Possible detection of a new cyclotron feature in 4U 1700-37
本文介绍了利用NuSTAR和ASTROSAT/LAXPC对高质量X射线双星4U 1700-37瞬态源的光谱和时间研究。在两种不同的通量状态下观察到的源。NuSTAR的FPMA和FPMB的组合光谱分析显示了在$\sim$ 16 keV处回旋加速器线特征的可能暗示。线特征在不同的连续体模型中一致存在，具有至少3个$σ$置信水平。我们没有检测到的存在下，以前报道的~39 keV回旋线的组合光谱。$\sim$的16 keV回旋加速器特征表明，致密天体是一颗中子星，其发射区磁场强度为$\sim2.1\times$ 10 $^{12}$高斯。我们还发现了一个罕见的镍$Kα$发射线的存在下，在7.6千电子伏的NuSTAR光谱。我们在NuSTAR和ASTROSAT数据中搜索相干或准周期振荡信号，但在0.1 mHz至10 $^3$ Hz的频率范围内没有发现任何证据。
2020-02-12 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
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
Are Pulsar Giant Pulses Induced by Re-emission of Cyclotron Resonance Absorption?
本文证实了回旋共振吸收的相干再辐射可以产生脉冲星巨脉冲。这个猜想似乎是合理的，因为它可以自然地解释具有巨脉冲的双星在$P$ - $\dot{P}$图上的分布。
2020-07-01 astro-ph.HE
An in-depth analysis of the variable cyclotron lines in GX 301$-$2
本文利用 NuSTAR 数据深入分析了 GX 301$-$2 在高光度下的可变回旋谱线，确认了 50 keV 处第二条谱线的存在，并探讨了其物理起源与谐波关系。
2024-03-25 astro-ph.HE
An 8.56 keV absorption line in the hyperluminous X-ray source in NGC 4045: ultra-fast outflow or cyclotron line?
本文报道了在距离星系NGC 4045为32 Mpc处发现的一个超亮X射线源（HLX，$L_{\rm X}>10^{41}$ ergs $^{-1}$）的NuSTAR和XMM-牛顿谱中探测到的具有$>3.3σ$意义的$E=8.56^{+0.05}_{-0.11}$ keV吸收线。该源最初是在Swift/XRT对银河系的观测中偶然发现的，Swift监测显示一个高度可变的源从最大值到最小值变化超过一个数量级。吸收线的来源似乎是高电离铁，蓝移为0.19 $c$，表明超快外流（UFO）。然而，线的大等效宽度（EW $=-0.22^{+0.08}_{-0.09}$ keV）与检测到的其他吸收线的缺乏配对是难以调和的模型。另一种解释是，这条线是由于回旋共振散射特征（CRSF），由X射线光子与中子星强大的磁场相互作用产生的。
2022-03-22 astro-ph.HE
NuSTAR Discovery of a Cyclotron Line in the Be/X-ray Binary RX J0520.5-6932 During Outburst
我们提出了光谱和时间分析的NuSTAR观测RX J0520.5 $-$ 6932在3-79千电子伏波段收集在2014年1月爆发。目标上观察到两个时代，我们报告的检测回旋共振散射功能的中心能量为$E_\mathrm{CRSF} = 31.3_{-0.7}^{+0.8}$ keV和$31.5_{-0.6}^{+0.7}$ keV，在两个观测期间，分别对应于磁场的$B \approx 2 \times10^{12}$ G。假设标称距离为50千秒差距，在这两个时期内，系统的3-79 keV光度为$3.667\pm0.007\times 10^{38}\,\mathrm{erg\,s^{-1}}$和$3.983\pm0.007\times10^{38}\,\mathrm{erg\,s^{-1}}$。这两个值都比$\approx1.5\times10^{37}\,\mathrm{erg\,s^{-1}}$的临界光度高得多，高于这个临界光度，就可能出现辐射主导的激波阵面。这增加了一个新的对象的稀疏集的三个系统，有一个回旋加速器线观察超过$10^{38}\,\mathrm{erg\,s^{-1}}$的光度。一个广泛的（$σ\approx0.45$千电子伏）Fe的发射线观察到在光谱中的$6.58_{-0.05}^{+0.05}$千电子伏的中心能量在这两个时代。脉冲星的脉冲轮廓被观察到是高度不对称的，…
