The 1997 Event in the Crab Pulsar in X-rays
1997年10月，蟹状星云脉冲星的无线电脉冲出现异常延迟。这是由两个射电天文台报道的，它们都解释了这种依赖于频率和时间变化的延迟是由于蟹状星云中电离层的折射效应。两个研究小组还注意到，奇怪而令人困惑的是，与频率相关延迟同时发生的是，蟹状星云脉冲星也经历了不寻常的减速，他们认为这与蟹状星云无关，而是蟹状星云脉冲星固有的，导致了与频率无关的额外延迟。然而，现在看来，其中一个小组将与频率无关的延迟也归因于折射效应。这项工作的目的是验证是否至少有一部分的频率无关的延迟确实是由于固有的慢蟹脉冲星。蟹状星云脉冲星1997年10月事件的时间分析是在X射线中进行的，X射线不受影响无线电波的折射和衍射效应的延迟;在X射线中，只有固有的减速才能对任何观测到的延迟做出贡献。使用了主要来自RXTE卫星上的主成分分析仪的数据，以及来自BeppoSAX卫星上的PDS仪器的少量数据。使用在射频下获得的非常精确的参考定时模式对X射线数据进行分析，强烈支持固有减慢假设。使用从有限的X射线数据中自洽导出的参考时序模型进行分析，其不太准确，对于上述两个假设并不完全明确，但为内在减慢假设提供了合理的支持。在1997年10月的事件中，频率独立延迟的一个重要部分确实是由于蟹状星云脉冲星的固有减速。
2016-01-09 astro-ph.HE
A non-glitch speed-up event in the Crab Pulsar
内容：蟹状星云脉冲星的自转历史可以用（1）自转频率$ν$和由其前两个时间导数$\dot ν$和$\ddot ν$指定的减速模型来描述，称为长期减速模型，（2）偶然减速模型，（$\approx 2$年一次）$ν$和$\dot ν$幅度显著和突然增加（发生在分钟的时间尺度上），称为毛刺，以及（3）$ν$和$\dot ν$的慢得多的增加和减少（发生在数月和数年内），其小一个数量级，称为定时噪声。目的：这项工作报告了在螃蟹脉冲星的加速事件发生在$2015$ 2月，这是不同于毛刺和定时噪声。研究方法：Jodrell Bank天文台（JBO）在射频上获得的蟹状星云脉冲星的月$ν$ s和$\dot ν$ s被用来演示加速事件。蟹状星云脉冲星脉冲的每月到达时间，也由JBO公布，结合来自RXTE，SWIFT和NUSTAR天文台的X射线数据，用于验证结果。结果：加速事件由$\dot ν$持续增加引起，导致$ν$单调增加。在过去的$\approx 550$天中，$ν$单调增加的量是定时噪声电平的$\approx 10$倍。结论：这是蟹状星云脉冲星中的一个独特事件。这可能是由于蟹状星云脉冲星内部温度的小幅上升。如果没有它，蟹状星云脉冲星的下一个大故障预计将发生在$2019$ 3月左右。然而，这一事件可能对其发生产生重要影响。
2016-12-29 astro-ph.HE
NICER observations of the Crab pulsar glitch of 2017 November
螃蟹脉冲星在2017年11月8日经历了最大的定时故障。这一事件是在无线电波段被发现的，随后被XPNAV和NICER等天文台在软X射线能量下发现。目的：这项工作的目的是比较在上述两个波长的毛刺行为。X射线卫星XPNAV已经完成了这方面的初步工作。NICER具有更高的灵敏度，有望揭示更详细的行为。方法：NICER在蟹状星云脉冲星上积累了超过$301$千秒的数据，相当于超过$3.3$十亿个软X射线光子。这些数据首先使用标准NICER分析管道进行处理。然后，X射线光子到达太阳系重心的时间。然后进行具体分析，以研究以下部分中概述的具体行为，同时考虑死区时间。结果：蟹状星云脉冲星的旋转频率及其时间导数在毛刺期间的变化在射电和X射线能量下几乎完全相似。蟹状星云脉冲星的以下特性在故障前后基本保持不变：总X射线通量;其积分轮廓的两个分量的通量、宽度和峰值;以及软X射线光谱。没有证据表明X射线能量的巨大脉冲。然而，蟹状星云脉冲星的定时噪声在毛刺之前表现出准正弦变化，幅度增加，而毛刺之后则没有这种变化。结论：即使是蟹状星云脉冲星中最强的小故障，在两个频率上，似乎也不会影响上述所有特性，只会影响其中一个。时序噪声似乎由于毛刺而改变的事实是一个重要的线索，因为这仍然是一个无法解释的现象。
2019-11-22 astro-ph.HE
POLAR measurements of the Crab pulsar
POLAR是一种康普顿偏振计，在50至500 keV的能量范围内敏感。蟹状星云脉冲星是中国空间实验室天宫二号（TG-2）上的POLAR科学目标。凭借其大视场（FoV），POLAR探测到了来自蟹状星云脉冲星的重要脉冲信号，POLAR在大约一半的观测时间内就可以看到这些信号。在这项工作中，我们提出了初步的结果，包括脉冲轮廓，定时和偏振测量方法。首先，我们展示了极观测到的非常显著的脉冲轮廓，并与其他探测器（包括费米/LAT和INTEGRAL）的结果进行了比较。同时给出了脉冲波形与θ入射角和通道数的关系，表明POLAR具有良好的探测性能。第二，我们发现，螃蟹脉冲的时间被准确地测量，这提供了一个独特的验证和校准的POLAR定时系统。最后讨论了蟹状星云脉冲星的电位极化测量。
2019-10-17 astro-ph.HE astro-ph.IM
RXTE/HEXTE Analysis of the Crab Pulsar Glitch of July 2000
硬X射线数据从RXTE天文台（HEXTE能量范围15至240千电子伏）进行了分析，以获得一个相位相干的时间解决方案的螃蟹脉冲星毛刺的2000年7月15日。其结果是：（1）在毛刺出现时，蟹状星云脉冲星旋转频率$ν_0$的阶跃变化是$Δν_0 = (30 \pm 3) \times 10^{-9} \times ν_0$，（2）其时间导数的阶跃变化是$Δ\dot ν_0 = (4.8 \pm 0.6) \times 10^{-3} \times \dot ν_0$，（3）阶跃变化的衰减时间尺度是$τ_d = 4.7 \pm 0.5$天。前两个结果与Jodrell Bank天文台在射频上获得的结果一致。最后一个结果没有在文献中引用，但可能是一个低估，由于缺乏非常接近毛刺时期的观察。通过与Jodrell小组公布的蟹状星云脉冲星的月星历表比较，估计了硬X射线和射电脉冲轮廓的主峰之间的时间延迟为$+411 \pm 167$ $μ$ sec.虽然这个数字不是很重要，但它与使用RXTE的PCA仪器得出的2至16 keV能量范围的数字一致。蟹状星云脉冲星的积分脉冲轮廓的两个峰之间的分离，以及它们的强度比，在毛刺前后都是统计上相似的。积分脉冲轮廓内的死区时间校正的积分光子通量似乎在毛刺之后减小，尽管这不是统计上强的结果。这项工作实现了什么可以被认为是几乎绝对的蟹状星云脉冲星硬X射线数据的时序分析。
2015-04-13 astro-ph.HE
Long-term timing and emission behavior of the young Crab-like pulsar PSR B0540-69
通过对Rossi X射线定时探测器15.8年的观测数据的分析，给出了年轻脉冲星PSR B 0540 -69的定时解和自旋性质。我们进行了部分相位相干时序分析，以减轻显着的影响，在这个脉冲星的时序噪声。我们还在数据集的大子集上执行完全相干的定时，以达到更精确的解决方案。除了先前报道的第一个故障经历的脉冲星，我们发现第二个故障，发生在MJD 52927 $\pm$ 4，与分数的变化，自旋频率$Δν/ν= (1.64 \pm 0.05) \times 10^{-9}$和自旋下降率$Δ\dotν/\dotν = (0.930 \pm 0.011) \times 10^{-4}$（从我们的完全相干分析）。我们测量的制动指数是一致的，在整个数据跨度，平均值$n = 2.129 \pm 0.012$，从我们的部分相干时序分析。我们还研究了这颗脉冲星的发射行为，没有发现明显的通量变化、耀斑、爆发型活动或脉冲轮廓形状变化的证据。虽然有强有力的证据证明PSR B 0540 -69与蟹状星云脉冲星的相似性，但它们在几个方面存在差异，包括毛刺活动，PSR B 0540 -69可以说类似于其他一些非常年轻的脉冲星。很明显，控制这些新近诞生的中子星的形成、演化和内部结构的特定过程可以有很大的不同，这反映在它们的观测特性上。
