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
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
Discovery of a pulse-phase-transient cyclotron line in the X-ray pulsar GROJ2058+42
本文报道了瞬变X射线脉冲星GROJ 2058 +42的X射线谱中吸收特征的发现。在2019年春季源II型爆发期间进行的两次NuSTAR观测中，在$\sim10$，$\sim20$和$\sim30$ keV附近检测到这些特征。最有趣的特性是，这些能量附近的光子赤字仅在脉冲星自旋周期的10%左右的窄相位间隔内记录。我们解释这些吸收线作为回旋共振散射线（基本）和两个高次谐波。测得的能量使我们能够估计中子星的磁场强度为$\sim10^{12}$ G。
2019-09-19 astro-ph.HE
Suzaku view of Be/X-ray binary pulsar GX 304-1 during Type I X-ray outbursts
利用朱雀星2010年8月和2012年1月的两次X射线爆发观测数据，研究了Be/X射线双星脉冲星GX 304-1的时间和光谱特性。在两次观测的光变曲线中都清楚地检测到了~275 s的脉动。脉冲轮廓被发现是强烈的能量依赖性。在2010年的观测中，发现在软X射线（$\leq$ 10 keV）脉冲轮廓中观察到的显著下降在较高能量下不存在。然而，在2012年的观测中，由于存在几个下降，脉冲轮廓很复杂。在高能量（$>$ 35 keV）下检测到脉冲轮廓形状的显著变化。当比较低于和高于$\sim$ 35 keV的脉冲轮廓中的主下降相位时，检测到$\sim$ 0.3的相移。脉冲星的宽带能谱可用部分吸收的负、正幂律指数截止（NPEX）模型描述，模型具有6.4keV铁谱线和回旋吸收特征。在2010年和2012年的观测中，回旋吸收线的能量分别为$\sim$ 53和50 keV，表明对源光度的边际正依赖性。基于从相位分辨光谱学获得的结果，脉冲轮廓中的吸收骤降可以被解释为由于在相同相位处存在附加物质。从X射线谱线回旋吸收线的理论模型出发，讨论了观测到的回旋线能量与光度的正相关性以及回旋参数的显著脉冲相位变化。
2016-01-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Discovery of a cyclotron absorption line in the transient X-ray pulsar XTE J1829-098
我们使用NuSTAR天文台在2018年8月爆发期间获得的数据报告了X射线脉冲星XTE J1829-098的光谱和时序分析结果。在源光谱中，在能量为$E_{cyc}\simeq 15$ keV处检测到强吸收特征。这一特征被解释为对应于中子星表面$B\simeq1.7\times10^{12}$ G磁场强度的回旋共振散射线。脉冲相位分辨光谱表明，回旋线是显着检测在所有阶段的脉冲和它的能量和其他参数是可变的脉冲周期。源发射的时序分析显示出周期为$P = 7.84480(2)$ s的强脉动。脉冲分数随能量而变化，包括其在回旋加速器线附近的局部增加。使用RXTE天文台的档案数据，XTE J1829-098光谱中回旋加速器线的存在被独立证实。
2018-09-04 astro-ph.HE
X-ray pulsar XTE J1858+034: discovery of the cyclotron line and the revised optical identification
我们根据NuSTAR天文台在2019年爆发期间获得的数据，对研究不足的X射线脉冲星XTE J1858+034进行了详细调查。的频谱分析导致在发现的回旋吸收功能的源光谱在~48千电子伏的脉冲相位平均和解决的光谱。使用NuSTAR和钱德拉天文台对源进行精确的X射线定位，使我们能够准确地确定X射线源的位置，并确定脉冲星的光学伴星。对应性质的分析表明，该系统可能是一个共生的双星主机X射线脉冲星和晚型伴星的K-M类，而不是像以前建议的Be X射线双星。
2021-01-18 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
NICER detection of a new candidate cyclotron line in the bursting X-ray pulsar GRO J1744-28
College of Physics, Hebei Normal University（河北师范大学物理学院）；Institut für Astronomie und Astrophysik, Universität Tübingen（蒂宾根大学天文与天体物理研究所）；School of Physics, Nankai University（南开大学物理学院）；School of Physics and Astronomy, Sun Yat-Sen University（中山大学物理学院）；KeyLaboratory of Time and Frequency Primary Standards, Chinese Academy of Sciences（中国科学院时间频率基准重点实验室）；Key Laboratory of Particle Astrophysics, Institute of High Energy Physics, Chinese Academy of Sciences（中国科学院高能物理研究所粒子天体物理重点实验室）
利用NICER观测数据，在2021年爆发的GRO J1744-28中探测到约2 keV的候选回旋吸收特征，对应磁场约1.8×10^11 G，并确认了约5 keV的回旋线。
2026-06-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Discovery of Two Cyclotron Resonance Scattering Features in X-ray Pulsar Cen X-3 by Insight-HXMT
本研究利用Insight-HXMT对X射线脉冲星Cen X-3的观测，首次在该源中同时探测到能量约28keV的基态与约47keV的谐波回旋共振散射特征，且相位分辨分析显示两线质心能量比稳定在1.6-1.7，为中子星磁场研究提供了新观测约束。
2023-04-26 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
Broadband Observations of the Be/X-ray Binary Pulsar RX J0440.9+4431: Discovery of a Cyclotron Absorption Line
我们报告的分析结果与INTEGRAL，雨燕和RXTE天文台在2010年4月和9月爆发的X射线脉冲星RX J0440.9+4431获得的数据。首次研究了该脉冲星在宽能量带（0.6-120 keV）的时间和光谱特性。我们在源光谱中发现了一个~32 keV的回旋共振散射特征，这使我们能够估计中子星的磁场强度为B~3.2 x 10^12 G。通过对源噪声功率谱的综合分析，证实了对磁场强度的估计。根据I型爆发之间的重现时间，双星系统的轨道周期可以估计为~155天。我们已经表明，脉冲轮廓有一个正弦波状的单峰形状，几乎没有依赖于源的光度或能带。
