Scale hierarchy in Horava-Lifshitz gravity: a strong constraint from synchrotron radiation in the Crab nebula
Horava-Lifshitz引力模型包含由特征尺度抑制的高阶算子，该特征尺度要求在参数上小于普朗克尺度。我们表明，重新计算的同步辐射约束蟹状星云足以排除这种规模是相同的数量级的洛伦兹打破规模的物质部门的可能性。这突出了需要一种机制，抑制渗透的洛伦兹破坏的物质部门，是有效的高阶运营商以及。
2012-12-18 astro-ph.HE gr-qc hep-th
Interpreting Crab Nebula synchrotron spectrum: two acceleration mechanisms
我们概述了一个蟹状星云脉冲星风模型，其中有两种不同的同步辐射粒子群，它们来自两种不同的加速机制：（i）由于终止激波赤道部分的费米-I加速而产生的成分I，粒子光谱指数$p_I \approx 2.2$位于注入中断上方，对应于$γ_{wind} σ_{wind} \sim 10^5$，在紫外线中达到峰值（$γ_{wind} \sim 10^2$是风的体洛伦兹因子，$σ_{wind} \sim 10^3$是风的磁化）;（ii）由于湍流星云体重联层的加速而产生的湍流-II，粒子指数为$p_{II} \approx 1.6$。该模型需要相对缓慢但高度磁化的风。对于这两种组分，总的冷却中断在红外线处为$\sim 0.01$ eV，使得超导体-I处于快速冷却状态（冷却频率低于峰值频率）。在光学波段中，双折射-I产生冷却光谱指数为$α_o \approx 0.5$的发射，由于辐射损失而朝向边缘软化。在冷却中断以上，在光学、UV和X射线中，CX-I主要是CX-II。我们假设，在湍流星云的大规模电流片（CENTANT-II）的加速延伸到同步加速器烧毁极限的$ε_s \approx 100$兆电子伏。因此，在我们的模型中，湍流重联加速（湍流-II）可以产生硬射电谱和偶尔的伽马射线耀斑。这个模型可能适用于更广泛的一类高能天体，如AGNe和GRB喷流，其中通常无线电电子形成与高能电子不同的群体。
2019-07-19 astro-ph.HE
Thermal synchrotron radiation from RRMHD simulations of the double tearing mode reconnection - Application to the Crab flares
本文研究了存在引导场时双电流片位形中的磁流体力学撕裂不稳定性。这是通过电阻相对论磁流体动力学（RRMHD）模拟研究。根据双撕裂模（DTM）的动力学，我们能够计算在爆炸重联阶段的合成同步辐射光谱。脉冲星条纹风模型代表了这样的电流片形成的地点，包括一个引导场。蟹状星云/脉冲星系统的变化，被视为耀斑，因此可以自然地解释的DTM爆炸阶段的条纹风。我们的结果表明，如果磁化参数$σ$在$10^5$附近，则Crab GeV耀斑可以用条纹风区的双撕裂模来解释。
2015-09-21 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Simulations of particle acceleration beyond the classical synchrotron burnoff limit in magnetic reconnection: An explanation of the Crab flares
人们普遍认为，天体物理源在静止坐标系中不能发射160 MeV以上的同步辐射。该极限由作用在电子上的加速电力和辐射反作用力之间的平衡给出。在蟹状星云中发现的同步加速伽马射线耀斑，远远超过了这个极限，挑战了粒子加速的经典图像。为了克服这个限制，粒子必须在高电场和低磁场的区域中加速。这只有在非理想的磁流体动力学过程中才有可能，比如磁重联。我们提出的第一个数值证据的粒子加速超过同步加速器烧毁限制，使用一组超相对论对等离子体重联的二维粒子在细胞模拟。我们使用一个新的代码，Zeltron，其中包括自洽的辐射反作用力的粒子的运动方程。我们证明，最有活力的粒子来回移动的重联层，以下相对论Speiser轨道。然后，这些粒子在离开该层后，在一个完整旋转的一小部分内迅速辐射>160 MeV的同步辐射。我们的分析表明，高能同步辐射通量是高度可变的时间，因为强大的各向异性和不均匀性的高能粒子。我们发现一个强大的正相关性之间的流量和截止能量的辐射，模仿相对论多普勒放大的效果。强导场抑制了160 MeV以上同步辐射的发射。我们的结果与观测到的蟹状耀斑的性质是一致的，支持重联的情况。
2013-05-07 astro-ph.HE physics.plasm-ph
New expansion rate measurements of the Crab Nebula in radio and optical
我们提出了新的无线电测量的蟹状星云的同步加速器星云的膨胀率超过30年的时间。我们找到了CE 1255 +-27射电同步加速器星云的收敛日期。我们还重新评估了光学线发射灯丝的膨胀率，我们表明，传统的估计，其收敛日期略有偏差。使用无偏贝叶斯分析，我们发现CE 1091 +- 34的细丝的收敛日期（比以前的估计早约40年）。我们的研究结果表明，自CE 1054爆炸以来，同步加速器星云和光学线发射细丝都被加速，但同步加速器星云被相对强烈地加速，而光学细丝只被轻微地加速。同步辐射的膨胀速度比灯丝快，这一发现支持了这样一种观点，即灯丝是脉冲星风星云和周围自由膨胀的超新星喷出物之间界面处的瑞利-泰勒不稳定性的结果，并排除了脉冲星风气泡直接与蟹状星云前身的前超新星风相互作用的模型。
2015-09-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
A systematic study of $γ$-ray flares from the Crab Nebula with Fermi-LAT: I. flare detection
AGILE和Fermi-LAT在多年前就发现蟹状星云发出了GeV $γ$射线的显著耀斑，这表明在年轻的脉冲星风星云中发生了极端的粒子加速和辐射。扩大耀斑样本并研究其统计性质，对于理解$γ$射线耀斑的性质是非常有用的。本文利用Fermi-LAT的11年观测资料研究了蟹状星云的耀斑辐射。我们确定了17个显着的耀斑在光变曲线的低能量（同步）组件的$γ$射线发射。耀斑速率约为每年1.5次，在11年的观测期间没有任何显着变化或聚集。我们探测到一个持续时间长达近一个月的特殊耀斑，发生在2018年10月，同步辐射光子的能量高达约1GeV。同步加速器分量可以由稳定的幂律背景和具有外势截止幂律谱的可变耀斑分量来拟合，不仅对于单个耀斑，而且对于组合数据，这可能有利于所有耀斑具有相似的发射机制。然而，我们没有发现耀斑的截止能量和能量通量之间的普遍关系，这可能反映了复杂的加速和/或冷却过程的参与粒子。
2021-02-23 astro-ph.HE
Extreme particle acceleration in magnetic reconnection layers. Application to the gamma-ray flares in the Crab Nebula
