The Crab Nebula Revisited Using HST/WFC3
Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Purdue University（普渡大学）；Princeton University（普林斯顿大学）；Naval Research Laboratory（海军研究实验室）
利用HST/WFC3重新观测蟹状星云，通过多波段数据对比揭示其外层丝状结构的新特征和未知起源。
2025-12-11 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The Radio - 2 mm Spectral Index of the Crab Nebula Measured with GISMO
我们目前的蟹状星云，使用戈达德IRAM超导2毫米观测器（GISMO）的IRAM 30米望远镜上的测辐射热计相机获得的2毫米观测结果。另外3.3毫米观测与绿岸望远镜的MUSTANG测辐射热计阵列。蟹状星云2毫米的积分通量密度并没有提供第二个同步加速器组件出现的证据。它与无线电功率定律频谱一致，外推到log（nu_{b} [GHz]）= 2.84 +/- 0.29或nu_{b} = 695^{+651}_{-336} GHz的中断频率。GISMO的~16.7”光束（FWHM）对蟹状星云有很好的分辨。在可比的空间分辨率无线电数据的比较，使我们能够确认显着的空间变化的光谱指数之间的21厘米和2毫米。的主要影响是光谱平坦化的蟹状星云的内部区域，与环形结构在星云的中心，是突出的近红外线通过X射线制度。
2011-03-31 astro-ph.GA
Large-field CO(1-0) observations toward the Galactic historical supernova remnants: shocked molecular clouds toward the Crab Nebula
利用PMO 13.7m望远镜对蟹状星云进行CO(1-0)观测，发现速度约5-11 km/s的激波分子云位于GALFA-HI气泡壳层上，其动能支持蟹状星云为核坍缩超新星遗迹的观点，但仍需更多观测验证物理关联。
2025-09-16 astro-ph.GA
Modelling the ArH$^+$ emission from the Crab Nebula
我们对蟹状星云灯丝在中心脉冲星风星云同步辐射和高通量带电粒子作用下的光电离和光解离区（PDR）进行了模拟;大大增强的宇宙射线电离率超过标准星际值，$ζ_0$，需要解释的是，在发表的Herschel SPIRE FTS观测蟹状星云中没有检测到[C I]发射。在SPIRE FTS频率范围内观察到的OH $^+$和ArH $^+$跃迁的线表面亮度比只能用高宇宙射线电离率和与先前作者使用的相比降低的ArH $^+$解离复合率来解释，尽管与实验上限一致。我们发现，ArH $^+$ /OH $^+$线的强度和所观察到的H $_2$振动-旋转发射可以复制的模型细丝与$n_{\rm{H}} = 2 \times 10^4$厘米$^{-3}$，$ζ= 10^7 ζ_0$和视觉的范围内发现的尘埃球在蟹状星云，虽然远红外发射从[O I]和[C II]是高于观测的限制。具有$n_{\rm{H}} = 1900$ cm $^{-3}$的模型低估了H $_2$表面亮度，但与ArH $^+$和OH $^+$表面亮度一致，并预测与观测一致的[O I]和[C II]线比率。这些模型预测HeH $^+$旋转发射高于检测阈值，但考虑到形成的时间尺度表明，这种分子在蟹状星云的丰度应低于在我们的分析中获得的平衡值。
2017-09-05 astro-ph.GA
Using the Crab Nebula as Polarization Angle Calibrator for the Korean VLBI Network
蟹状星云被广泛用作单碟射电观测的偏振角校准器，因为它的亮度，高度的线偏振，以及在宽频率范围内众所周知的偏振角。然而，蟹状星云不能直接用作韩国VLBI网络（KVN）单碟观测的偏振角校准器，因为望远镜的光束尺寸小于星云的尺寸。为了确定KVN观测到的蟹状星云的偏振角，我们使用3C 286作为参考目标，3C 286是一个紧凑的偏振河外射电源，其偏振角是众所周知的。我们利用KVN对蟹状星云和3C 286进行了2017 - 2021年的观测，发现蟹状星云总强度峰（赤道坐标（J2000）R.A. $=$ 05 $^{\rm h}$ 34 $^{\rm m}$ 32.3804 $^{\rm s}$和Dec $=$ 22 $^\circ$ 00'44.0982”）在22、43、86和94 GHz下分别为$154.2^\circ \pm 0.3^\circ$、$151.0^\circ \pm 0.2^\circ$、$150.0^\circ \pm 1.0^\circ$和$151.3^\circ \pm 1.1^\circ$。我们还发现，在脉冲星位置（RA $=$ 05 $^{\rm h}$ 34 $^{\rm m}$ 31.971 $^{\rm s}$和Dec $=$ 22 $^\circ$ 00'52.06”）的极化角是$154.4^\circ\pm 0.4^\circ$，$150.7^\circ\…
