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
Review of overall parameters of giant radio pulses from the Crab pulsar and B1937+21
本文根据本课题组近年来的观测结果，对巨射电脉冲的观测参数进行了综述。观测覆盖了大约3个倍频程的宽频率范围，集中在600和4850 MHz之间。蟹状星云脉冲星和毫秒脉冲星B1937+21的巨脉冲是用70米的Tidbinbilla、100米的GBT、64米的Kalyazin和Westerbork射电望远镜研究的。讨论了巨射电脉冲的能量分布、峰值通量密度与脉冲宽度的关系、射电频谱的特点和极化特性。
2007-11-26 astro-ph
The Brightest Pulses in the Universe: Multifrequency Observations of the Crab Pulsar's Giant Pulses
我们分析了蟹状星云脉冲星在10个频率从0.43到8.8 GHz使用的数据在阿雷西博天文台。巨脉冲只出现在主脉冲和脉冲间分量中，表现为从射频到伽马射线能量。在我们的数据中，单个的巨脉冲达到至少$10^{32}$ K的亮度温度，这不能分辨最西脉冲，并且已知在纳秒分辨率的观测中达到$10^{37}$ K（Hankins等人，2003年）。因此，巨脉冲是可观测宇宙中已知的最亮的脉冲，是脉冲星发射机制理论解释的一个重要里程碑。它们的短持续时间使它们成为蟹状星云和星际介质的特别敏感的探测器。我们分析了频率结构，在个别巨脉冲使用一个放大，调幅，极化散粒噪声模型。与多径传播相关的频率结构在1.5 GHz下在25秒的时间尺度上解相关，这要求多径传播受到蟹状星云内材料的强烈影响。额外的频率结构去相关快于一个自旋周期，从脉冲星发出的纳秒脉冲持续时间的散粒噪声模式可以预期。考虑到蟹状星云脉冲星在明亮的超新星遗迹内的位置，我们得出结论，在典型的1小时观测中，最亮的脉冲在我们的最低频段（0.43 GHz）到1.6 Mpc的距离内最容易检测到。我们还讨论了使用未来的仪器，如LOFAR和SKA的脉冲检测。
2003-04-28 astro-ph
Giant Pulses -- the Main Component of the Radio Emission of the Crab Pulsar
本文分析了在64米Kalyazin射电望远镜上获得的蟹状星云脉冲星的时间分辨率为250 ns、频率为600 MHz的双偏振观测结果。假设主脉冲和脉冲间的脉冲星射电辐射完全由巨射电脉冲组成，估计巨脉冲强度的下限;主脉冲和脉冲间产生的巨脉冲的峰值通量密度估计分别为100 Jy和35 Jy。这假设脉冲的正常无线电发射发生在前驱脉冲中。在这种情况下，蟹状星云脉冲星和毫秒脉冲星B1937+21的巨射电脉冲相对于正常射电辐射轮廓的起伏是相同的，即巨脉冲产生于正常射电辐射轮廓的后沿。对巨脉冲的圆偏振度分布的分析表明，它们可以由任意符号的100%圆偏振的纳米脉冲的随机混合物组成，平均而言，在单个巨脉冲中有数百个这样的纳米脉冲。
2006-03-03 astro-ph
Pulse variation of the optical emission of Crab pulsar
利用俄罗斯6米望远镜和William Hershel望远镜的1 $μ$ s分辨率观测数据，分析了蟹状星云脉冲星光脉冲的稳定性。搜索的变化的脉冲形状以及其到达时间的稳定性。脉冲星可能的短时间尺度自由进动的上限。脉冲到达时间（TOA）的变化在1.5-2小时的时间尺度上的证据，以及小的光变曲线（形状和分离的主峰和次峰）之间的数据集的变化，在时间尺度上的年的证据。此外，主脉冲的精细结构进行了研究。
2007-09-17 astro-ph
Search for VHE pulsed emission from the Crab with the CAT Telescope
自1996年以来，在THEMIS（法国比利牛斯山脉）进行的CAT实验一直在收集来自螃蟹的甚高能（VHE）伽马射线数据。光子到达时间与脉冲星参数折叠的时间分析没有发现任何显着的脉动。在250 GeV、1 TeV和5 TeV以上的102.7小时观测中，稳态脉冲通量的上限分别为1.5 × 10^-12 cm^-2.s ^-1、3.0 × 10^-13 cm^-2.s^-1和5.4 × 10^-14 cm^-2.s^-1。这些结果对高能脉冲星电动力学模型提出了严格的限制。
1999-06-02 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
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
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
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
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
Search for Pulsed TeV Gamma-ray Emission from the Crab Pulsar
我们提出了一个搜索的结果，脉冲TeV发射的螃蟹脉冲星使用惠普尔天文台的10米伽马射线望远镜。在1994年11月至1997年3月期间，对蟹状星云脉冲星的方向进行了总共73.4小时的观测。在此期间，惠普尔10 m望远镜以迄今为止最低的能量阈值运行。光谱分析技术被应用到搜索的存在下的伽玛射线信号从蟹状星云脉冲星的能量带250 GeV至4 TeV。我们没有看到蟹状星云脉冲星在其他能带中存在33毫秒脉冲的任何证据。在99.9%的置信水平下，250 GeV以上脉冲辐射的上限为4.8 x 10 ^-12 cm^-2 s^-1，即小于蟹状星云稳态辐射通量的3%。这些结果意味着康普顿伽马射线天文台上的EGRET仪器所看到的幂律谱的急剧截止。如果截止是指数的，它必须从60 GeV或更低开始，以适应这些上限。
