天關客星（SN 1054）是一顆在1054年在金牛座內發現的超新星。它的亮度很高，在白天也能看見它；它像金星一樣，光芒四射，星光呈紅白色。這樣的星象持續了23天，后來它的亮度漸漸降低，將近2年后才逝去。天關客星是由中國北宋宮廷天文學家楊惟德于1054年7月發現的，古代中國和阿拉伯的天文學家在史書中皆對該星留下了詳細記錄。因該星突然出現在天關（金牛座ζ）附近，故名天關客星。根據中國史籍中的記錄可以推斷，這顆超新星在23天的時間內白天都可以見到，在夜晚可見的時間則持續了一年十個月。據研究，這顆星可能是Ⅱ型超新星，天關客星爆炸后的遺骸形成了蟹狀星云，在1774年收錄在梅西耶天體列表中成為第1號天體（蟹狀星云M1,NGC 1952）。在人類有文字記載的歷史上，觀測到銀河系內的超新星爆發的機會非常少。除了蟹狀星云以外，還有被第谷·布拉赫和他的學生約翰尼斯·開普勒觀測到的第谷超新星與開普勒超新星。據天文學家推算，銀河系內的超新星爆發平均20-50年出現一次。但是大都發生在銀核內部，或者在銀盤的另一半完全被銀核遮擋。蟹狀星云的超新星爆發，恰巧發生在銀河系內與太陽同一側銀盤上但是比太陽系更遠離銀核的外側。這樣的部位發生超新星爆發，從地球上觀測完全沒有遮擋，但是這樣機會就極為罕見。
超新星
天關客星是1054年金牛座內爆發的一顆超新星，古代中國和阿拉伯的天文學家在史書中對這顆星留下了詳細的記錄。
記載
《宋史·天文志》中記載：至和元年五月己丑，出天關東南可數寸，歲余稍沒。至和元年五月己丑也就是1054年7月4日。《宋史·仁宗本紀》中記載：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。《續資治通鑒長編》卷一七六中記載：至和元年五月己丑，客星晨出天關之東南可數寸（嘉祐元年三月乃沒）。《宋會要》卷五十二中記載：至和元年七月二十二日，守將作監致仕楊維德言：伏睹客星出現，其星上微有光彩，黃色。謹案《黃帝掌握占》云：客星不犯畢，明盛者，主國有大賢。乞付史館，容百官稱賀。詔送史館。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。
推斷
根據中國史籍中的記錄可以推斷，這顆超新星在23天的時間內白天都可以見到，在夜晚可見的時間則持續了一年十個月。據研究，這顆星可能是Ⅱ型超新星。天關客星爆炸后的遺骸形成了蟹狀星云，在1774年收錄在梅西耶天體列表中成為第1號天體（蟹狀星云M1,NGC 1952）。
觀察
在人類有文字記載的歷史上，觀測到銀河系內的超新星爆發的機會非常少。除了蟹狀星云以外，還有被第谷·布拉赫和他的學生約翰尼斯·開普勒觀測到的第谷超新星與開普勒超新星。據天文學家推算，銀河系內的超新星爆發平均20-50年出現一次。但是大都發生在銀核內部，或者在銀盤的另一半完全被銀核遮擋。蟹狀星云的超新星爆發，恰巧發生在銀河系內與太陽同一側銀盤上但是比太陽系更遠離銀核的外側。這樣的部位發生超新星爆發，從地球上觀測完全沒有遮擋，但是這樣機會就極為罕見。
20世紀早期，對早期間隔數年的星云照片進行分析表明，它正在不斷膨脹。根據其膨脹速度反推可得，該星云在地球上開始可見的時間至少在900年以前。而中國天文學家1054年的記錄過在天空的相同區域產生過一顆亮星，甚至白天都可觀測到。由于距離十分遙遠，當時中國人觀測到的白天的“客星”只可能是超新星。這是一種核聚變已耗盡能量并自行坍[tān]縮，從而發生爆炸的巨大恒星。
