赤經座標	05 : 34.5 (時:分)
赤緯座標	+22 : 01 (度:分)
距離	6.3 (千光年)
目視星等	8.4 (等)
天體範圍	6x4 (角分)

英國業餘天文學家約翰•畢斐斯於西元1731年發現。

蟹狀星雲是最著名也是最引人注目的超新星殘骸，自從西元1054年首次觀測到該次超新星爆發至今，其雲氣擴散的情形仍未停止。我們可以在金牛座的南方牛角附近觀測到這個亮度為8.4等星的星雲。

這個超新星是在西元1054年7月4日由中國天文學家發現並將之命名為「客星」，當時它的亮度是金星的4倍，相當於-6等星，根據文書記載，一般人可以在長達23個白晝及653個夜晚直接用裸眼觀測到這顆超新星；而從亞歷桑納州內瓦荷峽谷、懷特台地和新墨西哥州查科峽谷國家公園出土的文物可以發現，當時居住在該地區的阿那薩其印第安人藝術家也可能繪下了此天文奇景，欲了解相關的研究可以連結至查科峽谷阿那薩其藝術；另外，德州大學的雷夫•R•羅賓斯則在新墨西哥州發現可能繪下超新星的明布雷斯印第安文物。

根據變星命名規則，這顆超新星1054又稱為金牛CM，它是我們銀河系內部少數已知超新星中的其中一顆。

這個星雲狀的超新星殘骸是在西元1731年由約翰•畢斐斯首次發現，他把這個天體加入自己的天文圖鑑「Uranographia Britannica」中。查理斯•梅西爾則在未知的情況下於西元1758年8月28日獨立發現它的蹤影，當時他正在搜尋即將到達回歸週期的哈雷彗星而將這個星雲誤以為是彗星，當然，他很快就發現這個天體相對於恆星體而言並無明顯的移動，因此在西元1758年9月12日列入自己的記錄，從此便開始著手編輯梅西爾天體目錄；而透過小型望遠鏡來觀測這個天體，其外觀和彗星1758 De la Nux, C/1758 K1實在是相當地接近，這也讓梅西爾開始有了搜尋彗星的念頭(請參考他的筆記)。當梅西爾從西元1771年6月10日的來信中得知發現者訊息之後，他才知道蟹狀星雲的首位發現者為約翰•畢斐斯。

雖然編輯梅西爾天體目錄的主要目的是為了避免這些天體會和彗星造成混淆，但是在西元1835年哈雷彗星回歸期間，M1還是被誤認為彗星。

西元1844年前後，羅斯卿將這個星雲命名為「蟹狀星雲」。起初，梅西爾、波得和威廉•赫歇爾等早期觀測者皆注意到這個星雲中無法再更進一步解析出個別的星點，但威廉•赫歇爾認為使用更大型的天文望遠鏡或許有可能觀測出這個恆星集團的個別星點，約翰•赫歇爾和羅斯卿則誤判這個天體可以勉強看出個別的星點，當然不只以上這些人，就連西元1850年代的拉塞爾也很明顯地把觀測到的絲狀結構誤判成個別的星點。

在19世紀晚期，利用光譜觀測的恩洛克發現這個天體具有氣態物質的特性；西元1892年，天文學家則利用一架20吋天文望遠鏡攝下這個天體的首影；西元1913-15年間，維斯托•M•史力弗利用攝譜儀開始著手對蟹狀星雲進行嚴謹的調查(史力弗1915、1916)：他發現這個星雲光譜中的發射譜線有分裂的情況，後來了解到這是都普勒效應所致，也就是星雲部分朝向地球擴散的物質造成譜線藍移，遠離的物質造成譜線紅移；西元1919年，羅斯柯•法蘭克•山弗(山弗1919)更從光譜中發現蟹狀星雲主要由兩種物質構成：紅移譜線是來自於星雲中明亮的絲狀結構，它和瀰漫星雲或行星狀星雲一樣都具有氫譜線等發射譜線；具有強烈藍移現象的連續光譜則來自於背景的瀰漫氣體。

海柏•D•柯堤斯根據立克天文台拍攝的天文照片，在他的描述中將這個天體暫時歸類為行星狀星雲(柯堤斯1918)，然而這個分類卻晚在西元1933年才被修正，就算是其後發行的書籍裡還是可以發現這個錯誤。

