基本介紹
- 中文名：蟹狀星雲
- 外文名：Crab Nebula
- 別稱：M1、NGC 1952
- 分類：星雲、超新星遺蹟
- 發現時間：1969年
- 直徑：11 Ly
- 表面溫度：11000-18000K
- 視星等：8.4
- 絕對星等：-3
- 赤經：05h 34m 31.94s
- 赤緯：+22°00′52.2″
- 距地距離：6.5Kly
- 規局：11X7Ly
- 中心恆星爆炸：1054年
簡介,起源,發現宇宙粒子加速器,物理狀態,中心天體,前身星,天體掩星,詳細介紹,觀測資料,歷史記錄,簡單歷史,基本數據,天體構造,
簡介
蟹狀星雲位於金牛座，距離地球大約6500光年，大小約為12×7光年，視星等是8.5，肉眼看不見。對蟹狀星雲最早的記錄出自中國的天文學家，公元1054年的七月，中國的一位名叫楊惟德的官員，向皇帝奏報了天空中出現了一顆“客星”。英國的一個天文愛好者(1731年)，1771年法國天文學家梅西耶在製作著名的“星雲星團(M)表”時，把第一號的位置，留給了蟹狀星雲，因而編號為M1。
1892年美國天文學家拍下了蟹狀星雲的第一張照片，30年後天文學家在對比蟹狀星雲以往的照片時，發現它在不斷擴張，速度高達1100公里/秒，於是人們便對蟹狀星雲的起源發生了興趣。由於蟹狀星雲擴張的速度非常快，於是天文學家便根據這一速度反過來推算它形成的時間，結果得出一個結論：在900多年前，蟹狀星雲很可能只有一顆恆星的大小。因此1928年美國天文學家哈勃第一次把它與超新星拉上了關係，認為蟹狀星雲是公元1054年古人觀測到的超新星爆發後留下的遺蹟。
在西方的史料中，沒有找到相關的任何記錄，但在中國的史料中，卻找到了很多有關1054年曾有過超新星劇烈爆發的珍貴記錄資料。
起源
蟹狀星雲產生在公元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。而星雲是由約翰·貝維斯在1731年第一次觀測到的。1758年，查爾斯·梅西耶在觀測一顆亮彗星時獨立地再次發現這個星雲。於是梅西耶將星雲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雲，因為他繪製的圖像形狀與螃蟹類似，因此被稱為蟹狀星雲。
NASA製作的蟹狀星雲視頻
20世紀早期，對早期間隔數年的星雲照片進行的分析顯示它正在不斷膨脹。根據其膨脹速度反推可得，該星雲在地球上開始可見的時間至少在7400（900年加上光從那裡傳播到地球的時間約6500年，見上文）年以前。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並坍縮，從而發生爆炸的大質量恆星。
近期對歷史記載的分析表明，產生蟹狀星雲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。歸功於東亞和中東地區的天文學家在1054年的觀測記錄，蟹狀星雲成為第一個被確認與超新星爆發有關的天體。
發現宇宙粒子加速器
蟹狀星雲是膨脹的超新星殘留體，是由公元1054年中國和阿拉伯天文學家觀測發現的，當恆星爆炸後，它將留下一種叫做“脈衝星”的密集恆星屍體。這種脈衝星以每秒30次的速度旋轉著，但是伴隨著它不斷噴射粒子和電場風，脈衝星的旋轉速度逐漸減弱下來。
其中主要的宇宙粒子是電粒子，它們主要以X射線和伽馬射線的形式進行高能量放射線噴射，當它們通過蟹狀星雲的磁場時會被加速。但是之前研究人員尚不清楚這些宇宙粒子具體在什麼位置發生加速。目前，英國南安普敦大學研究員托尼・迪安稱，這種宇宙粒子加速現象的發生通常非常接近於脈衝星。
據悉，迪安和研究同事是基於歐洲INTEGRAL衛星的觀測數據得出此結論的，該研究顯示脈衝星46%的伽馬射線噴射都出現了偏振，同時伴隨著光子的電磁場以共有方位排列著。美國宇航局戈達德太空飛行中心的大衛・湯普森說，“這在天體物理學上是一個非常高比例的天文現象，像如此高百分比的偏振現象意味著這裡的狀況很好，其內部的磁場十分有序。”
像這樣秩序井然的磁場通常被認為出現於脈衝星附近，而脈衝星表面的磁場要比地球磁場強1萬億倍。這種磁場非常像一個條棒狀磁鐵，由於它非常接近脈衝星，從其中一個磁場極浮現出的磁場線將發生彎曲，在其返回至其他磁場極之前形成油炸圈餅的形狀。湯普森告訴《新科學家》雜誌說，“磁場一旦就離開了脈衝星，其狀況就變得更加複雜了，其原因是磁場開始分裂成為小片斷和節結。”這項最新研究結果表明，脈衝星宇宙風中的粒子流正被加速接近脈衝星，之後磁場才變得紊亂複雜。
湯普森稱，該發現符合理論預測，該預測很難進行觀測。只有少數套用於X射線和伽馬射線波長的偏振測量方法才能實現。意大昨的里雅斯特市國際高級研究學院的安納里斯・塞洛蒂對該項研究評論稱，這是因為測量高能量光子偏振方向很難，而且當前測試手段並不靈敏，不能完全測量出遙遠天體的偏振現象。
湯普森對塞洛蒂的評論表示贊同，他說，“這種現象在另一顆脈衝星上很難進行複雜再現，這是由於蟹狀星雲與地球非常接近，只有6500光年之遙。從而使其成為相對容易探測的研究目標。蟹狀星雲是所有天文學研究人員的最鐘愛的天體物理學研究室，我們已對這些簡單問題進行了研究解答，目前我們要做的是進行更複雜的研究。
這項最新研究洞察了磁場作為“引擎裝置”加速粒子，將有助於研究人員推斷究竟是什麼動力在推動更遙遠、更昏暗的天體目標。湯普森說，“脈衝星及其周圍區域是非常極端的天體物理學實例。你所了解的關於其如何運作的原理，將幫助我們理解粒子加速度和磁場形成的基礎物理特性。”
物理狀態
