Crab脉脉冲星巨脉冲研究进展
高能脉冲星的发现和搜寻
高能脉冲星的搜寻和研究
❖ 如何搜寻高能脉冲星： 1、已知射电脉冲星(周期、位置)，高能卫星跟 踪观测，发现X射线或伽玛射线脉冲； 2、高能探测器通过盲扫(blind-search)观测，独 立发现新的脉冲星(新的位置、新的周期)它们 甚至没有射电辐射。
❖ 我们这里只讨论快速自转的中子星通过转动能 损产生的高能脉冲星。中子星在双星系统可以 通过吸积物质到表面产生吸积X射线脉冲星， 这类天体其他老师将会讨论(17号李向东老师和 下午其他老师的报告)。
高能脉冲星的发现
❖ 第一颗高能脉冲星：Crab脉冲星 1964年通过气球试验，发现了Crab脉冲星 和其星风云的X射线辐射（10-60 keV）。 后续气球/火箭观测（1970）探测到X射线 脉冲（1968年Arecibo发现射电脉冲） 。 Crab脉冲星和其星风云是全天最亮的稳定X 射线源，并作为X射线天文的标准烛光。 1970s, SAS-2高能卫星发现其伽玛射线脉冲 辐射(>10MeV)！
FERMI/LAT - 最强大的伽玛射线望远镜
1st generation: SAS, COS-B
2nd generation: EGRET
3rd generation: LAT
9年
1年
❖ 2年的伽玛射线观测：
100 MeV - 10 GeV
发现了1873个伽玛射线源 (EGRET 9年 才探测到270个)
❖ 这个冷却过程细节 直接反映中子星内 部结构(超流)。
❖ X射线脉冲星热辐射 的研究可以让我们 了解中子星内部的 未知世界。
❖ ROSAT后，ASCA(日本)，BeppoSAX(意大利)， Chandra(美国)，XMM-Newton(欧洲)继续发现了许多X射 线脉冲星。现在大约超过80颗X射线脉冲星，其中有20多 颗X射线毫秒脉冲星。还包括近20颗磁星(2-12秒,磁场 >1014G)的特殊脉冲星(17号仝号老师将专门介绍)。
脉冲星的高能观测特征
产生EGRET能区伽玛射线的物理过程是：
★宇宙线粒子与星际介质的非弹性碰撞产生次级粒 子，特别是荷电和中性π介子。中性介子几乎立刻 衰变为2个伽玛射线。
★与光子碰撞的宇宙线电子可通过逆Compton散射 提升光子能量到伽玛射线波段。主要的靶是整个 银河系中的光学和红外光子。
◎ HEAO-3携带了具有高谱分辨的低能伽玛射线望远 镜(Mahoney et al 1980)，它探测了来自银心区的0.5 MeV正电子－电子湮灭线(Riegler et al 1981)。
同期，地基探测器的伽玛射线天体物理也在发展。 VHE伽玛射线天体物理中的一个里程碑为1989年，使用 Whipple天文台ACT得到了Crab星云（但不是脉冲星）的 高置信度的探测(Weekes et al 1989)。
GLAST LAT的一些主要特征： ☆巨大的视场( 近似2.4 弧度或约20\% 空间)； ☆计划的扫描模式每3小时看整个空间； ☆宽能区 (20 MeV - >300 GeV）； ☆改进的点扩展函数(对E>1 GeV 比EGRET好因子3) ； ☆大有效面积 (比EGRET好因子>4)； ☆单光子绝对时间精度好于10微秒。
★ 94个源说明与称为blazars的活动星系核类可 能成协。
★ 5颗脉冲星出现于表中。
★ Large Magellanic Cloud作为一延展的伽玛射 线源被探测到。
★一个太阳耀斑足够亮以致于在源分析中被看到。 ★170源，总数的一半以上，仍未被证认。
近期Cassandjian和Grenier(2008)发展了EGRET源 的一个新表，基于弥散发射的一个新的模型 (Grenier etal 2005)。该表，仅包含188个源，由 于气体浓度之故合并许多3EG源到弥散辐射 ，特别是在中等银纬处。
