Pulse profiles and cyclotron line energy dependence on X-ray pulsars luminosity
本文介绍了INTEGRAL和RXTE天文台对几颗X射线谱仪的宽波段（3-100 keV）观测结果。我们集中在亮度和能量的脉冲轮廓和回旋线能量的变化的依赖。在V0332+53中，线能量随光源亮度的变化接近线性，而在4U 0115 +63中，线能量随光源亮度的变化更为复杂。脉冲轮廓随能量和源强度的强烈变化被发现的两个双光子辐射，在V0332+53的回旋加速器线附近的脉冲轮廓的变化特别剧烈。Her X-1和GX 301-2在高强度状态下获得的初步结果表明，没有显着的脉冲轮廓随能量的变化。根据吸积双星的理论模型，对结果和可能的发射机制进行了简要讨论。
2006-10-16 astro-ph
A model for cyclotron resonance scattering features
本文用蒙特卡罗方法研究了吸积X射线天体高能谱中回旋谱线形成的物理过程，假设回旋谱线形成区为亚临界磁场中的低密度电子等离子体。我们调查的基本线的形状上的角度，几何形状，光学深度和温度的依赖关系。我们还讨论了非均匀磁场的线比的变化。这些数值预测的线轮廓的观测数据分析的结果，使用XSPEC模型的基础上的蒙特卡罗模拟。我们将此模型应用于RXTE和INTEGRAL的观测数据。预测的强发射翼的基本回旋特征没有发现在观测数据中，暗示在底部照明板的几何形状线的形成。
2007-07-13 astro-ph
Cyclotron Line Formation in a Relativistic Outflow
越来越多的证据表明，如果伽马射线爆发起源于银河系，那么它们位于距离超过100千秒差距的银河系日冕中。这就需要探索回旋加速器谱线形成的新模型。在大多数以前的计算中，线形成区域被建模为等离子体的静态板，光学薄到连续散射，并通过$10^{12}$高斯定向垂直于板的磁场。例如，这样的模型适用于具有偶极场的中子星的磁极帽。然而，如果爆发点的距离超过几百秒差距，爆发的光度就会超过磁爱丁顿光度，而在磁极帽的磁力线形成区域中的等离子体就会沿着磁力线相对论性地喷射出来。Mitrofanov和Tsygan对这种外流的动力学进行了建模，Miller { \it et al.}已经计算了回旋加速器的第二和第三谐波的属性，近似它们由于回旋吸收。在这里，我们描述的回旋共振散射在前三个谐波的相对论流出的磁极帽的Monte Carlo计算，并表明，这种散射可以产生窄线像Ginga观察到的。
1996-01-09 astro-ph
Detection of a cyclotron line and its second harmonic in 4U1907+09
本文报道了1997年9月27日和28日BeppoSAX卫星观测到的高质量X射线双星4U 1907 +09的平均谱中的回旋吸收线及其二次谐波。BeppoSAX号卫星的宽波段光谱能力使其能够很好地确定连续谱，在~ 19和~ 39千电子伏的两个吸收特征是明显的。对质量约为1.4太阳的中子星的引力红移进行修正后，得到了这类系统的典型表面磁场强度为B = 2.1 × 10 E 12 G。我们还检测到一个铁发射线在~ 6.4 keV，与~ 60 eV的等效宽度。
1998-09-14 astro-ph
Discovery of a Cyclotron Resonance Scattering Feature in the X-ray Spectrum of XTE J1946+274
利用Rossi X射线定时探测器对1998年9 - 11月爆发过程中的瞬态吸积脉冲星XTE J 1946 +274进行了观测，发现在35 keV附近的硬X射线谱中存在一个回旋共振散射特征（或“回旋线”）。我们确定质心能量为36.2 +0.5/-0.7 keV，这意味着磁场强度为3.1（1+z）x10 ^12 G，其中z是散射区的引力红移。光学深度Tau = 0.33 + 0.07/-0.06，宽度sigma = 3.37 + 0.92/-0.75 keV，是其他回旋加速器中已知的典型回旋加速器线。这一发现使XTE J1946+274成为13个回旋加速器线被安全探测到的天体之一，从而导致直接的磁场测量。
