Radiation from Vela-Like Pulsars Near the Death Line
对死亡线附近的类船帆座脉冲星，考虑了外隙和中子星表面的辐射。结果表明，如果这样的脉冲星足够接近死亡线，它的光学，紫外和X射线辐射必须增加。利用这一考虑的结果，有人认为Geminga不是Vela类星的近亲。排除了Geminga的外间隙模型，其中外间隙体积的主要部分作为$γ$ -射线的Vela样发生器操作。类Vela机制的$γ$ -射线产生只能在Geminga的外部间隙的一个小区域中操作。该区域沿磁场的长度比外部间隙尺寸小一个数量级。在Geminga的磁层中，产生$\sim 10 - 10^4$ MeV的$γ$射线的主要机制是曲率辐射，而不是像Vela类星体那样假设的同步辐射。
1993-12-20 astro-ph
Are We Seeing Magnetic Axis Reorientation in the Crab and Vela Pulsars?
脉冲星的旋转轴和磁轴之间的角度$α$的变化会改变扭矩和自旋下降速率。我们发现，$α$的突然增加，与故障一致，可能是蟹状星云脉冲星故障后自旋下降率持续增加的原因。此外，$α$的变化率与蟹状星云脉冲星的变化率相似，这也是船帆座脉冲星制动指数非常低的原因。如果$α$随时间增加，则所有由传统制动模型得到的脉冲星年龄都被低估。中子星内部液体与外部扭矩的解耦不能解释船帆座低制动指数的原因。螃蟹的脉搏曲线的变化由于$α$的变化可能是可测量的。
1997-01-15 astro-ph
The Vela pulsar proper motion revisited with HST astrometry
使用所有的HST WFC/WFPC 2图像的领域收集到目前为止，我们已经进行了准确的相对天体测量分析，重新评估船帆座脉冲星自行的价值。虽然覆盖的时间跨度要短得多，但我们的测量清楚地证实了Nasuti等人（1997）使用地基光学数据获得的先前结果，并将自行值确定为mu = 52 +/- 3 mas/yr。
1999-12-29 astro-ph
Constraints on pulsar magnetospheric and wind parameters for the compact nebulae of Vela and PSR B1706-44
我们提出了一个新的模型的船帆座和PSR B1706-44的同步加速器致密星云的排放，并得出基本的脉冲星/plerion参数，如对生产多重性，M，风磁化参数，西格玛。脉冲星极冠上方的对级联，与脉冲星风的能量相结合，将一对等离子体注入周围环境。这种由粒子和场组成的风受到环境的冲击，导致致密星云中“热化”对的同步辐射。宽波段星云谱主要取决于自旋下降功率、距离、粒子对多重性、脉冲星风激波半径和激波处的σ。我们构造了船帆座致密X射线星云和PSR B1706-44的粒子谱模型。对这些源的多波长光谱的拟合表明，300<M<1000，而船帆座的0.05<sigma<0.5。从船帆座和PSR B1706-44的X射线致密星云发射的径向梯度中独立地导出了相同的sigma间隔（与船帆座一样），这使我们对我们的结果充满信心。我们推导出船帆座的M太小，无法用船帆座开放磁层中的曲率损失来解释，但光脉冲光子的存在可能会修改预测的多重性。
2003-05-07 astro-ph
The distance to the Vela pulsar gauged with HST parallax oservations
船帆座脉冲星（PSR B 0833 -45）的距离传统上被认为是500 pc。虽然受到很大的不确定性的影响，但这个值仍然适用于脉冲星和信噪比。为了获得一个模型自由距离测量，我们对脉冲星V~23.6光学对应体进行了高分辨率天体测量。利用一组5个HST/WFPC 2观测数据，我们首次获得了船帆座脉冲星年视差的光学测量结果。视差结果是3.4 +/- 0.7 mas，意味着距离为294（-50;+76）pc，即一个明显低于先前认为的值。这影响了对脉冲星绝对光度和不同波长发射效率的估计，并证实了船帆座脉冲星的N_e值异常高。最后，完整的视差数据库可以更好地测量船帆座脉冲星的自行（mu_alpha（cos（delta））=-37.2 +/- 1.2 mas/yr; mu_delta=28.2 +/- 1.3 mas/yr，在校正太阳的特殊运动后），在视差距离，这意味着横向速度约为65 km/s。此外，自行位置角似乎特别好地与钱德拉所看到的X射线星云的对称轴对齐。这样的排列可以评估船帆座脉冲星的空间速度为~81 km/s。
2001-07-16 astro-ph
Intrinsic Variability of the Vela Pulsar: Lognormal Statistics and Theoretical Implications
单脉冲的强度-相位分布在脉冲之间、平均分布之间以及脉冲内的相位之间都有很大的不同。对于脉冲星的射电辐射及其时间变化性，目前还没有被广泛接受的解释。在这里，通过分析船帆座脉冲星的平均轮廓的峰值附近的数据，我们表明，船帆座的变化对应于对数正态场统计，与预测的随机增长理论（SGT）的纯线性系统接近边际稳定性。因此船帆座的可变性是SGT状态的直接表现，场统计限制了发射机制是线性的（直接或间接），排除了像波塌缩这样的非线性机制。因此，场统计是一种强大的、可能广泛适用的工具，可用于了解相干天体物理和空间发射的变异性、制约机制和源特性。
2001-11-15 astro-ph
ROSAT Observations of the Vela Pulsar
ROSAT HRI用于监测船帆座脉冲星的X射线发射。6次观察时间跨度为2-1/2年，有3次故障。的总和数据产生的脉冲形状的确定，和X射线发射的脉冲星被发现是12%的脉冲与一个宽和两个窄峰。一个观察发生在一个大故障后15天。没有观察到脉冲结构的变化，X射线光度的任何变化（如果存在）均小于3%。对中子星结构的影响进行了讨论。
2000-04-03 astro-ph
The Vela Pulsar Wind Nebula at 6cm
使用澳大利亚望远镜紧凑阵列在6厘米波长下进行的观测发现了船帆座脉冲星周围紧凑X射线星云的射电对应物。发现两个瓣围绕脉冲星的自旋轴定向，从X射线发射的边缘开始，它们延伸到三倍的大小。北瓣有一个明亮的，明确的边缘和0.14 Jy的综合通量，而南瓣的0.12 Jy更分散。