上海65米射电望远镜蟹状星云脉冲星巨脉冲观测的开题报告
上海65米射电望远镜蟹状星云脉冲星巨脉冲观测的开题报告标题：上海65米射电望远镜蟹状星云巨脉冲观测开题报告摘要：在本文中，我们提议使用上海65米射电望远镜观测蟹状星云的巨脉冲。
蟹状星云是一个活跃的星系际介质和脉冲星发射区域，巨脉冲的发现为我们提供了了解星体物理和星际介质的新机遇。
本计划的主要目的是收集、处理数据，并利用数据分析技术挖掘大量的巨脉冲，并进一步探索星体物理和宇宙学领域的问题。
关键词：上海65米射电望远镜，蟹状星云，巨脉冲，数据处理，数据分析背景介绍：蟹状星云是天文学中最著名的天体之一，是一个充满活力的星系际介质和脉冲星发射区域。
巨脉冲是脉冲星发出的特别强烈、特别短暂的脉冲，因其能量密度极高，其背后的物理过程一直是天文学家关注的焦点之一。
过去的巨脉冲观测主要是通过单个望远镜进行的。
但随着现代科学技术的发展，使用多个望远镜进行联合观测已成为可能，这种观测方式可以提高信噪比和时间分辨率，从而有效地检测更多的巨脉冲。
目的：我们提议使用上海65米射电望远镜观测蟹状星云的巨脉冲，主要目的是收集、处理数据，并利用数据分析技术挖掘大量的巨脉冲，并进一步探索星体物理和宇宙学领域的问题。
方法：我们将使用上海65米射电望远镜对蟹状星云进行观测，采用联合观测方式，提高信噪比和时间分辨率。
观测数据将通过天文学数据处理软件进行处理，以获取更准确、更精细的巨脉冲数据。
之后，我们将使用数据分析技术挖掘大量的巨脉冲，并对其进行统计分析，以探究星体物理和宇宙学领域的问题。
预期成果：本计划预期能够发现大量的巨脉冲，进一步研究巨脉冲的物理机制和星体物理。
此外，我们还将探讨巨脉冲对未来的脉冲星导航和通信系统的应用前景。
形形色色的脉冲星
形形色色的脉冲星
谢懿
【期刊名称】《世界科学》
【年(卷),期】2004(000)008
【摘要】1967年，脉冲星在天文学界的首次亮相并没有人们想象的那样充满了神奇。
当时发现它们的射电望远镜使用的并不是类似现在的碟形天线，而是竖在英国4．5英亩农田中的2048根细长的天线。
第一个信号在8月份被发现，在几千米长的记录纸带上留下了一个特别的小突起。
这个闪烁的信号困扰了剑
【总页数】2页(P7-8)
【作者】谢懿
【作者单位】无
【正文语种】中文
【中图分类】P142
【相关文献】
1.基于脉冲星双极外间隙模型的三维辐射投影研究——以脉冲星PSR
J2229+6114为例 [J], 王进平;李丁
2.脉冲星导航中最优脉冲星组合选取方法 [J], 褚永辉;王大轶;黄翔宇
3.脉冲星巡天观测进展和近邻脉冲星样本估算 [J], 张蕾;王培;李菂;张洁;岳友岭;刘姝
4.脉冲星搜索技术及FAST望远镜脉冲星搜索展望 [J], 潘之辰;钱磊;岳友岭
5.帕克斯射电望远镜与脉冲星巡天发现——纪念脉冲星发现50年 [J], 吴鑫基
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【国家自然科学基金】_x射线脉冲星导航_基金支持热词逐年推荐_【万方软件创新助手】_20140729
2010年 序号 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24
科研热词 推荐指数 脉冲星 4 脉冲星导航 3 钟差 2 脉冲到达时间 2 组合导航 2 捷联惯导 2 x射线脉冲星 2 降噪 1 辨识算法 1 轨道确定 1 轨道动力学 1 航天器 1 累积脉冲轮廓bispectra-mellin变换 1 累积脉冲轮廓 1 星表方位误差 1 星表位置误差 1 扩展卡尔曼滤波 1 微脉冲 1 小波空域相关滤波 1 卡尔曼滤波 1 仿真 1 taylor fft 1 cv模型 1 1(1/2)维谱 1
