Cyclotron Line Variability
我们系统地分析了用GINGA（Mihara 1995）观测到的X射线双星的光谱。提出了一种新的模型NPEX（Negative and Positive Power-laws Exponential）来描述脉冲星连续谱。结合NPEX连续谱和CYAB因子（回旋共振散射模型），我们成功地拟合出了所有双光子晶体的全带谱。NPEX模型的一个可能的物理意义是康普顿化光谱。利用光滑凹面NPEX模型，在12颗彗星上探测到了回旋结构，约占23个源的一半，其中包括LMC X-4和GS 1843+00的新发现。磁场分布在$3\times10^{11}$ - $5\times10^{12}$ G范围内。首次给出了与射电天体非常相似的分布，峰值在$2 \times 10^{12}$ G。4U 0115+63在1990年的双谐波回旋结构在1991年变为单谐波结构。当光度降低到1/6时，共振能量也增加了40%。如果把这种变化归因于偶极磁场中散射区的高度变化，则高度变化为$\sim$ 1.1 km。从5颗双星上观测到这种共振能随光度的变化，并可用吸积柱高度模型加以解释。
2014-01-21 astro-ph.HE
Study of the X-ray pulsar IGR J19294+1816 with NuSTAR: detection of cyclotron line and transition to accretion from the cold disc
本文介绍了NuSTAR天文台对X射线脉冲星IGR J 19294 +1816的两次深宽波段观测结果。在I型爆发期间和静止状态下观察到该源。在明亮的状态下，在$E_{\rm cyc}=42.8\pm0.7$ keV的能谱中发现了回旋吸收线。光谱和时间分析证明了正在进行的吸积也在静止状态的来源。根据长期的流量演化，特别是在$10^{35}$ erg s $^{-1}$附近源向明亮的静止态的转变，我们得出结论，IGR J19294+1816在I型爆发之间从“冷”吸积盘转换为吸积。我们还报告了更新的轨道周期的系统。
2018-11-21 astro-ph.HE
The fundamental cyclotron line in 4U 1538-52
本文给出了高质量X射线脉冲双星4U 1538-52/QV Nor的脉冲相位平均谱。这颗持续吸积脉冲星的观测是用罗西X射线定时探测器（RXTE）完成的。我们研究了该双星系统高能谱中回旋共振散射特征（CRSF或简称回旋线）的变化。我们表明，CRSF的参数是相关的。第一个是，如理论所示，回旋加速器线的宽度和能量之间。第二个是回旋线的相对宽度和光学深度之间的关系。我们讨论了这些结果与其他X射线天体的研究和它们的影响线的变化。
2009-10-23 astro-ph.HE
Evolution implications of neutron star magnetic fields: inferred from pulsars and cyclotron lines of HMXBs
中子星（NS）磁场（B场）的演化一直是一个重要的课题，但至今尚未定论。在这里，我们分析了NS B-场推断的回旋共振散射功能（CRSFs）的高质量X射线双星（HMXBs）和磁偶极子模型的自旋下降的双星。我们发现32个NSHMXB和28个有超新星遗迹的年轻超新星的B场都服从对数正态分布，平均值分别为3.4 × 10 ~（12）G和4.1 × 10 ~（12）G，统计检验进一步证实它们都来自同一个连续分布。这些结果表明，这两种方法对上述两组样品的NS B场测量是可靠的。此外，由于NS-HMXB经历了没有吸积的正常恒星的自旋下降阶段，然后通过吸积的自旋上升阶段，它们的年龄应该是百万年（Myrs）左右。我们的统计事实表明，NS-HMXB的B场在~ 0.1Myr的非吸积自旋下降阶段和吸积阶段几乎没有衰减。
2019-11-14 astro-ph.HE
Inverse Compton model of pulsar high energy emission
我们再现的宽带光谱的螃蟹脉冲星，从紫外线到非常高的能量伽马射线-近十年的能量，在回旋自康普顿模型的框架内。发射是由两个对流光束在外部间隙内产生的，距离大于$\sim$ 20 NS半径。向外移动的射束通过多普勒增强器回旋加速器发射产生UV- $X$ -射线光子，并且通过康普顿散射由向内行进的射束产生的回旋加速器光子产生GeV光子。散射发生在深层克莱因-西名制度，从而IC组件提供了一个直接测量磁层内的粒子分布。所需的等离子体多重性很高，$\sim 10^6-10^7$，但与注入脉冲星风星云的平均粒子通量一致。康普顿散射在克莱因-西名机制中的重要性也意味着外隙中对产生的重要性。我们认为外隙是脉冲星磁层中电子对的重要来源。脉冲星磁层中粒子的回旋运动可能是由于粒子流在异常回旋共振时相干发射无线电波而激发的。因此，从相干无线电波到非常高能量的$γ$射线（能量接近18个十年），蟹状星云的整个非热辐射范围可能是相互依赖的辐射过程的表现。目前的模型，以及有利于IC散射的观测证据（Lyutikov et al. 2012; Lyutikov 2012），表明逆康普顿散射可能是大多数恒星的主要高能发射机制。
2012-08-27 astro-ph.HE
Discovery of a pulse-phase-transient cyclotron line in the X-ray pulsar Swift J1808.4-1754 and identification of an optical companion
在这项工作中，研究不足的X射线脉冲星Swift J1808.4 $-$ 1754的时间和光谱特性在0.8-79 keV能量范围内进行了研究，基于NuSTAR和Swift天文台在2014年爆发期间收集的数据。在源光变曲线中检测到周期为$909.73\pm0.03$ s的强脉冲，脉冲部分表现出对能量的非单调依赖性，局部最小值在17-22 keV左右。发现其中一个脉冲轮廓分量存在相位滞后，大约在相同能量处达到最大值。该源的脉冲相位平均谱在高能量处具有指数截止的幂律形状，这是典型的X射线谱。脉冲相位分辨光谱揭示了在$\sim$ 21 keV的脉冲相位瞬态回旋吸收线的存在，使我们能够估计$2.4\times10^{12}$ G的中子星磁场。这使得Swift J1808.4 $-$ 1754成为非常小的X射线谱仪家族的一员，该谱仪具有窄相位范围内的脉冲相位瞬态回旋加速器线。来自北欧光学望远镜的数据使我们能够研究该系统中红外伴星的性质，并得出结论，它很可能是一颗位于5-8 kpc距离的Be型恒星。
2022-05-24 astro-ph.HE
Latest results of pulse phase resolved spectroscopy of cyclotron lines in accretion powered pulsars
