The giant outburst of 4U 0115+634 in 2011 with Suzaku and RXTE
本文分析了2011年7月朱雀星和RXTE观测到的高质量X射线双星4U 0115+634的X射线谱，该双星处于一次巨大的X射线爆发的衰落阶段。我们使用了一个连续模型，包括一个吸收的截止幂律和一个特设的高斯发射功能中心约8.5千电子伏，我们讨论是由于回旋发射。我们的研究结果是一致的基本回旋吸收线为中心的${\sim}10.2$ keV的所有观测到的通量范围。在同一时间，我们排除了显着的影响8.5千电子伏高斯的CRSF参数，这是不一致的回旋加速器线能量和深度先前报道的通量依赖的描述。我们还表明，一些连续模型可以导致人工线状残差在分析的光谱，然后被误解为非物理强回旋线。具体来说，我们的研究结果不支持先前声称的额外回旋加速器功能在${\sim}15$千电子伏的存在。除了这些功能，我们发现了第一次的证据，在${\sim}6.7$ keV和弱H类Fe XXVI发射接近${\sim}7.0$ keV的Fe XXV发射线。
2019-12-13 astro-ph.HE
Evidence for an Evolving Cyclotron Line Energy in 4U 1538-522
我们已经进行了一个完整的时间和亮度分辨光谱分析的高质量的X射线二进制4U 1538-522使用现有的RXTE，INTEGRAL和朱雀数据，检查相位平均和脉冲相位约束的数据集，并专注于回旋共振散射功能（CRSF）的行为。在组合数据集中没有观察到CRSF的能量和光度之间的统计学显著趋势。然而，CRSF能量似乎在RXTE和朱雀测量之间的约8.5年内增加了约1.5 keV，蒙特卡罗模拟发现朱雀测量比RXTE点高4.6 $σ$。有趣的是，朱雀CRSF能量的增加在主脉冲峰值的脉冲相位约束光谱中更为显著和稳健，这表明变化仅限于单个磁极。7年的RXTE测量本身并没有显示出任何强烈的显着变化。我们讨论的意义CRSF的行为相对于光度和时间的背景下，这个源的历史观测以及最近的观测和理论工作有关的中子星吸积柱，并提出一些机制，观察到的变化随时间的推移可能发生。
2016-03-07 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
Timing and broad band spectroscopy of 1A 1118-61 with Suzaku
本文利用朱雀星观测资料对2009年1月爆发期间观测到的瞬变Be X射线脉冲双星1A 1118-61进行了定时和宽带脉冲相位分辨光谱分析。朱雀观测了两次，一次在爆发的高峰期，一次在13天后的下降阶段。两次观测的脉冲轮廓都表现出强烈的能量依赖性，在低能量有几个峰，在10 keV以上有一个单峰。一个弱的，窄的峰值检测到的脉冲轮廓从两个观察的能量带低于3千电子伏的主倾角，表明存在的相位相关的软过剩的源连续。脉冲星的宽带能谱可以用部分覆盖截断的幂律模型和窄的铁荧光谱线进行很好的拟合。我们还检测到一个广泛的回旋特征在~50千电子伏，从这两个观测，这是一个功能常见的吸积供电的高磁场强度的恒星。脉冲相位分辨光谱分析显示部分覆盖分量的吸收柱密度的增加，以及在脉冲轮廓的倾角处的覆盖分数的变化，这自然解释了相同的能量依赖性。的回旋加速器线参数也显示出显着的变化与脉冲相位的回旋加速器线能量的变化和深度的变化的3倍~ 10 keV。这可以解释为在不同脉冲相位下偶极场的不同视角的效应，或者更复杂的潜在磁场几何形状
2011-11-14 astro-ph.HE
Soft and Hard X-Ray Emissions from the Anomalous X-ray Pulsar 4U 0142+61 Observed with Suzaku
2007年8月15日，朱雀号对异常X射线脉冲星4U 0142+61进行了观测，净曝光量为-100 ks，在0.4至~70 keV的能量带内被探测到。固有脉冲周期确定为8.68878 \pm 0.00005 s，与以前测量的外推法一致。宽带朱雀光谱使得第一次通过一颗卫星同时精确测量该物体的软硬成分成为可能。前者可以用两个黑体来再现，或者用共振回旋散射模型稍微好一点。当用共振回旋散射模型表示软分量时，硬分量可以用光子指数为Γh ~0.9的幂律近似，其高能截止被限制为>180 keV。假设在3.6 kpc的距离处的各向同性发射，软和硬分量的未吸收的1-10 keV和10-70 keV的亮度分别计算为2.8e+35 erg s^{-1}和6.8e+34 erg s^{-1}。它们的总和大约是估计的自旋下降光度的10^3倍。在30 ks的时间尺度上，硬组分表现出变化的证据，无论是在其正常化或脉冲形状。
2011-02-07 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
4U 1626-67 as seen by Suzaku before and after the 2008 torque reversal
目标。吸积动力脉冲星4U 1626-67在经历了大约18年的稳定旋转后，于2008年初经历了一次新的扭矩逆转。目前的工作的主要目标是研究最近的扭矩反转发生在2008年2月。方法.我们提出了一个光谱分析这个源使用两个点观测朱雀在2006年3月和2010年9月。结果我们与朱雀确认了一个强的发射线复合物的存在，以1 keV为中心，最强的线是1.025（3）keV的类氢Ne Ly-alpha。我们能够用多达七条发射谱线解析这个复合体。在2008年扭矩反转之后，Ne Ly-alpha线的强度急剧增加，这条线的等效宽度几乎达到了ASCA在1993年测量的值。我们还报告检测的回旋加速器线功能为中心的~37千电子伏。尽管在这两次观测之间X射线亮度（0.5-100 keV）增加了约2.8倍，但没有观察到回旋加速器线特征的能量发生显著变化。然而，1千电子伏线复合物的强度增加了约8的整体因素。结论.我们的研究结果有利于一个场景中的中子星在4U 1626-67吸积材料从一个几何薄盘在自旋和自旋下降阶段。
2012-09-06 astro-ph.HE
Confirmation of a High Magnetic Field in GRO J1008-57
GRO J1008 $-$ 57是一个高质量X射线双星，有几个声称在80 keV附近有回旋共振散射特征的报道。我们使用NuSTAR，朱雀，和雨燕数据从其巨大的爆发2012年11月，以确认存在的80千电子伏的功能，并执行最敏感的搜索迄今为止的回旋散射功能在较低的能量。我们在NuSTAR和Suzaku数据中发现了78 $^{+3}_{-2}$ keV线的证据，具有$> 4σ$显著性，证实了Yamamoto等人（2014）单独使用Suzaku的检测结果。搜索的时间积分和相位分辨的数据排除了一个基本的在较低的能量与光学深度大于5%的78千电子伏线。这些结果表明，GRO J1008 $-$ 57具有$6.7\times10^{12} (1+z)$ G的磁场，是已知吸积星中最高的。
2014-03-20 astro-ph.HE