蟹狀星雲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，該星雲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餘成分，主要由離子化的氦和氫組成，也含有碳、氧、氮、鐵、氖和硫。這些絲狀結構的溫度通常處於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
儘管蟹狀星雲是天文學家關注的焦點之一，但由於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）。蟹狀星雲正以大約1,500 km/s的速度膨脹。對間隔數年的星雲照片進行分析，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雲到地球的距離。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年超新星爆發之後的幾十年，可以發現這個星雲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衝星產生的能量增強了星雲的磁場，從而使星雲膨脹，絲狀結構不斷向外伸展。
質量
估測星雲的總質量對於估計對應超新星的前身星質量是至關重要的。蟹狀星雲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，約瑟夫·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。這是指在磁場中迴轉的相對論性電子（運動速度接近光速的電子）因為徑向加速度垂直於速度而發射出的電磁輻射。之後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於星雲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，並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雲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，星雲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雲內部相對較小的一部分。另一種解釋則認為脈衝星的帶電粒子風闖入了星雲內部，並擠壓星雲的磁場。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
蟹狀星雲的磁場強度約為10到高斯，根據愛因斯坦質能方程，電子的總能量約為10爾格。這顯然不能與剛形成時相提並論，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。美國國家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裡得有非常好的條件，才能使磁場非常有序地排列。”
脈衝星磁場達到地球的10倍以上，類似於棒狀磁場。上述事實表明脈衝星產生的粒子流速度很高，以至於非常接近脈衝星，才使磁場發生了扭曲。但由於目前儀器精度所限，還不能通過測量來確認。蟹狀星雲是絕無僅有的觀測目標，因為其他脈衝星過於遙遠，難以深入研究。
其他
目前人類對蟹狀星雲的觀測已覆蓋從無線電波到γ射線的整個波段。特別是錢德拉X射線天文台發射以後，它先後發現了兩極的噴流，環繞著脈衝星赤道平面的星環，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。而結節的亮度僅次於中央的脈衝星。其中蟹狀星雲的異常部分之一是富氦星環，它的星環從東向西穿過脈衝星區域。星環中大約25%是可見噴出物，而計算結果表明95%都是氦。因此目前對於星環的結構還沒有合理的解釋。
中心天體
脈衝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衝，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，在蟹狀星雲中心發現了脈衝射線源，這成為證明該星雲起源於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，蟹狀星雲脈衝星的直徑約為28–30千米，它每隔33毫秒發射一次輻射脈衝。輻射脈衝的波長跨越了從無線電波到γ射線的整個電磁波譜。與其他孤立的脈衝星一樣，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，這是由於中子星內部的突然重新組合引起的。脈衝星自轉減緩時放出巨大的能量，並發射同步輻射，總光度可達太陽的75,000倍之多。
蟹狀星雲中心區域由於脈衝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。而蟹狀星雲的內部在幾天之內就能產生明顯變化。星雲內部最活躍的特徵，是脈衝星的赤道風猛烈衝擊稀疏的其他區域，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後漸漸減弱並消失，這是因為它們進入了遠離脈衝星的星雲內部。
前身星