利用长曝光的朱雀观测资料，对1A 1118-61、Vela X-1、A0535+26、XTE J1946+274、4U 1907+09、4U 1626-67和GX 301-2等明亮吸积源X射线天体的回旋共振散射特征（CRSF）进行了脉冲相位分辨光谱研究。我们已经进行了研究，使用不同的光谱模型的连续，并获得了类似的模式的变化的CRSF在所有的情况下，从而证明了我们的结果的鲁棒性。首次获得了XTE J1946+274中CRSF的脉冲相位关系，并在~ 2倍光度差下比较了4U 1907+09中CRSF的相位分辨变化。我们还研究了这些物体的脉冲轮廓附近的CRSF能量，并注意到增加的脉冲分数和/或改变脉冲形状附近的CRSF能量的一些来源。的影响的结果进行了讨论。
2013-09-23 astro-ph.HE
On Timing and Spectral Characteristics of the X-ray Pulsar 4U 0115+63: Evolution of the Pulsation Period and the Cyclotron Line Energy
本文根据十几个天文台和仪器的观测资料，综述了瞬变X射线脉冲星4U 0115+63的观测结果。4U 0115 + 63是一个含Be星的双星系统的成员。提供了一个整体的光变曲线和中子星在整个观测历史中的自旋频率变化历史，其中还包括INTEGRAL天文台在2004年、2008年和2011年爆发期间最近测量的结果。该源的能谱也是根据2011年爆发期间获得的INTEGRAL数据构建的，其光度动态范围为（~10^{37} - 7 x 10^{37} erg/s）。我们发现，除了在能量~11 keV的回旋吸收线的基波，其四个高次谐波在能量~24，35.6，48.8，和60.7 keV的光谱中检测到。我们已经进行了详细的分析源的光谱在4-28 keV的能量带的基础上获得的所有可用的RXTE档案数据在1995年至2011年的明亮爆发。我们已经证实，修改源的连续模型可以导致观察到的回旋吸收线的基波的能量和源的光度之间的关系的消失。因此，关于X射线脉冲星4U 0115+63的回旋吸收线能量随光度的演化问题仍然是一个悬而未决的问题，需要一个物理上合理的X射线脉冲星辐射模型来回答这个问题。
2013-05-29 astro-ph.HE
Pulse phase dependent variations of the cyclotron absorption features of the accreting pulsars A 0535+26, XTE J1946+274 and 4U 1907+09 with Suzaku
利用朱雀观测资料，对Be/X射线双星A0535+26和XTE J1946+274以及风吸积HMXB脉冲星4U 1907+09的回旋共振散射特征（CRSF）进行了详细的脉冲相位分辨谱分析。CRSF参数在脉冲相位上变化很大，并且可以用于映射这些源中的磁场和可能偏离偶极子几何形状。它还反映了在不断变化的视角上的吸积柱和当地环境的条件。对于每个源，用一种以上的连续谱模型得到了脉冲相位变化的模式，所有的结果都是一致的。还要注意对具有恒定光谱特性和光度的一段数据进行分析，以确保结果反映仅由于视角变化而引起的变化。对于A0535+26和XTE J1946+274，它们在脉冲轮廓中显示出能量依赖性的下降，在连续谱模型中添加了部分覆盖吸收体，以考虑到吸积流/柱阻挡我们视线在这些相位处的额外吸收。
2013-04-23 astro-ph.HE
Vacuum polarization and cyclotron resonance effects on radiative transfer and plasma deceleration in subcritical X-ray pulsars
Ioffe Institute（伊俄费研究所）；Mullard Space Science Laboratory, University College London（穆拉德空间科学实验室，伦敦大学学院）；Astrophysics, Department of Physics, University of Oxford（天体物理学，物理系，牛津大学）
通过自洽辐射流体动力学模拟，研究强磁场中吸积通道的极化辐射传输，发现真空极化主导等离子体双折射，增强回旋谱特征和辐射减速，且回旋特征能量与吸积光度正相关。
2026-08-11 astro-ph.HE
IC model of pulsar high energy emission
我们讨论了脉冲星高能辐射是通过逆康普顿机制产生的越来越多的证据。我们再现的宽带光谱的螃蟹脉冲星，从紫外线到非常高的能量伽马射线-近十年的能量，在回旋自康普顿模型的框架内。发射是由两个逆流光束内的外部间隙，在距离以上~ 20 NS半径。向外移动的射束通过多普勒增强器回旋加速器发射产生UV-X射线光子，并且通过康普顿散射由向内行进的射束产生的回旋加速器光子产生GeV光子。散射发生在深层克莱因-西名制度，从而IC组件提供了一个直接测量磁层内的粒子分布。所需的等离子体多重性很高，约为10^6-10^7，但与注入脉冲星风星云的平均粒子通量一致。
2012-09-11 astro-ph.HE
Changes in the nature of the spectral continuum and the stability of the cyclotron line in the X-ray pulsar GRO J2058+42
本文报道了在宽能区低光度$L_{x} \simeq 2.5\times 10^{36}$ erg s $^{-1}$上对瞬态X射线脉冲星GRO J2058+42的宽带光谱和定时的研究结果。数据显示，与之前的NuSTAR观测相比，该光源的脉冲轮廓和脉冲分数发生了显着变化，当时该光源的亮度是之前的十倍。在窄相位间隔内的$\sim10$ keV处的回旋吸收线与高态观测结果一致。光谱分析表明，在高光度$L_{x}\simeq (2.7-3.2)\times 10^{37}$ erg s $^{-1}$的光谱具有典型的吸积恒星的形状，而当光度下降约一个数量级，$2.5\times 10^{36}$ erg s $^{-1}$的一个两个组件的模型是必要的描述。这种行为符合一个模型，在该模型中，光谱的低能量部分形成于热点，而高能量部分是由于入射物质在中子星表面上方的吸积通道中共振康普顿散射而形成的。
2022-03-06 astro-ph.HE
Comprehensive broadband study of accreting neutron stars with Suzaku: Is there a bi-modality in the X-ray spectrum?
