Escape from Vela X
船帆座脉冲星和它的伴生星云通常被认为是由一颗年龄为\sim 10^4岁的孤立中子星提供动力的系统的原型，但这个脉冲星风星云的光谱能量分布的许多特征既令人困惑又不寻常。在这里，我们开发了一个模型，第一次涉及系统中的主要结构，扩展射电星云（ERN）和X射线茧通过连续注入粒子与固定的光谱形状。我们认为，扩散逃逸粒子从ERN可以解释陡峭的费米-LAT谱。在这种情况下，船帆座X应该会在当地测量的宇宙射线电子光谱中产生一个非常高能量的独特特征。这一预测可以在未来使用切伦科夫望远镜阵列（CTA）进行测试。如果粒子确实在PWNe演化的早期被释放，并且可以避免严重的绝热损失，PWN为局部CR谱中正电子分数的上升提供了一个自然的解释。
2011-11-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
On the Gamma-ray Nebula of Vela Pulsar. II. the Soft Spectrum of the Extended Radio Nebula
船帆座X脉冲星风星云（PWN）的特征是扩展射电星云（ERN）和中央X射线“茧”。我们已经在兄弟论文中解释了茧的$γ$射线光谱特性（Bao等人，2019）;在这里，我们考虑了ERN的宽带光子光谱。由于从TeV发射区的电子的扩散逃逸预计在塑造ERN的光谱中发挥微不足道的作用，我们将ERN的GeV截止归因于反向冲击-PWN相互作用。由于反向激波的破坏，PWN中的大部分等离子体被驱入ERN。在随后的混响阶段期间，ERN可以在半径上被压缩一个大的因子，并且ERN中的磁场因此显著增强，烧掉高能电子。由此得到了ERN的电子能谱，并对ERN的宽带能谱作出了满意的解释。
2019-07-03 astro-ph.HE
On the Gamma-Ray Nebula of Vela Pulsar. I. Very Slow Diffusion of Energetic Electrons within the TeV Nebula
脉冲星风星云（PWNe）中的高能粒子输运在解释多波长观测所揭示的特征方面起着至关重要的作用。本文将Vela X PWN中的TeV γ射线发射电子近似为由于SNR反向激波与PWN相互作用而形成茧时的脉冲注入。通过解析求解扩散损失方程，我们同时再现了宽带光谱能量分布和表面亮度轮廓。TeV电子和正电子的扩散系数受TeV星云的光谱和空间性质的约束，因而被确定为：对于10，TeV电子和正电子，为$1 \times 10^{26}$，cm $^{2}$，s $^{-1}$.这个系数比星际介质低三个数量级以上，这与最近从HAWC对与Geminga脉冲星相关的TeV星云的观测中获得的约束一致。这些结果表明，高能量粒子的缓慢扩散可能是常见的PWNe。
2019-07-03 astro-ph.HE
Constraint on the internal structure of a neutron star from Vela pulsar glitches
脉冲星的旋转速度极快，周期短至$1.4$毫秒，每年最多延迟几毫秒，因此提供了宇宙中最精确的时钟。然而，在一些恒星中已经发现了突然的旋转，比如标志性的船帆座脉冲星。脉冲星自转周期的这些突变一直被认为是中子超流体渗透到中子星内部地壳的表现。然而，最近发现中子超流体与地壳的耦合非常强，以至于它没有携带足够的角动量来解释船帆座的数据。我们探讨在何种程度上脉冲星定时观测可以调和考虑到缺乏知识的致密物质状态方程的标准毛刺理论。
2016-07-20 astro-ph.HE
How massive are the superfluid cores in the Crab and Vela pulsars and why their glitch-events are accompanied with under and overshootings?
蟹状星云和船帆座星云都是经过充分研究的故障星，因此获得的数据应该使我们能够测试其内部结构模型的可靠性。最近有人提出，毛刺超流星嵌入在双度规时空中：它们的不可压缩超流核（SuSu-core）嵌入在平坦时空中，而周围的可压缩和耗散介质则封闭在史瓦西时空中。在这封信中，我们将这个模型应用于蟹状星云和船帆座星云，并表明一颗新诞生的脉冲星最初是$1.25\text{M}_{\odot}$，而一个胚胎状的SuSu-core是$0.029\text{M}_{\odot}$，它可以在1000年后演化成\ARZL{Crab-like} \ARZR脉冲星，在10000年后演化成\ARZL{Vela-like} \ARZR脉冲星，在大约1000万年后最终作为一个不可见的暗能量天体消失。据此我们推断，蟹状星云和船帆座星云分别具有$0.15\text{M}_{\odot}$和$0.55\text{M}_{\odot}$的SuSu-Core。然而，伴随船帆座脉冲星的毛刺事件观察到的欠冲和过冲现象是毛刺脉冲星的一种常见现象，可以在双度规时空的框架内得到很好的解释。
2020-02-16 astro-ph.HE gr-qc
The Vela Pulsar: Results from the First Year of Fermi LAT Observations
我们报告的时间和光谱的船帆座脉冲星使用11个月的观测费米伽马射线太空望远镜的大面积望远镜的分析。船帆座在GeV的能量结合角分辨率和LAT的灵敏度的内在亮度，使我们能够最详细的研究，迄今为止的能量依赖的光变曲线和相位分辨光谱，使用LAT衍生的定时模型。光变曲线由两个峰（P1和P2）组成，这两个峰通过包含第三峰（P3）的桥发射连接。我们已经证实了强烈的P1/P2的比例与EGRET和以前的费米LAT数据看到的能量增加，并观察到P1消失超过20 GeV。P3分量的平均相位随能量的增加可以被更详细地跟踪，表明P3和P2存在直到脉动的最高能量。我们发现显着的脉冲发射的主要轮廓以外的阶段，表明磁层发射存在超过80%的脉冲星周期。随着高能量计数的增加，可以看到相位平均频谱偏离具有简单指数截止的幂律，并且更好地拟合更渐进的截止。固定计数相位仓中的光谱与指数截止的幂律很好地拟合，揭示了截止能量的强而复杂的相位依赖性，特别是在峰值处。通过将这些结果与将发射特性映射到相位的外磁层模型的预测相结合，将有可能以前所未有的细节探测粒子加速度和脉冲星磁层的结构。
2010-02-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
Extended hard X-ray emission from the Vela pulsar wind nebula
