Curvature radiation and giant subpulses in the Crab pulsar
认为最近在蟹状星云脉冲星中探测到的纳秒巨亚脉冲是由极帽上方间隙内电位降的火花放电引起的相对论荷电孤子的相干曲率辐射产生的。
2003-11-07 astro-ph
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 Crab pulsar and its environment
我们提供了蟹状星云脉冲星及其环境的新数据。ISAAC在红外线拍摄的图像使我们能够测量脉冲星的光谱，并揭示脉冲星附近的红结。提供了VLT和HST的互补光学数据。完整的文章，与全分辨率漂亮的彩色图像，是在信使，107，32
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
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
A Search for Pulsed TeV Gamma-Ray Emission from the Crab Pulsar using the Whipple High Resolution GRANITE III Camera
我们提出的搜索结果的脉冲TeV发射的蟹状星云脉冲星使用97小时的数据记录与高分辨率花岗岩III相机的惠普尔10米伽马射线望远镜。
2003-05-29 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
Stroboscopic optical observations of the Crab pulsar
在频闪模式下获得的蟹状星云脉冲星的光度数据超过八年，在这里介绍。应用傅里叶分析揭示了微弱的60秒调制脉冲星的信号，我们解释为一个自由的脉冲星的岁差。
2003-01-16 astro-ph
Are We Seeing Magnetic Axis Reorientation in the Crab and Vela Pulsars?
脉冲星的旋转轴和磁轴之间的角度$α$的变化会改变扭矩和自旋下降速率。我们发现，$α$的突然增加，与故障一致，可能是蟹状星云脉冲星故障后自旋下降率持续增加的原因。此外，$α$的变化率与蟹状星云脉冲星的变化率相似，这也是船帆座脉冲星制动指数非常低的原因。如果$α$随时间增加，则所有由传统制动模型得到的脉冲星年龄都被低估。中子星内部液体与外部扭矩的解耦不能解释船帆座低制动指数的原因。螃蟹的脉搏曲线的变化由于$α$的变化可能是可测量的。
1997-01-15 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
Very-high-energy gamma radiation associated with the unshocked wind of the Crab pulsar
我们表明，在蟹状星云脉冲星，这是通常被认为是不可见的终止激波上游区域在R < 0.1 pc的相对论风，实际上可以直接观察到通过其逆康普顿γ射线发射。在蟹状星云的伽马射线光谱中寻找这种特定的辐射成分，可以提供关于未受冲击的脉冲星风的独特信息，这在其他波长下是无法获得的。
2000-03-11 astro-ph
An upper bound on the energy of a gravitationally redshifted electron-positron annihilation line from the Crab pulsar
“摘要”中的各种变化在本勘误表的第（1）点中提到。
2008-05-09 astro-ph
The Crab pulsar and its red knot in the near-infrared
我们目前获得的近红外观测与ISAAC的蟹状星云脉冲星及其环境的VLT。测光的脉冲星在JS，H和Ks显示脉冲星光谱扩展相当顺利，从紫外/光学制度。脉冲星的点扩散函数相减使我们能够详细地研究它的近邻。特别是，结定位仅0.6弧秒的脉冲星已被发现在IR。使用档案HST数据的结，我们已经测量到其宽带光谱急剧上升到IR，在对比脉冲星本身的光谱。
2003-06-10 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
Outer-gap vs. Slot-gap Models for Pulsar High Energy Emissions: The Case of the Crab Pulsar
我们分析研究了旋转动力脉冲星作为伽马射线源的能力，并表明它们的相位平均伽马射线通量与自旋下降通量和间隙跨场厚度立方的乘积成正比，无论发射模型如何。将该方案应用于蟹状星云脉冲星，我们证明了外间隙模型再现了观测到的GeV通量，而槽隙模型再现了最多百分之二十的观测到的通量，因为小的跨场厚度。伽玛射线和自旋下降通量之间的关系的影响进行了讨论。
2008-10-06 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
On Pair Production in the Crab Pulsar
我们认为普遍的假设，相干脉冲星射电辐射是基于扩展对生产等离子体密度远远超过Goldreich-Julian密度。作为一个例子，我们表明，所观察到的低频（160 MHz）发射的蟹状星云脉冲星是不兼容的扩展对生产模型。我们的研究结果排除了显着的对生产，如果等离子体过程是负责的相干性和无线电发射起源于内部的光柱。
1998-08-06 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
A review of x-ray spectral evolution in Crab pulsar
Pravdo等人（1997）声称，蟹状星云脉冲星（PSR B 0531 +21）的相位分辨X射线谱在其积分轮廓的第一个峰的前缘处显示出谱硬化;这是一个新的和意想不到的结果。本文重新分析了他们的数据，以及其他一些相关数据，并认为频谱很可能是不变的（即，既不硬化也不软化）。
2002-06-21 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
Polarization characteristics of the Crab pulsar's giant radio pulses at HFCs phases
我们讨论了我们最近发现的巨型射电辐射从蟹状星云脉冲星在其高频分量（HFC）的阶段，并显示这些脉冲的偏振特性。这导致我们的建议，有没有主脉冲（MP），脉冲间（IP）和氢氟碳化合物的发射机制的差异。我们简要回顾了蟹状星云巨射电脉冲的大小分布，并讨论了蟹状星云和其他星云中巨射电脉冲现象的一般特征。