利用\emph{Suzaku}上的XIS和PIN数据，对吸积中子星进行了宽带光谱分析。从光谱拟合这些源与一个单一的连续模型，包括幂律和高能量截止，回旋加速器线（如需要），我们研究了各种光谱参数之间的相关性。在我们研究的39个源中，16个是文献中已知存在回旋加速线的源，29个需要截止能量。在这29个源中，18个具有在3-10 keV范围内的截止能量聚束，而对于11个源，其分布在12-25 keV。这种双模态行为并不基于Be XRB或超巨星HMXB的系统的特定性质，也不基于表征其X射线发射的不同光束模式（如从其脉冲轮廓的同时研究中推断的）。\emph{Suzaku}的宽带覆盖范围还表明，截止能量饱和的回旋加速器线能量的值更高-与以前的作品在文献中一致-的组和回旋加速器线的宽度显示出弱相关性的回旋加速器线能量。我们还发现，光谱指数和折叠能量与光度的关系。与以前的工作不同，我们没有发现任何X射线亮度和K $α$线EW之间的关系。最后，我们发现铁K $α$线的EW和通量在SFXT中比经典的NS-HMXB小。我们讨论这些发现的不同性质的恒星风和吸积机制。
2021-01-05 astro-ph.HE
A reflection model for the cyclotron lines in the spectra of X-ray pulsars
在某些X射线谱中观察到的回旋共振散射特征表明，谱线能量随脉冲星亮度的变化而显著变化。在高光度下，这些变化通常与吸积柱的开始和生长有关，这被认为是观测到的发射和回旋加速器线的起源。然而，这种情况不可避免地意味着线形成区域内的磁场强度的大梯度，这使得观察到的线状特征的形成成为问题。此外，所观察到的回旋加速器线能量的变化比相应的光度变化所能预期的要小得多。我们认为，在这里，一个更现实的情况是，回旋线的形式时，由吸积柱发射的辐射是从中子星表面反射，在那里的磁场强度的梯度是显着较小。本文发展了反射模型，并应用它解释了观测到的明亮X射线脉冲星V0332 +53的回旋线能量在较宽光度范围内的变化。
2013-09-10 astro-ph.GA astro-ph.HE
Detection of Cyclotron Resonance Scattering Feature in High Mass X-ray Binary Pulsar SMC X-2
利用三个同步的$NuSTAR$和$Swift$ /XRT观测，报道了高质量X射线脉冲双星SMC X-2在2015年爆发期间的宽带光谱特性。这颗脉冲星非常明亮，在1-70 keV范围内的亮度高达$\sim$ 5.5 $\times$ 10 $^{38}$ ~ergs~s $^{-1}$。脉冲星的自转周期估计为2.37 s。脉冲轮廓被发现是强烈的光度依赖。脉冲星的1-70 keV能谱可以用三种不同的连续模型来描述：（i）指数截止的正、负幂律模型，（ii）费米-狄拉克截止幂律模型和（iii）截止幂律模型。除了在$\sim$ 6.4 keV处存在一条铁谱线外，在脉冲星光谱中还检测到在$\sim$ 27 keV处的一个与模型无关的吸收特征。这一特征被确定为回旋吸收线，并首次在该脉冲星中被探测到。相应的中子星磁场估计为$\sim$ 2.3 $\times$ 10 $^{12}$ G。回旋加速线能量与光度呈微弱的负相关。回旋线参数被发现是可变的脉冲相位和解释，由于发射几何形状或复杂的结构的脉冲星磁场的影响。
2017-05-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Potential Cyclotron Resonant Scattering Feature in the ULX Pulsar NGC 300 ULX1 seen by NuSTAR and XMM-Newton
基于$XMM$和$NuSTAR$的相位分辨宽带光谱，我们报道了新近发现的ULX脉冲星NGC 300 ULX 1的脉冲谱中$E \sim 13$ keV的一个潜在的回旋共振散射特征.如果这个解释是正确的，那么中央中子星的隐含磁场是$B \sim 10^{12}$ G（假设电子被散射），类似于从观测到的恒星自旋上升估计的磁场，也类似于已知的银河系X射线双星。我们讨论了这一结果对NGC 300 ULX 1和其他已知ULX星之间联系的影响，特别是最近在另一个ULX，M51 ULX-8中发现的可能的质子回旋加速器线。
2018-04-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
On the origin of cyclotron lines in the spectra of X-ray pulsars
在某些X射线脉冲星的光谱中观察到了回旋共振散射的特征，并显示出谱线能量随脉冲星光度的显著变化。在明亮光源的情况下，线质心能量与亮度反相关。这种行为通常与吸积柱的开始和增长有关，这被认为是观测到的发射和回旋加速线的起源。然而，这种情况不可避免地意味着线形成区域内的磁场强度的大梯度，并且它使得观察到的线状特征的形成成问题。此外，所观察到的回旋加速器线能量的变化比相应的光度变化所能预期的要小得多。我们认为，一个物理上更现实的情况是，回旋线的形式时，由吸积柱发射的辐射是从中子星表面反射。这个想法是基于这样的事实，即柱光度的相当大一部分被中子星表面拦截，反射的辐射应该包含吸收特征。本文发展了反射模型，并应用于解释观测到的明亮X射线脉冲星V0332 +53的回旋线能量在较宽光度范围内的变化。
2013-09-10 astro-ph.GA astro-ph.HE
Long-term evolution of cyclotron resonant scattering features in the accreting pulsar Vela X-1: A pulse-to-pulse approach
Université de Genève（日内瓦大学）；Sun Yat-Sen University（中山大学）；Central China Normal University（华中师范大学）
研究通过脉冲到脉冲分析，发现Vela X-1回旋共振散射特征的长期演化，首次确认谐波线能量衰减结束，并检测到2020-2023年间能量短暂上升，暗示磁力场或吸积几何变化。
2026-01-08 astro-ph.HE
RXTE observations of the 1A 1118-61 in an outburst, and the discovery of a cyclotron line
我们提出了在2009年1月的硬X射线瞬变1A 1118-61爆发期间获得的RXTE监测数据的分析。利用这些观测结果，首次测量了该源的宽带（3.5-120 keV）光谱。我们发现，该源的宽带连续谱与其它吸积源的宽带连续谱相似，并且可以用几种常用的唯象模型很好地描述。我们已经发现，无论应用的连续模型，一个突出的广泛的吸收功能，在~55 keV的观察。我们解释这个功能作为回旋共振散射功能（CRSF）。观测到的CRSF能量是已知的最高能量之一，对应于散射区B~4.8 x 10^12 G的磁场。我们的数据还表明，铁发射线的存在下，还没有以前报道的1A 1118-61。研究发现，该源的计时特性（包括强自旋）与CGRO/BAT SE在之前的爆发期间观察到的特性相似，但RXTE的宽带能力揭示了脉冲轮廓的更复杂的能量依赖性。
2010-05-26 astro-ph.HE
Pulsar giant pulse: coherent instability near light cylinder