2014-09-17 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
Her X-1: the positive cyclotron line energy / luminosity correlation
对一些明亮的超爱丁顿瞬变双星的研究表明，回旋共振散射特征（CRSF）的能量与辐射光度之间存在负相关。对于Her X-1，使用1996-2005年期间的重复RXTE观测，发现了相反的依赖关系：回旋加速器线的能量随着光度的增加而增加。RXTE/ASM测量的X射线通量（2-10 keV）被认为代表了亮度-更准确地说：在各自的35 d Main-On期间达到的最大X射线通量。这里，我们质疑ASM通量是否真的是源的热光度的准确测量。我们重新确定了回旋加速器线的能量，并使用来自RXTE上PCA（3.5-60 keV）和HEXTE（20-75 keV）仪器的组合数据进行了光谱拟合，其与原始工作中使用的相同35 d周期，以确定热通量。这些光谱。我们证实了原来的分析结果，回旋加速器线能量的变化约7%的通量的变化的一个因素。
2011-07-06 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
Discovery and Modeling of a Flattening of the Positive Cyclotron Line/Luminosity Relation in GX 304-1 with RXTE
RXTE在2010年和2011年观测到四次吸积X射线双星瞬态源GX 304-1的爆发。我们提出了详细的3-100千电子伏的69个单独的观测光谱分析的结果，并报告回旋加速器线参数之间的正相关性，以及其他光谱参数，幂律通量。回旋线的能量，宽度和深度与通量，从而光度，相关性显示出平坦的关系，随着光度的增加，这是很好地描述了准球形或磁盘吸积产生的表面磁场是~60千电子伏。由于在RXTE任务接近尾声的这些观测期间，HEXTE集群A与PCA视场固定对齐，集群B固定观察偏离源方向1.5度的背景区域，因此使用HEXTEMPEST从集群B事件估计集群A背景。这使得~55 keV回旋加速线的探测和连续谱的精确测量成为可能。所有的光谱参数与主要的2-10千电子伏的幂律通量的相关性揭示它是光谱形状的主要驱动程序。吸积被认为是在无碰撞冲击制动制度。
2016-10-27 astro-ph.HE
The first cyclotron harmonic of 4U 1538-52
回旋共振散射特征是研究中子星磁场的重要工具。基波线提供了磁场强度的测量，而谐波线提供了关于磁场的结构和配置的信息。到目前为止，只有少数几个源已知显示一个以上的回旋加速器线，其中只有两个显示了一系列的谐波。这项工作的目的是看到第一谐波回旋线，确认在22千电子伏左右的基本线，从而增加检测到谐波回旋线的源的数量。为了研究光谱中吸收或发射线的存在，我们结合了RXTE和INTEGRAL光谱。我们使用具有指数截止的幂律对3-100 keV连续谱发射进行建模，并寻找第二吸收特征。我们显示了一个未知的回旋线在47千电子伏（第一谐波）的相位平均的X-射线谱的4U 1538-52的证据。这条谱线在不同时期被几台望远镜探测到，尽管每一个光谱的信噪比都很低。我们的结论是，线状吸收是一个真正的功能，最直接的解释是，它是一次谐波，从而使4U 1538-52的第五个X射线脉冲星与一个以上的回旋加速器线。
2009-10-23 astro-ph.HE
Detection of a cyclotron line in SXP 15.3 during its 2017 outburst
我们报告了AstroSat和NuSTAR在2017年底爆发期间对小麦哲伦云中Be/X射线双星脉冲星SXP 15.3的观测结果，当时该源达到了~ 10^{38} erg s^{-1}的光度水平，接近爱丁顿极限。前所未有的宽带覆盖范围的来源，使我们能够执行3和80千电子伏之间的定时和光谱分析。脉冲轮廓表现出显著的能量依赖性，并且在能量>15 keV时从双峰轮廓变形为单个宽脉冲。这可以通过在脉冲轮廓的两个峰值之间看到的强度下降期间的光谱硬化来解释。我们检测到的回旋共振散射功能（CRSF）在5千电子伏的X射线光谱，独立的连续模型的选择。这表明中子星的磁场强度为6 × 10 ^{11} G。
2018-07-27 astro-ph.HE
Long-term change in the cyclotron line energy in Hercules X-1
