蟹状星云

图2：天关客星出现时的夜空星象（Stellarium软件模拟）

图3：宋史中的记载

同一时期，其他国家、地区的天文学家也观察到了这一现象，比如日本和阿拉伯的古书中就明确记载了这一事件。而美国西南部的原住民也可能记录下来了这一奇异的天文现象。在中国司天监的观察者进行观测的第二天，在新发现的这个明亮天体（也就是现在所说的蟹状星云）附近可以看到新月形月亮。历史学家认为在美国新墨西哥州查科峡谷发现的某些象形文字可能描述了对这一事件的观察（图4）[1]。

图4：查科峡谷发现的象形文字 [1]

得益于天文望远镜的发明，天关客星在消失了几百年后，换了一种姿态再次出现在人们的视野。1731年，英国医生、天文爱好者拜维斯（Bevis）首先在“天关客星”的方位发现了一团气体云。随后的一两百年间，有不少天文学家和爱好者都对这团气体云进行了大量观测。如法国天文学家、彗星爱好者查尔斯·梅西耶（Charles Messier）还把它编制到了他的“星云星团表”中，编号为M1。1844年Rosse用口径为0.9米的望远镜观测了这团气体并绘制了如下的图形（图5）。因为这团气体看起来像螃蟹（Crab），Rosse又把它称作蟹状星云，这也是这个星云名字的由来。

图5：Rosse于1844年绘制的蟹状星云 | 图源：https://en.wikipedia.org/wiki/Crab_Nebula

当时大家都还没有把这团气体云和天关客星联系起来。直到1928年，美国天文学家哈勃（Hubble）提出蟹状星云是超新星爆发之后形成的，并基于前人的观测资料，计算出蟹状星云的年龄在900年左右[2]。这和公元1054年天关客星出现的时间非常接近，这样蟹状星云和天关客星才被人们联系了起来。1942年，荷兰天文学家奥尔特（Oort）和其学生发表了两篇论文，论证了蟹状星云就是1054年超新星爆发后形成的[3，4]。

今天人们已普遍接受蟹状星云就是天关客星的残骸，成为9个历史上有记载的超新星的遗迹之一。也正因为如此，再加上它自身在电磁波的各个波段都有很强的辐射，天文学家在各个波段对蟹状星云进行了大量的观测研究（见图1）。

蟹状星云的形成

通过现代天文观测和有关理论研究，人们已经确定蟹状星云起源于核塌缩型（即Ⅱ型）超新星爆发，其前身星是一颗8-12倍太阳质量的大质量恒星。通常这类大质量恒星爆发时，会猛烈地向周围星际空间抛射大量的物质，其初始速度高达几万公里每秒。想想第一宇宙速度才7.9公里每秒，而人类目前让宏观物体达到的最大速度即美国的太阳神号探测器的速度也就70公里每秒。这些抛射物携带了巨大动能，典型值为10 51尔格。这些物质和周围星际介质作用形成壳层状的激波结构，并在电磁波的不同波长发出辐射，这就是所谓的超新星遗迹。

另一方面，在爆发的中心会残留一颗密度异常高的中子星（更大质量恒星的爆发时塌缩成黑洞）。有些中子星会快速旋转并从两极产生定向的辐射,观测上就表现为类似灯塔的脉冲星。蟹状星云中心就有一个转动周期为33毫秒的脉冲星（编号为PSR B0531+21），即一秒钟能转约30圈。脉冲星通常有强磁场，通过驱动极端相对论性的星风逐步释放其转动能，这些星风和介质、抛射物作用后也能产生电磁辐射，形成脉冲星风云。这种超新星遗迹壳层包含脉冲星风云的系统称为混合型超新星遗迹（图6）。

图6：左，混合型超新星实例；右，混合型超新星形成示意图 [5]

实际观测表明，蟹状星云没有明显的和激波对应的壳层结构，因而历史上被划分为实心型超新星遗迹。即中心明亮，没有壳层结构的超新星遗迹，也就是脉冲星风云。其辐射能量主要来源是中心的脉冲星，而不是超新星爆发时注入给抛射物的动能。当然，蟹状星云也有超新星遗迹的特征，其光学波段辐射主要就来自电离后的抛射物。但总的来说，把蟹状星云看做脉冲星风云更能体现它的多波段辐射特性。

