Optimizing the angular resolution of the HEGRA telescope system to study the emission region of VHE gamma rays in the Crab Nebula
大气层切伦科夫成像望远镜的HEGRA系统为特定类别的事件提供优于3“的角分辨率。通过比较蟹状星云TeV γ射线角分布的测量值与蒙特卡罗模拟的分布值以及点源Mrk 501 γ射线的测量值，我们得出蟹状星云VHE γ射线发射区的均方根尺寸小于1.5 '的结论。
2000-07-25 astro-ph
The Secular Decrease of the Crab Nebula at 927 and 151.5 MHz
对蟹状星云相对于猎户座A在927兆赫和相对于天鹅座A和室女座A在151.5兆赫的射电发射通量密度进行了长期测量。结果得到蟹状星云射电辐射通量密度长期变化的平均速率：$d_m (927\hbox{MHz})=-(0.18\pm0.10)$ %年$^{-1}$（1977- 2000年），$d_m (151.5\hbox{MHz})=- (0.32\pm0.08)$ %年$^{-1}$（1980- 2003年）。
2005-02-02 astro-ph
The X-ray jet in the Crab Nebula: radical implications for pulsar theory?
最近的蟹状星云的钱德拉图像显示了一个引人注目的轴对称极喷流。结果表明，喷流是在轴对称磁化脉冲星风中形成的，喷流光度与总光度的比例关系为（γ_0σ_{eq}）^{-4/3}，其中σ_{eq}为坡印亭通量与粒子流底部赤道处输出的动能之比，γ_0为流的初始洛伦兹因子。将结果应用于蟹状星云的图像，并对σ_{eq} \leq 100的蟹状星云脉冲星设定了极限。有人认为，传统的脉冲星理论需要重新审视这些限制。
2002-04-29 astro-ph
The origin of peculiar jet-torus structure in the Crab nebula
最近在蟹状星云和其他脉冲星星云中发现了有趣的“喷流环”结构，这促使人们呼吁重新审视他们的理论。最激进的建议包括完全废除MHD近似和发展纯电磁模型。然而，蟹状星云的经典MHD模型受到球对称假设的阻碍，为了使流动方程易于积分。近年来，计算相对论磁流体力学取得了令人印象深刻的进展，使得通过数值模拟研究蟹状星云成为可能，而不必对问题进行如此剧烈的简化。在这封信中，我们介绍了这种研究的第一个结果。结果表明，当考虑脉冲星风的各向异性时，喷流环斑图可以在MHD近似下得到解释。它们还表明，星云中的流动可能比人们普遍认为的要复杂得多。
2003-06-09 astro-ph
Observation of Pulsed Gamma-rays Above 25 GeV from the Crab Pulsar with MAGIC
一个基本的问题是关于电磁辐射的机制。测量脉冲星光谱的高端区域将揭示这个问题。通过开发一种新的电子触发器，我们将主要大气伽马射线成像切伦科夫（MAGIC）望远镜的阈值降低到25 GeV。在这种配置中，我们检测到脉冲伽马射线从蟹状星云脉冲星大于25 GeV，揭示了一个相对较高的截止能量的相位平均光谱。这表明发射发生在磁层的远处，因此排除了极冠情景作为我们测量的可能解释。高截止能量也挑战了槽隙方案。
2008-12-18 astro-ph
Observations of the Crab Nebula and Pulsar with VERITAS
蟹状星云的观测已被证明是校准和表征切伦科夫望远镜性能的最佳工具。从科学上讲，测量蟹状星云靠近逆康普顿峰的能谱是很有趣的，在300 GeV以上的能量下，预计会偏离幂律。此外，重要的是寻找能量超过EGRET脉冲星探测上限10 GeV的蟹状星云脉冲星的脉冲发射。由于目前的模型预测脉冲发射的截止值在10到100 GeV之间，因此在接近这个范围的能量下进行测量可能有助于区分它们。我们在2006-2007年的季节里，在VERITAS 2-和3-望远镜调试阶段，对螃蟹进行了广泛的观察。利用这些数据，我们重建了蟹状星云信号的初步能谱。我们还测量了光脉冲信号，以验证我们的GPS时间戳和重心技术，并获得了在伽马射线能量的脉冲发射的上限。
2007-09-25 astro-ph
Observations of the Crab Nebula with the HEGRA system of IACTs in convergent mode using a topological trigger
在标准操作模式下，用5台成像大气切伦科夫望远镜组成的HEGRA立体系统对蟹状星云进行了总共约250小时的常规观测，证明了该系统在小天顶角（< 20度）下的能量阈值为500 GeV。拓扑触发器与收敛观测模式一起应用，可以显着降低系统的能量阈值下降到350 GeV。本文给出了相应的蒙特卡罗模拟以及对这种观测模式下15小时蟹状星云数据的分析结果。根据蟹状星云的数据，最终的能量阈值是350 GeV。蟹状星云在350 GeV以上的伽马射线通量估计为（8.1 +- 0.1（stat）+- 0.2（syst））10^（-11）ph cm^（-2）s^（-1），这与STACEE、CELESTE、CAT和惠普尔小组最近报告的测量结果一致。
2002-09-21 astro-ph
The Interstellar Environment of Filled-Center Supernova Remnants III: The Crab Nebula
