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
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
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
Why did Supernova 1054 shine at late times?
蟹状星云是超新星1054（SN 1054）的残骸。根据核合成理论，这颗超新星的前身被模拟为一颗8-10太阳质量的恒星。在这里，我们指出，SN 1054的晚期光变曲线的观测结果，从历史记录来看，与标准情景不相容，在标准情景中，晚期发射是由少量Ni-56的放射性衰变提供动力的。基于模型计算，我们量化了这种差异。需要相当大质量的Ni-56来驱动晚期发射，0.06[-0.03，+0.02]太阳质量，似乎与蟹状星云的丰度不一致。后期光变曲线很可能是由脉冲星提供动力的，这使得SN 1054在这方面是独一无二的。或者，后期光变曲线可能是由星周相互作用提供动力的，这与8-10颗太阳质量的恒星是“密集风”超新星的祖先的情景是一致的。
2000-12-15 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
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
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
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
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
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
Gamma rays and neutrinos from the Crab Nebula produced by pulsar accelerated nuclei
我们调查的后果的加速重核（如铁核）的蟹状星云脉冲星。被加速的原子核在与脉冲星外隙产生的软光子碰撞时会发生光致裂变，注入高能中子，这些中子在蟹状星云内部或外部衰变。星云内部中子衰变产生的质子被蟹状星云的磁场捕获，并在星云内部积累，与星云中的物质碰撞产生伽马射线和中微子。蟹状星云外的中子衰变产生了银河系的宇宙射线。我们计算了伽马射线和中微子的预期通量，发现我们的模型可以解释在高能量下观察到的发射，并且可以通过目前处于设计阶段的未来中微子望远镜寻找高能中微子来进行测试。
1997-04-18 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
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
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
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
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
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
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
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
Optical STJ Observations of the Crab Pulsar
我们报告的第一个天文观测对象使用超导隧道结（STJ）设备，一个像素探测器的固有能量分辨率在光波长范围内。蟹状星云脉冲星是在位于拉帕尔玛岛的4.2米威廉·赫歇尔望远镜上使用6 × 6钽STJ阵列观测到的。每个阵列元件提供光子计数能力，以约5微秒的到达时间精度记录高达约10^3个光子/像素/秒，并提供约100 nm的波长分辨率。我们推导出一个光度分辨的光变曲线，然而，没有显着的颜色指数变化与脉冲星相位。
1999-05-04 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
ROSAT HRI Observations of the Crab Pulsar: An Improved Temperature upper limit for PSR 0531+21
ROSAT HRI观测已被用来确定的蟹状星云脉冲星表面温度的上限，从关闭脉冲计数率。对于质量为1.4 \Mo、半径为10 km的中子星，以及标准距离和星际柱密度，红移温度上限为\/ $T_s^\infty \le 1.55\times 10^6$ K $(3σ)$。这是迄今为止蟹状星云脉冲星获得的最低温度上限。对于文献中可用的各种中子星模型，计算了略微不同的$T_s^\infty$值，反映了状态方程的差异。
1995-03-02 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
A New HST Measurement of the Crab Pulsar Proper Motion
我们使用了一组存档的HST/WFPC 2蟹状星云内部区域的曝光，以获得脉冲星自行的新测量，这是Wyckoff和Murray在20多年前的原始工作之后的第一次。我们测量的脉冲星位移，μ = 18 +/- 3 mas/yr，与以前得到的值吻合得很好。这一点值得注意，因为我们使用的数据跨度不到2年，而以前的工作需要77年。位置角为292 +/- 10度，自行矢量似乎与由ROSAT观测到的X射线喷流方向确定的蟹状星云内部对称轴线对齐。事实上，如果认为中子星的旋转既造成了X射线喷流，又造成了观测到的对称性，那么蟹状星云就可以提供一个自旋轴与自行对齐的例子。