2022-12-16 astro-ph.GA
Detection of a Noble Gas Molecular Ion, {36}ArH^+, in the Crab Nebula
到目前为止，在太空中还没有探测到稀有气体分子。根据赫歇尔空间天文台获得的光谱，我们报告在蟹状星云的几个位置探测到了617.5 GHz和1234.6 GHz J = 1-0和2-1的{36}ArH^+旋转谱线的发射。蟹状星云是一个超新星遗迹，已知含有H2分子和增强的电离氩发射区域。{36}Ar被认为起源于大质量恒星在核心坍缩超新星事件中的爆炸性核合成。它在蟹状星云中的发现，即超新星事件的产物，证实了这一预期。观察到的{36}ArH^+发射线的激发机制可能是部分电离区域的电子碰撞，电子密度为每立方厘米几百个。
2013-12-17 astro-ph.GA
Effective area calibration of the Reflection Grating Spectrometers of XMM-Newton. I. X-ray spectroscopy of the Crab nebula
蟹状星云和脉冲星被广泛用作X射线仪器的定标源。XMM-牛顿反射光栅光谱仪（RGS）的空中有效面积校准依赖于可靠校准源的可用性。我们研究如何使用螃蟹作为标准蜡烛的绝对有效面积校准的RGS可以获得。我们分析了RGS观测的螃蟹使用不同的仪器配置和空间偏移，并利用以前的测定的连续光谱的星云加脉冲星。由于RGS的高光谱分辨率，我们解决了主要的吸收边和检测中性氧的强1 s-2 p吸收线。我们得到了一个很好的适合螃蟹光谱使用这个固定的连续和吸收光谱确定的RGS。我们得到了H、N、O、Ne、Mg和Fe中性原子的精确柱密度，以及Fe II的清晰检测和其他离子的严格上限。我们的数据与早期的光学和紫外光谱测量这些离子中的一些是在很好的协议。我们发现太阳能的N和O的丰度，而Ne是过剩的1.7倍，Fe是不足的0.8倍。我们确认，有更少的灰尘在视线相比，基于吸收柱的预测。我们的光谱表明三价铁在尘埃中的作用比二价铁更突出。我们的高分辨率观测证实，蟹状星云可以作为一个X射线校准源。RGS光谱以前所未有的细节确定了蟹状星云的吸收光谱。
2009-02-06 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
The dust and gas content of the Crab Nebula
我们已经构建了MOCASSIN光电离加尘埃辐射转移模型的蟹状星云核心坍缩超新星（CCSN）遗迹，使用平滑或成块的质量分布，以确定星云气体和尘埃的化学成分和质量。我们计算了几种不同的几何形状的模型建议的星云物质分布，但发现所观察到的气体和尘埃光谱是相对不敏感的这些几何形状，主要是由脉冲星风星云的电离和加热星云的光谱。平滑分布模型被排除在外，因为它们需要16-49兆太阳的气体来拟合积分光学星云线通量，而我们的聚集模型需要7.0兆太阳的气体。一个全球气相的C/O比为1.65的数量，以及He/H数比为1.85，这两个都不能匹配目前的CCSN产量预测。碳质尘埃成分有利于所观察到的气相C/O比：无定形碳聚集模型适合螃蟹的赫歇尔和斯皮策红外光谱能量分布意味着存在0.18-0.27 Msun的尘埃，对应于气体尘埃质量比为26-39。混合尘埃化学模型也可以容纳，包括0.11-0.13 Msun的无定形碳和0.39-0.47 Msun的硅酸盐。幂律粒度分布的质量分布，是加权朝向最大的晶粒半径的推导，有利于他们的长期生存，当他们最终与星际介质相互作用。蟹状星云中气体和尘埃的总质量为7.2 +/- 0.5 Msun，与9 Msun的祖星质量一致。
2015-01-09 astro-ph.GA
An automated approach for photometry and dust mass calculation of the Crab nebula
有充分的证据表明超新星是星际尘埃的主要贡献者。在这项工作中，蟹状星云最深的远红外观测被用来重新估计这个超新星遗迹中存在的尘埃质量。使用赫歇尔空间天文台机载PACS和SPIRE仪器拍摄的70至500 $μ$ m之间的滤光片图像。通过自动化的方法，我们构建了蟹状星云的光谱能量分布，以恢复尘埃质量。这种方法利用了几种图像处理技术（阈值处理、形态学处理、轮廓绘制等）。客观地将星云与其周围的背景分离开来。从积分通量中减去非热同步辐射分量后，发现使用温度为$T=42.06\pm1.14$ K的单个修改后的黑体和$M_{d}=0.056\pm0.037$ M $_{\odot}$的尘埃质量最适合光谱能量分布。本文指出了光度分析和光谱能量分布构造在蟹状星云尘埃质量推断中的重要性。