伽马射线空间望远镜AGILE和费米探测到蟹状星云中光子能量超过100 MeV的短而明亮的同步加速器伽马射线耀斑。这一发现表明，星云中的电子-正电子对在毫高斯磁场中被加速到PeV能量，这很难用粒子加速和脉冲星风星云的经典模型来解释。我们调查粒子加速在磁重联层是否可以解释耀斑的令人困惑的属性。我们数值积分的层附近的相对论测试粒子轨道，包括辐射反作用力，并使用大尺度电磁场的解析表达式。当它们被重联电场加速时，粒子被聚焦在磁场很小的电流层深处。电子受到同步加速器损失较少，并被加速到极高的能量。布居研究表明，在该层的末端，粒子分布在由电势降给出的最大能量处堆积，并聚焦成薄的扇形束。将该模型应用于蟹状星云，发现蟹状星云的同步辐射发射光谱的峰值在100 MeV以上，接近于单电子的光谱形状，耀斑逆康普顿辐射可以忽略不计，在其它波长处预计没有可探测到的辐射。这一机制为蟹状星云中的伽马射线耀斑提供了一个合理的解释，并可能在其他天体中起作用，例如活动星系核中的相对论喷流。
2012-01-05 astro-ph.HE
Detection of UHE gamma rays from the Crab Nebula: Physical Implications
蟹状星云是一个极端的粒子加速器，将电子的能量提高到几个PeV（$10^{15} \ \rm eV$），接近理论允许的最大能量。加速现场的物理条件和加速过程本身的性质仍然高度不确定。同步辐射和逆康普顿（IC）辐射通道分别包含了最高能量加速粒子的关键信息，能量分别在1~MeV和100~TeV以上。近年来，在蟹状星云中探测到了能量高达300 TeV的超高能γ射线信号，这使得我们能够确定最高能量电子的能量分布，并以无参数的方式导出加速区$B\leq120\rm\,μG$的磁场强度。这一估计带来了新的约束的非热粒子分布的属性，并提出了重要的约束MHD模型的蟹状星云，特别是可行的磁化和各向异性的脉冲星风。对同步辐射和IC辐射的计算表明，在未来的观测中，利用能探测到300 TeV以上和1 MeV以上能量的仪器，将能阐明蟹状星云中电子加速超过PeV能量的条件。具体而言，将（1）验证电子能量分布的假设多分量组成，以及（2）确定负责PeV电子加速的区域中的磁场强度。
2019-11-18 astro-ph.HE
Fermi Large Area Telescope Observations of the Fast-dimming Crab Nebula in 60-600 MeV
内容：蟹状星云是相对论电子的起源，可以通过它们的同步辐射和逆康普顿辐射来观察。同步加速器主导和反康普顿主导的发射之间的跃迁发生在$\approx 10^9$ eV处。目的：利用费米大天区望远镜（LAT）在60 MeV ~ 600 MeV能量范围内10年的观测数据，研究了高能电子同步辐射的短期（数周至数月）通量变化。方法：利用相位分辨数据重建非脉冲光变曲线。相应的直方图的通量测量被用来确定分布的通量状态和统计意义的低通量分量估计与模拟光变曲线的专用模拟。重建了不同磁通状态的能谱。结果：我们确认存在遵循对数正态通量分布的耀斑状态。此外，我们发现了一个低通量状态，其中通量下降到低至中间状态平均通量的18.4%，并在那里停留了几个星期。观察到的过渡时间短至2天。在低通量状态下的能谱类似于在超过几个GeV能量的能量下测量的逆康普顿谱的外推，这意味着同步辐射的高能部分被显着抑制。结论：这里发现的低通量状态和最多10天的过渡时间表明，大部分（$>75$ %）的同步辐射高于$10^8$ eV起源于一个紧凑的体积与表观角大小为$θ\approx0.4" t_\mathrm{var}/(5 \mathrm{d})$。我们初步推断，所谓的内结功能的起源大部分的$γ$射线发射。
2020-05-05 astro-ph.HE
Modeling the broadest spectral band of the Crab nebula and constraining the ions acceleration efficiency
虽然人们普遍认为脉冲星风星云（PWNe）的射电到极高能$γ$射线的电磁波谱都来自轻子，但脉冲星风中是否存在质子（或更一般的离子）并在PWN中进一步加速，这一点仍有待商榷。最近通过探测西藏AS $γ$和HAWC实验扩展的原型PWN螃蟹的宽带光谱超过100 TeV，可能有助于限制离子的加速效率。在这里，我们模拟最宽的能量谱的螃蟹，发现宽带光谱可以解释的一个区域轻子模型，其中的电子/正电子产生的辐射从无线电软$γ$ -射线通过同步过程，同时产生的GeV-TeV $γ$ -射线通过逆康普顿散射，包括同步自康普顿过程。在这个轻子模型的框架中，转换成高能质子的能量的分数被限制在$0.5\ (n_{\rm t}/10\ {\rm cm}^{-3})^{-1}$ %以下，其中$n_{\rm t}$是蟹状星云中的目标气体密度。然而，如果仅使用$γ$射线，则该分数可以高达$7\ (n_{\rm t}/10\ {\rm cm}^{-3})^{-1}$ %。
2020-08-04 astro-ph.HE
Searching for Variability of the Crab Nebula Flux at TeV Energies using MAGIC Very Large Zenith Angle Observations
蟹状星云曾经被认为是一个稳定的源，直到AGILE和费米伽马射线天文台在MeV和GeV能量范围内观测到通量增加30倍的强烈耀斑。现有的星云模型通常假设，在较低的能量发射同步辐射的电子人口是负责通过逆康普顿（IC）散射的VHE发射。这表明，同步加速器$γ$射线发射的可变性也可以在多TeV的能量范围内观察到。到目前为止，还没有发现蟹状星云流量在VHE制度的变化。2015年，MAGIC开始了一项观测活动，提高了$γ$ -射线的收集效率，超过几十TeV。这些观测是在甚大天顶角（VLZA）下进行的，并导致收集面积大幅增加。这使我们能够在比标准观测更短的时间内观察到TeV能量下的低通量，并显着增加可观测的能量。自2015年以来，我们研究了从VLZA数据中获得的蟹状星云光变曲线，以寻找最高TeV能量下的通量变化。将介绍本研究的结果。
2019-09-10 astro-ph.HE
On particle acceleration and very high energy gamma-ray emission in Crab-like pulsars
高能带电粒子的起源和甚高能γ射线辐射的产生仍然是现代脉冲星物理中的一个挑战性问题。通过应用一个玩具模型，我们探讨了在富含等离子体的脉冲星磁层中靠近光表面的同向旋转带电粒子的加速度，并在适合于克拉布型脉冲星的条件下研究了它们与磁场和光子场的相互作用。分析了类单极磁场几何中粒子的离心加速，确定了共转、逆康普顿相互作用和曲率辐射反应对粒子离心加速效率的限制。我们推导出最大粒子能量的表达式，并提供相应的高能量曲率和逆康普顿功率输出的估计。结果表明，对于类蟹状星云，电子洛伦兹因子可达$γ\sim 10^7$，使热光子逆康普顿（Klein-Nishina）上散射到TeV能量，最大亮度输出为$\sim10^{31}$ erg/s.另一方面，曲率辐射将导致高达$\sim(10^{34}-10^{35})$ erg/s的强GeV发射输出，对于低于$\sim 50$ GeV的光子能量，其朝向更高能量准指数地减小。根据所呈现的结果，预期只有年轻的类星体是可检测到VHE $γ$射线发射的场所。
2009-08-07 astro-ph.HE
On the very high energy (>25GeV) pulsed emission in the Crab pulsar