2001-12-07 astro-ph
Observational constraints on the Internal Structure and Dynamics of the Vela Pulsar
我们表明，在1988年“圣诞节”故障期间观察到的船帆座脉冲星的短自旋时间意味着脉冲星核心到地壳的耦合时间小于$\sim$ 10秒。Ekman泵作用不能解释快速的核壳耦合，需要更有效的核壳耦合。船帆座脉冲星的内部磁场可以提供必要的耦合，如果磁场以超过正常内部的$ 10^{13}$高斯和超导内部的$ 10^{11}$高斯的幅度穿过核心。这些下限支持了中子星内部含有超流中子和质子的假设，并挑战了脉冲星磁场在百万年时间尺度上衰减或磁通量在恒星减速时从核心排出的概念。
1996-02-26 astro-ph
Very High Energy Gamma Rays from the Vela Pulsar/Nebula
自1992年以来，我们每年都用3.8米切伦科夫成像望远镜观测到TeV能量的船帆座脉冲星区。这是第一次对船帆座区域的脉冲和非脉冲发射进行协调一致的搜索，成像技术也允许检查视野内的发射位置。在船帆座脉冲星的东南偏置约0.13度处发现了大量的类似伽马射线的事件。当对数据应用不对称切割时，过量显示了伽马射线图像的预期行为。没有证据表明发射是与脉冲星周期调制的-与早期声称的来自船帆座脉冲星方向的信号相反。
1997-07-02 astro-ph
Size of the Vela Pulsar's Radio Emission Region: 500 km
我们利用船帆座脉冲星的星际散射来确定其发射区的大小。从短基线上的干涉相位变化，我们发现无线电波散射使源在位置角81+/-3度处沿主轴加宽了3.4+/-0.3毫角秒。短轴与长轴之比为0.51+/-0.03。角展宽和时间展宽的比较表明，散射物质位于Vela-X超新星遗迹周围的脉冲星。从调制脉冲星的闪烁非常短的基线，我们推断的大小为500公里的脉冲星的发射区。我们认为，脉冲星磁层内的无线电波折射可以合理地解释这种大小。
1996-08-14 astro-ph
Variability of the Vela Pulsar-wind Nebula Observed with Chandra
2000年4月30日和11月30日，钱德拉X射线天文台上的先进CCD成像光谱仪对船帆座脉冲星周围的脉冲星风星云（PWN）进行了观测，揭示了它的复杂形态，让人想起蟹状星云。两个观测结果的比较显示PWN特征的表面亮度变化高达30%。一些PWN元素显示出明显的位移，最高可达几角秒（约10^{16} cm），和/或光谱变化。为了阐明所观察到的变化的性质，需要进一步监测船帆座PWN。
2001-04-16 astro-ph
Nanoarcsecond single-dish imaging of the Vela pulsar
我们测量了船帆座脉冲星在660 MHz强散射条件下的衍射闪烁特性。我们得到了$ν_d = 244 \pm 4$ Hz的去相关带宽和$t_{\rm diff} = 3.3\pm 0.3$ s的衍射去相关时间尺度。我们对调制指数$m=0.87\pm 0.003\pm 0.05$和$m=0.93\pm 0.03 \pm 0.05$（每个偏振流一个）的测量与Gwinn等人（1997）在2.3 GHz处获得的船帆座脉冲星的调制指数有差异{ \it if}调制指数为1的偏差归因于源尺寸效应。
2000-01-21 astro-ph
XMM-Newton observations of the Vela pulsar
我们提出了从XMM牛顿观测船帆座脉冲星的光谱分析。我们分析了脉冲星的热发射，其能量低于~ 1 keV，因为提取的光谱受到较高能量的星云发射的严重污染。XMM-牛顿号上的反射光栅光谱仪的无反射高分辨率光谱表明存在氢大气，正如先前钱德拉的结果所表明的那样。温度和半径都与Chandra的结果一致。在~10^4年年龄时，T^{ \infty } ~（6.4-7.1）× 10^5 K的Chandra和XMM-牛顿温度低于标准冷却曲线。
2003-06-24 astro-ph
Flux Densities and Radio Polarization Characteristics of Two Vela-like Pulsars
我们报告的双频射电偏振观测两个年轻的，充满活力的恒星，PSR J 0940 -5428和J1301-6305。这是在帕克斯多波束巡天中发现的第一批类船帆星。我们进行了观察，这些恒星与澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）在中心频率为1384和2496 MHz的脉冲星选通，同时保留完整的斯托克斯参数。在校正带宽去极化后，我们测量了这些类星体的偏振特性、通量密度和旋转测量。来自ATCA数据的光谱指数是浅的，但仍然与这种类型的恒星所看到的值一致。这两颗双星的自转测量结果与最近使用帕克斯望远镜的数据报道的结果一致，并且这两颗双星在1384和2496 MHz都具有高度线性偏振的脉冲轮廓。我们的研究结果支持了先前指出的高程度的线性偏振，浅光谱指数，大自旋下降光度之间的相关性。
2007-06-21 astro-ph
Temperature, distance and cooling of the Vela pulsar
我们使用磁化氢大气模型来拟合由ROSAT获得的Vela脉冲星的软X射线热谱。我们的拟合所需的距离和氢柱密度与其他独立估计值吻合得很好，可以被认为是该脉冲星表面存在氢的一个论据。所获得的低温T = 7.85 +/- 0.25 × 10 ^5 K，低于中子星冷却的“标准”模型的预测，并加强了先前关于该中子星中发生快中微子冷却的必要性的主张。
1996-01-31 astro-ph
Multicolor Photometry of the Vela Pulsar