發生爆炸成為超新星的那顆恆星被稱作前身星（Progenitor star）。有兩種類型的恆星會發生超新星爆發：白矮星和大質量恆星。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。而對於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恆星，最終發生坍縮並不斷升溫，最終達到超新星爆發的臨界溫度。蟹狀星雲中心存在脈衝星表明它一定是由核心坍縮型超新星形成的，因為Ia型超新星不產生脈衝星。
超新星爆發的理論模型表明爆炸形成蟹狀星雲的超新星質量至少為太陽質量的9到11倍。質量小於8倍太陽質量的恆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雲。如果一顆恆星的質量大於太陽的12倍，那么它產生的星雲化學成分會與蟹狀星雲中實際檢測到的不符。
研究蟹狀星雲遇到的一個重大問題是星雲和脈衝星的總質量明顯比推測的前身星質量小。關於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雲的質量，然後計算所需質量，可以得出星雲的溫度和密度。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。
解釋蟹狀星雲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，這會在星雲外形成一個殼層。儘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。
天體掩星
太陽的日冕每年六月從蟹狀星雲前經過。此時收到的蟹狀星雲的無線電波可用於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，而後來的觀測發現日冕密度會發生巨大的變化。
土星掩蟹狀星雲是很罕見的，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射線天文台在土星掩星雲時觀測它的衛星土衛六，並發現土衛六的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射線天文台當時正在經過范艾倫輻射帶。
詳細介紹
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覆的比較之後，確認星雲的橢圓形外殼仍在高速膨脹，速度達到每秒1300公里。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。
蟹狀星雲還是強紅外源、紫外源、X射線源和γ射線源。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，在1982年毫秒脈衝星發現前，保持了已知脈衝星中周期最短的紀錄。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干倍的大天體。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-第九》記載：“至和元年五月己丑，出天關東南可數寸，歲余稍沒”；《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。
蟹狀星雲
蟹狀星雲1888年出版《星雲星團新總表（NGC）》列為NGC 1952，《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絕對星等達到了-6等，[註：絕對星等---假設天體在一個標準距離遠處---32.6光年的亮度，太陽的絕對星等為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，它的遺蹟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，要發射這樣強的無線輻射，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，前蘇聯天文學家什克洛夫斯基1953年提出，蟹狀星雲的輻射不是由於溫度升高產生的，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“諾貝爾物理獎”，它是1982年前發現的周期最短的脈衝星，只有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只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，形成超新星遺蹟，就象蟹狀星雲，而恆星核心卻迅速坍縮，由恆星質量決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，但它的能量卻又大得驚人，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。
觀測資料
類型 | 超新星殘骸 |
赤經 | 05h 34m 31.97s |
赤緯 | +22° 00′ 52.1″ |
距離 | 6300 光年 |
視星等 | +8.4 |
視直徑 | 6×4 角分 |
星座 | 金牛座 |
半徑 | 5.5光年 |
絕對星等 | -3 |
歷史記錄
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：
宋史·天文志-第九
宋史·天文志-第九“己丑，客星出天關之東南可數寸。嘉祐元年三月乃沒。”見：李燾，《續資治通鑑長編》（北京：中華書局，2004二版），卷176，頁4263）