2014年 序号 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19
2014年 科研热词 脉冲星 导航 到达时间 轨道维持 补偿 自主导航 联合定位 火星 深空探测 晕轨道 数字时间转换 微分修正 定位 多普勒效应 卫星星座 virtexⅱpro vhdl语言 kalman滤波器 fpga 推荐指数 4 2 2 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1
2011年 序号 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 31 32
2011年 科研热词 x射线脉冲星 导航 脉冲星导航 脉冲星 三阶互小波累积量 x射线脉冲星导航 非齐次泊松过程 钟差 近地卫星 计时观测 自主导航 自主定轨 自主定位 累积脉冲轮廓时间延迟 累积脉冲轮廓 激光量子 波形匹配冗余词典 时间延迟 时延 授时 广播电视卫星 尺度伸缩 可观性 双星定位系统 压缩感知 半物理仿真 匹配追踪 到达时间 仿真实验系统 toa测量 renyi熵 doppler效应 推荐指数 4 3 2 2 2 2 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1
蟹状星云
科学家们介绍说，在浩瀚的宇宙中，绝大多数脉冲射电源都只产生一种脉冲，而有少部分除了一个主脉冲外 还拥有另外一个次脉冲--后者被称为“中间脉冲”。专家们认为，每一种脉冲都会对应两个磁极，它们的关系就 像是一对密不可分的朋友。然而汉金斯和埃雷克却发现，蟹状星云中的脉冲射电源却完全与众不同——其主脉冲 短暂而强烈，“中间脉冲”持续的时间很长，功率却很弱。
蟹状星云NASA制作的蟹状星云
20世纪早期，对早期间隔数年的星云照片进行的分析显示它正在不断膨胀。根据其膨胀速度反推可得，该星 云在地球上开始可见的时间至少在7400（900年加上光从那里传播到地球的时间约6500年，见上文）年以前。而 中国天文学家在1054年的记录在天空的相同区域产生过一颗亮星，甚至白天都可观测到。虽然距离十分遥远，但 是当时中国人观测到的客星在白天也能看见，因此只可能是超新星。这是一种自身的核聚变已经终止并坍缩，从 而发生爆炸的大质量恒星。
该星云由约翰·贝维斯于1731年发现，对应中国、阿拉伯和日本天文学家于公元1054年记录的一次超新星爆 发（编号SN 1054，中国称天关客星）。1969年天文学家发现星云的中心是一颗脉冲星，直径约28–30公里，每 秒自转30.2次，并发射出从γ射线到无线电波的宽频率范围电磁波。它也是首颗被确认为历史上超新星爆发遗迹 的天体。
蟹状星云近期对历史记载的分析表明，产生蟹状星云的超新星爆发时间为4月或5月上旬，到了7月最亮时视 星等升至-7到-4.5之间（比夜空中除了月球以外的任何天体都亮）。该超新星在首次发现大约两年之内都可用肉 眼看到。归功于东亚和中东地区的天文学家在1054年的观测记录，蟹状星云成为第一个被确认与超新星爆发有关 的天体。
Crab
第33卷 第3期天文学进展Vol.33,No.3 2015年8月PROGRESS IN ASTRONOMY Aug.,2015 doi:10.3969/j.issn.1000-8349.2015.03.03Crab脉冲星巨脉冲研究进展吴理歌1，闫振1，沈志强1，龚奥博1,2，韩发新1,3(1.中国科学院上海天文台，上海200030； 2.北京师范大学，北京100875； 3.上海市应用技术学院，上海200030)摘要：巨脉冲是一种持续时间很短的射电爆发现象，它们的流量密度往往比平均脉冲大几十倍、百倍，甚至千倍以上，成为脉冲星射电辐射中最显著、最突出的现象。
