2020年有金牛座流星雨吗什麽时候出现观测地点

有些流星雨一年发生一次，有些则可能不会。那么你知道2022年会有金牛座流星雨吗？如果有时间的话。观测地点在哪里？下面就为你揭秘星座知识吧！

2022年会有金牛座流星雨吗？是的，南金牛座流星雨将于2022年9月10日至11月20日举行。10月10日很棒。

观赏日期：9-11月出现，爆发时间可能在10月10日左右。

预计北半球的小伙伴在天气晴朗、远离光污染的情况下有机会看到观赏地。

观测南金牛座流星雨的注意事项1。安全是第一位的，包括交通安全和观察期间的安全。坚决不开夜车，不疲劳驾驶，白天到达观测地点，摸清周围环境。选择远离水源、公路、铁路的农家院。2注意休息。看流星雨时坐着躺着可以减轻疲劳。椅子和防潮垫是必需品。同时，营养也需要及时补充。3较好的观测地点是远离城市光污染区、海拔较高的地方。因为城市的灯光会遮住流星雨的光芒。4用肉眼观察流星。望远镜的可视面积太小，不适合流星观测。

流星雨现象形成流星雨，这是一种特殊的天文现象，成群的流星似乎是在空中的一点上产生并坠落的。流星雨的基本成因是彗星的分裂。彗星主要由冰和尘埃组成。当彗星接近太阳时，冰会蒸发，导致尘埃粒子从母体中喷出，像喷泉中的水一样进入彗星的轨道。但是，大颗粒仍然留在母彗星周围，形成尘埃彗星；小颗粒被太阳的辐射压力吹走，形成彗尾。剩余的物质留在彗星轨道附近。然而，即使是很小的喷发速度也会造成粒子公转周期的很大差异。因此，彗星下次返回时，小粒子将落后于母体，而大粒子将领先母体。当地球经过尘埃尾轨道时，有机会看到流星雨。流星雨的活动是彗星周期。

​公元1054年，3月的某个清晨，宋朝司天监（当时的国家天文台）在东方天关（金牛座附近）发现了一颗客星。

如是记载：“昼见如太白，芒角四出，色赤白。”

这颗星闪耀了23个白昼，在653个夜里还能肉眼可见。

677年过去后，英国一位天文爱好者约翰·贝维斯(JohnBevis)再次在金牛座附近发现了，不过它已变成了一团“模糊”的白色星云。

又过了20多年，一个叫查尔斯·梅西耶(CharlesMessier)的法国天文学家，对这些星云产生了极大的兴趣，为了打发时间编辑出了大名鼎鼎的 “梅西耶星团星云列表” 。1758年，他将这个星云命名为M1，作为第一个标本收藏进他的列表中。

这就是我们如今所熟知的1054年超新星爆发的遗迹， 蟹状星云 。

而它真正的主体其实是藏在星云中，每33毫秒闪耀一次的一颗中子星（Neutron star）。

中子星作为大质量恒星陨落后的核心，代表了一种极限的简并物质，我们到底对它知道多少呢？

中子星是中子简并力与天体重力平衡后的产物。

中子简并力源于在极致狭隘的空间内中子高速的运动，与简并状态下电子的运动方式相同。

不过中子质量约为电子质量的1800倍，为了使简并中子具有与简并电子相同的速度，中子星中的中子之间的距离必须小于白矮星中的电子之间距离的1/1800，而同等质量的白矮星的半径大约是中子星半径的1000倍。

理论上来说，中子星的经典半径为10公里。一个两倍太阳质量的中子星密度大约是10^18千克每立方米，约是白矮星的10亿倍。

虽然，我们知道中子星是大质量恒星塌缩后的核心，但中子星的核心是什么我们还不知道。

不过有人认为中子星的核心由 介子 （强相互作用的传播粒子）或无束缚的 夸克 （构成质子、中子的基本粒子）构成。 如今关于致密物质的理论，由于缺少对中子星核心性质的了解，相互之间存在着各种偏差，在各种理论体系下，对中子简并压力也有不一样的修正。因此，我们其实并不确定中子星的具体大小。

比如，对于一颗144倍太阳质量的中子星，就有两个合理却不同的大小理论值。一个预测半径为10公里，一个预测半径为20公里。

具体哪个正确？由于无法测量，也就无法确定。

正如一颗白矮星的质量不能超过144倍太阳质量，中子星也应有一个类似的极限质量。虽然大多以32倍太阳质量作为中子星上限（奥本海默极限），但由于有关密度的物态方程还不确定，所以中子星的质量上限实际上并不确定。

20世纪30年代，瓦尔特·巴德（Walter Baade）和弗里兹·茨维基（Fritz Zwicky）首次从理论上预测了中子星。

但当时物理学界普遍认为它“太假了”，并以“建立在不可靠的计算基础上”来反驳它。

直到1967年8月，英国剑桥大学24岁的博士研究生乔斯林·贝尔(JocelynBell)发现了一颗 脉冲星 （Pulsar），而它不过是中子星的另一个名字。

当时，贝尔为了她 的博士论文，正在用一台新的射电望远镜扫描天空，结果在狐狸座方向发现了一个非常有规律的周期脉冲信号。她和她的导师安东尼·休伊什(Antony Hewish)一度戏称：“这是外星人的来电”，并把信号命名为LGM（Little Green Men）即小绿人。这是当时英国科幻小说里外星人的经典形象。