Understanding the nature of the intriguing source X Persei: A deep look with a Suzaku observation
我们提出了详细的宽带定时和光谱分析的持久性，低光度和缓慢旋转的脉冲星X英仙座深朱雀观测源。光谱异常坚硬，具有回旋共振散射特征（CRSF），其存在一直存在争议。通过比较与吸积供能星有关的谱模型，我们得到了迄今为止对英仙座X星宽带谱模型的最佳约束。CRSF在平均光谱中未得到证实。我们还确定了不同的强度水平的存在下，在脉冲轮廓和能量谱的变化，表明吸积几何形状的变化的源。我们进一步发现了在$\sim$ 40 keV处最高强度水平的CRSF的证据，表明磁场强度为3.4 $\times10^{12}$ G。
2017-05-22 astro-ph.HE
Matched-filtering Line Search Methods Applied to Suzaku Data
发射和吸收线的详细搜索和评估其上限进行朱雀数据。该方法利用匹配滤波的方法，以最大限度地提高信噪比为一个给定的能量分辨率，这可以适用于许多类型的线搜索。我们首先将其应用到已知的活动星系核谱中，发现我们的结果在~3σ水平上与以前的研究结果一致。我们继续寻找两个明亮的磁星4U 0142+61和1 RXS J1708-4009的发射和吸收特性，应用过滤方法朱雀数据。我们发现，即使使用长朱雀观测并将其光谱划分为自旋相位，也没有任何来源显示出任何显着的线特征。发射/吸收线的等效宽度的上限被限制为在约IkeV处为几eV，并且在约IOkeV处为几百eV。这加强了以前的报告，持续明亮的磁星在软X射线中不显示质子回旋吸收特征，即使它们存在，它们也会比X射线CCD的检测限更宽或更弱。
2016-09-20 astro-ph.HE
Suzaku observations of the HMXB 1A 1118-61
我们提出了宽带分析的Be/X射线瞬变1A 1118-61朱雀在其第三次观测到的爆发在2009年1月的峰值和2周后，源通量衰减了一个数量级。用\texttt{cutoffpl}模型和compTT模型对连续体进行建模，两种情况都需要在较低能量下的额外黑体分量。我们确认检测的回旋线在~5 keV，并讨论了在~110 keV的第一谐波的可能性。脉冲轮廓的比较表明，在较低的能量，在吸积几何形状的可能变化的指示的轮廓结构的变化。相位分辨光谱的爆发数据显示在整个脉冲周期的连续变化。CRSF质心能量的降低也表明吸积柱上的视角在整个脉冲周期内都在变化。
2011-03-07 astro-ph.HE
A double-peaked outburst of A 0535+26 observed with INTEGRAL, RXTE, and Suzaku
Be/X射线双星A 0535+26在2009年8月表现出一次正常（I型）爆发。这是一系列与近星点有关的正常爆发中的第四次，但由于呈现双峰光变曲线而不寻常。这两个峰在15-50 keV范围内达到~450 mCrab的通量。我们提出的时间和光谱分析的INTEGRAL，RXTE，朱雀观测的爆发的结果。研究了爆发过程中的能量依赖脉冲波形及其演化。没有观察到与其他正常爆发的显着差异。基回旋加速线的质心能量在爆发过程中没有明显的变化。随着光度的增加，观察到光谱硬化。我们的结论是，源是在次临界政权的增生。我们讨论了双峰爆发的可能解释。
2013-01-21 astro-ph.HE
Peculiar outburst of A 0535+26 observed with INTEGRAL, RXTE and Suzaku
Be/X射线双星系统A0535+26在2009年8月发生了一次正常的爆发。这是发生在源的近星点附近的一系列正常爆发中的第四次，但由于在较早的轨道阶段开始并呈现出特殊的双峰光变曲线而不寻常。第一次“耀斑”（从MJD 55043开始持续约9天）达到440 mCrab的通量。然后流量下降到小于220 mCrab，并再次增加，在MJD 55057的近星点周围达到440 mCrab。利用INTEGRAL、RXTE和朱雀进行了机会目标观测。这些观测的第一个结果，特别强调的回旋线存在于X射线光谱的源，以及在脉冲周期和能量依赖的脉冲轮廓的源。
2010-03-15 astro-ph.HE
Probing the Cyclotron line characteristics of 4U 1538-522 using AstroSat-LAXPC
我们报告的第一份报告回旋线的研究与LAXPC仪器机载AstroSat的高质量X射线双星脉冲星4U 1538-52。在对源进行为期一天、净曝光量为50 ks的观测过程中，源的X射线通量保持恒定。脉冲波形在低能区为双峰，在高能区为单峰，跃迁发生在源的回旋线能量附近。在$\sim$ 22 keV处检测到了相位平均谱中非常显著的回旋散射特征。这是该震源中信噪比最高的CRSF探测方法之一。我们进行了详细的脉冲相位分辨光谱分析与10个独立的相位箱。我们报告的连续谱和CRSF参数的脉冲相位分辨光谱的结果。的回旋加速器线参数显示脉冲相位依赖于整个阶段的CRSF能量变化为$\sim$ 13%，这是在协议与以前的研究。我们还证实了在1996-2004年（RXTE）和2012年（朱雀）观测之间观察到的CRSF质心能量的增加，加强了这种增加是一种长期变化。
2018-12-17 astro-ph.HE
A Suzaku View of Accretion Powered X-ray Pulsar GX 1+4
本文介绍了朱雀星对吸积动力X射线脉冲星GX 1+4的观测结果。宽带连续谱的脉冲星被发现是更好地描述了一个简单的模型组成的黑体组件和指数截止幂律比以前使用的compTT连续模型。虽然脉冲轮廓在软X射线（$<$ 10 keV）中有一个急剧的下降，相位分辨光谱证实，调光不是由于光电吸收的增加。相位切片光谱分析表明，除了浸渍阶段的存在下，超过10千电子伏的显着的光谱调制。在朱雀光谱中寻找回旋共振散射特征的存在产生了否定的结果。铁K壳层（K $_α$和K $_β$）发射线从近中性铁离子（$<$ Fe III）中被清楚地检测到。在该源中首次检测到了来自几乎中性的Ni原子的显著的K $_α$发射线。我们估算了$\sim$的铁丰度为太阳值的80%，Ni/Fe丰度比约为太阳值的2倍。我们搜索了铁Ly $_α$发射线，发现通过包含该线在光谱拟合中有显著改善。
2017-10-16 astro-ph.HE
A Comprehensive Spectral Analysis of the X-Ray Pulsar 4U 1907+09 from Two Observations with the Suzaku X-Ray Observatory
本文介绍了朱雀天文台对风吸积X射线脉冲星4U 1907+09的两次观测结果。宽带时间平均光谱允许我们检查的连续辐射源和回旋共振散射功能在~19 keV。此外，使用朱雀近6千电子伏的窄CCD响应，使我们能够详细研究的铁K带通和量化的铁K β线为这个来源的第一次。源被视线上完全覆盖的物质吸收，其柱密度为NH ~ 2 e22/cm ^2，符合风吸积几何学，并且具有高Fe丰度（~3-4 x太阳）。时间和相位分辨分析使我们能够研究源谱的变化。特别是，在2006年的观测发现，这是与早期的观测一致的下降发生在硬X射线带通，这意味着整个连续的变化，而不是掩星的干预材料，而在2007年的观测结束附近的下降主要发生在较低的能量，这意味着增加NH沿视线，也许表明在恒星风的块状。
