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超新星 当前的模型
當在核心坍塌階段的超新星仍有氫的包層時，其結果是出現II型超新星。明亮恆星的質量損失取決於金屬量和亮度。金屬量接近太陽，特別亮的恆星在演化到核心坍塌之前已經失去它們所有的氫，就不會形成II型超新星。所有低金屬量的恆星，在開始核心坍塌之前仍都有氫的包層，但質量夠大的恆星會直接坍縮成為黑洞，而不會產生可以看見的超新星。
初始質量的上限大約在90倍太陽質量，或是金屬量只高一些，預期會產生II-p超新星，這是最常見的超新星類型。在中與高金屬量，且質量接近上限的恆星在發核心坍塌時將已經去大部分的氫，其結果是II-L超新星。金屬量非常低，恆星質量在140–250 M☉在核心坍塌時將達到不穩定對，但仍然有氫的包層和氧的核心，其結果將是II型超新星，但會噴出大量的鎳56，成為高亮度的超新星。
超新星 当前的模型
这两类超新星的形成机制很可能类似于大质量恒星内部核反应燃料耗尽而形成II型超新星的过程；但有所不同的是，形成Ib或Ic型超新星的恒星由于强烈的恒星风或与其伴星的相互作用而失去了由氢元素构成的外层。Ib型超新星被认为是大质量的沃尔夫-拉叶星坍缩后的产物。另外还有一些证据认为少量的Ic型超新星是伽玛射线暴的产生原因，但也有观点认为任何氢元素外层被剥离的Ib或Ic型超新星在爆炸的几何条件允许的情形下都有可能生成伽玛射线暴。
由于氢光谱中的巴耳末吸收线的存在，II型超新星的光度曲线特征明显：与I型超新星的光度曲线相比，II型超新星的光度曲线平均每天降低0.008等，较前者要低很多。按照光度曲线的特征，II型超新星可分为两个子类，一类在光度曲线上有一个平坦的高原区（型），另一类的光度曲线则只存在线性衰减（型）。如此型超新星的总体衰减率为每天0.012等，高于型超新星的每天0.0075等。对于型超新星而言，产生这种差别的原因是在原始恒星中的大部分氢元素外层都被抛射出了。
超新星 当前的模型
型超新星的光度曲线中的高原区是由于其外层不透明度的变化。爆炸中产生的激波电离了外层中的氢原子，阻止了内部爆炸产生的光子透过外层逸出，从而显著提高了外层的不透明度。当外层的氢离子冷却后重新组合成原子，外层区域的透明度又会回升。
在II型超新星光谱的诸多反常特性中，IIn型超新星有可能诞生于喷射物与恒星周围物质的相互作用，而IIb型超新星则有可能是大质量恒星在其伴星的潮汐力作用下失去了大多数（但不是全部）的氢元素外层。随着IIb型超新星喷射物的膨胀，余下的氢元素外层很快会变得透光从而能够展露出里面的内层结构。
超新星 当前的模型
长久以来一个围绕着超新星研究的谜团是，如何解释爆炸后产生的剩余致密物质相对内核会有一个如此高的速度。（已经观测到作为中子星的脉冲星具有很高的速度，理论上黑洞也会有很高的速度，但当前还很难通过孤立的观测来证实。）不管怎样，能够推动物质产生如此速度的作用力应该相当可观，因为它能够使一个质量大于太阳的物体产生500千米/秒甚至以上的速度。现在一般认为这个速度产生于超新星爆炸时的空间不对称性，但具体这个动量是通过何种机制传递的仍然不得而知。有些解释认为，这种推动力包含了星体坍缩时的对流和中子星形成时产生的喷流。
具体而言，这种内核上方产生的大尺度对流能够造成局部的元素丰度变化，从而在坍缩期间导致不均衡分布的核反应，经反弹后产生爆炸。而喷流解释则认为，中心的中子星对气体的吸积作用会形成吸积盘，并产生高度方向性的喷流，从而将物质以很高的速度喷射出去，同时产生横向的激波彻底摧毁星体。这些喷流可能是导致超新星爆发的重要因素。（一个类似的模型也被用来解释长伽玛射线暴的产生。）
超新星 当前的模型
现在已经通过观测证实了在Ia型超新星的爆发初始存在有空间上的不对称性。这一结果可能意味着这类超新星的初始光度与观测角度有关，不过随着时间的推移这种爆炸会变得更为对称。通过对初始状态的出射光的偏振进行测量，这种不对称性就可以被探测到。
由于Ib、Ic以及多种II型超新星具有类似的机制模型，它们被统称为核坍缩超新星。而Ia型超新星与核坍缩超新星的基本区别在于在光度曲线峰值附近所释放的辐射的能量来源。核坍缩超新星的原始恒星都具有延伸的外层，并且这种外层达到一定透明度所需的膨胀量较小。光度曲线峰值处的光辐射所需的大部分能量都来自于加热并喷射外层物质的激波。
而与之不同的是，Ia型超新星的原始恒星是致密的，并且要比太阳小得多（但质量仍然大得多），因此这种致密星体如要变得透明需要进行大幅的膨胀（以及冷却）。爆炸产生的热在星体膨胀的过程中被消耗，从而无法促使光子产生。事实上，Ia型超新星所辐射的能量完全来自爆炸中产生的放射性同位素的衰变，这主要包括镍-56（半衰期6.1天）和它的衰变产物钴-56（半衰期77天）。从放射性衰变中辐射的伽玛射线会被喷射出的物质吸收，这些物质因此被加热到白炽状态。
超新星 当前的模型
在核坍缩超新星中，随着喷射出的物质逐渐膨胀并冷却，放射性衰变最终也会成为光辐射的主要能量来源。一颗明亮的Ia型超新星能够释放出0.5至1倍太阳质量的镍-56，但核坍缩超新星所释放的镍-56通常只有0.1倍太阳质量左右。
儘管我們思考的超新星事件主要是可見光發光的部分，但是電磁輻射只是爆炸產生的輕微副作用。特別是核心崩潰的超新星，發出的電磁輻射事件只是總能量的一小部分。
在不同類型的超新星，能量產生的不同和平衡才是他們之間根本上的區別。在Ia型，白矮星的爆炸，大部分的能量流向重元素合成和噴發物的動能。核坍縮的超新星，絕大部分的能量經由微中子排放，在明顯地主要爆炸時，99%以上的微中子已經在坍縮開始後的幾分鐘內逃逸了。
超新星 当前的模型
Ia型超星從核融合失控的碳氧白矮星獲得它們的能量。但還未能完全塑造能量的細節，而最終的結果是以高動能拋射出整顆恆星的原始質量。大約半個太陽質量的56Ni是從矽燃燒成。56Ni是放射性物質，半衰期為6天，會經由正電子發射輻射出γ射線蛻變成56Co。56Co本身又會以77天的半衰期經由正電子衰變成為穩定的56Fe。這兩種過程負責提供來自Ia超新星的電磁輻射。在結合噴發物質透明度的變化，它們產生急劇下降的光變曲線。
核心坍縮超新星的平均是亮度比Ia型超新星低，但總能量卻高得多。這來自於核心坍縮的重力位能，最初從崩潰的原子核產生電子微中子，緊接著所有的味（flavours）由過熱中子星的核心釋出。大約只要1%的這些微中子，就有足夠的能量可以造成恆星外層的超新星爆炸，但當前的模型還不足以提供細節。動能和鎳的量要比Ia超新星低一些，因此視亮度比較低，但來自數倍於太陽質量氫的電離能量可以貢獻下降得更緩慢，並使核心坍縮超新星的光度在高原階段。
在一些核心坍縮的超新星，會回退到黑洞驅動著相對論性噴流，這能會產生短暫、高能且定向的伽瑪射線暴，也將能量進一步的傳輸給實質物質噴流。這是產生高光度超新星的一個方案，被認為是極超新星和持續時間較長的伽瑪射線爆發的成因。如相對論性噴流過於短暫，不能穿透恆星外的包層，然後就可能產生低光度的伽瑪射線爆發，這顆超新星就可能是低亮度的。
當一顆超新星發生在低密度的星周雲內時，它可能會產生激波，可以有效地將大量的動能轉換成電磁輻射。雖然最初的爆炸能量是完全正常產生的超新星，也會有高亮度和延長的持續時間，這是因為他不依賴指數型的放射性衰變。這種類型的事件可能造成IIn型超新星。
雖然不穩定對超星是核心坍縮超新星，光譜和光變曲線類似IIp超新星，追隨著核心坍縮之後自然的爆炸更像是碳氧和矽核融合失控的巨型Ia型超新星。質量最高事件的總能量釋放，媲美於其它核心坍縮超新星，但微中子的產生被認為很低，因此動能和電磁輻射能量是非常高。這些恆星的核心遠比任何的白矮星巨大，放射性鎳的數量和拋出的其它種元素也會更多，因此視覺光度會高出好幾個數量極。
超新星的類型與爆炸前的恆星分類是緊密相連的。每種類型超新星的發生戲劇性的決定於其金屬量，也就是宿主星系的年齡。
Ia型超新星是由聯星系統中的白矮星形成的，發生在所有型態的星系。核心坍縮的超新星僅見於當前或最近形成的星系，因為它們都是生命短暫的大質量恆星造成的。它們最常在Sc型的螺旋星系內被發現，但也會出現在其它螺旋星系的螺旋臂和不規則星系，特別是星暴星系。