2015-10-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
In-orbit timing calibration of the Insight-Hard X-ray Modulation Telescope
介绍了硬透视X射线调制望远镜（Insight-HXMT）的定时系统和三个有效载荷的定时标定结果。这三个有效载荷是高能X射线望远镜（HE，20-250 keV）、中能X射线望远镜（ME，5-30 keV）和低能X射线望远镜（LE，1-10 keV）。我们提出了一种方法来纠正的温度依赖的周期响应和长期变化的板载晶体振荡器，特别是对于ME，不携带温度补偿晶体振荡器。测量了蟹状星云脉冲星的到达时间（ToAs），以评估计时系统的精度。由于Jodrell Bank天文台给出的蟹状星云脉冲星星历存在约40 μs的系统误差（Rots et al. 2014），我们利用中子星内部成分探测器（NICER）上的X射线计时仪（XTI）的准同步观测数据来制作蟹状星云星历，并对Insight-HXMT的计时系统进行了验证。计算得到，高、中、低三个波段的ToAs相对于NICER测量值（包括物理源和仪器源）的能量偏移分别为24.7μs、10.1μs和864.7μs，系统的系统误差分别为12.1μs、8.6μs和15.8μs。
2021-12-09 astro-ph.HE
Timing accuracy of the Swift X-Ray Telescope in WT mode
雨燕上的X射线望远镜（XRT）主要用于提供伽马射线暴（GRB）余辉的详细位置、时间和光谱信息。在飞行任务寿命期间，分配给其他类型源的观测时间比例稳步增加。在本文中，我们报告的结果在飞行中校准的定时能力的XRT在窗口定时读出模式。我们使用观测的蟹状星云脉冲星的脉冲周期测定的准确性进行评估，通过比较获得的值由XRT定时分析与来自无线电监测的值。我们还检查了绝对时间重建测量的相位位置的主峰在螃蟹的配置文件，并将其与文献中报道的值和结果，我们从同步罗西X射线定时探测器（RXTE）的观察。我们发现，蟹状星云脉冲星的周期测定的精度是几皮秒的数量级的观测数据的时间跨度最大。使用Crab主峰的位置测量的绝对时间重建表明，主峰预期文献中报告的RXTE位置的相位平均约为270微秒（当使用UVOT数据校正的姿态文件减少数据时约为150微秒）。对同时进行的Swift-XRT和RXTE正比计数器阵列（PCA）观测的分析证实，XRT Crab剖面领先PCA剖面约200微秒。XRT光电二极管模式数据和BAT事件数据的分析显示主峰位置与RXTE非常一致，表明在窗口定时模式下观察到的XRT数据差异可能是由于该XRT读出模式的时间分配中的系统偏移。
2012-10-17 astro-ph.HE astro-ph.IM
Refined Constraints on the Hard X-ray Polarization of the Crab Pulsar and Nebula Derived from an Extended XL-Calibur Dataset
Rice University（莱斯大学）；University of New Hampshire（新罕布什尔大学）；Washington University in St. Louis（圣路易斯华盛顿大学）；The University of Osaka（大阪大学）；Japan Aerospace Exploration Agency, Institute of Space and Astronautical Science（日本宇宙航空研究开发机构 宇宙科学研究所）
利用扩展的XL-Calibur数据集，通过新方法恢复GPS断续期间的相位信息，提高了相位解析分析的精度，确认了星云发射的偏振度，并支持硬X射线发射主要来自星云环形和风区的场景。
2026-04-16 astro-ph.HE
Lorentz Invariance Violation Limits from the Crab Pulsar using VERITAS
量子引力（QG）理论在过去的50年里一直试图理解四种基本相互作用之间的关系。在这一领域获得的一个主要见解是，所有的相互作用可能统一在普朗克尺度能量~10 $^{19}$ GeV。引力与其他三种相互作用统一的一个潜在后果是在普朗克尺度能量下洛伦兹对称性的破缺。对伽马射线望远镜的飞行时间（TOF）测量的解释已经能够对洛伦兹不变性违反（LIV）的能量尺度进行限制。蟹状星云脉冲星是唯一一颗在非常高的能量（VHE，E > 100 GeV）下探测到的脉冲星，它提供了一个独特的机会，可以对LIV施加新的限制。本文介绍了用VERITAS和统计方法对蟹状星云脉冲星进行观测的结果，以确定依赖于能量的时间差的LIV效应的极限。
2013-07-31 astro-ph.HE
Pulse profile stability of the Crab pulsar
我们提出了一个蟹状星云脉冲星，PSR B 0531 +21，使用档案RXTE数据的X射线定时分析。我们已经调查了螃蟹脉冲轮廓的稳定性，在软（2-20千电子伏）和硬（30-100千电子伏）的X射线能量，在过去十年的RXTE操作。分析包括测量两个脉冲峰之间的间隔;以及两个峰的强度和宽度。我们没有发现任何显着的时间依赖性的脉冲形状。这两个峰在相位、强度和宽度上都很稳定。第一个脉冲在软X射线中相对较强。在软X射线能量和硬X射线能量两者中，第一脉冲峰值比第二峰值窄。这两个峰都显示出缓慢的上升和陡峭的下降。两个峰值中的脉冲光子的比率在时间上也是恒定的。
2011-06-28 astro-ph.HE
The persistent shift in spin-down rate following the largest Crab pulsar glitch rules out external torque variations due to starquakes
本研究通过分析蟹状星云脉冲星2017年大耀变后1710天的射电数据，发现自转减慢率持续增加，排除了星震引起外部力矩变化的假说，并提出超流性内部机制作为解释。
2025-03-31 astro-ph.HE
Superfluid Angular Momentum Reservoir Effect in Pulsar Glitches and Crab Pulsar Glitch Time Prediction
Huazhong University of Science and Technology（华中科技大学）；Central China Normal University（华中师范大学）；Qingdao Binhai University（青岛滨海学院）
通过聚类分析蟹状脉冲星近50年的计时数据，发现自转突变事件在时间上呈现约3.5年和7年的规律性，且聚类大小与历史等待时间强相关，表明自转突变是时间耦合、历史依赖的集体事件。
2026-06-19 astro-ph.HE
Delayed spin-up and persistent shift phenomena of Crab pulsar glitches: two sides of the same coin?
