First evidence of a cyclotron feature in an anomalous X-ray pulsar
我们报告了2001年8月用BeppoSAX卫星对反常X射线脉冲星1 RXS J 1708 -4009进行的最长时间不间断观测的结果。在对应于脉冲上升部分的相位分辨光谱中，我们发现8.1 keV处存在类似吸收的特征（显著性水平为4 sigma），这很可能是由于回旋共振散射造成的。在电子和质子的情况下，质心能量分别转换为9 × 10 ^{11} G和1.6 × 10 ^{15} G的磁场。如果得到证实，这将是第一次在异常X射线脉冲星的光谱中检测到回旋特征。我们在这里讨论的结果也在最近的理论模型为这些类源。
2003-09-15 astro-ph
Evidence of a cyclotron feature in the spectrum of the anomalous X-ray pulsar 1RXS J170849-400910
我们报告了2001年8月用BeppoSAX卫星对异常X射线脉冲星1 RXS J170849-400910进行长期观测的结果。最佳拟合的相位平均光谱是吸收幂律加黑体模型，光子指数γ ~2.4，黑体温度kT_bb~0.4 keV。我们确认存在显着的光谱变化与脉冲星的旋转相位。在对应于脉冲的上升部分的光谱中，我们发现在~8.1 keV（4 sigma的显著性）处的吸收样特征，最有可能是由于回旋共振散射。在电子和质子的情况下，质心能量分别转化为9 × 10^11 G和1.6 × 10^15 G的磁场。如果得到证实，这将是第一次在异常X射线脉冲星的光谱中检测到回旋特征。
2003-02-24 astro-ph
A Further Study of the Luminosity-Dependent Cyclotron Resonance Energies of the Binary X-ray Pulsar 4U0115+63 with RXTE
本文报道了双星X射线脉冲星4U 0115 +63在1999年3 - 4月爆发时的RXTE观测结果。结合3-30 keV PCA谱和15-50 keV HEXTE谱分析了回旋共振特征。当3-50 keV的光度在假定的7 kpc距离处在（5-13）x10^{37} erg s^{-1}范围内时，在~11和~22 keV的吸收中观察到谐波双回旋特征，就像以前在典型爆发期间测量到的那样。当光度降低到5 × 10 ^{37} erg·s^{-1}以下时，第二共振消失，基本共振能量逐渐增加，在0.16 × 10 ^{37} erg·s^{-1}处达到$\sim$ 16 keV。这些结果再次证实了Mihara等人（2004年）使用Ginga的报告，Ginga在该物体的小爆发（~10^{37} erg s^{-1}）中观察到~16 keV的单次吸收。依赖于亮度的回旋共振能量可以理解为响应于质量吸积速率的减小而减小的吸积柱高度的结果。
2006-01-21 astro-ph
Positron-Cyclotron Maser for the Core Emissions from Pulsars
我们用回旋脉泽理论解释了类星体磁层的核心辐射。作为一种直接而有效的脉泽型辐射，它能产生极高亮温和与磁轴夹角很小的逃逸辐射。我们发现，平行于磁场传播的O模电磁波的增长率和实频率依赖于等离子体频率$ω_p$和陀螺频率$ω_b$的比值，而不是像其它模型所描述的那样仅仅依赖于等离子体频率.发射发生在$ω_p/ω_b$的大小为$10^{-2}$的区域。相应的高度大约是中子星半径的几十倍，那里的磁场强度大约是$10^6-10^8 G$。利用该模型得到了射电辐射的定性频谱和低频截止。
1997-11-26 astro-ph
Timing and Spectroscopy of Accreting X-ray Pulsars: the State of Cyclotron Line Studies
在RXTE时代，对时序的大量强调一直是推动越来越高的频率现象，特别是kHz QPO。然而，RXTE尖端仪器的大面积提供了另一种能力，这是理解吸积X射线天体的关键--在有限的观测时间内积累高质量光谱的能力。对于吸积的X射线类星体，由于它们的自旋频率相对适中，这就转化为研究作为脉冲相位函数的宽带光谱的能力。这是一个关键的工具，因为脉冲星的光谱是“吸积丘”的几何形状和观测者对~10^12 G磁场的视角的强函数。特别是，“回旋线”的外观是敏感地依赖于观察的几何形状，这必须随着恒星的旋转而改变。这些光谱特征，只在少数天体中看到，是非常重要的，因为它们给了我们对中子星磁场的唯一直接测量。此外，它们还携带了大量关于增生丘的几何和物理条件的信息。本文综述了利用RXTE进行回旋加速器谱线研究的现状。我们提出了一个相位平均结果的概述，并给出了观察的例子，说明了相位分辨光谱的力量。
2004-03-09 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