1999-12-27 astro-ph
A Search for Pulsed TeV Gamma Ray Emission from the Crab Pulsar
我们提出了一个搜索的结果，脉冲TeV的螃蟹脉冲星发射使用惠普尔天文台的10米伽马射线望远镜。在1994年11月至1997年3月期间，对蟹状星云脉冲星的方向进行了总共73.4小时的观测。谱分析技术被应用于搜索存在的伽玛射线信号从蟹状星云脉冲星的能量带250 GeV至4 TeV。在这些能量下，我们没有看到蟹状星云脉冲星在较低能量下存在33毫秒脉动的任何证据。在99.9%的置信水平下，250 GeV以上脉冲辐射的上限为4.8 × 10^-12 cm^-2 s^-1，即小于蟹状星云稳态辐射通量的3%。这些结果意味着康普顿伽马射线天文台上的EGRET仪器所看到的幂律谱的急剧截止。如果截止值是指数的，它必须从60 GeV或更低开始，以适应这些上限。
1999-06-18 astro-ph
Instantaneous Radio Spectra of Giant Pulses from the Crab Pulsar from Decimeter to Decameter Wavelengths
本文介绍和分析了蟹状星云脉冲星PSR B 0531 +21在23、111和600 MHz的巨射电脉冲的同时多频观测结果。首次在低至23 MHz的频率下探测到巨脉冲。在23 MHz探测到的45个巨脉冲中，有12个与在600 MHz同时观测到的对应脉冲相一致。在111 MHz探测到的128个巨脉冲中，有21个与在600 MHz同时观测到的对应脉冲相一致。巨脉冲能量的幂律频率依赖性的谱指数为-3.1 ~-1.6。平均频谱指数为-2.7 +/-0.1，并且对于两种频率组合（600-111 MHz和600-23 MHz）是相同的。单个脉冲的光谱指数的巨大分散和大量未识别的巨脉冲表明单个巨脉冲的光谱实际上并不遵循简单的幂律。在所有三个频率上观测到的巨脉冲的形状是由星际等离子体不规则性上的散射决定的。脉冲的散射展宽及其频率依赖性被确定为τ_sc=20*（f/100）^（-3.5 +/-0.1）ms，其中频率f以MHz为单位。
2006-06-01 astro-ph
Detection of Crab Giant Pulses Using the Mileura Widefield Array Low Frequency Demonstrator Field Prototype System
我们报告的巨型脉冲从蟹状星云脉冲星的频率为200 MHz的现场部署系统设计的Mileura宽场阵列的低频演示（MWA-LFD）的检测。我们的观测结果是在如此低的频率下进行的第一次高质量检测。测量的脉冲形状的星际脉冲展宽，产生的脉冲展宽时间为670 $\pm$ 100 $μ$ s，和隐含的散射强度（散射措施）是最低的，估计对蟹状星云的观测到目前为止。该系统的灵敏度主要取决于天空背景，我们的简单设备能够检测到振幅比$\sim$ 9 kJ亮的脉冲。在我们的数据中检测到的最亮的巨脉冲的峰值幅度为$\sim$ 50 kJ y，隐含的亮度温度为$10^{31.6}$ K。讨论了全MWA-LFD系统探测巨脉冲的前景。整个系统的灵敏度比原型设备高出两个数量级，能够探测到银河系范围很广的这种明亮的巨脉冲;根据频率，从$\sim$ 8到$\sim$ 30千秒差距。因此，MWA-LFD将是一个非常有前途的仪器，用于研究巨脉冲和其他快速无线电瞬态在低频。
2007-05-03 astro-ph
Short time scale pulse stability of the Crab pulsar in the optical band
本文研究了蟹状星云脉冲星的精细结构以及光脉冲形状和相位在不同时间尺度上的变化。在1994年、1999年、2003年和2005-2006年分别用4米William Hershel望远镜和6米BTA望远镜进行了观测，望远镜上装有APD光子计数器、光电倍增管四通道光度计和具有1 $μ$ s时间分辨率的PSD全景分光光度计。1999年12月2日脉冲星岁差的上限在10秒-2小时的时间范围内。在1999年和2003年的数据中发现了主脉冲精细结构随时间变化的证据。在1994年、1999年和2003年的积分脉冲波形中没有检测到这种精细结构。在2005-2006年的脉冲形状的剧烈变化，检测到脉冲形状的变化和准周期相移。
2006-09-09 astro-ph
Chandra Phase-Resolved Spectroscopy of the Crab Pulsar
我们提出了第一个相位分辨的蟹状星云脉冲星的X射线光谱特性的研究，涵盖了所有的脉冲相位。钱德拉X射线天文台高超的角分辨率使得即使在脉冲最小值时也能将脉冲星与周围的星云区分开来。对脉冲平均光谱的分析测量了星际X射线的消光，主要是由于光电吸收，其次是蟹状星云方向的尘埃颗粒的散射。我们证实了以前的研究结果，即螃蟹的视线是氧气不足，虽然比最近测量的更多。使用Wilms，Allen & McCray（2000）的丰度和截面，我们发现[O/H] =（3.33 +/-0.25）x 10**-4。作为脉冲相位的函数的光谱的分析测量低能量X射线光谱指数，即使在脉冲最小值-尽管具有很大的统计不确定性-我们发现边缘的光谱指数的变化的证据。这些数据也被用来设定一个新的（3-sigma）上限，使中子星的温度log T（无穷大）< 6.30。