我们研究了最近探测到的蟹状星云脉冲星的甚高能脉冲辐射。根据观测证据，观测到的发射峰（> 25 GeV）与光谱处于同一相位。考虑到回旋不稳定性，我们表明，俯仰角成为非零导致有效的同步机制附近的轻圆柱表面。发射的相应光谱指数等于-1/2。通过对逆康普顿散射和曲率辐射的研究，认为上述机制对MAGIC探测到的VHE辐射没有贡献。
2009-07-11 astro-ph.HE
The Energy-dependent $γ$-ray Morphology of the Crab Nebula Observed with the Fermi Large Area Telescope
蟹状星云是一个明亮的非热辐射发射器，在整个可访问的波长范围内。从射电到硬X射线辐射，同步加速器星云的空间和光谱结构都很清晰。GeV至TeV能量的非脉冲发射主要是通过高能电子与同步辐射光子的逆康普顿散射产生的。在这些能量下观测到的空间结构提供了对电子分布的深入了解，并间接地限制了星云中迄今未知的磁场结构。通过对蟹状星云脉冲星的光谱模型进行适当改进，分析了$\sim$ 9.1年来积累的LAT数据，确定了蟹状星云在5- 500 GeV波段的68%包容半径（$R_{68}$）为$({0.0330\pm0.0025_{stat}}{^{+0.0012}_{-0.0075}}_{sys})^\circ$（${1.98'\pm0.15'_{stat}}{^{+0.07'}_{-0.45'}}_{sys}$）。估计的系统不确定性基于两个因素：（1）不同的分析方法，形态模型和事件类型，以及（2）用Mkn 421的观测值评估的点扩展函数。当比较\emph{Fermi} LAT和H.E.S.S.结果的空间扩展，我们发现的证据，能量依赖的收缩蟹状星云的$γ$射线的扩展（$R_{68}\propto E_\mathrm{IC}^{-α}$其中$α=0.155\pm0.035_{stat}{-0.037}_{sys}$）。
2021-02-01 astro-ph.HE
Time-Dependent Electron Acceleration in Pulsar-Wind Termination Shocks: Application to the 2011 April Crab Nebula Gamma-Ray Flare
在2007-2013年期间，{ \it AGILE}和{ \it Fermi}-LAT观测到的蟹状星云的$γ$射线耀斑达到了GeV光子能量，并持续了几天。在2011年4月的“超级耀斑”期间观测到的最强发射超过了静止水平一个数量级以上。这些观测结果对脉冲星风星云中粒子加速的标准模型提出了挑战，因为辐射电子的能量超过了同步加速器的经典辐射反应极限。粒子模拟表明，如果电子也经历由于冲击驱动的磁重联而产生的静电加速，则可以超过经典的同步加速极限。在本文中，我们重新审视这个问题，使用一种分析方法的基础上解决一个完全依赖于时间的电子输运方程描述的静电加速，同步辐射损失，和逃逸所经历的电子在磁约束等离子体“斑点”，因为它遇到并通过脉冲星风终止冲击。我们表明，我们的模型可以重现$γ$射线光谱期间观察到的上升和衰减阶段的两个子耀斑组件的2011年4月超级耀斑。我们对光子能量$\ge 100\,$ MeV的光谱进行积分，以获得事件的光变曲线，这与观测结果一致。我们发现，强烈的静电加速发生在两端的终端冲击，由磁重联驱动。我们还发现，粒子逃逸的主导模式的变化从扩散逃逸平流逃逸的斑点通过激波。
2017-12-19 astro-ph.HE
Anti-correlation between Flux and Photon Index of Hard X-ray Emission from The Crab
基于Swift BAT长达18年的观测数据，研究发现蟹状星云硬X射线流量与光子指数显著反相关，为星云辐射源自脉冲星星风同步辐射的理论提供了观测证据。
2025-03-12 astro-ph.HE
On the origin of variable gamma-ray emission from the Crab Nebula
脉冲星风终端激波的倾斜几何形状保证了多普勒聚束对激波辐射的强烈影响。我们说明了这一点，使用最近的相对论MHD模拟的蟹状星云，也表明，所观察到的大小，形状和距离脉冲星的蟹状星云内结是一致的，其解释为多普勒增强发射的终止冲击。如果产生同步加速器伽马射线的电子只在终止激波处被加速，那么它们的短寿命确保了这些伽马射线产生于激波附近，并且也受到多普勒波束的强烈影响。因此，蟹状星云中观测到的大部分100 MeV左右的同步辐射伽马射线可能来自其内部结。这一假设与观测到的内结光通量是一致的，只要它的光伽马光谱指数与Kennel & Coroniti星云光谱模型中的注入光谱指数相同。在最近的数值模拟中发现的终端激波的不稳定性，可以引起同步辐射γ射线发射的观察到的变化。考虑到这个结的尺寸很小，2010年9月蟹状星云的伽马射线耀斑也可能来自这个结，尽管实际的机制仍然不清楚。该模型预测的时间变化的同步伽马射线通量的费米和AGILE窗口与非脉冲光通量的变化从1弧秒内的螃蟹脉冲星的相关性。
2011-01-31 astro-ph.HE physics.comp-ph physics.plasm-ph
A statistical model for the $γ$-ray variability of the Crab nebula
提出了一个统计方案来解释最近由费米/LAT观测到的蟹状星云的$γ$射线变率和耀斑。在这种情况下，电子被加速成一系列的结，其大小遵循幂律分布。这些结大概从脉冲星向外移动，并在多普勒增强因子中有一个分布。假设最大电子能量与结的大小成正比。在总电子分布的最高能量端的波动将导致通过同步加速器过程在$\sim 100$ MeV范围内的可变$γ$射线发射。由于高度增强的较大的节点比较小的节点更罕见，该模型预测同步辐射的可变性随着光子能量的增加而增加。我们用蒙特卡罗模拟实现了这样一种情况，发现该模型可以再现两个$γ$射线耀斑在一个周期的$\sim$年和每月尺度的$γ$射线通量波动所观察到的费米/LAT。观测到的稳态和耀斑态的$γ$射线谱也得到了很好的再现。
2011-02-16 astro-ph.HE
Reconnection-Powered Linear Accelerator and Gamma-Ray Flares in the Crab Nebula
最近在蟹状星云中发现了长达一天的伽马射线耀斑，推测是PeV（10^{15} eV）电子在毫高斯磁场中的同步辐射，这对粒子加速模型提出了强烈的挑战。在电场小于磁场的标准条件下，通过平衡加速率和同步辐射损失，观察到的光子能量超过了上限（~100 MeV）。我们认为，线性电加速器，操作在磁重联网站，是能够绕过这个困难。能量足够大的电子具有如此大的回旋半径，以至于它们的运动对重联层中的小尺度湍流结构不敏感，并且仅由大尺度场控制。我们表明，这样的粒子被引导到重联层的反向磁场，因为它们被加速的重联电场。当这些电子被限制在电流片内时，它们经历减小的垂直磁场，该垂直磁场可能下降到加速电场以下。这使它们能够在遭受辐射损失之前达到更高的能量，从而发射出超过100 MeV极限的同步辐射，为蟹状星云伽马射线耀斑悖论提供了一个自然的解决方案。
2011-05-04 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Modeling Radio Circular Polarization in the Crab Nebula