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
Study of the cyclotron feature in MXB 0656-072
2003年10月至12月，我们在一系列的RXTE观测中监测到了Be/X射线双星MXB 0656-072的II型爆发。源谱在32.8 +/- 0.5 keV处显示出回旋共振散射特征，对应的磁场强度为（3.67 +/- 0.06）x 10^12 G，并且在爆发和脉冲星自旋阶段保持稳定。这颗脉冲星的平均脉冲周期为160.4 +/- 0.4 s，在爆发期间显示出0.45 s的自旋。从光学数据，源距离估计为3.9 +/- 0.1千秒差距，这是用来估计X射线光度和理论预测的脉冲星自旋在爆发。
2006-02-06 astro-ph
On the Nature of Pulsar Radio Emission
脉冲星射电辐射产生的理论，即观测波是由脉泽型等离子体不稳定性在反常回旋-切伦科夫共振$ω- k_{\parallel} v_{\parallel} + ω_B/ γ_{res}=0$和切伦科夫漂移共振$ω- k_{\parallel} v_{\parallel} - k_{\perp} u_d =0$上直接产生的，能够解释脉冲星射电辐射的主要观测特征。不稳定性是由于来自初级束的快粒子和分布的尾部与强磁化的一维正负电子等离子体的简正模的相互作用造成的。在这些共振处发射的波是类似真空的电磁波，可以直接离开磁层。在该模型中，回旋加速器切伦科夫不稳定性是产生核心辐射的主要原因，而切伦科夫漂移不稳定性则是产生锥形辐射的主要原因。在体等离子体的流动能量不是很高的$γ_p \approx 10$的条件下，对于典型的和毫秒级的等离子体，回旋加速器切伦科夫不稳定性的发展条件都是满足的。在一个典型的脉冲星中，回旋加速器切伦科夫共振和切伦科夫漂移共振发生在$r_{res} \approx 10^9 cm$的磁层外部。这个理论可以解释脉冲星现象学的各个方面，包括脉冲的形态，它们的偏振特性和光谱行为。我们提出了几个观测测试的理论。最突出的预测是发射区的高海拔和锥形发射在与磁场的局部密切平面正交的平面中的线性偏振。
1998-06-27 astro-ph
Excitation of Alfven Waves and Pulsar Radio Emission
我们分析了脉冲星磁层中Alfvén波的激发机制，作为脉冲星射电辐射产生的可能来源。我们发现，切伦科夫激发的倾斜传播的阿尔芬波是低效的，而在异常的回旋共振的粒子从初级束和从尾部的散装分布函数的激发可能有一个相当大的增长率。阿尔文波的回旋不稳定性发生在离恒星$r \geq 50 R_{NS}$还不是很近的动力学区域。我们还讨论了阿尔文波转换成逃逸辐射的各种机制。不幸的是，无法对这种转换的有效性作出决定性的结论。
1999-10-04 astro-ph
V0332+53 in the outburst of 2004--2005: luminosity dependence of the cyclotron line and pulse profile
本文介绍了在2004年12月至2005年2月间利用INTEGRAL和RXTE天文台对瞬态X射线脉冲星V0332+53在宽（3-100 keV）能带内的一次强爆发进行观测的结果。在源光谱中检测到能量为~26 keV的回旋共振散射线及其分别为~50和~73 keV的两个高次谐波。结果表明，谱线的能量不是常数，而是随光源亮度线性变化。对于不同水平的源强度，揭示了强烈的脉冲轮廓变化，特别是在回旋加速器线附近。我们根据X射线散射的理论模型讨论了所得结果。
2006-05-24 astro-ph
Polarization transfer in pulsar magnetosphere
研究了脉冲星磁层中超相对论磁化电子-正电子等离子体中无线电波的传播。由于波模耦合和回旋吸收，原始自然波的偏振态发生了显著变化。当模式耦合和回旋共振的区域近似重合时，这种变化最为明显。在波模耦合发生在谐振区之上和之下的情况下，所得到的偏振基本上是不同的。本文的主要结果是，在前一种情况下，偏振模式变得非正交。偏振传输方程的解析处理伴随着数值计算。讨论了脉冲星等离子体极化演化的观测结果。
2005-12-06 astro-ph
Accreting X-ray pulsars observed with Integral
本文综述了两个吸积型X射线源4U 1907 +09和瞬态V 0332 +53的观测性质。吸积X射线星是天空中最亮的X射线源之一，经常被Integral和其他X射线任务观测到。尽管如此，它们仍然是非常神秘的来源，因为关于X射线产生机制的基本问题仍然在很大程度上没有答案。这些问题的解决进行详细的时间和光谱研究几个对象在很长的时间范围内。对回旋加速线的研究至关重要，因为它们是与脉冲星磁场的唯一直接联系。虽然一些物体显示出随时间和脉冲相位非常稳定的回旋线，但在其他物体中，这些线强烈依赖于脉冲相位，光源的亮度或两者。在任何情况下，特别感兴趣的是瞬态源，它是可以研究的回旋加速器线的演变和一般的源从爆发的开始，直到结束，通过广泛的不同的光度状态。本文介绍了用积分方法观测到的一个瞬态和一个持续吸积X射线脉冲星的观测结果。