本文利用DRAO综合射电望远镜和Effelsberg 100 m射电望远镜的2.75'和9'分辨率数据研究了蟹状星云的HI环境。没有明确的证据表明螃蟹和周围的HI之间的相互作用，螃蟹可能位于一个大规模的边界内，低密度的HI分布的空隙。确认了蟹状星云附近存在一个风吹HI气泡，并建议为这个气泡提供动力的不明恒星是沿着蟹状星云视线检测到的恒星风物质的原因。
1999-03-26 astro-ph
Energy Spectrum of TeV Gamma-Rays from Crab Nebula
从1997年9月到1998年3月，我们用4台切伦科夫成像望远镜（IACTs）组成的HEGRA立体观测系统对蟹状星云进行了约100小时的观测。最近对系统性能的详细研究给出了对γ射线的能量阈值和能量分辨率分别为500GeV和20%。利用IACTs系统在500 GeV到25 TeV的很宽的能量范围内测量了Crab光谱，使用了天顶角高达50度的观测。TeV γ射线的纯幂律谱限制了星云环境的物理参数和光子发射模型。
1999-01-08 astro-ph
The Crab Nebula at 850 microns
本文介绍了用詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜上的“亚毫米公共用户测辐射热仪阵列”（SCUBA）在850微米处对蟹状星云的观测。在这些观测中使用了各种各样的斩波投掷和扫描方向，以便在一系列尺度和方向上对结构进行良好的采样。由此产生的图像，这是恢复使用MEM算法，具有17角秒的分辨率，并已与20厘米的蟹状星云的VLA图像进行了比较，研究光谱指数的变化。850微米和20厘米的图像非常相似，这意味着在这些波长之间，残骸表面的光谱指数几乎没有变化。
2001-10-30 astro-ph
5 years of survey on the Crab Nebula with SPI/INTEGRAL
我们目前的观测蟹状星云以上20千电子伏的SPI/INTEGRAL望远镜在超过5年的操作。我们的研究证明了仪器随时间的稳定性，并允许详细分析从蟹状星云观测到的20千电子伏和1兆电子伏之间的发射。通量稳定性进行了讨论，并提供了一个强大的频谱形状分析。我们发现，一个单一的幂律被明确排除，因为光子谱在所考虑的能量域中呈现出曲率。我们已经模拟了它的能量突破固定为100千电子伏，并确定了两个光子指数与100千电子伏通量为9个时期之间的2004年和2008年的破幂律。蟹状星云的光谱形状非常稳定，其强度也非常稳定，并且在较低（X射线）或较高（MeV）能量下与以前的测量结果很好地联系起来。
2008-09-29 astro-ph
Implications of the synchrotron emission in plerionic nebulae: a second component in the Crab Nebula
高品质的空间分辨光谱同步辐射从plerions代表了一个强大的诊断工具，在这些对象的物理条件。一个基本的问题是，同步辐射光谱的空间变化在多大程度上源于注入电子的单一种群的演化，以及它们何时意味着不同电子种群的共存。在这里，我将讨论蟹状星云在毫米波段的观测，与射电图相比，它显示了第二个同步加速器成分出现的证据，其特征是光谱更平坦，在射电范围内无法检测到。这一成分被限制在星云的内部，并且不可能来自同步加速器主导的演化，也因为在蟹状星云中，发射毫米波长的电子几乎是同步演化的。它的发现表明注入粒子的数量更多。最后，在同步加速器灯丝光谱中检测到的低频突变可以解释为灯丝中较高磁场的影响。
2001-11-30 astro-ph
The Nature of [Ar III] Bright Knots in the Crab Nebula
利用1994 - 1999年HST WFPC-2拍摄的蟹状星云中[Ar III]亮节的运动学和形态学特征进行了研究。我们发现，五个南部的[Ar III]明亮的节点表现出普通的径向运动远离星云的膨胀中心的幅度与他们的投影径向位移一致。这些结果不支持MacAlpine等人的建议。（1994年），这些结可能是快速远离螃蟹脉冲星由于准直风。HST图像也没有显示[Ar III]结相对于遗迹中的其他特征具有不寻常的形态。我们的自行结果，当结合径向速度估计，表明这些结有相对较低的空间速度意味着相对内部的残留物的位置，从而使他们更接近电离辐射从蟹状星云的同步加速器。这可能会导致更高的结气体温度，从而解释结的不寻常的线发射强度，如MacAlpine等人。1994年被怀疑。
2001-08-13 astro-ph
The Radio Spectral Index of the Crab Nebula
我们提出了一个新的，全面的调查结果的蟹状星云超新星遗迹的射电光谱指数。74 MHz的新数据与327 MHz、1.5 GHz和5 GHz的数据相结合。与先前的权利要求相反，光谱指数的空间变化很小。特别是，在327 MHz和5 GHz之间，我们没有看到星云边缘、“喷流”或电离细丝附近光谱变陡的证据。这些区域中任何光谱指数变化的均方根限值不超过0.01。我们认为，早期的报告大陡相关器偏差和图像配准问题的结果。在脉冲星西北方向1 \arcmin处发现了一个细长的特征，它可能是靠近星云中心的著名的小束状结构的延续。在74兆赫，我们第一次看到蟹状星云细丝中热物质自由-自由吸收的证据。除了在小束中发生的一些可能的更新加速之外，蟹状星云中相对论性电子的主要加速器是脉冲星本身。
1997-07-16 astro-ph
Temporal Variability of the X-ray Emission of the Crab Nebula Torus
我们分析了1991年至1997年期间蟹状星云的五幅ROSAT HRI图像，发现脉冲星周围的X射线环的发射结构发生了显著变化。某些地区的亮度在六年内增加了约20%，而其他地区的表面亮度则有所下降。这些变化的起源尚不清楚，但一个可能的解释是同步辐射电子的整体速度也降低了20%。
1998-08-19 astro-ph