由船帆座脉冲星提供动力的星云是进化的脉冲星风星云的最佳例子之一，可以访问粒子注入历史以及与超新星喷出物的相互作用。我们报告的综合发现扩展发射超过18千电子伏的船帆座星云。北侧没有已知的对应物，它看起来比南侧更大，更重要，这反过来又与茧，软X射线和TeV细丝朝向遗迹中心部分重合。我们还介绍了船帆座星云的光谱在18-400千电子伏的能量范围内所测量的IBIS/ISGRI和SPI板上的INTEGRAL卫星。IBIS/ISGRI、SPI和以前的测量结果之间的明显差异可以用点扩散函数来理解，这支持了星云比以前认为的更弥散的假设。在包含了朱雀XIS的数据后，在距离脉冲星6'以内的谱中发现了一个约25 keV的突变。解释为冷却中断，这表明内部星云是由过去~2000年注入的电子组成的。宽带模拟还暗示了该区域的磁场高于10微高斯。最后，我们讨论了北发射的性质，这可能是由于新的粒子注入后，通过的反向冲击。
2011-11-09 astro-ph.HE
Three-dimensional Two-Layer Outer Gap Model: the Third Peak of Vela Pulsar
我们将二维两层外隙模型推广到三维几何，并利用它来研究船帆座脉冲星的高能辐射。将该三维双层模型应用于Vela脉冲星，并将模型的光变曲线、相位平均谱和相位分辨谱与最近的费米观测结果进行了比较，发现在两个主峰之间存在第三个峰.第三个峰的相位随光子能量的变化而变化，这不能用磁场结构的几何形状和光子传播的焦散效应来解释。我们认为，第三峰的存在和它的能量依赖运动是由外能隙的方位角结构引起的。
2011-10-23 astro-ph.HE
Bayesian pulsar timing and noise analysis with Vela.jl: the wideband paradigm
本文介绍Vela.jl软件包，首次实现脉冲星计时宽带范式，可直接从频率分辨积分脉冲轮廓同时导出到达时间和色散量测量，并用NANOGrav 12.5年数据验证。
2025-08-18 astro-ph.HE astro-ph.IM
The modeling of the Vela pulsar pulses - from optical to hard gamma-ray energy
来自PSR B 0833 -45（船帆座）的脉冲辐射具有相位平均光谱能量分布（SED），其在从可见光到硬伽马射线的宽能量范围内具有明显简单的结构。然而，窄能带的船帆座脉冲揭示了辐射方向图的惊人复杂性。因此，这些脉冲是了解潜在辐射过程的独特线索。我们提出了一个3D建模的船帆座辐射特性的结果在一个外间隙的情况。我们展示了如何在其磁性和非磁性制度的初级和次级粒子的光子逆康普顿散射再现定性，在某些情况下定量，所观察到的能量依赖脉冲船帆座。
2017-08-04 astro-ph.HE
Constraining photon dispersion relations from observations of the Vela pulsar with H.E.S.S
量子引力（QG）的一些方法预测了由于洛伦兹不变性的破坏而引起的光子色散关系的修改。预期该效应影响接近有效QG能量标度的光子。这一尺度受到观测到的伽马射线的限制，这些伽马射线是从不同的天体物理学来源发射的，如伽马射线暴和活动星系核的耀斑。脉冲星表现出可能为毫秒时间尺度的周期性发射。2014年，H.E.S.S.实验报告的检测下降到20 GeV的伽马射线从船帆座脉冲星具有89毫秒的周期性。使用似然分析，校准与一个专用的蒙特卡罗程序，我们得到的QG能量尺度与船帆座脉冲星的第一个限制。在本文中，使用的方法和校准程序将被描述，并将讨论结果。
2015-09-11 astro-ph.HE
Fermi-LAT Detection of Pulsed Gamma-rays Above 50 GeV from the Vela Pulsar
第一个\fermi -LAT 10 GeV以上的源目录报告了12颗恒星超过25 GeV的脉冲发射的证据，包括船帆座脉冲星，它显示了$>37$ GeV能带的脉动证据。利用62个月的\fermi -LAT数据，我们分析了船帆座脉冲星的伽马射线发射，并寻找50 GeV以上的脉冲发射。在用H检验（p值$\sim10^{-77}$）确认了30-50 GeV的脉动的显著性之后，我们使用贝叶斯块算法提取其脉冲轮廓，并使用似然比检验将其与5个观测到的50 GeV以上的光子的分布进行比较。对于p值为$=3\times10^{-5}$（$4.2σ$）的50 GeV以上的光子，显著检测到脉动。脉动的检测在$>79$ GeV的$4σ$以上和在$>90$ GeV的能量带的$3σ$以上是显著的，使得这是LAT显著检测到的最高能量脉动。我们探讨了船帆座脉冲星甚高能量辐射的非定常外隙情形。
2014-10-21 astro-ph.HE
Pulsar Wind Nebulae as a source of the observed electron and positron excess at high energy: the case of Vela-X
我们调查，在生产方面从恒星和他们的星云，宇宙射线正电子和电子通量以上$\sim10$ GeV，观察到的AMS-02实验高达1 TeV。我们专注于维拉X的案子从源的γ射线光子谱出发，通过同步加速器和逆康普顿过程产生，我们估计了电子和正电子注入谱。一些特征是从Vela-X的观测中确定的，未知的参数是从蟹状星云中借用的。在脉冲星风星云中产生的粒子光谱然后使用扩散模型传播到太阳系。与以前的工作不同，AMS-02数据和相应的本地星际谱之间的差异，得到了电子和正电子的全向强度过剩。观测到等量的电子和正电子过剩，我们将这种过剩（AMS-02数据中的$\sim$ 100 GeV以上）解释为来自Vela-X的供应。粒子的贡献是一致的模型预测的伽马射线发射源。也允许更多的年轻恒星的输入，而在$\sim$ 100 GeV以下，更多的年老恒星可能是主要的贡献者。
2015-08-07 astro-ph.HE
Bayesian pulsar timing and noise analysis with Vela.jl: an overview
本文介绍 Vela，一个基于 Julia 的贝叶斯脉冲星计时与噪声分析软件包，提供完整非线性模型的并行实现，并附 Python 绑定 pyvela，强调可靠性与窄带范式下的使用。
2025-05-23 astro-ph.HE astro-ph.IM
A Spatially resolved X-ray Polarization map of the Vela Pulsar Wind Nebula
