Variations of cyclotron resonant scattering features in Vela X-1 revealed with Insight-HXMT
我们利用Insight-HXMT在2019年和2020年进行的观测，对高质量X射线双星船帆座X-1进行了详细的研究，重点是时序分析和光谱研究，包括脉冲相位分辨光谱。回旋线能量被发现是在~21-27 keV和43-50 keV的基波和一次谐波，分别。我们给出了谱参数的演变过程，发现谱线质心能量比E2/E1从MJD 58900之前的~2演变到MJD 58900之后的~1.7。谐波回旋线能量与光度无关，但基本线能量与X射线光度呈正相关，表明船帆座X-1处于亚临界吸积区。此外，在船帆座X-1的脉冲相位分辨光谱进行。CRSF和连续介质参数在脉冲相位上都表现出很强的变化性，在峰值相位附近两条线能量的比值约为2，在非峰值相位附近下降到约1.6。吸收柱密度的长期显著变化及其在脉冲相位上的演化可能意味着中子星附近云风结构的存在。
2022-06-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Short-Term Variability of X-rays from Accreting Neutron Star Vela X-1: II. Monte-Carlo Modeling
我们发展了一个蒙特卡罗康普顿化模型的X射线光谱的吸积动力的恒星。简单的球形热康普顿化模型给出了更高光学深度的光谱，而船帆座X-1的观测数据表明，光谱在更高的光度下更难。这表明一个物理解释的吸积等离子体的光学深度增加与质量吸积率。我们开发了一个详细的Monte Carlo模型的吸积流，包括强磁场（$\sim 10^{12}$ G）的影响，在几何约束的流动到吸积柱，并在减少的截面。我们处理大体积运动康普顿的下落材料以及热康普顿。这些模型的光谱可以匹配所观察到的宽带{ \it朱雀}数据船帆座X-1在广泛的质量吸积率。该模型还可以解释所谓的“低态”，其中光度降低了一个数量级。在这里，热康普顿化应该是可以忽略的，所以光谱反而是由整体运动康普顿化主导的。
2013-11-06 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
Variable structures in the stellar wind of the HMXB Vela X-1
本研究利用MAXI 14年数据分析Vela X-1的轨道吸收变异性，发现硬度比逐轨道变化无周期性，且自旋加速阶段硬度更高，表明异质风结构驱动观测变化。
2024-10-28 astro-ph.HE
Pulse phase resolved spectroscopy of Vela X-1 with Suzaku
我们提出了一个详细的脉冲相位分辨光谱分析的持续高质量的X射线双星脉冲星船帆座X-1观测与朱雀在2008年6月。脉冲轮廓表现出强度和能量依赖性，在低能量下具有多个峰，在较高能量下具有双峰。源显示出在观测期间的一些光谱演变，并且已经注意到以最小光谱变化对数据进行平均以用于分析。我们使用唯象部分覆盖高能截止模型和更具物理性的部分覆盖热康普顿化模型（CompTT）对连续统进行建模，排除了具有可变硬度比和强度依赖性的时间范围。对于这两个模型，我们检测到的回旋共振散射功能（CRSF）和它的谐波在~ 25 keV和~ 50 keV。CRSF基波和谐波参数在脉冲相位上都是强烈可变的，两条线能量的比率偏离经典值2。连续参数也显示了显着的变化，在脉冲阶段，并给我们一些想法的变化的物理条件，是看到在不同的脉冲阶段和遮蔽的吸积流在一些脉冲阶段的变化的视角。
2012-12-07 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
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
Origin of the X-ray off-states in Vela X-1
$Context$：船帆座X-1是经典sgHMXB系统的原型。最近的连续和长期的监测活动揭示了一个大的硬X射线变化幅度与强烈的耀斑和关闭状态。这种活动被解释为调用cluerous恒星风和/或磁门控机制。$Aims$：我们正在探索观察到的行为是否可以用靠近中子星的不稳定流体动力学流动来解释，而不是更奇特的现象。$Methods$：我们用流体动力学程序VH-1模拟了具有高时间分辨率的恒星风流动，并将预测的吸积速率与观测到的光变曲线进行了比较。$Results$：模拟结果与观察到的变异性相似。关断状态的持续时间为5至120分钟，对应于瞬态低密度气泡形成周围的中子星。在我们的模拟中产生并观察到吸积速率的振荡，典型周期为$\sim$ 6800秒。它们对应于弓形激波的复杂运动，要么朝向中子星，要么远离中子星。模拟还产生了高达$10^{37}$ erg/s的耀斑。$Conclusions$：我们已经定性地再现了船帆座X-1中观察到的硬X射线变化，并通过简单模型预测了流体动力学不稳定性。更复杂的现象，如clusified风或磁门机制，不排除但不需要解释基本的现象。