Global spectral energy distribution of the Crab Nebula in the prospect of the Planck satellite polarisation calibration
在普朗克卫星偏振定标的框架下，我们研究了蟹状星云60多年来的光谱能量分布（SED），频率范围从1到$\rm 10^6 GHz$。普朗克卫星任务观测30至857 GHz的天空，因此我们将重点放在毫米区域。我们使用无线电和亚毫米波数据从WMAP卫星之间的23和94 GHz（从13至3.18毫米）和Archeops气球实验之间的143（2.1毫米）和545 GHz（0.55毫米），和其他蟹状星云观测的纲要。螃蟹SED相比，包括三个主要组成部分的模型：同步加速器，负责在低和高频率的排放，灰尘，解释了过量的通量观测到的红外天文卫星和毫米制度的一个额外的组件。从这个分析中，我们得出结论，蟹状星云在微波和毫米波波长的非偏振发射是相同的同步辐射，在无线电域中观察到的。因此，我们预计蟹状星云的毫米辐射与射电辐射的偏振度和方向相同。我们设置上限的可能引起的误差的任何毫米额外的组件上的重建的程度和角度的偏振在百分比水平作为最大值。这一结果有力地支持了普朗克合作的蟹状星云发射的选择，用于在30（299 mm）至353 GHz（0.849 mm）的范围内进行偏振交叉检查。
2010-01-04 astro-ph
Very High Energy Gamma Ray Emission from Crab Nebula with the PACT Array
蟹状星云已被证明是VHE $γ-$射线天文学中最接近标准烛光的星云。在过去的十年里，星云在不同能量下的伽马射线发射的结果主要来自成像望远镜。新的Pachmarhi大气切伦科夫望远镜阵列的目的是利用切伦科夫光子的时空分布来区分质子和伽马射线簇射。该阵列具有来自175个反射镜的定时信息，非常适合精确估计到达方向。从最近的数据采取螃蟹的初步结果表明，12 $σ$信号的流量与其他实验的良好协议。
2001-08-23 astro-ph
The Energy Spectrum of TeV Gamma-Rays from the Crab Nebula as measured by the HEGRA system of imaging air Cherenkov telescopes
蟹状星云在1997年9月至1998年3月和1998年8月至1999年4月的两次观测活动中，由成像空气切伦科夫望远镜（IACT）的高能伽马射线天文学（HEGRA）立体系统观测了总共约200小时。最近详细的系统性能的研究给出了一个能量阈值和能量分辨率为500 GeV的伽马射线和~ 18%，分别。蟹状星云的能谱是用HEGRA IACT系统在高达20 TeV的非常宽的能量范围内测量的，在天顶角高达65度的观测。Crab数据可以通过简单的幂律在1到20 TeV的能量范围内拟合，得到dJg/dE =（2.79+/-0.02 +/- 0.5）10^{-7} E^{-2.59 +/- 0.03 +/- 0.05}，ph m^{-2} s^{-1} TeV^{-1}蟹状星云的能谱，用HEGRA IACT系统测量，同意在15%内的绝对规模和0.1单位内的幂律指数与惠普尔，CANGAROO和CAT集团的最新测量，在统计和系统误差引用的实验一致。蟹状星云TeV γ射线的纯幂律谱约束了星云环境的物理参数和光子发射模型。
2000-03-13 astro-ph
The Crab Nebula: 3-dimensional Modeling
我们构造了蟹状星云的轴对称模型。气流动力学是以Kennel和Coroniti（1984）的模型为基础的，但我们假设动能主导风仅限于赤道地区。我们重现空间分辨光谱，同意与钱德拉结果。然而，再现的图像不是环而是唇形。此外，如果我们假设sigma参数小到10**-3，则环的前后侧之间的亮度对比不能再现。我们认为，星云场是高度无序的，例如由于磁重联。sigma的估计值可能大于先前的预期。
2002-11-28 astro-ph
A model for the spatial distribution of relativistic electrons in the Crab Nebula
我们扩展Pacini & Salvati的同步辐射从plerions的模型，让更现实的预测蟹状星云的表面亮度分布在无线电，光学和X射线频率。放弃粒子均匀分布的假设，我们假设粒子只在脉冲星附近注入同步加速器星云。它们的分布，然后确定，零阶，由MHD传播的方位角磁场的空间恒定，但随时间变化的强度。一个很好的协议与整个电磁波谱的观察，如果考虑到有限的扩展的粒子注入区域和粒子扩散相对于方位场线。
2000-05-23 astro-ph
The Crab Nebula's Dynamical Age as Measured from its Northern Filamentary Jet
我们呈现了一张由8.2米斯巴鲁望远镜拍摄的蟹状星云中的[O III] 4959，5007号深层北向喷流图像。利用这幅图像和1988年用KPNO 4 m拍摄的图像（Fesen & Staker 1993），我们计算了喷流中35个位置的自行。结果表明，与残骸的主体相比，喷流经历了来自中央脉冲星快速膨胀的同步加速器星云的向外加速。喷流的表观膨胀率得出蟹状星云未减速爆炸的日期为公元1055年前后24年，这一日期更接近于历史性的公元1054年。客串明星比1120 - 1140 CE在以前的研究中使用位于残骸主星云内的细丝估计的日期。我们的自行测量表明，喷流可能形成于1054年超新星爆炸期间，代表了残骸的最高速度节，可能与超新星爆炸的疑似南北两极外流有关。
2008-01-06 astro-ph
