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
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
Deep Chandra Observations of the Crab-like Pulsar Wind Nebula G54.1+0.3 and Spitzer Spectroscopy of the Associated Infrared Shell
G54.1+0.3是一个年轻的脉冲星风星云（PWN），与蟹状星云非常相似，在X射线中没有发现热壳层辐射。最近的斯皮策观测揭示了一个红外（IR）壳层，其中包含十几个以环状结构排列的点源，以前被认为是年轻的恒星物体。位于壳层西北部的一个扩展的发射结似乎与脉冲星的X射线喷流对齐，这表明可能与壳层材料相互作用。令人惊讶的是，结的IRS光谱类似于Cas A中新形成的尘埃的光谱，并且由21微米的未识别尘埃发射特征主导。壳层的光谱还包含各种发射线，并显示一些显着增宽，表明它们起源于快速膨胀的超新星（SN）喷出物。我们提出的第一个证据表明，PWN驱动冲击扩大SN喷出物，我们提出了一种替代解释的红外发射的起源，其中壳完全由SN喷出物。在这种情况下，新形成的SN尘埃正在被属于SN爆炸的星团的早期类型恒星加热。简单的尘埃模型表明，这种解释可以引起所观察到的壳发射和红外点源。
2009-12-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
The High Energy Emission of the Crab Nebula from 20 keV to 6 MeV with INTEGRAL
自2003年以来，INTEGRAL飞行任务上的SPI光谱仪定期观测蟹状星云。我们报告了分布在5.5年内的观测结果，并研究了这个显着的源在硬X射线域中高达几兆电子伏的强度和光谱形状的变化。虽然单次幂律模型在X射线域（平均光子指数~ 2.05）和MeV域（光子指数~ 2.23）中给出了很好的描述，但关键信息包含在斜率随这两个值之间的能量的演变中。这项研究是通过单独观测和长持续时间（~ 400 ks）平均光谱进行的。发射的稳定性是显着的，排除了单一的幂律模型。低于和高于100千电子伏测量的斜率完全同意在X射线和MeV区域分别报告的最后值，但没有本地化的断点的迹象。这表明在100千电子伏附近的发射逐渐软化，因此是一个连续的演变，而不是一个实际的变化机制参数。在MeV区域，没有显着偏离拟议的幂律模型是可见的高达5-6 MeV。最后，我们利用该仪器的光谱能力，以寻求先前报道的光谱特征，在所覆盖的能量范围内，任何显着的回旋或湮灭发射400 ks的时间尺度上的负面结果。除了科学结果，SPI仪器的性能和可靠性得到了明确的证明，并详细介绍了最合适的分析方法。
2009-09-18 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 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
45 Years of Rotation of the Crab Pulsar
自1984年以来，Jodrell Bank天文台一直在监测蟹状星云脉冲星的30 Hz转速，在此之前，其他天文台也在监测蟹状星云脉冲星的30 Hz转速。自1968年以来，旋转速率已经降低了约$0.5$ \，Hz，仅被零星的和小的旋转加速事件（毛刺）中断。已观察到其中24起事件，其中15起事件集中发生在MJD 50000之后的11年内。减速率的单调下降在毛刺处被部分逆转。这种逆转包括一个步骤和一个渐进指数与320天的时间常数，确定在三个最好的隔离毛刺。所有小故障的累积效果是使减速率的下降减少约6%。总体而言，在整个周期内测量到低平均制动指数$2.342(1)$，而在小故障之间的间隔内接近$2.5$的值。消除个别故障的影响，揭示了一个潜在的幂律减速与相同的制动指数为2.5。我们解释这个值的制动力矩由于偶极磁场，其中的偶极和旋转轴之间的倾角增加。由于单极粒子风或下落的超新星碎片，也可能有进一步的影响。
2014-10-03 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