在本文中，我们提出，第一次，模拟地图的圆偏振同步辐射从蟹状星云，使用多维国家的最先进的模型的磁场几何形状。同步辐射是非热辐射粒子的特征，是许多高能天体物理源的典型特征，包括银河系和河外的。它的光谱和偏振特性使我们能够推断粒子分布函数和磁场几何形状的关键信息。近年来，由于观测和数值模型的结合，我们对脉冲星风星云的理解有了很大的提高。一个强大的检测或检测不到圆偏振将使我们能够区分电子-质子等离子体和对等离子体，澄清一次为所有的无线电发射粒子的起源，设置强有力的限制对生产脉冲星磁层，和星云中的湍流的作用。以前测量圆偏振的尝试只提供了上限，但缺乏基于可靠模型的准确估计，使其解释模糊不清。我们在这里表明，这些结果是高于预期值，目前的极化技术是不够强大的结论性结果，这表明，在建设和校准的下一代无线电设施的改进是必要的，以实现所需的灵敏度。
2017-12-13 astro-ph.HE
Crab flares due to turbulent dissipation of the pulsar striped wind
我们解释$γ$ -射线耀斑从蟹状星云作为在脉冲星的电磁流出湍流的签名。湍流是由风的振荡磁场的动力学不稳定性在上游触发的，并加速了非热粒子。在撞击风终端激波时，这些粒子发射出明显的同步加速器分量$F_{ν,\rm flare}$，该分量不断受到上游等离子体流的不稳定性的调制。当$F_{ν,\rm flare}$的高能截止出现在0.1 - 1 GeV的快速下降的星云发射之上时，就观测到耀斑。在无力电动力学近似下进行的模拟预测，如果其终端洛伦兹因子为$\lesssim 10^4$，则条纹风将在风终止激波之前变得完全湍流。
2015-12-17 astro-ph.HE
On the very high energy spectrum of the Crab pulsar
在本文中，我们建立了一个自洽的理论，解释的观测魔术切伦科夫望远镜的甚高能量（VHE）脉冲辐射的蟹状星云脉冲星。特别地，在Vlasov动力学方程的基础上，我们研究了由回旋不稳定性引起的准线性扩散（QLD）过程。这种机制提供了同时产生低（无线电）和VHE（0.01- 25 GeV）的光柱尺度上的发射，在脉冲星磁层的一个位置。考虑了同步加速器理论的一种不同的方法，给出了VHE辐射的光谱指数（$β=2$）和指数截止能量（23 GeV），与观测数据符合得很好。
2010-12-15 astro-ph.HE
Gamma-ray flux depressions of the Crab nebula in the high-energy range
由AGILE和费米天文台发现的蟹状星云的巨大伽马射线耀斑令人惊讶，并对现有的脉冲星风星云模型提出了挑战。我们对10.5年的Fermi-LAT观测（2008年8月至2019年2月）进行了分析，并研究了蟹状星云在100-300 MeV范围内的变化。除了耀斑，我们还发现了几个月之久的伽马射线通量的凹陷，并确定了几个急剧的通量下降的情况下，在一个星期内的通量下降了一个数量级相对于其平均值。在$E>$ 10 GeV的范围内，没有发现统计上显着的变化的星云流量的数据。我们讨论了观测到的伽玛射线通量凹陷的蟹状星云的同步辐射模型的可能影响。
2020-11-19 astro-ph.HE
Very high energy emission as a probe of relativistic magnetic reconnection in pulsar winds
伽玛射线双星的数量，包括在TeV范围内观测到的蟹状星云和在50 GeV以上探测到的船帆座星云，挑战了现有的脉冲高能发射模型。这样的模型应该是普遍适用的，但他们应该考虑到光谱之间的差异。我们发现，蟹状星云和船帆座星云的伽马射线辐射可以用条纹风电流片的同步辐射来解释，蟹状星云的情况下，它以一个适度的洛伦兹因子$Γ\lesssim100$来扩展，船帆座星云的情况下，它以一个适度的洛伦兹因子$Γ\lesssim50$来扩展。在蟹状星云光谱中，一个新的同步加速器自康普顿成分有望被即将到来的CTA实验探测到。我们认为，γ射线谱直接探测条纹风中的相对论性磁重联物理。在最有活力的星座中，比如巨蟹座，有$\dot{E}_{38}^{3/2}/P_{-2}\gtrsim0.002$（其中$\dot{E}$是自旋下降功率，$P$是脉冲星周期，$X=X_i\times10^i$是CGS单位），重联在辐射冷却区进行，并导致冷却粒子的软幂律分布;在功率较低的恒星中，如船帆座，粒子的扩散受到当前薄片尺寸的限制，硬粒子谱反映了加速机制。辐射粒子数密度的严格下限对应于靠近光柱的发射，以GJ密度为单位，蟹状风的辐射粒子数密度为$\gtrsim0.5$，船帆座风的辐射粒子数密度为$\gtrsim0.05$。
2015-03-04 astro-ph.HE
The dust content of the Crab Nebula
我们用贝叶斯SED模型模拟了蟹状星云的近红外到射电图像，同时拟合了它的同步加速器、星际和超新星尘埃发射。我们推断星际尘埃消光图的平均$A_{\text{V}}$ =1.08 $\pm$ 0.38等，与螃蟹的整体红外辐射的小贡献（<22%）一致。蟹状星云的超新星尘埃质量估计在0.032到0.049 M $_{\odot}$之间（对于无定形碳颗粒），尘埃的平均温度为$T_{\text{dust}}$ =41 $\pm$ 3 K，相当于尘埃的凝结效率为8- 12%。这个修正后的尘埃质量比以前的一些估计低了一个数量级，这可以归因于我们不同的星际尘埃修正，较低的SPIRE通量密度和较高的尘埃温度。蟹状星云内的尘埃主要存在于脉冲星南部的致密丝状体中，平均V波段尘埃消光为$A_{\text{V}}$ =0.20-0.39等，与最近的光学尘埃消光研究一致。模拟的同步加速器幂律谱与射电光谱指数$α_{\text{radio}}$ =0.297 $\pm$ 0.009和红外光谱指数$α_{\text{IR}}$ =0.429 $\pm$ 0.021一致。我们已经确定了一毫米的额外排放在螃蟹的中心地区，并认为它最有可能的结果从两个不同的人口同步辐射粒子。我们的结论是，蟹状星云的有效尘埃凝结（8-12%）提供了进一步的证据，证明超新星可以为星系中的星际尘埃预算提供实质性的贡献。
2019-06-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
2003-2018 Monitoring of the Crab Nebula Polarization in hard X-rays with INTEGRAL SPI
我们分析了16年的观测致力于螃蟹（脉冲星+星云）与积分SPI仪器，以研究其偏振特性。我们发现，源提出了一个基本上偏振的发射（PF = 24%）在硬X射线域，与电矢量对准的脉冲星自旋轴，在协议与其他结果在不同的波长。偏振特性随能量的稳定性和数据所涵盖的16年是显着的，完成了光谱域中的源的标准烛光状态。偏振测量表明，同步辐射是从射电到硬X射线光子产生的主要机制。高水平的极化发射指出了源的稳定性，特别是磁场配置和几何形状。
2019-07-22 astro-ph.HE
Turbulent model of Crab nebula radiation
我们建立了蟹状星云非热辐射的湍流模型。本模型解决了Kennel-Coroniti（1984）模型的一些长期存在的问题：（i）σ问题;（ii）射电电子的硬谱;（iii）γ射线耀斑的高峰值能量;（iv）红外（IR）发射的空间演化。星云包含两个注入粒子群：通过费米-I机制在风终止激波处加速的质子-I，以及在蟹状星云中心部分高度磁化（$σ$ $\gg 1$）等离子体中重连湍流时加速的质子-II。重联湍流湍流-II从射电扩展到伽马射线：它加速具有硬谱的射电电子，破坏大尺度磁通量（从而解决了西格玛问题），偶尔会产生伽马射线耀斑（来自最大尺度的重联事件）。该模型再现了蟹状星云的宽带光谱，从无线电中的低频同步辐射到TeV能量的逆康普顿辐射，以及红外和光学波段光谱指数的空间分辨演化。