2007-01-30 astro-ph
Magnetic Fields of Accreting X-Ray Pulsars with the Rossi X-Ray Timing Explorer
使用一组一致的模型，我们参数化的X射线光谱的所有吸积在罗西X射线定时探测器数据库中，表现出回旋共振散射功能（CRSF，或回旋线）。我们样本中的这些源是Her X-1，4U 0115+63，Cen X-3，4U 1626-67，XTE J1946-274，Vela X-1，4U 1907+09，4U 1538-52，GX 301-2和4U 0352+309（X Per）。我们寻找光谱参数之间的相关性，集中在如何回旋线能量与连续，因此如何中子星B场影响的X射线发射。正如预期的那样，我们发现了CRSF能量和光谱截止能量之间的相关性。然而，通过我们一致的拟合，我们发现这种关系比以前报道的要复杂得多。此外，我们发现，不仅回旋加速器线的宽度与能量相关（如理论所示），而且由能量缩放的宽度与特征的深度相关。我们讨论了这些结果的影响，包括吸积直接影响的相对对齐的中子星自旋和偶极子轴的可能性。最后，我们评论的拟合唯象模型的光谱在RXTE/BeppoSAX时代的当前状态和需要更好的理论模型的X射线连续的吸积恒星。
2002-07-15 astro-ph
Discovery of a flux-related change of the cyclotron line energy in Her X-1
本文介绍了对脉冲双星Her X-1光谱中回旋共振散射特征（CRSF）的10年重复测量结果，发现脉冲相位平均光谱中这种吸收特征的质心能量与源的光度成正相关。使用足够长的观察12个单独的35天Main-On状态的源。在这段时间内，Her X-1的脉冲相位平均谱中CRSF的平均质心能量E_c约为40 keV，在不同的Main-On状态之间有显著的变化。我们发现，质心能量的CRSF在Her X-1的变化约5%的能量的2倍的光度。这种相关性是正的，与在一些高光度瞬变双星中观察到的相反。我们的发现是第一次在X射线脉冲星中测量到E_c与光度之间的正相关关系。我们认为这种行为在亚爱丁顿吸积的情况下是预期的，并给出了一个定量估计的计算，这与在Her X-1中观察到的效应非常一致。我们敦促进一步定期监测Her X-1，并对其他X射线天体进行类似行为的调查。
2007-02-19 astro-ph
BATSE SD Observations of Hercules X-1
吸积动力脉冲星Her X-1光谱中的回旋线提供了一个评估BATSE光谱探测器（SD）探测某些GRB中所见谱线的能力的机会。对Her X-1的初始SD脉冲星模式观测的初步分析表明，回旋加速器线的能量约为44 keV，而不是预期的约36 keV。我们对Her X-1在其35天周期的高态期间进行的四次SD脉冲星模式观测的分析证实了这一结果。我们考虑了一些唯象模型的连续谱和回旋线。这确保了我们使用最简单的模型来充分描述数据，并且我们的结果是稳健的。我们在第一次观测的数据中发现了一条能量约为44 keV的谱线的适度证据（显著性Q ~ 10^-4-10^-2）。对四个观测值的联合拟合为这条直线提供了更有力的证据（Q ~ 10^-7-10^-4）。在吸积动力脉冲星的回旋线能量的这种转变是前所未有的。
1996-01-29 astro-ph
Discovery of a Cyclotron Resonant Scattering Feature in the RXTE Spectrum of 4U 0352+309 (X Per)
利用Rossi X射线定时探测器的观测结果，在4U 0352+309（X Per）的X射线谱中发现了一个~29 keV的回旋共振散射特征（CRSF）。4U 0352+309是一颗周期为837 s的持续低光度X射线脉冲星（L_x = 4.2 × 10^34尔格/s），它吸积了Be星X Per的物质。X射线光谱与较亮的吸积双星相比是不寻常的，可能是由于低质量吸积率，并且可能是新一类持续低光度Be/X射线双星的典型特征。我们尝试用历史上用于4U 0352+309的连续模型进行光谱拟合，发现通过在~29 keV处添加CRSF，所有模型都得到了改善。最适合观测结果的模型是一个能量为1.45 ± 0.02 keV、面积为5.4 × 10^8 cm ^2的黑体和一个经CRSF修正的光子指数为1.83 ± 0.03的幂律模型的组合。在这些拟合中，CRSF能量为28.6+1.5-1.7 keV，这意味着散射区的磁场强度为2.5（1+z）x10 ^12 G（其中z是引力红移）。相位分辨分析表明，黑体和回旋加速线能量在整个脉冲过程中保持恒定。
2001-01-08 astro-ph
Modeling interaction of relativistic and nonrelativistic winds in binary system PSR 1259-63/SS2883. I.Hydrodynamical limit