本文基于IXPE观测数据构建了Vela PWN的完整空间分辨X射线偏振图，发现其边缘区域偏振度极高并呈现环形磁场，揭示了与射电辐射一致的磁场结构及反向激波相互作用的影响。
2023-11-21 astro-ph.HE
Temporal Evolution of the Vela Pulsar's Pulse Profile
船帆座脉冲星（J 0835 -4510）的发射机制和旋转频率的变化（“毛刺”）还没有得到很好的理解。通过对综合脉冲宽度、定时残差和亮脉冲率的长期研究，可以进一步了解这些机制。我们对船帆座进行了密集的观测活动，收集了超过6000小时的单脉冲数据。数据显示，脉冲宽度随时间变化，包括微小毛刺（频率变化）后宽度的显著跳跃。明亮脉冲的丰度也会在一些微小故障后发生变化，但不是全部。脉冲宽度的长期变化有三个可能的循环周期，与被解释为自由进动的螺旋射流的X射线周期性相匹配。
2016-02-05 astro-ph.HE
The energy-dependent gamma-ray light curves and spectra of the Vela pulsar in the dissipative magnetospheres
本研究针对Vela脉冲星的能量依赖伽马射线辐射特征，通过伪谱法构建含赤道电流片耗散区的近无力耗散磁层，结合试验粒子轨道法计算辐射特性，成功重现Fermi观测的相关趋势。
2024-03-10 astro-ph.HE
Flickering of the Vela pulsar during its 2016 glitch
第一次对船帆座脉冲星的中子星故障进行脉冲间观测，发现了一个零脉冲，暗示了中子星磁层的突然破坏。连接故障和零脉冲的唯一物理模型依赖于星震触发或被故障本身触发。到目前为止，这是50多年来观察船帆座脉冲星发现的唯一零脉冲。我们确定了其他五个零脉冲，我们术语准零，之前和之后的毛刺，由数百秒分开。我们验证在远离毛刺的数据中没有发现这样的空值。我们推测，准零与前震和余震之前和之后的主震，类似于地面地震。这意味着在故障之间建立的能量库不是突然释放的，而是在故障发生的几分钟到几小时内释放的。
2020-12-08 astro-ph.HE
The helical jet of the Vela Pulsar
我们已经研究了附近船帆座脉冲星星云的迷人动力学，在一个由钱德拉X射线天文台（CXO）的11个40k观测组成的活动中。最深的图像揭示了2角分长的脉冲星喷流的形状，结构和运动。我们发现，喷流的形状和动力学与天空中投射的稳定旋转的螺旋线非常一致。我们讨论了我们的结果可能的影响，包括自由进动的中子星和MHD不稳定性的情况。
2012-11-02 astro-ph.HE gr-qc hep-th
Consecutive Bright Pulses in the Vela Pulsar
我们报告的船帆座脉冲星，一个新的现象，可能会导致更好地了解脉冲星发射机制的连续明亮的无线电脉冲的发现。这是使用塔斯马尼亚大学的26米射电望远镜对船帆座脉冲星进行了总共345小时的观测，以研究异常明亮脉冲和子脉冲的频率和统计数据。明亮的脉冲显示出连续出现的趋势。观测发现了两组六个连续的明亮脉冲和许多组两到五个连续的明亮脉冲。产生六个明亮脉冲的强射电发射过程持续0.4到0.6秒。序列中亮脉冲的数量远远超过了如果单个亮脉冲是独立的随机事件所预期的数量。连续亮脉冲必须由相对于中子星的自转周期而言寿命较长的发射过程产生。
2011-06-23 astro-ph.HE
An explanation for the radio variation associated with the Vela pulsar glitch occurred on December 12 2016
基于2016年12月12日Vela脉冲星自转突变前后的单射电脉冲观测，提出在内间隙模型框架下自由能释放导致新磁多极分量出现，使极冠区磁场线弯曲，从而引发脉冲展宽与缺失现象，并探讨了其与快速射电暴的联系。
2025-04-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
A new nearby PWN overlapping the Vela Jr SNR
PSR J 0855 -4644是一颗高能脉冲星（Edot = 1.1x10^36 erg/s，P=65 ms），由帕克斯多波束巡天在超新星遗迹RX J0852.0-4622（又名船帆座）东南边缘附近发现。脉冲星的位置与X射线和TeV伽马射线的增强在空间上一致，这可能代表它的脉冲星风星云（PWN）。我们用XMM-牛顿观测揭示了脉冲星的X射线对应物以及周围的扩展发射，从而证实了PWN的建议。脉冲星的X射线吸收柱密度与12 CO观测值（追踪致密气体）的比较被用来推导脉冲星距离的上限（d< 900 pc），并讨论脉冲星与Vela Jr SNR的可能关联。这种新的距离估计意味着脉冲星就在附近，因此可能对观测到的宇宙射线轻子（e-/e+）光谱有很大贡献。
2011-09-20 astro-ph.HE
Time variation in the low frequency spectrum of Vela-like pulsar B1800-21
本文报道了类船帆座脉冲星B1800-21在低射频区几年多历元的流量测量结果。该频谱显示出在GHz频率范围附近的翻转，代表了千兆赫兹峰值频谱（GPS）脉冲星的典型例子。我们的观测结果表明，脉冲星光谱在观测期间显示出显着的演变，频谱的低频部分变得更陡，具有更高的周转频率，在最近的测量期间恢复到初始形状之前的几年时间。光谱变化时间跨越几年需要密集的结构，自由电子密度约1000- 20000厘米$^{-3}$和物理尺寸~220 AU，在星际介质（ISM）穿越脉冲星视线。我们期待在ISM和可能的机制，特别是热自由吸收的这种结构的可能的网站作为可能的解释的变化。
2016-02-18 astro-ph.HE
Giant micropulse emission in the Vela pulsar at C band
本文分析了船帆座脉冲星的巨微脉冲。用云南40米射电望远镜在6800 MHz进行了近4小时的观测，共观测到4187个峰值通量密度为$>$ 2.5 Jy的巨微脉冲。其中9个巨脉冲比平均脉冲波形的峰值早3 ~ 4 ms到达，比低频时的峰值长。剩余的巨微脉冲被聚类成三个分布，对应于三个主要的发射区，其中四个发生在平均轮廓的后缘。
2020-07-08 astro-ph.HE
Fermi LAT detection of pulsed gamma-rays from the Vela-like pulsars PSR J1048-5832 and PSR J2229+6114