Discovery of Spatial and Spectral Structure in the X-Ray Emission from the Crab Nebula
钱德拉X射线天文台在轨道校准期间观测了蟹状星云和脉冲星。由先进CCD成像光谱仪阵列（ACIS-S）读出的高能透射光栅（HETG）的零级图像显示了X射线结构的惊人丰富性，其分辨率可与最好的地面可见光观测相媲美。HETG-ACIS-S图像首次揭示了X射线圆环内的一个X射线内环，暗示了圆环的空心管结构，以及沿内环和（可能）沿X射线射流向内延伸的X射线结。尽管受到仪器效应和蟹状星云亮度的影响，光谱分析显示整个星云的X射线光谱存在系统性变化。
2000-04-11 astro-ph
Radio spectrum of the Crab nebula as an evidence for fast initial spin of its pulsar
蟹状星云中的相对论性电子产生了这个原型plerion的宽带平坦无线电频谱，其起源已被证明是难以理解的。在这里，我表明，这些电子可以很自然地解释为脉冲星风电子的遗迹人口已经失去了他们的大部分能量在膨胀的星云，因为在过去强烈的辐射和绝热冷却。观测到的射电频谱表明，脉冲星的初始慢化时间约为30年（或更短），这意味着它的自转周期P_0约为3-5 ms，比目前所认为的要短几倍。讨论了这些结果与当前数据和历史记录的一致性。
1999-05-17 astro-ph
Spectrum of TeV Gamma-Rays from the Crab Nebula
蟹状星云已经成为使用大气切伦科夫技术的TeV伽马射线天文学的标准烛光。没有发现变异性的证据。来自蟹状星云的伽马射线光谱是在惠普尔天文台用大气切伦科夫成像技术在500 GeV到8 TeV的能量范围内测量的。使用了两种分析方法，包括独立的蒙特卡罗模拟和两个观测数据库（1988-89年和1995-96年），并给出了密切的协议。利用蟹状星云的完整谱，推导出了相对论电子的谱，在环境磁场为25-30 nT时，得到的逆康普顿γ射线辐射谱与实测谱符合得很好。
1997-06-15 astro-ph
VHE Gamma-Ray Observation of the Crab Nebula and its Pulsar with the MAGIC telescope
我们报道了用MAGIC望远镜对蟹状星云进行的甚高能γ射线观测。星云的伽马射线通量在60 GeV到9 TeV之间。能谱可以用曲线幂律dF/dE=f0（E/300 GeV）^（a+b* log 10（E/300 GeV））来描述，其中通量归一化f0为（6.0+-0.2）*10^-10 1/（cm^2 s TeV），a=-2.31+-0.06，b=-0.26+-0.07。在（77 ± 47）GeV处确定了IC峰的位置。在望远镜的观测时间和实验分辨率范围内，γ射线辐射是稳定的点状辐射。辐射的重心与脉冲星的位置一致。脉冲星的脉冲伽马射线发射无法被探测到。我们约束的截止能量的频谱小于27 GeV，假设微分能谱有一个指数截止。对于超指数形状，截止能量可以高达60 GeV。
2008-07-09 astro-ph
Observation of Multi-Tev Gamma Rays from the Crab Nebula Using the Tibet Air Shower Array
在羊八井（海拔4,300米）进行的西藏实验是能量最低的空气簇射阵列，1996年建造的新的高密度阵列对能量低至3 TeV的$γ$射线空气簇射具有灵敏度。利用这个新的阵列，蟹状星云在多TeV的$γ$射线中被观测到，并在5.5 $σ$水平上检测到信号。我们还获得了$γ$ -射线的能谱在3 TeV以上的能量区域，部分重叠的成像大气切伦科夫望远镜观察到的。这是第一次观察$γ$射线信号从点源与传统的空气淋浴阵列使用闪烁探测器。
1999-09-10 astro-ph
Year-scale morphological variation of the X-ray Crab Nebula
本文介绍了钱德拉X射线天文台观测到的蟹状星云的年尺度形态变化。在发射后的3年中，大约每1.7年进行一次观测。在两个地点清楚地认识到的变化：环面和南部急流。直到1.7年前还在稳步扩张的环面，在最新的观测中现在似乎已经缩小了。此外，环形山东北方向的圆形结构已经衰退成几个弧形。另一方面，南方急流则表现出其整体扭结结构的增长。我们讨论的脉冲星风星云（PWN）机制的这些变化的性质。
2003-11-17 astro-ph
Ain't No Crab, PWN Got A Brand New Bag: Correlated radio and X-ray Structures in Pulsar Wind Nebulae
在蟹状星云的X射线和射电形态的支持下，对射电脉冲星风星云（PWN）的传统看法是，它们是其恒星风综合历史的结果。因此，射电辐射在很大程度上不受最近脉冲星活动的影响，因此与X射线星云结构的相关性最小。对几个PWN的观测，包括静止的（sPWN）和快速移动的（rPWN），现在显示了射电和X射线中结构之间清晰的形态关系，射电强度变化在统一的数量级上。我们提出了高分辨率的X射线和无线电图像的几个PWN的两种类型，并讨论了两个波段之间的形态关系。
2004-06-25 astro-ph
Infrared to Ultraviolet Wavelength-Dependent Variations Within the Pulse Profile Peaks of the Crab Nebula Pulsar
我们提出的蟹状星云脉冲星的红外，光学和紫外脉冲轮廓峰值内的波长依赖性变化的证据。峰的前缘和后缘半宽半最大值在其波长依赖性方面显示出明显的差异。此外，相位分辨红外-紫外彩色光谱显示从峰的前沿到后沿的显著变化。前缘和后缘之间的颜色变化在小于0.0054的相位差上保持显著，对应于$<180 μ$ s的时间尺度。这些结果是目前任何脉冲星发射机制模型都无法预测的，并为这些模型的发展提出了新的挑战。