Crab脉冲星自发现以来一直受到广泛关注，它是极少数能够发射巨脉冲的脉冲星之一。
射电巨脉冲轮廓形状、微细结构、能量分布的充分研究，对揭示脉冲星辐射机制和具体辐射过程有重要意义。
关键词：Crab脉冲星；巨脉冲；脉冲微结构；等离子体扰动中图分类号：P145.6文献标识码：A1引言脉冲星是20世纪60年代天文学四大发现之一。
脉冲星自身极端物理环境和其表现出的不同于大多数恒星的物理性质吸引了众多天文科学家对其进行细致深入的研究。
从1967年发现脉冲星至今，与脉冲星相关的研究成果已经荣获两次诺贝尔奖。
脉冲星是一种高速旋转，具有极强磁场的中子星，其典型半径仅有几十千米，甚至更小。
中子星表面的带电粒子被加速接近光速并产生曲率辐射，这种辐射从脉冲星的磁极处以强射束形式释放出去。
而脉冲星磁轴和自转轴并不重合，每自转一周，辐射束便会有规则地扫过地球，这时地面望远镜即可检测出一系列间断的脉冲信号，这种辐射模型被形象地称作“灯塔模型”。
对脉冲星的研究主要基于其积分轮廓和单脉冲的特性。
脉冲星的积分轮廓十分稳定，反映出脉冲星辐射区的几何结构和辐射强度。
但对于脉冲星的单个脉冲而言，它的强度、轮廓以及偏振特性等在不同的周期上都有很大的变化，短时标内几乎杂乱无章。
单脉冲的观测结果更能够直接反映出脉冲星的物理本质。
【国家自然科学基金】_行星轨道_基金支持热词逐年推荐_【万方软件创新助手】_20140803
2011年 序号 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23
2011年 科研热词 非保守力补偿系统 近地天体 转移轨道 行星际探测器 行星借力飞行 能量守恒法 系外行星系统 精度指标 激光干涉星间测距系统 月球重力场 星团 数值模拟 掩星周期变化(ttv) 小推力 太阳系 地球重力场 参考架 卫星跟踪卫星 匹配关系 初始设计 关键载荷 grail grace 推荐指数 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1
推荐指数 2 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1
2013年 序号 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 31 32 33 34 35 36 37 38 39 40 41 42 43 44 45 46 47 48 49 50 51 52
2008年 序号 1 2 3 4 5 6
科研热词 推荐指数 方法:n-体模型 1 方法 1 数值,kuiper带,天体力学,太阳系 1 形成 1 太阳系:kuiper带 1 天体力学 1
2009年 序号 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25
科研热词 行星形成 行星系统动力学 行星与卫星 系外行星 理论分析和数值模拟 柯伊伯带 暗能量黑洞 数值模拟 技术,其它诸多方面,方法 手段 恒星 开普勒方程 小行星 密近双星 太阳系形成 太阳系动力学 天体物理学 天体物理 天体力学 哈勃空间望远镜 周济林编委推荐 其它诸多方面 光时轨道效应 n体模拟 gj436