脉冲星毛刺是其自旋频率突然增加，在大多数情况下，随后是长时间尺度的恢复过程。到目前为止，在188颗脉冲星中，已经报告了大约546个小故障，蟹状星云脉冲星是一个特殊的脉冲星，有着独特的表现。本文统计研究了蟹状星云脉冲星的脉冲后观测量，特别是脉冲后相位的延迟自旋上升和慢化率的持续变化。通过分析45年的射电数据，发现两个幂律函数分别很好地拟合了持续漂移和延迟自旋上升时间尺度与毛刺大小的关系，并且从两个拟合函数的一致性来看，持续漂移和延迟自旋上升时间尺度之间存在线性相关关系，这可能表明它们具有相同的物理起源，并可能为中子星的内部物理提供新的探索。
2019-08-08 astro-ph.HE
Evolution of the X-ray Profile of the Crab Pulsar
利用Rossi X射线定时探测器（{ \sl RXTE}）的存档数据，研究了蟹状星云脉冲星X射线剖面在11年时间跨度内的演化。X射线剖面的几个参数在这些年中发生了轻微但显著的变化：两个峰的分离以每世纪$0.88\pm0.20\,\textordmasculine$的速率增加，第二个脉冲与第一个脉冲的通量比以每世纪$(3.64\pm0.86)\times10^{-2}$的速率减少，两个脉冲的脉冲宽度分别以每世纪$1.44\pm0.15\,\textordmasculine$和$1.09\pm0.73\,\textordmasculine$的速率减少。上述参数的演变趋势与射电结果相似，但数值不同。我们简要地讨论了这些X射线性质对该脉冲星发射区几何结构的约束。
2019-09-11 astro-ph.HE
Inductive spikes and gamma-ray flares from the Crab Nebula
蟹状星云的~400 MeV耀斑辐射很自然地被解释为脉冲星风的质量负载突然减少的结果。只有很少的粒子可以携带维持波活动所需的电流，使它们达到高的洛伦兹因子。当它们穿透星云时，会产生一个光束紧密、亮度很高的硬伽马射线爆发，其特征与观测到的耀斑相似。这种机制也可以在其他大功率整流器中运行，如J 0537 -6910（PWN N 157 B）、B 0540 -69、B1957+20和J 0205 +6449（3C 58）。
2017-12-01 astro-ph.HE
Twelve-hour spikes from the Crab Pevatron
目标。蟹状星云在2010年9月18日显示出一个巨大的伽马射线耀斑。为了更深入地了解这种现象的起源，我们分析了在耀斑期间几乎同时收集的INTEGRAL（20-500 keV）和FERMI（0.1-300 GeV）数据。方法.我们将现有的数据分为三个不同的组，对应于前耀斑期间，耀斑，和随后的平静。对于每个周期，我们进行定时和光谱分析，以区分脉冲星和周围星云对伽马射线光度的贡献。结果在硬X射线域中没有检测到脉冲轮廓和光谱特性的显著变化。相比之下，我们确定了三个独立的增强持续约12小时的伽马射线通量，并分开约两天的时间间隔。光谱分析表明，通量增强，限制在1 GeV以下，可以模拟的幂律与高能量指数截止，其中无论是截止能量或模型归一化增加了约5倍，相对于耀斑前的排放。我们还确认伽马射线耀斑不是脉冲的。结论.时间和光谱分析表明，伽玛射线耀斑是由于同步辐射从一个非常紧凑的粒子加速器位于脉冲星风和周围的星云之间的相互作用的区域。这是在宇宙加速器中测量到的最高电子能量。耀斑的光谱特性的相对论移动的发射体和/或更硬的发射电子人口的框架中解释。
2011-01-17 astro-ph.HE
Simulated Gamma-Ray Pulse Profile of the Crab Pulsar with the Cherenkov Telescope Array
我们提出了模拟的甚高能量（VHE）的伽玛射线光变曲线的蟹状星云脉冲星所观察到的切伦科夫望远镜阵列（CTA）。蟹状星云脉冲星的CTA脉冲轮廓进行了模拟，其具体目标是确定脉冲间位置的准确性。我们用三高斯模板拟合MAGIC望远镜获得的脉冲形状，并重新调整它以适应不同的CTA仪器和观测配置。模拟不同配置的CTA和应科院的微型阵列。北部CTA的配置将提供一个约3倍的精度提高，观测时间与MAGIC（73小时）相当。除非高于1 TeV的VHE谱的行为与我们目前所知的不同，否则需要不合理的长观测时间才能用高能范围子阵列对蟹状星云脉冲星的脉动进行有效检测。我们还发现，一个独立的VHE时序分析是可行的大尺寸望远镜（LST）。CTA将提供一个显着的改善，在确定VHE脉冲形状参数，必要的约束蟹状星云脉冲星的伽马射线发射的理论模型。这样的参数之一是在VHE处的脉冲轮廓中的峰值与在其他能量带中的峰值之间的相位偏移，如果检测到所述相位偏移，则所述相位偏移可以指向发射区域的不同位置。
2016-04-14 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
CubeSats Reach the Millisecond X-Ray Domain: Crab Pulsar Timing with SpIRIT/HERMES
University of Trento（特伦托大学）；University of Palermo（巴勒莫大学）；INAF/Osservatorio Astronomico di Trieste（意大利国家天体物理研究所的里雅斯特天文台）；School of Physics, The University of Melbourne（墨尔本大学物理学院）；Dipartimento di Fisica, Università degli Studi di Cagliari（卡利亚里大学物理系）；INAF/IASF Palermo（意大利国家天体物理研究所巴勒莫空间物理学研究所）；INAF/OAS（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文台）；INFN Sezione di Bologna（意大利国家核物理研究所博洛尼组分所）
SpIRIT/HERMES仪器通过高能快速模块化卫星实现了蟹状星云毫秒脉冲星的高精度定时，展示了立方星在高能领域的潜力。
2026-03-10 astro-ph.HE astro-ph.IM
Test of Weak Equivalence Principle with the multi-band timing of the Crab Pulsar