2014-12-17 astro-ph.HE
The cyclotron line energy in Her X-1: stable after the decay
我们总结了2012年至2019年期间通过重复NuSTAR观测跟踪Her~X-1回旋加速器线演变的专门努力的结果。之前观察到的回旋加速器线能量的近20年的衰减在2012年左右结束：从那时起，脉冲相位平均通量校正回旋加速器线能量保持稳定并恒定在Ecyc=（37.44+/-0.07）keV的平均值（归一化为6.8 RXTE/ASM-cts/s的通量水平）。2007年发现的Ecyc的通量依赖性现在被高精度地测量，给出的斜率为（0.675+/-0.075）keV/（ASM-cts/s），对应于通量增加两倍时Ecyc增加6.5%。我们还发现，所有的线参数，以及连续参数显示与X射线通量的相关性。虽然现在已知几个吸积双星的Ecyc和X射线通量（正的和负的）之间存在相关性，并对潜在的物理学提出了各种建议，但长期衰变的现象迄今为止只在Her~X-1和Vela~X-1中看到过，其解释远没有那么令人信服。
2020-08-31 astro-ph.HE
How the spin-phase variability of cyclotron lines shapes the pulsed fraction spectra: insights from 4U 1538-52
本研究通过分析4U 1538-52的NuSTAR数据，发现其脉冲分数谱在回旋共振能量处呈凸起而非凹陷，归因于相位依赖的谱线深度变化，并通过几何建模成功再现观测结果。
2025-06-19 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
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
Pulse profile variations in the accreting X-ray pulsar Vela X-1
Center for Space Science and Technology, University of Maryland, Baltimore County（马里兰大学巴尔的摩县分校空间科学与技术中心）；Center for Research and Exploration in Space Science and Technology, NASA/Goddard Space Flight Center（NASA戈达德太空飞行中心空间科学与技术研究探索中心）；School of Physics and Centre for Space Research, University College Dublin（都柏林大学学院物理系与空间研究中心）；European Space Agency (ESA), European Space Astronomy Centre (ESAC)（欧洲空间局（ESA）欧洲空间天文中心（ESAC））；European Space Agency (ESA), European Space Research and Technology Centre (ESTEC)（欧洲空间局（ESA）欧洲空间研究与技术中心（ESTEC））；Huygens-Kamerlingh Onnes Laboratory, Leiden University（莱顿大学惠更斯-卡末林·昂内斯实验室）；Departamento de Física, Universidad de Santiago de Chile（智利圣地亚哥大学物理系）；Center for Interdisciplinary Research in Astrophysics and Space Exploration (CIRAS), USACH（智利圣地亚哥天主教大学跨学科天体物理学与空间探索研究中心（CIRAS））
研究VELA X-1吸积X射线脉冲星脉冲轮廓变化，通过长时间观测分析不同时间尺度上的变化机制，发现吸收变化是主要因素。
2025-10-28 astro-ph.HE
Distorted cyclotron line profile in Cep X-4 as observed by NuSTAR