巨脉冲是射电脉冲星中极其明亮的单个脉冲。蟹状星云脉冲星是一个活跃的GP发射体，在其微暴流中观察到类似斑马图案的光谱结构，这让人想起在第四类太阳射电耀斑中观察到的“斑马带”。然而，频带间隔随着$\sim5-30$ 1，GHz的频带中心频率线性增加。在这项研究中，我们提出蟹状星云脉冲星GP可以起源于光柱附近等离子体的相干不稳定性。此外，相干不稳定性的增长可以归因于回旋共振激发波和背景等离子体振荡之间观察到的共振。由于光柱附近的磁重联，粒子可以注入到闭合场线区域。这些粒子引入了大量的自由能，这进一步导致回旋共振不稳定性，其在接近于电子回旋谐波的频率处生长并放大辐射波，该电子回旋谐波表现出斑马图案状光谱能带结构。此外，这些结构可以通过回旋共振激发波和背景等离子体振荡之间的共振来调制。在这种情况下，蟹状星云脉冲星的能带结构可以用相干不稳定性模型很好地拟合，其中轻圆柱的等离子体密度应该是$\sim10^{13-15}\,\rm{cm^{-3}}$，估计梯度为$>5.5\times10^5\,\rm{cm^{-4}}$。这一过程可能伴随着高能量排放。类似的现象预计将被检测到在其他类型的GP源，具有磁场的$\simeq10^6$ \，G在一个光圆柱。
2018-11-27 astro-ph.HE
Possible Detection of an Emission Cyclotron Resonance Scattering Feature from the Accretion-powered Pulsar 4U 1626-67
本文分析了2006年3月日本朱雀号X射线卫星硬X射线探测器观测到的低质量X射线双星系统中一颗7.7 s脉冲星4U 1626-67的净曝光量为\sim 88 ks。在10-60 keV的平均通量为\sim 4 x 10 ^-10 erg cm^-2 s^-1时，探测到了该源。相位平均光谱再现以及结合负和正的幂律倍指数截止（NPEX）模型修改在\sim 37千电子伏的回旋共振散射功能（CRSF）。相分辨分析表明，在明亮相的光谱与CRSF模型的NPEX很好地拟合。另一方面，在昏暗阶段的光谱缺乏NPEX高能量的截止组件，和CRSF可以通过发射或吸收轮廓再现。当用NPEX加高斯模型拟合暗相谱时，我们发现用发射谱而不是吸收谱来描述该特征更好。考虑到HXD-PIN背景评估中的系统误差，通过F检验评估的该结果的统计显著性在2.91 x 10^-3和1.53 x 10^-5之间。我们发现，发射剖面比吸收剖面更适合比较其他相的物理参数。因此，我们可能在暗相的回旋共振能量处探测到发射线。
2012-05-08 astro-ph.HE
NuSTAR discovery of a cyclotron absorption line in the transient X-ray pulsar 2S 1553-542
我们使用NuSTAR和Chandra天文台以及Fermi/GBM仪器在2015年爆发期间收集的数据，报告了研究不足的瞬态X射线脉冲星2S 1553-542的光谱和时序分析结果。首次研究了该源在高能（>30 keV）下的特性，并从根本上改善了其天空位置。源的宽带光谱具有相当复杂的形状，可以合理地描述由一个复合模型与两个连续组件-一个黑体发射的温度约为1 keV，在低能量和高能量的指数截止的幂律。此外，在相位平均谱和相位分辨谱中都发现了$\sim23.5$ keV处的吸收特征，并解释为对应于中子星$B\sim3\times10^{12}$ G磁场强度的回旋共振散射特征。基于Fermi/GBM数据，系统的轨道参数得到了很大的改进，这使我们能够确定中子星的自旋周期P = 9.27880（3）s，以及在NuSTAR观测中由于质量吸积而导致的局部自旋上升$\dot P \simeq -7.5\times10^{-10}$ s $^{-1}$.假设吸积从磁盘和使用标准的扭矩模型，我们已经估计到系统的距离$d=20\pm4$ kpc。
2015-12-02 astro-ph.HE
NuSTAR discovery of a cyclotron line in the accreting X-ray pulsar IGR J16393-4643
NuSTAR在3-79 keV能量带对高质量X射线双星和吸积X射线脉冲星IGR J 16393 -4643进行了观测，净曝光时间为50 ks。我们提出的结果，这使得发现的回旋共振散射功能的质心能量为29.3（+1.1/-1.3）千电子伏的观察。这使我们能够第一次测量中子星的磁场强度：B =（2.5+/-0.1 e12 G。现在观测到已知的脉动周期为904.0+/-0.1 s。自2006年以来，中子星经历了一个长期的自旋上升趋势，速率为P' = -2e-8 s/s（每年-0.6 s，或频率导数nu' = 3e-14 Hz/s）。在功率密度谱中，在脉冲频率处出现中断，该中断将低频处的零斜率与高频处的较陡斜率分开。中子星角动量的增加可能是由于准球形风的吸积，也可能是由于与磁层半径约为2 e8 cm的中子星几乎共转的椭圆形吸积盘的短暂出现。
2016-03-17 astro-ph.HE
Spectral Formation in Accreting X-Ray Pulsars: Bimodal Variation of the Cyclotron Energy with Luminosity
吸积供电的X射线谱仪在脉冲到脉冲的时间尺度上以及在更长的时间尺度上表现出回旋共振散射特征（CRSF）质心能量的显著变化。观察到两种类型的光谱变化。对于组1中的源，CRSF能量与可变源光度负相关，而对于组2中的源，观察到相反的行为。这种双峰行为的物理基础目前还不清楚。我们探讨的假设，在第1组源的吸积动力学是由恒星表面附近的辐射压力为主，库仑相互作用减速气体休息组2源。我们推导出一个新的临界光度的表达式，使辐射压力减速的物质在超临界源休息。利用CRSF质心能量的最大值来估计表面磁场强度，对5个源的临界光度公式进行了评估。结果证实，第1组的源是超临界和第2组的源是亚临界的，虽然情况不太清楚的那些高度可变的源，跨越临界线。我们还解释了CRSF能量随光度的变化是特征发射高度变化的结果。在超临界和亚临界情况下，高度变化的符号相反，因此产生了观察到的双峰行为。
2012-05-24 astro-ph.HE
SED modelling of broadband emission in the pulsar wind nebula 3C 58
利用光谱能量分布模型研究了脉冲星风星云3C58的宽带辐射特性。我们试图同时匹配宽带SED和PWN中X射线发射的空间变化。我们进一步的模型，以解释一个可能的远红外功能，其中一个提示是最近在3C 58建议：在$\sim$ $10^{11}$ GHz的普朗克和赫歇尔波段的小凸起。虽然外部尘埃排放可以很容易地解释所观察到的隆起，但它可能是来源的内部排放，意味着额外的粒子群。虽然凸点的意义不高，在这里，我们探讨了可能的起源的IR凸点使用的发射模型，并发现一个人口的电子与GeV的能量可以解释凸点。如果它是在PWN中产生的，它可能会提供新的见解PWNe粒子加速和流动。
2020-02-17 astro-ph.HE
Broadband High-Energy Emissions of the Redback Millisecond Pulsar PSR J2129-0429
我们提出的第一个结果，从联合XMM牛顿和NuSTAR观测的伽玛射线发射毫秒脉冲星紧凑的二进制PSR J2129-0429。X射线发射高达约40千电子伏的检测和联合频谱可以模拟与幂律加中子星大气模型。在1.4千秒差距的距离，0.3-79千电子伏的光度是$3.56\times10^{32}$ erg s $^{-1}$。我们还发现了0.64天的双轨道周期的双峰结构的波段。通过结合更新的费米GeV数据，我们模拟了宽带光谱能量分布以及X射线调制与intrabinary模型，涉及脉冲星风和流出的伴星之间的冲击相互作用。最后，我们报告了Chandra提供的高分辨率X射线图像，以排除与PSR J2129-0429相关的脉冲星风星云。
2018-06-04 astro-ph.HE
Detection of fundamental and first harmonic cyclotron line in X-ray pulsar Cep X-4