弱等效原理（weak equivalent principle，WEP）可以通过参数化的后牛顿参数$γ$来检验，该参数表示单位静止质量产生的空间曲率。参数$γ$又通过比较源自遥远瞬变事件的光子的到达时间来约束，例如伽马射线爆发、快速无线电爆发以及巨脉冲星。这些测量通常对应于具有非常有限的能量带和信噪比（S/N）的单个突发事件。在这封信中，蟹状星云脉冲星的脉冲到达时间在不同的能量带之间的差异是由相应的脉冲轮廓之间的相位差得到的。这使我们能够分别比较无线电和光学，无线电和X射线，无线电和伽马射线之间最大能带差异的脉冲到达时间。由于脉冲轮廓是通过对数千个单独脉冲进行相位折叠而生成的，因此两个能带之间的时间差异实际上是从每个能带处的数千个事件中测量的，这对应于高得多的S/N。由这种广泛观察和良好建模的源设置的$γ$差异的上限如下：能量差为$E_{γ-ray}/E_{radio}\sim10^{13}$的$γ_{radio}-γ_{γ-ray}<3.28\times10^{-9}$，能量差为$E_{X-ray}/E_{radio}\sim10^{9}$的$γ_{radio}-γ_{X-ray}<4.01\times10^{-9}$，能量差为$E_{optical}/E_{radio}\sim10^{5}$的$γ_{radio}-γ_{optical}<2.63\times10^{-9}$，以…
2017-02-17 astro-ph.HE gr-qc
The PoGO+ view on Crab off-pulse hard X-ray polarisation
从蟹状星云发射的硬X射线的线性偏振分数和角度提供了对高能辐射机制的独特见解，补充了通常的成像，计时和光谱方法。最近，在部分重叠的能带上运行的两个飞行任务，PoGO+（18-160千电子伏）和AstroSat CZTI（100-380千电子伏）介绍了结果。我们以前报告的PoGO+结果的偏振参数集成在整个光变曲线和整个星云为主的关闭脉冲区域。我们现在介绍更精细的相位合并，在光的AstroSat CZTI声称，偏振分数在整个脉冲区域的变化。由于这两个任务都是在一个制度，重建的偏振参数的错误是非高斯的，我们采用贝叶斯方法来比较每个任务的结果。我们没有发现统计上显着的变化，无论是在考虑单独的任务数据时，也没有当它们结合在一起的脉冲偏振参数。这支持了标准高能排放模型的预期。
2018-02-21 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
The slow rise and recovery of the 2019 Crab pulsar glitch
我们使用跨越$\sim$ 5个月的脉冲到达时间数据集，对2019年7月23日的蟹状星云脉冲星故障进行了更新测量。在MJD 58687上，这颗脉冲星经历了迄今为止观测到的第七大故障，其特征是瞬时自旋为$\sim$ 1 $μ$ Hz。在故障之后，脉冲星的旋转频率在大约一周的时间尺度上以指数方式向故障前的值放松，导致$\sim$ 0.5 $μ$ Hz的永久频率增量。由于我们对蟹状星云脉冲星的半连续监测，我们能够部分解决总自旋的一小部分。这种延迟的自旋上升在$\sim$ 18小时的时间尺度上呈指数级发生。这是第六次蟹状星云脉冲星故障，其中部分初始上升被及时解决，这种现象在任何其他故障的蟹状星云中都没有观察到，这为研究控制中子星内部和地壳之间相互作用的微物理过程提供了一个独特的机会。
2021-03-26 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
Time evolution of the X-ray and gamma-ray fluxes of the Crab pulsar
利用Rossi X射线定时探测器（RXTE）11年的观测数据和费米γ射线空间望远镜（FGST）9年的观测数据，研究了蟹状星云脉冲星的X射线和γ射线谱的演化。通过对各观测数据的光谱拟合，得到了相应的通量，并分析了X射线（或γ射线）光度的长期演化及其与脉冲星自旋下降功率的关系。由RXTE的正比计数器阵列（PCA）获得的5-60 keV的X射线通量以（-2.4+/-0.4）*10^（-14）erg cm^（-2）s^（-1）/天的速率下降。RXTE的高能X射线计时实验（HEXTE）获得的15-250 keV的X射线通量与FGST上的大面阵望远镜（LAT）获得的0.1-300 GeV的γ射线通量呈现出相似的下降趋势，但在统计学上并不显著。5- 60 keV X射线光度L_（X）与自旋下降功率L_（sd）的关系为L_（X）propto L_（sd）^（1.6 ± 0.3），这与年轻恒星的统计结果相似。
2018-08-08 astro-ph.HE hep-ph
Evolution of Crab Pulsar: Magnetic Inclination Angle and Spin
Institute of Modern Physics, Chinese Academy of Sciences（中国科学院近代物理研究所）；School of Physical Sciences and Technology, Hebei University（河北大学物理科学与技术学院）；School of Nuclear Science and Technology, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学核科学与技术学院）
本文基于常规模型探讨脉冲星演化，研究磁倾角、自转周期及其导数的变化，发现粘性、r模、电磁扭矩和吸积对磁倾角的影响，指出粘性对蟹状脉冲星演化至关重要。
2026-05-12 astro-ph.HE
On the high-energy emissions of compact objects observed with INTEGRAL SPI: Event selection impact on source spectra and scientific results for the bright sources Crab Nebula, GS2023+338 and MAXI J1820+070