近期對歷史記載的分析表明，產生蟹狀星云的超新星爆發時間為4月或5月上旬，到了7月最亮時視星等升至?7到?4.5之間（比夜空中除了月球以外的任何天體都亮）。該超新星在首次發現大約兩年之內都可用肉眼看到。歸功于古代中國和阿拉伯地區天文學家1054年的觀測記錄，蟹狀星云成為第一個被確認與超新星爆發有關的天體。
種類
它是一顆II型超新星。
M1
蟹狀星云（M1，NGC1952或金牛座 A）是位于金牛座ζ星（天關）東北面的一個超新星殘骸和脈沖風星云。蟹狀星云距地球約6,500光年（2,000秒差距），直徑達11光年（3.4秒差距），并以每秒約1,500公里的速度膨脹。它是銀河系英仙臂的一部分。
發現
該星云由約翰·貝維斯于1731年發現，它對應于中國、阿拉伯和日本天文學家于公元1054年記錄的一次超新星爆發（編號SN 1054，中國稱天關客星）。1969年天文學家發現星云的中心是一顆脈沖星，它的直徑約為28–30千米，每隔33毫秒發射一次輻射脈沖，并發射出從γ射線到無線電的寬頻率范圍電磁波。它也是首顆被確認為歷史上超新星爆發遺跡的天體。
蟹狀星云的X射線和γ射線輻射能量超過30keV，估測電通量達10eV，而且非常穩定，因此天文學家將蟹狀星云看成是宇宙中最穩定的高能輻射源之一，并將其作為一種標準來測量宇宙其他輻射源的能量。此星云是一個很好的輻射源，通過其他天體的掩星可以研究它與其他的天體。20世紀50和60年代時，天文學家曾借助穿過日冕的蟹狀星云輻射對太陽日冕進行密度和成分測定。2003年，土衛六阻擋了蟹狀星云的X射線輻射，天文學家借此機會測量土衛六的大氣層的厚度。
起源
蟹狀星云產生于公元1054年一次明亮的超新星爆發：SN 1054。當時中國、印度、阿拉伯和日本天文學家都記錄了這一天文現象。而該星云則是由約翰·貝維斯于1731年首次觀測到的。1758年，查爾斯·梅西耶在觀測一顆亮彗星時獨立地再次發現該星云。于是梅西耶將其作為自己的類彗星天體星表中第一個成員。1848年，羅斯伯爵在比爾城堡觀測到了此星云，因為他繪制的圖像形狀與螃蟹類似，因此被稱為蟹狀星云。
20世紀早期，對早期間隔數年的星云照片進行的分析顯示它正在不斷膨脹。而中國天文學家在1054年的記錄在天空的相同區域產生過一顆亮星，甚至白天都可觀測到。雖然距離十分遙遠，但是當時中國人觀測到的客星在白天也能看見，因此只可能是超新星。這是一種自身的核聚變已經終止并坍縮，從而發生爆炸的大質量恒星。
物理狀態
蟹狀星云在可見光區中有大量橢圓形的絲狀結構圍繞著彌散的藍色核心區域，長達6角分，寬達4角分（相比而言，滿月的直徑為30角分），是視直徑最大的天體之一。從三維的角度看，該星云的形狀是一個長橢球體。這些絲狀結構是前身星大氣層的殘余成分，主要由離子化的氦和氫組成，也含有碳、氧、氮、鐵、和硫。這些絲狀結構的溫度通常處于11,000–18,000K之間，而它們的密度大約為每立方厘米1,300個粒子。
距離和大小
盡管蟹狀星云是天文學家關注的焦點之一，但由于每種估測方法都存在不確定性，它的距離誤差仍然是一個懸而未決的問題。2008年得到的共識是它離地球的距離為2.0±0.5千秒差距（6.5±1.6千光年）。蟹狀星云正以大約1,500 km/s的速度膨脹。對間隔數年的星云照片進行分析，結果是它正在緩慢膨脹，比較這種角膨脹和譜線紅移可以測定膨脹速度，此方法也能估測該星云到地球的距離。1973年，一項運用多種不同方法測距的分析得出了它距離地球約6,300光年的結論。根據它的視直徑大小及距離可以計算出其直徑約為13±3光年。
將時間追溯到1054年超新星爆發之后的幾十年，可以發現這個星云自從產生以來就在不斷加速膨脹。這種加速是因為中心的脈沖星產生的能量增強了星云的磁場，從而使星云膨脹，絲狀結構不斷向外伸展。