目标。我们调查的长期演变的回旋共振散射功能（CRSF）的光谱的二进制X射线脉冲星Her X-1和目前的证据的一个真正的长期减少的质心能量Ecyc的回旋线的脉冲相位平均光谱从1996年到2012年。方法.我们的结果是基于重复观测的Her X-1的X射线天文台能够清楚地测量超过回旋线能量约40千电子伏。结果自1976年发现以来，脉冲相位平均CRSF质心能量Ecyc的历史演变的特征在于初始值约为35 keV，在1990年和1994年之间突然向上跳到超过约40 keV，此后明显衰减。然而，大部分的衰变被发现是由于人为因素，即2007年发现的Ecyc和X射线光度Lx之间的相关性。然而，在2006年之后的观测中，我们发现回旋加速器线能量在统计上显著下降。与此同时，Ecyc对X射线光度的依赖性仍然是有效的，能量增加约5%，光度增加两倍。从1996年到2012年的16年中，Ecyc下降了4.2 keV，这可以通过线性衰减来模拟，也可以通过缓慢衰减来模拟，直到2006年，然后是更突然的下降。结论.我们推测，物理原因可能是连接到一个几何位移的回旋共振散射区在极场或一个真正的物理变化的磁场配置在极帽的持续吸积。
2014-11-05 astro-ph.HE
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
Energy-Dependent Harmonic Ratios of the Cyclotron Features of X0331+53 in the 2004-2005 Outburst
本文报道了周期性瞬变脉冲星X 0331 +53（V0332+53）的回旋共振能量的变化。利用了2004-2005年爆发期间获得的全部RXTE数据。假设距离为7千秒差距，3-80千电子伏的源的光度在1.7 × 10^36和3.5 × 10^38 ers/s之间变化。我们证实，基本回旋共振能量从~22到~27 keV的变化在一个明确的反相关源的光度，并没有任何滞后效应之间的爆发的上升和下降阶段。相比之下，二次谐波能量从~49 keV变化到~54 keV，这意味着作为光度的函数的较弱的分数变化。结果，当光源最亮时，观察到的二次谐波和基波之间的共振能量比为~2.2，而在最不亮的状态下，该比值下降到标称值2.0。虽然这种效果的意义是依赖于模型，这些结果表明，基本和第二谐波共振代表不同的高度在吸积柱，取决于质量吸积率。
2010-01-11 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
The elusive cyclotron line in 4U 1901+03: hidden, yet present
INAF - IASF-Palermo（意大利国家天体物理研究所帕勒莫天文台）；Department of Astronomy, University of Geneva（日内瓦大学天文学系）；Dr. Karl Remeis-Observatory and Erlangen Centre for Astroparticle Physics, Friedrich-Alexander Universität Erlangen-Nürnberg（弗里德里希-亚历山大埃尔朗根-纽伦堡大学卡尔·雷梅斯天文台和埃尔朗根高能粒子物理中心）；Dipartimento di Fisica e Chimica Emilio Segrè, Università di Palermo（巴勒莫大学埃米利奥·塞格雷物理与化学系）；Department of Physics, National and Kapodistrian University of Athens（雅典国立卡波蒂斯坦大学物理系）；European Space Agency (ESA), European Space Astronomy Centre (ESAC)（欧洲空间局欧洲空间天文中心）；INAF - Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）
研究通过结合能谱和时序分析，揭示4U 1901+03在2019年大爆发期间30-40 keV范围内的cyclotron线特征，发现其与亮度相关的变化，表明发射几何结构的剧烈变化。
2026-03-13 astro-ph.HE
Discovery of a Candidate 2 keV Cyclotron Resonance Scattering Feature in the HLX NGC 3583 X-1
Raman Research Institute（拉曼研究所）；ISRO（印度空间研究组织）
利用多波段X射线数据，在超亮X射线源NGC 3583 X-1中检测到约2 keV的吸收线，解释为候选质子回旋共振散射特征，表明存在强磁场中子星。
2026-06-07 astro-ph.HE
XMM-Newton discovery of a possible cyclotron emission feature from the SFXT IGR J18483-0311