本文介绍了船帆座脉冲星（PSR B 0833 -45）的多色测光，并根据最近的HST/WFPC 2在555 W、675 W和814 W滤光片上的观测结果进行了更新。现有的数据提供了迄今为止脉冲星光谱形状的最佳表征，它主要是一个平坦的幂律连续谱，光谱指数α= -0.2 +/- 0.2，与钱德拉探测到的X射线光谱的幂律分量在光学域中的外推一致。此外，在约6500 AA处似乎存在略微显著的下降（约3 σ）。目前正在进行的VLT光谱观测将对这一特征的真实性和特征提供更好的评估。
2001-07-02 astro-ph
A search for giant pulses in Vela-like pulsars
我们已经进行了一项调查的'巨型脉冲'在6个年轻的，船帆座一样的恒星。在任何情况下，我们没有发现单脉冲的通量密度超过10倍的平均通量密度。然而，在PSR B1706-44中，我们发现了与船帆座脉冲星非常相似的巨型微脉冲。在PSR B1706-44中，这些巨大的微脉冲出现在轮廓的后沿，并且具有约1 ms的固有宽度。其强度的累积概率分布最好由幂律描述。如果幂律继续到更高的强度，那么需要3.7x10^6转才能获得平均脉冲通量20倍的脉冲。该数字与PSR B1937+21和PSR B1821-24中的巨脉冲率相似，但显著高于螃蟹的巨脉冲率。
2002-01-22 astro-ph
High time-resolution observations of the Vela pulsar
我们提出了高时间分辨率的观测单脉冲船帆座脉冲星（PSR B 0833 -45）与基带记录系统在660和1413 MHz的观测频率。我们在1413 MHz单脉冲数据中发现了两个惊人的特征。第一个是巨大的微脉冲，这是局限于脉冲轮廓的前沿的存在。这些脉冲中的一个具有超过2500 Jy的峰值通量密度，超过积分脉冲峰值的40倍。第二个新的结果是在脉冲轮廓的后沿上存在大幅度的高斯分量。该分量可以在强度上超过主脉冲，但是仅相对很少地被接通。波动谱揭示了140个脉冲周期的这一特征中可能的周期性。与轮廓的其余部分不同，该组件具有低净偏振，并且主要以正交模式发射。这一特征似乎是船帆座脉冲星所独有的。我们还首次在船帆座脉冲星中探测到了微结构。660 MHz数据中也存在这些相同的特征。我们认为，船帆座脉冲轮廓的全宽度可能是10毫秒大，但锥边缘发射很少。
2001-01-10 astro-ph
The Vela Pulsar's proper motion and parallax derived from VLBI observations
船帆座脉冲星是射电波段最亮的脉冲星。正是这个物体（通过它的小故障）告诉我们，恒星是固体旋转体，而不是振荡体。除了蟹状星云脉冲星，它还是许多脉冲星行为模型的来源。因此，了解它的距离以及它的起源是至关重要的。Vela脉冲星的自行和视差是由2.3和8.4GHz甚长基线干涉仪（VLBI）观测得到的。数据跨度为6.8年，由11个时期组成。我们发现了$μ_{α{\rm cos}δ}= -49.61 \pm 0.06, μ_δ= 29.8 \pm 0.1$ \myr的自行和$3.4 \pm 0.2$ mas的视差，这相当于$293_{-17}^{+19}$ pc的距离。当我们减去银河系自转和太阳特有速度时，我们发现$μ_* = 45 \pm 1.3$ \myr的位置角（PA）为$301^\circ\pm1.8$，这意味着自行与X射线星云的对称轴有一个很小但很大的偏移。
2003-05-12 astro-ph
The Optical Spectrum of the Vela Pulsar
孤立中子星（INS）的光谱由于其固有的微弱性而受到限制。在14个光学识别的INS中，只有少数天体获得了中等分辨率的光谱。船帆座脉冲星（PSR B 0833 -45）的光谱尚未公布，它是第三亮（V=23.6）的惯性导航系统，具有光学对应物。光学多波段测光强调了一个平坦的continuation.In这项工作中，我们提出了第一次的Vela脉冲星的光学光谱观测，在4000-11000 A的光谱范围内进行。船帆座脉冲星的光谱具有平坦的幂律（α = -0.04 +/- 0.04），与宽波段测光获得的值相比很好。这再一次证实船帆座的光辐射完全来自磁层。旋转动力INS的光谱指数之间的比较没有显示光谱演化的证据，这表明，在X射线中，INS老化不会影响磁层发射的光谱特性。同时，发现光谱指数几乎总是比X射线指数更平坦，清楚地表明在较低能量下的一般光谱周转。
2007-07-13 astro-ph
Correlation between X-ray Lightcurve Shape and Radio Arrival Time in the Vela Pulsar
我们报告的结果同时观测船帆座脉冲星的X射线和无线电从RXTE卫星和山普莱森特射电天文台在塔斯马尼亚州。我们在逐个脉冲的基础上寻找船帆座的X射线发射和无线电到达时间之间的相关性。在99.8%的置信水平下，我们发现在早到的无线电脉冲期间，船帆座主X射线峰值的通量密度显著较高。在稍后到达的无线电脉冲期间，这些多余的通量转移到第二个X射线峰值之后的“波谷”。我们的研究结果表明，产生无线电脉冲的机制与产生X射线的机制密切相关。目前的模型使用无线电发射的共振吸收外磁层作为X射线发射的原因进行了探讨，作为一个可能的解释的相关性。
2006-11-14 astro-ph
X-ray Flux and Pulse Frequency Changes of Three High Mass X-ray Binary Pulsars: Vela X-1, GX 301-2 and OAO 1657-415
使用档案BATSE（突发和瞬态源实验）20-60 keV波段X射线通量和脉冲频率的时间序列，我们寻找扭矩，光度和比角动量之间的相关性为三个高质量的X射线双星船帆座X-1，GX 301-2和OAO 1657-415。我们的结果表明，脉冲频率导数和流量之间没有相关性，这可能是一个迹象，不存在稳定的吸积盘吸积盘。从比角动量和力矩的强相关性，我们得出结论，吸积几何形状不断变化的建议，由流体动力学模拟（Blondin等，1990年）。
1999-11-02 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
Search for the Optical Counterpart of the Vela Pulsar X-ray Nebula