質量
估測星云的總質量對于估計對應超新星的前身星質量是至關重要的。蟹狀星云絲狀結構含有的物質（離子和中性氣體噴射物，主要是氦）估計質量可達4.6±1.8M☉。
輻射
1953年，什克洛夫斯基（Iosif Shklovsky）提出彌散的藍色區域主要是由同步輻射造成的。這是指在磁場中回轉的相對論性電子（運動速度接近光速的電子）因為徑向加速度垂直于速度而發射出的電磁輻射。之后的觀測確認了此理論。到了20世紀60年代，天文學家發現電子偏轉的洛倫茲力來自于星云中心一顆中子星的強大磁場，在此力的作用下電子發生偏轉，并沿運動的切線方向發出電磁輻射。
自2010年9月19日起，天文學家觀測到蟹狀星云的伽馬射線強度突然提高了2到3倍。一種解釋認為，爆發的短暫性表明電子還沒有加速到足以產生能量輻射的程度。當電子被加速到極高能量時，星云磁場的強度可能也會比通常估計的要加強3到10倍。短暫的過程表明，伽馬射線可能源自星云內部相對較小的一部分。另一種解釋則認為脈沖星的帶電粒子風闖入了星云內部，并擠壓星云的磁場。在這個過程中，磁場會釋放出巨大的能量，從而為電子加速提供能量源。
磁場
蟹狀星云的磁場強度約為10到10高斯，根據阿爾伯特·愛因斯坦質能方程，電子的總能量約為10爾格。這顯然不能與剛形成時相提并論，因為絕大部分能量已通過絕熱損失輻射出去了。它的磁場有序程度很高，據國際伽瑪射線天體物理實驗室的數據，其γ射線輻射有46%是偏振的，光子的電磁場也同向分布。美國航空航天局戈達德太空飛行中心的大衛·湯普森說：“在天體物理學中，這是非常嚴重的事情。如此高比例的偏振意味著這里得有非常好的條件，才能使磁場非常有序地排列。”
脈沖星磁場達到地球的10倍以上，類似于棒狀磁場。上述事實表明脈沖星產生的粒子流速度很高，以至于非常接近脈沖星，才使磁場發生了扭曲。但由于目前儀器精度所限，還不能通過測量來確認。蟹狀星云是絕無僅有的觀測目標，因為其他脈沖星過于遙遠，難以深入研究。
其他
目前人類對蟹狀星云的觀測已覆蓋從無線電到γ射線的整個波段。特別是錢德拉X射線天文臺發射以后，它先后發現了兩極的噴流，環繞著脈沖星赤道平面的星環，高速運動的亮條紋（wisp）和X射線強度很高的結節（knots）。這些結構的運動速度都很快，例如亮條紋可達光速的0.35至0.5倍，噴流也有光速的0.1倍。而結節的亮度僅次于中央的脈沖星。其中蟹狀星云的異常部分之一是富氦星環，它的星環從東向西穿過脈沖星區域。星環中大約25%是可見噴出物，而計算結果表明95%都是氦。因此目前對于星環的結構還沒有合理的解釋。
中心天體
蟹狀星云的中心有兩顆暗星，其中一顆與此次超新星爆發直接相關。1942年，魯道夫·閔可夫斯基發現它的光譜極不尋常，從而確認了它的特殊性。到了1949年，天文學家發現此星附近區域是很強的無線電和X射線輻射源。1967年，它被確認為天空中γ射線輻射強度最大的天體之一。第二年，地球上接受到它放出的輻射脈沖，因此它成為最早發現的脈沖星之一。
脈沖星是強大的電磁輻射源，它們以一定而且很短的周期釋放輻射脈沖，頻率可達每秒數百次。1967年剛發現這種天體時就產生一個令人費解的謎團，該團隊甚至考慮了那可能是先進文明發出的信號。然而，在蟹狀星云中心發現了脈沖射線源，這成為證明該星云起源于超新星爆發的強有力的證據。現在認為它們是高速自轉的中子星，它們的強磁場將輻射約束成很窄的波束向外釋放。