2003-10-13 astro-ph
Radio emission physics in the Crab pulsar
我们对蟹状星云脉冲星中单个巨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。巨大的主脉冲偶尔可以被分解成短暂的、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。巨大的间隔脉冲是非常不同的。它们的动态光谱包含窄的微秒长的发射带。我们已经检测到这些比例间隔频带从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。
2007-01-09 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
Pulse Profiles, Spectra and Polarization Characteristics of Non-Thermal Emissions from the Crab-Like Pulsars
本文从二维电动力学和三维模型两个方面讨论了类蟹状星云的非热辐射机制。研究了外能隙加速器中的辐射过程。在二维电动力学研究中，我们求解了外隙加速电场的Poisson方程和同步辐射、曲率辐射过程和对产生过程的初级粒子的运动方程。我们显示了一个解决的间隙结构，产生一致的伽马射线光谱EGRET观测。在二维模型的基础上，我们建立了一个三维辐射模型，计算了外能隙外产生的次级对的同步加速过程和逆康普顿过程。计算了蟹状星云脉冲星和PSR B 0540 -69的脉冲轮廓、相位分辨谱和光-$γ$射线波段的偏振特性，并与脉冲星的观测结果进行了比较。对于蟹状星云脉冲星，我们发现，从恒星表面附近的光柱附近延伸的外部间隙几何形状产生一个复杂的形态变化的脉冲轮廓的光子能量的函数。这种预测的形态变化与观测结果非常相似。计算得到的相位分辨谱与从光学到$γ$射线谱带的数据一致。我们证明了蟹状星云脉冲星和船帆座星云脉冲星光辐射中偏振度的10 $\sim$ 20%可以用粒子回旋运动的同步辐射来解释。
2007-07-23 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
Giant Radio Pulses from the Crab Pulsar
来自蟹状星云脉冲星的单个巨射电脉冲（GRP）仅持续几微秒。然而，在此期间，它们跻身于无线电天空中最明亮的天体之列，即使在高射频下，峰值通量密度也可达1500焦耳。我们的观察表明，GRP可以在普通无线电发射的所有阶段中找到，包括仅在5和9 GHz之间可见的两个高频分量（HFC）（Moffett & Hankins，1996）。这使我们相信主脉冲（MP），间脉冲（IP）和HFCs的发射机制没有区别。高分辨率的动态光谱，从我们最近的观测巨脉冲与Effelsberg望远镜在8.35 GHz的中心频率显示不同的光谱最大值在我们的观测带宽为500 MHz的单个脉冲。它们的窄带分量在较高频率（8.6 GHz）比在较低频率（8.1 GHz）更亮。此外，有证据表明这些结构内部和之间的光谱演化。高频特征比低频特征出现得早。强烈的等离子体湍流可能是产生~6.7 x 10^4 erg cm^-3的高能量密度和10^31 K的亮度温度的可行机制。
2005-01-30 astro-ph
Simultaneous Absolute Timing of the Crab Pulsar at Radio and Optical Wavelengths
蟹状星云脉冲星发射的电磁波占了电磁波谱的很大一部分。确定在不同波长处的发射之间的时间延迟将允许更好地约束发射的位点和机制。我们同时观察了蟹状星云脉冲星的光学与S-Cam，一个仪器的基础上超导Tunnel-Junctions（STJ）与$μ$的时间分辨率和在2 GHz的使用Nançay射电望远镜与仪器进行相干去色散和能够记录巨脉冲数据。我们已经研究了无线电和光脉冲之间的延迟使用同时获得的数据，从而减少可能存在的不确定性在以前的观测。我们确定了（平均）光脉冲和无线电脉冲的到达时间，并使用tempo 2软件包进行了比较。我们提出了最准确的值为255 $\pm$ 21 $μ$ s的光-无线电滞后，并建议的可能性的光谱依赖于与巨型无线电脉冲相关的过量光发射。
2008-06-23 astro-ph
Statistical properties of giant pulses from the Crab pulsar
我们首次研究了蟹状星云脉冲星巨脉冲的统计特性，特别是脉冲宽度。我们分析了在3.5小时的观测与韦斯特博克综合射电望远镜在捆绑阵列模式下，在1200兆赫的频率进行的数据。PuMa脉冲星后端在两个共轭10 MHz波段提供X和Y线性偏振态的电压记录。我们将时间分辨率限制为4微秒，以匹配星际不均匀性的散射。在总共约18000巨脉冲（GP）检测到的全强度与6西格玛的阈值水平。巨脉冲能量的累积概率分布（CPD）进行了分析，不同的有效宽度在4至65微秒的范围内的GP组。不同GP宽度组的CPD存在显著差异。当从最短GP到最长GP时，CPD的高能量部分的幂律拟合的斜率从-1.7演变到-3.2。在CPD幂律拟合中存在中断，表明在低能量处变平，短和长GP的指数分别为-1.0至-1.9。具有较强峰值通量密度的GP被发现具有较短的持续时间。我们将我们的结果与以前发表的数据进行比较，并讨论了这些特点的重要性，在统计特性的GP负责GP生成的发射机制的理论理解。
2007-04-27 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