钱德拉X射线天文台对船帆座脉冲星区域的观测揭示了其同步加速脉冲风星云（PWN）的精细结构，该星云与蟹状星云PWN总体上相似。然而，与螃蟹相反，尚未报告在光学中检测到船帆座PWN。为了寻找X射线PWN的光学对应物，我们分析了用不同望远镜进行的深光学观测。我们比较了与钱德拉ACIS获得的光学图像，以寻找扩展的发射模式，可以确定为对应的X射线星云元素。虽然在光学图像中看到了一些特征，但我们没有发现与X射线结构的相关性。因此，我们得出结论，漫射光发射更有可能与主机船帆座SNR中的灯丝。在不确定性范围内，PWN光通量的推导上限与基于X射线数据外推的预期值是相容的。
2003-05-28 astro-ph
Post-Glitch RXTE-PCA Observations of the Vela Pulsar
本文报道了用主成分分析方法对船帆座脉冲星的RXTE观测结果进行分析的结果。我们的数据由两部分组成。第一部分包含1996年故障后1天、4天和9天的观测结果，时长27000秒。总曝光时间第二部分的观察是在该故障后三个月进行的，总暴露时间为93000秒。我们在两组都发现了脉动。所观察到的光谱是幂律的，通量或计数率没有明显的变化。理论上预期的增加通量由于内部加热故障后小于观测的不确定性。
2000-02-25 astro-ph
Size of the Vela Pulsar's Emission Region at 13 cm Wavelength
我们目前的测量船帆座脉冲星的大小在3门脉冲，从观测的强度分布。我们计算了观测系统中噪声分布的影响，并使用强连续源的观测来测量和去除噪声。我们还计算并消除了时间和频率平均的预期影响。我们发现，脉冲星通量密度和仪器增益，自噪声和一位数字化的变化的影响是不可检测的小。相关性的归一化效应是可检测的，但不影响拟合大小。脉冲星的大小从440 +/- 90 km（最佳拟合高斯分布的半高宽）下降到整个脉冲的不到200 km。我们讨论的影响，这种大小的脉冲星发射理论。
1999-08-23 astro-ph
A Search for sub-TeV Gamma-rays from the Vela Pulsar Region with CANGAROO-III
2004年1月和2月，我们用两台直径为10米的CANGAROO-III成像大气切伦科夫望远镜对船帆座脉冲星区域进行了立体观测，以寻找脉冲星及其周围区域的亚TeV伽马射线。我们描述的意见，提供了详细的说明的校准方法，并介绍了改进的和无偏的分析技术CANGAROO-III数据。无论是从脉冲星的位置还是从先前报告的0.13度偏移的位置，都没有发现伽马射线发射的证据，由此产生的上限比先前报告的CANGAROO-I 3.8米望远镜观测的通量小五倍。在高等教育安全局最近的报告之后。一组TeV的伽玛射线辐射来自脉冲星风星云，它是$\sim$ 0.5度的脉冲星位置以南，我们检查了这一地区，并发现支持证据的发射扩展到$\sim$ 0.6度。
2005-10-13 astro-ph
The Vela Pulsar's Radio Nebula
我们发现船帆座脉冲星周围的射电星云覆盖范围比以前报道的要广得多，在脉冲星的南北两侧有两个叶瓣。这个物体的迹象以前已经报道过，但它在脉冲星周围的对称形态和其他细节尚未被确定，因为它们由于对低空间频率的敏感性差而被隐藏。该结构是高度极化和极化矢量，一旦校正法拉第旋转，揭示对称相对于自旋轴的脉冲星。钱德拉发现的X射线辐射位于这个结构的中心，在一个没有可检测到的过量无线电辐射的区域。我们估计总通量和区域通量从北叶和南叶，加上在四个射频的X射线区域; 1.4，2.4，5和8.5 GHz。我们提出了相应的图像中的总强度和偏振强度，以及那些显示反旋线性偏振矢量。
2003-04-01 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
The Vela Pulsar in the Ultraviolet
我们描述了船帆座脉冲星（PSR B0833 - 45）与HST STIS MAMA-UV探测器的时间标记的观测。使用最佳的提取技术，我们获得了NUV光曲线和粗FUV相位分辨光谱。脉冲在所有阶段都由复杂的非热发射主导。我们得到近似的光谱指数最亮的脉冲分量，这些脉动在其他波段观察到，并限制热表面发射的中子星。在紫外脉冲最小值时瑞利-金斯分量的上限表明，平均表面温度T_eff ^\infty <4.6 x 10^5（d_{300}/R_{14.2}）^2 K。如果通过改进的相位分辨光谱学得到证实，这一观测结果将对我们理解中子星内部产生重大影响。
2005-03-15 astro-ph
Correlations between pulsed X-ray flux and radio arrival time in the Vela pulsar
我们报告的结果同时观测船帆座脉冲星的X射线和无线电从RXTE卫星和山普莱森特射电天文台在塔斯马尼亚州。我们寻求船帆座的X射线和无线电通量密度之间的相关性和无线电到达时间的脉冲脉冲的基础上。我们发现，在船帆座的主要X射线峰值在无线电脉冲，提前到达显着更高的通量密度。在稍后到达的无线电脉冲期间，这些多余的通量转移到第二个X射线峰值之后的“波谷”。我们认为产生无线电脉冲的机制与产生X射线的机制密切相关。目前的模型使用外磁层的共振吸收作为无线电发射的原因，而不直接的X射线发射，探索作为一个可能的解释的相关性。
2007-01-04 astro-ph
The Vela Pulsar and its Synchrotron Nebula
（摘要）我们提出了PSR B 0833 -45的高分辨率钱德拉X射线观测，这颗89毫秒的脉冲星与船帆座超新星遗迹有关。我们已经获得了两次观测，间隔一个月，以寻找脉冲星及其环境在其旋转频率出现极端故障后的变化。我们发现了一个清晰的星云，其环形形态与蟹状星云中观察到的非常相似，还有一个轴向的蟹状喷流。在这两次观测中，来自脉冲星的通量稳定在0.75%以内;脉冲星X射线通量增加的3 σ极限小于推断出的毛刺能量的~10^-5。我们用这个极限来约束毛刺模型和中子星结构的参数。我们确实发现了星云外弧的流量显著增加;如果与故障有关，则推断的传播速度> 0.7c，类似于蟹状星云小束的增亮。我们提出了一个解释船帆座同步加速器星云的X射线结构的基础上最初开发的蟹状星云的模型。与Crab模型不同的是，船帆座脉冲星风的磁化参数“sigma”可以取为1阶;这与磁场从脉冲星到星云的最简单MHD传输是一致的，其中B < 4 X 10^-4 G。我们回顾的影响，可能会提高的概率之间的自旋轴和空间速度的脉冲星，并推测，短周期，缓慢移动的脉冲星是最适合生产同步加速器星云与这种对齐的结构。