我们报告从PSR J2229+6114和PSR J1048-5832探测到伽马射线脉动（> 0.1 GeV），后者已被EGRET探测到为低显著脉冲星。伽马射线波段的数据由费米伽马射线太空望远镜上的大面积望远镜获得，而用于折叠伽马射线光变曲线的射电旋转星历表则由格林班克望远镜、约德雷尔班克的洛弗尔望远镜和帕克斯望远镜获得。这两颗年轻的射电双星位于先前未被确认的EGRET源3EG J1048-5840和3EG J2227+6122的误差圈内，呈现出类似于船帆座脉冲星的自旋下降特征。PSR J1048-5832在相位为0.15 \pm 0.01和0.57 \pm 0.01的无线电脉冲处显示了两个尖锐的峰值，证实了EGRET光变曲线，而PSR J2229+6114在相位为0.49 \pm 0.01处显示了一个非常宽的峰值。这两颗双星的0.1GeV以上的伽马射线谱符合幂律，在3GeV附近具有指数截止，导致积分光子通量（PSR J1048-5832为2.19 \pm 0.22 \pm 0.32）x 10^{-7} cm^{-2} ^{-1}，PSR J2229+6114的（3.77 \pm 0.22 \pm 0.44）x 10^{-7} cm^{-2} s^{-1}。第一个不确定性是统计的，第二个是系统的。PSR J1048-5832是两个LAT源之一，它们被纠缠在一起作为3EG J1048-…
2009-10-13 astro-ph.GA astro-ph.HE
Suzaku Detection of Diffuse Hard X-Ray Emission outside Vela X
船帆座X（Vela X）是一个巨大的，3x 2度的无线电发射脉冲星风星云（PWN），由船帆座超新星遗迹中的船帆座脉冲星提供动力。利用朱雀/XIS的四次观测，我们发现船帆座X外的硬X射线辐射贯穿整个视场。硬X射线谱符合幂律。光子指数被测量为恒定的伽马值约为2.4，与船帆座X的南部外部相似。幂律通量随着与脉冲星距离的增加而减小。这些性质使我们提出，硬X射线发射与船帆座PWN。在这项工作中发现的较大的X射线延伸强烈表明，不同的相对论电子形成了X射线PWN和船帆座X，最近从船帆座X的多波长光谱模型中推断。
2011-03-24 astro-ph.HE
Toward explanation of the X-ray - radio correlation in the Vela pulsar
最近对船帆座脉冲星的观测揭示了它在软X射线和射电范围内的发射的特殊联系。提出了Vela脉冲星射电脉冲形成的模型，发展了射电光子再加工到高能的理论，并在此基础上解释了观测到的X射线-射电联系。研究了螺旋粒子对无线电波的自发散射和诱导散射过程及其观测结果。粒子被假定为获得相对论回转能量，由于共振吸收的无线电发射的外磁层的脉冲星。分析了自发散射功率的谱分布和角分布，并与粒子同步辐射的特性进行了比较。研究了感应散射过程中射束强度向背景强度传递的后果。它表明，诱导散射可以解释船帆座的无线电剖面和脉冲到脉冲的波动的基本特征。特别是，它可以解释一个更大的作用，领先的组成部分和它的更早到达更强的脉冲。在船帆座脉冲星上应用射电光子再处理到高能的研究表明，散射和同步辐射谱的峰值分别在0.8和0.2 keV，相应的光度分别为10 ^{29} erg s ^{-1}和10 ^{31} erg s ^{-1}。在我们的模型的框架内，所观察到的X射线无线电连接解释的感应和自发散射的无线电脉冲的过程之间的相互作用。
2009-01-05 astro-ph.HE
Small glitches and other rotational irregularities of the Vela pulsar
闪变是指中子星自转速率$ν$的突然增加，人们认为这是由恒星内部的中子超流体驱动的。船帆座脉冲星的故障率相对较高，自1968年开始观测以来报告了21次事件。这些是已知的最大故障之一（其中17个具有$Δν/ν\geq10^{-6}$大小），并表现出非常相似的特征。这种相似性，再加上大故障发生的规律性，使Vela成为这种故障行为的原型。另一方面，它的最小故障的性质还没有明确确定。船帆座脉冲星的高频率观测是在1981年至2005年期间在芒特普莱森特射电天文台进行的。进行自动化系统搜索，研究在任何给定时间是否发生自旋频率$ν$和/或自旋下降速率$\dotν$的显著变化。我们发现了两个新的毛刺，分别具有$(5.55\pm0.03)\times10^{-9}$和$(38\pm4)\times10^{-9}$的大小$Δν/ν$。除了这两个毛刺事件之外，我们的研究还揭示了所有可能特征（即$Δν$和$Δ\dotν$符号的组合）的许多事件，所有这些事件都与$|Δν|/ν<10^{-9}$一起很小，这有助于船帆座定时噪声。船帆座脉冲星与许多其他小故障的脉冲星相比，小故障的数量较少，这似乎是真实的，而不是观测偏差的结果。除了典型的故障，脉冲星的平稳自旋也受到几乎连续的活动的影响，这种活动的部分特征是$ν$、$\dot{ν,}$或两者的小台阶状变化。模拟结果表明，连续徘徊的旋转相位，红色光谱，可以模仿这种阶梯…
2021-04-12 astro-ph.HE
The Vela Pulsar With an Active Fallback Disk
后备盘预计将在年轻的中子星周围形成。这些盘的存在可以通过它们在红外、光学和紫外波段的黑体光谱来揭示。我们提出了一个重新减少的船帆座脉冲星的档案光学和红外数据，连同现有的红外和紫外光谱船帆座，和模型的非脉冲成分的黑体光谱的超新星碎片盘。我们调用静态磁盘解决方案的Sunyaev和Shakura的描述的磁盘在螺旋桨阶段，并发现磁盘的内半径是轻圆柱半径内。我们用XMM-牛顿法进行了高分辨X射线分析，发现在0.57 keV处有一个窄的吸收特征，可以解释为类氦氧（OVII）的K $_α$线。这条线的强度表明，在我们的视线范围内，一种元素的丰度超过了ISM的预期。这一光谱特征可能来源于脉冲星风星云，部分原因可能是后退盘对X射线辐射的再处理。我们讨论了船帆座低于3的制动指数，部分原因是螺旋桨扭矩的贡献。我们的研究结果表明，脉冲星机制可以与螺旋桨过程同时工作，碎片盘可以生存的辐射压力至少$\sim 10^4$年。由于船帆座是一个相对较近的天体，并且是一颗原型脉冲星，如果确认存在盘，可能表明年轻中子星周围普遍存在碎片盘。
2014-11-07 astro-ph.HE
One year of monitoring the Vela pulsar using a Phased Array Feed