《宋史·天文志-第九》：“至和元年五月己丑，出天關東南可數寸，歲余稍沒。”
《宋史·仁宗本紀》：“（嘉佑元年三月）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。”
日本《明月記》：“天喜二年四月中旬以後，丑時客星出觜參度，見東方，孛天關星，大如歲星。”
總括以上文字，可得知在“宋至和元年五月己丑”（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，星的顏色是赤白。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）才消失不見。
宋史·仁宗本紀
宋史·仁宗本紀這個客星真是一個“不速之客”，來了就不走。在23天的時間裡，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裡，只要能看到客星。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、顏色和亮度變化。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。
簡單歷史
1054年
中國古代天文學家最早發現天關客星。
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”。
蟹狀星雲”的指狀、環狀以及灣狀部分
蟹狀星雲”的指狀、環狀以及灣狀部分1910年，蘭姆蘭德首先注意到“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蹟。
1948年
射電觀測發現它是一個強射電源。
1953年，史克洛夫斯基提出蟹狀星雲的射電輻射機制是同步加速輻射，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射線源。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射線源。
來自哈柏的光學數據以及來自錢卓的X光圖片
來自哈柏的光學數據以及來自錢卓的X光圖片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。
基本數據
距離：1930秒差距或6300光年。
大小：8.8光年×12.8光年，或可以並排放下8.6×10000000個太陽或10000個太陽系。
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公里/秒。說明：不同人測得的結果有所不同
天體構造
絢麗多彩的蟹狀星雲日前引起了天文學家們的濃厚興趣：位於其中心部位的脈衝射電源有可能是迄今為止人類發現的首個具有四個磁極的天體構造。
蟹狀星雲
蟹狀星雲通常情況下，宇宙中的脈衝射電源都只擁有一對磁極——北極和南極。但美國新墨西哥理工學院的提姆·漢金斯和吉恩·埃雷克等人卻發現，傳統的雙磁極理論根本無法解釋蟹狀星雲中脈衝射電源的活動情況。漢金斯表示，由於存在著多個磁極相互作用的現象，蟹狀星雲中射電源的磁場受到了明顯的扭曲。
科學家們介紹說，在浩瀚的宇宙中，絕大多數脈衝射電源都只產生一種脈衝，而有少部分除了一個主脈衝外還擁有另外一個次脈衝--後者被稱為“中間脈衝”。專家們認為，每一種脈衝都會對應兩個磁極，它們的關係就像是一對密不可分的朋友。然而漢金斯和埃雷克卻發現，蟹狀星雲中的脈衝射電源卻完全與眾不同——其主脈衝短暫而強烈，“中間脈衝”持續的時間很長，功率卻很弱。
除此之外，這一“中間脈衝”所發出的無線電輻射也與其他脈衝射電源的完全不同。另一位美國科學家保羅·弗里埃爾在分析了漢金斯等人的研究成果後指出，在蟹狀星雲中發現的“中間脈衝”所產生的輻射極其特別，此前還從未碰到過類似的情況。
根據漢金斯提出的觀點，導致“中間脈衝”輻射異常的原因可能是因為存在著第三個磁極。或許，第三個磁極是在脈衝射電源形成的過程中出現的。至於上述過程是如何發展的還有待於進一步的研究。
漢金斯補充說，蟹狀星雲中的脈衝射電源應該還擁有第四個磁極--因為所有的磁極都是成對出現的。
據美國宇航局官網報導，近日，美國宇航局三大天文台觀測到“蟹狀星雲”中的一顆中子星正在釋放大量高能粒子，它的能量釋放速率相當於太陽的10萬倍。
大約在公元1054年，人類從地球上就可以觀測到金牛座一顆恆星死亡所引起的超新星爆炸。到了近千年後的今天，人們仍可以看到這顆恆星死亡後的壯觀景象。在超新星爆炸發生後，產生了一種超高密度的天體，即中子星，而爆炸殘留物所占領的區域就是人們所知道的“蟹狀星雲”。目前，這顆中子星正在向“蟹狀星雲”輻射出大量的高能粒子，形成高能粒子風暴。美國宇航局錢德拉X射線天文台的觀測數據顯示，這顆中子星就像是一台巨大的宇宙發電機。
哈勃太空望遠鏡和斯必澤空間望遠鏡也參與了觀測。美國宇航局根據三大天文望遠鏡所觀測到的數據，最終形成了一張“蟹狀星雲”中子星高能粒子風暴的合成圖。圖中的藍色部分就是由錢德拉X射線天文台數據所形成的X射線圖像，黃色和紅色部分則是由哈勃太空望遠鏡所拍攝的光學圖像，而紫色部分則是由斯必澤空間望遠鏡所拍攝的紅外圖像。其中，X射線圖像比其他圖像都要小，這是因為極端高能電子所釋放的X射線比低能電子所釋放的光學和紅外射線能量衰減速度要快得多。
一直以來，“蟹狀星雲”都是被人類研究最多的太空目標之一，它已經被科學家們看作是宇宙的形象代表。在過去十年間，錢德拉X射線天文台經常協同其他天文望遠鏡對“蟹狀星雲”進行聯合觀測。
