The Crab pulsar and its surrounding nebula is a well-known relic of a massive star that exploded in 1054 AD. The Crab nebula was generally believed to be a good standard candle in gamma rays. Recently, this view has been challenged by sudden increases in the gamma-ray flux in a narrow spectral band within a few hundred MeV. These flares are short but powerful; their duration is between a few hours and up to several days with a rising/falling time of a few hours/days. To date it is neither clear what mechanism powers these flares nor where exactly in the nebula they should be located. However, recent models seem to favor emission sites inside the nebula. In the present work, we study the magneto-hydrodynamic tearing instability occurring in a double current sheet configuration with application to the Crab flares. This is investigated by means of resistive relativistic magneto-hydrodynamic simulations. These put some constraints on the maximum Lorentz factor of the striped wind, Γ≲150 and on the localization of the emission region, r ≈ 50 rL where rL = c/Ω is the light-cylinder radius, c is the speed of light and Ω is the rotation speed of the pulsar. Sites close to but outside the light-cylinder are favored in our model.
かに星雲とその周囲の星雲は、西暦1054年に爆発した大質量星の名残として広く知られている。かに星雲は、ガンマ線における標準光源であると一般に考えられてきた。しかし近年、この見解は、数百MeVという狭いエネルギーバンド内でのガンマ線フラックスの急激な増加によって疑問視されている。これらのフレアは短時間でありながら強力で、その継続時間は数時間から数日程度であり、上昇・減衰の時間スケールも数時間から数日である。現時点では、これらのフレアを引き起こす機構や、星雲内の正確な発生位置については未解明のままである。しかしながら、最近のモデルでは、星雲内部での放出が有力視されている。本研究では、二重電流シート構造における磁気流体力学的不安定性を、かにフレアへの応用を目的として抵抗性相対論的磁気流体シミュレーションを用いて調査する。このシミュレーションにより、ストライプ風の最大ローレンツ因子はΓ≲150、放出領域の位置はr ≈ 50 rL（ここでrL = c/Ωは光円筒半径、cは光速、Ωはパルサーの回転角速度）に制約されることが示された。我々のモデルでは、光円筒に近いがその外側の領域が放出源として有力視される。