我们使用帕克斯试验台设施12米天线上的相控阵馈源（PAF）接收器对船帆座脉冲星进行了一年的观测。这些观测使我们能够研究PAF波束权重随时间的稳定性，证明可以使用PAF技术长时间计时，并检测和研究2016年12月12日发生的最近一次故障事件。梁重量被证明是稳定的时间尺度上的三个星期的顺序为1%。我们讨论了这对单碟望远镜上使用PAF监测行星的影响。
2017-05-22 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Multi-TeV Emission From the Vela Pulsar
最近，H.E.S.S.探测到船帆座脉冲星的脉冲辐射，能量超过3 TeV。II空气切伦科夫望远镜。我们提出了一个模型的宽带频谱船帆座从红外（IR）超过10 TeV。最近对全球脉冲星磁层的模拟表明，大多数粒子加速发生在光柱外的赤道电流片中，年轻的脉冲星的磁场结构几乎是无力的。我们采用这一图像来计算的辐射从两个电子-正电子对产生的极帽级联和初级粒子加速的分界线和电流片。在相对较低的高度共振吸收无线电光子对的同步辐射谱可以解释所观察到的红外光发射。我们在电流片中设置平行电场，通过曲率辐射产生费米GeV辐射，产生能量为30-60 TeV的粒子。这些粒子然后通过IR光发射的逆康普顿散射产生高达约30 TeV的极高能量发射。我们提出的模型光谱和光变曲线，可以匹配的IR-光学，GeV和多TeV的排放作出预测。
2018-11-27 astro-ph.HE
Torque reversals and wind variations of X-ray pulsar Vela X-1
船帆座X-1不稳定的旋转历史显示了数十天来持续的向上/向下旋转趋势。利用Fermi/GBM观测的自旋历史和Swift/BAT和MAXI/GSC的光变曲线，研究了船帆座X-1在这些自旋上升/下降区间的轨道轮廓和光谱性质。对于食外轨道相位，上旋间隔中的BAT通量约为下旋间隔的1.6倍。上旋间隔也显示出比下旋间隔更高的柱密度，表明上旋间隔的轨道尺度上有更多的物质。这可能是由于光学星HD 77581星风在数十天内的变化所致。变化的风可能导致交替的顺/逆吸积流到中子星，这主导了角动量到船帆座X-1的转移，但不是总的观测光度。
2022-10-05 astro-ph.HE
Analysing the time period of Vela pulsar
本研究运用脉冲星天文学基础知识，通过Ooty望远镜在326.5 MHz下的观测数据计算船帆座脉冲星周期，借助高频低延迟提升精度，并可与已有研究对比修正。
2023-06-13 astro-ph.HE physics.space-ph
Nonlinear interglitch dynamics, the braking index of the Vela pulsar and the time to the next glitch
船帆座脉冲星的脉冲间隔时间的特征是由一个恒定的旋转速率的二阶导数。这在后毛刺指数松弛之后接管，并且大约在下一个毛刺的时间完成。涡蠕动模型解释了二阶导数对毛刺的非线性响应。我们目前的干扰时间适合目前的样本覆盖16个大的毛刺，考虑到在一些毛刺的一部分，在自旋下降率的步骤可能涉及到一个“持久的转变”的可能性，在蟹状星云脉冲星观察。用该假设修改毛刺之间的时间的表达式导致与观察到的毛刺间时间间隔更好的一致性。我们外推故障间模型拟合，以获得每个故障之前的降速速率，并使用这些来计算制动指数n = 2.81 +/- 0.12。下一个故障应该发生在2017年12月22日左右+/- 197天，如果不涉及持续的转变，但如果2013年的故障引起典型的Vela持续转变，则可能早在2016年7月27日+/- 152天发生。添加注释：从字面上看，当我们在2016年12月12日提交本文的第一个版本时，我们看到ATel # 9847宣布了一个船帆座脉冲星故障，它在我们预测的138天后出现了持续的变化，在152天的1 sigma不确定性范围内。
2017-06-02 astro-ph.HE
Gamma-ray spectra of the Crab, Vela and Geminga pulsars fitted with SED of the emission from their current sheet
研究提出非共线中子星磁层超光速电流片产生的聚焦辐射 SED，可在 10² MeV–20 TeV 全段统一拟合三颗脉冲星的伽马射线能谱，并关联拟合参数与中子星物理特征。
2024-03-03 astro-ph.HE
Post-glitch Recovery and the Neutron Star Structure: The Vela Pulsar
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Department of Physics, Indian Institute of Technology Roorkee（印度理工学院卢克诺尔分校物理系）；School of Arts and Sciences, Qingdao Binhai University（青岛滨海学院文理学院）；National Centre for Radio Astrophysics, TIFR（泰戈尔印度理工研究院国家射电天体物理学中心）；Department of Physics, Indian Institute of Technology Hyderabad（印度理工学院海德拉巴分校物理系）；Saha Institute of Nuclear Physics（萨哈核物理研究所）
研究韦拉脉冲星 glitches 的 post-glitch 恢复，结合 vortex creep 和 bending 模型，发现 glitch 幅度与下次 glitch 时间正相关，并估计其制动指数为 2.94 ± 0.55。
2026-02-22 astro-ph.HE astro-ph.IM
The Vela pulsar and its likely counter-jet in the K_s band
我们报告的第一个高空间分辨率近红外成像船帆座脉冲星在$K_s$波段获得的新的自适应光学系统最近安装在Gemini南望远镜。这是我们第一次用$K_s$ $\approx$ 21 \fm 8探测到这一波段的脉冲星，并详细地解决了一个以前在$J_sH$波段的脉冲星附近几乎没有探测到的扩展特征。脉冲星$K_s$通量与脉冲星的平坦光谱向红外线的扩展完全一致，并不能证实较早时由低空间分辨率数据提出的脉冲星发射中的强红外通量过剩。这个扩展的特征比脉冲星亮大约两倍，可能与它的X射线反喷流有关。它沿着X射线反喷流向脉冲星的南方延伸了$\sim$ 2 \asec，并显示出结状结构和红色光谱。