2020-05-13 astro-ph.HE
Optical Polarimetry of the Inner Crab Nebula and Pulsar
时间分辨的偏振测量提供了一个独特的洞察其发射区域的几何形状的光子。这种测量为脉冲星发射机制提出的不同模型提供了观测约束。蟹状星云的光学偏振数据来自HST档案。该数据集由HST/ACS对该星云的一系列观测组成。我们制作了内部星云的偏振矢量图，并首次测量了线性偏振度（P.D.）。和位置角（P.A.）脉冲星的综合脉冲束，以及它附近的同步加速器结。这就产生了脉冲星的$\rm P.D.=5.2\pm0.3%$和$\rm P.A.=105.1\pm1.6\degr$，以及同步加速器结的$\rm P.D.=59.0\pm1.9%$和$\rm P.A.=124.7\pm1.0\degr$。这是第一个高空间分辨率的内部星云和脉冲星的偏振多历元研究。在这些观测所涵盖的时期内，星云的主要特征都没有显示出显著的偏振演化的证据。在减去直流分量后，该脉冲星的结果与Sjuowikowska等人（2009）使用高时间分辨率光偏振仪OPTIMA获得的结果一致。我们的结果清楚地证明了结是直流分量的主要来源。
2013-05-29 astro-ph.HE
Inductive spikes in the Crab Nebula - a theory of gamma-ray flares
我们表明，神秘的，快速变化的发射在~400兆电子伏观测到的蟹状星云的AGILE和费米实验可能是脉冲星风的质量负载突然下降的结果。维持风中波浪活动所需的电流则由极少数高洛伦兹因子的粒子携带。在撞击星云时，这些粒子产生了一个紧密的光束，高亮度的硬伽马射线爆发，类似于观察到的。这意味着（i）发射是星云环向场中的同步辐射，因此是线性偏振的;（ii）这种机制可能有助于其他强大的恒星的伽马射线发射，如麦哲伦云天体J 0537 -6910和B 0540 -69。
2017-10-12 astro-ph.HE
Properties and Spatial Distribution of Dust Emission in the Crab Nebula
最近对超新星遗迹（SNRs）中新形成的尘埃的红外（IR）观测发现，尘埃质量比理论模型预测的和从高红移观测中测量的要低得多。蟹状星云的脉冲星风被认为是席卷了新形成的超新星（SN）尘埃以及喷出的气体。这一尘埃的证据是在蟹状星云的积分光谱中发现的红外过量，以及在同步加速器星云的消光中发现的，后者揭示了灯丝核心中尘埃的存在。我们提出了第一个空间分辨的尘埃发射光谱的蟹状星云获得的红外光谱仪搭载斯皮策太空望远镜。红外光谱以同步辐射为主，并显示来自S，Si，Ne，Ar，O，Fe和Ni的禁带线发射。我们从3.6和4.5微米的图像中得到了同步辐射光谱图，并从我们的数据中减去了这一贡献，以产生尘埃残留连续辐射的地图。尘埃排放似乎是集中在沿喷出物长丝，是很好地描述了无定形碳或硅酸盐颗粒成分。我们发现硅酸盐的尘埃温度为55+/- 4 K，碳颗粒的尘埃温度为60 +/- 7 K。估计的尘埃总质量为0.0012-0.012太阳质量，远低于核心坍缩超新星的理论尘埃产量。我们的颗粒加热模型意味着尘埃颗粒半径相对较小，不像IIP型SN中形成的尘埃颗粒所预期的那样。
2012-05-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
On the spectrum of the pulsed gamma-ray emission from 10MeV to 400GeV of the Crab pulsar
本文用自洽理论解释蟹状星云脉冲星甚高能脉冲辐射的VERITAS观测。10 MeV ~ 400 GeV的光子能谱可用两个幂律函数描述，谱指数分别为2和3.8。10 MeV以上的脉冲辐射源被假定为同步辐射，它是在回旋不稳定性的准线性阶段在光柱附近产生的。发射粒子是洛伦兹因子高达$10^{9}$的原束电子。由于离心诱导的朗缪尔波的朗道阻尼，束粒子应该达到如此高的能量。这种机制提供了同时产生低（无线电）和高能量（10 MeV-400 GeV）的光柱尺度的发射，在脉冲星磁层的一个位置。
2012-08-09 astro-ph.HE
Jitter radiation model of the Crab gamma ray flares
费米和AGILE卫星探测到的蟹状星云的伽玛射线耀斑对我们对蟹状星云及其星云物理的理解提出了挑战。中心问题是耀斑的峰值能量超过了由同步辐射损失确定的最大能量E_{ \mathrm{c} }。当湍流磁场的尺度λ_{ \mathrm{B} }小于2πmc^2/eB时，抖动辐射能发射出能量大于E_{ \mathrm{c} }的光子。蟹状耀斑所需的尺度大约比条纹风的波长小两个数量级。我们讨论了耀斑是由高密度团落入终止激波触发的模型。观测到的硬谱形状可以用抖动机制来解释。我们做了三个观测预言：第一，耀斑的偏振度会变低;第二，在TeV-PeV范围内不会看到对应的耀斑;第三，耀斑谱不会比νF_ν \propto ν^1硬。
2012-11-30 astro-ph.HE
The inner knot of the Crab nebula
我们将蟹状星云的内结模拟为来自相对论脉冲星风的非球形MHD终止激波的同步辐射。激波后的流动是温和的相对论性的，因此，多普勒波束对激波的外观有很大的影响。该模型可以再现结的位置，大小，伸长率，亮度分布，光度和偏振提供的脉冲星风的有效磁化产生的节是低的，$σ\leq 1$。在条纹风模型中，这意味着条纹区相当宽，与蟹状星云脉冲星$\ge 45^\circ$的磁倾角相同;这与先前基于脉冲星伽马射线发射的依赖模型的估计一致。我们的结论是，微小的结确实是一个亮点的表面上的准静态磁相对论冲击，这个冲击是一个网站的有效粒子加速。另一方面，推导出的低磁化的结等离子体意味着这是一个不太可能的网站螃蟹的伽马射线耀斑，如果它们是相关的快速相对论性磁重联事件。
2015-10-21 astro-ph.HE
Gamma-ray flares from the Crab Nebula
一颗年轻而充满活力的脉冲星为著名的蟹状星云提供动力。在这里，我们描述了两个独立的伽马射线（光子能量>100兆电子伏）耀斑从这个源检测到的大面积望远镜上的费米伽马射线太空望远镜。第一次耀斑发生在2009年2月，持续了大约16天。第二次耀斑于2010年9月发现，持续了大约4天。在这些爆发期间，来自星云的伽马射线通量分别增加了4倍和6倍。耀斑的短暂性意味着伽马射线是由PeV（10 ^15 eV）电子通过同步辐射发射出来的，辐射区域小于1.4 × 10^-2 pc。这些是可以与离散天文源相关联的最高能量粒子，它们对粒子加速理论提出了挑战。
2011-01-10 astro-ph.HE
Detection of Small Flares from the Crab Nebula with Fermi-LAT