2019-03-08 astro-ph.GA astro-ph.IM physics.space-ph
The Non-Uniform Expansion of the Crab Nebula
本研究通过多期望远镜观测数据测量蟹状星云的自行，揭示其非均匀膨胀特性，推导更早的会聚日期，并结合模拟证实脉冲星风星云已突破抛射物内层发生爆裂。
2025-02-26 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Detecting the rapidly expanding outer shell of the Crab Nebula: where to look
我们提出了一系列的稳态光电离模拟，对应于不同的假设壳的几何形状和成分，看不见的假设迅速扩大外壳的蟹状星云。壳层的性质受到壳层内的质量和氢复合线强度的限制。在所有的情况下，光电离模型预测非常强的发射来自高电离线，不会被螃蟹的灯丝发射，减轻了检测这些线的问题，在光散射的存在下，从螃蟹的明亮部分。NIR [Ne VI] $λ$ 7.652 $μ$ m谱线是一个特别好的例子;它应该比搜索中常用的光学谱线亮得多。预测C IV $\lambda1549Å$双峰是壳层最强的吸收线，这与HST观测结果一致。我们表明，冷却时间尺度的外壳是远远长于年龄的螃蟹，由于密度低。这意味着壳的温度实际上会“记住”它的初始条件。然而，复合时间比蟹状星云的年龄要短得多，因此预测的电离水平应该接近真实的电离水平。在任何情况下，很明显，红外观测提供了探测外壳的最佳机会，从而指导未来的模型，以限制原始爆炸中的早期事件。
2013-07-03 astro-ph.GA
A Question of Mass: Accounting for all the Dust in the Crab Nebula with the Deepest Far Infrared Maps
超新星是星际介质中重要的尘埃来源。在这项工作中，深远红外（FIR）观测的蟹状星云进行了研究，提供了一个新的和可靠的约束量的尘埃存在于这个超新星遗迹。赫歇尔空间望远镜上的PACS和SPIRE仪器拍摄的70至500 $μ$ m之间的深度曝光，汇编了星云的所有观测结果，包括PACS观测模式校准，使用先进的处理技术进行了改进，从而提供了赫歇尔有史以来生成的关于该物体的最准确的数据。我们仔细地找到每个图像的内在通量通过掩蔽源和创建一个2D多项式拟合来推断背景发射。在减去估计的非热同步加速器分量之后，发现两个修改的黑体最适合剩余的红外连续谱，冷组分T $_c$ = 8.3 $\pm$ 3.0 K和M $_d$ = 0.27 $\pm$ 0.05 M $_{\odot}$，暖组分T $_w$ = 27.2 $\pm$ 1.3 K和M $_d$ =（1.3 $\pm$ 0.4）$\times$ 10 $^{-3}$ M $_{\odot}$ .
2017-10-20 astro-ph.GA
A Bright Molecular Core in a Crab Nebula Filament
在对蟹状星云进行的亚弧秒近红外观测中，我们发现了几个在H_22.12微米谱线上具有高表面亮度和很大的H_22.12微米与Br-γ比值的星结。这些结中最亮的一个具有强度比I（H_2 2.12 μ m）/I（Br-γ）= 18+/-9，我们表明，该强度比设定了分子和复合（即电离）区中质量比M_mol / M_rec >/-0.9的下限，并且在该单个结中的总分子质量M_mol >/-5E-5M_sun。我们认为，这里讨论的结可能是能够发射如此强烈的2.12微米线，因为它的物理条件是更好地调整这样的发射比其他灯丝的情况。目前还不清楚这个结是否具有异常大的M_mol / M_rec比值，或者是否许多其他蟹状星云细丝也具有类似数量的分子气体，但由于物理条件没有得到很好的调整，这些气体没有发射。
2010-05-24 astro-ph.GA
Dusty globules in the Crab Nebula
从哈勃太空望远镜获得的现有宽带图像中，我们定位了92个球状体，我们推导出它们的位置，尺寸，方向，间距，质量，自行及其分布。球状体的平均半径在400到2000天文单位之间，在目前的星云红外图像中无法分辨。这些球状体中尘埃颗粒的消光定律符合正常的星际消光定律。尘埃的质量从1到60 x 10^（-6）太阳质量不等，球状体中包含的总质量占星云总尘埃含量的2%或更少。这些球状体散布在星云的外部，其中一小部分与发射细丝的位置重合，我们发现细长的球状体与这些细丝对齐。只有10%的球状体与先前研究中发现的大量H2发射结的位置一致。所有的球状体都以60到1600 km/s的横向速度从中心向外移动，伴随着残余物的普遍膨胀。我们讨论了蟹状星云中球状体形成的各种假说。