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
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
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
Turbulent magnetic relaxation in pulsar wind nebulae
我们提出了一个脉冲星风星云中磁能量耗散的模型。为了评估某些天体物理瞬变可能是由“毫秒磁星”的自旋下降提供动力的可能性，需要更好地理解这一过程。“例子包括超亮超新星、伽马射线暴和预期的电磁对应物，以引力波探测到双星中子星合并。我们的模型利用湍流磁弛豫理论的最新进展，指定一个耗散封闭的固定磁流体动力学（MHD）风方程，产生预测的整个星云的磁能量耗散率。同步加速器损失的处理自洽。为了证明该模型的有效性，我们表明，它可以重现蟹状星云的许多功能，包括其膨胀速度，辐射效率，峰值光子能量，和平均磁场强度。不像理想的MHD模型的螃蟹（导致所谓的西格玛问题），我们的模型占从超弱磁化等离子体流的过渡，并为相关的加热相对论电子。我们将讨论如何预测加热率可能被用来改善脉冲星风星云的粒子传输和加速模型。我们还讨论了蟹状星云的伽马射线耀斑的影响，并指出潜在的修改调用毫秒磁星自旋下降的天体物理瞬态模型。
2016-12-07 astro-ph.HE
Soft gamma-ray sources detected by INTEGRAL
我们的目标是利用现有的INTEGRAL/SPI数据提供最亮的软伽马射线源的时间平均光谱。采用最大似然拟合技术进行SPI数据分析，我们将Bouchet等人（2008）从SPI全天研究中得出的源目录作为源模型的输入。我们使用前四年的公共SPI数据，并提取由Bouchet等人在200 - 600 keV和>= 2.5 sigma检测到的20个目录源的25 keV和1 MeV之间的光谱。为了验证我们的分析，我们还提取光谱相同的来源，从相应的INTEGRAL/ISGRI数据。我们适合适当的光谱模型的能量范围为25-1000 keV的SPI和25-600 keV的ISGRI。我们使用我们的光谱从螃蟹（这是在这里研究的20个来源）和一个空的位置在拥挤的领域，以获得估计的系统误差。我们的SPI和ISGRI测量之间的协议是很好的，如果我们归一化他们的螃蟹光谱。我们的SPI通量测量结果也与Bouchet等人（2008）的结果一致。我们的样品中的所有20个源在25-100 keV和100-200 keV的频带中被独立地检测到。在200-600 keV，我们检测到八个源，在600-1000 keV，我们检测到两个源。我们的光谱与以前出版物的结果吻合得很好。在我们的样本中的14个XRB中的6个，我们发现了硬幂律分量的证据，该分量在热康普顿化分量的截止能量以上成为主导。在其中两种情况下，我们的研究提供了这种排…
2009-09-15 astro-ph.HE
Variable gamma-ray emission from the Crab Nebula: short flares and long "waves"
蟹状星云的伽马射线辐射最近被证明是不稳定的。在本文中，我们研究的流量和光谱变化的螃蟹超过100兆电子伏的不同的时间尺度，从几天到几周。除了AGILE和Fermi-LAT在9月10日至11日期间探测到的四个主要的强烈和持续一天的耀斑外，2007年和9月。2012年，我们发现了持续一周且强度较低的增强伽马射线发射的证据，我们称之为“波”。具有统计学意义的“波”显示1-2周的时间尺度，并且可以单独发生或与较短的耀斑相关。我们提出了一个改进的通量和光谱分析的9月。- 2007年10月，AGILE探测到伽马射线增强事件，显示了“波”和耀斑行为。我们将我们的分析扩展到公开的费米-LAT数据集，并表明可以识别出几个额外的“波”事件。我们讨论了2007年9月的“波”/耀斑事件的光谱特性，并表明“波”的物理性质是稳定和耀斑状态之间的中间。诱导“波”的等离子体不稳定性似乎涉及空间距离l \sim 10^{16} cm和增强磁场B \sim（0.5 - 1）mG。白天耀斑的特点是距离较小，局部磁场较大。通常，与“波”现象相关的总能量（E_w \sim 10^{42} erg，其中E_w是发射粒子的动能）与耀斑相关的能量相当，并且可以达到总可用脉冲星自旋下降能量的百分之几。最有可能的是，耀斑和波是同一类等离子体不稳定性的产物，我们显示作用于不同的时间尺度和辐射强度。