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第33卷 第3期天文学进展Vol.33,No.3 2015年8月PROGRESS IN ASTRONOMY Aug.,2015 doi:10.3969/j.issn.1000-8349.2015.03.03Crab脉冲星巨脉冲研究进展吴理歌1，闫振1，沈志强1，龚奥博1,2，韩发新1,3(1.中国科学院上海天文台，上海200030； 2.北京师范大学，北京100875； 3.上海市应用技术学院，上海200030)摘要：巨脉冲是一种持续时间很短的射电爆发现象，它们的流量密度往往比平均脉冲大几十倍、百倍，甚至千倍以上，成为脉冲星射电辐射中最显著、最突出的现象。
Crab脉冲星自发现以来一直受到广泛关注，它是极少数能够发射巨脉冲的脉冲星之一。
射电巨脉冲轮廓形状、微细结构、能量分布的充分研究，对揭示脉冲星辐射机制和具体辐射过程有重要意义。
关键词：Crab脉冲星；巨脉冲；脉冲微结构；等离子体扰动中图分类号：P145.6文献标识码：A1引言脉冲星是20世纪60年代天文学四大发现之一。
脉冲星自身极端物理环境和其表现出的不同于大多数恒星的物理性质吸引了众多天文科学家对其进行细致深入的研究。
从1967年发现脉冲星至今，与脉冲星相关的研究成果已经荣获两次诺贝尔奖。
脉冲星是一种高速旋转，具有极强磁场的中子星，其典型半径仅有几十千米，甚至更小。
中子星表面的带电粒子被加速接近光速并产生曲率辐射，这种辐射从脉冲星的磁极处以强射束形式释放出去。
而脉冲星磁轴和自转轴并不重合，每自转一周，辐射束便会有规则地扫过地球，这时地面望远镜即可检测出一系列间断的脉冲信号，这种辐射模型被形象地称作“灯塔模型”。
对脉冲星的研究主要基于其积分轮廓和单脉冲的特性。
脉冲星的积分轮廓十分稳定，反映出脉冲星辐射区的几何结构和辐射强度。
但对于脉冲星的单个脉冲而言，它的强度、轮廓以及偏振特性等在不同的周期上都有很大的变化，短时标内几乎杂乱无章。
单脉冲的观测结果更能够直接反映出脉冲星的物理本质。
在射电频段中，每个周期的单脉冲是由子脉冲构成，其时标在微秒量级。
这种强度在微秒级别上发生变化的子脉冲结构被认为是脉冲星射收稿日期：2015-04-20；修回日期：2015-06-26资助项目：国家自然科学基金(11403073)；上海市自然科学基金(13ZR1464500)通讯作者：吴理歌，wulige@302天文学进展33卷电辐射基本特征的表现。
巨脉冲是子脉冲结构中极为特殊的一种，它具备三个最主要的特征：(1)流量密度极大，有些甚至达到数百万央斯基，B1937+21的最强巨脉冲亮温度高达5×1039K[1]；(2)持续时间极为短暂，2003年Hankins[2]发现竟存在持续时间短于2ns的巨脉冲，持续时间越短的巨脉冲流量密度往往越大，2ns级别的巨脉冲亮温度高达1057K数量级，成为宇宙中最高亮温度的射电辐射过程；(3)具有十分显著的偏振特性，比如Crab脉冲星在中间脉冲相位上观测到的巨脉冲差不多是完全线偏振[28]。
在发现蟹状星云脉冲星之前，人们一直认为在这片星云中有一颗自转极快的脉冲星。
在利用射电、光学和X射线观测进行搜寻过程中都未发现脉冲星的踪影。
直到1968年，美国绿岸的92m望远镜在射电波段意外地探测到Crab脉冲星的巨脉冲[6]，进一步观测后发现其33ms周期性脉冲的存在，以巨脉冲为线索终于发现了这颗期待已久的脉冲星。
同时这也让天文学家认为在年龄小、磁场强度高的脉冲星中更可能发现巨脉冲。
实际结果却不尽人意，反而在数颗年老的毫秒脉冲星中陆续发现巨脉冲。
巨脉冲最初只是在Crab脉冲星[6,7,24]和毫秒脉冲星PSR B1937+21[41]中被发现。