1999-01-05 astro-ph
The "sigma" problem of the Crab pulsar wind
考虑了蟹状星云脉冲星风从靠近恒星的坡印廷通量主导的风向终止激波处粒子生能主导的风的转换。Coroniti（1990）提出并受到Lyubarsky & Kirk（2001）批评的想法是，条纹风中的重联是负责任的，推广到包括先验未知耗散率的更快处方。证实了风的强加速度，较高的耗散率意味着完整的转换坡印亭通量到粒子生通量内的无冲击风。
2003-09-22 astro-ph
Absolute timing of the Crab Pulsar at optical wavelengths with STJs
我们用超导隧道结（STJ）的时间分辨率为$μ$的S-Cam对蟹状星云脉冲星进行了光学观测。我们的目的是研究无线电和光脉冲之间的延迟。在近7年的时间跨度内，在两个不同的地点，使用三种不同版本的仪器和两种不同的GPS装置，对蟹状星云脉冲星进行了三次观测。我们一致地发现，光学峰领先于无线电峰49 $\pm$ 90，254 $\pm$ 170和291 $\pm$ 100 $μ$ s。在假定恒定的光学超前时，加权平均值是$\sim$ 170 $μ$ s，或者当拒绝（基于可能有问题的无线电星历）第一测量时，是273 $\pm$ 100 $μ$ s。
2006-06-07 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
New Companions for the lonely Crab? VHE emission from young pulsar wind nebulae revealed by H.E.S.S
H.E.S.S.对银道面中心部分进行的更深入、更广泛的调查。在2005-2007年期间，发现了一些新的点状和扩展源。两个点状源可以与我们银河系中“蟹状”年轻而充满活力的恒星周围的两个引人注目的物体相关联：G21.5-0.9和Kes 75。每个来源的特点，并简要讨论了可能的解释。
2007-10-11 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
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
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
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
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
Study on polarization of high-energy photons from the Crab pulsar
我们在外能隙加速器的框架下研究了蟹状星云脉冲星高能辐射的偏振。最新版本的外间隙，从内部的零电荷表面延伸到光柱，用于检查的光变曲线，光谱和偏振特性，同时。计算了偏振位置角曲线和偏振度，并与Crab光学数据进行了比较。我们表明，外间隙模型解释了所观察到的光变曲线，光谱和偏振的一般特征，考虑到从内部的零电荷表面和从三级对，这是由高能量光子从二级对产生的排放。对于蟹状星云脉冲星，偏振位置角曲线表明，从旋转轴测量的观测者视角大于90度。
2007-01-09 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
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
Young Crab-like pulsars and luminous X-ray sources in starbursts and optically dull galaxies
最近钱德拉对邻近星系的观测揭示了一些具有超爱丁顿光度的超亮X射线源（ULX），远离非活动星系的中心区域。这些来源的性质仍有争议。我们认为，其中一小部分可能是年轻的，蟹状星云，其X射线亮度是由旋转驱动的。我们使用从射电脉冲星数据估计的脉冲星出生参数来计算稳态脉冲星X射线光度分布作为星系中恒星形成率（SFR）的函数。我们发现大约10%的光学暗星系有一个L_x >~ 10^{39} erg/s的光源，而每个星暴星系应该有几个这样的光源。我们估计，少数星系的X射线光度主要由一颗L_x >~10^{39} erg/s的亮脉冲星决定，与其SFR基本无关。我们讨论的观测诊断，可以帮助区分ULXs中的年轻脉冲星人口。
2004-07-08 astro-ph
Polarization of high-energy emissions from the Crab pulsar
在Cheng等人的工作基础上，我们在外能隙加速器的框架下研究了蟹状星云脉冲星高能辐射的偏振。最新版本的外间隙，从内部的零电荷表面的光圆柱体，用于检查同步辐射的第二和第三对，这是产生的间隙外。考虑到粒子的回转运动，我们同时计算了光变曲线、光谱和偏振特性。计算了偏振位置角曲线和偏振度，并与Crab光学数据进行了比较。我们证明了来自零电荷面内部的辐射在光变曲线中产生外翼辐射和非脉冲辐射，而第三对辐射对桥辐射有贡献。次级电子对的发射解释了观测到的光变曲线和光谱的主要特征。另一方面，需要从零电荷表面和从第三对内部的发射来解释蟹状星云脉冲星的光学偏振行为。偏振特性的能量依赖性是本模型所期望的。对于蟹状星云脉冲星，偏振位置角曲线表明从旋转轴测量的观测者视角大于$90^{\circ}$。
2006-10-12 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