INTEGRAL SPI仪器观测硬X射线天空从20千电子伏到几兆电子伏，因为超过15年。在这个能量域中，主要的发射体是紧凑的物体，SPI提供了主要感兴趣的光谱信息。最近，两个瞬态源达到非常不寻常的通量水平，并已被检测到高达几百千电子伏的高显着性水平。因此，需要急剧减少系统误差以获得可靠的光谱。这一目标是通过分析实现的，包括对仪器行为的详细了解。本文介绍了数据分析的两个方面：我们首先给出了仪器问题的基本描述，然后我们提出了在SPI数据分析（在事件选择阶段）中实施的解决方案，并通过几个例子说明了当正确执行数据分析时，SPI结果在高能域中的可靠性。我们从这个精炼的分析过程中受益，提出了一个更新的模型的硬X射线光谱形状的蟹状星云。我们重新审视了在2015年爆发期间在GS2023+338光谱中观察到的高能发射，并提出了来自SPI观测的第一个结果，致力于最近发现的瞬态MAXI J1820+070。
2018-11-15 astro-ph.HE
Core and crust contributions in pulsar glitches: constraints from the slow rise of the largest glitch observed in the Crab pulsar
脉冲星的故障是由于中子星内部非常弱耦合的大尺度超流组分的突然再耦合造成的。这个过程导致角动量的快速交换和自旋频率的增加。角动量的转移是由耗散相互摩擦调节的，其强度定义了故障的自旋时间尺度。因此，对毛刺上升的观测可以用来揭示在恒星高密度内部起作用的主要微物理相互作用。我们提出了一个简单的分析模型，辅以更详细的数值模拟，它产生了一个快速的自旋上升，然后是一个更渐进的上升。在蟹状星云脉冲星的一些大故障中观察到了这些特征，包括2017年最近最大的故障。我们还使用观测来约束两个可能的位置的毛刺驱动区域的相互摩擦系数：内地壳和外核心的恒星。我们发现，螃蟹毛刺的功能需要较小的值的相互摩擦系数比那些需要解释速度快得多的船帆座自旋上升。这表明前者的地壳起源，但后者的外核贡献。
2018-06-26 astro-ph.HE
The largest glitch observed in the Crab pulsar
我们在蟹状星云脉冲星（PSR B0531+21）中观测到了一个大的故障。故障发生在MJD 58064（2017年11月8日）附近，当时脉冲星经历了$Δν= 1.530 \times 10^{-5}$ Hz的旋转速率增加，对应于$Δν/ ν= 0.516 \times 10^{-6}$的分数增加，使该事件成为该源中有史以来观测到的最大故障。由于我们对蟹状星云脉冲星的高节奏和长停留时间观测，我们能够部分地解决恒星总自旋的一小部分。这种延迟的自旋发生在$\sim$ 1.7天的时间尺度上，与1989年和1996年大型蟹状星云脉冲星故障中看到的行为相似。自旋下降速率也在毛刺时期增加了$Δ\dotν / \dotν = 7 \times 10^{-3}$。除了是最大的这样的事件中观察到的螃蟹，小故障发生后，最长的一段时间的小故障不活动，因为至少1984年，我们讨论了小故障的大小和等待时间之间的可能关系。在610 MHz或1520 MHz的毛刺时期附近没有观察到脉冲轮廓形状的变化，我们也没有发现脉冲星X射线通量的任何变化。随着$\dotν$缓慢上升至故障前值，故障的长期恢复将继续进行。与其他大的Crab故障一样，我们希望对$\dotν$进行持久的更改。我们将继续通过频繁、高质量的观察来监测长期复苏。
2018-05-14 astro-ph.HE
What brakes the Crab pulsar?
光学观测提供了令人信服的证据，蟹状星云脉冲星的光学相位密切跟随射电相位。由于光学数据不依赖于色散测量变化，它们提供了无线电定时解决方案的可靠和独立的确认。本文的目的是为1988-2014年期间完整的Jodrell Bank无线电星历（JBE）找到Crab脉冲星相位作为时间函数的全球数学描述。我们应用数学技术分析光学观测的分析JBE。我们将整个周期分解为一系列的事件，并将每个事件中脉冲星的相位表示为两个解析函数的和。第一个函数是最佳拟合的局部制动指数定律，第二个函数表示来自该定律的小残差，其幅度仅为几圈，其迅速松弛到局部制动指数定律。从我们的分析中，我们表明，幂律指数经历了“瞬时”的变化，在所观察到的旋转频率跳跃（毛刺）的时间。我们发现，蟹状星云脉冲星的相位演化是由一系列恒定的制动法情节，制动指数突然改变后，每个情节的值在2.1和2.6之间的范围内。偏离这样一个规则的相位描述表现为由毛刺触发的振荡，在上述期间，脉冲星的旋转次数少于40次，其中脉冲星的旋转次数超过2.0e10次。我们的分析并不支持这样的解释，即毛刺与脉冲星内部发生的现象有关。相反，时间的不规则性和减速率的变化似乎指向脉冲星与周围环境的电磁相互作用。
2015-12-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Crab pulsar seen with Aqueye at Asiago Cima Ekar Observatory
我们正在开发快速光子计数器仪器，利用铷钟和全球定位系统接收器，以前所未有的准确度对光子到达时间进行时间标记，从而研究天体物理源的快速变化。这种光学光子计数器的第一个实现被称为Aqueye（阿西亚戈量子眼），于2008年安装在阿西亚戈182厘米的哥白尼天文台。Aqueye多次观察蟹状星云脉冲星，并收集了高质量的数据，使我们能够对蟹状星云脉冲星进行精确的光学计时，并以出色的清晰度研究从几天到几年的时间尺度上的脉冲形状稳定性。我们的结果加强了蟹状星云脉冲星的自旋和磁轴之间的倾角的十年稳定性的证据。我们的仪器未来的实现将利用伽利略全球导航卫星系统（GNSS）的时间信号。
2010-12-06 astro-ph.HE astro-ph.IM
2003-2019 Monitoring of the Crab emission through INTEGRAL SPI, or vice versa
蟹状星云被许多仪器用作校准源，特别是在高能量时，它是最明亮的天体之一。光谱仪INTEGRAL SPI（20千电子伏- 8兆电子伏），自2002年10月开始运作，提供了一个大型的数据集，专门为这个来源，定期活动计划每年两次。我们已经分析了现有的数据，以量化的源行为在长期的规模和检查的稳定性水平的时间尺度从小时到年。因此，源通量的变化似乎包含在小于+/- 5%左右的一个~ 20年的平均值，宽频带覆盖20 keV - 400 keV的能量域，以上的统计限制任何坚定的结论。在光谱形状方面，带模型提供了一个很好的描述所观察到的20千电子伏和2.2兆电子伏之间的发射。平均光谱最佳拟合参数对应于1.99 +/- 0.01的低能量斜率、-2.32 +/- 0.02的高能量斜率和531 +/- 50 keV的特征能量Ec，以描述连接两个幂律的曲率。光谱参数，然后已被确定的革命时标（~ 1至2天）和他们的稳定性证实了源发射的稳定性。作为补充结果，本研究表明，SPI仪器的效率保持在5%的初始值，经过17年的运行。