Ib/c型、II-L型和可能多數的IIn超新星，被認為只出現在金屬量與太陽相似ˇ準的恆星，而這些是大質量恆星損失大量質的結果，因此它們很少出現在老年或距離較遙遠的星系。下表顯示預期的主要是坍縮超新星的主要類型的前身恆星，和每種在地社群中的近似比例。
在調和模型和觀測恆星演化至核心坍縮的超新星有許多的困難。紅超巨星被認為是絕大多數核心坍縮超新星的前身恆星，但是被觀測到的只有相對較低質量和光度的，分別低於18 M☉和100,000 L☉。多數II型超新星的前身未能檢測到，並且多數被認為是太黯淡和質量不夠大。現在又提出高質量的紅超巨星不會發生超新星爆炸，但是會進化回到較高的溫度。有幾顆II型超新星的前身已經被確認，而這些是K型和G型的超巨星，還有一顆是A型的超巨星。黃超巨星或LBVs被建議是IIb超新星的前身恆星，並且幾乎所有附近觀測到的IIb超新星都表明這就是前身恆星。
直到數十年前，熱超巨星被認為不會爆炸，但顯示況並非如此。藍超巨星出乎意料高比例被確認是超新星的前身，而部分原因是因為它們的亮度高，易於被檢出，而單一的沃夫–瑞葉星一直沒有被清楚地確定是超新星的前身。模型很難顯示藍超巨星如何失去足夠的質量來進化到超新星不同的階段。一項路徑研究顯示低亮度的後紅超巨星可能會成為高光度藍變星，而最有可能成為IIn型超新星。
預期的Ib型超新星的前身恆星是亮Wc星，但從未觀察到；相反的發現是低光度的WC星，顯而易見的是後紅超巨星。WO星在視覺上相對微弱是極為罕見的，所以很難說不是前身恆星，或只是還未被觀測到。儘管對許多超新星的觀測仍顯得不足，但附近許多非常亮的前身恆星都曾有過清楚的影像。有幾個熱且亮的IIn型超新星前身恆星已經被檢測到的例子：SN 2005gy和SN 2010jl都是高亮度，但距離很遠的恆星；SN 2009ip的前身是像高光度藍變星的高亮度恆星，但它是確切性質仍有爭議的奇特超新星。
超新星 其它的影響
星際物質中，從氧到銣等元素的主要來源是超新星，然而理論上的元素豐度，在光譜的觀測中會因為不同類型的超新星而有很大的差異。Ia型超新星主要產生矽和鐵峰元素，像鎳和鐵這種元素。核心坍塌超新星噴發的鐵峰元素要比Ia型超新星少得多，但因氦核作用生成的輕元素如氧、氖等，和比鋅重的元素則有較大的量。後者在電子捕獲超新星方面尤其顯著。從II型超新星噴搋來的物質大部分是氫和氦。重元素的生成：核融合可以形成34S的原子核；在矽光分解和準靜態平衡的矽燃燒的過程中可以生成36Ar和56Ni之間的原子核；在超新星崩潰期間，經由快速捕獲中子（R-過程）生成比鐵重的元素R-過程產生富含中子但極度不穩定的原子核，會迅速的經由β衰變形成更穩定的形式。在超新星中，R-過程反應產生的同位素佔鐵元素以外元素所有同位素的一半，然而中子星合併可能才是許多此類元素的主要天體物理來源。
在現代宇宙中，老的漸近巨星支星是來自S-過程的元素、氧化物和碳等塵埃的主要來源。不過，在早期的宇宙中，尚未生成漸近距星支星之前，超新星可能是塵埃的主要來源。
超新星 其它的影響
許多超新星的殘骸是由緻密的天體和快速膨脹的激波物質組成。這種物質雲自由膨脹的階段可以持續長達兩個世紀，並席捲了周圍的星際物質。然後，這種波經由絕熱膨脹逐漸冷卻，在大約10,000年的時間裡，它會慢慢冷卻並與周圍的星際物質混合。
大爆炸產生氫、氦和微量但可檢測出的鋰，而所有更重的元素都是在恆星和超新星中合成。超新星往往用氫和氦以外的元素豐富周圍的星際物質。天文學家將比它们更重的元素都稱為金屬。
這些注入星際物質的元素最終豐富了分子雲，而這而是恆星形成的場所。因此，每一代的恆星組成都略有不同，從幾乎純氫和氦的混合到富含更多金屬的成分。這些元素都是在核融合期間在恆星中形成的，超新星是分配這些較重元素的主要機制。構成恆星的元素中，不同元素的豐度對恆星生命有重要的影響，並可能決定性的影響圍繞恆星運轉的行星形成的可能性。
膨脹的超新星殘骸的動能可以經由壓縮附近太空中密集的分子雲來觸發恆星的形成。如果分子雲不能移除多餘的能量，湍流的壓力也會阻止恆星的形成。
超新星 其它的影響
來自短壽的放射性同位素次代元素的證據顯示，測定一顆鄰近超新星爆炸的成分，說明了太陽系的組成，也可能在45億年前觸發了太陽系的形成。
超新星殘骸被認為佔有銀河系原生宇宙射線很大的一部分，但只在少數的殘骸中發現產生宇宙射線的直接證據。從超新星殘骸IC 443和W44中檢測到來自π介子衰變產生的γ射線。這些是超新星殘骸中被加速的質子撞擊星際物質時產生的。
超新星是星系中潛在的強引力波來源，但到目前為止還沒有檢測到。迄今探測到的引力波事件來源都是黑洞和中子星的合併，而這些天體可能是超新星的殘餘物。
鄰近地球的超新星是距離地球夠近，對地球生物圈有顯著影響的超新星。根據超新星的類型和能量，它的距離可以遠至3,000光年。
在1996，有理論指出探測地球岩層中金屬同位素特徵的形式，有可能找到過去的超新星痕跡。後來，有報告在太平洋深海的岩石中檢測到富集的鐵-60 。2009年，在對應於1060年代的南極冰層中發現硝酸鹽離子含量升高，這與1006年和1054年的超新星吻合。來自這些超新星的γ射線可能提高地球大氣層中氮氧化物的水準，而這些氮氧化物被困在冰層中。
超新星 其它的影響
如果Ia型超新星發生在離地球夠近的距離上，被認為是最危險的。由於這種超新星產生於聯星系統中黯淡的白矮星，因此在研究不夠充分的恆星系統中，很可能發生能夠影响地球，但未能預測的超新星。已知最接近的候選者是飛馬座IK（詳見下文）。最近的估計，II型超新星必須接近地球至8秒差距（26光年）才能破壞地球一半的臭氧層，但距離最近的候選者大約在500光年的距離上。
超新星 銀河系中的候選者
銀河系的下一顆超新星即使發生在銀河系的遠端，也很可能被檢測到。它很可能是由已經收錄在2微米全天巡天（2MASS）星表中的一顆不起眼紅超巨星坍塌產生。有可能由不同類型的大質量恆星（例如黃超巨星、高光度藍變星、或沃夫–瑞葉星）產生，但可能性比較小。下一顆超新星是由白矮星產生的Ia型超新星的機會，大約是核心坍塌超新星的三分之一。其次，無論它發生在何處，它都可以被觀測到，但是不太可能曾經觀測過它的祖恆星。如果是Ia型超新星，因為很難在幾秒差距之外檢測出這樣的系統，甚至會不知道祖系統是怎樣的組合。據估計，銀河系中超新星的生成率是每世紀2至12顆，但實際上已經好幾個世紀沒有觀測到。
超新星 銀河系中的候選者
從統計上看，下一顆超新星最可能來自一顆不起眼的紅超巨星，但很難確定這些超巨星中，哪些是處於核心重元素融合的最後階段，也許還剩下數百萬年的歲月。質量最大的紅超巨星在核心坍塌之前，會先拋出它們外層的氣體，演化成為沃夫–瑞葉星。所有的沃夫–瑞葉星都會在一百萬年左右的時間內結束生命，但同樣很難確定哪些是最接近核心坍塌的恆星。預計在幾千年內就會爆炸的一類是已經知道耗盡其核心氧的WO沃夫–瑞葉星。已知的這一類沃夫–瑞葉星只有8顆，而其中只有4顆在銀河系。
一些眾所周知接近核心坍塌超新星的候選者是紅超巨星的心宿二和參宿四 ；黃特超巨星的螣蛇十二（仙后座ρ）；曾經是假超新星的高光度藍變星海山二，和在船帆座最明亮的天社一（船帆座γ1）系統的伴星：一顆沃夫–瑞葉星。其它還有，雖然不太可能，但已經獲得名聲的還有γ射線爆後代的WR104。
確定Ia型超新星的候選者更有投機性。儘管確切的機制和時間尺度都還有爭議，但任何帶有吸積白矮星的聯星系統都可能產生超新星。這些系統都是暗淡、難以識別的，但新星和復發的新星都是這樣的系統，很方便於自我宣傳。天蠍座U就是一個例子。已知最靠近地球的一顆Ia型超新星的候選者是飛馬座IK（HR 8210），距離是150光年，但觀測表明，白矮星需要數百萬年的時間才能吸積達到成為Ia型超新星所需要的臨界質量。
超新星 延伸阅读
Bethe, Hans A.; Bethe, H. A.; Brown, G. E.; Cooperstein, J; Kahana, S. . Physics Today (ISSN 0031-9228). 1990, 43 (9): 736–739. Bibcode:1990PhT....43i..24B. PMID 10035857. doi:10.1063/1.881256.
