44、蟹状星云m1位于哪个星座？

M1——蟹状星云

M1就是著名的蟹状星云，是一种无定形的膨胀气体云。它被归类为行星状星云，但本质上与典型的行星状星云完全不同。已经证明是超新星遗迹。

M1的基本信息:

赤经05:31.5(0531+21)

赤纬(度:米)+21:01

星座:金牛座

距离地球:六千三百光年

视星等:8.4

关于1054年(北宋仁宗元年)7月4日凌晨4时左右发生的异常明亮的超新星事件，我国史书上有观测记录。这颗超新星爆炸时比金星还亮，大约是金星的4倍，也就是-6等。它的残留物(爆炸时喷出的气体云)就是现在看到的蟹状星云。《宋瑶会》记载:“初至元年五月，晨出东，闭天。白天白如白，芒角遍地，颜色红白。每次看到23号，1054超新星被西方天文学界称为“中国超新星”。亚利桑那州纳瓦霍峡谷和怀特梅萨以及新墨西哥州查科峡谷国家公园的发现表明，这颗超新星也可能被阿纳萨齐印第安人记录下来。这项研究的摘要可以在查科峡谷Anazasi艺术在线网站上找到。此外，德克萨斯大学的拉尔夫·r·罗宾斯(Ralph R. Robbins)还发现，新墨西哥州的明布雷斯印第安人可能描述过这颗超新星。这颗1054年的超新星，根据变星法则，现在被命名为金牛座CM。它是历史上在我们的星系中观察到的少数超新星之一。

这种星云状的遗迹是约翰·贝维斯在1731年发现的，并在他的《大英百科全书》上做了标记。1758年8月28日，正在寻找哈雷彗星的查尔斯·梅西耶，第一次被预言回归，独立发现了它。起初，他以为这是一颗彗星。当然，他很快意识到它根本没有位移，并标记为9月1758+02。正是这个天体的发现促使查尔斯·梅西耶开始编制他的星云清单。正是这个天体的发现，让他产生了用望远镜搜寻彗星的想法，因为这个天体在他的小折射望远镜里(见他的记录)与一颗真实的彗星(1758 de la Nux，C/1758 K1)非常相似。1771 6月10日，梅西耶从一封信中得知了贝维斯之前的发现，并承认了贝维斯的最早发现权。

1731年，英国天文爱好者比维斯用小型望远镜首次发现了这个朦胧的椭圆形雾点。1771年出版的梅西耶星表将其列为1号天体:M1。在新的星云星团总目录中，它的编号是NGC1952.1844，是W.P. Ross自己做大型反射望远镜观测的时候。他根据目测的印象，把星云描述成一个蟹爪，因此命名为蟹状星云，沿用至今。