在本文中，我们提出了一个详细的流体动力学研究的性质所产生的脉冲星风碰撞与周围的双星系统的流动。这是首次尝试模拟超相对论流（脉冲星风）与非相对论恒星风的相互作用。得到的结果表明，风碰撞可能会导致形成一个“未关闭”（在空间尺度相当于双星系统的大小）脉冲星风终止冲击，即使当恒星风冲压压力超过显着的脉冲星风动力学压力。此外，激波后流动在一个相当窄的区域内传播，具有非常高的体洛伦兹因子（$γ\sim100$）。这种流动加速与纯流体动力学效应的气动损失有关。有趣的是，在这种特殊的情况下，没有磁场是需要形成的超相对论体流出。所得结果为脉冲双星系统PSR 1259-63/SS 2883的射电、X射线和γ射线信号的轨道变化提供了新的解释。
2007-10-10 astro-ph
Magnetic fields of neutron stars in X-ray pulsars
利用气盘和风吸积平衡周期的假设，以及利用观测到的最大自旋下降率，从关于X射线天体计时的BATSE数据中，得到了X射线天体中中子星磁场的估计。在能量$\ge 100$ keV的回旋线在几个Be瞬态预测为未来的观测。
1999-08-20 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
Thermal and Bulk Comptonization in Accretion-Powered X-Ray Pulsars
我们发展了一个新的理论模型的吸积动力X射线光谱形成过程的基础上发生的吸积，冲击气体的体和热康普顿详细治疗。一个严格的本征函数展开方法获得的格林函数描述的散射的辐射注入到列从位于任意高度以上的恒星表面的单色源的散射的解析解。出射光谱的计算通过卷积的格林函数与源项对应的韧致辐射，回旋加速器，和黑体发射。冲击波中光子的散射与回旋吸收相结合，自然地产生了具有相对平坦的连续形状和高能量准指数截止的X射线光谱。我们证明，新的理论成功地再现了明亮的恒星Her X-1，LMC X-4和Cen X-3的相位平均光谱。在这些光源中，它表明，出射光谱占主导地位的康普顿韧致辐射。
2006-09-01 astro-ph
X-ray pulsars through the eyes of INTEGRAL
本文评述了INTEGRAL天文台在硬X射线X射线谱和时间分析方面的最新结果。首次详细研究了几种源的回旋线能量随源光度的演化。结果表明，对于V_（0332）+53，这种关系是线性的，而对于4U_（0115）+63和A_（0535）+262，这种关系则更为复杂。对GX 301 -2和Her X-1的观测发现了一些“逆”演化的证据，而对Vela X-1和Cen X-3等没有观测到演化。在几个亮源的回旋频率附近发现了脉冲分数对能量的依赖性的一个突出特征。所得结果与标准X射线的观测结果进行了比较，并简要讨论了目前的模型，提出了一些初步的解释。
2008-08-14 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
RXTE Discovery of Multiple Cyclotron Lines during the 2004 December Outburst of V0332+53
本文分析了2004年12月用Rossi X射线定时探测器（RXTE）拍摄的瞬态X射线脉冲星V0332+53的2-150 keV能谱。我们报告在相位平均数据中检测到27、51和74 keV的三个回旋共振特征，对应于2.7 x 10^12 G的极性磁场。在4U 0115 +63之后，这使得V 0332 +53成为第二颗在吸积过程中探测到两条以上回旋加速线的中子星;这一点现在也被INTEGRAL证实。脉冲相位谱揭示了通过4.4秒X射线脉冲的回旋加速器线的显著小的变化。
2005-11-09 astro-ph
Our distorted view of magnetars: application of the Resonant Cyclotron Scattering model
磁星候选者的X射线光谱通常与经验，两个组件模型：吸收黑体和幂律拟合。然而，这两个光谱分量的物理解释很少讨论。最近有人提出，在高度磁化的中子星的磁层中存在的热等离子体可能会通过有效的共振回旋散射，扭曲来自中子星表面的热辐射，导致非热谱的产生。在这里，我们讨论的共振回旋散射（RCS）模型，并提出其XSPEC实现，以及其应用于异常X射线脉冲星和软伽马射线中继器的初步结果。
2006-08-30 astro-ph
Beam Instabilities in Magnetized Pair Plasma