西元1921年，當羅威爾天文台的 C•O•藍姆藍德在比對利用他們42吋反射鏡拍攝的星雲照片時，發現蟹狀星雲中的物質在不同照片裡似乎有著移動與變化，也可以發現靠近星雲中央的兩個星對在亮度上也有劇烈的變化(藍姆藍德1921)。同年，威爾遜山天文台的J•C•鄧肯比較拍攝日期相距11.5年的兩張照片，發現蟹狀星雲平均每年向外擴張0.2角秒，若依此擴張速度往回推算，可以估計爆發時間約略在900年前(鄧肯1921)。當年，努特•隆馬克則發現其估計的爆發時間和1054超新星的年份相當接近(隆馬克1921)。

西元1942年，華特•巴德利用威爾遜山100吋口徑的虎克望遠鏡更精確地計算出蟹狀星雲的爆發時間約在760年前，也就是西元1180年(巴德1942)；若根據修正後的估計爆發時間為西元1140年及實際爆發時間為西元1054年，我們可以了解到如今的擴張速度似乎有增快的趨勢。

蟹狀星雲在當時超新星爆發拋射出大量的物質，如今已散佈在直徑約10光年的範圍，而且拋射出的物質仍以每秒1,800公里的高速往外擴散。西元1930年，華特•巴德和魯道夫•明柯斯基利用拍攝到的影像確認蟹狀星雲外觀是由絲狀結構及其後的連續背景構成，其中，絲狀結構很明顯是超新星前身階段所拋射出的外層物質殘骸；內部色彩偏藍的星雲則因為受到強大磁場裡的高能電子(高速運動)激發而釋放出高度偏振的同步輻射，我們可以從攝譜儀看出其連續的光譜。這個說法是由前蘇聯天文學家J•史洛夫斯基(1953)所提出，並經過傑恩•H•歐特和 T•沃拉文(1956)的觀測而獲得支持。

宇宙中其他劇烈的演化過程也時常伴隨著同步輻射，例如橢圓星系內部相當活躍的核心M82和巨型橢圓星系M87的噴流。英澳天文台的大衛•梅林對帕洛瑪進行後製的影像和保羅•史古溫在帕洛瑪山拍攝的照片也可以看出蟹狀星雲在可見光也有著壯觀的場景。

西元1949年，蟹狀星雲被確認具有強大的輻射源(波爾頓等人1949)，西元1948年發現這個特性後該星雲即被命名為金牛A(波爾頓1948)，並在之後名為3C 144。西元1963年4月，天文學家將美國海軍研究實驗室研發的X射線偵測器裝置在高海拔的空蜂型火箭偵測出蟹狀星雲為一X射線源，該X射線源被稱為金牛X-1；西元1964年7月5日及其後的1974、1975年，天文學家利用月球遮掩蟹狀星雲期間量測出這個X射線源的範圍至少達2角分，且其發射出的能量更比可見光多達100倍。事實上，蟹狀星雲所發出的可見光線可是相當地強烈，根據它距離地球約6,300光年(維吉尼亞•特林波(1973)測量得知)，其絕對星等可達-3.2等，亮度為太陽的1000倍以上；不僅如此，其所有頻譜範圍的亮度總合更可達太陽的100,000倍，相當於5*10^38耳格/秒！

西元1968年11月9日，天文學家利用波多黎各境內的阿雷西波天文台300公尺無線電波望遠鏡，發現M1內部存在一顆具有特定無線電脈波週期的脈衝星(其編號為NP0532或PSR 0531+21，其中NP全名為NRAO Pulsar)。從我們的照片中來看，這顆脈衝星位於星雲中央區域附近偏右(西南方)兩顆星對的其中一顆。它是第一顆天文學家利用其可見光頻譜確認的脈衝星，在西元1969年1月15日晚間9時30分(根據西蒙•米頓的說法，其日期為格林威治時間的西元1969年1月15日凌晨3時30分)，亞歷桑納州吐桑的史都華天文台的W•J•庫克、M•J•迪士尼和D•J•泰勒利用基特峰的90公分(36 吋)望遠鏡觀測到其脈衝週期為33.085毫秒，其週期和無線電波觀測到的相當。這顆脈衝星有時也會根據超新星的變星命名規則被稱為金牛CM。