我们介绍了2014年Cep X-4爆发期间NuSTAR和Swift观测的光谱分析。我们在爆发的峰值和衰变期间分别观察了一次源，发现观测结果之间的光谱形状非常一致。我们描述的连续使用幂律费米-狄拉克截止在高能量。Cep X-4在30 keV附近具有非常强的回旋共振散射特性（CRSF）。具有高斯光学深度或伪洛伦兹轮廓的简单吸收状线都不能准确描述CRSF的形状，在线的红侧留下显著的偏差。我们的特点是这种不对称性与第二个吸收功能约19千电子伏。CRSF的线能量，这是不受此功能的增加，显示了一个小的，但显着的正光度依赖。Cep X-4的光度在（1-6）e36 erg/s之间，低于预期这种相关性的理论极限。这种行为类似于船帆座X-1，我们讨论这两个系统之间的相似之处。
2015-05-11 astro-ph.HE
A Suzaku View of Cyclotron Line Sources and Candidates
17个吸积中子星双星，大多数是高质量X射线双星，其中一半是Be型瞬变，在它们的X射线谱中表现出回旋共振散射特征（CRSF），特征线能量从10到60 keV。到目前为止，其中约三分之二，加上一些类似的系统没有已知的CRSF，已被观察到与朱雀。我们提出了一个概述，从这些观测结果，包括发现的CRSF在瞬态1A 1118-61和脉冲相位分辨光谱GX 301-2。这些观测允许在中等量的观测时间内以前所未有的准确度确定回旋加速器线参数。这是重要的，因为这些参数是变化的-例如，具有轨道相位、脉冲相位或光度-取决于脉冲星的磁场的几何形状和磁极处的吸积柱的性质。我们简要地介绍了CRSF的光谱模型，目前正在开发中，第一次是基于这些物理特性。除了回旋加速器谱线测量外，朱雀号分析的精选亮点还包括倾角和耀斑研究，例如，4U 1907+09和船帆座X-1的观测结果表明，它们显示出了cloudical风效应（如部分吸收和/或风提供的质量吸积率降低），也可能显示出磁层门效应。
2011-11-08 astro-ph.HE
Single Pulse Variability in Gamma-ray Pulsars
费米大天区望远镜每转一圈都能接收到来自任何$γ$射线脉冲星的$\ll$ 1个光子。然而，在观测到的数十亿颗明亮的恒星船帆座（PSR~ J 0835 $-$ 4510）和双子座（PSR~ J 0633 $+$ 1746）的旋转中，有几千颗恒星有$\geq$ 2个脉冲光子。这些罕见的对编码关于脉冲幅度和形状的可变性的信息。我们已经对这些配对进行了编目，发现观察到的数字与简单的泊松统计非常一致，在2 $σ$置信度下，将任何振幅变化限制在$<$ 19%（Vela）和$<$ 22%（Geminga）。使用一个阵列的基函数来模拟脉冲形状的变化，所观察到的脉冲相位分布的对限制Vela的脉冲形状变化的规模$<$ 13%，而Geminga，我们发现一个暗示的$\sim$ 20%的单脉冲形状的变化最相关的脉冲峰值。如果变化持续时间超过一个单一的旋转，更多的对可以收集，我们已经计算了上限的幅度和形状变化的假设相干时间高达100旋转，发现限制$\sim$ 1%（幅度）和$\sim$ 3%（形状）的两个双光子。由于大量的脉冲星磁层有助于产生$γ$射线脉冲，我们得出结论，这两个充满活力的脉冲星的磁层在一个旋转是稳定的，在更长的时间尺度上非常稳定。所有其他的$γ$射线光谱都太微弱，无法进行类似的分析。这些结果提供了有用的限制，迅速提高脉冲星磁层的模拟，揭示了各种大规模的不稳定性薄赤道电流片的大部分GeV的$γ$…
2022-06-12 astro-ph.HE astro-ph.IM
Unveiling the intensity-dependent wake structure of Vela X-1 using MAXI/GSC
本研究利用近13年MAXI/GSC数据，通过康普顿化连续谱建模分析Vela X-1吸收柱密度，证实平滑恒星风无法解释其轨道变化，需引入随强度改变几何形状的光电离或吸积尾流。
2025-04-06 astro-ph.HE
Energy-resolved pulse profiles of Vela X-1: cross-calibrating XMM-Newton and NuSTAR to trace spectral features
INAF - IASF Palermo（意大利国家天体物理研究所帕勒莫天文物理研究所）；Università degli Studi di Palermo（巴勒莫大学）；European Space Agency (ESA)（欧洲航天局）；University of Geneva（日内瓦大学）；INAF, Osservatorio Astronomico di Brera（意大利国家天体物理研究所布里拉天文台）；Friedrich-Alexander-Universität Erlangen-Nürnberg（埃尔朗根-纽伦堡大学）；Anton Pannekoek Institute for Astronomy, University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学安东·潘内克克天文学研究所）