在其后的30多年中又在一些脉冲星中发现了巨脉冲，这些脉冲星分别是PSR B1821−24[43]，PSR B1112+50[45]，PSR B0540−69[42]，PSR B0031−07[44]，PSR J0218+42，PSR B1957+20[46]，PSR J1752+2359[47]，PSR J1823−3021A[48]，PSR B0656+14[49]等。
存在巨脉冲的脉冲星主要是射电光度非常强的年轻脉冲星和转动能损失非常大的毫秒脉冲星。
其中Crab脉冲星巨脉冲的性质更为特殊，在射电多个频率范围内有不同表现，而且各个脉冲窗口处巨脉冲特性也存在诸多差异。
由于射电望远镜灵敏度等的限制，到目前为止，能够观测到周期连续的普通单个脉冲的脉冲星仅占所发现2000余颗脉冲星中的极小一部分。
而相对平均轮廓而言，单个强脉冲对揭示脉冲星的辐射机制以及相关的等离子体物理机理意义重大。
作为强脉冲的一种特殊种类，巨脉冲的研究意义正在于此。
通过对巨脉冲观测数据的分析，天文工作者可以从中分析脉冲星辐射信号的产生环境、传播过程中高等离子体密度、强磁场的复杂环境，通过观测巨脉冲轮廓的变化可以对星际介质在微观尺度上进行研究。
同时巨脉冲秉性、偏振的特异性，为脉冲星的分类提供参考。
本文第2章介绍从Crab脉冲星巨脉冲发现以来的观测研究，主要分为巨脉冲在不同辐射窗口中的特性、巨脉冲的传播、巨脉冲与非射电频率信号之间的相关性以及巨脉冲能量分布与普通脉冲之间的差异等几个方面来探讨巨脉冲与众不同的物理特征。
第3章主要介绍目前Crab脉冲星巨脉冲理论模型建立所面临的困难，和人们对Crab脉冲星巨脉冲充分研究之后，所提出的一些理论假设和论证。
第4章进行简单的总结，并简述今后上海65m射电望远镜对Crab脉冲星巨脉冲观测的研究条件和方向。
本文主要论述对象是Crab脉冲星，所以以下提及的巨脉冲均指Crab脉冲星发射的巨脉冲。
3期吴理歌，等：Crab脉冲星巨脉冲研究进展3032Crab脉冲星巨脉冲观测进展2.1Crab脉冲星巨脉冲观测进展概述1968年，Staelin等人在射电波段意外地探测到来自蟹状星云的巨脉冲，进一步确认后发现星云内存在一颗脉冲星(取名为Crab脉冲星)，从而解决了蟹状星云能源之谜。
Heiles[52]和Gower[24]验证出巨脉冲强度的幂律分布本质。
1995年Lundgren等人[19]对Crab脉冲星巨脉冲进行多波段观测，提出在射电波段可能存在不同于普通脉冲的辐射区域，但由于当时灵敏度的不足，问题未能彻底解决。
1999年Sallmen等人[5]发现Crab脉冲星巨脉冲在射电波段具有宽带特性，同时他们利用多个间隔观测波段的数据拟合出巨脉冲的谱指数在−2.2∼−4.9之间。
近年来，随着天文技术和设备的革新，我们对巨脉冲隐含的物理性质了解得更加深入。
Hankins等人[2]在2003年进行的观测中，发现在5.5GHz频率上巨脉冲包含多个持续时间在纳秒级的子脉冲，细窄轮廓的存在与Weatherall[13]提出的等离子体扰动模型相符合。
Crab脉冲星射电辐射特征在射电中高频上(4∼8GHz)发生了改变，中间脉冲逐渐成为主导。
随后一年，Cordes[3]首次探讨了星际闪烁在整个多波段宽带(0.43∼8.8GHz)范围内对巨脉冲信号所带来的影响。
Popov等人[21]和Eilek等人[53]在2007年通过探究脉冲宽度分布发现，持续时间越短的脉冲，强度往往更强。
Bhat等人[51]于2008年提出星云中散射和色散相关的分析。
还有许多尚未提及的观测研究，所有的这些都是为了揭示Crab脉冲星的本质特征和它扑朔的辐射机制，另外也激励着人们对Crab脉冲星巨脉冲做出更进一步的探索。
表1中记录了近年来对Crab脉冲星巨脉冲数次观测的状况。
这些观测记录中，Cordes等人在2004年利用Arecibo望远镜的观测占了大部分。