2009-12-15 astro-ph.HE
The First NuSTAR Observation of 4U 1538-522: Updated Orbital Ephemeris and A Strengthened Case for an Evolving Cyclotron Line Energy
我们对高质量X射线双星4U 1538-522的首次NuSTAR观测进行了全面的光谱和时序分析。观测范围包括源的X射线食，加上食的入口和出口。我们使用新的测量日食中期的时间来更新系统的轨道参数，并找到边缘显着的演变，在轨道周期，与$\dot{P}_{\rm orb}/P_{\rm orb} = \left(-0.95 \pm 0.37\right) \times 10^{-6}$年$^{-1}$。回旋加速器线能量比1997- 2003年的RXTE测量值高出约1.2 keV，与朱雀在2012年观察到的能量增加一致，并加强了4U 1538-522的CRSF长期演化的情况。我们还描述了铁的荧光和发射线和视线吸收的行为，作为源移动到日食和日食。
2019-01-30 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
Suzaku View of the Neutron Star in the Dipping Source 4U 1822$-$37
朱雀公司于2006年10月20日观测到4U 1822 $-$ 37倾斜X射线源，净曝光量为37 ks。用XIS以5.5 $\times10^{-10}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$的1-10 keV通量检测源，并用HXD（HXD-PIN）以8.9 $\times10^{-10}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$的10-50 keV通量检测源。用HXD-PIN测得的重心周期为0.592437 s，其变化率为$-2.43\times$ 10 $^{-12}$ s $^{-1}$。发现~ 4U 1822-37的1-50 keV能谱与Her X-1在斜率、截止线和铁谱线方面非常相似。三铁线（铁K $α$，铁XXV，和铁XXVI）被检测到，在1-50千电子伏的连续，这是由NPEX模型加上软黑体描述的顶部。此外，在能量为33 $\pm$ 2 keV，深度为0.4 $^{+0.6}_{-0.3}$的情况下，显著检测到回旋共振散射特征（$>99\%$置信度）。因此，该源中的中子星具有2.8 $\times10^{12}$ G的强磁场。进一步假设源具有几倍于10 $^{37}$ erg s $^{-1}$的相对高的本征光度，则其光谱和定时特性得到一致的解释。
2013-11-19 astro-ph.HE
Explaining the asymmetric line profile in Cepheus X-4 with spectral variation across pulse phase
高质量X射线双星Cep X-4在其2014年爆发期间，在其硬X射线光谱中显示出不对称回旋线的证据。2014年的光谱提供了所有研究的具有回旋共振散射特征（CRSF）的源中最明显的不对称线轮廓案例之一。我们提出了一个相分辨的分析NuSTAR和朱雀的数据在高峰期，并在下降阶段的这次爆发。我们发现，脉冲相分辨光谱是很好的拟合由一个单一的，对称的回旋特征。拟合参数随脉冲相位变化很大：最显著的是回旋特征的中心能量和深度、幂律分量的斜率和吸收柱密度。我们合成了一个相位平均频谱使用最适合的参数为这些单独的脉冲相位，并发现，这种组合模型频谱具有类似的不对称性中发现的相位平均数据中的回旋特征。我们的结论是，脉冲相位分辨分析与简单的对称线轮廓相结合时，可以解释检测到的相位平均数据的不对称性。
2018-10-17 astro-ph.HE
A possible cyclotron resonance scattering feature near 0.7 keV in X1822-371
我们分析了XMM-牛顿，钱德拉，朱雀和INTEGRAL卫星对X1822-371的所有可用X射线观测。观察不是同时进行的。Suzaku和INTEGRAL宽带能量覆盖范围使我们能够很好地约束连续发射的光谱形状。我们使用的模型已经提出了这个源，由一个Comptonised组件吸收的星际物质和部分吸收的本地中性物质，我们添加了一个高斯吸收功能在$\sim 0.7$千电子伏。这一增加显著改善了拟合，并将残差在0.6和0.8 keV之间进行了调整。我们解释吸收的高斯特征作为一个回旋共振散射功能（CRSF）产生的中子星表面附近，并推导出在中子星表面的磁场强度，$(8.8 \pm 0.3) \times 10^{10}$ G为半径为10公里。我们推导出EPIC-pn数据中的脉冲周期为0.5928850（6）s，并使用所有可用的脉冲周期测量值估计X1822-371的自旋周期导数为$(-2.55 \pm 0.03) \times 10^{-12}$ s/s。假设X 1822 - 371的内禀光度处于爱丁顿极限，利用源的自旋周期和自旋周期导数值，我们约束了中子星和伴星的质量。我们发现中子星和伴星的质量分别为$1.69 \pm 0.13$ M $_{\odot}$和$0.46 \pm 0.02$ M $_{\odot}$，中子星半径为10 km。在自洽的情况下，X1822-371是自旋和在爱丁顿极限吸积，…
2015-03-17 astro-ph.HE
Short-Term Variability of X-rays from Accreting Neutron Star Vela X-1: I. Suzaku Observations
利用{ \it Suzaku} 100 ks曝光量观测，分析了船帆座X-1（最亮的风馈吸积中子星）在2 ks短时间尺度上的宽波段X射线谱的时变。在观测过程中，该物体表现出强烈的变化，包括几次耀斑和所谓的“低态”，其中X射线光度降低了一个数量级。虽然光谱硬度随着X射线光度的增加而增加，但大多数记录的耀斑并没有显示出任何显著的星周吸收变化。然而，在一次短暂的耀斑出现之前，就有大量吸收的迹象，显示出显着的光谱硬化。在低状态下，流量水平调制脉冲星的自旋周期，表明即使在这种状态下的吸积流达到接近的中子星。从现象学上讲，宽带X-射线光谱，这是集成在整个自旋阶段，很好地代表了“NPEX”功能（负和正的幂律与指数截止由一个共同的折叠能量的组合）与回旋共振散射功能在50千电子伏。拟合的数据使我们能够推断光子指数和X射线光度之间的相关性。最后，星周吸收在轨道相位间隔0.25- 0.3内逐渐增大，这可以解释为致密天体在超音速星风中运动产生的弓形激波的影响。
2013-04-22 astro-ph.HE