通过XMM-Newton和NuSTAR的同步观测，研究Vela X-1的能分辨脉冲轮廓，分析宽波段脉冲分数光谱以追踪光谱特征，发现铁线区域的系统误差与仪器能分辨率差异有关。
2026-05-11 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
A NICER viewing angle on the accretion stream of Vela X-1
利用100多次NICER观测分析Vela X-1中6.4 keV Fe K$α$荧光线的轨道相位变化，发现受轨道运动扭曲的吸积流导致了额外的荧光反射成分并遮挡了伴星表面。
2023-03-06 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
First look at Vela X-1 with XRISM: A simultaneous campaign with XMM-Newton and NuSTAR
首次报告XRISM对Vela X-1的观测，结合XMM-Newton和NuSTAR同步数据，揭示了吸积结构变化及Fe Kα双线，展示XRISM研究星风吸积双星的潜力。
2025-09-29 astro-ph.HE
No anti-correlation between cyclotron line energy and X-ray flux in 4U 0115+634
利用RXTE和INTEGRAL观测了2008年3月/4月发生的一次脉冲周期为3.6s的高质量X射线双星4U 0115+63的爆发。在爆发期间，中子星的光度在3- 50 keV波段变化了10倍。在协议与早期的工作，我们发现在~10.7，21.8，35.5，46.7，和59.7千电子伏的五个回旋共振散射功能的证据。以前的工作发现了回旋加速器的基本线能量和X射线通量之间的反相关。我们表明，这种明显的反相关可能是由于回旋加速器线的参数与以前使用的连续模型，例如，负指数和正指数幂律（NPEX）。对于这个模型，我们表明，回旋线建模错误地导致描述的指数截止和连续可变性的一部分，而不是回旋线。当X射线连续谱用一个简单的指数截止功率定律来模拟时，谱线能量和通量之间的相关性消失，谱线参数在整个爆发过程中几乎保持不变。因此，我们的结论是，以前报道的反相关性是一个工件的假设中采用的建模的连续。
2012-11-27 astro-ph.HE
Accreting on the edge: a luminosity-dependent cyclotron line in the Be/X-ray Binary 2S 1553-542 accompanied by accretion regimes transition
吸积X射线星（XRP）经历发光的X射线爆发，在此期间，可以详细分析中子星发射的光度依赖的光谱和定时特征，从而揭示吸积机制的工作。我们利用NuSTAR，Swift/XRT，AstroSat和NICER进行的监测活动，沿着其罕见的爆发之一跟踪Be/X射线Binary 2S 1553-542，并追踪其光谱和时间演变。我们报告发现的光度依赖的回旋线能量的第一次在这个来源。脉冲轮廓和脉冲分数也显示出沿爆发的变化，一致的解释，即源从亚临界到超临界吸积制度的过渡，由L $_{crit}\approx4\times10^{37}$ erg/s的临界光度分开。
2022-02-06 astro-ph.HE
Luminosity-dependent changes of the cyclotron line energy and spectral hardness in Cep X-4
吸积双星的X射线光谱通常被观测到随其X射线光度而变化。特别是，硬度的X射线连续被发现取决于光度。在一些源中，回旋共振散射特征（CRSF）的能量和光度之间的相关性是明确的。不同类型（符号）的相关性被认为反映了不同的吸积模式。我们分析了NuSTAR在2014年爆发期间对瞬态吸积脉冲星Cep X-4的两次观测。我们的分析集中在CRSF能量和X射线光度的光谱硬度的依赖关系的详细调查，特别是在短时间尺度上。为了研究两次观测中光谱变化随光度的变化，我们使用了光源在单个脉冲周期（数十秒）时间尺度上的固有变化，即所谓的脉冲间变化。我们发现Cep X-4的NuSTAR光谱包含两个CRSF：在~30 keV的基本线和在~55 keV的谐波。我们第一次发现，基本CRSF的能量增加，连续变得更难与增加X射线光度不仅在两个观测之间，也就是说，在长时间尺度上，而且在一个单独的观察，在几十秒的时间尺度上。我们调查这些依赖关系的详细情况，包括其非线性。我们讨论了一个可能的物理解释所观察到的行为的框架内的一个简单的一维模型的极性发射区与碰撞冲击形成的下落等离子体附近的中子星表面。利用这个模型，我们能够再现所观察到的连续硬度比和CRSF能量随光度的变化。