Filippenko, Alexei V. . Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 1997, 35: 309. Bibcode:1997ARA&A..35..309F. doi:10.1146/annurev.astro.35.1.309.  An article describing spectral classes of supernovae.
超新星 延伸阅读
Takahashi, K.; Sato, K.; Burrows, A.; Thompson, T. A. . Physical Review D. 2003, 68 (11): 77–81. Bibcode:2003PhRvD..68k3009T. arXiv:hep-ph/0306056 . doi:10.1103/PhysRevD.68.113009.  A good review of supernova events.
硫化氫
硫化氫是无机化合物，化學式為H2S。正常是無色、易燃的酸性氣體，也是一种氧族元素的氢化物。硫化氢是急性劇毒物质，具有臭鸡蛋味，吸入少量高濃度硫化氫可於短時間內致命。低濃度的硫化氫對眼、呼吸系統及中樞神經都有影響。它有毒，有腐蚀性，还可以被燃烧。
硫化氢通常由有机物在无氧气的原核生物分解的情况下产生，例如在沼泽和下水道中；此过程通常称为厌氧消化，该过程通过还原硫酸盐的微生物完成。H2S也存在于火山气体，天然气和井水的一些来源中。人体会产生少量的H2S，用于细胞信号传送。
瑞典化学家卡尔·威廉·舍勒因在1777年发现了硫化氢的化学成分而受到赞誉。
硫化氫 分佈
硫化氫自然存在於原油、天然氣、火山氣體和溫泉之中。少量的硫化氫在原油中、但天然氣可以包含高達90％硫化氫；也可以在細菌於缺氧狀態下分解有機物的過程中產生，或者是一部分的腐敗海藻中常見。人體釋放出的屁含有極小量（少於屁成分的1%）的硫化氫。
硫化氫 制备
硫化氢一般是由分离酸气而成，也就是有大量H2S的天然气。它也可以由氢和液体的硫在450°C下化合而成。碳氢化合物可以作为反应中氢的来源。
实验室一般使用
来制取硫化氢。
也可以用
但还有一个更加简单的方法，硫化铝（白色）的水解：
此方法是利用了活泼金属（碱金属除外）硫化物的水解。硒化铝（灰色）和碲化铝（暗灰色）也能和水迅速反应，生成硒化氢和碲化氢。大部分金属和非金属的硫化物，如：硫化铝、五硫化二磷、二硫化硅遇水都会形成硫化氢。
硫化氫 性质
2015年，物理學者發現，硫化氫在溫度203 K（-70°C）、極度高壓的環境下(至少150GPa，也就是約150萬標準大氣壓）會發生超導相變。
硫化氢比同族的水不稳定，加热高于700K时即发生分解。
硫化氫比空氣稍重，硫化氫和空氣的混合物极易爆炸。硫化氫和氧氣燃燒會產生藍色火焰，形成二氧化硫和水。在一般化学反应里，硫化氫是一种還原劑，如硫化氫可與二氧化硫反應形成單質硫和水。
硫化氢和二氧化硫即使在液态也会迅速反应。
硫化氫可微溶於水，形成弱酸，称为“氢硫酸”。其水溶液包含了氢硫酸根HS-（在摄氏18度、浓度为0.01-0.1摩/公升的溶液里，pKa=6.9）和离子硫S2-（pKa = 11.96）。一开始清澈的氢硫酸置放一段时间后会变得混浊，这是因为氢硫酸会和溶解在水中的氧起缓慢的反应，产生不溶于水的单质硫。
硫化氫 性质
硫化氢和金属离子接触会形成硫化金屬，硫化金屬往往是深暗色的。用於檢測硫化氫的醋酸鉛紙和硫化氢的气体接触时会產生灰色的硫化鉛（II）。硫化金屬與強酸反應时则会释放出硫化氫。
此外，氣態硫化氫和濃硝酸或任何强氧化剂接觸时會发生爆炸。與醇反應则形成硫醇。
硫化氫是酸性的，它與鹼及一些金屬（如銀）有化學反應。例如：硫化氫和銀接觸後，會產生黑褐色的硫化銀，如果氧气存在反应趋势更大：
该反应能够进行的原因是硫化银的生成自由能负值很大，增大了正方向反应的趋势。
硫化氫 安全
硫化氫是劇毒及易爆氣體。硫化氢也是易燃的（爆炸极限，4.3–46%）。它比空气重，容易积聚在通风不良的空间底部。虽然起初很刺鼻（闻起来像臭鸡蛋），它会迅速麻痹嗅觉，因此受害者意识到它的存在时就为时已晚。为了安全处理硫化氢，人们应参考硫化氢的安全数据表。
混合某些家用成分产生的硫化氢气体于2008年在日本因自杀风潮而使用。这波风潮促使东京自杀预防中心的工作人员在黄金週期间设立了专门的热线，因为他们在5月的年度假期期间接到了更多来自想自杀的人的电话。
截至2010年，这种现象已在美国许多城市中发生，提醒那些到达自杀现场的人。这些第一批接近自杀者的人们，例如紧急服务人员或家庭成员，有可能因吸入硫化氢气体或被火烧而死亡或受伤。地方政府还发起了运动来预防此类自杀。
蟹狀星雲
蟹状星云（M1，NGC 1952或金牛座 A）是位于金牛座ζ星（天關）东北面的一个超新星残骸和脉冲风星云，是银河系英仙臂的一部分，距地球约6,500光年（2,000秒差距），直径达11光年（3.4秒差距），并以每秒约1,500公里的速度膨胀。
该星云由约翰·贝维斯于1731年发现，对应中国、阿拉伯和日本天文学家於公元1054年记录的一次超新星爆发（编号SN 1054，中国称天关客星）。1969年天文学家发现星云的中心是一颗脉冲星，直径约28–30公里，每秒自转30.2次，并发射出从γ射线到无线电波的宽频率范围电磁波。它也是首顆被确认为历史上超新星爆发遗迹的天体。
蟹狀星雲
蟹状星云的X射线和γ射线辐射能量超过30 keV，最高可达450 TeV，而且非常稳定，因此天文学家将蟹状星云看成是宇宙中最稳定的高能辐射源之一，并将其作为一种标准来测量宇宙其他輻射源的能量。此星云是一个很好的辐射源，通过其他天体的掩星可以研究它與其他的天體。20世纪50和60年代时，天文学家曾借助穿过日冕的蟹状星云辐射对太阳日冕进行密度和成分测定。2003年，土卫六阻挡了蟹状星云的X射线辐射，天文学家借此机会测量土卫六的大气层的厚度。
蟹狀星雲 起源
蟹状星云产生于公元1054年一次明亮的超新星爆发：SN 1054。当时中国、印度、阿拉伯和日本天文学家都记录了这一天文现象。而该星云则是由约翰·贝维斯于1731年首次观测到的。1758年，查尔斯·梅西耶在观测一颗亮彗星时独立地再次发现该星云。于是梅西耶将其作为自己的类彗星天体星表中第一个成员。1848年，罗斯伯爵在比尔城堡观测到了此星云，因为他绘制的图像形状与螃蟹类似，因此被稱為蟹狀星雲。
20世纪早期，对早期间隔数年的星云照片进行的分析顯示它正在不断膨胀。根据其膨胀速度反推可得，该星云在地球上开始可见的时间至少在900年以前。而中国天文学家在1054年的记录在天空的相同区域产生过一颗亮星，甚至白天都可观测到。虽然距离十分遥远，但是当时中国人观测到的客星在白天也能看見，因此只可能是超新星。这是一种自身的核聚变已經終止并坍缩，从而发生爆炸的大質量恒星。