2013-02-18 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
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
A Giant Sample of Giant Pulses from the Crab Pulsar
我们用位于西弗吉尼亚州格林班克的43米望远镜对蟹状星云脉冲星进行了为期15个月的观测。我们总共获得了100小时的数据在1.2 GHz和7小时在330 MHz，导致约95000巨脉冲（GPS）的样本。这是迄今为止最大的样本，来自蟹状星云脉冲星的GPS，使用相同的望远镜和后端拍摄，并作为一个数据集进行分析。我们计算了主脉冲（MP）和脉冲间（IP）GP的振幅分布的幂律拟合，导致MP GP在1.2 GHz时的指数范围为2.1-3.1，MP和IP GP在330 MHz时的指数范围为2.5-3.0和2.4-3.1。我们还将1.2 GHz的GP与Robert C.伯德绿岸望远镜（GBT），这是同时获得的更高的频率（8.9千兆赫）超过26小时的跨度。在这些同期的观测中，总共记录了7933 GPS从43米望远镜在1.2 GHz和39900 GPS从GBT。在1.2 GHz时，在8.9 GHz时检测到236个（3%）MP GP和23个（5%）IP GP，两者的机会概率均为零。另外15个（4%）低频IP GP在高频IP GP的一个旋转周期内被检测到，机会概率为9%。这表明，在高和低射频的发射过程是相关的，尽管显着的脉冲轮廓形状的差异。43-m GP还与费米伽马射线光子相关，以查看磁层中增加的成对产生是否是GP发射的机制。共92022 GP和393伽马射线光子用于此相关性分析。没有显着的相关性，发现GP和…
2013-05-11 astro-ph.HE
Detection of polarized gamma-ray emission from the Crab nebula with Hitomi Soft Gamma-ray Detector
我们介绍了Hitomi软伽马射线探测器（SGD）对蟹状星云的观测结果。SGD的主要部分是康普顿照相机，它除了是光谱仪之外，还能够测量伽马射线光子的偏振。蟹状星云是天空中最明亮的X射线/伽马射线源之一，也是唯一一个探测到偏振X射线光子的来源。SGD在Hitomi的初始测试观测阶段观测了蟹状星云。通过对SGD观测数据的数据分析、SGD本底估算和SGD蒙特卡罗模拟，我们成功地探测到了蟹状星云的偏振γ射线辐射。在60- 160 keV能量范围内，相位积分Crab辐射（脉冲星和星云辐射之和）的偏振分数为（22.1 $\pm$ 10.6）%，偏振角为110.7 $^o$ + 13.2 / $-$ 13.0 $^o$（误差相当于1 σ偏差）。偏振检测的置信水平为99.3%。SGD测量的偏振角与脉冲星的投影自旋轴相差约一个sigma，124.0 $^o$ $\pm$ 0.1 $^o$。
2018-10-01 astro-ph.HE
An extreme particle accelerator powered by pulsar PSR J1849-0001
LHAASO发现PSR J1849-0001驱动的脉冲星风云释放极高能伽马射线，其加速效率接近或超过单位，挑战了传统粒子加速理论。
2026-07-31 astro-ph.HE
The Radio Properties and Magnetic Field Configuration in the Crab-like Pulsar Wind Nebula G54.1+0.3
利用甚大天线阵对蟹状脉冲星风星云G54.1+0.3进行了多频射电观测。观测的高分辨率揭示了G54.1+0.3具有复杂的射电结构，包括被磁化的环形和环状结构，扩散程度类似于相关的扩散X射线发射。但是中心区域的射电和X射线结构有着显著的不同，这表明它们追踪了来自脉冲星的粒子注入和/或星云中粒子加速的非常不同的形式。在PWN的射电辐射中没有检测到光谱指数梯度，而X射线辐射在星云中向外软化。广泛的无线电极化使我们能够详细地成像内在的磁场，这是有序的，并揭示了一些环状细丝被强烈磁化。此外，我们还确定了脉冲星风星云的磁场结构既有径向分量，也有环向分量。斯皮策太空望远镜观测到的强中红外辐射与G54.1+0.3南部边缘的射电辐射密切相关。特别是，无线电和X射线辐射的分布与中红外辐射相比，表明PWN可能与这个星际云相互作用。这可能是第一个PWN，我们直接检测它与星际云的相互作用，星际云在与脉冲星的祖先相关的超新星爆炸的影响下幸存下来。