2020-07-22 astro-ph.HE
Observational Constraints on the Pulsar Wind Model: The Cases of Crab and Vela
众所周知，螺旋桨是非常稳定的旋转体。然而，尽管速度缓慢，但由于制动机制，它们的转速下降，实际上这仍然是文献中深入研究的主题。由于脉冲星通常被建模为高度磁化的中子星，从其磁极发射电磁辐射束，因此有理由认为自旋下降与磁制动有关。虽然这是一个有趣而简单的想法，但纯磁制动器无法充分解释自旋下降速率。因此，文献中出现了许多替代的自旋下降机制，其中包括脉冲星风模型，其中来自脉冲星本身的粒子风可以携带部分旋转动能。这种自旋下降机制主要取决于三个参数，即，偶极磁场$B$，磁轴和自转轴之间的夹角$(ϕ)$，以及脉冲星磁层的初级粒子密度$(ζ)$。随后，从一系列的文章在这个问题上，我们认为第一次在文献中的统计建模，其中包括一个偶极磁和风制动器的组合。因此，我们能够限制上述参数，特别是对蟹状星云和船帆座星云。
2021-08-12 astro-ph.HE
Measuring timing properties of PSR B0540-69
本文报道了用Swift望远镜1100天的X射线观测数据测量的蟹状双星脉冲星PSR~ B 0540 $-$ 69的时间特性。在2015年进行的一项研究中，脉冲星的制动指数估计为$n = 0.03\pm0.013$，具有500天的雨燕数据。$n$的这个小值对于制动器来说是不寻常的，并且与$\sim$ 10年前确定的相同目标的$n\approx2.1$的旧测量值进行比较，表明制动指数发生了显著变化。为了确认$n$的小值和大变化，我们使用了1100天的Swift观测，包括用于测量$n=0.03$的数据。在本研究中，我们发现PSR~ B 0540 $-$ 69的制动指数为$n=0.163\pm0.001$，略大于$0.03$。由于$n$的测量值仍然比$2.1$小得多，我们可以确认这颗脉冲星制动指数的巨大变化。
2019-03-05 astro-ph.HE
Magnetic dissipation in the Crab Nebula
磁耗散经常被用来为观测到的伽马射线暴和活动星系核中的相对论流提供能量。脉冲星风星云提供了更接近家庭的宇宙实验室，可以用来验证这一假设。为此，我们分析了蟹状星云的能量，它的磁场和蟹状脉冲星的自旋功率的观测数据。我们表明，除非蟹状星云脉冲星的磁倾角非常接近90度，否则条纹风的整体磁化强度在其条纹完全耗散后显着高于Kennel-Coroniti模型和最近的脉冲星风星云轴对称模拟中推导出的磁化强度。另一方面，较高的风磁化强度与蟹状星云观测到的低磁场相冲突，除非它在星云内部也受到有效的耗散。对于可能的45度倾角，数据需要大约80年的时间尺度上的磁耗散，这与星云的寿命相比很短，但与蟹状星云的伽马射线耀斑的时间尺度相比很长。
2012-10-15 astro-ph.HE
Optical timing studies of isolated neutron stars: Current Status
孤立中子星是快速旋转的天体，是高时间分辨率观测的天然目标，可以进行全电磁波谱观测。随着在光学（加上紫外和红外）波长上探测到的物体数目现在增加到24个，在这些波长上对惯性导航卫星进行高时间分辨率观测变得越来越重要。虽然经典的旋转动力射电天文台，如蟹状星云和船帆座星云，是第一个在光域中以高时间分辨率研究的INS，但在过去二十年中进行的观测揭示了其他类型的INS的潜在目标，这些INS不是旋转动力的，尽管它们的周期性变化仍然与中子星旋转有关。在本文中，我回顾了高时间分辨率观测的INS在光学领域的不同类别的对象：旋转供电的恒星，磁星，热发射中子星，快速无线电瞬变的现状，我描述了他们的定时特性，我概述了他们的光学定时研究的科学潜力。
2010-07-28 astro-ph.HE
Excess Optical Enhancement Observed with ARCONS for Early Crab Giant Pulses
我们在蟹状星云脉冲星中观察到一种特殊的联系，即光脉冲的增强和相应的巨型射电脉冲的定时之间的联系。在光学到红外波长，我们的观测使用高时间分辨率的ARCONS，一个独特的超导能量分辨光子计数阵列在帕洛玛200英寸望远镜。在无线电波段，我们用罗伯特C。伯德格林班克望远镜和GUPPI后端。我们看到一个$11.3\pm2.5\%$增加峰值光通量的脉冲，有一个伴随的巨大的无线电脉冲到达附近的光学主脉冲的峰值，相反，$3.2\pm0.5\%$增加时，伴随的巨大的无线电脉冲到达后不久的光学峰值。我们还观察到，当存在巨射电脉冲时，光主脉冲的峰值会被$2.8\pm0.8\%$增强。我们没有观察到统计上显着的光谱差异，伴随着和不伴随着巨大的无线电脉冲的光脉冲。我们的结果扩展了以前的观测光无线电相关的时间和频谱域。我们精确的时间相关性表明，光学和无线电发射确实是因果联系在一起的，光谱差异的缺乏表明，相同的机制是负责所有的光学发射。
2013-11-08 astro-ph.HE
X-ray/GeV emissions from Crab-like pulsars in LMC
本文讨论了大麦云云中类蟹状星云PSR ~ J 0537 -6910和PSR ~ J 0540 -6919的X射线和γ射线辐射。Fermi-LAT观测分辨了这两颗恒星的γ射线辐射，并发现PSR~ J 0540 -6919的脉冲辐射。观测到PSR~ J 0540 -6919的X射线/γ射线能带的总脉冲辐射效率为$η_{J0540}\sim 0.06$（4 $π$ sr），约为蟹状星云脉冲星的$η_{Crab}\sim 0.006$的10倍。虽然PSR~ J 0537 -6910在目前已知的中子星中具有最高的自旋下降功率，但观测到的X射线发射效率比PSR~ J 0540 -6919小大约两个数量级。本文主要讨论这三种高能类蟹状星云辐射效率差异的原因。我们讨论电子/正电子加速和高能发射过程中的外间隙模型。通过求解具有偶极磁场的外间隙结构，我们发现辐射效率随着磁轴与旋转轴之间倾角的增大而减小。为了解释脉冲轮廓和辐射效率的差异，我们的模型表明PSR~ J 0540 -6919的倾角比蟹状星云脉冲星的倾角小得多（这里我们假设两颗蟹状星云的倾角都是$α<90^{\circ}$）。另一方面，我们推测PSR ~ J 0537 -6910和J 0549 -6919之间辐射效率的差异主要是由地球视角的差异引起的，并且我们看到PSR~ J 0537 -6910具有从自旋轴测量的地球视角$ζ>>90^{\ci…