Evidence for a resonant cyclotron line in IGR J16493-4348 from the Swift-BAT hard X-ray survey
共振吸收回旋特征是直接测量吸积中子星磁场强度的关键诊断工具。然而，回旋特征的典型值位于20 keV和50 keV之间的光谱的高能量部分，其中检测经常被来自单点观测的低统计数据所抑制。我们表明，长期的监测活动进行持续的，但微弱的，吸积高质量的X射线二进制的斯威夫特-BAT能够揭示在他们的光谱回旋特征的存在。我们从对高质量X射线源IGR J16493-4348进行的长达54个月的Swift-BAT调查中提取了平均Swift-BAT 15-150 keV光谱。为了限制宽带谱，我们使用来自Swift-XRT和朱雀点观测的软X射线谱。我们用一套描述吸积高质量X射线双星能谱的唯象模型来模拟能谱;无论我们使用哪种模型，我们都发现谱拟合有显着改进，为模型增加了广泛的（10 keV宽度）吸收特征，最佳拟合能量估计值在30和33 keV之间，我们认为这是共振回旋吸收特征的证据。我们还讨论了与使用Swift-BAT进行此类研究相关的工具问题，以及衡量这种检测置信水平的统计方法。修正了1.4 M $_{\sun}$中子星的引力红移后，推断出的表面磁场为Bsurf 3.7 x 10^{12}高斯。IGR J16493-4348的光谱参数符合经验的相关性时，观察到的高质量双星与检测到的回旋特征的整个样本被认为是。
2012-08-01 astro-ph.HE
Variations in the Cyclotron Resonant Scattering Features during 2011 outburst of 4U 0115+63
利用朱雀、RXTE、雨燕和INTEGRAL卫星的观测资料，研究了2011年高质量X射线双星4U 0115+63爆发期间回旋共振散射特征（CRSF）的变化。低能量覆盖的宽带光谱数据使我们能够表征宽带连续谱并检测CRSF。我们发现，宽带连续充分描述的组合的低温（kT ~ 0.8 keV）黑体和高能量截止（Ecut ~ 5.4 keV）的幂律，而不需要在10 keV的广泛的高斯在一些早期的研究中使用。虽然来自伴星的风可以影响低能量（< 3 keV）的中子星的辐射，但黑体分量在我们的连续模型中显示出显著的存在。我们报告的证据可能存在两个独立的CRSF与基本面在~ 11千电子伏和~ 15千电子伏。这两组CRSF可能来自空间上不同的发射区域。我们还发现了线等效宽度变化的证据，11 keV的CRSF减弱和15 keV的线加强，降低光度。最后，我们提出，早期观察到的线能量与光度的反相关的原因可能是由于这两个独立的线集（~ 11 keV和~ 15 keV）作为一个单一的CRSF建模。
2015-08-20 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
Suzaku Observation of Be/X-ray Binary Pulsar EXO 2030+375
在本文中，我们研究了Be/X射线脉冲双星EXO 2030+375的时间和光谱特性，使用$Suzaku$观测2012年5月23日，在一个不太强烈的I型爆发。在X射线光变曲线中，在质心周期为41.2852 s处清楚地检测到脉冲，这表明脉冲星正在旋转。脉冲轮廓被发现是奇特的，例如，不同于从2007年5月14日的早期朱雀观测中获得的脉冲轮廓。在软X射线（0.5-10 keV范围）下的单峰窄轮廓在12-55 keV能量范围内改变为双峰宽轮廓，并且在硬X射线（55-70 keV范围）下再次恢复为平滑的单峰轮廓。脉冲星1.0-100.0 keV的宽带谱可以用三种连续模型来描述：（i）部分覆盖高能截止幂律模型，（ii）部分吸收高能指数衰减幂律模型和（iii）部分覆盖指数正负幂律模型.与早期的朱雀观测不同，在2012年5月爆发期间，脉冲星光谱中只存在6.4 keV的微弱窄铁K_α发射线。在1-100 keV能量范围内未检测到任何类似吸收的特征，这支持了早期朱雀观测中EXO 2030+375不存在回旋共振散射特征的说法。脉冲相位分辨光谱揭示了额外的致密物质的存在下，导致第二个峰的情况下，从软X射线脉冲轮廓。详细的结果在文件中描述。
2014-12-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
The smooth cyclotron line in Her X-1 as seen with NuSTAR
她的X-1是最明亮和研究最好的X射线双星之一，在37 keV附近显示出回旋共振散射特征（CRSF）。这使得它成为核光谱望远镜阵列（NuSTAR）详细研究的理想目标，利用其出色的硬X射线光谱分辨率。我们观察了Her X-1三次，与朱雀合作，在其35天超轨道周期的高通量间隔之一。本文主要研究硬X射线谱的形状和演化。宽带光谱可以用具有高能截止的幂律、铁线和CRSF拟合。我们发现，CRSF有一个非常光滑和对称的形状，在所有的观察和在所有的脉冲相位。我们比较了高斯光学深度分布的线的残差与洛伦兹光学深度分布，并没有发现显着差异，强烈约束非常光滑的形状的线。尽管线能量随脉冲相位的变化很大，但我们发现它的光滑形状并不随相位的变化而变化。此外，我们的数据表明，连续体在三次观测之间只发生了微小的变化。这些变化可以用吸积盘的热日冕中不同数量的汤姆逊散射来解释。平均，亮度校正的CRSF能量低于过去的观测，并遵循长期下降。NuSTAR出色的数据质量提供了迄今为止对CRSF能量的最佳约束。
2013-09-20 astro-ph.HE
Multiple cyclotron line-forming regions in GX 301-2
我们提出了两个观测的高质量X射线双星GX 301-2与NuSTAR，采取在不同的轨道相位和不同的光度。我们发现，连续体是很好地描述了典型的唯象模型，如一个非常强的吸收NPEX模型。然而，对于硬X射线光谱的统计上可接受的描述，我们需要两个回旋共振散射特征（CRSF），一个在~35 keV，另一个在~50 keV。尽管这两个特征非常重叠，但NuSTAR的良好分辨率和灵敏度使我们能够在>=99.9%的显著性下将它们分开。这是第一次在GX 301-2中看到两个CRSF。我们发现CRSF很可能是独立形成的，因为它们的能量不是谐波相关的，如果它是一条单线，与高斯形状的偏差会非常大。我们将我们的结果与档案朱雀数据进行比较，发现我们的模型也很好地拟合了这些数据。我们研究了连续谱的行为以及CRSF参数作为脉冲相位的函数在七个相位仓。我们发现，35 keV的CRSF的能量作为相位的函数平滑地变化，在30-38 keV之间。为了解释这种变化，我们应用一个简单的模型的吸积柱，考虑高度的线形成区域，下落的材料的速度，以及由此产生的相对论效应。我们发现，在这个模型中，所观察到的能量变化可以简单地解释为由于对我们的线形成区域的投影速度和聚束因子的变化。
2018-09-15 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