我们报告的结果，从档案XMM牛顿观测超巨星快速X射线瞬变（SFXT）IGR J18483-0311在其apastron通过。测得的0.5- 10 keV光度态（1.3 $\times10^{33}$ erg s $^{-1}$）是文献中报道的最低值，它最好用吸收黑体模型拟合，得到的参数与以前的测量结果一致。此外，在0.5- 10 keV EPIC-pn源谱中，我们还发现了$\sim$ 3.3 keV处的发射线特征。我们表明，它的物理解释的原子发射线似乎不太可能，相反，我们试图归因于一个电子回旋发射线，这将意味着一个中子星磁场的顺序为$\sim3\times10^{11}$ G。一个可能的暗示的第一谐波也被发现。如果坚定地证实了未来更长的X射线观测，这将是有史以来第一次检测到的回旋特征的X射线光谱的SFXT，具有重要意义的理论模型。
2011-06-10 astro-ph.HE
A candidate cyclotron line at 1.89 keV in the ultraluminous X-ray source NGC 4861 X-2
Institut für Astronomie und Astrophysik（天文与天体物理研究所）；University of Çukurova（居克洛瓦大学）；University of Çanakkale Onsekiz Mart（恰纳卡莱十三三月大学）；Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences（阿耶波多观测科学研究所）
基于钱德拉最深观测数据，在超亮X射线源NGC 4861 X-2的能谱中检测到约1.89 keV的吸收特征，其性质与质子回旋共振散射特征一致，表明磁场强度约为(3-4)×10^14 G。
2026-06-03 astro-ph.HE
NuSTAR rules out a cyclotron line in the accreting magnetar candidate 4U2206+54
基于我们新的NuSTAR X射线望远镜数据，我们排除了高质量X射线双星4U 2206 +54光谱中高达60 keV的任何回旋线。特别是，我们没有找到任何证据，以前声称的线约30千电子伏，独立的源通量，沿自旋脉冲。自上次观测以来，自旋周期显著增加，达到$5750\pm10$ s，证实了快速自旋下降速率$\dot ν=-1.8\times 10^{-14}$ ~Hz s $^{-1}$。这种现象可以用一颗强磁化中子星（$B_{\rm s}>$是$10^{13}$ G的几倍）的存在来解释，该中子星是从它的主序O9.5伴星的慢风中吸积而来的。
2018-06-19 astro-ph.HE
$\textit{Insights}$ into the phase-dependent cyclotron line feature in XTE J1946+274: An $\textit{AstroSat}$ and $\textit{Insight}$-HXMT view
本研究通过分析AstroSat和Insight-HXMT的多时期观测数据，重新探究XTE J1946+274的回旋线特征，修正了此前的谱线能量与相位依赖性结论，并结合光子生成与两极吸积柱半径差异解释其成因。
2023-12-15 astro-ph.HE
Pulse Phase Variation of Cyclotron Line in HMXB 4U 1907+09 with ASTROSAT LAXPC
我们提出的定时和光谱分析的数据从观测的高质量X射线双星脉冲星4U 1907+09与LAXPC仪器板载AstroSat。光变曲线由观测开始时的耀斑和随后的持续发射组成。脉冲星继续自旋下降，脉冲轮廓被发现是双峰高达16千电子伏的峰值分开的相位$\sim0.45$。可见脉冲轮廓的显著能量依赖性，其中次峰的幅度在16 keV以上减小，主峰的幅度增加到40 keV，并且在那之后急剧下降。我们确认早期探测到的回旋共振散射功能（CRSF）在4U 1907+09在$\sim 18.5\pm 0.2$ keV的相位平均光谱具有较高的检测意义。光变曲线中初始耀斑的强度分辨光谱分析表明，CRSF参数不随光度的变化而变化，变化系数为2.6。我们还进行了脉冲相位分辨光谱分析与10个独立的相位箱。的能量和强度的回旋线显示脉冲相位依赖性，这是在与以前的测量。目前观测到的两个特征：两个脉冲峰的不同能量依赖性和仅在第二峰周围的强CRSF，都表明中子星的磁场的偶极几何形状的偏离，或来自两极的复杂波束图案。
2022-09-28 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
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
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
XMM-Newton and INTEGRAL study of the SFXT IGR J18483-0311 in quiescence: hint of a cyclotron emission feature?