我们报告了2014年7月使用朱雀观测的X射线脉冲星Cep X-4的宽带光谱特性。发现0.8-70 keV的光谱可以用三种连续模型很好地描述-负和正幂律指数截止（NPEX），高能截止幂律和CompTT模型。在光谱拟合中需要额外的分量，例如$\sim$ 28 keV处的回旋加速器线和6.4和6.9 keV处的铁线的两个高斯分量。除此之外，在从光谱拟合获得的残差中清楚地检测到$\sim$ 45 keV处的额外吸收特征。在脉冲星的相位分辨光谱中可以清楚地看到$\sim$ 45 keV处的这一额外特征。我们确定了这个功能的基本回旋线在$\sim$ 28千电子伏的第一谐波。发现一次谐波和基本线能量之间的比率（1.7）与传统的因子2不一致，表明线形成区域的高度不同或以更大的角度观察。基波和第一谐波回旋加速器线的相位分辨光谱显示出显着的脉冲相位变化的线参数。这可以解释为视角的影响或脉冲星复杂磁场的作用。
2016-01-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Resonant cyclotron scattering in pulsar magnetospheres and its application to isolated neutron stars
研究了脉冲星磁层中的共振回旋散射。推导了RCS的光子扩散方程（Kompaneets方程）。光子系统是三维建模。数值计算表明，RCS不仅存在上散射，而且还存在下散射，这取决于参数空间。指出了RCS在候选磁星和射电宁静孤立中子星（INS）谱能量分布研究中的可能应用。惯性导航系统的光学/紫外过量可能是由RCS的下散射引起的。列出了RX J1856.5-3754和RX J0720.4-3125的计算结果，并与其观察数据进行了比较。在我们的模型中，INS被认为是正常的中子星，虽然夸克星假说仍然是可能的。INS的低脉动幅度是RCS模型中的自然结果。
2010-03-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
A broadband X-ray study of the Rabbit pulsar wind nebula powered by PSR J1418-6058
我们报告的宽带X射线特性的兔子脉冲星风星云（PWN）与脉冲星PSR J1418-6058使用档案钱德拉和XMM-牛顿数据，和一个新的NuSTAR观测。NuSTAR数据超过10千电子伏，使我们能够检测到110毫秒的脉冲星的自旋周期，其硬X射线脉冲轮廓的特征，并解决硬X射线发射的PWN后，从脉冲星和其他重叠的点源去除污染。扩展的PWN被检测到$\sim$ 20千电子伏，并很好地描述了一个幂律模型与光子指数$Γ\approx$ 2。PWN的形状并不随能量而显著变化，其X射线光谱也没有显示出远离脉冲星的明显软化迹象。我们模拟了X射线谱的空间分布和射电到TeV波段的宽带谱能量分布，以推断PWN的物理性质。我们发现，低磁场强度（$B\sim 10$ $μ$ G）和有效扩散（$D\sim 10^{27}$ cm $^2$ s $^{-1}$）的模型符合PWN数据。扩展硬X射线和TeV发射，分别与同步辐射和相对论电子的逆康普顿散射，表明粒子被加速到非常高的能量（$\gtrsim500$ TeV），表明兔子PWN是银河系PeVatron候选者。
2023-02-07 astro-ph.HE
Positive correlation between the cyclotron line energy and luminosity in sub-critical X-ray pulsars: Doppler effect in the accretion channel
在某些X射线谱中观测到的回旋共振散射特征表明，谱线质心能量随脉冲星光度的变化而发生显著变化。然而，对于所谓的临界光度以上的明亮光源，这些变化被认为与中子星表面上方的高吸积柱的出现有关，在低的亚临界光度下，变化的性质（但具有相反的符号）尚未得到广泛讨论。我们认为，当来自热点的辐射通过等离子体传播，以相对论性的速度落在中子星表面时，回旋线就形成了。回旋共振的位置由多普勒效应决定。谱中回旋线位置随光度的变化是由于辐射压力影响谱线形成区的速度分布而引起的。该模型具有以下特点：（i）谱线质心能量与亮度正相关，（ii）谱线宽度与亮度也正相关，（iii）回旋吸收谱线的位置和宽度随脉冲相位变化，（iv）谱线形状比普遍使用的洛伦兹或高斯分布更复杂，（iv）谱线宽度随脉冲相位变化，（iv）谱线宽度随脉冲相位变化，（iv）谱线宽度随脉冲相位变化。（v）相位分辨回旋线的质心能量和宽度分别与脉冲强度成负相关和正相关。所提出的理论的预测进行了比较，在X射线脉冲星GX 304 - 1的回旋加速器线参数的变化在很宽的范围内的亚临界光度所看到的INTEGRAL天文台。
2015-12-30 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Pulsar Emission Beam Geometry of Radio Broadband Arecibo Sources
我们提出了无线电脉冲星发射波束的分析和模型的主要目的是检查脉冲星波束的几何形状和物理在最宽的射频合理可获得的。我们考虑了一组位于阿雷西博天空中的经过充分研究的恒星。这些辐射源因其可检测到的宽频率范围而脱颖而出，并在高达4.5 GHz和低于100 MHz的频率下被广泛观察到。我们利用已发表的配置文件，以量化的核心/双锥发射光束模型作为我们的分类框架，这些historiars的频率演变的一个更完整的图片。对于低频观测，我们考虑到测量的散射时间尺度来推断脉冲轮廓的固有与散射展宽。最后，我们讨论了人口趋势的核心/conal类配置文件的内在参数。我们表明，对于这个子人口的pumerars，核心和conal为主的配置文件群集在一起成两个大致隔离的$P$ - $\dot{P}$人口，借贷的建议，在成对形成的几何形状的演变是负责核心/conal发射和其他发射效应，如归零和模式改变的证据。
2022-08-09 astro-ph.HE
A broadband self-consistent modelling of the X-ray spectrum of 4U 1626--67
由吸积提供动力的X射线脉冲星4U 1626- 67是少数几颗通过低质量伴星的罗氏瓣溢出吸积的高磁化脉冲星之一。其宽带谱的特征与高质量X射线双星系统中的X射线星相似，在$\sim$ 37 keV处具有宽共振回旋散射特征（CRSF）。在这项工作中，我们研究了脉冲分辨和脉冲平均宽带光谱使用NuSTAR和斯威夫特的数据。我们使用Becker & Wolff体压缩+热压缩模型来推导吸积柱流的关键物理参数和盘反射谱的宽带模型。在较软的X射线波段，我们需要添加一个软黑体成分，其$kT_{\rm bb}$ $\sim$为0.5 keV，其特征表明可能起源于中子星表面。Resistance表明，回旋加速器线的形状可以更令人满意地拟合使用一个狭窄的核心和更广泛的翅膀，在更高的能量，二次谐波可能会出现在$\sim$ 61千电子伏。
2017-05-09 astro-ph.HE
The reawakening of the sleeping X-ray pulsar XTE J1946+274
我们报告了2010/2011年用INTEGRAL、RXTE和Swift观测到的一系列高质量X射线双星XTE J1946+274爆发。我们讨论了可能的机制，导致这个源的非凡的爆发行为。X射线光谱可以用标准的唯象模型来描述，在大约10 keV处由未知来源的吸收特征和在6.4 keV处的窄铁K α荧光线增强，这在通量和脉冲相位上是可变的。我们找到了可能的证据，在约25千电子伏的回旋共振散射功能的存在下，在93%的水平。在35千电子伏的强回旋线的存在下看到的数据从源的1998年爆发，并证实了这些数据的重新分析可以排除。这一结果表明，XTE J1946+274的回旋线特征是可变的个别爆发。