研究了脉冲星磁层强磁化正负电子等离子体中的束流不稳定性。我们分析了共振条件，并估计的切伦科夫和回旋不稳定性的普通（O），非常（X）和Alfvén模式的增长率在两个限制制度：动力学和流体动力学。作为第一步，我们考虑相对论热效应，重新考虑一维对等离子体中波的色散和偏振性质。然后，我们找到切伦科夫和回旋共振的X，O和阿尔文波与粒子从初级束的位置。作为一个源的相干脉冲星辐射产生的不同的不稳定性的重要性，然后估计考虑到的角度依赖性的增长率和限制的相干波-粒子相互作用的长度所施加的曲率的磁场线。我们的结论是，在脉冲星磁层的切伦科夫型不稳定性发生在流体动力学制度，而回旋型不稳定性发生在动力学制度。我们认为，电磁回旋型不稳定性的X，O和可能的阿尔芬波更有可能在脉冲星磁层发展。
1998-07-15 astro-ph physics.plasm-ph
The broad band spectral properties of binary X-ray pulsars
BeppoSAX号卫星上的X射线望远镜是观测明亮的银河系双星的最佳工具。这些源发射出非常硬和非常复杂的X射线光谱，可以用BeppoSAX在0.1至200 keV之间精确测量。这种复杂性的原型，Her X-1，在其光谱中显示至少七种不同的成分。因此，宽带测量对于透彻了解发射区的物理特性至关重要。此外，当存在回旋加速器特征时，对回旋加速器特征的检测允许对发射区域中的磁场强度进行直接且高度显著的测量。在本文中，我们简要地报告与BeppoSAX获得的结果，这类来源，重点是检测和测量的回旋加速器线的属性。
1999-06-04 astro-ph
Suzaku Observations of Hercules X-1 : Measurements of the Two Cyclotron Harmonics
在2005年10月5日至6日和2006年3月29日至30日，朱雀号观测到吸积动力脉冲星Her X-1两次处于主开启状态，净曝光量分别为30.5 ks和34.4 ks。在2005年和2006年的观测中，探测到的源的平均10-30 keV强度分别为290 mCrab和230 mCrab。在重心和二进制校正后，HXD-PIN在1.23776 s的两种情况下测量的固有脉冲周期。在10 keV以上的能量范围内的脉冲相位平均光谱很好地拟合了“负和正幂律倍指数（NPEX）”模型，乘以在~36 keV的基本回旋共振散射特征，这在HXD-PIN数据中非常显着。共振剖面成功地再现了洛伦兹型散射截面，而不是由高斯型替代。脉冲相位平均HXD-GSO数据，覆盖50-120 keV，是没有特色的。然而，在脉冲衰减阶段和非脉冲阶段之间的差分谱中，在GSO数据中检测到约73 keV的二次谐波回旋共振，深度为1.6 -0.7^+0.9。这使得她的X-1第六脉冲星建立了第二谐波共振。这些结果的影响进行了简要讨论。
2007-08-27 astro-ph
Magnetic fields of neutron stars: very low and very high
本文讨论了作为射电和X射线天体观测的中子星的磁场的估算。结果表明，不同类型的无线电脉冲星的理论值和观测值具有良好的对应关系。本文从回旋加速器线能量估算了X射线源的磁场。在Her X-1的情况下，这一估计大大超过了它的磁场的值从长期观测数据获得的有关束流结构的演变。另一种基于相对论偶极辐射机制的对回旋加速器特征的解释可以消除这种差异。分析了软伽玛重复星的观测资料及其磁星解释。
1999-11-15 astro-ph
A search for cyclotron resonance features with INTEGRAL
为了研究X射线双星的电子回旋共振散射特性，我们对半人马座-十字星区进行了积分观测。在AO1 200ks观测期间，我们在视场中清楚地探测到4个明亮的X射线双星，1个Seyfert星系和4个新的源。特别是从GX 301 - 2探测到的回旋共振特征能量约为37 keV，宽度为3 - 4 keV。此外，共振特征的深度强烈地依赖于X射线光度。这是第一次探测共振深度的亮度依赖性。从1E1145.1 - 6141中略微检测到回旋共振特性。在观测过程中，岑X-3非常昏暗，统计数据不好，使我们无法探测到回旋共振特征。
2004-06-21 astro-ph
The 0.1-100 keV Spectrum of LMC X-4 in the High State: Evidence for a High Energy Cyclotron Absorption Line
本文报道了BeppoSAX卫星观测到的X射线脉冲星LMC X-4在食外高态的光谱分析。在这次观测中，没有探测到相干脉动。主要的连续很好地描述了一个高能量截止（E_cutoff ~ E_fold ~ 18 keV）的幂律。在~100 keV处添加回旋吸收线显著改善了拟合。推断出的磁矩为1.1 × 10^{31}高斯·厘米^3，与假设中子星处于自旋平衡时的估计值一致，因为它已经被提出用于该源。在低能量下剩余的过剩可以通过中等热电子（kT ~0.9 keV）对软光子的康普顿化来拟合，光学深度τ~ 16。这种康普顿化的种子光子与磁层半径处的吸积盘的黑体发射一致。另一种可能性是用黑体和热韧致辐射来拟合软过剩。在这种情况下，黑体可能来自磁层的冷等离子体，而韧致辐射成分可能是由伴星的强烈恒星风产生，并被脉冲星的X射线辐射电离。
2001-04-23 astro-ph