2001-03-30 astro-ph
The Vela Pulsar in the Near-Infrared
本文报道了VLT/ISAAC在Js和H波段对船帆座脉冲星的首次近红外探测。脉冲星的星等是Js=22.71 +/- 0.10和H=22.04 +/- 0.16。我们将所得结果与已有的多波长数据进行了比较，结果表明脉冲星的去红相位平均光谱符合幂律F_nu propto nu^（-alpha_nu），其中alpha_nu = 0.12 +/- 0.05，假设色过量E（B-V）=0.055 +/-0.005，基于船帆座脉冲星及其超新星遗迹的X射线发射的最近光谱拟合。脉冲星光谱的负斜率不同于年轻蟹状星云脉冲星光谱在宽光学范围内观测到的正斜率。Vela光谱的近红外部分似乎与在2-10 keV范围内用RXTE获得的高能X射线尾部的相位平均光谱具有相同的斜率。这两个光谱都可以用一个单一的幂律拟合，表明它们的共同起源。由于在这个范围内的相位平均RXTE光谱是由脉冲星光变曲线的第二个X射线峰，与其光学脉冲轮廓的第二个主峰相一致，我们建议，这个光学峰可以比第一个红。我们还在脉冲星1.5“-3.1”附近探测到两个微弱的延伸结构，投射在东南喷流和脉冲星风星云的内弧上，并与之对齐，这是钱德拉在X射线中探测到的。我们讨论了它们与星云的可能联系。
2003-05-15 astro-ph
Very High Energy Gamma Rays from the Vela Pulsar Direction
1993年1月至1995年3月，我们在南澳大利亚伍默拉附近用3.8米切伦科夫成像望远镜观测了TeV能量的船帆座脉冲星区。在5.8西格玛水平上已经检测到非脉冲伽马射线信号的证据。在2.5 +/- 1.0 TeV以上，探测到的伽马射线通量为（2.9 +/- 0.5 +/- 0.4）x 10^-12光子cm^-2 sec^-1，信号与两年来的稳定发射一致。伽马射线发射区从船帆座脉冲星位置向东南偏移约0.13度。没有探测到脉冲星周期调制的脉冲发射，脉冲星脉冲发射的95%置信通量上限为2.5 +/- 1.0 TeV以上的（3.7 +/- 0.7）x 10^-13光子cm^-2 sec^-1。
1997-07-17 astro-ph
Phase resolved spectroscopy of the Vela pulsar with XMM-Newton
10^4岁的船帆座脉冲星代表了年轻的类蟹状星云和中年的旋转动力星云之间的桥梁。它的多波长行为是由于不同光谱分量的叠加。我们利用XMM-牛顿收集的前所未有的光子收获来评估船帆座脉冲星的光谱形状，并研究脉冲星光谱作为其旋转相位的函数。至于中年人Geminga，PSR B 0656 +14和PSR B1055-52（“三剑客”），船帆座的相位积分光谱是很好的描述了一个三分量模型，由两个黑体（T_bb1=（1.06+/-0.03 x10 ^6 K，R_bb1=5.1+/-0.3 km，T_bb2=（2.16+/-0.06 x10 ^6 K，R_bb2=0.73+/-0.08 km）加上幂律（伽马=2.2+/-0.3）。三个分量的相对贡献被认为是作为脉冲星旋转相位的函数而变化。这两个黑体具有浅的7-9%调制。较冷的黑体，可能与中子星表面的大部分有关，具有复杂的调制，每个周期有两个峰值，相位相差约0.35，无线电脉冲正好发生在两者之间。较热的黑体，可能来自一个热的极地地区，有一个接近正弦调制，一个单一的，广泛的最大值与第二个冷黑体的峰值对齐，落后于无线电脉冲约0.15的相位。非热的组成部分，磁层的起源，是目前只有在20%的脉冲星阶段，似乎是相反的无线电脉冲。XMM-牛顿相位分辨光谱揭示了中子星的热发射表面与其充满电荷的磁层之间的联系，探测作为脉冲星旋转函数的发射几何形状。这是未来脉冲星磁层三维…
2007-06-21 astro-ph
Vela, its X-ray nebula, and the polarization of pulsar radiation
最近Lai等人（2001）在Vela脉冲星中发现了射电偏振的垂直模式，并根据Luo和Melrose（1995）提出的脉泽机制对该模式进行了解释。我们认为，这样的机制也可能是可操作的平行模式，这开辟了可能性占所有类型的偏振观察到的恒星。我们提出了另一种解释的弧在星云的X射线巴甫洛夫等人观察到。（2000）& Helfand et al.（2001）与钱德拉天文台，后者解释为赤道风。我们把这些弧解释为来自激波前沿两个磁极的粒子束的轨迹。我们还提出，与平分弧的喷气式特征的旋转轴的对齐是天空平面上的投影的效果，并且沿着旋转轴没有物理喷气。
2001-09-23 astro-ph
Interstellar Seeing. II. The Case of the Vela Pulsar: Source Unresolved
我使用了一种基于星际闪烁的方法来辨别尺度小于一微弧秒的源大小的信息。我使用一个全面的模型脉冲星信号，振幅调制噪声，其中包括源波动和噪声统计。该方法考虑了信号处理中的时频平均以及源结构的影响。该方法被应用到船帆座脉冲星上的干涉可见度数据显示比预期的点源在强散射制度的闪烁调制略少。闪烁调制的降低可能完全是由于时间-频率平均，而不是由于任何源尺寸的影响。隐含的上限源的范围内，通过贝叶斯推断得出，相比，考虑到从相对论性等离子体流在中子星磁层的光束预测。横向源大小的上限（$\lesssim 400$公里在95%的置信度为0.5千秒差距的脉冲星距离）是很容易与传统的模型一致的无线电发射区域的脉冲星磁层，把它们放在光柱内只有几个中子星半径从恒星的表面。
2000-07-17 astro-ph
High time resolution observations of the January 2000 glitch in the Vela pulsar