这个星云被命名为“蟹状星云”，是因为罗斯爵士在1844左右画的一张草图。在最早的观测中，梅西耶、波德和威廉·赫歇尔正确地描述了这个星云不能分解成恒星，但威廉·赫歇尔认为它是一个星团，可以用更大的望远镜分解。约翰·赫歇尔和罗斯爵士错误地认为它可以“只是分解”成恒星。他们和其他人，包括1850 s的Lassell，显然把纤维结构误认为是一颗可辨别的恒星。19年末，温洛克等人的早期光谱观测揭示了这个天体的气体性质。M1的第一张照片是1892年用20寸望远镜拍摄的。最早的详细光谱分析是由维斯塔·斯莱弗于1913至1915完成的。他发现光谱中的发射线是分裂的；这后来被认为是多普勒效应的结果，在多普勒效应中，一些星云正在靠近我们(因此谱线会发生蓝移)，而另一些则远离我们(谱线会发生红移)。赫柏·d·柯蒂斯(Heber D. Curtis)根据利克天文台的照片将这个天体暂时归类为行星状星云(Curtis 1918)，1930年否定了这一观点。但这种错误的分类仍然出现在许多最新的手册中。1921年，洛厄尔天文台的C.O. Lampland发现星云的各个部分都有明显的运动和变化，亮度也在发生变化，尤其是在星云中心靠近恒星的几个小区域(Lampland 1921)。同年，威尔逊山天文台的J.C .邓肯对比了11.5年差拍的照片，发现蟹状星云以平均每年0.2”的速度膨胀。追溯这一运动可以发现，这一扩张始于约900年前(邓肯1921)。也是在这一年，克努特·伦德马克发现这个星云与超新星1054(伦德马克1921)有关。1942根据威尔逊山天文台100英寸胡克望远镜的观测，沃尔特·巴德计算出的精确膨胀年龄为760年，这意味着该星云在1180(Baade 1942)左右开始膨胀；后来的观测把这个时间修正为1140年。真正的超新星爆发发生在1054年，这表明星云的膨胀必须加速。该星云由超新星爆发的物质组成，目前直径已扩展到约10光年，并且仍在以高达1，800 km/s的超高速向外扩张，其发射线光谱由两个主要部分组成，最早由罗斯科·弗兰克·桑福德(Roscoe Frank Sanford)于1919年通过光谱观测发现，参见(Sanford 1919)第一种是发射线光谱(包括氢发射线)，来自星云中亮纤维部分呈淡红色，形成混沌网状结构，类似于弥散气体星云(或行星状星云)。另一部分是连续光谱，来自星云的蓝色背景，由高度偏振的“同步加速器辐射”产生。同步加速器辐射是由强磁场中的高能(快速移动)电子发出的。这一解释首先由苏联天文学家j .什克洛夫斯基(1953)提出，并得到了Jan H. Oort和T. Walraven (1956)的观测支持。同步辐射也出现在宇宙中的其他“爆炸”中，比如不规则星系M82的活动核心和巨型椭圆星系M87的奇异喷流。蟹状星云在可见光波段的这一惊人特性可以从英国澳大利亚天文台的大卫·马林用帕洛玛望远镜拍摄的照片和保罗·斯科文在帕洛玛山上拍摄的照片中清楚地看到。在1948年，蟹状星云被证明是一个强大的射电源，命名并标记为金牛座A，后来被称为3C 144。该星云发出的X射线也被海军研究实验室在1963年4月发射的带有X射线探测器的Aerobee探空火箭发现。这个X射线源被命名为金牛座X-1。通过1964年7月5日对月盖蟹状星云的观测，以及1974和1975年的同样观测，证明X射线从一个区域发出至少有2分钟的时间，蟹状星云通过X射线发出的能量比光学波段高65433。尽管如此，即使在可见光波段，这个星云的光度也是非常巨大的:它的距离为6300光年(由弗吉尼亚·特林布尔(1973)精确测量)，因此它的视亮度对应的绝对星等约为-3.2，是太阳的1000倍以上。它在所有波段的总光度估计是太阳的100000倍，也就是5 * 10 38 erg/s！1968 165438+10月9日，一个脉冲射电源，蟹状星云脉冲星(又称NP 0532，“NP”指NRAO(国家射电天文台)脉冲星，或PSR 0531+21)，在M65438。