1996-07-22 astro-ph
Faint X-ray Structure in the Crab Pulsar-Wind Nebula
我们报告了钱德拉对蟹状星云的观测，首次清晰地看到了蟹状星云发射X射线的脉冲星风星云（PWN）的微弱边界。各个方向都有结构。指状物、环、海湾和南脉冲星喷流都表明，要么是磁性物质，要么是磁场控制着相对论电子。一般来说，光谱会随着与脉冲星距离的增加而软化，但不会沿着线性特征快速变化。对于脉冲星喷气机来说尤其如此。喷流的终止是突然的; E侧接近[O { \small III}]光学细丝，其可能阻挡在该侧上的传播。我们认为，线性功能有序的磁场和结构是由粒子的同步辐射寿命扩散垂直和平行的磁场。我们没有发现明显的证据，热X射线内的纪念信封。
2006-08-23 astro-ph
Spectroscopy and 3D imaging of the Crab nebula
蟹状星云沿不同狭缝方向的光谱显示了光学星云的三维结构。在Trimble（1968）首先发现的线性径向展开结果的基础上，我们建立了光辐射的三维模型。从有限数量的狭缝方向的结果表明，光学线起源于一个复杂的阵列，位于一个相当薄的壳，由射流刺穿的小束。喷流在光学发射谱线上当然不突出，但穿透的方向与X射线和射电喷流的方向一致。壳的有效半径约为79弧秒，厚度约为半径的三分之一，并以平均速度1160公里/秒的速度向外移动。
2004-03-05 astro-ph
The Crab Nebula's Moving Wisps in Radio
我们提供了三个高分辨率的蟹状星云的射电图像，在1998.6，1998.8和2000.1与VLA。这是迄今为止最好的螃蟹无线电图像。我们发现，在脉冲星附近，我们的三个观测时期之间有显着的变化。这些变化有一个椭圆形的几何形状非常相似的光学束。在我们的两个观测时期之间，可以明确地识别出一个射电天体，它以约0.24的视速度向外移动。目前的射电束与光学束在形态和行为上的相似性表明它们是相关的。这意味着无线电波束，就像光学电波束一样，很可能是蟹状星云脉冲星风中激波的表现。这表明无线电发射电子在与负责光学到X射线发射的电子相同的区域中被加速，与大多数当前模型相反。
2001-06-19 astro-ph
Chandra reveals the Dynamic Structure of the Inner Crab Nebula
我们提出了一系列的监测观测的蟹状星云与钱德拉X射线天文台，专注于结构的时间演化。这一系列的8次观测，跨越了大约六个月的时间，显示了内部X射线结构的动态性质。我们从最近发现的光学观测中看到的内环中检测到向外移动的“小缕”。我们还发现，内环本身显示出结构的时间变化。这个环形山似乎也在膨胀。这种时间上的变化通常符合标准的假设，即从脉冲星注入的膨胀的同步加速器星云被超新星喷出物所限制。
2001-12-11 astro-ph
New Companions for the lonely Crab? VHE emission from young pulsar wind nebulae revealed by H.E.S.S
H.E.S.S.对银道面中心部分进行的更深入、更广泛的调查。在2005-2007年期间，发现了一些新的点状和扩展源。两个点状源可以与我们银河系中“蟹状”年轻而充满活力的恒星周围的两个引人注目的物体相关联：G21.5-0.9和Kes 75。每个来源的特点，并简要讨论了可能的解释。
2007-10-11 astro-ph
Search for a Shock Wave around the Crab Nebula
我们已经用爱因斯坦天文台的成像仪器在蟹状星云周围的区域寻找冲击波的存在。星云和脉冲星X射线从望远镜镜面的不完美抛光表面以及视线沿线的星际颗粒散射，使搜索变得复杂。这两种效应都导致了X射线辐射的出现，以X射线晕的形式，超出了星云细丝的边界。我们表明，蟹状星云周围的晕的大小，形状和强度，以上的镜面散射的贡献，是一致的，从星际颗粒的散射预期。冲击波的X射线辐射上限约为蟹状星云0.5 - 4 keV总光度的1%，或约为2E35 erg/s（假设距离为2.2 kpc）。这个数字适用于角半径为9弧分的壳。对于较大（较小）尺寸的髋臼杯，上限较小（较大）。这一上限比Cas A、Tycho和Kepler SNRs的通量低一个数量级或更多，这些SNRs年轻2到3倍，但仍高于SN 1006。
2005-09-26 astro-ph
Chandra Observation of SNR G54.1+0.3 -- a Close Cousin of the Crab Nebula
我们提出了一个{ \it钱德拉} ACIS观测的SNR G54.1+0.3。这个超新星遗迹被分解成几个不同的X射线发射组件：一个中心亮点样源（CXINJ193030.13 +185214.1），一个周围的环，双极拉长，加上低表面亮度的漫射发射。这些成分的光谱都很好地描述了幂律模型，光谱指数陡峭的距离增加，从点状源。我们没有发现任何热等离子体发射的证据，这将对应于冲击星际介质或喷出物。观测到的形态和光谱特征表明，G54.1+0.3是最接近蟹状星云的“星云”-一个脉冲星风星云，由点状X射线源代表的假定脉冲星的赤道和极地外流驱动。
2002-02-07 astro-ph
Optical Spectrum of Main-, Inter- and Off-pulse Emission from Crab Pulsar