2009-12-31 astro-ph.GA astro-ph.HE
A Search for Pulsars between 0.3 and 8 MeV using INTEGRAL
在1 Mev附近的低能伽马射线区域，只有少数的γ星的光谱是已知的。我们在已知的无线电和X射线天体的位置上寻找0.3-1和1-8兆电子伏带通的伽马辐射点源。单通道光度法使用SPI光谱仪INTEGRAL，使用编码孔径掩模获得，如果使用已知的通量从点源校准是可行的。使用蟹状星云进行了校准，并使用船帆座脉冲星进行了验证。然后观测脉冲星类型的代表性样本的位置。除了蟹状星云和船帆座星云外，没有发现任何放射源。上限给出的时间平均通量从15个其他的恒星的位置;大多数谎言低于先前公布的上限。我们确定上限为1兆电子伏的六个中子已被费米探测器探测到超过100兆电子伏。我们在这里报告的上限有助于描述这些恒星在所有波长下的光谱。
2011-04-19 astro-ph.HE
Discovery of the black hole X-ray binary transient MAXIJ1348-630
我们报告了对新银河系黑洞候选者MAXI J1348-630的第一个半年监测，该候选者于2019年1月26日用MAXI上的气体狭缝相机（GSC）发现。在监测期间，该源表现出两个爆发峰值，其中第一个峰值通量（在T =0发现后的T=14天）为~ 4Crab（2-20 keV），第二个峰值通量（在T =132天）为~ 0.4Crab（2-20 keV）。该源在高/软态和低/硬态之间表现出明显的光谱跃迁，在硬度-强度图上呈现明显的“q”形曲线，这两个特征都是黑洞双星的著名特征。与其他明亮的黑洞瞬态相比，MAXI J1348-630的特点是其低盘温度（最大值约为0.75 keV）和高/软状态下的高峰值通量。低的峰值温度导致了一个大的最里面的半径，被确定为最里面的稳定圆形轨道（ISCO），由黑洞的质量和自旋决定。假设软硬跃迁光度（Ltranss）与爱丁顿光度（LEdd）之间的经验关系为Ltranss/LEdd ~ 0.02，并假设一个非旋转的黑洞周围有一个正面盘，则源距和黑洞质量分别为D ~ 4 kpc和~7（D/4 kpc）Mo.如果圆盘是倾斜的，而黑洞是旋转的，那么黑洞的质量会更大。这些结果表明，MAXI J1348-630可能是银河系已知黑洞双星中质量相对较大的黑洞。
2020-07-31 astro-ph.HE
Discovery of TeV gamma-ray emission from the pulsar wind nebula 3C 58 by MAGIC
脉冲星风星云（PWN）3C 58多年来一直被认为是VHE（VHE; E>100 GeV）探测的好候选者。它是由已知最高自旋功率的脉冲星之一（蟹状星云脉冲星的5%）提供动力，由于其形态，它被比作蟹状星云。该天体以前曾被成像大气切伦科夫望远镜（惠普尔，VERITAS和MAGIC）观测到，上限为2.4crab单位（C.U.）在VHE。它被费米-LAT探测到，光谱超过100 GeV。我们分析了MAGIC望远镜拍摄的81小时的3C 58数据，我们探测到VHE伽马射线发射，其显著性为5.7 sigma，积分通量为0.65C.U。超过1 TeV。我们报告的PWN 3C 58在TeV能量的第一个显着的检测。根据我们的研究结果，3C 58是迄今为止在VHE上探测到的VHE伽马射线PWN中亮度最低的一个，也是迄今为止在VHE上通量最低的一个。我们比较我们的结果与期望的时间依赖性模型中，电子上散射光子场。最好的表示有利于2 kpc的PWN和远红外（FIR）可比CMB光子场的距离。如果我们根据GALPROP考虑意外高的FIR密度，则数据也可以通过假设3.2 kpc距离的模型再现。解释VHE数据需要一个远离均分的低磁场。超新星遗迹（SNR）的强子贡献需要一个不切实际的能量预算，因为介质的密度，不利于SNR中的宇宙射线加速作为VHE伽马射线发射的起源。
2015-09-11 astro-ph.HE
