還是強紅外源、紫外源、X射綫源和 γ射綫源。它的總輻射光度的量級比太陽強幾萬倍。1968年發現該星雲中的射電脈衝星，它的脈衝周期是0.0331秒,為已知脈衝星中周期最短的一個。目前已公認，脈衝星是快速自旋的中子星,有極強的磁性,是超新星爆發時形成的坍縮緻密星。蟹狀星雲脈衝星的質量約為一個太陽質量，其發光氣體的質量也約達一個太陽質量，可見該星雲爆發前是質量比太陽大若幹倍的大天體。星雲距離約6300光年，星雲大小約12光年×7光年。
蟹狀星雲公元1054年7月4日（宋仁宗至和元年五月二十六日）《宋史·天文志》記載：“客星出天關東南可數寸，歲餘稍末”；《宋會要》中記載：“嘉祐元年三月，司天監言：‘客星沒，客去之兆也’。初，至和元年五月，晨出東方，守天關，晝見如太白，芒角四出，色赤白，凡見二十三日”。這是關於一顆超新星的記載，它的殘骸，就是我們現在看到的蟹狀星雲。
1888年出版《星雲星團新總表》列為NGC1952，《梅西耶星團星雲表》中列第一，代號M1。蟹狀星雲的名稱是英國天文愛好者羅斯命名的。M1是最著名的超新星殘骸。這顆位於金牛座的超新星爆發當時估計其絶對星等達到了-6等，[註：絶對星等---假設天體在一個標準距離遠處---32.6光年的亮度，太陽的絶對星等為4.8]相當於滿月的亮度，它的實際光度比太陽高5億倍，在白天也能看到，給當時的人們留下了極深刻的印象。不僅如此，它的遺跡星雲至今的輻射也比太陽大，射電觀測發現它的輻射強度和波長之間的關係不能用黑體輻射定律解釋，要發射這樣強的無綫輻射，它的溫度要在50萬度以上，對一個擴散的星雲來說，這是不可能的，前蘇聯天文學家什剋洛夫斯基1953年提出，蟹狀星雲的輻射不是由於溫度升高産生的，而是由“同步加速輻射”的機製造成的。這個解釋已得到證實。蟹狀星雲中央脈衝星的發現，獲得了1974年的“諾貝爾物理奬”，它是1982年前發現的周期最短的脈衝星，衹有0.033秒，並且直到現在，能夠在所有電磁波段上觀察到脈衝現象的衹有它和另一顆很難觀測的脈衝星。這顆高速自旋的脈衝星證明了30年代對中子星的預言，肯定了一種恆星演化理論：超新星爆發時，氣體外殼被拋射出去，形成超新星遺跡，就象蟹狀星雲，而恆星核心卻迅速坍縮，由恆星質量决定它的歸宿是顆白矮星或是中子星或是黑洞。中子星內部沒有熱核反應，但它的能量卻又大的驚人，比太陽大幾十萬倍，這樣大的能量消耗，靠的是自轉速度的變慢，即動能的減少來補償，才能符合能量守恆定律。第一個被觀測到的自轉周期變長的中子星，恰好是M1中的中子星。總之，人類對蟹狀星雲的研究占了當代天文學研究的很大比重，也的確得到了相當比重的研究成果。 |
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1054年 中國古代天文學家最早發現天關客星。
1731年 英國醫生、天文愛好者拜維斯發現蟹狀星雲。
1758年 梅西葉將蟹狀星雲排在他所編的星雲表第1號，稱為M1。
1850年 羅斯取名“蟹狀星雲”。
1910年 蘭姆蘭德首先註意到“束條”結構。
1921年 蘭姆蘭德和鄧肯彼此獨立地發現蟹狀星雲在膨脹。
1928年 哈勃測量出蟹狀星雲的膨脹速度，由此斷定它是中國發現的天關客星的遺跡。
1948年 射電觀測發現它是一個強射電源。
1953年 史剋洛夫斯基提出蟹狀星雲的射電輻射機製是同步加速輻射，很快被光學偏振觀測所證實。
1957年 射電偏振觀測成功。
1963年 發現蟹狀星雲是一個X射綫源。
1964年 中心附近發現了一個緻密源。
1968年 發現蟹狀星雲是一個γ射綫源。
1968年 發現蟹狀星雲脈衝星NP0532（統一名稱PSR 0531+21）。
1969年 發現NP0532同時是一顆光學脈衝星。 |