蟹状星云脉冲星风星云（PWN）的伽马辐射在$\sim100$ MeV能量下表现出显著的变化，这是最近用星载伽马射线望远镜发现的。在这里，我们报告的结果，系统的搜索伽马射线耀斑使用7.4年的数据集获得的费米大面积望远镜。分析蟹状星云脉冲星的非脉冲相位，我们发现了7个以前未报道的低强度耀斑（“小耀斑”）。“小耀斑”起源于蟹状星云PWN的可变同步加速器分量，并显示出与蟹状星云PWN发射的稳定分量明显不同的特征。它们的特点是更大的流量和更硬的光子指数，类似于以前报道的耀斑。这些耀斑表现出日尺度的时间变化，并意味着一个强大的磁场的$B_{\rm min}\approx 1~\mathrm{mG}$在现场的伽马射线生产。这一结果似乎与星云非热辐射模型所揭示的典型值不一致。“小耀斑”的探测暗示了在星云的一部分产生了$100$ MeV以上的伽马射线，其性质与主发射体不同，例如，由于体积相对论运动。
2020-05-16 astro-ph.HE
Three-dimensional relativistic pair plasma reconnection with radiative feedback in the Crab Nebula
蟹状星云中100 MeV以上的快速同步加速器伽马射线耀斑的发现引起了人们对脉冲星风星云中粒子加速机制的新兴趣。扩散激波加速不能解释耀斑，因为粒子加速和发射发生在单个甚至亚拉莫尔时间尺度内。在这种情况下，同步辐射能量损失在粒子运动上引起拖曳力，该拖曳力平衡电加速度并防止160 MeV以上的同步辐射的发射。先前的分析研究和二维粒子模拟（PIC）表明，相对论重联是一个可行的机制，以规避上述困难。位于X点的重联电场线性加速粒子，辐射能量损失很小。在本文中，我们检查这种机制是否生存在3D中，使用一组大的PIC模拟与辐射反作用力和指导领域。在协议与早期的工作，我们发现，相对论漂移扭结不稳定变形，然后破坏层，导致显着的等离子体加热，但很少的非热粒子。适度的引导场使层稳定并使粒子加速。我们报告说，3D磁重联可以加速粒子以上的标准辐射反应极限，虽然效果是不太明显，比在2D没有引导场。我们确认，最高能量的粒子形成紧凑的聚束内的磁通量绳，和一个光束紧紧地限制在重联层，这可能会导致观察到的蟹状耀斑时，偶然，光束穿过我们的视线。
2014-01-13 astro-ph.HE physics.plasm-ph
X-ray polarimetry of the Crab nebula with PolarLight: polarization recovery after the glitch and a secular position angle variation
我们报告了使用PolarLight X射线偏振仪对蟹状星云的后续观测，该观测揭示了与2019年脉冲星故障相关的偏振可能变化。新的观测结果证实，在故障发生后大约100天，偏振已经恢复。通过新的观测，我们发现用PolarLight从总星云发射测量的偏振角（PA）与42年前用OSO-8测量的偏振角（PA）有18.0 +- 4.6（deg）的差异，表明蟹状星云或脉冲星的偏振长期演化。PA的长期变化可能是历史上的多个故障，磁重联或星云中同步辐射结构的运动，或脉冲星磁几何结构的长期演化的结果。
2021-04-23 astro-ph.HE
Highly magnetized region in pulsar wind nebulae and origin of the Crab gamma-ray flares
最近在蟹状星云发现的伽玛射线耀斑，一般认为是星云内一个高磁化区域的磁能释放。我认为，这样一个区域自然出现在内部星云的极地区域。在脉冲星风中，坡印廷通量到等离子体能量的有效耗散只发生在赤道带，那里的能量主要是通过交变场转移的。在高纬度地区，脉冲星风仍然是高度磁化的，因此，在极地地区的终端激波是弱的，激波后的流动仍然是相对论的。我研究了这种流动的结构，并表明，流动在第一次扩大和减速，然后它收敛和加速。在流动的会聚部分，扭结不稳定性触发磁耗散。能量释放区出现在所观察到的射流的底部。一个特定的相对论收缩磁环湍流有效地加速粒子，使同步辐射在数百兆电子伏的波段，无论是持久的和耀斑，来自这个网站。
2012-09-07 astro-ph.HE
The effects of magnetic field, age, and intrinsic luminosity on Crab-like pulsar wind nebulae
我们研究了类蟹状星云脉冲星风星云（PWNe）的时间依赖行为，用4种不同的初始自旋亮度（$L_0 =\{1,0.1,0.01,0.001\} \times L_{0, {\rm Crab}}$），8种不同的磁分数（$η=$ 0.001，0.01，0.03，0.1，0.5，0.9，0.99，和0.999，即，从完全粒子主导的星云到完全磁主导的星云），以及3个不同的年龄：940年，3000年和9000年。我们发现，无论年龄和磁性分数如何，自同步康普顿（SSC）贡献对于$L_{SD}$ =蟹状能量的0.1，1和10%都不相关。SSC仅与高能（蟹状星云的$\sim 70%$）、低年龄（小于几千年）的粒子主导星云有关，这些星云位于能量密度相对较低的远红外背景中。由于除了蟹状星云之外，没有其他脉冲星具有这些特征，这些结果澄清了为什么蟹状星云，而且只有它，是SSC占主导地位。如果脉冲星的自旋下降功率为0.1%蟹状星云或更低，那么在TeV能量下将无法探测到年轻的PWN。在蟹状星云1%的自旋下降过程中，H.E.S.S.只能探测到粒子主导的星云。就像年轻时的望远镜（细节取决于精确的注射和环境参数）。能量超过螃蟹的10%，所有的PWNe都能被H.E.S.S.探测到。就像望远镜一样，如果它们是粒子主导的，不管年龄大小。磁分数对最终SED的影响是变化的和重要的，对于在其他方面相同的系统（相等的$P$、$\do…
2013-09-20 astro-ph.HE
Phase-resolved polarization properties of the pulsar striped wind synchrotron emission
自从五年多前费米望远镜发射以来，已经发现了许多新的伽马射线脉冲星，它们具有有趣的特性，挑战了我们目前对脉冲星物理学的理解。对蟹状星云脉冲星的观测提供了对脉冲光谱的宽带分析，相位分辨的变化允许改进现有的模型来解释脉冲形状，光谱和偏振特性。后者给出了发射区域的几何形状以及磁场的结构的内部。基于有限电流片厚度条纹风的精确解析解，详细分析了同步辐射产生的相位分辨偏振变化。我们假设，主要贡献的风发射率来自一个薄的过渡层，占主导地位的环形磁场反转其极性，所谓的电流片。产生的辐射主要是线性偏振的。在非脉冲区，电矢量位于脉冲星旋转轴在天空平面上的投影方向上。该属性是风模型所独有的，并且与Crab数据非常一致。其他属性，如减少程度的偏振和特征扫描的脉冲内的偏振角也被再现。这些性质在定性上不受风洛伦兹因子、轻子注入幂律指数、冷热粒子对比度、脉冲星倾角和视线倾斜度变化的影响。
2013-08-05 astro-ph.HE
Constraints on particle acceleration sites in the Crab Nebula from relativistic MHD simulations
蟹状星云是银河系中最有效的加速器之一，也是唯一显示PeV粒子直接证据的星系源。尽管如此，这种有效加速背后的物理过程仍然是一个谜。虽然粒子加速，至少在最高的能量，通常被认为发生在脉冲星风终止冲击，上游流的属性被认为是不均匀的沿冲击表面，和重要的约束机制在工作中来自准确的知识，沿这个表面粒子被加速。在这里，我们使用轴对称相对论MHD模拟，以获得在蟹状星云的不同能量的粒子的加速网站（S）的约束。各种方案被认为是注入粒子负责同步辐射在不同的频带，无线电，光学和X射线。由此产生的发射特性进行比较与现有的数据的多波长的时间变化的内部星云。我们的主要结果是X射线发射粒子在脉冲星风的赤道区域被加速。加速机制的性质上可能的影响进行了讨论。