據信，蟹狀星云脈沖星的直徑約為28–30千米，它每隔33毫秒發射一次輻射脈沖。輻射脈沖的波長跨越了從無線電到γ射線的整個電磁波譜。與其他孤立的脈沖星一樣，它的自轉周期正在逐漸變慢。有時它的輻射周期會發生急劇變化，稱作自轉突變，這是由于中子星內部的突然重新組合引起的。脈沖星自轉減緩時放出巨大的能量，并發射同步輻射，總光度可達太陽的75,000倍之多。
蟹狀星云中心區域由于脈沖星極高能量的不斷釋放而變得異常活躍。大多數天體的演化非常緩慢，只有經歷很長的時間尺度才能覺察出變化。而蟹狀星云的內部在幾天之內就能產生明顯變化。星云內部最活躍的特征，是脈沖星的赤道風猛烈沖擊稀疏的其他區域，形成激波陣面。這種激波的形狀和位置瞬息萬變，赤道風一陣陣地形成然后漸漸減弱并消失，這是因為它們進入了遠離脈沖星的星云內部。
前身星
發生爆炸成為超新星的那顆恒星被稱作前身星（Progenitor star）。有兩種類型的恒星會發生超新星爆發：白矮星和大質量恒星。在所謂的Ia型超新星中，氣體不斷落在白矮星上，不斷增大其質量直至接近臨界值——錢德拉塞卡極限，最終的結果自然是發生爆炸。而對于Ib/c型和II型超新星，它們的前身星是一顆核聚變反應耗盡了燃料的大質量恒星，最終發生坍縮并不斷升溫，最終達到超新星爆發的臨界溫度。蟹狀星云中心存在脈沖星表明它一定是由核心坍縮型超新星形成的，因為Ia型超新星不產生脈沖星。
超新星爆發的理論模型表明爆炸形成蟹狀星云的超新星質量至少為太陽質量的9到11倍。質量小于8倍太陽質量的恒星因太小而不能發生超新星爆發，它們的最終宿命是行星狀星云。如果一顆恒星的質量大于太陽的12倍，那么它產生的星云化學成分會與蟹狀星云中實際檢測到的不符。
研究蟹狀星云遇到的一個重大問題是星云和脈沖星的總質量明顯比推測的前身星質量小。關于那些消失的質量的謎團至今仍未解開。首先通過它發出的總光度估算星云的質量，然后計算所需質量，可以得出星云的溫度和密度。質量的區間估計是太陽質量的1–5倍之間，而一般研究者認為太陽質量的2–3倍是合適的估計值。此外，中子星的質量估計為1.4至2倍太陽質量。
解釋蟹狀星云消失質量的主要理論是前身星的一部分物質在超新星爆發之前就由星風帶走了，這種現象在沃爾夫·拉葉星中是很常見的。然而，這會在星云外形成一個殼層。盡管天文學試圖使用各種不同的波長來探測殼層，但至今還沒有任何發現。
太陽系天體掩星
蟹狀星云所在位置偏離地球繞太陽運轉的黃道平面大約1.5°，這意味月球甚至其他行星可能凌或掩蟹狀星云。盡管太陽不會掩蔽此星云，但它的日冕會在星云之前經過。這些凌星和掩星可用于同時分析星云和通過它的天體，因為凌星或掩星發生時地球接收到的蟹狀星云的輻射會發生變化。
月球掩蟹狀星云的現象已用于繪制星云的X射線發射光譜。在發射X射線觀測衛星（比如錢德拉X射線天文臺）之前，X射線觀測的角分辨率普遍較低。但是月球從星云前經過的時候，它的位置可以計算地非常精確，相當于彌補了分辨率不足的缺陷，因此星云的亮度變化就可以用于制作X射線發射光譜。人們首次從蟹狀星云觀測到X射線時，就是運用月球的掩星來確定波源的確切位置。
太陽的日冕每年六月從蟹狀星云前經過。此時收到的蟹狀星云的無線電可用于分析日冕的密度和結構。早期觀測認為日冕的延伸距離遠比以前的估計要大，而后來的觀測發現日冕密度會發生巨大的變化。
土星掩蟹狀星云是很罕見的，最近一次是2003年，而更前的一次在1296年，下次則要到2267年。天文學家運用錢德拉X射線天文臺在土星掩星云時觀測它的衛星土衛六，并發現土衛六的X射線暗斑比它的固體表面更大，因為它的大氣層也能吸收X射線。這些觀測表明土衛六的大氣層厚度大約是880千米。土星的掩星沒有被觀測到，因為錢德拉X射線天文臺當時正在經過范艾倫輻射帶。
參考資料 >