2012-09-10 astro-ph.HE
BeppoSAX observations of the X-ray pulsar MAXI J1409-619 in low state: discovery of cyclotron resonance features
瞬态500 s X射线脉冲星MAXI J1409-619于2010年10月17日被MAXI上的狭缝相机发现，并很快被Swift精确定位。我们发现，2000年BeppoSAX号卫星对银河平面进行观测时偶然观测到了源位置。在MECS中清楚地检测到两个源：一个与IGR J14043-6148的位置一致，另一个与MAXI J1409-619的位置一致。我们报告的分析，这个档案BeppoSAX/MECS的观察与新分析的观察从ASCA和一组高能量的观测获得的偏移领域的BeppoSAX/PDS仪器。对于开源观测，1.8-100 keV能谱符合吸收功率定律，光子指数γ = 0.87 - 0.19 ^{+0.29}，对应的2-10和15-100 keV未吸收通量分别为2.7E-12和4 E-11 erg/cm ~ 2/s，2-10 keV的光度为7 E +34 erg/s，距离为15 kpc。对于PDS偏移场观测，进行了大约一年后，并显示了15-100千电子伏通量的7 E-11 erg/cm 2/s，我们清楚地指出三个光谱吸收功能在44，73，和128千电子伏，解决了光谱拟合和螃蟹的比例。我们解释这些不是谐波间隔的功能，由于回旋共振。44 +/- 3 keV的基本能量对应于中子星表面的磁场强度为3.8 E12（1+z）G，其中z是引力红移。我们讨论的性质的来源，根据其可能的对应。
2012-01-23 astro-ph.HE
Luminosity-dependent spectral and timing properties of the accreting pulsar GX 304-1 measured with INTEGRAL
内容：Be/X射线双星的爆发峰值亮度高达$10^{37}\,$ erg/s的几倍，在此期间，他们可以被观察和详细研究。大多数（如果不是全部的话）Be/X射线双星都有吸积双星，它们的X射线光谱在许多情况下包含与源的磁场有关的回旋共振散射特征。在许多吸积中子星中，观测到光谱随光度和中子星旋转相位的变化。目的：探讨Be/X射线双星GX 304-1在爆发事件期间的X射线光谱和时间特性。具体而言，我们调查的回旋共振散射功能，连续光谱参数，脉冲周期，和能量和亮度分辨脉冲轮廓的行为。我们结合亮度分辨光谱和定时分析来探测旋转中子星的吸积几何形状和光束模式。研究方法：我们分析了来自两个JEM-X模块ISGRI和SPI的INTEGRAL数据，涵盖了2012年1月至2月的爆发，分为六个观测。我们得到脉冲轮廓在两个能量带，相位平均和相位分辨光谱的每个观察。结果如下：我们证实了GX 304-1的回旋线能量的正光度依赖性，并报告了光子指数对光度的依赖性。使用脉冲相位连接技术，我们找到了一个脉冲周期的解决方案有效的整个爆发。我们的脉冲相位分辨分析表明，回旋加速器线的质心能量仅随脉冲相位略有变化，而其他光谱参数显示出更明显的变化。我们的研究结果是一致的情况下，作为脉冲星旋转，我们正在探索其光束模式的一小部分。
2015-07-02 astro-ph.HE
Spectrum formation in X-ray pulsars at very low mass accretion rate: Monte-Carlo approach
最近发现，X射线星体向低光度态（$L\lesssim10^{35}\,{\rm erg\,s^{-1}}$）的跃迁伴随着剧烈的光谱变化。这一特征可以定性地解释为电子碰撞激发到朗道上能级并被电子气进一步压缩，从而导致中子星大气中回旋光子的发射.预计后者将在大气层的薄顶层过热。在本文中，我们进行蒙特卡罗模拟的辐射转移在大气中的吸积中子星，而占的热分布的电子的偏振X射线光子的共振散射。在软X射线（$\lesssim 10\,{\rm keV}$）和回旋散射特征附近的光谱形状是强烈的偏振依赖性。数值模拟的结果与X射线脉冲星A0535 +262在低光度状态下的观测数据进行了检验。我们表明，脉冲星的光谱形状可以再现所提出的理论模型。讨论了这一发现在吸积中子星观测研究中的应用。
2021-03-17 astro-ph.HE
Unraveling the Eclipse Mechanism of a Binary Millisecond Pulsar Using Broadband Radio Spectra
致密双星系统中毫秒双星（MSP）射电辐射的频率相关食提供了一个了解食机制和确定食介质性质的机会。我们结合多频观测升级的巨型米波射电望远镜（uGMRT）和模型的宽带无线电频谱在光学厚到薄的过渡制度，以约束日食机制。日食相位谱的最佳拟合模型有利于相对论电子的同步辐射吸收。我们能够将日食发生的频率严格限制在345 $\pm$ 5 $\mathrm{MHz}$，这比以前的估计要精确一个数量级。同步辐射吸收对磁场强度的依赖性使我们能够估计日食介质的磁场强度为$\sim$ 13 $\mathrm{G}$，这与考虑入射脉冲星风和伴星风之间的压力平衡所获得的值非常相似。将此方法应用于其他毫秒双星，将使我们能够确定食机制是否都是相同的，也估计风和磁场的伴星的属性。该方法也可以应用于其他系统中的双星与伴风相互作用的双星系统，在所有情况下，它将导致更好地了解演变过程。
2021-10-14 astro-ph.HE
Cyclotron lines in subcritical X-ray pulsars: Monte Carlo simulations reveal the origin of the observed variability
University of Crete（克里特大学）；Institute of Astrophysics, Foundation for Research and Technology-Hellas（希腊研究与技术基金会天体物理研究所）；Princeton University（普林斯顿大学）；Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Ludwig-Maximilians Universität（慕尼黑路德维希-马克西米利安大学）
通过蒙特卡洛辐射传输模拟，研究亚临界光度X射线脉冲星中回旋共振散射特征（CRSF）的变异，发现中心能量和线宽与光度正相关，且依赖于视角。
2026-02-02 astro-ph.HE
Cyclotron absorption lines in the era of Suzaku and NuSTAR
回旋共振散射特征或回旋吸收线是在磁场为10 $^{12}$ G量级的吸积供能X射线源的硬X射线谱中观察到的独特特征。这些特征的检测使我们能够直接估计靠近中子星表面的磁场的强度。对应于$\sim$ 10 $^{12}$ G的磁场，基本回旋加速器线预期在10-100 keV能量范围内，谐波预期为基本线能量的倍数。然而，我们检测到的回旋线的第一谐波在不到两倍的基本线能量（$\sim$ 1.7倍的基本线能量）在Be/X射线双星脉冲星Cep X-4。利用$Suzaku$和$NuSTAR$天文台的宽谱能力，我们研究了几个X射线源的回旋共振散射特性，以了解回旋谱线的形状、宽度、磁场映射、谱线能量的非谐性以及回旋谱线的亮度依赖特性。本文介绍了从这些工作中获得的结果和在未知/研究不足的源中新的回旋线探测。