Probing cosmic plasma with giant radio pulses
为了探测星际介质和研究巨脉冲的性质，用Kalyazin（俄罗斯）的64米射电望远镜和Algonquin射电天文台（加拿大）的46米射电望远镜在2.2千兆赫对Crab脉冲星进行了VLBI观测，用GBT（美国）在2.1千兆赫对毫秒脉冲星B1937+21进行了单碟观测。VLBI数据用专用的软件相关器处理，这使我们能够获得单个巨脉冲的可见性。在蟹状星云脉冲星巨脉冲的衍射谱中发现了50和450 kHz两个频率尺度。散射区的位置估计接近星云的外缘。没有相关性的巨脉冲的功率谱之间被发现在左，右圆偏振。我们解释了这种缺乏相关性的影响，通过强磁场的圆偏振发射在该地区接近蟹状星云脉冲星。结合对B1937+21巨脉冲的去相关带宽和散射时间的测量，我们发现了1.7、3.8和16.5MHz三个频率尺度。在2.1GHz处，B_（1937 +21）巨脉冲的散射时间为40 ± 4 ns。我们得到了B1937+21巨脉冲本征宽度的上限小于8 ns。蟹状星云脉冲星和PSR B1937+21的散射时间的频率依赖性是不同的。它们的特征在于分别为-3.5和-4.2的指数。我们将这种差异归因于蟹状星云中散射的巨大影响。
2007-03-02 astro-ph
Simultaneous Dual Frequency Observations of Giant Pulses from the Crab Pulsar
在两个相距甚远的频率上同时测量蟹状星云脉冲星的巨脉冲，使用甚大阵列实时探测1.4 GHz的巨脉冲，以触发西弗吉尼亚州格林班克25米望远镜在0.6 GHz观测同一脉冲。信号的星际传播为通过互联网在全国范围内传达触发器提供了必要的时间。约70%的脉冲在1.4 GHz和0.6 GHz下都能看到，这意味着在1 GHz下，1至10微秒时间尺度上的脉冲结构的发射机制带宽至少为0.8 GHz。两个频率的到达时间在由平均主脉冲轮廓定义的窗口内显示100微秒的抖动，并且紧密相关。这种紧密的相关性限制了磁层内的发射机制和频率依赖性传播。在1.4 GHz的巨脉冲分解成几个，紧密间隔的组件。在1.4 GHz和4.9 GHz的同时观测表明，分量分裂与频率无关。我们的结论是，组件的多样性是固有的脉冲星的发射，并拒绝假设，这是多个成像的结果，因为信号传播通过扰动的热等离子体在周围的星云。在1.4 GHz和0.6 GHz的脉冲的特点是由一个快速的上升时间和相关的指数衰减时间。具有指数衰减形式的脉冲展宽最有可能是电离气体中多径传播的结果。
1999-02-26 astro-ph
The Infrared to Gamma-Ray Pulse Shape of the Crab Nebula Pulsar
我们分析了蟹状星云脉冲星在近红外，光学，紫外，X射线和伽马射线波段的脉冲形状，包括以前未发表的ROSAT HRI观测。我们发现，除了先前已知的趋势的能量密度的桥梁和峰2增加与能量相对于峰1的能量密度，有一个小的，但统计学上显着的趋势都减少与能量相对于峰1在近红外范围内。我们发现，脉冲轮廓的两个峰值之间的相位分离作为能量的函数在70年的能量几乎连续地减小。我们发现，峰的全宽半极大值在这个能量范围内是显着可变的，但没有任何明确的模式的可变性。我们发现Eikenberry等人（1996 a）发现的两个峰的前缘和后缘半宽半极大值的能量依赖性之间的差异也持续了70年的能量。我们发现，峰2的尖形反转红外/光学和X射线/伽马射线波段之间的方向，而峰1的尖形显示X射线和伽马射线波段之间的反转方向的弱证据。最后，我们发现许多脉冲形状参数在0.5-1 eV的能量处显示最大值或最小值，这意味着脉冲星发射的重要变化发生在这个能量附近。这些复杂的现象中有许多是目前的脉冲星发射模型无法预测的，这为这种模型的发展提出了新的挑战。
1996-07-23 astro-ph
Polarimetric Properties of the Crab Pulsar between 1.4 and 8.4 GHz
介绍了蟹状星云脉冲星在1.4和8.4 GHz之间频率的新的偏振观测。在早期的观测中发现的其他脉冲分量（Moffett & Hankins 1996，astro-ph/9604163）被发现具有高水平的线性偏振，即使在8.4 GHz。脉冲分量内没有发现位置角的突然扫描;然而，脉冲间的位置角和旋转相位在1.4和4.9 GHz之间确实发生了显着变化。多频轮廓形态和偏振特性指示发射的非标准起源。几个发射几何形状进行了讨论，但一个有利的定位地点的发射都在脉冲星表面附近，并在外磁层。
1999-04-30 astro-ph
RXTE observations of single pulses of PSR B0531+21: II Test for radio behavior
本文是分析由RXTE x射线天文台上的PCA探测器观测到的大约187万个蟹状脉冲星周期的系列文章中的第二篇。在这些能量下，脉冲星没有表现出正常射电望远镜中常见的三种现象--"脉冲零化"、"系统子脉冲漂移"和"模式改变"。蟹状星云脉冲星在无线电波段是否存在这三种行为，这一点尚未得到严格的证实，这对于令人满意地理解上述三种现象可能很重要。
2002-05-13 astro-ph
Fine phase resolved spectroscopy of the X-ray emission of the Crab pulsar (PSR B0531+21) observed with BeppoSAX