2001-12-20 astro-ph
The cyclotron emission of anisotropic electrons in the X-ray pulsars
本文计算了各向异性分布的相对论电子在磁场中以非相对论速度散射时的回旋辐射谱。结果表明，如果这些电子是Her X-1谱中“回旋”线形成的原因，那么由此解释得到的磁场$(3-6)\cdot 10^{10}$ Gs值与其它观测和理论估计值符合得很好。在几个X射线天体的光谱中观察到这种“回旋”线的能量随时间变化的现象，可以用电子的平均经度能量的变化来解释，由于吸积流的辐射制动，这种能量随着速度的增加而减少。
1999-07-07 astro-ph
Multiple Cyclotron Lines in the Spectrum of 4U 0115+63
本文报道了瞬态吸积脉冲星4U0115+63的相位分辨光谱。首次在X射线脉冲星的光谱中探测到两个以上的回旋共振散射特征。基本线的形状似乎是复杂的，这与蒙特卡罗模型的预测一致。和其他的激光器一样，线能量和光学深度是脉冲相位的强函数。一个可能的模型是中子星磁场的偶极子偏移。
2000-04-20 astro-ph
Solar off-limb line widths: Alfven waves, ion-cyclotron waves, and preferential heating
阿尔芬波和离子回旋吸收高频波经常被纳入模型致力于日冕加热和快速太阳风加速。已经在太阳风（HELIOS航天器）和最近在上部日冕（UNOPS/SOHO遥感结果）中现场观测到了离子回旋共振的特征。我们提出了一种方法来约束阿尔芬波的振幅和离子回旋共振引起的优先加热，上面的一个部分开发的极冕洞观察与SUMER/SOHO光谱仪。首先从光谱中减去仪器杂散光的贡献。假设非热速度与阿尔芬波振幅有关，通过密度诊断和Mg X 625 A谱线宽度梯度来约束非热速度。几个日冕离子的温度，作为肢体以上的距离的函数，然后确定通过减去非热分量所观察到的线宽。杂散光的影响解释了几条谱线的宽度随高度明显减小的现象，这种减小通常从临边上方约0.1-0.2 Rs处开始。这一结果排除了任何直接的证据阻尼的阿尔芬波，往往建议由其他作者。我们还发现，具有最小荷质比的离子是在固定高度处最热的离子，并且与其他离子相比，它们在肢体上方57”和102”之间受到更强的加热。这构成了离子回旋优先加热的重要线索。
2008-04-18 astro-ph
Zeeman lines and a single cyclotron line in the low-accretion rate polar 1RXS J012851.9-233931 (RBS0206)
本文给出了在ROSAT全天巡天中发现的明亮X射线源1 RXS J012851.9-233931的低分辨率发现光谱和CCD测光。这些第一次观测表明，源是一个AM武仙座恒星（极地）吸积在一个低的速度。光谱主要由白矮星的塞曼吸收特征所支配，表明光球的平均磁场为36 +- 1 MG。只有微弱的巴耳末线发射。在近红外线，一个单一的强烈的回旋峰被观察到。推断吸积等离子体中的磁场强度为45 ± 1 MG，等离子体中的温度低于2 keV。可能的轨道周期是~90分钟或~146分钟，后者在激变周期间隙内。该系统是一个理想的目标，为进一步详细调查的磁场结构的白矮星的相位分辨偏振光谱。
1999-05-31 astro-ph
The variable cyclotron line in GX 301-2