2015-02-23 astro-ph.HE
INTEGRAL/IBIS and optical observations of the Crab nebula/pulsar polarisation
先前的INTEGRAL/IBIS观测表明，蟹状星云的伽马射线辐射是高度偏振的，并且明显地沿着脉冲星的旋转轴排列（Forot et al. 2008）。他们的研究是基于该卫星头四年的运行情况。在这里，我们提出了一个分析的基础上，近十年的运作。这种新的分析允许更好地表征偏振分数和位置角，以及偏振分量的光谱能量分布的测量。然后将这些结果与脉冲星和附近同步加速器结的已知光学偏振进行比较。将来，我们将使用GASP等仪器（Kyne等人，2010年）比较伽马射线偏振与相位分辨光学偏振。
2013-02-14 astro-ph.HE
Investigating the energy distribution of the high-energy particles in the Crab nebula
蟹状星云是一个突出的脉冲星风星云（PWN），在多波段观测中被发现，从射电到甚高能（VHE）$γ$射线。最近，大型高海拔空气簇射天文台（LHAASO）探测到了能量高于$1 \mathrm{PeV}$的$γ$ -射线，星云中能量最高的粒子的能量可以被限制。在本文中，我们研究了蟹状星云的最宽光谱能量分布和电子发射的多波长非热辐射的能量分布的基础上一个单区的时间依赖模型。星云由脉冲星提供能量，当脉冲星旋转下降时，具有破幂律谱的高能电子/正电子不断注入星云。轻子通过同步辐射和逆康普顿散射产生多波长非热辐射。使用适当的参数，可以很好地再现星云的探测通量，特别是从$10^2\,\mathrm{MeV}$到$1\,\mathrm{PeV}$的$γ$ -射线。结果表明，探测到的$γ$ -射线是由轻子通过逆康普顿散射产生的，最高能轻子的洛伦兹因子的下限为$\sim 8.5\times10^{9}$ .可以得出结论，蟹状星云中存在能量高于$4.3$ \，PeV的电子/正电子。
2021-09-15 astro-ph.HE
On the possible mechanism to form the radio emission spectrum of the Crab pulsar
本文提出了一个自洽理论，解释了在100 MHz ~ 10 GHz频率范围内观测到的相位平均射电频谱的形状。假设无线电波通过回旋共振在光圆柱附近产生。回旋不稳定性提供了电子-正电子等离子体本征波的激发，当共振粒子是能量最高的初级束电子时，本征波出现在无线电域。人们普遍认为相对论粒子在脉冲星表面的分布函数是一维的。产生的波对共振粒子产生反作用，导致它们在垂直于磁场的方向上扩散，并违反一维性，这开启了同步辐射过程。束电子的同步辐射提供了与无线电发射同时产生的高能$γ$射线，这解释了在这些能量域中观察到的脉冲相位重合。该理论提供了一个幂律无线电频谱，其频谱指数等于$3.7$，与观测结果一致。
2014-03-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Shedding new light on the Crab with polarized X-rays
强磁场、同步辐射和康普顿散射在紧凑的天体X射线源中无所不在。因此，预期X射线能带中的发射是线性偏振的。X射线偏振测量提供了一种独特的诊断方法来研究发射过程背后的位置和基本机制。本文首次报道了在硬X射线波段（~20-160 keV）内，来自明亮的天体X射线源蟹状星云的发射偏振。蟹状星云是一个复杂系统，由一个中央脉冲星、一个弥散的脉冲星风星云以及星云内部的结构（包括喷流和环面）组成。测量是由一个专门建造和校准的偏振计，PoGO+。极化矢量与脉冲星的自旋轴成一直线，极化率PF =（20.9 $\pm$ 5.0）%。这比光学漫射星云的要高，意味着发射点更紧凑，尽管不如，例如，同步加速器结相反，在更高的能量测量，没有显着的时间演变的相位积分偏振参数观察。脉冲星本身的偏振参数首次在X射线能量带测量，并与光学波长的观测结果一致。
2017-06-28 astro-ph.HE astro-ph.IM
Crab Nebula gamma-ray flares as relativistic reconnection minijets
蟹状星云伽马射线耀斑的持续时间异常短，亮度高，光子能量高，这需要发射等离子体的相对论运动。我们解释的蟹状星云耀斑的结果随机取向的相对论性的“迷你射流”起源于重联事件在磁主导的等离子体。我们开发了一个统计模型的发射从多普勒助推重联微型射流，并找到分析表达式的时刻所产生的星云光变曲线（如时间平均值，方差，偏度）。光变曲线具有平坦的功率谱，其在短时间尺度上转变为指数为2的递减幂律。小型喷流的通量分布遵循指数~1的递减幂律，这意味着耀斑的平均通量由明亮的稀有事件主导。对耀斑统计数据的预测可以根据即将到来的观测结果进行检验。我们发现观测到的耀斑光谱能量分布（SED）有几个显着的特点：一个硬幂律指数p~<1的加速粒子，预计在各种重联模型，包括一些证据的堆积附近的辐射反应极限。SED峰的光子能量高于同步辐射反应极限，表明耀斑辐射区的多普勒因子很小。我们的结论是，磁重联可以是一个重要的，如果不是占主导地位的，在星云内的粒子加速机制。
2012-05-23 astro-ph.HE
Synchrotron Pair Production Equilibrium in Relativistic Magnetic Reconnection
磁重联在天体物理系统中是普遍存在的，并且在许多这样的系统中，等离子体由于同步辐射而遭受显著冷却。我们研究了强同步辐射冷却条件下的相对论磁重联，其中环境磁化强度$σ$很高，系统的磁紧度$\ell_{B}$为1阶.在这种情况下，从同步加速器光子产生$e^{\pm}$对是不可避免的，并且该过程可以调节电流片周围的磁化$σ$。我们调查这种自我调节分析，并找到一个自洽的稳定状态，对于一个给定的磁紧度的系统和初始磁化。这一结果有助于估计自洽的上游磁化等离子体密度约束不佳的系统中，可以是有用的各种天体物理系统。作为说明性的例子，我们应用它来研究M87的超大质量黑洞附近的重联电流片的性质，以及蟹状星云脉冲星光柱外的赤道电流片。
2022-09-07 astro-ph.HE
Optical and infrared observations of the Crab Pulsar and its nearby knot
本文研究了蟹状星云脉冲星及其附近结的光学和红外光谱能量分布。我们目前的高品质UBVRIz，以及自适应光学JHK_sL'测光，实现了良好的条件下与FORS 1和NAOS/CONICA仪器在VLT。我们将这些数据与重新分析的斯皮策太空望远镜档案数据相结合，为脉冲星构建了一个SED，并量化了结的污染。我们还收集了从1988年到2008年的光学成像数据，以检查预测的长期光度下降。对于蟹状星云脉冲星SED，当我们排除结的贡献时，我们发现在光学/近红外区域的光谱斜率为alpha_nu = 0.27+-0.03。对于结本身，我们发现α_nu = -1.3 +-0.1的斜率更红。我们对这颗脉冲星光度平均下降的最佳估计是每年2.9+-1.6毫等。我们已经证明了附近的结在精确测量的螃蟹脉冲星SED的重要性，特别是在近红外。我们仔细检查了证据的传统观点的同步自吸收翻转在红外，并发现这些说法是没有根据的。我们还发现了蟹状星云脉冲星的可见光长期减少的证据，与目前的脉冲星自旋下降模型一致。然而，虽然我们的测量减少显着改善以前的调查，检测仍然是试探性的。最后，我们指出，未来的意见，可以大大改善这种情况。