蟹狀星雲 起源
近期对历史记载的分析表明，产生蟹状星云的超新星爆发时间为4月或5月上旬，到了7月最亮时视星等升至-7到-4.5之间（比夜空中除了月球以外的任何天体都亮）。该超新星在首次发现大约两年之内都可用肉眼看到。归功于东亚和中东地区的天文学家在1054年的观测記錄，蟹状星云成为第一个被确认与超新星爆发有关的天体。
蟹狀星雲 物理状态
蟹状星云在可见光区中有大量椭圆形的丝状结构围绕着弥散的蓝色核心区域，长达6角分，宽达4角分（相比而言，满月的直径为30角分），是视直徑最大的天体之一。从三维的角度看，该星云的形状是一个长椭球体。这些丝状结构是前身星大气层的残余成分，主要由离子化的氦和氢组成，也含有碳、氧、氮、铁、氖和硫。这些丝状结构的温度通常处于11,000–18,000K之间，而它们的密度大约为每立方厘米1,300个粒子。
尽管蟹状星云是天文学家关注的焦点之一，但由于每种估测方法都存在不确定性，它的距离誤差仍然是一个悬而未决的问题。2008年得到的共识是它离地球的距离为2.0±0.5千秒差距（6.5±1.6千光年）。蟹状星云正以大约1,500 km/s的速度膨胀。对间隔数年的星云照片进行分析，结果是它正在缓慢膨胀，比较这种角膨胀和谱线紅移可以测定膨胀速度，此方法也能估测该星云到地球的距离。1973年，一项运用多种不同方法测距的分析得出了它距离地球约6,300光年的结论。根据它的视直径大小及距离可以计算出其直径约为13±3光年[c]。
蟹狀星雲 物理状态
将时间追溯到1054年超新星爆发之后的几十年，可以发现这个星云自从产生以来就在不断加速膨胀。这种加速是因为中心的脉冲星产生的能量增强了星云的磁场，从而使星云膨胀，丝状结构不断向外伸展。
估测星云的总质量对于估计对应超新星的前身星质量是至关重要的。蟹状星云丝状结构含有的物质（离子和中性气体喷射物，主要是氦）估计質量可达4.6±1.8M☉。
1953年，约瑟夫·什克洛夫斯基（Iosif Shklovsky）提出弥散的蓝色区域主要是由同步辐射造成的。这是指在磁場中迴轉的相對論性电子（運動速度接近光速的電子）因為徑向加速度垂直於速度而发射出的电磁辐射。之后的观测确认了此理论。到了20世纪60年代，天文学家发现电子偏转的洛伦兹力来自于星云中心一颗中子星的强大磁场，在此力的作用下电子发生偏转，并沿运动的切线方向发出电磁辐射。
蟹狀星雲 物理状态
自2010年9月19日起，天文学家观测到蟹状星云的伽马射线强度突然提高了2到3倍。一种解释认为，爆发的短暂性表明电子还没有加速到足以产生能量辐射的程度。当电子被加速到极高能量时，星云磁场的强度可能也会比通常估计的要加强3到10倍。短暂的过程表明，伽马射线可能源自星云内部相对较小的一部分。另一种解释则认为脉冲星的带电粒子风闯入了星云内部，并挤压星云的磁场。在这个过程中，磁场会释放出巨大的能量，从而为电子加速提供能量源。
蟹状星云的磁场强度约为10-3到10-4高斯，根据爱因斯坦质能方程，电子的总能量约为1049尔格。这显然不能与刚形成时相提并论，因为绝大部分能量已通过绝热损失辐射出去了。它的磁场有序程度很高，据国际伽玛射线天体物理实验室的数据，其γ射线辐射有46%是偏振的，光子的电磁场也同向分布。美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心的大卫·汤普森说：“在天体物理学中，这是非常严重的事情。如此高比例的偏振意味着这里得有非常好的条件，才能使磁场非常有序地排列。”
蟹狀星雲 物理状态
脉冲星磁场达到地球的1012倍以上，类似于棒状磁场。上述事实表明脉冲星产生的粒子流速度很高，以至于非常接近脉冲星，才使磁场发生了扭曲。但由于目前仪器精度所限，还不能通过测量来确认。蟹状星云是绝无仅有的观测目标，因为其他脉冲星过于遥远，难以深入研究。
目前人类对蟹状星云的观测已覆盖从无线电波到γ射线的整个波段。特别是钱德拉X射线天文台发射以后，它先后发现了两极的喷流，环绕着脉冲星赤道平面的星环，高速运动的亮条纹（wisp）和X射线强度很高的结节（knots）。这些结构的运动速度都很快，例如亮条纹可达光速的0.35至0.5倍，喷流也有光速的0.1倍。而结节的亮度仅次于中央的脉冲星。其中蟹状星云的异常部分之一是富氦星环，它的星环从东向西穿过脉冲星区域。星环中大约25%是可见喷出物，而计算结果表明95%都是氦。因此目前对于星环的结构还没有合理的解释。
蟹狀星雲 中心天体
蟹状星云的中心有两颗暗星，其中一颗与此星云的形成直接相关。1942年，鲁道夫·闵可夫斯基发现它的光谱极不寻常，从而确认了它的特殊性。到了1949年，天文学家发现此星附近区域是很强的无线电波和X射线辐射源。1967年，它被确认为天空中γ射线辐射强度最大的天体之一。第二年，地球上接受到它放出的辐射脉冲，因此它成为最早发现的脉冲星之一。
脉冲星是强大的电磁辐射源，它们以一定而且很短的周期释放辐射脉冲，频率可达每秒数百次。1967年刚发现这种天体时就产生一个令人费解的谜团，该团队甚至考虑了那可能是先进文明发出的信号。然而，在蟹状星云中心发现了脉冲射线源，这成为证明该星云起源于超新星爆发的强有力的证据。现在认为它们是高速自转的中子星，它们的强磁场将辐射约束成很窄的波束向外释放。
蟹狀星雲 中心天体
据信，蟹状星云脉冲星的直径约为28–30千米，它每隔33毫秒发射一次辐射脉冲。辐射脉冲的波长跨越了从无线电波到γ射线的整个电磁波谱。与其他孤立的脉冲星一样，它的自转周期正在逐渐变慢。有时它的辐射周期会发生急剧变化，称作自转突变，这是由于中子星内部的突然重新组合引起的。脉冲星自转减缓时放出巨大的能量，并发射同步辐射，总光度可达太阳的75,000倍之多。
蟹状星云中心区域由于脉冲星极高能量的不断释放而变得异常活跃。大多数天体的演化非常缓慢，只有经历很长的时间尺度才能觉察出变化。而蟹状星云的内部在几天之内就能产生明显变化。星雲內部最活躍的特徵，是脉冲星的赤道风猛烈冲击稀疏的其他区域，形成激波阵面。这种激波的形状和位置瞬息万变，赤道风一阵阵地形成然后渐渐减弱并消失，这是因为它们进入了远离脉冲星的星云内部。
蟹狀星雲 前身星
发生爆炸成为超新星的那颗恒星被称作前身星（Progenitor star）。有两种类型的恒星会发生超新星爆发：白矮星和大质量恒星。在所谓的Ia型超新星中，气体不断落在白矮星上，不断增大其质量直至接近临界值——钱德拉塞卡极限，最终的结果自然是发生爆炸。而对于Ib/c型和II型超新星，它们的前身星是一颗核聚变反应耗尽了燃料的大质量恒星，最终发生坍缩并不断升温，最终达到超新星爆发的临界温度。蟹状星云中心存在脉冲星表明它一定是由核心坍缩型超新星形成的，因为Ia型超新星不产生脉冲星。
蟹狀星雲 前身星