本文给出了超巨星高质量X射线双星GX 301-2的脉冲相位分辨光谱。我们在2001年10月用RXTE连续观测了该源，总的源时间接近200 ksec。我们的模型的连续，一个严重吸收的部分覆盖模型和反射模型。在这两种情况下，我们发现，众所周知的回旋共振散射功能（CRSF）在35 keV的是-虽然存在于所有的脉冲相位-强烈的脉冲变化：线的位置变化了25%，从30 keV的下降的二次脉冲到38 keV的下降的主脉冲，它是最深的。谱线的变化意味着我们看到的区域的磁场强度在3.4 × 10^12 G和4.2 × 10^12 G之间变化。
2004-09-01 astro-ph
A phase-resolved spectroscopic study of the X-ray binary system 4U0115+63 based on Beppo-Sax observations
本文利用Beppo-Sax卫星观测资料对X射线双星4U 0115 +63进行了相位分辨光谱分析。三个强吸收线已被检测到在所有阶段。我们将其解释为回旋共振散射。第四回旋加速线的存在已被证实在某些阶段。回旋特征被发现是强烈依赖于源的相位，而光谱的连续部分依赖于相位相对较弱。回旋加速器的线被证明是非常不等距的。第二行几乎总是比第一行深。我们讨论了在源的活动区域的物理条件下，一个回旋特征类似于所观察到的一个可以出现。
2008-04-25 astro-ph
The cyclotron spectrum of anisotropic ultrarelativistic electrons: interpretation of X-ray pulsar spectra
本文计算了具有强各向异性速度分布的电子产生的回旋辐射谱。假设电子沿磁场的运动是超相对论的，而在磁场的另一端是非相对论的。所得到的频谱的一个特征是各阶谐波的间隔不相等。本文分析了四种高次回旋谐波X射线谱的物理性质和观测谱。所有四颗双星光谱中的回旋特征只能解释为发射谱线。此外，观察到的谐波是不等距的，并显示出某些其他特性的发射特征的强各向异性超相对论电子。此外，也有间接的理论论据，即在X射线谱中产生回旋特征的电子是超相对论的，并且具有强各向异性分布的特征。因此，对X射线辐射源的磁场（通常由回旋加速器线的能量得出）和某些其他物理参数的估计需要进行重大修订。
2008-04-10 astro-ph
Cyclotron-Synchrotron: harmonic fitting functions in the non-relativistic and trans-relativistic regimes
本文研究了非相对论和反相对论两种情况下吸收和发射回旋谱线的计算。我们提供适合的10个第一谐波与合成功能下降到10^（-4）的最大通量与20%的准确度在最坏的情况下。在给定的粒子能量的线计算从积分的肖特公式的光子和粒子的立体角相对于磁场方向。该方法可以很容易地扩展到更大数量的谐波。我们还得到了光谱拟合的热发射线等离子体在非相对论和trans-relativistic温度扩展以前的参数化。
2003-09-03 astro-ph
Discovery of Cyclotron Resonance Features in the Soft Gamma Repeater SGR 1806-20
我们报告的回旋共振功能的证据，从软伽玛中继站SGR 1806-20的爆发，检测与罗西X射线定时探测器在一个长期的，复杂的前体，之前的一个强大的爆发的频谱。的功能包括一个狭窄的5.0 keV的吸收线附近的第二和第三谐波调制（分别在11.2 keV和17.5 keV）。线特征是瞬态的，并且在前体的较硬部分中被检测到。5.0 keV的特征是强的，具有约500 eV的等效宽度和小于0.4 keV的窄宽度。在吸积模型的背景下，将这些特征解释为电子回旋加速线，会导致大的质量半径比（M/R > 0.3 M_sun/km），这与中子星不一致，或者需要低（5-7）x 10 ^{11} G的磁场，而这对SGR来说是不可能的。与迄今在X射线衍射仪中观察到的电子回旋共振相比，线宽也很窄。在磁星图片中，这些特征可以解释为最近从磁星候选者预测的超强磁场中的离子回旋共振。在这种观点中，5.0千电子伏的功能是一致的质子回旋基本的能量和宽度接近模型的预测。对于SGR 1806-20，线能量对应于1.0 × 10 ^{15} G的表面磁场，这与从源中的自旋下降测量中推断的结果非常一致。