Neutron star sequences and the starquake glitch model for the Crab and the Vela pulsars
基于星震突变机制，首次构造了能同时解释蟹状星（$Q \geq 0.7$）和船帆座星（$Q \leq 0.2$）突变愈合参数$Q$的稳定中子星（NS）序列模型，而常规NS模型不能给出如此一致的解释.此外，我们的模型也产生了一个上限NS质量类似于在文献中获得的各种现代状态方程（EOS）兼容的因果关系和动力学稳定性。本文的结果给出了蟹状星云和船帆座星云引力红移电子正电子湮没线能量的上下限，分别为0.309 - 0.315 MeV和0.425 - 0.439 MeV。
2010-10-12 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
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
Hiccups in the night: X-ray monitoring of the two Crab-like LMC pulsars
我们正在对大麦云星云中的两个蟹状星云PSR B 0540 -69和PSR J 0537 -6910进行广泛的X射线监测活动。我们提出了我们目前的相位连接的时序分析来自一组50点X射线观测跨越几年。从我们最初的1.2年的年轻50毫秒脉冲星PSR B 0540 -69的监测计划，我们发现了第一个令人信服的证据，在其旋转故障。该毛刺的特征为dv / v = 1.90 +/- 0.05 X 10 E-9和$dvdot/ vdot =（8.5 +/- 0.5 X 10 E-5。考虑到故障事件，我们得出的制动指数n = 1.81 +/- 0.07，显着低于以前的报告。对于16 ms脉冲星PSR J 0537 -6910，我们在近3年的时间内记录了6次大的毛刺事件，这是所有已知的Crab系统中发生率最高的。尽管极端的计时活动，这颗脉冲星的长期自旋下降继续平均为-1.9743 X 10 E-10 Hz/s。
2001-12-02 astro-ph
Observations of a Series of Six Recent Glitches in the Crab Pulsar
从1995年到1999年，绿岸和乔德雷尔岸天文台每天监测蟹状星云脉冲星的无线电发射，发现了一系列六次突然的旋转自旋或故障，使这颗脉冲星自1969年以来观测到的故障数量翻了一番。通过这些观察，显著的螃蟹毛刺之间的时间间隔范围大大扩大，表明螃蟹毛刺的发生可能比以前认为的更随机。新的毛刺幅度（$Δν/ν$）跨越2e-9到3e-8的数量级。除了在一种情况下，我们建议可能代表一个"余震"的事件，频率跳跃显示指数恢复的时间尺度为$\sim$ 3天的小故障和$\sim$ 10天的最大（1996年）故障。在最大的事件中，一部分自旋被及时解决，就像之前报道的1989年的故障一样。频率导数的显著变化也发生在每个毛刺之后，并且与初始频率跳变的大小相关，尽管对于一些较小的毛刺，这似乎是暂时的影响。我们讨论了所观察到的螃蟹毛刺合奏的属性，并将它们与船帆座毛刺的属性进行比较，突出那些必须由进化模型解释的差异。
2000-10-01 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
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
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
Very High Energy Gamma Ray Emission from Crab and Geminga Pulsars
从80年代的实验中得出的主要推论是，在GeV-TeV能量范围内，时间平均能谱必须变陡，这一推论在90年代的高灵敏度实验中得到了加强。然而，从过去的几个实验和目前更敏感的实验的结果可以通过调用TeV区域中产生的可能不同的组件来协调。将介绍对PACT阵列收集的数据进行初步分析的结果。
2001-08-23 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
Moments of inertia for neutron and strange stars: limits derived for the Crab pulsar
蟹状星云的属性的最新估计用于推导脉冲星的转动惯量，质量和半径的约束。为此，我们采用一个近似公式结合这三个参数。我们的“经验公式”I = a（x）MR^2，其中x =（M/M_sun）（km/R），是基于对30个致密物质理论状态方程的数值计算结果。中子星和奇异星的函数a（x）有质的不同。对于中子星，a_NS（x）= x/（0.1+2x），x <= 0.1（对M > 0.2 M_sun有效）; a_NS（x）=（2/9）（1+5x），x > 0.1。对于奇异星，a_SS（x）=（2/5）（1+x）（对有壳且M < 0.1 M_sun的奇异星不成立）。我们还得到了最大转动惯量I_max，45 =（-0.37 +7.12x_max）（M_max/M_sun）（R_（M_max）/（10 km））^2的近似表达式，它对中子星和奇异星都适用。应用我们的公式的I_Crab的评估值，我们推导出的脉冲星的质量和半径的约束。对膨胀星云质量的一个非常保守的估计，M_neb = 2 M_sun，得出M_Crab > 1.2 M_sun，R_Crab = 10-14 km。设定最近的评估值（“中心值”）M_neb = 4.6 M_sun排除了大多数现有的状态方程，只留下最严格的状态方程：M_Crab > 1.9 M_sun，R_Crab = 14-15 km。
2002-10-09 astro-ph