2016-12-01 astro-ph.HE
Optical and infrared observations of the Crab Pulsar and its nearby knot
本文研究了蟹状星云脉冲星及其附近结的光学和红外光谱能量分布。我们目前的高品质UBVRIz，以及自适应光学JHK_sL'测光，实现了良好的条件下与FORS 1和NAOS/CONICA仪器在VLT。我们将这些数据与重新分析的斯皮策太空望远镜档案数据相结合，为脉冲星构建了一个SED，并量化了结的污染。我们还收集了从1988年到2008年的光学成像数据，以检查预测的长期光度下降。对于蟹状星云脉冲星SED，当我们排除结的贡献时，我们发现在光学/近红外区域的光谱斜率为alpha_nu = 0.27+-0.03。对于结本身，我们发现α_nu = -1.3 +-0.1的斜率更红。我们对这颗脉冲星光度平均下降的最佳估计是每年2.9+-1.6毫等。我们已经证明了附近的结在精确测量的螃蟹脉冲星SED的重要性，特别是在近红外。我们仔细检查了证据的传统观点的同步自吸收翻转在红外，并发现这些说法是没有根据的。我们还发现了蟹状星云脉冲星的可见光长期减少的证据，与目前的脉冲星自旋下降模型一致。然而，虽然我们的测量减少显着改善以前的调查，检测仍然是试探性的。最后，我们指出，未来的意见，可以大大改善这种情况。
2009-06-11 astro-ph.HE
\emph{RXTE} Timing Analysis of the AXP 1E 2259+586
报道了异常X射线脉冲星1E 2259+586从2002年爆发到2010年10月的\emph{Rossi X-ray Timing Explorer}（\emph{RXTE}）脉冲时序分析。我们的目的是在2002年故障后延长恢复阶段的工作，调查2007年发生的第二次故障所引起的变化，并寻找其他不寻常的事件，如果有的话，出现在正常的自旋下降趋势的来源。2002年故障的恢复给出了很好的拟合时，使用的螃蟹脉冲星的双指数故障模型，而不是标准的故障模型，在1360天的间隔后的第一个故障。接下来的260天的采样不够频繁，无法进行相位连接。在该间隔之后，我们的时序分析得出存在$\frac{Δν}ν\sim8.20(2)\times10^{-7}$的分数频率变化。此外，我们报告了两个频率偏移的分数变化，$\frac{Δν}ν\sim3\times10^{-8},-1\times10^{-8}$：第一个在MJD $\sim53750$有一个积极的分数频率变化，而第二个在MJD $\sim54880$的脉冲频率下降。这些频率偏移都类似于在射电望远镜中观察到的微小毛刺。
2011-10-06 astro-ph.HE
The Role of r-Modes in Pulsar Spin-down, Pulsar Timing, and Gravitational Waves
本研究通过非线性微分框架解析蟹状星云脉冲星数据，证明r模显著提升自转减慢模型精度，并给出中子星致密度的闭式解，支持引力波探测与计时分析。
2025-08-06 astro-ph.HE
Temporal clustering of rotational glitches in the Crab pulsar
这是一个悬而未决的问题是否毛刺活动在个别卫星上变化的十年时间尺度。在过去的36年里，蟹状星云脉冲星经历了23次旋转故障，打断了原本单调的减速。均匀泊松过程，即一个具有常数速率的过程，不足以描述蟹状星云脉冲星中毛刺历元的时序分布。当使用Ripley的$K$函数进行测试时，在$2σ$级别存在聚集迹象。两种替代，非齐次模型与一个和两个逐步的速率变化被发现有更高的相对证据（贝叶斯因子分别为1.74和2.86）比齐次泊松过程。聚类之间的区别，其中事件是相关的，和速率变化进行了讨论。毛刺微物理，特别是触发机制的基础上雪崩过程的影响，进行了简要讨论。
2018-10-29 astro-ph.HE
In-flight Timing Calibration of the Follow-up X-Ray Telescope on Board the Einstein Probe
State Key Laboratory of Particle Astrophysics, Institute of High Energy Physics, Chinese Academy of Sciences（中国科学院高能物理研究所粒子天体物理国家重点实验室）
该研究利用脉冲星校准爱因斯坦探针后续X射线望远镜的计时系统，验证了两模块各模式的一致性，测得蟹状星云脉冲星的提前量，估计了计时精度并确定了两模块的系统延迟。
2026-10-12 astro-ph.HE astro-ph.IM
Timing Analysis of V404 Cyg during Its Brightest Outburst with INTEGRAL/SPI
2015年夏天，天鹅座V404的爆发在X射线和软伽马射线能量上达到了无与伦比的强度，通量\( > 50\) Crab在\(20-50\) keV能带。迄今为止，在硬X射线/软伽马射线能量域的研究主要集中在能谱。本文利用\textit{INTEGRAL} /SPI数据对天鹅座V404（6月26日）最亮耀斑对应的\textit{INTEGRAL}公转1557周的\(20-300\) keV能量范围进行了时序分析。功率谱与破幂律和多洛伦兹模型拟合，并与1989年和2015年V404 Cyg耀斑活动的先前报告结果进行了比较。此外，我们利用70 keV以上获得的良好的信噪比来量化作为能量函数的源的定时/快速可变性特性。然后，我们指出V404 Cyg与黑洞瞬态V4641 Sgr的相似之处。像V4641 Sgr一样，我们发现V404 Cyg在高通量期间的功率谱不具有通常在硬光谱状态中看到的预期平顶特征。在波动传播模型的框架内提出了解释，以解释所观察到的属性。
2017-09-05 astro-ph.HE
Phase-resolved gamma-ray spectroscopy of the Crab pulsar observed by POLAR