超新星爆发的理论模型表明爆炸形成蟹状星云的前身星质量一定要在太阳质量的9到11倍之间。质量小于8倍太阳质量的恒星因太小而不能发生超新星爆发，它们的最终宿命是行星状星云。如果一颗恒星的质量大于太阳的12倍，那么它产生的星云化学成分会与蟹状星云中实际检测到的不符。然而，最近的研究表明，前身星可能是8到10太阳质量范围内的一颗超渐近巨星分支星，会在电子俘获型超新星爆炸的范围。2021年6月，《自然天文学》杂志上的一篇论文报导，2018年超新星SN 2018zd（位于星系NGC 2146中，距离地球约3100万光年）似乎是天文學家首次觀測到电子俘获型超新星。创造蟹状星云的超新星爆炸被认为是电子俘获型超新星的最佳候选者，而2021年的论文更可能证明这是正确的。
研究蟹状星云遇到的一个重大问题是星云和脉冲星的总质量明显比推测的前身星质量小。关于那些消失的质量的谜团至今仍未解开。首先通过它发出的总光度估算星云的质量，然后计算所需质量，可以得出星云的温度和密度。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，中子星的质量估计为1.4至2倍太阳质量。
解释蟹状星云消失质量的主要理论是前身星的一部分物质在超新星爆发之前就由星风带走了，这种现象在沃尔夫–拉叶星中是很常见的。然而，这会在星云外形成一个壳层。尽管天文学试图使用各种不同的波长来探测壳层，但至今还没有任何发现。
蟹狀星雲 太阳系天体掩星
蟹状星云所在位置偏离地球绕太阳运转的黄道平面大约1.5°，这意味月球甚至其他行星可能凌或掩蟹状星云。尽管太阳不会掩蔽此星云，但它的日冕会在星云之前经过。这些凌星和掩星可用于同时分析星云和通过它的天体，因为凌星或掩星发生时地球接收到的蟹状星云的辐射会发生变化。
月球掩蟹状星云的现象已用于绘制星云的X射线发射光谱。在发射X射线观测卫星（比如钱德拉X射线天文台）之前，X射线观测的角分辨率普遍较低。但是月球从星云前经过的时候，它的位置可以计算地非常精确，相当于弥补了分辨率不足的缺陷，因此星云的亮度变化就可以用于制作X射线发射光谱。人们首次从蟹状星云观测到X射线时，就是运用月球的掩星来确定波源的确切位置。
蟹狀星雲 太阳系天体掩星
太阳的日冕每年六月从蟹状星云前经过。此时收到的蟹状星云的无线电波可用于分析日冕的密度和结构。早期观测认为日冕的延伸距离远比以前的估计要大，而后来的观测发现日冕密度会发生巨大的变化。
土星掩蟹状星云是很罕见的，最近一次是2003年，而更前的一次在1296年，下次则要到2267年。天文学家运用钱德拉X射线天文台在土星掩星云时观测它的卫星土卫六，并发现土卫六的X射线暗斑比它的固体表面更大，因为它的大气层也能吸收X射线。这些观测表明土卫六的大气层厚度大约是880千米。土星的掩星没有被观测到，因为钱德拉X射线天文台当时正在经过范艾伦辐射带。
哈雷彗星
哈雷彗星（正式名稱为1P/Halley）是著名的短周期彗星，每隔75-76年就能從地球上被观测到，亦是唯一能用肉眼直接從地球看到的短週期彗星，人的一生中可能经历两次其来访。其他能以肉眼观察的彗星可能會更壯觀美麗，但可能要數千年才會出現一次，是長週期彗星。至少在公元前240年，或在更早的公元前466年，哈雷彗星返回內太陽系就已經由天文學家觀測和記錄到。在中国、巴比倫、中世紀的歐洲都有這顆彗星出現的清楚記錄，但是當時的观测者並不知道這是同一顆彗星的再出現。英國天文學家愛德蒙·哈雷最先使用開普勒第三定律估算出他的週期，公元1759年彗星再次来临的时候，這顆彗星被命名为哈雷彗星，以纪念哈雷的工作。哈雷彗星上一次回歸在公元1986年，而下一次回歸將在21世紀的公元2061年。公元1986年哈雷彗星回歸時，人类首次用太空船詳細觀察彗星，得到了第一手的彗核結構與彗髮、彗尾形成機制的觀測資料。這些觀測支持一些彗星結構的假設，如弗雷德·惠普爾的「髒雪球」模型比较正確地预测哈雷彗星是由揮發性冰——水、二氧化碳、氨、宇宙塵埃的混合物組成。資料使科学家建立了更准确的模型運算端，例如，哈雷彗星的表面大部分是宇宙塵埃，沒有揮發性物質，並且只有一小部分是冰。
哈雷彗星 軌道計算
哈雷是第一顆被確認的周期彗星。文藝復興之前，多数哲學家認定彗星的本質是地球大氣中的一種擾動，如亞里斯多德所論述的。第谷在1577年推翻這種想法，他以視差的測量顯示彗星必須比月球更遠。許多人依然不認同彗星軌道是繞著太陽，並且假定它們在太陽系內的路徑是遵循直線行進的。
1687年，艾薩克·牛頓發表了它的《自然哲學的數學原理》，介紹引力和運動的規律。雖然他懷疑在1680年和1681年相繼出現的兩顆彗星是掠過太陽之前和之後的彗星（1680年大彗星，後來發現他是正確的），但因為他的工作還未完成，因此未將彗星放入他的模型中。牛頓的朋友愛德蒙·哈雷在1705年发表《彗星天文學論說》（Synopsis of the Astronomy of Comets），使用牛頓运动定律計算木星和土星的引力對彗星軌道的影響。他檢視歷史的紀錄後，发现1682年出現的这顆彗星與1531年彼得魯斯·阿皮亞努斯、1607年克卜勒觀測的彗星的軌道要素幾乎相同。因此哈雷推斷這三顆彗星是同一顆彗星，週期在75-76年之間。在粗略的估計行星引力對彗星攝動後，預測這顆彗星在1758年將會再接近地球。
哈雷彗星 軌道計算
雖然直到1758年12月25日，這顆彗星才被德國的一位農夫和業餘天文學家约翰·格奥尔格·帕利奇觀測到，哈雷的預測是正確的。它受到木星和土星攝動延遲的影響618天，直到1759年3月13日才通過近日點。在彗星回歸之前，攝動效應就已經被三位法國數學家亚历克西·克洛德·克莱罗、熱羅姆·拉朗德和妮科尔-雷娜·勒波特組成的小組計算出，他們認爲彗星會在4月13日回歸（計算誤差一個月）。哈雷於1742年逝世，未能活著看見這顆彗星的回歸。彗星回歸的確認，首度證實了除了行星之外，還有其他的天體繞著太陽公轉。這也是牛頓天体物理學最早成功的预测。1759年，法國天文學家尼古拉·路易·拉卡伊將這顆彗星命名為“哈雷彗星”，以纪念愛德蒙·哈雷的工作。
一世紀的猶太天文學家可能已經認為哈雷彗星會週期性出現。提出這理論是注意到在一篇猶太法典的短文中提到：“有一顆星隔70年出現一次，會使船長發生錯誤” 。
哈雷彗星 哈雷彗星的紀錄和聯想
最先和最完備的哈雷彗星紀錄皆在中國；據朱文鑫考證：自秦始皇七年（前240年）至清宣統二年（1910年）共有29次記錄，並符合計算結果。
在歐洲，哈雷彗星的紀錄也十分詳盡，最早的紀錄在前11年，但哈雷彗星回歸與其他彗星一樣，被眾多迷信的居民聯想成稀罕的災星，與災禍联系在一起；1066年4月回歸時，英國剛好遇著诺曼底公爵王朝前的侵略戰爭，當時居民見到彗星高掛的恐懼情況被繪在貝葉掛毯上留傳後世。
大业三年三月辛亥，长星见西方，竟天，干历奎、娄，至角、亢而没；至九月辛未，转见南方，亦竟天，又干角、亢，频扫太微、帝座，干犯列宿，唯不及参、井，经岁乃灭。
《新唐书·天文志》記錄唐武帝后光宅元年九月丁丑，有星如半月，见于西方。