蟹状星云和脉冲星已多次被BeppoSAX号卫星对准。我们分析了所有这些观测结果，总结在一起，以研究具有良好相位分辨率的主要光谱特性。根据对低能非脉冲发射的分析，给出了蟹状方向氢柱密度的一个新的精确估计N_H=3.23 × 10 ~（21）cm ~（-2）。我们研究了脉冲相位的光谱指数的变化，并表明，在峰间区域，它是系统的硬比约0.4的主峰。我们还观察到一个显着的光谱陡峭的脉冲发射，并表明，这种分布可以表示为一个独特的法律与线性可变的对数斜率，并将其应用到光谱的第一个峰值。提出了一个双组分模型来解释光谱的相位演化。一个组分具有在光学中观察到的相同轮廓，而另一个组分在相位0.4处呈现最大值，基本上具有峰间区域的光谱。后一个组件的起源的两种可能的解释进行了讨论。
2000-06-05 astro-ph
Absolute Timing of the Crab Pulsar with RXTE
自1996年1月任务开始以来，我们已经用罗西X射线定时探测器（RXTE）监测了蟹状星云脉冲星主X射线脉冲的相位近8年。RXTE时钟的绝对时间足够精确，可以直接将该相位与无线电配置文件进行比较。我们对脉冲星的监测观测每两周进行一次（在它距离太阳至少30度的时期），我们将数据与来自Jodrell Bank观测的无线电计时星历进行了相关。我们已经确定了每个观测的X射线主脉冲的相位，每个数据点的典型误差为50 μ s。总的系综与在监测周期内恒定的相位一致，X射线脉冲领先无线电脉冲0.0102+/-0.0012周期的相位，或344+/-40 us的时间。误差估计主要由无线电数据中的40 us的系统误差决定，该误差由星际散射和仪器校准引起的脉冲延迟量的不确定性引起。统计误差为0.00015周期或5 us。主脉冲和间脉冲的间隔在一年或更短的时间尺度上似乎是不变的，平均值为0.4001+/-0.0002周期。在2-30 keV范围内，这些值随能量没有明显变化。无线电脉冲和X射线脉冲之间的滞后可以是相位恒定（旋转）或时间恒定（线性路径长度）。我们还不能区分这两种解释。
2004-03-08 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
The optical to gamma-ray emission of the Crab pulsar: a multicomponent model
本文根据BeppoSAX、INTEGRAL和CGRO的X射线和γ射线观测资料，提出了一个多分量模型来解释蟹状星云脉冲星的脉冲辐射和光谱特征。该模型解释了脉冲形状和相位分辨光谱的演变，范围从光学/UV到GeV能带，假设所观察到的发射是由于更多的组件。第一个分量C_O在光频处具有脉冲双峰分布，而第二个分量C_X在峰间和第二峰相位区占主导地位。这些组件的光谱建模与对数抛物线定律和它们的光谱能量分布的峰值能量分别在12.2和178千电子伏。为了解释MeV-GeV带脉冲辐射的性质，我们引入了另外两个分量C_O γ和C_X γ，它们的相位分布与C_O和C_X相似，具有相同曲率的对数抛物线谱，但峰值能量分别在300 MeV和2 GeV附近。这个多分量模型能够再现宽带相位分辨光谱行为和脉冲形状随能量的变化。我们还提出了一些可能的物理解释，其中C_O和C_X是由次级对通过同步加速器机制发射的，而C_O γ和C_X γ则可能来源于康普顿散射或初级曲率光子。
2006-07-18 astro-ph
1997 October Event(s) in the Crab Pulsar
1997年10月，在绿岸用一台85英尺长的望远镜对蟹状星云脉冲星在327 MHz和610 MHz进行的日常监测观测中，WV显示色散增加了0.12 cm^{-3} pc。脉冲被认为是同时在旧的和新的分散一段时间。在这一事件发生前的几个月里，微弱的鬼发射，一个脉冲的复制品，被检测到几乎与频率无关的延迟，二次方地减少到零。在色散跳跃的时候，在所有的频率上，相位也有一个奇怪的变化，一个减速。我将这些现象的大部分归因于等离子体棱镜的扰动光学，该棱镜位于同步加速器星云和超新星喷出物之间的交界面，并在几个月的时间内穿过视线。所需的密度，规模的长度和速度是合理的详细的HST和以前的观察这些细丝。
1999-11-10 astro-ph
Pulsed radiation from neutron star winds
脉冲星风的辐射是假设在距离恒星大约10到100个光柱半径处，磁能被耗散成粒子能量。加热粒子的同步辐射呈现出周期性，通常有脉冲和脉冲间。利用适合于蟹状星云脉冲星的参数（光柱$σ=6\times10^4$的磁化强度参数，洛伦兹因子$Γ=250$），计算了蟹状星云脉冲星的总光度，并与实测值进行了比较。这表明，来自年轻恒星的高能脉冲并不是起源于光柱内的共转磁层（与所有其他模型一样），而是来自光柱外的径向风。
2002-04-18 astro-ph
A Plasma Prism Model for an Anomalous Dispersion Event in the Crab Pulsar
1997年10月，在绿岸用85英尺望远镜对蟹状星云脉冲星在327兆赫和610兆赫进行的日常监测观测表明，色散测量值跳变了0.1厘米$^{-3}$ pc。在几天的过程中，在新旧分散体中同时观察到脉冲。在色散跃变期间，脉冲通量减小了一个数量级。在这一事件之前的几个月里，平均脉冲轮廓包含微弱的“鬼”脉冲分量，其相位与常规主脉冲和脉冲间分量的相位相差一个几乎与频率无关的时间延迟，该时间延迟在一个月内以二次方方式减小到零。在分散事件之后，散射水平增加了一个数量级，如通过在327 MHz处的脉冲展宽所测量的。还有一个奇怪的转变，在旋转相位，一个放缓，在两个频率的分散跳跃的时候，我们与内在的定时噪声。除了这种减速之外，所有观察到的现象都可以用三角形等离子体棱镜的可变扰动光学来解释，三角形等离子体棱镜位于同步加速器星云和超新星喷出物之间的交界面，并在几个月的时间内穿过视线。所需的密度，规模长度和速度是合理的，以前的观察和分析这些细丝。因此，我们的研究提供了一个探针的等离子体柱的尺度为30微弧秒至3毫弧秒（$10^{12-14}$厘米），补充尺度可访问的光发射线研究与HST分辨率（$10^{16-18}$厘米）。结合这两个观察提供了一个详细的界面区域的样本，可以匹配统计的数值模拟的结果。