脉冲星是旋转的中子星，从磁极扫过我们视线中的发射区。孤立的中子星通过偶极辐射和（可能的）粒子风失去角动量，因此它们非常稳定地减速，使它们成为最可靠的计时源之一。然而，众所周知，年轻的恒星可能会出现故障，当它们突然偏离稳定的旋转周期时。在2000年1月16日（MJD 51559），船帆座脉冲星（B 0833 -45）的脉动率显示了这样一个{ \rm $3.1\times 10^{-6}$ }的分数周期变化，这是该脉冲星记录的最大值。霍巴特射电望远镜发现并报告了这一故障。迅速宣布允许X射线望远镜钱德拉和其他人进行机会目标观测。该数据将从原始时期到新时期的过渡时间上限定为40秒。四个弛豫时间尺度被发现，这被认为是由于地壳和内部流体之间的变量耦合。其中一个非常短，大约60秒;其他人以前曾报道过，长度分别为0.56，3.33和19.1天。
2002-01-02 astro-ph
The Optical Polarisation of the Vela Pulsar revisited
在这项工作中，我们提出了一个修订的测量船帆座脉冲星（PSR B 0833 -45），其中只有一个值已经公布（瓦格纳和塞弗特2000）的相位平均光学偏振。我们的测量是通过对在VLT使用FORS仪器获得的存档偏振观测进行精确的再分析而获得的。我们测量了相位平均线偏振度P=9.4% +/-4%和146 +/-11度的位置角，非常接近Chandra探测到的X射线弧和喷流的对称轴和脉冲星自行的对称轴，并将测量的相位平均光偏振度与不同脉冲星磁层模型的预期值进行了比较。我们已经发现，所有的模型一致预测相对于观察到的相位平均线偏振太大的值。这可能是目前模型的局限性，忽略了各种去极化效应的贡献的结果。有趣的是，对于外间隙模型，我们发现，假设同步辐射的光发射，观察到的偏振位置角也意味着脉冲星旋转轴和X射线弧和喷流的对称轴之间的对齐。
2007-02-12 astro-ph
Outer-magnetospheric model for Vela-like pulsars:formation of sub-GeV spectrum
研究了位于脉冲星外磁层的外能隙加速器的$γ$射线辐射。来自Goldreich-Julian密度的电荷耗尽导致沿着磁场线的大电场。电场将电子和正电子加速到高能量。我们求解了沿磁场线的一维几何中电场的形成与辐射和电子对产生过程的自洽，并计算了曲率谱，与观测结果进行了比较。我们发现，由于粒子从加速区逃逸，具有大的洛伦兹因子，如$10^{7.5}$，曲率辐射从外部的间隙，其中没有电场，仍然有一个重要的贡献的频谱。在100 MeV ~ 1 GeV范围内，考虑了外辐射的影响，改进了Vela型双星的模型谱。由于靠近光柱的场线曲率影响几百MeV的光谱，因此有可能通过使用这些带中的光谱来诊断场结构。在PSR B 0833 -45（船帆座）和PSR B1706-44的$γ$射线谱中发现的差异，是从通过间隙的无量纲电流推导出来的。扩展到三维建模与自洽电动力学是必要的，以了解在所观察到的流量之间的差异的孪生双星。
2003-11-30 astro-ph
High-resolution single-pulse studies of the Vela Pulsar
我们提出了高分辨率的多频单脉冲观测船帆座脉冲星，PSR B 0833 -45，旨在研究微结构，相位分辨强度波动和能量分布在1.41和2.30 GHz。我们发现，微脉冲宽度在双光子晶体中具有周期依赖性。像单个脉冲一样，船帆座的微脉冲是高度椭圆偏振的。在微结构中，Stokes参数V和I之间存在很强的相关性。我们表明，V/I分布是高斯与窄的宽度，这个宽度似乎是恒定的脉冲相位的函数。I的相位分辨强度分布最适合对数正态统计。额外的排放成分，即"碰撞”和“巨大的微脉冲”，由约翰斯顿等人发现。（2001）也出现在2.3 GHz。隆起分量似乎是叠加在主脉冲轮廓上的额外分量，但不是周期性地出现。巨微脉冲是时间分辨的，并且在它们的到达时间中具有显著的抖动。它们的通量密度分布最符合幂律，表明这些特征与蟹状星云脉冲星（PSR B 0531 +21）、PSR B1937+21和PSR B1821-24观测到的“经典”巨脉冲之间存在联系。我们发现船帆座包含了一个混合的发射特性，代表了射电望远镜的“经典”特性（例如微结构，高偏振度，S形位置角摆动，正交模式）和最有可能与高能发射相关的特征（例如额外的轮廓组件，巨大的微脉冲）。因此，它代表了一个理想的测试案例，以研究无线电和高能发射之间的关系，在显着的细节。
2002-03-08 astro-ph
The Vela pulsar `jet': a companion-punctured bubble of fallback material
Markwardt和Oegelman（1995年）利用ROSAT在船帆座脉冲星周围的1 keV X射线中揭示了一个12 * 45弧分的结构，他们将其解释为从脉冲星发出的喷流。我们在这里提出了一个不同的观点，这一特征的性质，即它由物质从内部非常深的爆炸的恒星，接近之间的物质，成为中子星的一部分和喷出的材料的质量削减。内部物质的初始径向速度低于喷出物的体积，并形成了一个缓慢物质的气泡，由于年轻脉冲星的自旋能量加热而再次开始膨胀。膨胀主要是在一个方向上，为了解释这一点，我们推测超新星爆发前的系统是一个双星系统。爆炸导致双星系统解体，脉冲星的前伴星在主喷射物中开辟了一条密度较低的通道。气泡边缘的穿刺极大地促进了沿其路径相对于其他方向的膨胀。如果是这样的话，我们就可以估计出前双星伴星的当前速度，并由此重建出超新星前双星轨道。因此，爆炸的恒星是一颗氦星，因此超新星是Ib型。由于最有可能的双星伴星是另一颗中子星，船帆座残骸及其周围环境的演化比一颗超新星爆炸波简单地膨胀成未受扰动的星际物质要复杂得多。
1997-04-23 astro-ph
The ASCA Spectrum of the Vela Pulsar Jet
ROSAT对船帆座脉冲星及其周围环境的观测显示，有一个长度约为45“的准直X射线特征（Markwardt和Ogelman，1995年），被解释为船帆座脉冲星单侧喷流的”茧“特征。我们报告了一个新的ASCA观测船帆座脉冲星喷流在其头部，在那里喷流被认为是与超新星遗迹相互作用。头部被清楚地探测到，它的X射线光谱与周围的超新星遗迹光谱非常相似，延伸到至少7 keV的X射线能量。ROSAT+ASCA光谱可以用双组分排放模型拟合，但不能用标准的单组分模型拟合。较低的能量分量是热的，并且具有0.29+/-0.03 keV（1 sigma）的温度;较高的能量分量可以通过温度~4 keV的热分量或光子指数~2.0的幂律来拟合。与仅有ROSAT的结果相比，射流及其茧状物的机械性质没有太大变化。如果观测到的光谱是热喷流茧的光谱，那么喷流的速度至少为800 km·s^-1，这取决于倾角。驱动射流的机械功率大于10 ^36 erg s^-1，头部的质量流率大于10^-6 M_sun yr^-1。我们的结论是，为了产生如此大的质量流率，射流必须沿其长度夹带材料。我们还探讨了茧辐射是同步辐射而不是热辐射的可能性。