哈雷彗星 哈雷彗星的紀錄和聯想
《舊唐書·天文志》 
二年二月丙午夜，彗出東方，長七尺餘，在危初度，西指。戊申夜，危之西南，彗長七尺，芒耀愈猛，亦西指。癸丑夜，彗在危八度。庚申夜，在虛三度半。辛酉夜，彗長丈餘，直西行，稍南指，在虛一度半。壬戌夜，彗長二丈，其廣三尺，在女九度。癸亥夜，彗愈長廣，在女四度。三月甲子朔，其夜，彗長五丈，岐分兩尾，其一指氐，其一掩房，在鬥十度。丙寅夜，彗長六丈，尾無岐，北指，在亢七度。文宗召司天監硃子容問星變之由，子容曰：「彗主兵旱，或破四夷，古之占書也。然天道懸遠，唯陛下修政以抗之。」乃敕尚食，今後每日禦食料分為十日。其夜彗長五丈，闊五尺，卻西北行，東指。戊辰夜，彗長八丈有餘，西北行，東指，在張十四度。詔天下放系囚，撤樂減膳，避正殿；先是，群臣拜章上徽號，宜並停。癸未夜，彗長三尺，出軒轅之右，東指，在張七度。
端拱二年七月戊子，有彗出东井、积水西，青白色，光芒渐长，晨见东北，旬日，夕见西北，历右摄提，凡三十日，至亢没。
哈雷彗星 哈雷彗星的紀錄和聯想
1066年，彗星在英國出現，並被認為是一種預兆：同年晚些時候，英國哈羅德二世在黑斯廷斯戰役中陣亡，征服者威廉奪取王位。這顆彗星出現在貝葉掛毯上，並在標題中被描述為一顆恆星。該時期倖存的記載將其描述為金星大小的四倍，並且發出相當於月球四分之一的光芒。哈雷當時距離地球不到0.1個天文單位，亮度達到-1等。
绍兴十五年四月戊寅，彗星见东方。丙申复见于参度。五月丁巳，化为客星，其色青白。壬戌留守张，至六月丁亥乃销。
大德五年八月庚辰，彗出东井二十四度四十分，如南河大星，色白，长五尺，直西北，后经文昌、斗魁，南扫太阳，又扫北斗、天机、紫微垣、三公、贯索，星长丈余，至天市垣，巴蜀之东，梁楚之南，宋星上，长盈尺，凡四十六日而灭。
1835 年，E. J. 庫柏在愛爾蘭馬克里天文台使用口徑為 340 毫米（13.3 英寸）的巴黎考喬瓦透鏡望遠鏡繪製了哈雷彗星的草圖。
F.W. Bessel也畫了哈雷彗星的草圖。1835年，天文學家在彗星出現期間觀察到的噴流促使弗里德里希·威廉·貝塞爾認為蒸發物質的噴射力可能足以顯著改變彗星的軌道。
哈雷彗星 哈雷彗星的紀錄和聯想
世界各地的著名天文學家從1835 年8 月開始進行觀測，其中包括多帕特天文台的斯特魯維和好望角進行觀測的約翰·赫歇爾爵士。在美國，耶魯大學使用望遠鏡觀測彗星。新的觀測結果有助於證實這顆彗星的早期紀錄，包括1456年和1378年的回歸。
1835年8月31日，天文學家D. Olmstead和E. Loomis 在康乃狄克州耶魯大學首次報告了這顆彗星。在加拿大紐芬蘭和魁北克也都有彗星觀測報告。1835年後期，來自各地的報道紛紛湧來，當時的加拿大報紙也經常對此進行報道。
天文攝影在1839年出現，因為攝影技術直到在1830年代才發明，故1835年回歸沒有拍攝記錄。
哈雷彗星在1835年與1910年之間回歸週期只有74.42 年，這是已知的最短回歸週期之一，彗星在行星的影響下，回歸週期曾長達79年。
哈雷彗星 哈雷彗星的紀錄和聯想
直至1910年回歸時，部分民众仍對哈雷彗星充滿恐懼。當時經算出來的結果顯示：過近日點後的哈雷彗星彗尾將掃過地球，有報紙故意誇大其恐怖性，称彗尾中有毒氣会滲入大氣層，並毒死地球上大部份人，正如科学家所预料的，这种情况并未发生。不过，哈雷彗星的光谱分析发现了彗星的彗尾中含有氰（一种毒气），这导致公众担心地球通过尾巴时会被氰毒化。不过，由于彗尾中的氰含量极少，扩散到大气层后并不足以毒死人。當時有些偏僻村落的人感到異常恐慌，報導称中歐和東歐甚至有人因此自殺。
這次回歸開始，哈雷彗星有了照片和光譜紀錄；是次回歸最早在1909年9月11日被發現，當時彗星光度16等；1910年5月中旬直至月底的彗核亮度達2-3等，5月17日彗尾長達100度，往後更發展至140度之長。由於天文學家已預計5月20日地球經過哈雷彗星的彗尾（兩者相距只有0.15 AU），這樣引起包括氣象學研究人員對環境的監測。這段時間拍下的彗頭照片顯示彗頭複雜動蕩的結構，並且有暈狀和鳥冠狀的光芒，5月24日彗核中心分為兩個，各被拋物線狀物包圍；當年8月時為9等星，翌年1月時變為13～14等，那次回歸最後觀測紀錄是1911年6月16日。
哈雷彗星 哈雷彗星的紀錄和聯想
哈雷彗星1986年的回归是人类有史以来作對它所作的最詳盡的一次觀測，尽管这次回归它远远没有以往回归时那样的明亮。假如没有现代的观测与分析工具，这一次回归可能不被人们发现。
1982年10月16日美國帕洛马山天文台5米反射望遠鏡以CCD率先捕捉到回归途中的哈雷彗星，當時光度為24.2等，距離太陽11天文單位，即位於木星及土星之間，暫定名為1982I。
由於1910年觀測時沒有計畫，當時各天文台觀測方法和儀器上沒有互相連系，故沒有良好成果。為更有效協調全球觀測網絡，世界各天文台和天文愛好者之間聯合觀測。以美國喷气推进实验室為中心，由美國太空總署贊助，並經國際天文聯會由22位天文學家組成委員會於1982年8月16日在希臘舉行的國際天文學聯合會第18次全體會議上正式成立「國際哈雷彗星觀測計畫」（International Halley Watch，IHW）。計畫有統一的觀測原則，出版規範觀測資料和方法，也考慮資料整理，因此使比較研究更容易。此計畫由1983年10月中旬開始直至1987年末，不間斷的對哈雷彗星觀測。
哈雷彗星 哈雷彗星的紀錄和聯想
為了觀察哈雷彗星，當時參加這場國際哈雷彗星觀測計畫的國家所屬太空中心中，美國國家太空總署、前蘇聯太空局、歐洲太空總署以及日本宇宙空間研究所發射了七架宇宙探查器，其中由美國發射的ICE、歐洲發射的喬托號、日本發射的先驅號和彗星號以及前蘇聯發射的維加一號和二號，在天文迷中普遍被稱作「哈雷艦隊」。
1991年2月，南歐天文台以1.54米丹麥望遠鏡觀測到哈雷彗星的亮度突然從25等增亮至21.5等，並冒出20角秒（約20萬公里）的彗髮，這可能是受到一顆小行星的撞擊或者太陽耀斑的激波激發所致。
1986年3月18日，時年84歲的日本天皇裕仁在東京通過望遠鏡觀測了哈雷彗星。裕仁上一次看見它時，僅有8歲。
在20世紀最後一次在拍攝中發現哈雷彗星為1994年1月10日，以智利的3.58米新技術望遠鏡（New Technology Telescope）觀測。2003年3月6日，天文學家以南歐天文台三座8.2米VLT望遠鏡在長蛇座頭部再次拍到它（81張照片，共計九小時曝光），距地球27.26 AU（40.8億公里），光度28.2等；天文學家相信：以現時觀測技術，即使它在2023年過遠日點（35.3 AU）還要暗2.5倍之下，也可拍到其影像。