天文學家表示這顆脈衝星事實上是一顆高速旋轉的中子星，其旋轉週期可達每秒30次！其週期之所以相當容易確認是因為這顆中子星表面的「熱區」在電磁波譜某部分會有固定的脈衝週期。中子星是一個密度高到無法想像的物體，其密度甚至高於原子核，而且一顆直徑30公里的中子星的質量居然還比太陽高！由於周邊星雲的磁場影響，它的旋轉速率似乎有減緩的趨勢，而讓蟹狀星雲發光的能量來源主要還是來自於這顆中子星，如同上面文章所敘述，它釋放出來的能量還比我們太陽強上100,000倍。

這顆脈衝星的可見星等為16等星，驚人的是這顆體積相當小的星體，其絕對星等居然可以和我們太陽同樣為+4.5等星！

傑夫•赫斯特和保羅•史古溫曾經利用太空望遠鏡研究蟹狀星雲M1(請看「Sky & Telescope」1995年1月號第40頁)。經過他們持續的觀測後，天文學家對蟹狀星雲及其脈衝星的活躍變化有了更新的認識；最近，仍有天文學家利用哈伯太空望遠鏡對蟹狀星雲的心臟地帶進行研究。

由於蟹狀星雲相當令人感到興趣，因此將天文學的研究領域分為與蟹狀星雲相關及不相關兩大族群，這實在不誇張。西元1969年6月，亞歷桑納州的旗竿鎮舉辦了一場蟹狀星雲研討會(詳情請看太平洋地區天文學會刊物1970年5月號第82卷─伯恩翰)；西元1970年8月，於英格蘭卓瑞爾河岸舉辦的第46屆國際天文聯合會研討會主題也是著重在這個天體。西蒙•米頓曾經在西元1978年撰寫一本專論蟹狀星雲的好書，這本書至今仍是最易讀且資料最豐富的專書(本文的許多資料來源也是取自於該本書)。

蟹狀星雲可以從金牛座位於南方牛角的ζ星(或金牛123)附近輕易發現，這顆3等星位於畢宿五(金牛座α星)的東北東方。而它的確切位置在距離ζ星北方1度、西方1度的地方，剛好就在目視星等為6等的Struve 742星西方1/2度偏南的位置。

我們可以在清澈無光害的夜空裡輕易地觀賞到這個星雲，但是在有光害的環境下則很容易失去它的蹤影。從7x50或10x50的雙筒望遠鏡來觀賞，可以看到蟹狀星雲呈現出暗淡的雲塊，若利用更高倍率來觀賞，則可以看出暗淡的雲氣環繞著橢圓形的雲塊。當利用4吋口徑以上的望遠鏡來觀賞，這個星雲內部區域的條紋狀細節會變得更加明顯；約翰•米拉斯提到，在極佳的觀測條件之下，一個有經驗的天文觀測者可以洞察出星雲內部的所有細節，業餘天文觀測者則可以映證當時梅西爾利用小型望遠鏡觀測到蟹狀星雲像極了沒有彗尾的彗星。然而，唯有在絕佳的觀測條件利用口徑16吋以上的天文望遠鏡，才能觀測到星雲內部更加細微的絲狀結構。

由於蟹狀星雲距離黃道僅有1 1/2度，因此時常會有被行星和月球遮掩的情況。

蟹狀星雲恰好位於銀河跨過天球的區域。其附近的金牛座ζ星屬於仙后座γ型變星，它是一顆以高速旋轉且噴發出氣態物質的星體，其光譜類型為B4 III pe，這顆星體附近還伴隨著一顆亮度較低的伴星，它們每隔133天彼此環繞一圈；以赤經方向從M1往前搜尋2分(或半度)會有一顆編號為Struve 742或ADS 4200的雙星，其中A星(7.2等星，光譜類型為F8，表面呈黃色)和B星(7.8等星，表面呈白色)在272度的方位角相距3.6角秒，它們每隔3000年彼此環繞一圈。

M1的NGC線上資料

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進一步閱讀：

• Simon Mitton, 1978. The Crab Nebula. Charles Scribner's Sons, New York [ADS: 1978crne.book.....M]

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Hartmut Frommert
Christine Kronberg
[聯絡作者]

最後修改：2006 年 10 月 26 日

翻譯者：鄭龍凱／2007 年 8 月 19 日