我们报告了超巨星快X射线瞬变（SFXT）IGR J18483-0311在静止时的存档XMM牛顿和积分观测结果。本文首次给出了该源的18-60 keV硬X射线行为，其特征是光谱形状（$Γ$约为2.5）与爆发活动期间的光谱形状相似，测得的最低光度水平约为10^34 erg·s^-1。0.5-10 keV的光度状态，测量的XMM-牛顿在apastron通道期间，是约一个数量级低，它是合理的拟合吸收黑体模型产生的参数与以前的测量结果一致。此外，我们发现的证据（约3.5西格玛的意义）的排放样功能在约3.3千电子伏的静态0.5-10千电子伏的源光谱。没有任何已知或发现的系统效应，这可能人为地引入观察到的特征，使我们相信它的非仪器性质。我们表明，用原子发射谱线来解释它的物理意义似乎是不可能的，相反，我们试图将它归因于电子回旋发射谱线，这意味着中子星的磁场约为3 × 10 ^11 G。重要的是，这样的直接估计是在非常好的协议与我们独立推断的吸积框架从球对称恒星风。如果通过未来更长的X射线观测得到证实，这将是有史以来第一次在SFXT的X射线光谱中检测到回旋特征，对理论模型具有重要意义。
2009-12-09 astro-ph.HE
Discovery of a Cyclotron Resonance Feature in the X-ray Spectrum of GX 304-1 with RXTE and Suzaku during Outbursts Detected by MAXI in 2010
我们报告了在GX 304-1的X射线光谱中发现的回旋共振散射特征（CRSF），该特征是由RXTE和朱雀在2010年MAXI探测到的主要爆发期间获得的。8月的峰值强度在2-20 keV波段达到600 mCrab，这是有史以来从该源观测到的最高强度。RXTE在20多个场合的观测和一个朱雀观测揭示了54 keV左右的光谱吸收特征，这是该源的第一个CRSF探测。表面磁场的估计强度$4.7 \times 10^{12}$ G是迄今为止发现CRSF的双星X射线源中最高的。在8月爆发期间拍摄的RXTE谱也表明CRSF能量在50-54 keV之间变化，可能与X射线通量呈正相关。这种行为在性质上类似于在长时间尺度上从Her X-1或从A 0535+26观察到的行为，但不同于从4U 0115+63和X 0331+53观察到的负相关。
2011-02-21 astro-ph.HE
A cosmic Zevatron based on cyclotron auto-resonance
Tevatron是一种能够将TeV能量传递给质子等粒子的加速器（1 TeV = $10^{12}$ eV）。通过类比，Zevatron是设想将粒子加速到ZeV能量（1 ZeV = $10^{21}$ eV）的加速器方案。自1962年以来，Zevatron方案已经被提出来解释在地球上探测到的超高能宇宙射线（UHECR）粒子的加速。在这里，我们表明，氢，氦和铁-56，核可以加速到ZeV的能量，如果注入沿现有的超强磁场和超强辐射场的共同方向。如果注入速度、磁场强度、原子核的荷质比和辐射场频率满足自共振条件，从而粒子在磁场线周围的回旋频率与辐射场的多普勒频移频率匹配，则会发生这种情况。
2018-08-10 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
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
Variations and Correlations in Cyclotron Resonant Scattering Features of Vela X-1 Studied by INTEGRAL
2003 - 2011年，INTEGRAL对高质量X射线双星船帆座X-1进行了长期的硬X射线监测观测。系统地分析了船帆座X-1在3 - 200 keV能量范围内的平均硬X射线谱，主要目的是探测回旋共振散射特征，并研究其随吸积光度和轨道相位的变化规律。在船帆座X-1的平均谱中，确认了船帆座X-1在$\sim 22 - 27$ keV和$49 - 57$ keV处的回旋散射线。但在硬X射线亮度高于$\sim 5\times 10^{36}$ erg s $^{-1}$（3 - 100 keV）的耀斑态中，基本线不能被探测到。这一特征表明，船帆座X-1在高光度范围内的辐射模式是扇形的。发现了回旋线能量和深度的变化，这可能会改变连续谱的性质。这两个回旋线能量与X射线光度没有相关性。基本线能量与光子折射率和截止能量没有明显的相关性。而一次谐波能量与光子指数和指数截止能量呈正相关。两条回旋线的能量比总是大于2，与光子指数和截止能量有弱的相关性。这些关系支持了吸积X射线天体的X射线光谱特性受到回旋共振散射的影响。在船帆座X-1的情况下，更宽和更深的第一谐波将发挥主要作用，导致光谱变化。两条谱线的线宽与能量之比与相应的深度之间的正相关性支持船帆座X-1的圆柱形吸积几何。
2014-01-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
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
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
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
Studying the variations of the cyclotron line in Cen X-3 using Insight-HXMT
该研究利用 Insight-HXMT 观测分析 Cen X-3 的回旋共振散射特征，发现 29 keV 基频线及其随脉冲相位的能量变化，并指出其与相位流量正相关。
2024-10-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