随后，随着类似信号的发现，他们确定了这源自一种特殊天体，一种会发射脉冲信号的天体，随即命名为脉冲星。

脉冲星的信号很独特，它们有两个显著特点：

一、脉冲周期稳定且精准。贝尔发现的第一颗脉冲星，周期就可精准到小数点后11位，133730119227秒。有的脉冲星甚至可以精确到百亿分之一秒。

二、脉冲周期都很短。一般只有1秒左右，最长也不过几秒。2004年11月10日，荷兰阿姆斯特丹大学的詹姆斯·海塞（Jason Hessels）发现了一颗脉冲周期仅为14毫秒的脉冲星，即1秒钟变化716个周期。

脉冲星的这两个特点，都源自中子星的自转和磁场。

我们知道中子星来源于恒星塌缩。

而在塌缩的过程中，由于 角动量守恒 ，天体半径的减少势必增加其旋转速度。这就像花样滑冰员急速旋转需要收缩手臂一样。

这种塌缩到底能使旋转增速到何种程度？以太阳为例。

太阳自转一周的时间大致是25天，而一个典型的中子星大约比太阳小5个数量级（1/10^5）。如果把太阳塌缩到一个典型中子星大小，它的自转周期会变成现在的10^-10，即大约02毫秒。

当然，一颗中子星的自转周期不可能达到02毫秒，因为任何旋转的物体不能旋转得太快，否则就会被“离心力”撕裂。而中子星的理论极限自转周期大约是05毫秒。

海塞发现的那颗脉冲星，是已知自转速度最快的中子星，其自转周期仅极限周期的三倍。

同时，中子星还有强大的磁场。由于 磁通量守恒 ，磁场强度与天体半径的平方成反比。也就是说，如果太阳塌陷到中子星的大小，那么它的磁场将增至100亿倍。

中子星的典型磁场一般比太阳的磁场强万亿倍，如果一颗中子星的磁场有太阳磁场的百万亿倍，这种超强磁场中子星被称为磁星（Magnetars）。

由于中子星强大的磁场，在中子星内部，电磁力会撕裂表面上的电子。电子被磁场俘获后，会沿着指向南北磁极的方向以漏斗状被喷射出，并形成辐射束。

贝尔发现的“小绿人信号”就是这些辐射束。由于磁极通常不与自旋轴对齐，有些中子星在自旋过程中使它的辐射束扫过地球时，就成为了我们检测到的脉冲。这种有规律的周期脉冲，使得脉冲星成为了宇宙中的灯塔与计时器。

不过随着时间的推移，这些辐射会使中子星不断失去能量。能量的损失会导致中子星的自旋减慢。这意味着它的自旋周期必定随时间缓慢增加。

然而，如果中子星是在一个双星系统中，情况就会发生变化。物质可以通过吸积盘从伴星流向中子星。当物质从吸积盘落到中子星上时，会给中子星增加质量和角动量。这又会慢慢地使中子星旋转得更快。

另外，由于吸积盘十分热，被倾倒它上面的氢和氦有时会发生小规模的核爆炸，引起X射线爆发。当这种核爆炸发生在一个小区域时，爆炸会随着自旋周期有频次的发生，像闪烁一样。

中子星作为迄今为止天文学家可以观测到的最致密的天体，可以说是代表着物质的极限密度。对它最大极限质量的准确把握，是判断最小黑洞的一个重要依据。

总之，所有的磁星几乎都是新锻造的脉冲星，而所有的脉冲星都能充当我们 探索 宇宙的灯塔。

人类的探测距离有限，因此暂时还不清楚宇宙中最大的星云是哪个星云。目前为止人类观察到的最大的星云是“哈勃”拍摄到的编号为NGC 3603的星云，它距离太阳系约20000光年，位于船底星座（在银河系的一个旋臂之中）。在NGC 3603星云中存在着大量年轻、庞大且明亮的恒星，它们聚集在一起，并且被大量的气体和灰尘包裹着。据科学家们计算，NGC 3603星云中包含的气体质量超过了太阳的40万倍。到目前为止，在该星云中仍不断地有恒星在形成之中。现在，天文学家们已观测到了大约50个气体和尘埃的聚集体，而它们最终将会在引力的作用下形成新的恒星。

星云 (Nebula) 包含了除行星和彗星外的几乎所有延展型天体。星云 (Nebula) 英语词根的原意为“云”。我们有时将星系、各种星团及宇宙空间中各种类型的尘埃和气体都称为星云。

当我们提到宇宙空间时，我们往往会想到那里是一无所有的、黑暗寂静的真空。其实，这不完全对。恒星之间广阔无垠的空间也许是寂静的，但远不是真正的“真空”，而是存在着各种各样的物质。这些物质包括星际气体、尘埃和粒子流等，人们把它们叫做“星际物质”。