Hercules X-1: variations of the cyclotron line energy with flux, with phase and with time
她的X-1是研究最深入的吸积X射线双星脉冲星（AXBPs）之一。这在很大程度上是因为它是一颗明亮而持久的X射线脉冲星，显示出最多种类的可观测现象，部分原因是由于观测双星的有利几何结构。她的X-1是双星X射线脉冲星，其中第一个回旋加速器线（或回旋共振散射特征- CRSF）在1975年被发现。从那时起，我们已经尽可能经常地使用覆盖高能X射线范围的X射线卫星来观测源和40 keV左右的CRSF。扩展的贡献来自罗西X射线定时探测器（RXTE），{INTEGRAL，朱雀和斯威夫特。最新的贡献是NuStar上的高能成像望远镜，其质量达到了新的水平。我们已经发现，CRSF是可变的流量，与相位（脉动和岁差相位）和时间。脉冲相位平均的CRSF质心能量Ecyc的历史演变，因为它的发现的特点是由一个初始值约35 keV，一个突然的跳跃向上超过~40$ keV之间的1990年和1994年和一个明显的长期衰减之后。然而，这种衰减大部分是由于人为因素造成的，即Ecyc和2007年发现的X射线光度Lx之间的相关性，相当于能量变化约7%，光度变化为2倍。然而，在自2007年以来的观测中，我们现在发现了一个统计上显著的趋势，即回旋加速器线能量的真实长期下降。此外，我们还讨论了最近的脉冲相位谱的结果和证据的怀疑变化Ecyc与相位的35 d岁差周期（这是观察到的X射线通量的调制和系统的变化，在形状的1.24 s脉冲轮廓…
2013-03-14 astro-ph.HE
Broadband spectroscopy of the eclipsing high mass X-ray binary 4U 1700-37 with Suzaku
利用2006年9月13-14日朱雀星的观测数据，对高质量X射线双星4U 1700-37进行了宽带光谱测量，测量范围为0.29-0.72轨道相位。光变曲线表明，在整个观测过程中，源通量的变化显著而迅速。我们在光变曲线中没有发现任何脉动的信号。然而，在源的功率密度谱中检测到~20 mHz的准周期振荡。1-70 keV的光谱与各种连续模型拟合。然而，我们发现部分吸收高能截止幂律模型和指数截止正负幂律（NPEX）模型能很好地描述源谱。在源光谱中检测到6.4 keV和7.1 keV的铁发射线。当用NPEX模型拟合数据时，在残差中检测到~39 keV处的吸收样特征。考虑到该中子星具有回旋吸收线的特征，估算出该中子星的表面磁场约为3.4 × 10^12高斯。为了了解源通量快速变化的原因，通过将观测分为20个窄段来进行时间分辨光谱学。从时间分辨光谱得到的结果被解释为吸积的不均匀分布的物质在恒星风的超巨星伴星的观测流量变化的原因在4U 1700-37。在~0.63轨道相位之后，柱密度的急剧增加表明吸积尾流的存在，吸积尾流阻挡了连续谱并产生了类似日食的低通量段。
2015-01-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Revisiting the Suzaku spectrum of the Galactic SNR W 49 B: non-detection of iron K-shell charge exchange emission and refined ejecta mass ratios of iron-group elements
本文重新审视W 49 B的Suzaku光谱，考虑系统不确定性后发现先前报告的电荷交换发射实为光谱代码缺失的高壳层双电子复合卫星线，并改进了Fe族抛射物质量比，使其更符合核合成模型预期。
2024-12-19 astro-ph.HE
Suzaku X-Ray Study of an Anomalous Source XSS J12270-4859
本文报道了对INTEGRAL星表中硬X射线源XSS J12270-4859的朱雀X射线观测结果。根据光谱和推定的X射线周期~860 s，该天体已被归类为中间极性（IP）。在30 ks曝光的朱雀，我们得到了一个很好的曝光光谱在0.2-70 keV波段。我们得出结论，对以前的IP分类的基础上，缺乏铁Ka发射功能的频谱和未能确认以前报告的X射线的时期。相反，X射线光变曲线充满了奇异的现象，包括持续约100 s的重复耀斑，没有明显周期性的偶尔下降，一些耀斑后的光谱硬化，以及在安静和活跃阶段之间旋转的双峰变化。快速的通量变化，下降，和幂律谱指向的解释，这是一个低质量的X射线联星。一些时间特征与快速爆发者和GRO J1744-28相似，使XSS J12270-4859成为一个非常罕见的天体。
2009-04-28 astro-ph.HE
Suzaku Confirms NGC~3660 is an Unabsorbed Seyfert 2
一组神秘的天体，未被吸收的塞弗特2s可能具有本质上弱的宽线区域，在BLR的视线中而不是X射线日冕，或者如此多的遮蔽，以至于X射线连续谱被完全抑制，并且观察到的光谱实际上从附近的物质散射到视线中。NGC 3660已经被证明具有弱的宽光学/近红外线，在软X射线波段没有遮蔽，并且没有“改变外观”行为的迹象。Beppo-SAX以前对该源的唯一硬X射线探测似乎表明，该源可能含有一个严重模糊的核。然而，我们对朱雀星长期观测的分析表明，情况并非如此，该源具有典型的幂律X射线连续谱，具有正常反射，没有遮蔽。我们的结论是，NGC 3660被证实没有不明的遮蔽，并且异常高的Beppo-SAX测量值必须是由于源混淆或类似的原因，与我们的朱雀测量值以及Swift-BAT和RXTE的未检测到不一致。
2016-01-12 astro-ph.HE
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
The Be/X-ray binary A0535+26 during its recent 2009/2010 outbursts
Be/X射线双星A0535+26在2009年12月发生了一次巨大的爆发，能量在15-50 keV范围内达到~5.14 Crab。不幸的是，由于太阳的限制，它不能被大多数X射线卫星观测到。在这次爆发之前，有四次较弱的爆发，与中子星的近星点通道有关。其中第四次是在2009年8月，呈现出一个特殊的双峰光变曲线，第一个峰值持续了大约9天，达到了440 mCrab的通量（15-50 keV）。然后通量下降到小于220 mCrab，并再次增加到近星点周围的440 mCrab。这次爆发是由INTEGRAL、RXTE和朱雀TOO观测卫星监测的。在2009年巨星爆发后的一个轨道周期（约111天），又发生了一次新的、意想不到的明亮爆发（约1.4克拉伯，能量范围15-50千电子伏）。使用INTEGRAL、RXTE、Suzaku和Swift进行了太多观察。这些观测的光谱和时序分析的第一个结果，与特定的重点在回旋加速器线存在于系统中，其变化与质量吸积率。
2011-07-18 astro-ph.HE
Variations in the pulsation and spectral characteristics of OAO 1657-415