Chandra High-Resolution Spectrum of the Anomalous X-ray Pulsar 4U 0142+61
本文报道了用钱德拉X射线天文台的高能透射光栅光谱仪（HETGS）对8.7 s反常X射线脉冲星4U~0142+61的25 ks观测结果。连续光谱与先前的测量结果一致，并且与光子指数Gamma=3.3+/-0.4和kT=0.418+/-0.013 keV的吸收幂律+黑体很好地拟合。没有发现发射线或吸收线的证据，在2.5-13 A（0.95-5.0 keV）范围内宽特征的等效宽度上限约为50 eV，在4.1-17.7 A（0.7-3.0 keV）范围内窄特征的等效宽度上限约为10 eV。如果源是磁星，那么质子回旋加速线的缺失强烈地限制了磁星大气模型，从而限制了中子星的磁场强度。我们没有发现表明磁场强度为（1.9-9.8）x10^{14} G的回旋吸收的强特征。这仍然与根据脉冲星的自旋下降估计的偶极磁场强度B=1.3x10^{14} G（在极帽）相一致。
2002-02-15 astro-ph
Cylotron line models for the X-ray pulsar A0535+26
OSSE在1994年2月获得的瞬态X射线脉冲双星A 0535 +26的光谱显示出在110 keV处的吸收特征，但没有证实在55 keV附近的吸收特征，正如以前其他仪器所报道的那样。如果110 keV的特征是由于一次谐波的回旋散射，那么所需的磁场大约是$10^{13}$高斯，这是在X射线脉冲星中观察到的最高磁场。相反，如果该强特征是二次谐波并且谱线形成过程使得在$\simeq$ 55 keV处产生极弱的基波，则场强的估计减半。我们提出了详细的回旋线传输模型的结果，从两个源的几何形状，探索在这个源的线型的理论约束。据发现，虽然在$\sim$ 55千电子伏的基波线可以部分填充在圆柱形的几何形状的角度重新分布，所需的视角给出的第二谐波线的形状与观察不一致。在110千电子伏的功能作为一个第一谐波的解释，在小角度的字段产生更一致的线的形状。
1996-06-12 astro-ph
On the cyclotron line in Cep X-4
吸积型X射线天体为我们提供了研究极端引力场和磁场的实验室，因此对它们观测特性的准确描述有助于我们对这类天体的理解。我们的目标是检测的回旋共振散射功能在Be/X射线二进制Cep X-4和调查脉冲轮廓和光谱变化，通过爆发。利用光谱拟合和时间分析方法，对2002年6月爆发期间Cep X-4的性质进行了研究。之前宣布的30.7 keV回旋加速器特征得到证实，而该源显示出与之前爆发中观察到的光谱行为和光度相关变化类似的变化。长期X射线光变曲线在20.85 d处具有周期性，这可能与Be系统的轨道有关。
2007-05-21 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
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
Neutron stars in X-ray pulsars and their magnetic fields
利用气盘和风吸积平衡周期的假设，以及利用观测到的最大自旋下降率，从关于X射线天体计时的BATSE数据中，得到了X射线天体中中子星磁场的估计。在能量$\ge 100$ keV的回旋线在几个Be瞬态预测为未来的观测。本文提出了一种新的估算X射线源距离及其磁场的方法。在吸积盘模型中，利用通量和周期变化的观测，可以估算中子星的磁动量和到X射线脉冲星的距离。作为一个例子，该方法被应用到系统GROJ 1008 -57。
1999-12-29 astro-ph
Models for X-Ray Emission from Isolated Pulsars
提出了一个模型，所观察到的组合的幂律和热发射的keV X射线从旋转供电的太阳能电池。对于在中子星表面上方许多恒星半径处装有加速器的伽马射线双星，从$e^{-}$或$e^{+}$流向恒星的100 MeV曲率伽马射线在恒星周围的闭合场线上被转换成电子-正电子对。这些电子对以两种方式强烈影响恒星附近的X射线发射。(1)在$B \sim 10^{10}$ G.该发射在0.1 keV $\lesssim E_{X} \lesssim$ 5 MeV的光子能量范围内，具有能量指数为0.5的幂律谱和取决于回流电流的X射线发光度，通常为$\sim 10^{33}$ \lum。(2)这些电子对最终形成了一个回旋共振"毯子“，围绕着恒星，除了沿着穿过它的开放场线束的两个洞。在这样的毯子中，电子-正电子对朝向恒星的引力被回旋共振发生的地方向外流出的表面发射的X射线的巨大放大的推力所平衡。因此，中子星被一个有两个小孔的热黑体辐射泄漏的“黑腔”所包围，这阻止了对伽马射线脉冲星的加热极冠的直接X射线观察。来自包层的弱自旋调制辐射与来自穿过包层的空穴的更强自旋调制辐射一起将支配观察到的低能（0.1- 10 keV）发射。对于非伽马射线恒星，其中没有这样的加速器及其伴随的极端相对论回流到恒星是...