一个专用的频闪装置被用来获得蟹状星云主脉冲和脉冲间的光谱，以及当脉冲星关闭时星云的光谱。由于星云发射是非常不均匀的，我们有效地减去星云背景信号的能力至关重要。没有发现脉冲星固有的谱线。主脉冲和脉冲间表现为幂律，两者都具有相同的去红指数Alpha = +0.2 +-0.1。这个值是通过减去脉冲星精确位置的星云光谱得到的。下面的星云更红，Alpha = -0.4 +-0.1。它的发射谱线被分成接近（sim）。-1200 km/s）和后退（sim. +600 km/s）组件。发射线分量的强度和星云连续统中的通量在角秒尺度上变化。给出了N-S狭缝上的星云谱线强度和连续谱强度。
2000-06-06 astro-ph
An X-ray measurement of Titan's atmospheric extent from its transit of the Crab Nebula
土星最大的卫星土卫六于2003年1月5日穿过蟹状星云。我们用{ \it Chandra} X射线天文台观测了这一天文事件。一个“掩星阴影”已经被清楚地探测到，并被发现大于泰坦固体表面的直径。这一差异给出了土卫六大气层的厚度为880 $\pm$ 60公里。这是第一次在X射线波长下测量土卫六的大气范围。测量的值与早期旅行者号在其他波长的观测结果一致或略大。我们讨论了土卫六大气层厚度随时间变化的可能性。
2004-03-11 astro-ph
Bright Giant Pulses from the Crab Nebula Pulsar: Statistical Properties, Pulse Broadening and Scattering due to the Nebula
我们报告的观测螃蟹巨脉冲与澳大利亚望远镜紧凑阵列和基带记录系统，同时在两个频率，1300和1470兆赫。这些观察结果对振幅\ga 3 kJ y和宽度\ga 0.5 $μ$ s的脉冲敏感。我们的分析导致在3个小时内检测到700多个这样的明亮的巨脉冲，并使用这个大样本，我们研究了它们的振幅，宽度，到达时间和能量分布。在我们的数据中检测到的最亮脉冲具有$\sim$ 45 kJ y的峰值幅度和$\sim$ 0.5 $μ$ s的宽度，因此推断出的亮度温度为$\sim 10^{35}$ K。巨脉冲发射的持续时间通常为$\sim$ 1 $μ$ s，然而其也可以长达10 $μ$ s。高时间分辨率（128 ns）的脉冲形状显示出丰富的多样性和复杂性的结构，并以异常低的散射程度为标志。我们讨论了由于星云散射的可能影响，以及潜在的结构和电子密度。
2008-01-02 astro-ph
Polarization of the Crab pulsar and nebula as observed by the Integral/IBIS telescope
中子星产生强大的相对论粒子风，在它们周围形成明亮的同步加速器星云。偏振测量提供了对风的几何形状和磁场配置的独特见解，但直到最近，高能测量一直失败。积分IBIS望远镜已被用于其康普顿模式，以寻找能量超过200千电子伏的蟹状星云的线性偏振发射。在仪器响应的不对称性是小的，我们得到的证据在一个角度平行于脉冲星旋转轴的强偏振信号。这一结果证实了Dean等人（2008）最近报道的探测结果，并扩展了脉冲星所有相位的偏振测量。因此，硬X射线/软$γ$射线观测探测风的内部喷流或赤道流。实现的灵敏度打开了一个新的窗口，在200千电子伏以上的能量极化研究。
2008-10-01 astro-ph
Does the Crab Have a Shell?
我们目前的深与VLA的蟹状星云周围的区域的图像，利用新的成像和反卷积算法在寻找一个微弱的无线电壳。一个高速、富含氢的包层的存在被预测为观测到的星云的低总质量和动能的原因。在蟹状星云外的扩展源没有探测到无线电发射。我们对表面亮度的限制足够低，可以排除蟹状星云周围存在壳层的可能性，其亮度至少比SN \thinspace{1006}低两个数量级，SN是历史上最暗的壳层型超新星遗迹。我们考虑的祖先星和前超新星环境的模型，并得出结论，如果一个快速的，外部冲击波存在，那么它有一个急剧降低的效率，从爆炸波的动能加速相对论粒子。我们还寻找了蟹状星云本身边界的光谱指数变陡，这是外部冲击的标志。然而，与之前的说法相反，没有发现这样的陡峭化。在无线电波波长上没有任何证据表明蟹状星云或假设的壳层与周围介质相互作用，这导致了一种解释，即公元1054年的超新星是一个特殊的低能事件。
1995-09-26 astro-ph
Observation of TeV Gamma Rays from the Crab Nebula with Milagro Using a New Background Rejection Technique
TeV伽马射线天文学的最新进展主要是由于能够区分伽马射线和强子宇宙射线产生的广泛空气簇射。在过去的几十年里，切伦科夫望远镜已经发展和完善了“成像”技术。然而，到目前为止，还没有一种背景抑制方法成功地用于空气簇射阵列来检测TeV伽马射线源。我们报告的方法来区分强子空气簇射电磁空气簇射在米拉格罗伽马射线天文台的基础上，在一个广泛的空气簇射中检测高能粒子的能力。该技术用于探测蟹状星云的TeV辐射。来自蟹状星云的通量估计为2.68（+-0.42stat +- 1.4sys）x10^{-7}（E/1 TeV）^{-2.59} m^{-2} s^{-1} TeV^{-1}，其中光谱指数假设为HEGRA协作组给出的。
2003-05-16 astro-ph
A Model for the Moving `Wisps' in the Crab Nebula
我建议，移动的“小缕”附近的蟹状星云中心的非线性Kelvin-Helmholtz不稳定性在赤道平面的冲击脉冲星风的结果。最近的观测表明，这些小束在这个平面上描绘出圆形的波前，以大约小于c/3的速度径向膨胀。如果在更高纬度的快速运动的赤道带和慢速运动的冲击脉冲星风之间存在足够的速度切变，不稳定性就会发展。切变的发展可能与赤道区存在一个中性片（具有弱磁场）有关，也可能与Begelman最近提出的蟹状星云脉冲星风中的磁场比人们想象的要强得多有关。我表明，合理的条件可能会导致增长的半径和速度观察到的不稳定性，他们的非线性发展可能会导致出现尖锐的wislikefeatures。