本文报道了吸积X射线脉冲星OAO 1657- 415的宽波段脉动和光谱特征，并进行了2.2d长的\emph{Suzaku}观测，覆盖轨道相位范围$\sim$ 0.12- 0.34，相对于中食。在最后三分之一的观测期间，X射线成像光谱仪（XIS）和HXD-PIN仪器的X射线计数率增加了10倍以上。在此观察期间，硬度比也改变了5倍以上，与强度变化无关。在两段观察中，持续时间为$\sim$ 30- 50 ks，硬度比很高。在这些片段中，光谱显示出大的吸收柱密度和相应的大的铁荧光线的等效宽度。我们没有发现任何确凿的证据，回旋线的存在下，在宽带X射线光谱与\emph{Suzaku}。脉冲轮廓，特别是在XIS能量带显示随时间的演变，但不是这样的能量。我们讨论的性质的强度变化，和变化的吸收柱密度和发射线的观测期间，预计由于cluerous恒星风的超巨星伴星。这些结果表明，OAO 1657- 415具有介于正常超巨星系统和具有快X射线瞬态现象的系统之间的特征。
2014-07-20 astro-ph.HE
Possible detection of a cyclotron resonance scattering feature in the X-ray pulsar 4U 1909+07
利用2010年11月2-3日的朱雀观测数据对高质量X射线脉冲双星4U 1909+07进行了定时和宽带光谱研究。脉冲星的脉冲周期估计为604.11+/-0.14秒。在高达~70 keV的X射线光变曲线中观察到脉动。脉冲轮廓被发现是强烈的能量依赖性：一个复杂的，多峰结构在低能量，成为一个简单的单峰在较高的能量。我们发现，1-70 keV脉冲平均连续谱可以用一个黑体和一个部分覆盖的指数截止正负幂律（NPEX）模型来拟合。在光谱中检测到6.4 keV处的弱铁荧光发射线。在光谱拟合的残余物中清楚地看到~44 keV处的吸收样特征，与所采用的连续模型无关。为了检查光谱中CRSF的可能存在，我们用蟹状星云的光谱对脉冲星光谱进行了归一化。所得到的Crab比率也显示出以~44 keV为中心的明显下降。我们进行了统计测试的光谱拟合的残留物，也对螃蟹光谱比，以确定的吸收功能的意义，并确定它作为一个CRSF的脉冲星。我们估计脉冲星相应的表面磁场为3.8 x 10^12高斯。
2013-10-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray Development of the Classical Nova V2672 Ophiuchi with Suzaku
我们报告了朱雀探测到一个快速的耀斑一样的X射线通量放大早期的经典新星V2672蛇夫座的发展。在爆发后12天和22天进行了两次机会靶~25 ks X射线观测。在第12天的后半段发现了通量放大。时间切片光谱的特点是不断增长的超软过剩与边缘状结构和相对稳定的光学薄的热分量与Ka发射线从高度电离的Si。观测到的光谱演化与具有星周吸收时间发展的模型一致，我们在第12天的0.2 d时间尺度上获得了~10 - 40%的下降率。在第12天，这种吸收的快速下降和短期通量变化表明，在视线中存在不均匀的喷射物，具有密集的斑点/孔。然后在第22天，超软和薄热等离子体成分的通量变得明显减弱。基于偶然的结果，我们讨论了短期和长期X射线行为的背景下，这个源的性质。
2013-11-23 astro-ph.HE
NuSTAR discovery of a cyclotron line in GRO J1750-27
GRO J1750-27是在1995年的一次爆发中发现的，是已知最远的星系Be-X射线双星系统之一。这个研究相对较少的系统最近在2021年9月爆发。在最近一次爆发期间，在爆发的上升阶段使用NuSTAR望远镜观测到了该源。我们估计的源的自旋周期为4.45秒，使用它，我们产生的能量分辨的脉冲轮廓之间的3和65千电子伏。我们发现，在低能量（<18 keV）的轮廓是双峰，而演变成一个单峰，在较高的能量（>18 keV）。该源的宽带光谱与高能截止幂律模型拟合良好，我们报告了在43 keV处发现的回旋共振散射特征（CRSF），表明磁场强度为$3.7 \times 10^{12}$ G。我们估计的磁场强度使用回旋加速器线是一致的估计较早使用吸积扭矩模型从测量的自旋速度和通量在以前的爆发。
2022-05-12 astro-ph.HE
X-ray analysis of the galaxy group UGC03957 beyond R200 with Suzaku
利用朱雀卫星对星系群UGC 03957在四个方位角方向上的气体性质进行了研究，得到了$1.4R_{200} \approx 1.4$ Mpc以下的气体性质，并对UGC 03957的5个朱雀观测值和5个Chandra快照观测值进行了光谱分析。我们发现从中心到外围的温度下降了${\sim} 3$的一个因子，这与以前的星系团的结果是一致的。金属丰度曲线显示出朝向大半径的平坦行为，这暗示银河风是ICM的主要富集过程。应用气体质量分数校正后的熵分布与数值模拟是一致的。以前对星系团和星系群的分析经常显示出在${\sim} R_{200}$周围熵变平甚至下降，这可能是外围聚集或非平衡态的指示。这种熵行为在UGC 03957中不存在。气体的质量分数远低于宇宙平均值，但在$R_{200}$之外高于这个值，这可能是在这些大半径处偏离流体静力平衡的暗示。我们确定了不同超新星类型的相对数量，发现丰度模式可以用80% - 100%的核心坍缩超新星的相对贡献来描述。这一结果与以前对星系群的测量结果一致。
2016-07-02 astro-ph.CO astro-ph.HE
A Systematic Study of Evolved Supernova Remnants in the Large and Small Magellanic Clouds with Suzaku
输入原点（即，超新星遗迹（SNRs）的Ia型（或核心坍缩）对于确定星系中超新星（SN）爆炸的速率至关重要，这是了解其近期化学演化的关键。然而，在所谓的Sedov阶段的演变SNR占主导地位的扫上星际介质（ISM），使其难以确定其喷出物的成分，从而SN类型。在这里，我们提出了一个系统的X射线研究九个演变的SNRs麦哲伦云，DEM L238，DEM L249，0534-69.9，0548-70.4，B 0532 -71.0，B 0532 -67.5，0103-72.6，0049-73.6，和0104-72.3，使用朱雀卫星的档案数据。尽管由于角分辨率有限，朱雀号无法在空间上分辨上扫ISM的SN喷出物，但其出色的能量分辨率使软X射线波段的发射线能够清晰分离。这导致了这样的发现，即演化（~10^4年）的信噪比的“空间积分”光谱仍然是由喷出物在1千电子伏左右的能量下的发射产生的。Fe/Ne的质量比，主要是从分辨良好的Fe L-壳层和Ne K-壳层线确定的，清楚地将观测到的SNR分为Ia型和核心塌陷组，证实了钱德拉观测利用其极高的角分辨率进行的一些先前的分类。这表明，空间积分的旧SNRs的X射线光谱也可以用来区分其祖先的类型，这将有助于未来的系统研究与ASTRO-H和超越河外SNRs。