观测中他们分别在10个波段对Crab脉冲星巨脉冲做了详尽的统计，并描绘出所有脉冲平均轮廓和对应波段巨脉冲平均轮廓的比较图，如图1所示。
当时Cordes发现巨脉冲仅在主脉冲和中间脉冲的相位处出现，在其他几个轮廓成分相位处未发现巨脉冲。
因为巨脉冲持续时间很短，单脉冲中存在独特的精细结构，星际介质散射作用在低频范围内干扰较为强烈，脉冲出现明显展宽，从而使观测数据中巨脉冲固有特性被掩盖掉。
选用较高的观测频率能够在很大程度上减轻星际介质散射作用带来的展宽影响。
近年来的观测参数愈渐向高频波段和极小时间分辨率努力。
2007年Hankins等人[12]利用Arecibo观测Crab 脉冲星巨脉冲，其时间分辨率达到0.4ns，较之他在2003年2ns的分辨率还要高。
图2是此次观测中心频率为9.25GHz上探测到的纳秒级巨脉冲结构。
2007年Jessner等人[28]利用德国Effelsberg射电望远镜在15.1GHz和8.5GHz频率上进行观测，其中15.1GHz的高频观测尚属首例，良好的实验结果进一步拓宽了巨脉冲宽频特性的最大频率宽度。
并且Jessner等人在高频成分HFC1、HFC2相位处观测到了巨脉冲。
在低频波段，脉冲信号的幅度受到星际闪烁(ISS)的调制，信号幅度因不同频率而异。
但当观测频率高于10GHz的时候，脉冲信号的色散展宽效应非常弱，从良好的轮廓中可以更清楚地认识脉冲星的本质特征。
304天文学进展33卷图110个波段巨脉冲和平均轮廓比较图[3]图2利用Arecibo观测到的纳秒级巨脉冲结构[12]3期吴理歌，等：Crab脉冲星巨脉冲研究进展305表1Crab脉冲星巨脉冲观测记录[50]ν/GHz Epoch/MJD T/h BW/MHzδT/µs SEF D/Jy N det Telescope Ref.0.1∼0.253635—61024∼256110031MWA-LFD[55]0.43052304 1.012.5128126211880Arecibo[3]0.6/1.450224—501—29VLA[5]0.8124843310020200∼30013.530000GB43m[19]1.18522770.47100100309863Arecibo[3]1.19752944 3.520421517869WSRT[21]1.475522770.58100100291647Arecibo[3] 1.3∼1.47537363640.51100706ATCA[51]1.7546183320.18652500Goldstone[50]2.1552304−523060.151003279135Arecibo[3]2.33523150.151********Arecibo[3]2.85523060.261003274103Arecibo[3]3.552398−52412 1.271006441549Arecibo[3]4.1552295−52337 1.4910032201663Arecibo[3]4.5∼10.553005−53736—22000.0004—380Arecibo[12]5.552336−524110.3100322022Arecibo[3]8.852398−52414 1.4210016222249Arecibo[3]1.5454232 4.66320323—2854Nanshan[63]15.154438115000.002515043Effelsberg[28]8.554443104000.005515029Effelsberg[28]2.2巨脉冲多频观测特征2.2.1各频段巨脉冲在辐射窗口中的位置特征Crab脉冲星射电辐射模式是独一无二的，根据独特的光谱和偏振特性，整个脉冲轮廓随频率的演化先后可以区分出七个明显不同的辐射组成。