星际物质与天体的演化有着密切的联系。观测证实，星际气体主要由氢和氦两种元素构成，这跟恒星的成分是一样的。人们甚至猜想，恒星是由星际气体“凝结”而成的。星际尘埃是一些很小的固态物质，成分包括碳合物、氧化物等。

星际物质在宇宙空间的分布并不均匀。在引力作用下，某些地方的气体和尘埃可能相互吸引而密集起来，形成云雾状。人们形象地把它们叫做“星云”。按照形态，银河系中的星云可以分为弥漫星云、行星状星云等几种。

弥漫星云正如它的名称一样，没有明显的边界，常常呈不规则形状。它们的直径在几十光年左右，密度平均为每立方厘米10-100个原子（事实上这比实验室里得到的真空要低得多）。它们主要分布在银道面（HOTKEY）附近。比较著名的弥漫星云有猎户座大星云、马头星云等。

行星状星云的样子有点像吐的烟圈，中心是空的，而且往往有一颗很亮的恒星。恒星不断向外抛射物质，形成星云。可见，行星状星云是恒星晚年演化的结果。比较著名的有宝瓶座耳轮状星云和天琴座环状星云。

下面列几种星云

1暗星云

明亮的弥漫星云之所以明亮，是因为有一颗或几颗亮星的照耀。如果气体尘埃星云附近没有亮星，则星云将是黑暗的，即为暗星云。

暗星云由于它既不发光，也没有光供它反射，但是将吸收和散射来自它后面的光线，因此可以在恒星密集的银河中以及明亮的弥漫星云的衬托下发现。

2超新星遗迹

超新星遗迹也是一类与弥漫星云性质完全不同的星云，它们是超新星爆发后抛出的气体形成的。与行星状星云一样，这类星云的体积也在膨胀之中，最后也趋于消散。

最有名超新星遗迹是金牛星座中的蟹状星云。它是由一颗在1054年爆发的银河系内的超新星留下的遗迹。在这个星云中央已发现有一颗中子星，但因为中子星体积非常小，用光学望远镜不能看到。它是因为它有脉冲式的无线电波辐射而发现的，并在理论上确定为中子星。

3弥漫星云

弥漫星云是星际介质集中在一颗或几颗亮星周围而造成的亮星云，这些亮星都是形成不久的年青恒星。弥漫星云呈现为不规则的形状，犹如天空中的云彩，但是它们一般都得使用望远镜才能观测到，很多只有用天体照相机作长时间曝光才能显示出它们的美貌。

4行星状星云

行星状星云呈圆形、扁圆形或环形，有些与大行星很相像，因而得名。这类星云与弥漫星云在性质上完全不同，它们是如太阳差不多质量的恒星演化到晚期，核反应停止后，走向死亡时的产物。这类星云的体积在膨胀之中，最后趋于消散。在行星状星云的中央，都有一颗高温恒星，称为行星状星云的中央星。这是正在演化成白矮星的恒星。

星云

星云是由宇宙中的尘埃及气体所形成的，其主要成分是氢气。简单来说，可分为四类：发射星云、反射星云、暗黑星云及行星状星云。

发射星云

发射星云是受到附近炽热光量的恒星激发而发光的，这些恒星所发出的紫外线会电离星云内的氢气（Hii regions），令到它们发光。在天空中有很多为人熟悉的发射星云，如M42猎户座大星云，其目视星等为4等，肉眼可见。它距离我们1600光年，而直径为30光年。利用小口径望远镜已能轻易观测得到气状的情况以及位於其中心部分的四合星（利用大口径望远镜可看到六颗），这四合星是在猎户座大星云中心形成的。

反射星云

反射星云与呈红色的发射星云不同，反射星云是靠反射附近恒星的光线而发光的，呈蓝色。反射星云的光度较暗弱，较容易观测到的例子是围绕著金牛座M45七姊妹星团的反射星云，在透明度高及无月的晚上，利用望远镜便可看到整个星团是被淡蓝色的星云包裹著的。

暗黑星云

暗黑星云本身不会发光，亦没有恒星包含其中，而它能够被发现是由於它遮挡了背景的星云或恒星的光线，从而给我们看到的。著名的几个暗黑星云如南天的煤袋星云和北天猎户座里的马头星云（B33）。马头星云更被业余的天文同好视为目视深空天体观测之终极。本港观测过马头星云的天文同好不超过十人，原因是要看到它，非要借助大口径望远镜不可。

行星状星云

与先前提及的三类星云不同，行星状星云是恒星晚年时的产物。透过望远镜观测，大部分行星状星云呈像行星般的圆盘状，实则与行星没有任何关系。

当一颗低质量恒星步入晚年时便会膨胀成红巨星，而当膨胀至某一程度，便会再次向内塌缩，在这过程之中，部分物质会继续向外膨胀，形成气壳（即我们所说的行星状星云），而中心则会形成白矮星。普遍行星状星云的「生命」是十分短暂的，通常这些气壳会在数万年之内便会逐渐消失。不是所有行星状星云都是呈圆面的，有些行星状星云的形状十分独特，如位於狐狸座的M27哑铃星云及英仙座中M76小哑铃星云等。