2015-11-29 astro-ph.HE
The Transient Accereting X-Ray Pulsar XTE J1946+274: Stability of the X-Ray Properties at Low Flux and Updated Orbital Solution
本文介绍了2010年10月朱雀星观测到的X射线脉冲星XTE J1946+274在一次爆发衰退期间的时间和光谱分析，并与以前的结果进行了比较。XTE J1946+274是一颗由Be型星和中子星组成的瞬变X射线双星，脉冲周期为15.75 s，在172 d的轨道上运行，在活动阶段每个轨道有2-3次爆发。我们改进的轨道解决方案，使用来自多个仪器的数据。X射线谱可以用费米-狄拉克截止功率定律模型描述，在6.4 keV处有一条窄的Fe K线，在~35 keV处有一个弱的回旋共振散射特征（CRSF）。朱雀的数据是一致的，与先前观察到的连续通量与磁力线通量的相关性预期从荧光发射沿视线。然而，观察到的铁线通量略高，表明可能存在更高的铁丰度或不均匀的物质。我们认为，源最有可能只被观察到在亚临界（非辐射为主）状态，因为它的脉冲轮廓是稳定的所有观察到的光度和CRSF的能量是近似相同的最高（~ $5 \times 10^{37} $尔格s $^{-1}$）和最低（~ $5 \times 10^{36} $尔格s $^{-1}$）观察到的3-60 keV的光度。
2015-10-16 astro-ph.HE
A Suzaku sample of unabsorbed narrow-line and broad-line Seyfert 1 galaxies: II. Iron emission and absorption
利用朱雀号卫星观测的22个窄线Seyfert 1（NLS 1）和47个宽线Seyfert 1（BLS 1）星系的样本，研究了每组星系的Fe K带性质。三种不同的模型被用来检查的存在下：窄中性Fe Ka线在6.4千电子伏和电离的Fe xxv和Fe xxvi发射线（模型A）;一个广泛的发射功能在约6 - 7千电子伏（模型B）;和吸收边在7.1千电子伏（模型C）。在所有三个模型中，中性Fe Ka线在NLS 1中比在BLS 1中更弱（较低的光度和等效宽度）。模型（B）还发现NLS 1中的宽分量（更大的等效宽度）比BLS 1中的宽分量更显著。该特征似乎不是NLS 1 s中较陡光谱的伪影，而是这些源的固有属性。根据模型（C），吸收边的光学深度在两个样品之间看起来相当。当将吸收与发射线特性进行比较时，NLS 1 s似乎表现出比BLS 1 s更低的铁的发射-吸收比，并且比基于荧光产率的预期更低。观察到的差异可能来自于不同的环面几何形状（例如NLS 1 s中的较大开度角），和/或NLS 1 s中除了纯荧光之外的Fe K发射和吸收的额外来源（例如起源于圆盘和宽线区域）。
2021-12-15 astro-ph.HE
Discovery of cyclotron and narrow Fe K$_α$ lines in HMXB GRO J1750-27
我们报告了从2021年9月开始使用核光谱望远镜阵列（NuSTAR）观测的瞬态Be X射线脉冲星GRO J1750-27的时间和光谱分析。这是该系统自1995年以来的第四次爆发。NuSTAR观测在爆发的上升阶段进行。在3-60 keV能量范围内观察到周期为4.450710（1）s的脉冲。平均脉冲轮廓由宽峰和随能量变化的弱次峰组成。在这次观察中，我们没有发现X射线发射的任何明显变化。宽带相位平均谱由黑体、幂律或康普顿化分量描述。我们报告发现的Fe K $_α$线在6.4千电子伏以及存在两个回旋共振散射功能约36和42千电子伏。这些线表示中子星的磁场强度为$3.7_{-0.3}^{+0.1} \times 10^{12}$和$4.4 \pm 0.1 \times 10^{12}$ G。根据吸积盘力矩模型，我们估计了源距为$\sim$ 13.6-16.4 kpc。
2022-04-12 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
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
X-ray and Optical Correlation of Type I Seyfert NGC 3516 Studied with Suzaku and Japanese Ground-Based Telescopes
从2013年4月到2014年4月，我们对1.5型塞弗特星系NGC 3516进行了X射线和光学同时监测。它使用了朱雀，和5个日本地面望远镜，Pirka，Kiso Schmidt，Nayuta，MITSuME和Kanata望远镜。朱雀观测进行了7次，间隔时间从数天、数周到数月不等，每次暴露量为$\sim50$ ksec。光学PDMATHAMN波段观测不仅几乎同时覆盖了朱雀星的观测，而且尽可能频繁地跟踪源。结果发现NGC 3516处于微弱相态，其$0.21-2.70 \times 10^{-11}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$的通量为2-10 keV。2-45 keV的X射线谱由一个强变硬幂律连续谱和一个非相对论反射谱组成，前者的光子指数为$\sim1.7$，后者的发射谱线为Fe-K $α$。用微分像测光法产生$B$波段光变曲线，发现$B$波段辐射通量变化为$\sim2.7 \times 10^{-11}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$，与X射线的变化相当，并首次在NGC 3516中探测到X射线中硬幂律成分与$B$波段辐射之间存在显著的通量相关。通过检查它们的相关性，我们发现X射线通量比$B$带的通量早$2.0^{+0.7}_{-0.6}$天（$1σ$误差）。虽然这一结果支持X射线再处理模型，推导出的滞后太大，无法解释的标准视图，假设“灯柱”型X…
2016-05-25 astro-ph.GA astro-ph.HE
A Hard-to-Soft State Transition of Aquila X-1 Observed with Suzaku
经常性的软X射线瞬态天鹰座X-1是在2011年10月21日，当该物体处于爆发的上升阶段时，用朱雀观测到的，总持续时间为79.9 ks。在观测过程中，该源在~30 ks的时间尺度上表现出从硬态到软态的清晰光谱跃迁。在整个跃迁过程中，0.8-10 keV的XIS计数率增加了约3倍，15-60 keV的HXD-PIN计数率减少了类似的因子，0.1-100 keV的未吸收光度从3.5倍10^37 erg/s增加到5.1倍10^37 erg/s。宽带光谱形状不断变化，从一个高能量截止的幂律到一个更凸的。在整个跃迁过程中，0.8-60 keV的光谱被成功地描述与一个多色黑体和康普顿黑体，被认为是产生于一个标准的吸积盘和更接近的附近的中子星，分别组成的模型。所有的模型参数被确认为连续变化，从那些典型的硬态的那些典型的软态。更具体地说，内盘半径从31 km减小到18 km，康普顿化对黑体光子的影响减弱，康普顿化的电子温度从10 keV降低到3 keV。导出的参数意味着康普顿电晕收缩向最终的软状态，和/或电晕的径向下落速度减小。这些结果加强了这样一种观点，即Aql X-1（以及类似物体）的软态和硬态是由相同的“圆盘加康普顿黑体”模型描述的，但参数有很大的不同。