2002-10-23 astro-ph
A Potential Cyclotron Line Signature in Low Luminosity X-Ray Sources
估计表明，在Be/X射线双星系统中，银河系中可能存在$\simgreat 10^3$低光度X射线双星（$L \simless 10^{34} \rom{erg\;s^{-1}}$），它们正在经历“低状态”风的吸积，而$\sim 10^8-10^9$孤立的中子星可能直接从星际介质中吸积。尽管它们的有效温度（$kT_e \simless 300 \rom{eV}$）低，但具有磁场$B \sim (0.7-7) \times 10^{12}$ G的低光度吸积中子星可以在中等加宽（$E/ΔE \sim 2-4$）回旋加速器（\it）发射线中发射其总光度的相当大一部分（$0.5 - 5\%$），该线在能量范围$ \sim 5-20\rom{keV}$内达到峰值。这些恒星的大部分热辐射将处于极紫外/软X射线区域，这是一种强烈的星际吸收，很难与其他类型天体的光谱区分开来。与此形成鲜明对比的是，这里预测的{ \it非热}回旋分量不会被强烈吸收，因此它可能是这些低光度源的唯一区别特征。我们提出了在新发现的候选孤立中子星MS 0317.7 -6477的长点观测中寻找这种回旋辐射特征，以及Be/X射线瞬变
1994-10-05 astro-ph
The broad-band spectrum of OAO1657-415 with BeppoSAX: In search of cyclotron lines
本文报道了1998年9月BeppoSAX对高质量X射线脉冲双星OAO 1657 -415的30 ks观测结果。宽带光谱很好地符合截止功率定律，或由高能量截止修改的功率定律，加上6.5 keV处的荧光铁线。这两个模型在统计学上是等效的。在~36 keV处加入回旋共振特征--对应于磁场强度3.2（1+z）x 10^12 G，其中z是引力红移--显著提高了截止模型的X^2，但对幂律加高能截止模型来说只是略微提高。我们的数据的统计显著性不足以区分这两种模型，即使是“归一化的螃蟹比”技术，成功地用于查明回旋特征的光谱中的其他X射线天体，是不是在回答这个问题的决定性特征是真实的，或者它是一个工件，由于不正确的建模的连续用于拟合数据。
1999-08-09 astro-ph
Effects of the Geometry of the Line-Forming Region on the Properties of Cyclotron Resonant Scattering Lines
我们使用蒙特卡罗辐射转移代码检查回旋共振散射线的空间几何形状和线形成区域的光学深度的属性的依赖性。我们把大部分注意力集中在一个线形成区域，这是一个平面平行板。我们还考虑了一个圆柱形的线形成区域。在这两种情况下，线形成区域包含在平衡康普顿温度下的电子-质子等离子体，$T_c$，并且被强度为$\sim 10^{12}$高斯的均匀磁场穿过。我们考虑的几何形状，其中光子源从下面照亮的线形成区域，并且其中的光子源被嵌入在线形成区域。我们的发现对吸积动力的恒星和伽马射线爆发有影响。特别是，在吸积驱动的中子星的光谱中，回旋加速器第一谐波线两侧没有明显的肩部，这表明线形成区域要么是从下面和外面照射的，就像它是悬浮在中子星磁层中的等离子体一样，要么它有一个大的（$τ_{To} \gtrsim 10$）光学深度。此外，磁场平行于板片的板片线形成区域产生具有大$W_E$的窄线的能力表明，在某些伽马射线暴的X射线谱中观察到的线可能能够在中子星的磁赤道处捕获的等离子体中形成。
1997-03-11 astro-ph
4U 0115+63 from RXTE and INTEGRAL Data: Pulse Profile and Cyclotron Line Energy