伽马射线天文的标杆

蟹状星云是最早被发现的能产生伽马射线的天体之一。经过人们的长期观测，发现蟹状星云的伽马射线流量很稳定，因而被作为标准源，可以用来给伽马射线望远镜的探测效率进行定标，其流强也作为高能天体辐射流量的基本单位。Fermi伽玛射线卫星的观测表明在GeV（10 9eV） 能段其有持续几天的耀发现象（当然，没有耀发时，其流量还是比较稳定的） [6]。耀发期间流强变化没有周期性，流量能增加几十倍，这表明蟹状星云内部并不是静态的。耀发时的辐射能谱表明电子可以被迅速加速到PeV（10 15eV） 的能量！其中的加速机制还是未解之谜。

进入新世纪后，得益于新一代伽马射线望远镜的建造，一大批新的伽马射线源被发现，伽马射线天文也因此飞速发展。目前为止，在我们的银河系内，认证数目最多GeV伽马射线源为脉冲星；而在TeV（1TeV=1000 GeV）能量段，认证最多的为脉冲星风云。这两类伽马射线源都和本文的主角相关。不仅如此，蟹状星云还保持了两项纪录！

首先，蟹状星云中心的脉冲星有着最高能量的脉冲辐射。和地球一样，脉冲星的磁轴和自转轴也存在偏离，只有当磁轴朝向地球时，才能看到脉冲星的辐射（图7）。因此，我们监测到的信号就像心电图脉动一样，有一个一个的突刺，突刺间隔就是脉冲星的自转周期。一般的脉冲星辐射的光子能量到几个GeV就截止了，但蟹状星云的脉冲星能辐射TeV能量的光子，这刷新了人们的认知。

图7：脉冲星艺术图 | 图源：https://en.wikipedia.org

其次，2019年，天文学家通过中日合作空气簇射（ASγ）宇宙线实验，首次在蟹状星云探测到了100 TeV以上的光子，最高能的光子可以达到470 TeV。 ASγ阵列在65700平方米的区域均匀布置了597个塑料探测器，用于探测高能粒子产生的大气簇射 （Air Shower）内的电磁粒子。谬子探测器阵列在地下，由64个Cherenkov型水探测器组成（图8）。

图8：西藏羊八井ASγ实验表面阵列 | 图源：网络

因为缪子具有穿透土壤并进入地下探测器的能力，因此人们用这个特性作为将缪子与其他颗粒分离的有效方法。正是利用这种缪子的鉴别方法， ASγ才能把光子产生的大气簇射和带电原子核产生的簇射有效地区分开来 （图9：对于给定能量，宇宙射线产生的缪子比光子Air Shower中的缪子数要多得多），实现人类目前对最高能光子的探测。

图9：光子（左）和宇宙射线（右）产生的大气簇射 | 图源：https://www.mpi-hd.mpg.de/hfm/CosmicRay/Showers.html

不过这一纪录应该很快就能被打破。位于四川稻城的新一代望远镜阵列—高海拔宇宙线观测站（图10，11：LHAASO）—正在有条不紊地建设中，目前已建设完成一半阵列，且在1/4阵列时就已经开始收集数据。LHAASO有5195个电磁粒子探测器和1171个缪子探测器，相比 ASγ电磁信号的收集区域已扩大了20倍，缪子的检测区域也扩大了400倍。LHAASO因此具有更好的探测灵敏度，能探测光子能量的上限也大大提高。相信LHAASO会带给我们更多的惊喜，加深我们对高能天体物理的认知。

图10：高海拔宇宙线观测站的探测原理图 | 图源：http://english.ihep.cas.cn/lhaaso/doc/2508.html

图11：高海拔宇宙线观测站实拍 | 图源：网络

参考文献

[1] Brandt, J. C. and Williamson, R. A., “The 1054 Supernova and Native American Rock Art”, Journal for the History of Astronomy Supplement, vol. 10. p. S1, 1979.

[2] Hubble, E. P., “Novae or Temporary Stars”, Leaflet of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 1, no. 14. p. 55, 1928.

[5] Gaensler, Bryan M. and Slane, Patrick O.," The Evolution and Structure of Pulsar Wind Nebulae", Annual Review of Astronomy & Astrophysics, vol. 44, Issue 1, pp.17-47. 2006 https://doi.org/10.1146/annurev.astro.44.051905.092528.

[8] Amenomori, M., “First Detection of Photons with Energy beyond 100 TeV from an Astrophysical Source”, Physical Review Letters, vol. 123, no. 5. 2019. doi: 10.1103/PhysRevLett.123.051101.

作者简介

张潇，南京大学天文和空间学院 特别研究助理，研究方向：超新星遗迹。

谢妤昕，美国Phillips Academy Andover高中生，紫金山天文台实习，指导老师：刘四明研究员。

主编：毛瑞青

轮值主编：李国亮

编辑：王科超、高娜返回搜狐，查看更多