哈雷彗星的下一次通過近日點發生在2061年7月28日，與1985-1986年回歸相比，這次觀測位置更好，因為彗星將與地球位於太陽系同一側。屆時哈雷彗星最接近地球將是近日點後一天。預計當時亮度為視星等−0.3等，相較之下1986年亮度為僅為視星等2.1等 。 2060年9月9日，哈雷彗星將經過木星0.98 AU（147,000,000公里）範圍內，然後在2061年8月20日經過金星0.0543 AU（8,120,000公里）範圍內。
哈雷彗星將於2134年3月27日抵達近日點。2134年5月7日，哈雷彗星將經過地球附近，距離0.092 天文單位（13,800,000 公里）。屆時視星等預計為-2.0等。
哈雷彗星 參考文章、書目
, Sky Publishing Corporation（November 1, 1983）, ISBN 978-0-933346-40-6
存在主义
存在主义（英語：，德語：），又可翻译為實存主義、我存主义，指的是研究生命能意識到自己的存在，并且以“我”為中心去探索、追求、解决和改善其生命一切的一門哲学。
在存在主義思想家看來，人類個體總是會出現“存在焦慮”，即面對明顯無意義的人生（人皆有死）或荒謬的世界（善惡未必有報）時的恐懼、困惑、和迷失，因此存在主義思想家致力於探索與人類存在的意義、目的、和價值相關的命題。
在存在主義裏，要評價一個人時是去評價他的道德行為，而不是他的身份、外貌、學歷、或事業，因為人的本质是必須透過他自己的行為才能被定義，即“人就是他行为的总和”。但與此同時，也沒有先天决定的道德，因為所有規範都是人在生命中憑藉自我意識而創造的；此外，人也沒有義務要奉行某個特定的宗教信仰，因為存在主義主張要給人類絕對的選擇自由。存在主義鼓勵人們遵循自己真心信服的價值觀（而非外界灌輸的）來生活，並把這種美德稱為本真（authenticity）。
存在主义
尼采和祁克果可被看作其先驱，在20世纪中它流傳非常廣泛，其哲學思想還延續到了20世紀60年代興起的人本主義，雅斯贝尔斯和海德格尔、保羅·萨特和加缪是其代表人物。這些命題曾經影響了文學，例如：費奧多爾·陀思妥耶夫斯基和加缪；精神分析學，例如：賓斯萬格和羅洛·梅；和神學，例如：保羅·田立克。
存在主义 定義的相關問題和背景
事實上，儘管存在主義一般被認為起源于祁克果，但首位采用了“存在主義”这一名词并将其用于自我定义的哲學家是萨特。正如著名學者弗雷德里克·科普尔斯顿的解釋，萨特斷定「所有存在主義思想家的共同基本原則是存在先於本質」。哲學家史蒂文·克勞威爾則認為要定義存在主義是相當困難的，因為與其說存在主義本身是完整的哲學系統，不如理解為一種用來拒絕其他系統性哲學的方法。 沙特自己在1945年的演講中，描述存在主義為「企图从一贯的无神论的角度来描绘所有结果」。
雖然斯堪地那維亞半島以外的人們多認為存在主義的名稱源自於祁克果本人，但更有可能的是祁克果從挪威詩人及文學評論家約翰·塞巴斯蒂安·韋爾黑文獲得靈感（至少在用「存在性」來描述他的哲學）。這種說法有兩個來源，其一是挪威哲學家愛瑞克·倫德斯塔德（Erik Lundestad）提出，丹麥哲學家弗雷德里克·西伯恩（Fredrik Christian Sibbern）在1841年有兩段對話，分別是與韋爾黑文以及祁克果。在第一段對話中，據信韋爾黑文想出了「一個詞來涵蓋密切積極的生活態度，他稱這思維叫存在性」。然後這個詞語由西伯恩轉述給了祁克果。
存在主义 定義的相關問題和背景
第二個根據是來自挪威歷史學家胡尼·斯萊格斯塔德，他自稱能證實是祁克果自己曾說「存在性」是從韋爾黑文借來的。 他強烈認為，祁克果本人說過：「黑格爾方法並不以『存在性』的方式研究哲學；用我和韋爾黑文談哲學時曾經使用的詞語來描述的話」。另一方面，挪威歷史學家安妮-莉·絲塞則是對斯萊格斯塔德的論點表達疑慮，認為該聲明實際上源自挪威文學史學家卡史林努·龐。
存在主义 概念
其最著名和最明確的倡議是让-保罗·萨特的格言：“存在先於本質”。
萨特否认神或其它任何预先定义的规则（即本質）的優先性。他反对任何人生中「阻逆」的因素，因为它们缩小人的自由选择的余地。假如没有这些阻力的话，那么一个人唯一要解决的问题是他选择哪一条路走。然而人是自由的；即使他在自欺中，仍有潜力与可能。萨特也提出：「他人即是地狱」。这一观点看似与「人有选择的自由」观点相矛盾，其实每个人选择是自由的，但对于选择后的结果，每个人有无法逃避的责任，人在选择的过程中，面对的最大问题就是他人的选择，因为每个人都有选择的自由，但每个人的自由就可能影响他人的自由，所以称「他人即是地狱」。
存在主义 概念
存在主義並沒有否定神的存在，例如祁克果就是一名基督徒，他認為存在主義是基督徒思想模式的開始。尼采在其著作《快樂的科學》中提出「上帝已死」的說法，尼采並不是說上帝在形而下的層面已死，相反地，尼采自己就是基督徒，他的意思是“現代人的道德存在著巨大缺陷”。
(The question "Why is there anything at all?", or, "Why is there something rather than nothing?" has been raised or commented on by philosophers including Gottfried Wilhelm Leibniz, Ludwig Wittgenstein, and Martin Heidegger – who called it the fundamental question of metaphysics)
存在与事物、事件的关系:
Existence = Entity + Event
存在的形式与形式的存在
乔治·贝克莱：“存在即是被感知”。
存在主义 概念
路德维希·维特根斯坦：“真正的神秘不是存在的形式，而是形式的存在”。
格奥尔格·威廉·弗里德里希·黑格尔:“凡是现实存在的都是合乎理性的（存在即合理)。”
荒謬這個概念是指世界的不合理部分与我们渴望解释的一切冲突和离异。卡繆認為，建立在懷疑論之上的生活是没有真正意義的，但接受荒谬的诚实的人会以自己的反抗賦予生活意義。這种無意義性還涵蓋著世界的是非不分與不公平。這與「壞事不會發生在好人身上」的概念相左；對世界而言，打個比方說，沒有所謂的好人或壞人；發生的事就這樣發生了，它可能降臨在任何「好」人或「壞」人身上。
荒謬這概念一直以來都在文學上相當突出。祁克果、貝克特、卡夫卡、陀思妥耶夫斯基、尤內斯庫、烏納穆諾、皮藍德羅、萨特、海勒和加缪的許多文學作品都在描述人遭遇到世界的荒謬。
在痛苦地察覺到此無意義後，卡繆在《薛西弗斯的神話》中稱「真正嚴肅的哲學問題只有一個，就是自殺。」雖然針對這類可能極度有害遭遇的「藥方」各自不同，不論是祁克果的宗教「階段」或卡繆的堅持不懈，大多數存在主義哲學家的焦點都在幫助人們避開不好的生活方式，以免置於喪失一切意義的長期險境之中。這種意義崩解的可能性會對自身平靜構成重要威脅，而這也就違背存在主義的哲學。據信因自殺是可能的而使得所有人都是存在主義者。在無意義的生活中，一個荒誕主義者能不屈地直面“自殺”。