利用RXTE和INTEGRAL天文台对4U 0115+63在宽X射线（3-100 keV）能区的观测资料，分析了其在1999年和2004年的强烈爆发过程。回旋共振吸收线的基波能量接近来自源的X射线通量的最大值（亮度范围为5x 10 ^{37} -2x 10 ^{38} erg/s），约为11 keV。当脉冲星的光度低于~ 5 × 10 ^{37} erg/s时，基波的能量急剧地向高能量方向移动，最高可达~16 keV。在假设的偶极磁场配置，这种变化的回旋谐波能量对应的发射区域的高度减少约2公里，而其他光谱参数，特别是，截止能量，基本上保持不变。在光度约为7 × 10 ^{37} erg/s时，在光谱中可以清楚地看到四个几乎等距的回旋线谐波。这表明，要么发射起源的区域是紧凑的，要么从吸积柱的不同（高度）段的出射光谱是均匀的。我们已经发现了显着的脉冲轮廓的变化与能量，光度和时间。特别是，我们表明，从脉冲到脉冲的轮廓变化不会减少到一个简单的调制的吸积率指定的外部条件。
2007-04-22 astro-ph
Cyclotron Line Formation in a Radiation-driven Outflow
本文计算了辐射驱动外流中由共振回旋散射形成的伽马射线暴谱线的性质。大多数以前的伽马射线暴谱线形成模型适用于距离我们不超过几百秒差距的中子星的极冠。然而，BATSE亮度和天空分布表明，如果爆发是银河系的，它们位于距离大于100千秒差距的日冕中。在这些距离的爆发光度超过爱丁顿光度和极线形成区域的等离子体被喷射沿场线。在这样的外流中，磁场强度和等离子体速度随高度的变化似乎阻止了像Ginga和其他仪器所观察到的那些狭窄特征的形成。然而，事实并非如此，因为大多数散射发生在靠近恒星表面，低于$z \approx r_h$的高度，其中$r_h \sim 10^{5}$ cm是光子源的大小。因此，将观测到的特征解释为回旋加速线并不排除星系日冕中的爆发源。流出模型预测吸收和单峰排放的功能。后者不会发生在静态线形成区的模型中，但已被Konus和BATSE仪器在伽马射线暴中观测到。
1997-07-20 astro-ph
An Atmospheric Model for the Ion Cyclotron Line of Geminga
Geminga最近的光学/紫外数据（Mignani等人，1998年）加强了在最适合EUV/软X射线数据的热连续谱上存在的发射特征的意义。在这里，我们提出了一个唯象模型解释的数据方面的离子回旋特征，所产生的薄外层热等离子体覆盖Geminga的极冠。这个特征的宽度有利于Geminga的强倾斜旋转体配置，正如已经从软X射线数据中推导出来的那样（Halpern & Ruderman 1993）。我们的解释意味着一个磁场为3 - 5 × 10 ~（11）G，与从脉冲星动力学参数推导的值一致。这将代表独立测量孤立中子星表面磁场的第一例。本文还讨论了Geminga特征的预期时间调制。
1999-04-29 astro-ph
Discovery of X-ray cyclotron absorption lines measures the magnetic field of an isolated neutron star
孤立的中子星是恒星演化的高磁化、快速旋转的终点。由于它们的表面温度很高，现在可以通过X射线天文学直接观测到它们。特别是，它们的X射线光谱特征可以揭示大气层的存在，或者通过回旋过程测量它们未知的磁场，就像X射线双星的经典案例一样。然而，迄今为止观察到的所有孤立的中子星光谱都表现为无特征的热连续体。唯一例外是1 E 1207.4-5209。在它的光谱中，先前的观测已经检测到两个深吸收特征，仍然太不确定，无法做出任何明确的解释。在这里，我们报告了一个更长的X射线观测，其中恒星的光谱显示出三个不同的特征，有规律地间隔在0.7，1.4和2.1千电子伏，加上第四个，较低的意义，在2.8千电子伏。这些特征随恒星自转的相位而变化。回旋共振吸收是它们的逻辑解释，在电子的情况下产生8 × 10^10高斯的磁场强度。这是对孤立中子星磁场的第一次直接测量。
2003-06-10 astro-ph