2005-11-21 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
Crab Pulsar Photometry and the Signature of Free Precession
脉冲星PSR0531+21的光学测光已经被新的观测所扩展，这些观测加强了先前观测到的60秒周期的证据。这个周期被发现是随着时间的增加，在大约相同的速度作为脉冲星的旋转周期。观测到的周期和它的时间依赖性符合一个简单的自由进动模型。
2003-03-17 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
Proper Motion of the Crab Pulsar Revisited
有人认为蟹状星云脉冲星的自行与脉冲星风星云的对称轴是一致的。我们重新审视了这个问题，检查了6年以上的F547 M WFPC 2芯片3图像，以获得PA $278\arcdeg \pm 3\arcdeg$的$μ_\ast = 14.9 \pm 0.8$ mas/yr的最佳拟合值。在$26\arcdeg\pm 3\arcdeg$到星云轴的位置，这大大放松了对这颗脉冲星诞生反冲的限制。这种未对准允许在$\sim$ 1秒的时间尺度上施加动量。
2006-02-11 astro-ph
New optical polarization measurements of the Crab pulsar
2002年1月，在Calar Alto 3.5米望远镜上用高速偏振仪OPTIMA对蟹状星云及其脉冲星进行了约3小时的观测。蟹状星云脉冲星的强度和偏振在旋转的所有阶段都以比以往更高的统计精度确定。因此，我们能够从脉冲发射中分离出所谓的“非脉冲”相位发射（与主峰相比，强度约为1.2%，假设存在于所有相位），并显示脉冲结构的“净”偏振。最近的理论结果表明，蟹状星云脉冲星的测量光学偏振类似于两极焦散辐射模型或条纹脉冲星风模型的预期。
2005-11-21 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
Using the photons from the Crab Nebula seen by GLAST to calibrate MAGIC and the Imaging Air Cherenkov Telescopes
在这篇文章中，我们讨论了使用GLAST的标准伽马源的观测结果，如蟹状星云，校准成像空气切伦科夫探测器，特别是MAGIC，并优化其能量分辨率的可能性。结果表明，在100 GeV附近，切伦科夫望远镜的绝对能量校准不确定度可以通过这种交叉校准过程降低到<10%。
2005-04-13 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
Search for pulsed multi-TeV gamma rays from the Crab pulsar using the Tibet-III air shower array
我们搜索脉冲伽玛射线发射的螃蟹脉冲星使用的数据西藏-III的空气簇射阵列从1999年11月至2005年11月。在我们的分析中没有发现脉冲发射的证据。在不同的能量上限计算的$3 σ$的置信水平在几TeV到几百TeV的能量范围。
2007-08-26 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
Unpulsed Optical Emission from the Crab Pulsar
利用高速二维TRIFFID光度计，我们获得了蟹状星云脉冲星UBV的相位分辨光度测量，从而可以测量非脉冲光变曲线分量。在去消光之后，加权最小二乘拟合指示α = -0.62 +/-0.49的幂律指数。这是陡峭的比报告的峰值分量和其起源仍然不清楚，相对于当代磁层理论。
1999-11-24 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
Determination of the Night Sky Background around the Crab pulsar using its optical pulsation
成像γ射线望远镜的角分辨率差被下一代望远镜如MAGIC（直径17 m）的大反射面面积所弥补，这使得研究与某些γ射线源相关的光发射成为可能。此外，光电倍增管（PM）的极快的时间响应使其成为快速（亚秒）光学瞬态和周期性源（如脉冲星）的理想探测器。蟹状星云脉冲星的光脉冲是由HEGRA CT 1中心像素使用改进的PM探测到的，类似于未来的MAGIC相机PM。这些周期性观测的目的是确定银河系反中心蟹状星云区的夜空光（LONS），我们的结果比以前测量的LONS大2.5到3倍（银道面外），正如预期的那样，因为蟹状星云脉冲星位于银道面内，这意味着蟹状星云观测的能量阈值略高，如果使用的是较高的CT1测量的银河系源LONS率值。
2004-05-05 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
The Crab pulsar in the 0.75-30 MeV range as seen by CGRO COMPTEL
我们目前的时间平均特性的螃蟹脉冲星在0.75-30兆电子伏的能量窗口使用的数据从成像康普顿望远镜COMPTEL搭载康普顿伽马射线天文台（CGRO）收集了9年的任务。利用蟹状星云上特别长的COMPTEL曝光时间，使我们能够获得蟹状星云和脉冲星发射的显著改进的COMPTEL光谱，并首次准确地确定了低能伽马射线的脉冲轮廓作为能量的函数。这些定时数据显示了相位分离为0.4的著名主脉冲和第二脉冲，具有强桥发射，将与ROSAT HRI、BeppoSAX LECS、MECS和PDS在软/硬X射线能量下获得的数据一起进行研究，CGRO BATSE的软伽马射线和CGRO EGRET的高能伽马射线，以获得相干的高-蟹状星云脉冲星能量从0.1 keV到10 GeV。
2001-09-13 astro-ph
A 16 Millisecond X-Ray Pulsar in the Crab-Like SNR N157B: Fast Times at 30 Doradus
超新星遗迹N157 B（30 Dor B，SNR 0539-69.1，NGC 2060）位于大麦云星云的蜘蛛星云中，长期以来一直被认为是可能的类蟹状遗迹。这一假设已经得到了证实，相当奇怪的是，PSR J 0537 -6910的发现，显着的16毫秒X射线脉冲星在N157 B。PSR J 0537 -6910是目前发现的与超新星遗迹有关的旋转速度最快的脉冲星。在这里，我们报告我们的发现，并总结了这颗脉冲星及其超新星遗迹的性质。
1998-08-21 astro-ph
What makes the Crab pulsar shine?