李朝 (越南)
李朝（越南语：／），是越南歷史上的一個朝代，因该朝君主姓李而得名，历经九代君主，共217年。
李朝開創於1009年。該年農曆十一月，前黎朝的左親衞殿前指揮使李公蘊（即李太祖）奪取帝位，次年改元順天，定都昇龍（今稱河内）。李朝建國後，採取唐朝和宋朝的中央政治制度模式。在太祖、太宗、聖宗、仁宗四代君主的百餘年間，越南進入了政治集中、國家統一、國力強盛的時期。李朝的治國政策包括興建昇龍城，分封中央軍政諸臣職位，改組地方政治機構，發展佛教，實行科舉制度，改革土地和稅收制度，制定《刑書》以改良法律，對外採取擴張政策等。李朝前半段時期多次與宋朝、真臘、占城發生戰爭，佔領了大片領土。1054年，李圣宗改国号为「大越」，并成为此后越南数个朝代的国号。李英宗時，獲宋朝冊封為安南國王，越南從此亦被稱作安南國。李朝在中葉以後逐漸衰弱，國內封建諸侯相互交戰，爭奪權力。李朝晚期，發生了「范猷之亂」、「郭卜之亂」和陳嗣慶、陳承兄弟專權的場面。最後權臣陳守度趁李昭皇年幼，於1225年年底（或1226年初）安排從姪陳煚（陳承之子）「受禪」，取代李氏帝位，建立陳朝。
李朝 (越南) 国号
越南国号一般不会在改朝换代时更改，这与中国不同。李朝开国时，沿用前黎朝的国号大瞿越，1054年李朝第三代皇帝李圣宗（1054年－1072年在位）改国号为大越。
當時外國對越南李朝則有不同的名稱。宋朝封李朝前半期的君主为「交趾郡王」，所以此一时期被称为交趾国；李朝第六代皇帝李英宗時（1138年－1175年在位），获南宋孝宗改封为「安南国王」，从此被称为安南。在占婆國（位於現時越南中、南部）的碑銘文獻中，對越南李朝稱為「Yavana」（中國學者馮承鈞翻譯為「越」，蔡華、楊保筠等譯為「耶槃那」）。
李朝 (越南) 政局發展
李朝開國君主太祖李公蘊，北江古法州（在今越南北寧省）人士，原是前黎朝官員，曾為黎中宗、黎臥朝帝效力，臥朝帝任命為「左親衞殿前指揮使」。臥朝帝行為暴虐，人心不服，而李公蘊的性格則是仁慈寬厚，得到人心的支持，加上他掌握兵權，便對帝位有凱覦之心。1009年（前黎朝景德二年），臥朝帝死後，太子年紀尚幼，臥朝帝的弟弟黎龍鏦、黎龍鍉起兵爭奪帝位，但都被李公蘊所殲滅。祗候陶甘沐知李公蘊的心意，就向他勸進，說臥朝帝因昏庸殘暴，多行不義，已被上天所屏棄，而臥朝帝之子年紀幼小，難以克服各種困難，並利用迷信思想提出李氏將成為新興的統治者，堅請李公蘊奪位稱帝。李公蘊知道時機成熟，就登基為帝，是為李太祖（1009年─1028年在位），李朝由此建立。
李朝 (越南) 政局發展
太祖開國後，便積極奠定統治基礎。1010年（順天元年），李公蘊認為丁、黎兩代的舊國都華閭地方狹窄，不適合作為帝都，於是下《遷都詔》，認為應該承襲中國古代商周兩代搬遷國都的先例，遷都大羅城（今河內），原因在於該地居於國內的中心地域，地勢較高而險要，氣候乾爽，面積寬闊，交通與居住也很便利，具有作為國都的條件。該年農曆七月，朝廷遷入大羅城，改名「昇龍城」，並修建宮殿、府庫、城隍、城牆、寺廟等等設施，使昇龍城具備相當規模。
除營建新都外，李太祖又進行各種措施，以強化統治，包括改組地方行政，分全國為二十四路、設定稅收制度、分封諸子為王等等。又出兵打擊各地反抗勢力，於1012年（順天三年）十二月，太祖親征演州。1024年（順天十五年），命太子開天王李佛瑪伐峯州、開國王李菩伐都金州。1026年（順天十七年），命開天王李佛瑪討伐演洲賊。1027年（順天十八年），命開天王李佛瑪征討七源洲、東征王李力征討文州。
李朝 (越南) 政局發展
太宗在位年間（1028年－1054年在位），仍時有地方上的叛變。這類事件的成因，越南史家陳重金（即陳仲金）指出是由於「當時朝廷不設節鎮官，各州軍務民政皆委諸于州牧處置。而在上游地區則由酋長管領。正因為這些人職權過大，因而常有叛亂發生」。1031年（天成四年）正月，驩州（今越南乂安省）人叛變，李太宗於二月親征，驩州人降，太宗作出寬大處理，赦免當地長官之罪，並撫諭其民。1033年（天成六年）正月，定源州人造反，太宗於二月親自討平。同年九月，彘源州人造反，太宗於十月親自討平。1035年（通瑞二年）十月，愛州（今越南清化省）人造反，太宗親自討平，判罰愛州長官，並對當地民眾加以安撫。與此同時，皇弟李勝乾、大將阮慶等在國都昇龍造反，但亦失敗，被處死刑。1043年（明道二年）年初，愛州、文州兩地均有叛變，太宗出兵討平。
李朝 (越南) 政局發展
太宗時期歷時較久、影響力較大的亂事，為廣源州（在現時中國廣西省及越南高平省邊境地區，當時屬宋朝）地區首領儂存福、儂智高父子的起兵作亂。儂存福初為儻猶州首領，附近一帶的廣源州地區原本由其存福的兄弟及妻子分別管治，存福將之兼併，自立為「昭聖皇帝」，並於1038年（通瑞五年）農曆十二月進攻李氏朝廷。到次年（1039年，通瑞六月）年初，李太宗親征廣源州，擒獲存福，帶到昇龍處死，但其妻阿儂、兒子儂智高卻在戰事中逃脫。1041年（乾符有道三年），阿儂與儂智高奪回儻猶州，建「大曆國」，李氏朝廷出兵討平，擒儂智高回昇龍。李太宗憐憫其一家遭遇，便赦罪放回，並任命為廣源州長官。但儂智高仍伺機造反，於1048年據勿惡洞而叛，李廷命太尉郭盛溢（一作郭盛諡）討伐，智高又投降。1050年（崇興大寶二年），儂智高據宋越邊界上的安德州勿陽洞造反，建「南天國」，改元「景瑞」，而愛州等地亦同時反叛。1052年（崇興大寶四年）四月，儂智高與宋朝聯絡，要求歸附宋朝，但宋廷不允，智高便入侵宋朝南部邊境，自稱「仁惠皇帝」，國號「大南國」，受影響地區包括邕、橫、貴、龔、潯、藤、梧、封、康、端、廣等州。宋廷派狄青等征討，智高戰敗，逃至大理國，被當地人斬首，首級被送交宋朝朝廷。儂智高的事變才告平息。
李朝 (越南) 政局發展
1054年李太宗死後，太子李日尊繼位，是為李聖宗（1054年－1072年在位），此後，李朝政局漸見昇平，歷史學家陳重金（即陳仲金）就形容聖宗時代是「百姓折服，登基以來，少有寇盜」。聖宗對於文化教育的發展，相當重視，積極發揚中國的儒家學說。在1070年（神武二年）農曆八月，興修文廟，塑孔子、周公、「四配」（顏回、曾參、孔伋、孟軻）及七十二賢等像，規定四季祭祀，並讓皇太子學習儒家文化。在軍事方面，改革兵種編制，以加強戰鬥力及防止兵變。李聖宗又向外擴張，覬覦鄰國領土。1059年（彰聖嘉慶元年）三月，入侵宋朝的欽州地區。1069年（天貺寶象二年），聖宗親征南方的占城國，奪取該國的地哩州、麻令州、布政州等地。
1072年聖宗去世，由年僅七歲的皇太子李乾德繼位，是為李仁宗（1072年－1127年在位）。因仁宗皇帝年幼，未能親自處理政務，便由生母倚蘭元妃（又作猗蘭元妃）、嫡母上陽太后揚氏（又作楊氏）垂簾聽政，並由太師李道成輔助。但倚蘭元妃生性嫉妬，唆使仁宗殺害上陽太后及侍女七十六人。此次宮廷慘禍，被越南後世史家所譴責：「何至殺嫡后，虐無辜，殘忍若是哉！」