2012-01-03 astro-ph.HE
NuSTAR observations of the supergiant X-ray pulsar IGR J18027-2016: accretion from the stellar wind and possible cyclotron absorption line
我们报告了NuSTAR天文台对吸收超巨星系统IGRJ 18027 -2016进行的第一次聚焦硬X射线视图。清楚地检测到脉冲的周期为$P_{spin}=139.866(1)$ s，脉冲分数约为50-60%，能量从3到80 keV。该源在十几年的时间尺度上表现出近似恒定的X射线光度，平均自旋下降速率为$dP/dt\simeq6\times10^{-10}$ s/s。脉冲星的这种行为可以用沉降区的风吸积模型来解释。在能量超过10 keV的详细光谱分析进行了第一次，并揭示了一个可能的回旋吸收功能的能量约23 keV。这种能量对应于中子星表面的磁场$B\simeq3\times10^{12}$ G，这是X射线中子星的典型特征。
2016-12-27 astro-ph.HE
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 the cyclotron absorption line and evidence of the spectral transition in SMC X-2 during 2022 giant outburst
我们使用2015年和2022年爆发期间的X射线观测报告了Be/X射线双星脉冲星SMC X-2的全面光谱和时间特性。脉冲星的脉冲轮廓是独特的，强烈的光度依赖。在亮度3 $\times$ 10 $^{38}$ ergs $^{-1}$以上，它从一个宽峰型演变成一个双峰型。脉冲星的脉冲分数被发现是光度以及能量的线性函数。我们还研究了在最近的2022年爆发与NICER源的光谱演化。所观察到的光子指数显示出负的和正的相关性低于和高于临界光度，分别表明从亚临界到超临界制度的光谱过渡的证据。两次爆发的四组NuSTAR和XRT/NICER数据的宽带光谱可以使用具有黑体分量的截止幂律模型来描述。除了6.4 keV的铁荧光线，吸收样的功能，清楚地检测到的光谱。在2015年爆发期间观察到的回旋加速器线能量低于29.5 keV，但2022年爆发的最新估计值为31.5 keV。此外，增加了3.4千电子伏的回旋加速器线能量检测到在2022年相对于2015年观察到的亮度相同的水平。从吸积屏蔽机制或线形成区几何变化的角度探讨了观测到的回旋线能量变化。
2023-03-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
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。
2026-11-11 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
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
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
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
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
Cyclotron resonant interactions in cosmic particle accelerators
综述了空间等离子体中回旋共振相互作用的研究进展。在给出一个简单的配方的测试粒子的方法，共振相互作用的说明性例子。结果表明，对于斜向传播的哨声波，不仅有基波回旋共振，还有渡越时间共振、反常回旋共振、高次谐波回旋共振，甚至亚谐波共振。本文还评述了回旋共振相互作用的几个新课题，如激波中的电子注入、太阳风重离子的回旋共振加热和相对论修正。
2012-11-12 astro-ph.EP astro-ph.HE physics.plasm-ph
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
Cyclotron Resonance in Strongly Magnetized Plasmas and Gamma Ray Burst
基于集体等离子体脉泽不稳定性，提出了强磁化等离子体中γ射线和硬x射线爆发的一种可能的设想。与此情景相关的物理参数进行了估计。这种方案的吸引力的特点，在传统的回旋辐射理论进行了讨论。
2012-11-03 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Outburst of GX 304-1 monitored with INTEGRAL: positive correlation between the cyclotron line energy and flux
许多吸积星系的X射线光谱表现出显着的变化作为流量的函数，从而质量吸积率。在某些这样的回旋加速器中，表征X射线发射点处磁场强度的回旋加速器线的质心能量被发现随通量系统地变化。GX 304-1是最近建立的回旋加速器线源，线能量约为50 keV。自2009年以来，脉冲星显示出定期爆发，峰值流量超过一个蟹状星云。我们分析了2012年1月至2月爆发期间的源的积分观测。观测几乎涵盖了整个爆发，使我们能够测量源的宽带X射线光谱在不同的通量水平。我们报告的光谱参数与光度的变化，并专注于在回旋线的变化。谱线的质心能量与亮度成正相关。我们解释这一结果作为一个表现的地方亚爱丁顿（亚临界）吸积制度的来源。
2012-05-24 astro-ph.GA 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
Generation of nanoflares in the Crab pulsar
研究了脉冲星磁层等离子体对中漂移波的动力学。结果表明，漂移波与等离子体粒子的非线性导致小尺度结构的形成。我们表明，回旋不稳定性发展在这些非线性结构可以负责形成的nanoshots发现的蟹状星云脉冲星的无线电发射。
2017-12-13 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
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
Broadening of Cyclotron Resonance Conditions in the Relativistic Interaction of an Intense Laser with Overdense Plasmas
研究了强磁场作用下稠密等离子体与强激光的相互作用。当环境磁场的回旋频率高于激光频率时，激光的电磁场被转换为沿着场线传播的哨声模式。由于哨声波的性质，激光穿透到没有截止密度的稠密等离子体中，通过回旋共振产生超热电子。结果表明，由于激光场加速的相对论电子的存在，在较宽的外场条件下，回旋共振吸收有效地发生。共振的环境场的上限与相对论激光强度的平方根成比例地增加。大振幅哨声波的传播可以提高等离子体加热和致密等离子体深处粒子加速的可能性。
2017-09-29 astro-ph.HE physics.plasm-ph