1997-11-24 astro-ph
Proton Cyclotron Features in Thermal Spectra of Ultra-magnetized Neutron Stars
最近，人们对软$γ$射线中继器（SGR）和异常X射线源（AXP）中可能含有{ \em磁星}（具有磁场$\gtrsim 10^{14}$ G的年轻中子星）的可能性产生了极大的兴趣。在本文中，我们计算的亮度和磁场的值被认为是相关的SGR和AXP的超磁化中子星的热谱。出现的光谱被发现是非常接近的黑体在恒星的有效温度和质子回旋能量$E_{c,p}\simeq 0.63 (B/10^{14} {\rm G})$ keV表现出独特的吸收功能。质子回旋特征（PCF）是显著的（高达数百eV的等效宽度）和相对宽的（$ΔE/E \sim 0.05-0.2$）。PCF的检测完全在现有X射线光谱仪的能力范围内，如钱德拉上的HETGS和METGS。他们的观测可能为磁星的存在提供决定性的证据。
2001-05-21 astro-ph
Resonant cyclotron scattering in magnetars' emission
我们提出了一个共振回旋散射（RCS）模型的系统拟合的X射线数据的十个磁星，包括正则和瞬态异常X射线散射（AXP），和软伽马中继（SGR）。在这种情况下，在软X射线（即低于10千电子伏）的非热磁星光谱的热磁层等离子体的热表面发射的共振回旋散射的结果。我们发现，该模型可以成功地解释磁星的软X射线发射，而使用相同数量的自由参数比常用的经验黑体加幂律模型。然而，虽然RCS模型可以单独再现AXP的软X射线光谱，但低于~10 keV的SGR的硬得多的光谱需要添加幂律分量（后者是负责其硬X射线发射的相同分量）。虽然这个模型在其目前的形式并不能解释硬X射线发射的一些这些来源，我们把这个进一步的组成部分，在我们的建模不忽视他们的贡献在~4-10 keV波段。我们发现，整个类的源的特点是磁层等离子体的密度，在共振半径，是约3个数量级高于n_{GJ}，Goldreich-Julian电子密度。介入氢柱密度的推断值，也更好地与最近的估计推断出的单X射线边缘的拟合。对于整个样本的观察，我们发现的散射深度和电子热速度之间的相关性的迹象，和场强。此外，在大多数瞬态异常X射线天体中，爆发状态的特征是相对较高的表面温度，在衰变过程中冷却下来。
2008-06-19 astro-ph
Spin-Dependent Cyclotron Decay Rates in Strong Magnetic Fields
回旋衰减和吸收率已在文献中得到很好的研究，主要集中在光谱，角度和偏振依赖性。天体物理学的应用通常不需要保留电子自旋状态的信息，这些信息通常在获得所需速率时被平均。在磁场中，高阶量子过程如康普顿散射在回旋频率及其谐波处变得共振，其中共振形式上是发散的。这种分歧通常是消除占激发朗道状态的有限寿命。这种做法需要使用自旋相关的回旋速率，以获得准确的测定过程速率非常接近回旋共振，相空间域最相关的某些应用程序的脉冲星模型。本文发展了文献中已有的结果，得到了用第二类勒让德函数表示的回旋衰减率/宽度的简洁解析表达式，这些表达式可方便地用于天体物理模型中。率是使用两个流行的本征态形式主义，即由于索科洛夫和Ternov，以及由于约翰逊和李普曼。这两组本征函数构成了狄拉克方程的两组本征函数，它们对角化了不同的算符，从而产生了不同的自旋相关的回旋加速率。本文阐述了Sokolov和Ternov公式的吸引人的洛伦兹变换特性，这也是为什么当必须明确保留电子自旋信息时，Sokolov和Ternov公式更可取的另一个原因。
2005-05-16 astro-ph
New Evidence for Proton Cyclotron Resonance in a Magnetar Strength Field from SGR 1806-20
最近收集到的大量证据支持这样一种观点，即软伽马中继站和异常X射线脉冲星是由超强磁场（B > 10^{14} G;即磁星）提供动力的。然而，目前对这类候选磁星的磁场的测定是间接的，并且依赖于模型。关于磁星的一个关键预测是检测离子回旋共振特征，这将提供对场强的决定性诊断。在这里，我们提出了一个5千电子伏的吸收功能，在各种突发的软伽玛中继SGR 1806-20的检测，证实了我们最初的发现（易卜拉欣等2002年），并建立在源的突发光谱的功能的存在。该谱线特征被很好地解释为超强磁场中的质子回旋共振，提供了SGR 1806-20的磁场（B ~ 10^{15} G）的直接测量和磁星的明确证据。与源的自旋下降率一起，该功能还提供了对磁星的引力红移，质量和半径的首次测量。
2002-10-23 astro-ph
Variability of X-ray pulsars in a hard energy band observed with INTEGRAL
本文介绍了INTEGRAL天文台对X射线天体LMC X-4、4U 0352 +309和EXO 1722 -363的首次观测结果。在整个超轨道周期（$\sim$ 30天）内对LMC X-4进行了研究，发现其周期在这个时间尺度上并不稳定。我们观测到脉冲星EXO 1722 -363的X射线通量在18-60 keV之间变化，这可能与双星系统的轨道运动有关。一个更准确的位置和估计的轨道周期为这个源的报告。我们还研究了用INTEGRAL测量的4U 0352 +309（英仙座X星）的硬X射线谱，并报道了在29 keV左右的回旋吸收线的探测。