When A Standard Candle Flickers
蟹状星云是天空中唯一的硬X射线源，它既足够明亮又足够稳定，可以很容易地用作标准蜡烛。因此，它已被大多数X射线/伽马射线望远镜用作标准化标准。虽然星云中的小尺度变化是众所周知的，但自2008年8月费米伽马射线暴监测器（GBM）开始科学运作以来，在15 - 50 keV波段，用地球掩星技术测量的蟹状星云总通量下降了约7%（70 mcrab）。这种下降是由其他三个仪器独立证实的：斯威夫特爆发警报望远镜（Swift/BAT），罗西X射线定时探测器正比计数器阵列（RXTE/PCA）和国际伽马射线天体物理实验室成像仪（IBIS）。在RXTE/PCA和INTEGRAL欧洲联合监测器（JEM-X）的~3 - 15 keV数据中以及GBM和INTEGRAL/IBIS的50 - 100 keV波段中也观察到类似的下降。从100至500千电子伏的GBM观测表明，下降可能会更大，在更高的能量。自1999年以来，用RXTE/PCA测量的脉冲通量与脉冲星自旋下降一致，表明所观察到的变化是星云的。在2005年至2008年期间，蟹状星云流量在3年时间尺度上的相关变化也独立于PCA、BAT和IBIS，流量最小值出现在2007年4月。截至2010年8月，电流通量已降至2007年最低值以下。
2011-02-03 astro-ph.HE
The very-high energy emission from pulsars: a case for inverse Compton scattering
用费米-LAT探测器观测到的蟹状星的伽马射线发射，以及用切伦科夫望远镜VERITAS阵列探测到的蟹状星脉冲星的能量超过100 GeV，表明曲率辐射不可能是蟹状星和许多其他蟹状星中能量超过GeV的光子的主要来源。我们提出了一个模型，在同步自康普顿（SSC）框架内解释了宽UV-X射线分量和甚高能量γ射线辐射。我们认为，所观察到的辐射的大部分是由二次等离子体，这是在级联产生的外磁层间隙。我们发现，逆康普顿（IC）散射发生在克莱因-西名制度，这有利于同步辐射光子在紫外波段作为目标场的散射过程。初级射束在适度的电场中加速，该电场的场强大约是靠近光圆柱的磁场的百分之几。总的来说，在IC散射的Klein-Nishina制度中，间隙中的颗粒分布不会朝着静止分布演变，因此本质上是时间依赖的。本文指出，在辐射反应限制的粒子加速区，γ射线光度L_γ与脉冲星自旋下降功率\dot{E}，L_γ~ \dot{E}成线性比例，而不是象势能限制加速所期望的那样与\sqrt{\dot{E}}成正比。
2011-08-18 astro-ph.HE
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
Data Analysis for a Balloon Borne Compton Polarimeter
伽马射线偏振仪实验（GRAPE）是一种用于50-500 keV伽马射线的气球载康普顿偏振仪，于2014年第二次成功飞行。GRAPE由24个准直偏振仪模块组成。每个模块由64个矩形散热器元件组成，网格为8个$\times$ 8（36个塑料散热器被28个CsI散热器包围）。GRAPE使用2个探测器元件之间的光子散射事件来测量所测量光子的偏振。GRAPE于$^{\text{th}}$ 2014年9月26日上午从新墨西哥州萨姆纳堡起飞。GRAPE在漂浮高度上观察了14.4小时，Crab（主要目标）观察了1.8小时（最初计划为8小时）。背景在飞行高度的观测中占主导地位，这取决于许多飞行和仪器参数（高度、仪器指向、温度等）。提出了一种基于主成分分析（PCA）的方法，利用变化的参数估计螃蟹的背景。我们的仪器设计考虑到光从闪烁体元件射出并溢出到相邻阳极所引起的光学串扰（已知问题）。开发了一个模型来表示串扰，这是纳入我们的模拟和仪器响应。分析的重点是阶段综合数据（由于缩短观察期的统计数据有限）。测量了光子指数为1.70 $\pm$ 0.24和归一化为1.01 $\pm$ 1.35 ph/keV/s/cm $^2$的幂律光谱。在70-200 keV能量范围内，测量了相位积分Crab观测的偏振分数为0.43 $\pm$ 0.4，偏振角为56 $^\circ \pm$ 30 $^\circ$。这个结果不足…
2020-12-23 astro-ph.HE astro-ph.IM