2013-08-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Timing analysis and pulse profile of the Vela pulsar in the optical band from Iqueye observations
船帆座脉冲星是许多显示可检测到光学脉动的脉冲星之一。我们在2009年1月和12月与安装在ESO 3.5米新技术望远镜的Iqueye仪器进行了光学观测。我们的目的是进行相位拟合的Iqueye数据，并测量船帆座脉冲星的光脉冲轮廓在高时间分辨率，其绝对相位和旋转周期。我们第一次计算了一个独立的光学定时解决方案，并获得了迄今为止最详细的光脉冲轮廓。Iqueye在两个主要光学峰之一的顶部检测到一个明显的窄成分，这在以前的观测中没有解决，第三个统计上显著的光学峰与射电峰不一致。Iqueye数据的质量使我们能够以毫秒的几分之一的精度确定无线电-光学-伽马射线峰值的相对到达时间。我们比较了Iqueye脉冲轮廓的形状与在其他能带中观察到的，并讨论了其复杂的多波长结构。
2018-09-19 astro-ph.HE astro-ph.IM
The effect of an offset-dipole magnetic field on the Vela pulsar's gamma-ray light curves
在过去的六年里，费米大面积望远镜已经探测到了150多个伽马射线天体，发现了各种各样的光变曲线趋势和类别。这种多样性暗示了不同的基本磁层和/或发射几何形状。我们实现了一个偏移偶极子磁场，与偏移的特点是参数θ和磁方位角，在现有的几何脉冲星建模代码，其中已经包括静态和延迟真空偶极场。我们使用这些不同的磁场解决方案结合标准的发射几何形状，即两极焦散和外间隙模型（后者仅适用于非偏移偶极子），并构建强度图和光变曲线的几个脉冲星参数。我们比较我们的模型光变曲线的船帆座数据从第二脉冲星目录的费米。我们使用一种改进的卡方网格搜索方法来为每个不同的模型找到最佳拟合的光变曲线。我们的最佳拟合是延迟真空偶极场和外间隙模型。
2015-04-26 astro-ph.HE
HST optical polarimetry of the Vela pulsar & nebula
极化测量的中子星提供了一个独特的洞察几何发射区的中子星磁层。因此，他们提供了观测约束的不同模型提出的脉冲星发射机制。船帆座脉冲星的光学偏振数据来自{ \em哈勃太空望远镜}（{ \em HST}）档案。这些数据是在两个滤波器（F606 W;中心波长= 590.70 nm，和F550 M;中心波长= 558.15 nm）中获得的，包括用{ \em HST}/高级巡天照相机（ACS）拍摄的一系列脉冲星观测数据，时间跨度为5天。这些数据已被用来进行第一次高空间分辨率和多时代的脉冲星的偏振研究。我们制作了脉冲星周围区域的偏振矢量图，并测量了脉冲星的线性偏振度（P.D.）。和位置角（P.A.）脉冲星的综合脉冲束我们获得了$\rm P.D.=8.1\%\pm0.7\%$和$\rm P.A.=146.3\degr\pm2.4\degr$，在这些观察所涵盖的时间跨度上取平均值。这些结果不仅证实了\citeauthor{Wagner00}和\citeauthor{Mignani07}最初使用甚大望远镜（VLT）获得的结果，而且精度更高。此外，我们确认，P.A.脉冲星偏振矢量的方向与脉冲星自行的方向一致。脉冲星风星云（PWN）在偏振光下和在非偏振光下一样无法探测到，其通量极限为26.8角秒$^{-2}$。
2014-09-05 astro-ph.HE
The Vela and Geminga pulsars in the mid-infrared
船帆座和Geminga双星是旋转动力的中子星，已经在各种光谱域中被识别，从近红外到硬$γ$射线。与光学范围相比，它们在近红外范围内表现出试探性的发射过量。为了验证这些特征是否真实，我们分析了斯皮策太空望远镜在3.6- 160 $μ$ m范围内获得的档案中红外宽带图像，并将其与其他光谱域的数据进行了比较。在3.6和5.8 $μ$ m波段，我们在$\sim$（4- 5）$σ$显著性水平上探测到一个点状物体，它可能是船帆座脉冲星的对应物。它的位置与脉冲星在< 0.4弧秒1 $σ$ -精度水平上一致。将测量的通量与脉冲星的多波长光谱相结合，显示出朝向红外的急剧通量增加，证实了早期报告的近红外过量的现实，因此，建议的中红外脉冲星识别的现实。还鉴定了Geminga，但仅在一个3.6 $μ$ m带中的边缘2 $σ$检测水平。这需要更深层次的观测进一步证实，而估计的流量也是兼容的近红外Geminga过剩。红外过量的探测与蟹状脉冲星形成鲜明对比，蟹状脉冲星不存在红外过量，但与两颗磁星4U 0142+61和1 E 2259+586相似，表现出类似的特征。我们讨论了X射线照射的回退光盘周围的脉冲星，未解决的脉冲星星云结构，脉冲星磁层的过度可能的起源。我们还注意到可能的红外信号的延伸尾巴后面Geminga和船帆座射电瓣。
2011-11-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Modeling of the Radio Emission from the Vela Supernova Remnant
超新星遗迹（SNRs）被广泛认为是银河宇宙线（CR）加速的场所。船帆座是距离地球最近的银河系复合信噪比之一，伴随着船帆座脉冲星和它的脉冲星风星云（PWN）船帆座X。船帆座SNR是研究最多的遗迹之一，它受益于对各种物理参数（如距离和年龄）的精确估计。因此，这是一个完美的对象，在信噪比的物理过程进行详细的研究。船帆座SNR扩展到高度不均匀的多云星际介质（ISM），其动力学由ISM云的加热和蒸发决定。它具有不对称的X射线形态，这可以通过膨胀成两种密度不同的介质来解释。如果船帆座SNR的前身在靠近沃尔夫-拉叶星$γ^2$ Velorum的恒星风气泡边缘附近爆炸，因此一部分残骸膨胀到气泡中，就会发生这种情况。喷出物和残骸的主震与ISM云的相互作用导致形成二次冲击，在二次冲击处发生额外的粒子加速。这可能导致相对论性粒子在残余物中接近均匀的分布。我们计算的框架内的新的流体动力学模型，假设在恒星风泡的边缘超新星爆炸的同步辐射。模拟的射电辐射与残骸的总射电通量和源的复杂射电形态都吻合得很好。
2013-12-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
Three-dimensional Two-Layer Outer Gap Model: Fermi Energy Dependent Light Curves of the Vela Pulsar