2017-05-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Broadband X-ray Spectroscopy of the Pulsar Wind Nebula in HESS J1640-465
基于Chandra和NuSTAR数据，本研究分析了HESS J1640-465中脉冲星风云的宽带X射线光谱，并利用单区时间依赖演化模型重现其特性，发现该源具有强磁场和高达PeV的电子能量，是潜在的PeVatron候选体。
2023-02-23 astro-ph.HE
The X-ray pulsar XTE J1858+034 observed with NuSTAR and Fermi/GBM: spectral and timing characterization plus a cyclotron line
吸积X射线中子星（XRP）经历发光的X射线爆发，在此期间，可以详细研究中子星的光谱和时序行为。我们分析了XRP XTE J1858+034在2019年爆发期间的$NuSTAR$观测。该谱符合唯象、半经验和物理谱模型。在$48\,$ keV处发现了一条候选回旋线，这意味着在发射点处存在$5.4\times10^{\rm 12}\,$ G的磁场。这也得到了物理最佳拟合模型的支持。我们建议的轨道周期约$81$天的基础上的X射线爆发复发时间的目视检查。根据$Fermi$伽玛射线暴监测器的数据，标准的盘吸积力矩理论使我们能够推断出$10.9\pm1.0\,$ kpc的距离。脉冲轮廓是单峰的，并显示出强烈的能量依赖至少高达$40$ keV的脉冲分数。
2021-01-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
NuSTAR X-ray spectrum of Be-X-ray pulsar Swift J1845.7-0037: Bulk and thermal Comptonization of cyclotron seed photons in the accretion column
目的：对NuSTAR观测银河系Be-XRB Swift J1845.7-0037进行光谱和时间分析。在最近的爆发中。方法：对于光谱分析，我们使用现象学和基于物理的模型。我们采用了一种常用的经验模型来识别与X射线谱线的标称光谱特性有关的谱线形状的主要特征。此外，我们使用了最新版本的体-热康普顿化模型（BW），以评估经验模型所需的光谱分量的有效性和调查的硬X射线发射的起源。我们还分析了光源的光变曲线，研究了不同能量范围内的脉冲形状，并利用与模型无关的硬度比（HR）跟踪了光谱随脉冲相位的演化。结果如下：我们发现，虽然经验和物理（BW）光谱模型可以产生良好的光谱拟合，BW模型返回物理上合理的最佳拟合值的源参数，并不需要任何额外的光谱成分的非热，吸积柱发射。BW模型还估算出中子星的磁场在10 ^12 G的范围内。结论：我们的结果表明，源发射的光谱和时间特性是一致的散射过程中预期的辐射占主导地位的冲击吸积柱的高度磁化的吸积中子星。我们进一步指出，物理衍生的光谱模型，如BW，可以用来暂时推断的基本源参数，在没有更直接的观测签名。
2020-01-03 astro-ph.HE
New measurements of the cyclotron line energy in Cen X-3
我们报告的结果，从两个观测的吸积双星X射线脉冲星Cen X-3进行了宽带X射线天文台朱雀和NuSTAR的数据分析。的脉冲轮廓是由一个广泛的单峰为主，并显示出一些能量依赖性与两个额外的弱脉冲峰值分别在能量低于15和25 keV。Suzaku的0.8-60.0 keV和NuSTAR的3.0-60.0 keV的宽带X射线谱与高能截止幂律模型以及软过剩、多铁发射线和回旋吸收很好地拟合。发现Suzaku和NuSTAR谱中的回旋加速器线能量分别为$30.29^{+0.68}_{-0.61}$ keV和$29.22^{+0.28}_{-0.27}$ keV。我们将这两个测量结果与Ginga，BeppoSAX和RXTE获得的Cen X-3中CRSF的四个先前测量结果进行比较。我们没有发现CRSF依赖于光度的证据。除了用BeppoSAX进行的一次CRSF测量外，其余的测量结果与CRSF能量在29.5 - 30.0 keV范围内、亮度范围为1.1-5.4 $\times 10^{37}$尔格s $^{-1}$的一致，这与其他几个在相同亮度范围内显示出相当大的CRSF变化的源不同。
2020-11-11 astro-ph.HE
Evidence for Pulsar-like Emission Components in the Broadband ULX Sample
我们提出了一个明亮的超亮X射线源的样本的宽带X射线分析，目的是调查这个人口的光谱相似性，已知的ULX星系，M82 X-2，NGC 7793 P13和NGC 5907 ULX。对NGC 5907 ULX的宽带XMM-Newton +NuSTAR数据集进行了相位分辨分析，发现该源中吸积柱的脉冲发射具有与M82 X-2和NGC 7793 P13相似的光谱形状，这是当光谱与吸积盘模型拟合时在最高能量处观察到的过量发射的原因。然后，我们证明了类似的“硬”过剩被认为是在所有的ULX的宽带样本。最后，对于ULX的吸积体的性质目前是未知的，我们测试是否硬过剩都是由一个吸积柱类似于M82 X-2，NGC 7793 P13和NGC 5907 ULX中存在的一致。脉冲发射的平均形状的基础上，我们发现，在所有情况下，一个类似的吸积柱可以成功地再现观测数据，与假设一致，这ULX样品可能是由中子星吸积占主导地位。与已知的脉冲星ULXs相比，我们对剩余ULXs的光谱拟合表明，来自磁层之外的吸积流的非脉冲发射比与吸积柱相关的分量具有更强的相对贡献。如果这些来源也包含中子星吸积物，这可能有助于解释缺乏检测到的脉动。
2018-03-12 astro-ph.HE
Discovery of the 5 keV cyclotron line followed by three harmonics in SwiftJ1626.6-5156
我们报告了在2021年3月的一次短暂爆发期间用NuSTAR对Be/X射线双星系统SwiftJ1626.6-5156进行的观测，该系统是在MAXI监测器和Spektrum-Roentgen-Gamma（SRG）天文台探测到它之后进行的。我们的宽带X射线光谱的源的分析证实了两个吸收的功能，在能量~9和~17千电子伏以前在文献中报道，并解释为基本回旋共振散射功能（CRSF）和它的第一谐波（基于RXTE数据）的存在。NuSTAR更好的灵敏度和能量分辨率，加上NICER的低能量覆盖范围，使我们能够在~4.9 keV和~13 keV检测到两个额外的吸收样特征。因此，我们得出结论，在SwiftJ1626.6-5156的光谱中总共观察到四条回旋加速线：在~4.9 keV的基本CRSF和三个更高的间隔谐波。这一发现使SwiftJ 1626.6 -5156成为继4U 0115 +63之后的第二颗吸积脉冲星，其光谱具有三条以上的回旋起源线，并意味着该源在所有X射线脉冲星B~ 4 E 11 G中具有最弱的已证实磁场。这一发现使SwiftJ1626.6-5156成为即将到来的X射线偏振测量任务的主要目标之一，涵盖软X射线波段，如IXPE和eXTP。
2021-06-17 astro-ph.HE
Particle-in-cell simulations of electron-positron cyclotron maser forming pulsar radio zebras
本研究通过电子-正电子回旋脉泽的PIC模拟，发现脉冲星射电斑马纹对应单一XZ模，由两个伯恩斯坦模聚合产生，估算的辐射流量可解释蟹状星云脉冲星的相关观测特征。