2000-06-15 astro-ph
STIS Near Ultraviolet Time-Tagged Spectra of the Crab Pulsar
本文给出了在哈勃空间望远镜（HST）第二次服务任务轨道验证（SMOV）期间，利用空间望远镜成像光谱仪（STIS）观测到的蟹状星云脉冲星的近紫外（1600-3200埃）光谱和脉冲轮廓。二维近紫外多阳极微通道阵列（NUV MAMA）在时间标签模式下使用2 arcsec × 2 arcsec孔径和低色散光栅G230 L，以获得具有狭缝位置、波长和时间轴的立方体。观测得到的脉冲轮廓与射电测量结果一致，脉冲轮廓与高速光度计先前的NUV宽带测量结果一致。脉冲星的光谱包括2200埃的尘埃吸收特征，加上几条星际吸收线。使用E（B-V）=0.55+-0.05的Savage-Mathis模型对光谱进行去红化，得到与斜率为-0.3+-0.2的幂律的良好拟合。在光子统计的范围内，主脉冲、脉冲间以及各个上升沿和下降沿的光谱与总光谱相似。脉冲轮廓在NUV光谱范围内是稳定的。直方图分析显示，没有证据表明在无线电波长处看到了超脉冲。Mg I、Mg II和Fe II的星际吸收线等效宽度低于根据E（B-V）=0.5的隐含HI柱密度所预期的。虽然有几种解释是可能的，但需要进行更多的研究，以缩小选择范围。
1997-12-31 astro-ph
RXTE observations of single pulses of PSR B0531+21 I: Flux variations
本文是分析PSR B 0531 +21（蟹状星云脉冲星）约187万个周期的系列文章中的第一篇，该系列文章由RXTE x射线天文台上的PCA探测器观测到。蟹状星云脉冲星的X射线光变曲线在从几天到一个周期（33.46毫秒）的时间尺度上几乎没有变化。其X射线通量变化的标准差为平均值的$\approx$ 0.7%，与其射电通量变化相比可以忽略不计。脉冲到脉冲X射线通量变化的相位分辨功率谱没有显示光谱特征;任何可能的宽光谱特征的峰值的上限是平均功率的0.06%。其积分剖面的两个分量中的X射线通量彼此无关;它们的线性相关系数为0.0004 $\pm$ 0.0010。在无线电波长下经常看到的“巨脉冲”在这里不存在。这项工作对射电和X射线能量下的通量变化之间的联系（如果有的话）设置了非常强的约束，例如由于基本发射体的相干程度的变化。其相位分辨的X射线通量变化与积分轮廓显示出弱的相关性。如果得到证实，这可能是理解蟹状星云脉冲星X射线发射机制的重要线索。
2001-05-28 astro-ph
Multifrequency Radio Observations of the Crab Pulsar
在对蟹状星云脉冲星0.33至8.4 GHz之间的平均脉冲轮廓的频率依赖行为的研究中，发现了以前未见过的蟹状星云脉冲星轮廓成分。一个新的组件，36度的主脉冲在1.4 GHz的，是不符合的位置在较低的频率的前体。在1.4和8.4 GHz之间的脉冲间之后出现两个额外的平谱分量。正常的脉冲间经历了一个过渡的相位和频谱附近消失2.7 GHz，并重新出现10度的相位提前在4.8和8.4 GHz的新的频谱指数。射频主要消失的频率超过4.8千兆赫，即使它是在红外线，光学，和更高的能量。在高频率下的额外组件的存在和奇怪的频率依赖行为不同于在其他类星体中看到的任何东西，并且不能很容易地用简单的偶极场几何形状的发射来解释。
1996-04-27 astro-ph
Absolute timing with IBIS, SPI and JEM-X aboard INTEGRAL
我们已经验证了INTEGRAL上高能仪器的绝对计时能力，即成像仪IBIS，光谱仪SPI和X射线监测器JEM-X。与罗西X射线定时探测器（RXTE）同时进行的蟹状星云的校准观测，已被用于使用相同的Jodrell Bank无线电星历测量蟹状星云脉冲轮廓的主脉冲的绝对相位。三个INTEGRAL仪器和RXTE在统计和系统不确定性范围内给出了一致的结果：X射线主脉冲领先无线电脉冲280 +/- 40微秒。此外，由不同仪器测量的X射线脉冲轮廓的形状彼此完全一致。
2003-09-05 astro-ph
Giant pulses of pulsar radio emission
脉冲星射电发射巨脉冲的回顾报告，基于我们对四颗新的巨脉冲星的探测，以及对先前已知的巨脉冲星，包括蟹状星云脉冲星和毫秒脉冲星PSR B1937+21的比较分析。
2007-01-08 astro-ph
Electrodynamic Structure of an Outer-Gap Accelerator: Gamma-Ray Emission from the Crab Pulsar
我们研究了自旋中子星外磁层中的定态电子对产生级联。由于全局电流引起的电荷耗尽导致沿磁场线的大电场。迁移的电子和/或正电子被这个场加速以辐射曲率伽马射线，其中一些与X射线碰撞以在间隙中物质化为对。补充的电荷部分屏蔽了电场，该电场与粒子和伽马射线的分布函数一起自洽地求解。如果在加速器的两个边界都没有注入电流，则间隙位于所谓的零表面周围，在那里局部Goldreich-Julian电荷密度消失。然而，我们首先发现，间隙位置向外（或向内）移动时，粒子注入的内（或外）边界。将该理论应用于蟹状星云脉冲星，我们证明了脉冲TeV通量不超过中等红外光子密度的观测上限，并且该能隙应位于零面附近或零面之外，以便观测到的脉冲GeV通量谱可以通过曲率过程发射。
2000-11-27 astro-ph