我们将二维两层外隙模型推广到三维几何，并利用它来研究船帆座脉冲星的高能辐射。在该模型中，外间隙被分为两个部分，即最后一个开口磁力线顶部的主加速区和间隙上边界附近的屏蔽区。在主加速区，电荷密度远低于Goldreich-Julian电荷密度，带电粒子在电场的作用下沿磁场方向加速，发射出多GeV的光子.在屏蔽区，电荷密度大于Goldreich-Julian值以关闭能隙，并且该区域中的粒子负责多个100 MeV光子发射。将该三维双层模型应用于Vela脉冲星，并将模型的光变曲线、相位平均谱和相位分辨谱与最近的Fermi观测结果进行了比较，发现在两个主峰之间存在第三个峰。第三个峰的相位随光子能量的变化而变化，这不能用磁场结构的几何形状和光子传播的焦散效应来解释。我们认为，第三峰的存在和它的能量依赖运动是由外能隙的方位角结构引起的。
2011-02-22 astro-ph.HE
The Vela X pulsar wind nebula through the eyes of H.E.S.S. and Suzaku
脉冲星风星云（PWNe）是银河系中最极端的粒子加速器之一，被认为是多TeV电子/正电子源，也是银河系γ射线源的主要类别之一。船帆座X是一个距离地球290 pc的近距离PWN，具有巨大的视尺寸（$>1^\circ$）。H.E.S.S.一组大气切伦科夫成像望远镜探测到船帆座X星是已知最亮的TeV伽马射线源之一。使用H.E.S.S.与X射线观测中已知的细长结构相吻合，并被称为茧，似乎是从脉冲星风终止激波区域发出的。茧的光谱能量分布在大约10 TeV处达到峰值，然后呈现出可以用H.E.S.S.精确测量的截止值。因为光源的亮度太高了在截止区辐射反康普顿伽马射线的电子是相同的负责在能量$> 1$ keV的X射线同步辐射。因此，Vela X提供了一个独特的测试案例，在其中我们可以用最少的建模假设来约束截止区加速轻子的密度和光谱以及磁场特性。由于源的接近/大的表观尺寸，这可以在PWN上以空间分辨的方式完成。我们将分析H.E.S.S.数据与朱雀太空望远镜的X射线数据相结合。我们将讨论粒子加速和传输背后的机制的影响，限制星云中不同位置的磁场强度，并探测磁场湍流。
2017-08-01 astro-ph.HE
Core and crust contributions in overshooting glitches: the Vela pulsar 2016 glitch
在大脉冲星故障的自旋上升阶段--中子星的旋转周期突然减小--恒星的角速度可能会过冲，即达到比新故障后平衡所观察到的更大的值。预计这些瞬态现象的基础上的理论模型脉冲星内部动力学和他们的观察有可能提供一个重要的诊断毛刺建模。我们提出了一个简单的标准来评估存在的过冲，基于最小的分析模型，能够重现过冲自旋。我们用它来拟合2016年船帆座脉冲星故障的数据，获得故障中涉及的内部超流组件的部分惯性矩的估计，过冲的上升和衰减时间尺度，以及超流组件和正常组件之间的相互摩擦参数。我们研究的情况下，没有强夹带在地壳中：在前者中，我们发现一个大的内核强烈耦合到可观察到的组件和一个水库的角动量延伸到核心的密度低于核饱和度，而在后者中，一个大的水库核饱和度和一个标准的正常组成部分，没有内核的建议。
2020-03-14 astro-ph.HE
A Core-envelope Analytic Model for the Vela Pulsar
本文研究了{Ref 1}、{Ref 2}中提出的实芯-包络模型，它们对应于致密性参数$u \equiv M/a$ = 0.30和0.25（几何单位的质量与尺寸比）。可以看出，这些模型能够解释船帆座脉冲星的毛刺愈合参数$G_h = I_{\rm core}/I_{\rm total} < 0.55$ {Ref 3}的所有观测值。对于船帆座脉冲星，在$M = 3.079M_\odot - 2.263M_\odot$、$z_a = 0.581 - 0.414$和$I_{\rm Vela,45} =6.9 - 3.5$（其中$I_{45}=I/10^{45}\rm g{cm}^2$）范围内，模型分别给出了质量$M$、表面红移$z_a$和转动惯量$I_{\rm Vela}$的最大值，$u = $值为0.30和0.25，表面密度指定值为$E_a = 2\times 10^{14}\rm g{cm}^{-3}$ {Ref 4}。质量值低于上述值（所谓的实际质量范围，$M = 1.4\pm0.2 M_\odot$，但显著高于不切实际的质量范围$M \leq 0.5M_\odot$（在文献中根据致密核物质状态方程（EOSs）的参数化中子星（NS）模型获得船帆座脉冲星{Ref 3}）并且对于对应于$u < 0.25$值的上述$G_h$值的范围，同样可以获得其它参数。模型被发现是因果一致的，引力约束和脉…
2021-06-03 astro-ph.HE gr-qc
Rotational evolution of the Vela pulsar during the 2016 glitch
Mt Pleasant射电望远镜观测到的2016年船帆座故障首次提供了研究脉冲星故障脉冲间动力学的机会，为研究中子星内部开辟了新的可能性。我们拟合模型的恒星的旋转频率的脉冲星的数据，并提出了三个新的结果。首先，我们以90%的置信度将毛刺上升时间限制在12.6s以内，几乎比之前的最佳限制短三倍。第二，我们找到了明确的证据旋转频率过冲和快速松弛故障后。第三，我们找到了在故障发生之前恒星自转速度减慢的证据。过冲理论上预测的一些模型，我们讨论的毛刺上升和过冲衰减时间对内部中子星物理的影响。在小故障之前的减速是出乎意料的，我们认为减速可能会通过引起地壳超流体和地壳之间的临界滞后来触发小故障。
2019-07-02 astro-ph.HE gr-qc
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 Mass of the Vela Pulsar Progenitor and the Age of the Vela-Puppis Complex
本研究通过测定船帆座脉冲星150 pc内恒星的年龄，推断其前身星性质，发现标准模型预测与观测星群存在不一致，并借助新颖的Stellar Ages算法探讨了双星演化等因素对解决这些差异的作用。
2025-07-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Detection of nearly periodic spin period reversals in Vela X-1 on long time-scales: inkling of solar-like cycle in the donor star?