2009-06-11 astro-ph.HE
The Crab pulsar and its pulsar-wind nebula in the optical and infrared
我们研究了与超新星遗迹有关的类星体的发射机制和演化。我们使用光学和近红外成像技术，使用具有非常好的视宁度（<0.6）的图像来研究蟹状星云脉冲星的周围环境。在红外线的情况下，我们用75天的时间窗口拍摄了两组数据，以检查蟹状星云内部的变化。我们还测量光谱指数的所有这些小束，附近的结，和international介质，使用我们的光学和红外数据。然后，我们将观测结果与现有的理论模型进行了比较。我们报告的变化，在附近的三个小束位于西北的脉冲星，也在附近的铁砧的结构，位置和发射率在75天的时间窗口。所有的束和内结显示红色光谱具有相似的光谱指数。类似地，中间介质区域也显示出与小束相似的红色光谱。此外，根据档案HST数据和我们的IR数据，我们发现，内结保持静止的时间为13.5年。这一时期相对于脉冲星的预计平均速度< 8 km/s。通过将蟹状星云内部结构的光谱指数与当前的理论模型进行比较，我们发现Del Zanna等人（2006）的同步辐射模型符合我们的观测结果，尽管光谱指数位于他们的模型光谱的平坦端。
2009-11-03 astro-ph.HE
Observations of "wisps" in magnetohydrodynamic simulations of the Crab Nebula
在这封信中，我们描述了新的高分辨率轴对称相对论MHD模拟脉冲星风星云的结果。模拟结果表明，赤道对称性和高度可变的结构脉冲星风终止冲击强烈的故障。合成的同步辐射图，使用一种新的更精确的方法构建，显示出与钱德拉和哈勃太空望远镜获得的蟹状星云的著名图像惊人的相似性。除了喷流环的结构，这些地图再现了蟹状星云著名的移动小束，其速度和产生率与观测结果一致。然后，使用各种统计方法，包括结构函数和小波变换的方法进行分析的变异性。结果表明，在1.5- 3 yr尺度下，湍流具有准周期性，而在1 yr尺度下，湍流具有MHD特性。本研究的完整报告将在后续文件中介绍。
2009-08-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
Confinement of the Crab Nebula with tangled magnetic field by its supernova remnant
脉冲星风是一种相对论性外流，其底部由坡印廷能量主导。基于具有有序磁场的脉冲星风星云（PWNe）的标准理想磁流体动力学（MHD）模型，观测到的慢膨胀$v_{\rm PWN} \ll c$要求其终端激波上游的风由动能主导，这与脉冲星风理论（$σ$ -problem）相矛盾。在本文中，我们扩展了PWNe的标准模型，唯象地考虑到有序的湍流磁场的转换和耗散的湍流磁场。磁结构的无序是从最近的三维相对论理想MHD模拟中推断出来的，而磁耗散是一种需要有限电阻率的非理想MHD效应。我们将这个模型应用到蟹状星云，发现转换效应是重要的流动减速，而耗散效应不是。即使对于坡印廷主导的脉冲星风，我们也采用$\sim 0.3$ yr的有限转换时标，得到蟹状星云的$v_{\rm PWN}$。磁耗散主要影响同步辐射特性。脉冲星风磁化强度$σ_{\rm w}$的任何值都允许在本模型的PWN动力学单独，即使是一个小的终端激波半径$\ll 0.1$ pc再现所观察到的蟹状星云的动力学特征。为了建立PWNe的高$σ_{\rm w}$模型，考虑宽谱及其空间分布，对现有模型进行扩展是很重要的。
2018-05-21 astro-ph.HE
Time-Dependent Electron Acceleration in Pulsar Wind Termination Shocks: Application to the 2007 September Crab Nebula Gamma-Ray Flare
2007年9月，蟹状星云展示了一个明亮的伽马射线耀斑，能量范围在GeV，由AGILE探测到。在>160 MeV处观测到的辐射表明辐射电子的能量超过了经典的同步辐射反应极限，因此对天体物理环境中电子加速的经典模型提出了严重的挑战。在本文中，我们应用我们最近开发的时间依赖性的自相似分析模型描述静电加速爆炸重联区域周围的脉冲星风终止冲击2007年9月耀斑。这一事件的独特之处在于它既表现出长持续时间的“波”，又表现出短持续时间的“子耀斑”特征。这种不寻常的时间变化使这次耀斑成为我们模型的一个特别有趣的测试。我们证明，我们的模型可以再现时间依赖的伽马射线光谱的事件，以及相关的伽马射线光变曲线，通过积分光子能量>100兆电子伏的光谱。这表明，我们的时间相关的静电加速模型可以解释波和子耀斑瞬变，这进一步支持了我们已经开发的理论框架。我们还进一步研究了我们的模型所隐含的自相似电场和磁场演化的有效性。我们的结论是，强烈的静电加速驱动的冲击引起的磁重联是能够供电的蟹状星云伽玛射线耀斑的电子上的拉莫尔时间尺度。
2019-01-03 astro-ph.HE
Three-Dimensional Magnetohydrodynamic Simulations of the Crab Nebula
在本文中，我们给出了第一个3D相对论磁流体动力学（MHD）模拟脉冲星风星云（PWN）的详细说明，最适合的蟹状星云的参数。为了阐明3D模型特有的新功能，还进行了参考2D模拟。与以前的二维模拟相比，我们认为脉冲星风具有更强的磁化强度，高达σ=3，并更准确地解释了这些风的条纹区中的预期磁耗散。虽然三维模型保留了分离后终止激波流到赤道和极地组件，其相对强度和意义不同。而高度磁化的2D模型产生高度相干和良好准直的极性射流能够有效地“钻孔”通过超新星壳，在相应的3D模型的射流被破坏的扭结模式电流驱动的不稳定性和“溶解”到PWN的主体后，传播几个冲击半径。我们的研究结果表明，相反的期望的基础上的一维解析和半解析模型，我们的数值解与高度磁化脉冲星风仍然产生终止冲击的半径从观测中推导出的。我们提出了偏振同步辐射地图构建的三维模拟，显示与哈勃和钱德拉观察到的形态特征的财富，可以很好地再现与3D-MHD模型。
2013-10-09 astro-ph.HE
Spectral Variation of the Hard X-ray Emission from the Crab Nebula with the Suzaku Hard X-ray Detector
蟹状星云是天空中最明亮、最稳定的X射线源之一。最近，四颗卫星在硬X射线波段揭示了该物体的年尺度通量变化。这标志着首次探测到脉冲星风星云在硬X射线波段的年尺度变化。自2005年发射以来，每年至少用朱雀硬X射线探测器（HXD）对蟹状星云进行一次观测，以进行校准。为了研究可能的光谱变化以及通量变化，对HXD的存档数据进行了分析。其他仪器报告的通量变化在25 - 100千电子伏波段的HXD在百分之几的水平，但通量高于100千电子伏没有遵循的变化趋势低于100千电子伏。利用安装在HXD中的PIN和GSO传感器产生的硬度比表现出显著的散射，从而指示硬X射线中的光谱变化。光谱的变化是量化的光谱拟合与一个破碎的幂律模型。在较硬和较软的能带中，破幂律模型的双光子指数之间的差在< 2.54的范围内。考虑到6.3%的通量变化和几天的光谱变化时间尺度，提出了不同冷却时间的破幂律形同步辐射的多分量。
2013-03-28 astro-ph.HE