1997-02-11 astro-ph
RXTE Observations of the Vela Pulsar: The X-ray-Optical Connection
本文报道了用Rossi X射线定时探测器（RXTE）对船帆座脉冲星300 ks观测的分析结果。双峰，脉冲发射在2 - 30千电子伏，这是我们以前在93 KS观测期间检测到的，证实了大大改善的统计。现在有明确的证据，无论是在光谱和光变曲线，在RXTE波段的发射是两个单独的组件的混合。较硬组分的光谱与OSSE、COMPTEL和EGRET光谱平滑连接，光变曲线的峰与高能光变曲线的峰相位一致。较软分量的光谱与脉冲光通量的外推一致，并且第二RXTE脉冲与第二光学峰相位重合。此外，我们看到在2-8 keV的RXTE脉冲轮廓在无线电阶段的峰值。
1999-11-15 astro-ph
The Multi-Component Nature of the Vela Pulsar Nonthermal X-ray Spectrum
本文报道了用Rossi X射线定时探测器（RXTE）对船帆座脉冲星274 k S的观测结果。双峰，脉冲发射在2 - 30千电子伏，这是我们以前在93 KS观测期间检测到的，证实了大大改善的统计。现在有明确的证据，无论是在光谱和光变曲线，在RXTE波段的发射是两个独立的非热成分的混合。较硬组分的光谱与OSSE、COMPTEL和EGRET光谱平滑连接，光变曲线的峰与高能光变曲线的峰相位一致。较软分量的光谱与脉冲光通量的外推一致，并且第二RXTE脉冲与第二光学峰相位重合。此外，我们看到在2-8 keV的RXTE脉冲轮廓在无线电阶段的峰值。
2002-05-13 astro-ph
XMM-Newton observations of PSR B1823-13: An asymmetric synchrotron nebula around a Vela-like pulsar
我们提出了一个深入的观察与PSR B1823-13，一个年轻的脉冲星与船帆座脉冲星的属性相似的X射线多镜任务。我们检测到与PSR B1823-13相关的X射线发射的两个组成部分：一个直接围绕脉冲星的30“范围的细长核心，嵌入在一个范围为5”的较暗的漫射发射组成部分中，仅在脉冲星的南侧可见。脉冲星本身没有被探测到，无论是作为一个点源还是通过它的脉动。X射线发射的两个分量都很好地符合幂律谱，核心的光子指数Gamma ~ 1.6，X射线亮度（0.5-10 keV）L_x ~ 9 e32 erg/s，漫发射的Gamma ~ 2.3，L_x ~ 3e 33 erg/s，距离为4 kpc。我们将这两种发射成分解释为对应于脉冲星风星云，我们将其命名为G18.0-0.7。我们认为，该星云的核心区域代表风的终止冲击，而弥漫的组成部分表示冲击下游风。我们建议，相对于脉冲星的扩散发射的不对称形态是从相关的超新星遗迹，压缩和扭曲的脉冲星动力星云的反向冲击的结果。这样的相互作用可能是在进化的这一阶段的星舰的典型特征。相关的超新星遗迹没有被直接探测到，很可能是太暗了，在现有的X射线和射电观测中看不到。
2003-01-07 astro-ph
BeppoSAX observation of the X-ray binary pulsar Vela X-1
我们报告在BeppoSAX科学验证阶段对X射线脉冲双星Vela X-1进行的~ 20千秒观测的光谱（脉冲平均）和定时分析。在两种不同的强度状态下观察到的源：低状态可能是由于一个不稳定的强度下降，并显示了一个因素的2倍的强度下降，和一个因素的Nh。由于~ 10-30 keV能量范围内谱的平坦化，我们不能用标准（对于X射线脉冲星）功率定律来拟合2-100 keV的连续谱。时序分析证实了以前的结果：脉冲轮廓的变化，从一个五峰结构的能量小于15千电子伏，一个更简单的两个峰值的形状在更高的能量。傅立叶分析显示了一个非常复杂的谐波分量：高达23个谐波在功率谱中清晰可见，其中一个主要的第一谐波用于低能量数据，第二个谐波对于大于15 keV的能量更为突出。船帆座X-1功率谱中的非周期分量在约1Hz处呈现拐点。针对二元运动校正的脉冲周期为283.206 +/- 0.001秒。
1997-07-03 astro-ph
An RXTE Observation of the Vela Pulsar: Filling in the X-ray Gap
我们用Rossi X射线定时探测器（RXTE）在93 k s的观测中探测到船帆座脉冲星2 - 30 keV的脉冲辐射。RXTE脉冲轮廓显示出两个峰，这两个峰大致与EGRET峰同相，但没有显示出任何显著的峰间发射。峰2的相位是能量相关的，随着RXTE带中能量的增加而移动到更高的相位，在2 - 8 keV的最低能带中与第二光脉冲相位对准，并且在16-30 keV的最高能带中与第二EGRET脉冲相位对准。平均脉冲谱平滑地加入到OSSE、COMPTEL和EGRET的高能谱，尽管峰1的谱明显比峰2的谱硬。一个突破或营业额的频谱约50千电子伏，以前建议的OSSE数据，现在明确界定。的RXTE光谱下降几个数量级低于ROSAT发射在0.1 - 2千电子伏波段，表明ROSAT脉冲的热起源。
1999-04-26 astro-ph
Chandra Detection of a Synchrotron Nebula Around the Vela-like Pulsar J1016-5857