我们对蟹状星云脉冲星单个脉冲的高时间分辨率观测表明，主脉冲和间脉冲在时间行为、光谱行为、偏振和色散方面存在差异。脉冲的主要性质与脉冲星射电辐射的一个现有模型一致，即强等离子体湍流中的孤子坍缩。高频间脉冲则完全是另一回事。它的动态频谱不能轻易地用任何电流发射模型来解释;它的过度色散必须来自于通过恒星磁层的传播。我们怀疑高频脉冲并不遵循"标准模型“，而是来自恒星磁层内的一些意想不到的区域。对其他脉冲星的类似观测将揭示蟹状星云脉冲星中的无线电发射机制是否是该恒星独有的，或者可以在一般人群中识别。
2007-10-09 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
The Phase-resolved High Energy Spectrum of the Crab Pulsar
本文提出了一个改进的外能隙模型来研究蟹状星云脉冲星的相位分辨光谱。理论双峰轮廓的光变曲线包含整个阶段被证明是一致的螃蟹脉冲星的观测光变曲线的外间隙的内边界向内移动到$\sim 10$恒星半径以上的中子星表面。在该模型中，对应于不同相位的光子的径向距离可以在数值计算中确定。加速电场、磁场线的曲率半径和软光子能量等局部电动力学对到中子星的径向距离也很敏感。利用同步辐射自康普顿机制，还可以解释蟹状星云脉冲星能量范围从100 eV到3 GeV的相位分辨谱。
2007-04-12 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
Phase-Resolved Studies of the High-Energy Gamma-Ray Emission from the Crab, Geminga, and Vela Pulsars
利用康普顿伽玛射线天文台（CGRO）上的高能伽玛射线望远镜（EGRET）前三年半的观测资料，对Crab、Geminga和Vela这三颗最亮的高能伽玛射线天体的辐射进行了相位分辨分析。对于每一个脉冲星，它被发现，有可检测的高能量伽马射线发射以上的银河弥漫背景在整个脉冲星旋转周期。引入硬度比来表征谱指数随脉冲星相位的演化。蟹状星云和船帆座星云最硬的辐射来自两个伽马射线峰之间的桥区，而Geminga星云最硬的辐射对应于第二个伽马射线峰。对于所有三个脉冲星，脉冲轮廓分量的相位分辨光谱显示，虽然在脉冲星相位间隔的光谱指数有很大的变化，高能量的光谱营业额，如果有的话，发生在大致相同的能量在每个组件。蟹状星云复合体的高能γ射线辐射似乎包括一个谱指数约为-4.3的非脉冲超软成分，它在100 MeV以下的总辐射中占主导地位。这一成分与蟹状星云同步辐射尾端的预期发射一致。
1997-09-12 astro-ph
Radio Emission Signatures in the Crab Pulsar
我们对蟹状星云脉冲星单个脉冲的高时间分辨率观测表明，脉冲间的时间和频率特征与主脉冲的时间和频率特征明显不同。主脉冲偶尔可以被分解为短暂的、相对窄带的纳米脉冲。我们认为这些纳米粒子是由强等离子体湍流中的孤子坍缩产生的。厘米波长的脉冲间是非常不同的。它们的动态光谱包含规则的微秒长的发射带。我们已经检测到这些频段，在频率上成比例地间隔，从4.5到10.5 GHz。波段不能很容易地解释任何目前的理论脉冲星无线电发射，我们推测可能的新模型。
2007-08-18 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
Echoes of Giant Pulses from the Crab Pulsar
我们已经探测到来自蟹状星云脉冲星的巨大脉冲的偶尔的、短暂的“回声”。这些回波事件让我们想起了以前报道的来自这颗脉冲星的回波，但它们在细节上有很大的不同。我们的回波事件最多只持续几天;回波发射只比主发射滞后40-100微秒。回波始终比主发射更弱更宽，并且只出现在我们同时观测的两个频率中的较低频率。我们认为这些回波是由蟹状星云深处的小等离子体结构--等离子体云或磁通量绳--中的折射产生的。如果这是真的，我们的回声提供了一个新的探测器内同步加速器星云的小尺度结构。
2006-12-04 astro-ph