2016-10-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Survey of Molecular Hydrogen in the Crab Nebula
我们使用SOAR望远镜上的斯巴达红外照相机，在H2 2.12微米和Br-γ 2.17微米线上对蟹状星云进行了近红外窄带成像调查。在一个2.8' x 5.1'的区域，包括大约2/3的螃蟹的全部可见范围，我们检测到55节，在H2线强烈发射。我们对这些结的观测特性进行了分类。我们表明，他们是在或旁边的灯丝，看到在光学通带发射线。与HST [S II]和[O III]图像的比较表明，H2结与低电离气体的致密区域密切相关。我们还发现了许多额外的证据，微弱的H2功能，离散的结和长飘带以下的气体发出强烈的[S II]。逐像素分析显示，螃蟹的投影表面积的6%左右具有与[S II]排放相关的显著H2排放。我们测量了来自47个编目节点的[S II] A6716发射线的径向速度，发现大多数都在星云的远侧（后退）。我们还检测到Br-γ辐射。它正好在我们调查的极限，我们的Br-伽马滤波器切断了预期速度范围的一部分。但很明显，Br-γ发射的形态与H2结有很大不同，它遵循H-α和[O III]光学发射线中看到的长线性细丝。
2011-03-30 astro-ph.GA
Analysis of the structural complexity of Crab Nebula observed at radio frequency using a multifractal approach
本研究利用二维多重分形去趋势涨落分析公开的射电成像数据，发现蟹状星云具有幂律标度的长程相关性和本质为多重分形的结构复杂性，揭示了其结构的高度异质性，从复杂性科学视角提供了新见解。
2024-02-09 astro-ph.GA nlin.AO physics.data-an
Exploring the Possibility of Identifying Hydride and Hydroxyl Cations of Noble Gas Species in the Crab Nebula Filament
第一次在蟹状星云超新星遗迹中发现氩离子（ArH+）是由赫歇尔在亚毫米和远红外领域宣布的。最近，利用SOFIA在行星状星云（NGC 7027）中发现了氢氦阳离子（HeH+）。氖的元素丰度比氩高得多。然而，在太空中是否存在氘离子（NeH+）还有待证实。尽管羟基自由基（OH）以中性或阳离子形式非常丰富，但这种稀有气体的羟基阳离子（即，ArOH+，NeOH+和HeOH+）尚未在太空中被识别。在这里，我们采用光谱合成代码来检查的氢化物和羟基阳离子的各种同位素的Ar，Ne，和He在蟹状星云灯丝的化学演化，并计算其线发射率和内在的线表面亮度。我们成功地解释了所观察到的ArH+（617和1234 GHz），OH+（971 GHz）和H2（2.12微米）的一个过渡过渡的两个过渡的表面亮度。我们还解释了所观察到的各种分子和原子的跃迁之间的表面亮度比。我们发现，当氢数密度为~10^4-10^6 cm^-3，每H2的宇宙射线电离率为~10^-11-10^-10 s^-1时，我们的模型再现了观测到的总体特征。我们讨论了检测一些氢化物和羟基阳离子在螃蟹和弥漫的云环境的可能性。这些分子的一些过渡突出未来的天文探测。
2020-08-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Measurement of the Crab nebula polarization at 90 GHz as a calibrator for CMB experiments
为了精确测量CMB的偏振，如普朗克卫星，需要在天空中安装强偏振绝对校准器，以精确设置探测器的偏振角和交叉偏振泄漏。蟹状星云是微波天空中角尺度为几角分的最强偏振源，将被用于这一目的。我们的目标是以前所未有的精度测量90 GHz的蟹状星云偏振特性。观测是用IRAM 30米望远镜进行的，使用了相关偏振计XPOL和两个正交偏振接收器。我们处理了观测到的斯托克斯I、Q和U图，以计算偏振角和线性偏振分数。第一个是几乎恒定的区域中的最大发射的偏振与α_天空=152.1+/-0.3度的平均值在赤道坐标，和第二个被发现达到最大的Pi=30%的最偏振的像素。我们发现，具有5弧分圆形光束的CMB实验将看到α_Sky=149.9+/-0.2度的平均偏振角和Pi=8.8+/-0.2%的平均偏振分数。
2010-02-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