发现者是波多黎各阿雷西博天文台的天文学家，使用300米射电望远镜。这颗脉冲星是照片中位于星云中心附近的一对恒星右侧(西南)的那颗。这颗脉冲星也是第一颗被发现的光学波段脉冲星。是亚利桑那州图森市斯图尔特天文台的W.J .科克、M.J .迪士尼和D.J .泰勒在196965438+10月15日晚上9点30分(根据西蒙·米顿的记录，是在1969 65438+10月16日3点30分发现的)，他们在基特峰上用90厘米(36英寸)的望远镜发现了..根据超新星的符号，这颗光学脉冲星有时被命名为金牛座CM。现在人们认为这颗脉冲星是一颗快速旋转的中子星:它每秒钟旋转约30圈！这个周期设置得很准确，因为中子星表面的“热点”几乎在所有的电磁波波段都会发出脉冲。中子星是一种密度很高的天体，比原子核的密度还高，在30公里的范围内聚集了超过一个太阳质量。它与星云中磁场的相互作用使自转逐渐变慢；这也是让星云发光的主要能量来源；如前所述，这个能量源比我们的太阳强100000倍。在可见光波段，这颗脉冲星的视星等为16等。这颗极小恒星的绝对星等为+4.6，相当于我们太阳在可见光波段的光度！杰夫·海斯特和保罗·斯科文利用哈勃太空望远镜研究了蟹状星云M1(参见Sky & amp；望远镜杂志1995 1第40页)。他们利用HST的持续研究为研究蟹状星云及其脉冲星的动力学和演化提供了新的证据。最近，HST的天文团队也研究了蟹状星云的核心。这个天体受到了如此多的关注，以至于当时的天文学家分成了两部分:一部分与蟹状星云有关，另一部分则无关。1969年6月，在亚利桑那州弗拉格斯塔夫召开了“蟹状星云研讨会”(会议结果见PASP 1970，第82卷-伯纳姆)。1970年8月在焦德雷尔班克天文台举行的第46届IAU(国际天文学会)研讨会也是专门讨论这个天体的。西蒙·米顿在1978中写了一本很好的关于蟹状星云M1的小册子，至今仍是最受欢迎和信息量最大的(这也是这里很多资料的来源)。通过金牛座ζ星(或金牛座123)可以很容易地找到蟹状星云。这颗星是公牛的“南角”，是三等星，在毕宿五(金牛座阿尔法星)的东北偏东方向很容易找到。M1位于泽塔星北纬1度，西经1度，在另一颗六等星斯特鲁维742的稍南西半度处。这种星云在晴朗黑暗的天空中很容易看到，在非理想条件下也很容易被天光背景遮挡。M1在7x50或10x50的双筒望远镜里，只能看成一个黑点。在更大的放大倍数下，可以看到它是一个被雾气包围的椭圆形星云状的光斑。在直径至少4英寸的望远镜中，会出现一些细节，在星云内部可以看到一些微弱的斑点和条纹；John Mallas报道说，在最好的条件下，有经验的观测者可以在星云内部看到它们。粉丝们可以证实梅西耶的印象，M1真的像一颗小仪器里没有尾巴的暗彗星。只有在最好的条件下，用更大的望远镜，直径至少16英寸，才能看到纤维状的精细结构。因为蟹状星云距离黄道只有1.5度，所以经常会遇到行星，偶尔会被行星遮住，也会被月亮遮住(前面提到过几次)。M1正好在银河系。金牛座的ζ星是仙后座的一颗奇怪的伽马变星。它是一颗快速旋转的恒星，光谱类型为B4 III，喷出一个膨胀的气体壳，它还有一颗微弱的光谱伴星。公转周期约为133天。在赤经上，比M1早两分钟(即半度)的是斯特鲁维742星，也叫ADS 4200。这是一颗可见的双星。两颗伴星A (7.2等。光谱F8、黄色)和B (7.8等。，白色)相距3.6”，方位角272度，绕对方旋转约30°。

蟹状星云也是强红外源、紫外光源、X射线源和γ射线源。它的总辐射强度是太阳的数万倍。这个星云中的射电脉冲星发现于1968年，其脉冲周期为0.03309756505419秒(即33毫秒)，是已知脉冲星中最短的。1969年发现它也是一颗光学脉冲星。目前公认的脉冲星是具有强磁性的快自旋中子星，是超新星爆发时形成的坍缩致密星。蟹状星云脉冲星的质量约为一个太阳质量，其发光气体的质量也约为1.5个太阳质量，可见该星云在爆发前是一个数倍于太阳质量的大型天体。星云的距离约为6300光年，星云的大小约为12光年×7光年。