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位置：赤經5時31分5秒，赤緯21°59′ 銀經184°，銀緯—6°。說明：在銀河係裏比太陽離銀心更遠些，在銀道面之下200秒差距。
距離：1930秒差距或6300光年
大小：8.8光年×12.8光年。說明：可以並排放下8.6×10000000個太陽或10000個太陽係。
質量：中心星0.5～1.5個太陽質量，電離氣體0.6～3個太陽質量，中性氣體（纖維中心）可能1.5～幾個太陽質量，總質量2～3個太陽質量或3.98～5.97×10的27次方噸。說明：總質量的可能範圍1～10個太陽質量。
膨脹速度：1450公裏/秒。說明：不同人測得的結果有所不同 |
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xiezhuang xingyun
蟹狀星雲
Crab nebula
金牛座的一團無定形的膨脹氣體雲。它的1950.0歷元坐標：赤經5□31□5，赤緯+21°59□。角徑為7□×4□，視亮度相當於9等星。按傳統的形態分類,它被劃為行星狀星雲，但本質上與典型的行星狀星雲完全不同。它已被證認為超新星遺跡。
中國史書《宋會要》載：“至和元年五月晨出東方，守天關，晝見如太白，芒角四出，色赤白，凡見二十三日。”這是北宋欽天監對 1054年7月出現的特亮超新星事件的觀測記載。這個超新星爆發時亮度超過金星,近人稱之為中國新星。它的遺跡(爆發過程中拋射的氣體雲)就是現在看到的蟹狀星雲。（見彩圖蟹狀星雲(M1)） 中國古籍《宋會要》關於1054年超新星事件的記載
1731年，英國天文愛好者比維斯首次用小型望遠鏡發現了這個朦朧的橢圓形霧斑。1771年刊布的《梅西耶星表》，把它列為第一號天體：M1。在《星雲星團新總表》中，它的編號是NGC1952。1844年英國 W.P.羅斯用他自製的大型反射望遠鏡觀察到星雲的纖維狀結構。他根據目視觀察的印象，把星雲描繪成蟹鉗狀，因而名為蟹狀星雲，並沿用至今。1921年美國鄧肯對比兩批相隔十二年的照片，確認該星雲仍在膨脹。1942年荷蘭的奧爾特推論蟹狀星雲是九百年前爆發事件的産物，從而把今日的蟹狀星雲和1054年觀察到的超新星證認為一。
蟹狀星雲的可見光是強偏振化的，是快速電子在磁場中運動而産生的同步加速輻射。偏振光的分析研究表明,纖維狀結構的走嚮是平行於磁力綫的。可見光譜中有發射綫,除中性氫和電離氦綫外,還有很強的禁綫。蟹狀星雲是天上最強的射電源之一──金牛座A（即3C144）。該源周期地為月亮所掩，並且每逢六月被日冕掠掩，因此我們能精確地測定它的方位、大小和波譜特徵，確切地證認出它的光學對應體即是超新星遺跡。蟹狀星雲還是強紅外源、紫外源、X射綫源和 γ射綫源。它的總輻射光度的量級為10□爾格/秒，比太陽強幾萬倍。
1968年發現該星雲中的射電脈衝星 NP0532（即PSR 0531+21）。它的脈衝周期是0.0331秒,為已知脈衝星中周期最短的一個。NP0532的光學對應體的目視星等約為17等。1969年確認它是光學脈衝星,接着發現它在X、γ和紅外波段都有脈衝輻射。目前已公認，脈衝星是快速自旋的中子星,有極強的磁性(估計表面場強達10□～10□高斯）,是超新星爆發時形成的坍縮緻密星。
蟹狀星雲中的光學脈衝星
蟹狀星雲脈衝星的質量約為一個太陽質量，其發光氣體的質量也約達一個太陽質量，可見該星雲爆發前是質量比太陽大若幹倍的大天體。七十年代初，根據11種測距方法，求出它的距離的不加權平均值是 1,930秒差距左右，約相當於 6,300光年。由此推算出的星雲大小是12光年×7光年。（見彩圖蟹狀星雲（M1））
參考書目
Mitton,Crab Nebula ,Faber and Faber,London,1979.
（李競） |
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