X-ray Timing Observations of PSR J1930+1852 in the Crab-like SNR G54.1+0.3
我们提出了新的X射线定时和光谱观测PSR J1930+1852，年轻的高能脉冲星在中心的非热超新星遗迹G54.1+0.3。利用Rossi X射线计时探测器和Chandra X射线天文台的观测资料，我们得到了一个更新的136毫秒脉冲星的6年计时星历。然而，在该间隔期间，周期演变显示出与$\dot P = 7.5112(6) \times 10^{-13}$ s $^{-1}$的最佳拟合恒定自旋下降速率的显著变化，表明强定时噪声和/或毛刺活动。X射线发射是高度脉冲化的（$71\pm5%$调制），其特征在于不对称的宽轮廓（$\sim 70%$占空比），其几乎是无线电宽度的两倍。脉冲发射的光谱与光子指数$Γ= 1.2\pm0.2$的吸收功率定律很好地拟合;这比非脉冲分量的吸收功率定律稍微硬一些。脉冲星2-10 keV的总通量为$1.7 \times 10^{-12}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$。这些结果证实PSR J1930+1852是一颗典型的类蟹状脉冲星。
2007-04-07 astro-ph
The X-ray emission of the Crab-like pulsar PSR J0537-6910
本文根据BeppoSAX和RossiXTE的观测资料，对16 ms脉冲星PSR J 0537 -6910在0.1- 30 keV能量范围内的X射线脉冲辐射进行了光谱和时间分析。这颗脉冲星由马歇尔等人发现。（1998年）在LMC领域与RXTE，是最快的旋转脉冲星与超新星遗迹。它的特点是强烈的毛刺活动与所有已知的蟹类系统的最高率。
2003-09-19 astro-ph
Hard X-ray timing and spectral properties of PSR B0540-69
利用RXTEPCA（2 - 60 keV）和RXTEHEXTE（15 - 250 keV）数据，研究了年轻的类蟹状星云LMC脉冲星PSR B 0540 -69的硬X射线性质.利用684 ks的非常长的有效曝光，我们得到了一个非常详细的主脉冲轮廓的能量为2 - 20 keV。我们确认了宽的单脉冲形状，在中间有一个倾角，在倾角的左边有一个明显的精细结构。对于第一次在10 - 50 keV的能量间隔的脉冲轮廓示出。值得注意的是，从光学到X射线能量的粗脉冲形状是稳定的，类似于蟹状星云脉冲星（PSR B 0531 +21）的情况。可以用相位分离约为0.2的两个高斯曲线来描述分布;从光学到X射线范围的两个分量之间的比率的分布与平坦一致。因此，我们不能得出结论，该概况由两个不同的组成部分。我们还得出了一个新的总脉冲光谱在~0.01 - 50千电子伏范围内的一致性分析，包括档案ROSAT PSPC（0.01 - 2.5千电子伏）的数据。这个谱不能用单一的幂律来描述，而是需要一个附加的能量依赖项。在10 keV附近的光谱弯曲类似于蟹状星云脉冲星的光谱。虽然使用外隙情景的模型计算可能解释PSR B 0540 -69的高能特征，因为它们成功地解释了螃蟹，但我们的测量结果与Zhang & Cheng（2000）的最新计算结果并不完全一致。微小的差异可能是由脉冲星几何形状的不确定性造成的。
2003-01-12 astro-ph
Giant Pulses from PSR B0540-69 in the Large Magellanic Cloud
我们报告发现的第一个巨大的脉冲从河外射电脉冲星。利用帕克斯射电望远镜在1.38 GHz对大麦云云中PSR B 0540 -69进行的观测显示，其单脉冲能量超过平均脉冲能量的5000倍。这是第二颗年轻的脉冲星，在蟹状星云之后，显示出巨大的脉冲发射。与蟹状星云脉冲星类似，巨脉冲发生在两个不同的相位范围内，并且在这些范围内具有显著的到达时间抖动。巨脉冲的位置似乎滞后于（正弦）X射线轮廓的峰值0.37和0.64相位，尽管无线电和X射线数据之间的绝对时间还不确定。巨脉冲的色散测量值为146.5 pc/cc，与Manchester等人（1993）在0.64 GHz处探测到的脉冲星一致。巨脉冲在1.4 GHz处散射展宽，指数散射时间为0.4 ms，发射带宽至少为256 MHz。在8小时的积分中，我们没有检测到来自脉冲星的任何积分通量密度达到13 microJy的水平，假设占空比为10%。这意味着0.64和1.38 GHz之间的频谱指数比-4.4更陡。
2003-05-14 astro-ph
Giant Pulses from the Millisecond Pulsar B1821-24
我们已经对5毫秒射电中的“巨脉冲”进行了测量。我们探测到来自高Edot脉冲星PSR B1821-24的单个脉冲，其能量超过平均脉冲能量的50倍。这些巨大的脉冲集中在一个狭窄的相位窗口，与硬X射线中看到的幂律非热脉冲相一致。这是巨脉冲现象的第三个例子。它支持了外磁层中的大B场对这种脉冲的形成至关重要的观点，并进一步表明巨脉冲和高能发射之间的直接联系。
2001-07-26 astro-ph
Electrodynamic Structure of an Outer Gap Accelerator: Location of the Gap and the Gamma-ray Emission from the Crab Pulsar