2017-02-21 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
Revisiting the archetypical wind accretor Vela X-1 in depth -- A case study of a well-known X-ray binary and the limits of our knowledge
背景：船帆座X-1是研究得最好的X射线双星之一。然而，在随后的研究中经常使用其参数的具体值，而没有考虑替代方案。目的：我们的目标是提供一个强大的汇编和综合有关船帆座X-1的积累知识作为未来研究的坚实基线，并确定未来可能的研究的具体途径。方法：我们探索Vela X-1的文献和建模工作，描述系统知识的演变。我们还添加了来自公共数据的信息，特别是Gaia EDR 3版本。结果如下：我们更新了与船帆座X-1的距离，HD 77518的光谱分类，发现超巨星可能非常接近于填满其洛希瓣。对恒星风的聚集性的限制已经得到改善。轨道是很好的确定，但不确定的倾角限制了中子星质量的信息。对恒星风的估计已经朝着更低的速度发展，支持了中子星周围瞬时风捕获盘的想法。流体动力学模型和观测结果与中子星的吸积尾迹一致。结论：Vela X-1是一个优秀的实验室，但仍有很大的改进空间。需要进行协调良好的多波长观测和活动，以解决固有的变异性问题。新的工具将带来新的机会。星风模型应该考虑到HD 77581的轨道偏心率和非球形形状。现实的多维模型的辐射转移在紫外线和X射线是必要的，但仍然非常具有挑战性。为了更好地理解等离子体-磁层耦合，需要改进涵盖广泛尺度的MHD模型。吸积柱的完整特征仍然是另一个公开的挑战。（arXiv的缩写）
2021-05-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hints of gamma-ray orbital variability from gamma^2 Velorum
上下文碰撞风双星是具有强烈相互作用的恒星风的大质量系统，可以作为粒子加速器。因此，这样的二进制是在高能量下检测的良好候选者。然而，只有巨大的双星船底座伊塔与伽马射线信号紧密相关。第二个星系是船帆座γ ^2，它在位置上与一个γ射线源重合，但仍然缺乏明确的识别。目标。观测到磁通量的轨道调制，就可以明确地确定双星伽马^[2]速度轮是费米大天区望远镜（Fermi-LAT）探测到的伽马射线源。方法.我们已经使用了超过10年的观测与费米-LAT。事件与双星的轨道周期折叠，以寻找变化。通过与更保守的脉冲选通分析进行比较，研究了附近Vela脉冲星强辐射可能引起的系统误差。结果轨道变化的线索被发现，表明最大的流量从二进制在apastron通道。结论.我们的分析加强了伽马射线产生于船帆座γ ^2的可能性，这很可能是风碰撞区域中粒子加速的结果。观测到的轨道变化与最近MHD模拟的预测一致，但与船底座伊塔的轨道变化形成对比，其中光变曲线的峰值出现在近星点。
2020-03-12 astro-ph.HE
The clumpy absorber in the high-mass X-ray binary Vela X-1
明亮和黯然失色，高质量的X射线双星船帆座X-1提供了一个独特的机会，研究吸积到一个中子星从cluperous风的O/B星和解开复杂的吸积几何这些系统。在轨道相位约为0.25的Chandra-HETGS光谱中，当我们的视线朝向源时，不通过大尺度吸积结构，如吸积尾流，我们观察到整个光谱形状在几千秒的时间尺度上的变化。这种光谱的可变性，至少在一定程度上，是由整体吸收的变化，我们表明，这种强烈的可变吸收不可能由未受干扰的cluerous风的O/B星。我们检测线的功能，从高和低电离种硅，镁和氖的强度和存在取决于整体水平的吸收。它们意味着冷和热的气体相共存的系统，我们解释为一个高度可变的，结构化的吸积流接近紧凑的对象，如最近看到的风吸积在高质量X射线二进制的模拟。
2017-11-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Discovery of a QPO in the X-ray pulsar 1A 1118-615: correlated spectral and aperiodic variability