2024-01-30 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Firm Detection of a Cyclotron Resonance Feature with Suzaku in the X-ray Spectrum of GRO J1008-57 during a Giant Outburst in 2012
我们报告了在2012年11月MAXI气体狭缝相机探测到的一次巨大爆发期间，朱雀硬X射线探测器在Be X射线双星脉冲星GRO J1008-57的X射线光谱中探测到的回旋共振散射特征（CRSF）。朱雀观测是在2012年11月20日进行的，当X射线通量在4-10 keV到达$\sim 0.45$螃蟹时爆发最大，这相当于在5.8 kpc的0.5- 100 keV的$1.1 \times 10^{38}$ erg s $^{-1}$的光度。从0.5 keV到118 keV的宽带X射线谱显示了在$\sim 76$ keV处的显著吸收特征，被认为是基本的CRSF。这明确地再次确认了先前在GRO J1008 $-$ 57中建议的$\sim$ 80 keV光谱特征。隐含的表面磁场，$6.6\times 10^{12}$ G，是最高的二元X射线天体中的CRSF已被检测到。
2014-01-18 astro-ph.HE
Broadband study of the SMC pulsar RX J0032.9-7348 during its X-ray brightening in 2024
利用NuSTAR和NICER观测数据，研究了SMC脉冲星RX J0032.9-7348在2024年X射线增亮期间的宽带计时与光谱特性，发现其7.02秒的脉动周期及双峰脉冲轮廓，并揭示了其光谱参数随转动相位的依赖性。
2025-04-30 astro-ph.HE
Broadband Emission from a Kilonova Ejecta-Pulsar Wind Nebula System: Late-Time X-ray Afterglow Rebrightening of GRB 170817A
本文研究了千诺瓦喷流-脉冲星风星云系统的宽带辐射行为。在这个模型中，我们联合拟合了AT 2017 gfo的紫外-光学-红外波段观测和GRB 170817 A的晚期X射线余辉。我们的工作表明，由GW 170817事件后的残余中子星（NS）提供能量的PWN可以影响AT 2017 gfo的光学瞬变，并使GRB 170817 A的晚期X射线余辉重新增亮。PWN辐射将调节未来X射线观测的趋势，从平坦到急剧下降，直到一些其他来源（例如，kilonova余辉）成为主导。本工作中的中心NS参数的限制范围与以前仅基于AT 2017 gfo观测的工作一致。此外，新的拟合结果表明，NS风是高度磁化的。我们指出，射电和X射线发射从一个kilonova喷出物-PWN系统可能是一个重要的电磁特征的双NS合并时，一个长寿命的残余NS形成。因此，对kilonova喷出物-PWN系统的观测将为推断合并残留物的性质提供重要信息。
2022-03-16 astro-ph.HE
Simultaneous broadband observations and high-resolution X-ray spectroscopy of the transitional millisecond pulsar PSR J1023+0038
本文报道了过渡毫秒脉冲星PSR J 1023 +0038在X射线活动态的首次同时XMM-牛顿、NuSTAR和Swift观测。我们的多波长活动使我们能够以前所未有的细节调查X射线中广泛能量范围内可能的光谱变化，以及不同波段发射之间的相关性和滞后性。软和硬X射线发射显著相关，两个波段之间没有滞后。另一方面，X射线发射与UV发射不相关。我们改进了我们的模型，观察到的模式切换之间的快速过渡弱螺旋桨制度和旋转供电的无线电脉冲星状态，并报告了详细的高分辨率X射线光谱使用所有XMM-牛顿反射光栅光谱仪自2013年以来获得的数据。我们讨论了我们的研究结果的背景下，最近发现的系统和过渡毫秒恒星的最先进的模拟，并显示如何在软X射线光谱中的窄发射线的属性是一致的吸积盘内的起源。
2018-02-13 astro-ph.HE
Long-term evolution of Cyclotron Line energy in an eclipsing pulsar 4U 1538-522
该研究利用 NuSTAR 分析食脉冲星 4U 1538-522，测定其自转趋势、脉冲轮廓变化及 CRSF 能量先升后降、整体线性增加的长期演化。
2023-09-29 astro-ph.HE
Polarisation of Accreting X-ray Pulsars. II. Hercules X-1
我们采用我们的新模型的极化发射吸积X射线的辐射来描述发光的X射线脉冲星武仙座X-1。与以前的工作相比，我们的模型预测的偏振参数独立的光谱形成，并考虑的吸积柱的结构和动力学，以及由于广义相对论和量子电动力学的传播的额外影响。我们发现，我们的模型可以描述所观察到的脉冲分数和脉冲形状的主峰，以及调制的回旋线与相位。我们选择了两种几何形状，假设一个单一的吸积柱或两列在磁极，可以描述当前的脉冲形状和回旋调制相位的观察。这两种模型都预测了高极化分数，在$1-10$ keV范围内介于60和80\%之间，这是相位和能量依赖的，并且峰值与强度处于相同的相位。偏振分数和偏振角的相位和能量依赖性可以帮助辨别不同的几何形状。
2020-09-01 astro-ph.HE
NuSTAR observations and broadband spectral energy distribution modeling of the millisecond pulsar binary PSR J1023+0038
利用NuSTAR对毫秒脉冲星PSR J1023+0038进行了首次硬X射线（3-79 keV）观测。这个系统已经被证明在低质量X射线双星（LMXB）状态和旋转动力MSP状态之间过渡。NuSTAR观测在LMXB状态和旋转动力状态下进行。在两种状态下都可以清楚地看到源高达~79 keV。在LMXB状态期间，3-79 keV通量比旋转供电状态高约10倍。硬X射线在X射线微弱旋转供电状态下显示出清晰的轨道调制，但在X射线明亮的LMXB状态下没有检测到X射线轨道周期。此外，X射线光谱从旋转供电状态期间的平坦幂律光谱变为LMXB状态中的陡峭幂律光谱。我们认为，硬X射线是由于脉冲星风和低质量伴星注入的物质之间的相互作用产生的双星内激波。在旋转供电的MSP状态下，X射线轨道调制是由于冲击脉冲星风的多普勒增强。在LMXB状态下，脉冲星的γ射线照射导致吸积盘蒸发的物质几乎停止了所有脉冲星风，导致X射线轨道调制消失。
2014-10-16 astro-ph.HE
Study of the X-ray Pulsar XTE J1946+274 with NuSTAR
我们提出了我们对瞬态X射线脉冲星XTE J1946+274发射的光谱和时序分析结果，这些分析基于NuSTAR和Swift/XRT在2018年6月明亮爆发期间在0.3-79 keV的宽能量范围内同时进行的观测。我们的光谱分析证实了在能量$\sim38$ keV的回旋吸收线的存在下，在平均和相位分辨光谱的源。相位分辨光谱学还允许研究光谱参数随中子星旋转相位的变化，其周期为$\simeq15.755$ s。回旋线的能量显着变化（从$\simeq34$到$\simeq39$千电子伏）的脉冲的规模，与线宽和光学深度也表现出可变性。观测到的回旋加速线参数的行为可以解释的反射模型的排放量从一个小的吸积柱（源的光度在其观测时间是$\sim 3 \times 10^{37}$ erg s $^{-1}$）关闭的中子星表面。已经发现，铁线的等效宽度也随脉冲相位显著变化。脉冲和等效宽度轮廓之间的时间延迟可以用中子星辐射从外部吸积盘区域的反射来解释。
2021-10-11 astro-ph.HE
