韦伯解剖蟹状星云的结构

国家航空航天局/欧洲航天局/加拿大航天局詹姆斯韦伯太空望远镜提供了蟹状星云的惊人新视图，包括迄今为止最高质量的红外数据，可帮助天文学家探索这个超新星遗迹的详细结构和化学成分。

蟹状星云是公元 1054 年中国、阿拉伯和美洲原住民的观星者观察到的超新星爆炸的产物。

这个美丽的星云足够明亮，可以用业余望远镜看见，它位于金牛座，距离我们 6,500 光年。

它也被称为梅西耶 1、NGC 1952 或金牛座 A，于 1731 年由英国天文学家、医生和电气研究员约翰·贝维斯首次发现。

1758 年，法国天文学家查尔斯·梅西耶在寻找彗星时重新发现了这片朦胧的星云。他后来将该天体添加到他的天体目录中，编号为梅西耶 1，并将其标记为“假彗星”。

该星云的名字来源于爱尔兰天文学家罗斯勋爵于 1844 年绘制的一幅图画。

蟹状星云非常不寻常。它非典型的成分和极低的爆炸能量曾让天文学家认为它是一颗电子捕获超新星——这是一种罕见的爆炸类型，它起源于一颗核心不太发达的恒星，由氧、氖和镁组成，而不是更典型的铁核。

过去的研究工作根据当前喷出物的数量和速度计算了爆炸的总动能。

天文学家推断，此次爆炸的能量相对较低(不到正常超新星爆炸的十分之一)，其前身恒星的质量在 8 到 10 个太阳质量之间——处于经历剧烈超新星爆炸的恒星和未经历剧烈超新星爆炸的恒星之间的一个细线上。

然而，电子俘获超新星理论与蟹状星云的观测结果存在不一致，特别是观测到的脉冲星的快速运动。

近年来，天文学家也提高了对铁核坍缩超新星的认识，现在他们认为，只要恒星质量足够低，这种类型的超新星也能产生低能量爆炸。

为了降低对蟹状星云的前身恒星和爆炸性质的不确定性程度，普林斯顿大学的 Tea Temim 和同事利用韦伯的光谱功能，锁定了蟹状星云内部细丝内的两个区域。

理论预测，由于电子捕获超新星核心的化学成分不同，镍与铁 (Ni/Fe) 的丰度比应该比我们太阳中测得的丰度比高得多，而太阳中含有来自前几代恒星的这些元素。

20 世纪 80 年代和 90 年代初期的研究利用光学和近红外数据测量了蟹状星云内的 Ni/Fe 比，并注意到较高的 Ni/Fe 丰度比似乎有利于电子捕获超新星情景。

韦伯望远镜凭借其灵敏的红外功能，正在推进蟹状星云的研究。

研究作者利用韦伯中红外仪器 ( MIRI ) 的光谱能力测量镍和铁的发射线，从而对 Ni/Fe 丰度比做出更可靠的估计。

他们发现，与太阳相比，该比例仍然较高，但只是略有升高，而且与之前的估计相比要低得多。

修正后的数值与电子捕获一致，但不排除类似低质量恒星的铁核坍缩爆炸。

预计较高质量恒星的较高能量爆炸将产生更接近太阳丰度的 Ni/Fe 比率。

需要进一步的观察和理论工作来区分这两种可能性。

除了从蟹状星云内部的两个小区域提取光谱数据来测量丰度比之外，韦伯还观察了残余物的更广阔环境，以了解同步加速器发射和尘埃分布的细节。

MIRI 收集的图像和数据使天文学家首次能够分离蟹状星云内的尘埃发射并绘制出高分辨率地图。

他们表示：“通过用韦伯望远镜绘制温暖的尘埃排放图，并将其与宇航局赫歇尔太空天文台关于较冷尘埃颗粒的数据相结合，我们绘制出了一幅完整的尘埃分布图：最外层的细丝包含相对较暖的尘埃，而较冷的颗粒则主要分布在中心附近。”

有关该研究结果的论文发表在《天体物理学杂志快报》上。