本文研究了高质量X射线双星（HMXB）脉冲星船帆座X-1的自旋周期在46年内的长期演化。我们的分析表明，在大约5.9年的时间尺度上的脉冲星的自旋周期的近周期性变化。有一个整体的脉冲星自旋下降的行为的建议，虽然它是注意到，源似乎停留在其平衡周期283.4秒，因为MJD 51000，与相当不稳定的自旋/自旋下降的插曲在这个值。我们的研究表明，在大约17-19年的时间尺度上，脉冲星的自旋行为从自旋向上到自旋向下的制度几乎是周期性的周转。据我们所知，这是第一次报告的周期性变化的自旋行为的风喂养吸积脉冲星。我们还观察到不稳定的情节自旋和自旋的行为相对较短的时间尺度，这是一个众所周知的原型，这风馈X射线脉冲星。我们调查是否可以解释在脉冲星的近周期性的长期自旋周期的变化，使用已知的机制，在吸积动力中子星的扭矩逆转。看来，使用当前的想法在脉冲星的吸积环境的变化可能会导致长期的旋转周期的变化，在这个X射线脉冲星。
2021-08-16 astro-ph.HE
First search for long-duration transient gravitational waves after glitches in the Vela and Crab pulsars
引力波（GWs）可以为研究中子星的结构和动力学提供一个新的窗口。在这里，我们提出了第一次搜索长时间的准单色GW脉冲星毛刺触发的瞬态。我们重点关注在2016年12月12日Vela脉冲星（PSR J 0835 -4510）和2017年3月27日Crab脉冲星（PSR J 0534 +2200）的无线电计时中观察到的两个故障，在Advanced LIGO第二次观测运行（O2）期间。我们假设GW频率位于一个狭窄的频带内，大约是从射电观测中已知的自旋频率的两倍。使用全相干瞬态启用F统计方法搜索长达四个月的瞬态。我们没有发现任何可信的GW候选人的目标，并通过模拟信号注入，我们设置90%的上限（恒定）GW应变作为瞬态持续时间的函数。对于较大的船帆座毛刺，我们接近于击败一个间接的上限时，在毛刺中释放的总能量将作为GW发射，从而表明，类似的故障后搜索在提高检测器灵敏度可以很快产生故障模型的物理约束。
2019-09-18 astro-ph.HE gr-qc
Spectral evidence of an accretion disk in wind-fed X-ray pulsar Vela X-1 during an unusual spin-up period
在经典超巨星X射线双星中，通常假设存在Bondi-Hoyle-Lyttleton风吸积，角动量向吸积体的输运效率很低。观测到的SgXB中中子星的自旋上/下行为还没有得到很好的理解。在本文中，我们报告了船帆座X-1的扩展低态（在轨道相位0.16-0.2），持续至少30 ks，观察钱德拉在一个不寻常的自旋上升期的开始。在这个低的状态，连续通量下降了10倍，与前一个耀斑期间相比，连续脉动几乎消失。与此同时，Fe K $α$通量的低状态是类似于前面的耀斑期间，导致Fe K $α$等效宽度（EW）的0.6 keV，高达Fe K $α$ EW在船帆座X-1的日食阶段。脉动停止和高Fe K $α$ EW表明一个轴对称的结构与柱密度大于$10^{24}\rm cm^{-2}$的船帆座X-1的吸积半径的空间尺度上。这些现象与吸积盘的存在是一致的，它导致船帆座X-1随后的自旋上升。它表明，磁盘吸积，虽然不总是发生在经典的风馈SgXB。
2020-01-16 astro-ph.HE
Structures of the Vela pulsar and the glitch crisis from the Brueckner theory
采用新近建立的基于现代微观Brueckner-Hartree-Fock计算的中子星外壳、内壳和核的统一处理方法，对船帆座脉冲星（PSR B 0833 -45，周期为$89.33$毫秒）的详细结构进行了预测。为了计算脉冲星质量从$1.0M_{\odot}$到$2.0M_{\odot}$的范围，我们计算了中心密度、核/壳半径、核/壳质量、核/壳厚度、转动惯量和壳转动惯量。其中，地壳转动惯量可以有效地从累积的毛刺观测中得到约束，这一点最近引起了很大的争论，被称为“毛刺危机”。也就是说，包含在地壳内部的超流中子，这被认为是标准的两个组件模型中的故障的起源，可以在很大程度上夹带在核晶格中，那么可能没有足够的超流中子（$\sim 4/5$小于以前的值），以触发大故障（$Δν/ν_0 \sim 10^{-6}$）在船帆座脉冲星。然后，我们提供了第一次分析的危机的基础上的微观基础上，面对的毛刺观测与理论计算的地壳转动惯量。我们发现，尽管最近有一些反对危机的论点，故障危机仍然存在，这意味着除了地壳超流中子，核心中子可能是必要的解释船帆座脉冲星的大故障。
2015-11-25 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