1998-09-23 astro-ph
The Crab Nebula at 1.3 mm: evidence for a new synchrotron component
我们提出的蟹状星云，在IRAM 30米望远镜的MPIfR测辐射热计阵列进行1.3毫米观测的结果。所获得的这些波长的地图具有前所未有的质量，可以与高分辨率无线电地图进行直接比较。虽然蟹状星云的空间结构并没有太大的变化，从无线电到毫米波长，我们已经检测到显着的空间变化的光谱指数之间的20厘米和1.3毫米。主要的效果是光谱平坦的内部区域，这很难解释只是在一个单一的人口的同步辐射电子的演变。相反，我们认为这是第二个同步加速器组件出现的结果，我们试图从数据中提取。这个组成部分的形状和大小类似于X射线中的蟹状星云。然而，虽然蟹状星云在X射线下的更紧凑的结构通常被认为是同步加速器降级的影响，但无法解释为什么在毫米波长下也存在类似的结构，其中电子寿命远远超过星云年龄。我们的数据，结合已公布的无线电光谱指数的空间变化的上限，也意味着一个低能量截止的电子分布负责这个额外的同步加速器组件。虽然到目前为止还没有模型来解释这个组成部分的细节，但人们可以验证，负责它的电子总数与经典脉冲星风模型预测的一致，否则已知无法解释无线电发射电子的数量。我们还检测到在毫米波长的光谱陡峭的一些拉长的区域，其位置匹配的射电同步加速器灯丝。
2002-03-04 astro-ph
Observations of the Crab Nebula with the Whipple 10 m Telescope
由于蟹状星云超新星遗迹的TeV γ射线发射强烈而稳定，其测量的通量和能谱可用于验证适用于许多观测季节获得的IACT数据的校准和数据简化方法。这使我们有信心在同一时期观察到的可变TeV源上获得的结果，以及将新仪器的灵敏度与历史数据集联系起来。在这里，我们提出了一个65.3小时的高质量数据的分析结果的蟹状星云在2000年10月和2006年3月之间的惠普尔10米望远镜。总暴露导致46 sigma信号，其中11886个选定的过量事件。在0.49--8 TeV的能量范围内，能谱最适合于幂律公式dN/dE =（3.19 +/- 0.07_stat）x 10^-11（E/TeV）^（-2.64 +/- 0.03_stat）cm^-2/s/TeV。通量的系统不确定度估计为30%，光子指数的系统误差为0.2。一个合理的协议，显示了一个适合于一个恒定的通量超过6年。
2007-09-27 astro-ph
CHANDRA Observations of the X-ray Halo around the Crab Nebula
钱德拉的两次观测被用来寻找蟹状星云内部和周围的热X射线发射。通过将星云最亮的部分从视场中排除，死时间被最小化。一个尘埃散射的光环，包括5%的螃蟹的强度，清楚地检测到表面亮度测量到径向距离为18弧分。覆盖率在4弧分时为100%，12弧分时为50%，18弧分时为25%。观测到的晕与基于3种不同星际颗粒模型的预测进行了比较，其中一种可以进行调整以适应观测。这种尘埃晕和镜面散射形成了一个高背景区域，人们一直在寻找外壳中激波加热物质的辐射。我们没有发现这种排放的证据。我们可以将上限设定为比从类似残骸周围的外壳观察到的表面亮度小10-1000倍。外壳X射线光度的上限约为10 e34 erg/s。虽然我们的观测结果有可能与8-13太阳质量的祖先相一致，但我们认为这是不可能的。
2005-09-21 astro-ph
Correlation of the scattering and dispersion events in the Crab Nebula pulsar
在对蟹状星云脉冲星的单独系列观测中，在111 MHz处测量了由于散射引起的脉冲展宽，在更高的射频处测量了由于脉冲延迟引起的色散变化。在一个持续200天的显著事件中，两个参数都出现了大幅增加，并且具有相似的时间特征。MJD 53950 - 54150在200天内观测到的散射和分散测量的增加可归因于电离云或细丝穿过视线的影响。该云团的直径为10^11 ~ 10^12米，电子密度为10^3 ~ 10^4 cm^-3。增加的散射可能起源于云本身，或者移动的灯丝可能在视线中的一个单独的高密度云中引起湍流。
2008-02-29 astro-ph
COMPTEL gamma-ray study of the Crab nebula
我们报告的伽玛射线连续辐射的蟹状超新星星云的研究和寻找核去激发伽玛射线线。蟹状星云是1-10 MeV伽马射线天空中最亮的连续辐射源，其连续辐射最有可能是同步辐射源。它是一个可能的宇宙射线源，通过冲击加速，因此是一个潜在的候选人，伽玛射线线发射的核相互作用。五年的COMPTEL观测，使精细的光谱分箱，详细调查的行为0.75-30兆电子伏的排放和搜索的连续顶部的核去激发线。星云光谱在COMPTEL能量范围的边缘处显示出一个中断，并与EGRET光谱连接良好，这可能反映了同步辐射情景中的电子能量损失。这样一个平滑的连续模型本身可能不足以解释观测结果。在1-2 MeV的光谱中可能存在弱的隆起。没有明显的证据表明，不同的线发射，但存在的混合线功能或另一个同步加速器组件不能排除。
1997-10-20 astro-ph
ASCA Observation of the Crab-Like Supernova Remnant 3C58