POLAR探测器是一种基于空间的伽马射线暴（GRB）偏振计，对15-500 keV能量范围敏感。除了作为一个伽马射线暴偏振计的主要科学目标外，它还能够探测轨道上伽玛星的光子。利用6个月的在轨观测数据，获得了蟹状星云脉冲星PSR B 0531 +21的显著脉动。在这项工作中，我们提出了精确的时间分析的蟹状星云脉冲星，连同相位分辨光谱研究使用的联合拟合方法适用于宽视场的仪器，如POLAR。通过在脉冲相位上使用单次幂律拟合，我们获得了范围从1.718到2.315的光谱指数，并证实了光谱演化呈反S形，这与宽带上其他任务的结果是均匀的。基于POLAR在轨性能和Geant 4蒙特卡罗模拟，我们还将展示POLAR-2的推断能力，即中国空间站（CSS）上POLAR的拟议后续任务，用于对POLAR的研究。
2019-10-17 astro-ph.HE astro-ph.IM
Evolution of the Magnetic Field Structure of the Crab Pulsar
脉冲星是高度磁化的旋转中子星，以其特征脉冲形状的稳定性而闻名，从而可以对其旋转进行高精度研究。然而，在过去的22年中，蟹状星云脉冲星的射电脉冲轮廓显示，主脉冲和脉冲间分量的间隔稳步增加，每世纪为0.62 $^{\rm o}\pm$ 0.03 $^{\rm o}$。该概况的几个组成部分的相对强度也有长期变化。变化的分量分离表明，偶极磁场的轴，嵌入在中子星，是向恒星赤道移动。这种磁场的演化可以解释为什么脉冲星没有像预期的那样通过旋转偶极磁场的简单制动而自旋下降。
2013-11-02 astro-ph.HE
PeV emission of the Crab Nebula: constraints on the proton content in pulsar wind and implications
最近，LHAASO从蟹状星云中探测到了两个能量约为1 PeV的光子，为研究脉冲星风星云（PWNe）打开了一个超高能窗口。值得注意的是，在最高能量端的LHAASO光谱显示出可能的硬化，这可能表明存在新的成分。一个包含主电子成分和次级质子成分的双成分方案已经被提出来解释蟹状星云的整个光谱，需要在现在的蟹状星云中保留$10^{46}-10^{47}{\rm ergs}$的质子能量。本文利用蟹状星云LHAASO观测数据，考虑相对论质子扩散逃逸的影响，研究了脉冲星风中相对论质子的能量含量。根据相对论质子逃逸的程度，脉冲星风中丢失的质子总能量可能比目前留在星云中的能量大10-100倍。我们发现，目前的LHAASO数据允许高达$(10-50)\%$的自旋下降的能量转换成相对论质子的恒星。从PWNe逃逸的质子可以对10-100 PeV的宇宙线通量做出相当大的贡献。我们还讨论了可能的频谱硬化在PeV能量的轻子方案。
2021-09-29 astro-ph.HE
Bayesian Insights into post-Glitch Dynamics: Model comparison and parameter constraint from decades long observation data of the Crab pulsar
本文利用Crab脉冲星数十年的观测数据，通过贝叶斯分析比较了四种数据拟合模型，发现对数模型对glitch后持续偏移的拟合效果最佳，挑战了传统的星震线性模型解释。
2024-09-27 astro-ph.HE
Evolution of Spin Period and Magnetic Field of the Crab Pulsar: Decay of the Braking Index by the Particle Wind Flow Torque
中子星的自转和磁场（B场）的演化是半个多世纪以来未解的谜。我们把脉冲星的旋转制动力矩归因于标准磁偶极子辐射（MDR）和粒子风流（MDR + Wind，以下简称MDRW）两个分量，并将其应用于蟹状星云脉冲星（B 0531 + 21），蟹状星云脉冲星是唯一已知年龄和射电望远镜长期连续监测的源。基于上述假设，我们得到了蟹状星云脉冲星自转演化的精确解析解，并得到了如下结果：（1）与MDR模型所建议的恒定特征B场不同，蟹状星云脉冲星的这一数值在50 kyr内增加了100倍，而它的真实B场没有变化;（2）旋转制动指数在长期内由$\sim$ 3演变为1，但在现阶段的$\sim$ 45年内由2.51下降到2.50，而颗粒流对总旋转能量损失率的贡献约为25%;（3）引人注目的是，特征年龄的最大极限为$\sim$ 1万年，这意味着它并不总是真实年龄的良好指标。通过与可能的风制动候选脉冲星PSR J1734-3333的比较，讨论了蟹状星云脉冲星从MDR到风支配的演化路径。
2022-12-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Testing the Weak Equivalence Principle using Optical and Near-Infrared Crab Pulses
弱等效原理指出，测试粒子在引力场中的测地线与粒子的构成无关。为了限制弱等效原理的违反，我们使用一米望远镜在洛杉矶附近的桌山天文台监测的相对到达时间的脉冲从蟹状星云脉冲星在光学（$λ\approx 585$ nm）和近红外（$λ\approx 814$ nm）使用的仪器，检测单光子纳秒的时间分辨率在这两个波段。红外线脉冲比可见光脉冲稍早到达。我们的三种分析方法给出的延迟的统计误差为$Δt_{obs} = 7.41 \pm 0.58$、$0.4 \pm 3.6$和$7.35 \pm 4.48$微秒（最多为脉冲星周期的1/4000）。我们将这种差异归因于可见光和红外脉冲形状略有不同的系统误差。无论这种延迟是来自脉冲星，是通过波长相关的介质引起的，还是由违反等效原理引起的，除非这些之间存在微调抵消，否则我们在$Δγ< 1.07 \times 10^{-10}~(3σ)$的这些波长处设置微分后牛顿参数的第一个上限。这一结果属于参数空间的一个未探索的区域，并补充了现有的限制等效原则违反快速射电暴，伽马射线暴，以及以前的限制从螃蟹。
2018-04-12 astro-ph.HE astro-ph.IM
Energy-resolved polarisation study of the Crab Nebula with IXPE
本文利用IXPE数据研究蟹状星云脉冲星风云的X射线偏振随能量的变化，发现偏振度随能量升高而增大、偏振角逐渐接近脉冲星自转轴，并与多个高能观测结果一致。
2025-04-13 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
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