本文报道了Chandra X射线天文台对脉冲星J1016-5857的19 k S观测。这颗“船帆座”脉冲星的自转周期为107 ms，特征年龄为21 kyr，自旋下降功率为2.6e36 ergs/s。在射电脉冲星位置周围，半径约为25”的相对明亮的中心峰值源的光谱很好地符合光子指数为1.32 ± 0.25的吸收功率定律。我们认为这是一个新发现的脉冲星风星云，我们将其命名为PWN G284.0-1.8。我们没有检测到脉冲星无论是作为一个点X射线源或作为一个脉冲源在55 ks的观测与罗西X射线定时探测器。在2-10 keV范围内，各向同性PWN的光度为3e 32 ergs/s，距离为3 kpc，这与测量的中性氢柱密度一致。来自脉冲星的非脉冲通量小于测量的PWN通量的30%。脉冲星附近PWN最亮的部分，显示了~2”的扩展发射，与其他年轻的脉冲星类似，这可能表明风终止激波。在钱德拉的影像中，我们也侦测到一个非常微弱的延伸结构，大小约为1'乘2'，在脉冲星位置上高度不对称。这个结构在宽度和位置角度上与无线电发射的“手指”尖端很好地匹配，似乎与附近的超新星遗迹G284.3-1.8相连，但我们无法用现有的数据进一步描述它。有一个可变的X射线点源只有1.5弧分的脉冲星，我们确定使用光谱吸积二进制。
2004-07-29 astro-ph
The New Gamma-ray Pulsar PSR J2229+6114, its Pulsar Wind Nebula, and Comparison with the Vela Pulsar
PSR J2229+6114的周期为51.6 ms，自旋下降功率为2.2 × 10 ^{37} erg s^{-1}，是EGRET源3EG J2227+6122的一个令人信服的标识，它位于误差圆中。钱德拉X射线图像的显著特征是一个不完整的椭圆弧和一个可能的喷流，类似于船帆座PWN外观的主要结构。大约70%的2-10 keV的X射线辐射来自一个中心尖峰、半径为100”的弥散星云，其幂律谱的光子指数为1.45 +/- 0.19。脉冲星本身有一个稍微更硬的光谱，光子指数为0.99 +/- 0.27。对于3 kpc的假定距离，PSR J2229+6114的X射线光度与自旋下降功率的比率仅为8 x 10^{-5}。我们讨论了一个模型，其中这种低效率的X射线发射是一个高度磁化的脉冲星风，防止内部MHD冲击，在X射线弧的位置，强烈压缩流的签名。不完整的X射线弧与相对论性赤道外流的辐射一致，而周围的射电壳层可能是周围ISM中的前向激波。在这个位置的MeV源先前被CGRO上的COMPTEL实验检测到。这一点，加上2-10 keV波段的平坦X射线光谱，表明PSR J2229+6114是1 MeV最亮的恒星之一，即使它在X射线波段的射电中并不显眼，并且在100 MeV以上与蟹状星云一样陡峭。高能量恒星所显示的明显的宽带光谱的多样性支持了旋转动力恒星主导未被确认的银河EGRET源群的理论。
2001-11-30 astro-ph
A Comparison of Measured Crab and Vela Glitch Healing Parameters with Predictions of Neutron Star Models
目前有两个广为接受的模型来解释恒星如何表现出小故障，即它们常规旋转自旋下降的突然变化。根据星震模型，故障修复参数Q（在某些情况下可以从脉冲星计时测量）应该等于中子星（NS）超流核的转动惯量与其总的转动惯量之比。因此，脉冲星故障的愈合参数的测量值可以与现实的NS结构模型结合使用，作为星震模型作为故障机制的可行性的一个测试。我们已经构建了NS模型，使用七个代表性的超密度物质状态方程来测试星震是否可以解释在蟹状星云和船帆座星云中观察到的故障，这是最广泛和准确的故障数据。我们还提出了一个汇编的所有测量值的Q螃蟹和船帆座毛刺已分别发表在文献中。我们已经计算了分数核心转动惯量的恒星模型，涵盖了一系列的NS质量，并发现，对于稳定的NS在现实的质量范围1.4 +/- 0.2太阳质量，在所有情况下的分数是大于0.55。如果星震是船帆座故障的原因，那么这个范围与观测限制Q < 0.2是不一致的。这证实了以前对船帆座脉冲星的研究结果，这些研究表明星震不是船帆座故障的可行机制。蟹状星云闪变的Q值更大（Q > 0.7），这与星震模型的预测一致，也支持了之前的结论，即星震可能是蟹状星云闪变的原因。
2003-06-11 astro-ph
Pulsar Constraints on Neutron Star Structure and Equation of State
为了约束中子星的结构性质和致密物质的状态方程，我们研究了船帆座脉冲星和其他六颗中子星中发生的突然自旋起升和毛刺。我们提出的证据表明，故障代表了一个自我调节的不稳定性，恒星准备在等待时间。船帆座小故障的角动量要求表明，至少有1.4%的恒星的转动惯量驱动这些事件。如果故障起源于内地壳的液体，那么对于1.4个太阳质量的质量来说，船帆座的“辐射半径”必须超过12公里。在不久的将来，对其他中子星是否服从这一约束的观测测试将是可能的。
1999-09-08 astro-ph
A starquake model for Vela pulsar
如果星震模型（$Q = I_{\rm core}/I_{\rm total} \leq 0.2$）中的毛刺愈合参数的观测约束施加在这些模型上，则各种中子星（NS）模型对应于船帆座脉冲星的不切实际的质量范围$\leq 0.5M_\odot$。然而，我们表明，这些观测约束产生了一个现实的质量范围的NS模型，对应于一个核心的状态方程（EOS）的最刚性和包络的特点是众所周知的状态方程的绝热多方，如果连续的绝热声速连同压力，能量密度，两个度量参数在模型的核壳边界处确定，该边界是根据流体静力平衡的“相容性准则”确定的。该模型产生的表面红移$z_R \simeq 0.6913$和质量$M \simeq 2.153 M_\odot$的“中心”加权平均值，$Q = 0.12 \pm 0.07$，故障愈合参数的船帆座脉冲星。对于$Q \simeq 0.19$的加权平均值上限，这些质量和表面红移值可以分别增加到$M \simeq 2.196 M_\odot$和$z_R \simeq 0.7568$（代表超致密天体（UCO; $z_R \geq 0.73$））。然而，对于较低的加权平均值的$Q \simeq 0.05$，质量和表面红移可以减少到$M \simeq 2.052 M_\odot$和$z_R \simeq 0.6066$的值分别。在1984年，我们观测到船帆座脉冲星发出的0.30 MeV左右的P…
2005-10-19 astro-ph