2016-12-15 astro-ph.HE
Suzaku observation of IGR J16318-4848
我们报告的第一个朱雀观测IGR J16318-4848，最近发现的一组新的高度吸收的X射线双星的国际伽玛射线天体物理实验室INTEGRAL的最极端的例子。朱雀观测于2006年8月14日至17日进行，净曝光时间为97千秒。源的平均X射线谱可以用中子星典型的连续模型很好地描述，即，强吸收的幂律连续谱，光子指数为0.676（42），指数截止为20.5（6）keV。吸收柱为1.95（3）× 10 e24 cm-2。与早期的工作一致，观察到Fe Ka，Fe Kbeta和Ni Ka的强荧光发射线。尽管吸收柱很大，但在线条中没有看到康普顿肩，这表明吸收体是非球形和非均匀的。在5-60 keV的平均吸收通量为3.4x10e-10 erg cm-2 s-1时，该源在小时的时间尺度上表现出显着的变化。
2009-12-01 astro-ph.GA astro-ph.HE
Relation of cyclotron resonant energy and luminosity in a strongly magnetized neutron star GRO J1008-57 observed by Insight-HXMT
在几十个X射线衍射仪（XRP）中检测到回旋线散射特征，并将其用作吸积中子星（NS）表面强磁场的直接指示。在少数情况下，回旋线是可变的吸积光度的XRP。人们普遍认为，所观察到的回旋线散射特征的变化与NS的磁极上方的吸积流的几何和动力学变化有关。线质心能量和光度之间的正相关性对于亚临界XRP是典型的，其中吸积导致在磁极处的热点。负相关被认为是明亮的超临界XRP的一个特定特征，其中辐射压力支持恒星表面上方的吸积柱。在Be瞬态X射线脉冲星GRO J1008-57的X射线谱中，观测到了能量为$\sim 75 -90$ keV的回旋线，这是X射线谱中回旋线特征的最高观测能量。我们报告了在2017年8月由Insight-HXMT观测到的II型爆发期间GRO J1008-57的回旋线质心能量与光度的特殊关系。在$3.2\times 10^{37}\,\ergs<L<4.2\times 10^{37}\,\ergs$测得回旋线能量与光度呈负相关，在$L\gtrsim 5\times 10^{37}\,\ergs$测得回旋线能量与光度呈正相关。我们推测，所观察到的回旋加速器线的特殊行为将是由于吸积通道几何形状的变化。
2021-07-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Quantum nature of cyclotron harmonics in thermal spectra of neutron stars
一些孤立的中子星在热软X射线谱中表现出谐波间隔吸收特征。有人建议将这些特征解释为回旋加速器线及其谐波，但通常将谐波解释为相对论效应引起的解释失败，因为在这种情况下相对论修正非常小。我们认为，这些特征对应于量子化磁场中自由-自由不透明度的能量依赖性的峰值，称为量子振荡。峰值出现时，新的朗道能级的过渡变得允许与增加的光子能量，他们强烈增强的平方根奇异性的情况下，当自由（非量子化）运动是有效的一维的量子态的相空间密度。为了探索这些量子振荡的可观测性质，我们计算了氢中子星大气的模型，B \sim 10^{10} - 10^{11} G（即，电子回旋能量E_{c,e} = 0.1 - 1 keV）和T_{eff} = 1 - 3 MK。这种情况被认为是超新星遗迹中所谓的中心致密天体的典型情况，例如PKS 1209-51/52中的1 E 1207.4-5209。我们表明，在电子回旋谐波形式的可观察到的功能在适度大的值的量子化参数，b_{eff} = E_{c,e} / kT_{eff} = 0.5 - 20。特征的等效宽度可以达到100 - 200 eV;它们随着b_{eff}的增加而生长，并且对于高次谐波较低。
2010-04-14 astro-ph.HE
Recombining Plasma in the Gamma-ray Emitting Mixed-Morphology Supernova Remnant 3C 391
费米伽马射线空间望远镜（Fermi-LAT）上的大面阵望远镜（Large Area Telescope）发现了一组与分子云（MC）相互作用的中年混合形态（MM）超新星遗迹（SNRs）。最近对朱雀X射线卫星的观测表明，其中一些相互作用的伽马射线发射SNR，如IC 443，W 49 B，W 44和G359.1-0.5，具有过电离等离子体。3C 391（G31.9+0.0）是另一个与MC相互作用的银河系MM SNR。它被Fermi-LAT在GeV γ射线中观测到，也被Suzaku在0.3 $-$ 10.0 keV X射线波段观测到。在这项工作中，3C 391被发现在GeV的γ射线与$\sim$ 18 $σ$的意义，我们表明，GeV的发射是点状的性质。GeV的伽马射线谱被证明是最好的解释中性π介子的衰变假设质子遵循打破幂律分布。利用朱雀实验数据揭示了3C 391中硅和硫的辐射复合结构。本文讨论了这类辐射等离子体和强子γ射线的可能起源。
2014-06-09 astro-ph.HE
Magnetized neutron star atmospheres: beyond cold plasma approximation
目前已发表的中子星（NS）大气模型都是在“冷等离子体近似”下计算的，这种近似忽略了辐射过程中的相对论效应，如回旋频率谐波的回旋辐射/吸收。在这里，我们提出了新的NS大气模型，其中包括这样的影响。我们计算了一组有效温度T_eff =1-3 MK和磁场B \sim 10^{10}-10 ^11} G的模型，这些模型对于超新星遗迹中所谓的中心致密天体（CCO）是典型的，对于这些中心致密天体，电子回旋能量E_{c,e}及其一次谐波在可观测的软X射线范围内。虽然相对论参数kT_eff /（m_e c^2）和E_{c,e} /（m_e c^2）对CCO来说很小，但相对论效应显著改变了回旋共振处的出射光谱E \approx sE_{c,e}（s=1，2，.）。虽然回旋吸收功能可以在冷等离子体中形成由于量子振荡的自由-自由不透明度，这些功能的形状和深度的变化，如果包括相对论效应。特别是，功能获得深多普勒核心，其中的出射强度的角分布是完全不同的冷等离子体近似。随着量化参数b_eff = E_{c,e} /kT_eff和谐波数s的增加，多普勒核心对特征等效宽度的相对贡献增大。特征的总等效宽度可以达到\sim 150-250 eV;它们随着b_eff的增长而增加，并且对于高次谐波较小。
2012-01-27 astro-ph.HE