2004-07-16 astro-ph
Hydrodynamics of interaction of pulsar and stellar winds and its impact on the high energy radiation of binary pulsar systems
讨论了双星系统中脉冲星与星风相互作用的流体动力学及其对脉冲星PSR B1259-63/SS 2883非热辐射的影响。超相对论脉冲星风与非相对论恒星外流的碰撞导致脉冲星风中受冲击物质的大量加速。在距离与双星系统大小相当的情况下，激波流的洛伦兹因子可以大到$γ$ ~4。这导致加速电子的逆康普顿辐射的显著各向异性。由于所产生的辐射的多普勒增强，人们应该期望从系统中得到可变的伽马射线信号。特别是，这种效应可以很自然地解释报告的TeV伽马射线通量减少的趋势接近近星点。脉冲星和恒星风的相互作用的建模允许绝热损失的自洽计算。我们的结果表明，绝热损失占主导地位的辐射损失。这些结果对脉冲双星PSR 1259-63/SS 2883的射电、X射线和γ射线信号的轨道变化有直接影响。
2008-09-30 astro-ph
Electrodynamics of Magnetars: Implications for the Persistent X-ray Emission and Spindown of the Soft Gamma Repeaters and Anomalous X-ray Pulsars
我们考虑了中子星磁层被大尺度电流穿过的结构，以及电荷载流子（电子和离子）的共振康普顿散射对出射X射线谱和脉冲轮廓的影响。在SGR和AXP的磁星模型中，这些电流是由作用在恒星内部深处的磁应力维持的。我们构造了载流磁层的自相似无力平衡，磁场与半径B ~ r^（-2-p）呈幂律关系，并表明大尺度扭曲使径向依赖性软化到p < 1。因此，作用在恒星上的自旋下降扭矩与真空偶极子相比有所增加。我们评论的SGR和AXP源的表面磁场的强度，以及该模型的影响，为狭窄的测量分布的自旋周期。在赤道处具有强扭转的磁层，B_θ/B_θ= O（1），其共振回旋散射的光学深度约为1，与频率（半径）、表面磁场强度或散射电荷的荷质比无关。当电子和离子提供电流时，恒星表面也被撞击电荷加热，其速率与SGR和AXP源观测到的X射线输出相当，如果B_{dipole} ~ 10^{14} G。在离子和电子回旋共振处出现的X射线通量的重新分布将显著地修改出现的脉冲轮廓，并且通过多普勒效应，对X射线光谱产生非热尾。SGR 1900+14在1998年8月27日大耀斑后脉冲轮廓的突然变化与电子回旋散射的光学深度增强有关，这是由于外部磁场突然扭曲造成的。
2002-03-01 astro-ph
Optical spectroscopy of the radio pulsar PSR B0656+14
我们用ESO/VLT/FORS 2获得了中年PSR B 0656 +14在4300-9000 AA范围内的光谱。初步结果表明，在4600-7000 AA波段，谱线平坦，谱线指数α_nu ~ -0.2，在较长波长处变为正值。结合已有的多波长观测资料，提出脉冲星上磁层在磁场~ 10^8 G处存在两个宽的红、蓝通量凹陷，其频率比约为2，可能是电子/正电子回旋吸收的一次和二次谐波。
2006-08-24 astro-ph
Quasi periodic oscillations in XTE J0111.2--7317, highest frequency among the HMXB pulsars
本文报道了1998年12月在高质量X射线双星（HMXB）脉冲星XTE J0111.20-7317的一次瞬时爆发中发现的准周期振荡（QPO）。利用Rossi X射线定时探测器的正比计数器阵列在这次爆发的第二个峰值和下降阶段的观测，我们发现了一个频率为1.27 Hz的QPO特征。我们已经排除了观测到的QPO可能来自邻近的明亮X射线脉冲星SMC X-1的可能性。这是在任何HMXB脉冲星中探测到的最高频率QPO特征。在X射线光谱中没有回旋吸收特征的情况下，QPO特征以及脉冲周期和X射线通量测量测量有助于我们约束中子星的磁场强度。
2007-03-09 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
Broad-band Spectral Properties of Accreting X-ray Binary Pulsars
吸积X射线双星的宽带谱可以用一个唯象模型来拟合，该模型由一个具有10 keV以上高能翻转的幂律方程和一个具有几百eV温度的黑体分量组成。虽然，至少在定性上，硬尾可以用（逆）康普顿散射来解释，但软成分的起源无法找到唯一的解释。最近，通过考虑吸积柱中的体康普顿化效应，实现了一个能够解释发光X射线谱的整体宽带谱的定性图像。在回顾这些最新的理论发展，我将提出一个案例研究如何不同的建模的连续影响广泛的功能，特别是在船帆座X-1的回旋共振功能。
2005-10-10 astro-ph