本文介绍了利用ASCA对类克拉布超新星遗迹（SNR）3C58的X射线观测。我们发现，在星云的综合能谱与以前的结果是一致的，显示出幂律谱的光子指数$γ= 2.2-2.4$约$(3-4)\times 10^{21}{\rm cm^{-2}}$星际吸收修改。包含一个黑体组件，这是由于中央紧凑的源显着提高了光谱拟合。严格的上限为任何线发射薄的热等离子体建立。我们首次发现，星云光谱是硬在中央部分的SNR，变得软向周边，而吸收柱是均匀的整个星云。相应地，星云的大小随着光子能量的增加而减小，这是一个比蟹状星云更陡峭的半径函数。与同步辐射能量损失模型的结果进行了比较，并讨论了假定的脉冲星的性质。进行时序分析，以寻找脉冲X射线发射从中央紧凑的源。没有观察到显着的脉动，我们提出了上限的脉冲分数。
2000-06-02 astro-ph
The Crab nebula: Linking MeV synchrotron and 50 TeV inverse Compton photons
脉冲星风驱动的同步加速器星云为脉冲星风和周围介质的连接提供了独特的视角。蟹状星云特别适合于对不同发射区的详细研究。从观测到的同步辐射超过MeV的能量推断，螃蟹是一个独特的和极端的加速器。在同步加速器/逆康普顿辐射模型的框架中，能量超过$10^{15}$ eV的电子通过逆康普顿散射产生10-50 TeV的辐射，最近已经用地面伽马射线望远镜的HEGRA系统观测到。在这里，我们讨论了INTEGRAL和地面伽马射线望远镜所覆盖的两个能带的密切关系。尽管在两个能带中缺乏足够的空间分辨率来分辨发射区域，但是在两个能带中的通量测量的相关性将允许约束发射区域的结构。发射区预计是一个非常紧凑的区域（由电子的寿命限制）附近的脉冲星风的终端冲击。我们扩展了以前的模型计算星云的发射，包括一个额外的紧凑的非热发射区最近检测到在毫米wavelength.The整体良好的协议，这个模型与数据约束额外的发射过程（离子在风中，逆康普顿从未受冲击的风）是没有什么相关性。
2004-07-06 astro-ph
On the X-ray Image of The Crab Nebula: Comparison with Chandra Observations
本文建立了蟹状星云的轴对称模型，用以研究星云内的流体动力学。该模型是基于Kennel和Coroniti（1984）的模型，尽管我们假设动能主导风局限于赤道区域。计算了星云中流出的正负电子等离子体分布函数的演化。在给定视角的情况下，我们再现了该星云的图像，并将其与钱德拉观测结果进行了比较。复制的图像不是环形的，而是“唇形”的。结果表明，环向场的假设不能再现Chandra像.我们必须假定存在一个振幅与平均环向场一样大的无序磁场。此外，如果我们假设磁化参数$σ$与$\sim 10^{-3}$一样小，则不能再现环的正面和背面之间的亮度对比。还检查了沿环面的半长轴的亮度分布。星云中的非耗散、理想MHD近似似乎被打破了。我们推测，如果磁能是通过某种过程释放出来的，这种过程在星云流中产生湍流场，并引起加热和加速，例如通过磁重联，那么目前的困难可能会得到解决（即我们可以重现一个环形图像，以及更高的亮度对比度）。因此，磁化参数$σ$可以大于先前预期的。
2003-08-25 astro-ph
The Crab Nebula's Wisps in Radio and Optical
我们提出了四个新的，高分辨率的蟹状星云的VLA无线电图像，采取2001年2月和4月之间的无线电图像显示系统的变化，在整个区域附近的脉冲星的蟹状星云的无线电发射。可变特征的主要几何形状是与光学束非常相似的椭圆形波纹。无线电波束被认为是有系统地向外移动，预计速度可达0.3c。将新的无线电图像与我们1998年和2000年的早期图像进行比较，我们发现在离脉冲星更远的地方也有更慢的移动特征。特别是，在脉冲星的西北方向有一个突出的移动特征，其预计速度为10，000 km/s。整个星云都可以看到条纹，这表明存在通过同步加速器气泡传播的波状扰动。无线电图像与HST光学观测同时拍摄。比较射电图像和光学图像，我们发现射电束有时会从光学束中位移，或者没有光学对应物。我们还发现，特别是一些光学束，脉冲星附近最明亮的光学束，似乎没有无线电对应物。相比之下，在星云的外部，射电和光学特征之间通常有很好的对应关系。
2004-10-12 astro-ph
A Spectroscopic Study of Nuclear Processing and Production of Anomalously Strong Lines in the Crab Nebula
我们提出并讨论在蟹状星云的许多位置的光学和近红外线（5500 - 10030埃）的强度测量的相关性。这些相关性表明存在着由一系列核处理产生的气体，从合成以hoc循环结束的材料，到一些氦燃烧和氮耗尽，再到含有富氧燃烧产物的区域。后者表现出逐渐的，线性上升的[镍II]排放量增加氩富集，而气体与较少的核处理显示出显着不同的[镍II]排放特性，包括最高的衍生丰度。这表明星云中稳定的、富含中子的镍有两种来源：一种是在更高加工的物质中"富含α的冻结"，另一种可能是在其他区域从中子星中去除离子。此外，数据表明，观测到的极强的[C I]发射来自宽的低电离区。虽然最强的He I发射也可以在类似的低电离气体中增强，但相关线比之间的相关性反对这种解释，加强了某些位置异常高的氦质量分数的情况。
2006-09-28 astro-ph
New constraints on Planck-scale Lorentz Violation in QED from the Crab Nebula
我们在有效场论框架下对QED中的O（E/M）Lorentz破坏进行了约束。这种假设的一个主要后果是修改了电子/正电子和光子的色散关系，这反过来又会影响天体物理物体的电磁输出。我们比较多波长观测提供的信息与完整的和自洽的计算的宽带光谱的蟹状星云。我们在95%置信水平下对轻子洛伦兹破坏参数施加了10^{-5}阶的约束。
2007-10-04 astro-ph gr-qc hep-ph