我们研究了自旋中子星外磁层中的定态电子对产生级联。由于带电粒子的全局流动而引起的电荷耗尽导致沿着磁场线的大电场。迁移的电子和/或正电子被这个场加速以辐射曲率伽马射线，其中一些与X射线碰撞以在间隙中物质化为对。补充的电荷部分屏蔽了电场，该电场与粒子和伽马射线的分布函数一起自洽地求解。如果在加速器的两个边界处都没有注入电流，则间隙位于常规零表面周围，其中局部Goldreich-Julian电荷密度消失。然而，我们首先发现，间隙位置向外（或向内）移动时，粒子注入的内（或外）边界。应用该理论的蟹状星云脉冲星，我们证明，脉冲的TeV通量不超过观测上限的中等红外光子密度和间隙应位于附近或以外的常规零表面，使观测到的光谱脉冲GeV通量可以通过曲率过程发射。讨论了超Goldreich-Julian流解的存在性的一些意义。
2001-04-05 astro-ph
Green Bank Telescope Studies of Giant Pulses from Millisecond Pulsars
我们已经用100米绿岸望远镜对四颗毫秒双星的巨脉冲进行了搜索。PSR J 0218 +4232的相干去色散时间序列被发现包含非常短的固有持续时间的巨脉冲，其能量遵循幂律统计。巨脉冲与射电积分脉冲轮廓的两个极小值同相，但与X射线轮廓的峰值相位对齐。历史上，超过平均脉冲能量10-20倍的单个脉冲被认为是“巨脉冲”。由于155个脉冲中只有4个脉冲的能量大于平均脉冲能量的10倍，我们认为巨脉冲的发射机制应该通过以下几个方面来定义：（a）微秒或纳秒持续时间的内在时间尺度;（b）幂律能量统计;（c）发生在与非热X射线发射相窗一致的窄相窗中的发射。PSR B1957+20还观测到4个具有巨脉冲特征的短脉冲。由于在毫秒级射电星的发光圆柱上推断出的磁场都很高，这个参数以前被认为是巨脉冲发射率的一个指标。然而，PSR~B1957+20的巨脉冲发射频率明显低于其他毫秒级恒星，这些恒星在其轻圆柱上具有类似的磁场。这表明，在光柱上推断出的磁场并不能很好地指示巨脉冲的发射率。
2005-12-13 astro-ph
Multifrequency Observations of Giant Radio Pulses from the Millisecond Pulsar B1937+21
巨脉冲是一种短而强烈的射电爆发，其强度分布为幂律分布，已在蟹状星云脉冲星和PSR B1937+21上观测到。我们利用Arecibo望远镜在430、1420和2380 MHz对PSR B1937+21的巨脉冲进行了系统的研究。在430兆赫时，星际散射将巨脉冲展宽到持续时间为$\sim50 μ$秒，但在更高频率时，脉冲非常短，通常仅持续$\sim1$ - $2 μ$秒。在每个频率下，巨脉冲仅在位于主脉冲和脉冲间峰值之后的$\sim 55$ - $70 μ$秒的脉冲相位的窄（$\lsim10 μ$ s）窗口中发射。虽然一些脉冲到脉冲的抖动在到达时间观察，平均到达相位似乎稳定的巨型脉冲的定时分析产生的最佳平均配置文件定时研究的竞争力的精度。我们测量了巨脉冲的强度分布，证实了一个近似指数为-1.8的近似幂律分布，在每个频率上贡献了$\gsim0.1%$的总通量。我们还发现，巨脉冲的强度下降的频率功率比普通的无线电发射稍陡。
1999-10-07 astro-ph
Comparison of giant radio pulses in young pulsars and millisecond pulsars
脉冲间的强度变化是脉冲星射电辐射的一个共同特性。对于某些物体来说，单个脉冲通常比它们的平均脉冲强10倍。最引人注目的事件是所谓的巨射电脉冲（GRP）。它们可以比脉冲星发出的常规单脉冲强上千倍。巨脉冲是一种罕见的现象，发生在极少数分裂成两组的恒星中。第一组包含非常年轻且充满活力的脉冲星，例如蟹状脉冲星及其位于大麦云（LMC）中的孪生脉冲星（PSR B 0540 -69），而第二组则由古老的、回收的毫秒脉冲星代表，例如PSR B 1937 +21、PSR B 1821 -24、PSR B 1957 +20和PSR J 0218 +4232（在伽马射线中检测到的唯一毫秒脉冲星）。我们比较了这两个脉冲星群的GRP特征。此外，我们的最新发现的新功能的螃蟹GRP。对我们在8.35 GHz的Effelsberg数据的分析表明，GRP确实发生在其普通无线电发射的所有阶段，包括仅在5和9 GHz之间可见的两个高频分量（HFC）的阶段。
2007-01-04 astro-ph
A Search for Giant Pulses from Millisecond Pulsars
我们已经从18个毫秒级的样品中寻找微秒级的宽带辐射。我们的研究对几个毫秒级恒星的这种发射进行了严格的限制，并表明它只存在于毫秒级恒星的一小部分中。在球状星团NGC 6624的PSR J1823- 3021 A中探测到了高达平均脉冲能量64倍的巨脉冲。与PSR B1937+21的巨脉冲相反，PSR J1823- 3021 A的几乎所有巨脉冲都分布在积分脉冲轮廓的主脉冲分量的后半部分。在主脉冲分量的前沿没有观察到巨脉冲的事实表明，巨脉冲优先发射更接近最后的开放场线比普通发射。巨脉冲发射率和毫秒双星自旋下降光度之间的相关性表明PSR J1823- 3021 A的高周期导数是内在的，而不仅仅是它在NGC 6624引力势中加速的假象。
2005-02-09 astro-ph
Nature of giant pulses in radio pulsars
巨射电脉冲的形成归因于脉冲星磁层等离子体中的传播效应。由等离子体粒子引起的无线电波的散射被发现导致在频率上的无线电发射的有效重新分配。由于脉冲星辐射的光谱陡峭，在间隔很宽的频率之间的强度转移可能意味着辐射的显着窄带放大。这可能会产生巨大的脉冲。它表明，巨脉冲强度观察到的统计可以再现，如果一个考虑脉冲到脉冲的等离子体数密度和原始强度的波动。讨论了强放大脉冲的偏振特性、在平均脉冲窗口中的位置以及巨脉冲纳米结构的起源。
2006-05-05 astro-ph