我们的目标是调查的X射线的时间和光谱的变化，高质量的X射线二进制1A 1118-615在II型爆发。我们使用RXTE数据对1A 1118-615的巨大爆发进行了详细的颜色，光谱和时间分析。结果我们报告发现一个可变的准周期振荡（QPO）的功率谱密度1A 1118-615，与质心频率为~0.08 Hz。QPO的质心频率与X射线通量相关，正如根据QPO生产的最认可模型所预期的那样。对于高于~4 keV的能量，QPO rms可变性随着能量的增加而减小。脉冲轮廓显示能量依赖性，在较低能量下具有双峰轮廓，在较高能量下具有单峰轮廓。从光谱分析，我们确认的回旋吸收功能的存在下，在~60千电子伏，测量的最高值的X射线脉冲星。我们发现，光谱参数（光子指数，截止能量，铁荧光线强度）显示出显着的依赖流量。我们检测到两个不同水平的中性氢柱密度，可能是由于同伴活动。本文首次报道了X射线脉冲星的时间和光谱参数之间的关系。当达到饱和水平时，光谱/时间参数和X射线通量之间的所有相关性都存在于~ 6 x 10 ^-9 erg cm^-2 s^-1的通量中。我们建议，所观察到的饱和度对应于中子星磁层的最小范围。我们从两种独立的方法估计了中子星的磁场，使用光谱（回旋加速器线能量）和定时（QPO频率）分析的结果，获得了一致的值，约为7- 8 × 10^12 G。并与其它X射线谱仪进行了比较，讨论了综合谱和时间分析的结果。
2010-11-03 astro-ph.HE
Timing and spectral variability of high mass X-ray pulsar GX 301--2 over orbital phases observed by Insight-HXMT
本文报道了高质量X射线双星GX 301 - 2的轨道X射线变率。GX 301 - 2在2018- 2020年经历了一个旋转过程，周期从$\sim$ 685 s演变到670 s。脉冲星在1- 60 keV能量范围内的能量分辨脉冲轮廓在不同的轨道相位上从单峰和正弦形状变化到多峰形状。轨道上的脉冲分数与X射线通量呈负相关。脉冲星的宽带X射线能谱可用部分覆盖的负正截止幂律连续模型描述。在脉冲星的近星通过附近，我们发现了一个强烈的变化，在额外的柱密度（$NH_{2}$），这与流量的变化。绘制了Fe K $α$和Fe K $β$谱线的生长曲线，研究了中子星周围物质的分布。在GX 301 - 2的相位平均谱中，我们还发现了两条回旋吸收线的证据，一条在30- 42 keV之间，另一条在48- 56 keV之间。两条谱线的质心能量与X射线光度的关系相似：在较低的光度范围内正相关，在$10^{37}$ erg的$^{-1}$的临界光度以上负相关。本文用~ $(0.5-2)\times 10^{13}$ G.两个回旋加速器线能量具有约1.63的几乎固定的比率，同时具有低强度比率（约0.05），这表明这两个特征实际上可能是一条线。
2021-06-28 astro-ph.HE
Cyclotron lines in highly magnetized neutron stars
回旋谱线（英语：Cyclotron lines），又称回旋共振散射特征（英语：Cyclotron resonant scattering features，CRSF），是一种光谱特征，通常出现在含有高磁化中子星的天体的X射线光谱中，以吸收的形式出现，可以直接测量这些天体的磁场强度。回旋加速器的特征被认为是由于强磁场中的电子对光子的共振散射。本文的主要内容集中于在磁场为几个10 ~（12）高斯量级的吸积X射线双星（XRBP）中发现的电子回旋谱线。此外，可能的质子回旋线从单个中子星甚至更强的磁场进行了简要讨论。关于电子回旋线，我们提出了一个更新的XRBP列表，显示这样的吸收线的证据。第一条这样的谱线是在1976年对吸积脉冲双星武仙座X-1的气球观测中发现的，它被认为是对中子星磁场的第一次直接测量。截至今天（2018年年中），我们列出了36个XRBP，显示了一条或多条电子回旋吸收线的证据。有几个只测量了一次，必须加以确认（还有几个物体被列为候选物体）。除了对象的表，我们总结的证据的回旋加速器线的可变性作为各种参数的函数（特别是脉冲相位，光度和时间），并添加了不同的观察到的现象和相关的理论建模的尝试的讨论。我们还讨论了我们对高磁化中子星吸积的基本物理的理解。对于质子回旋加速器线，我们列出了七颗中子星的表格，并讨论了它们的性质和这些物体的物理性质。
2018-12-09 astro-ph.HE hep-ph
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
Orbital- and spin-phase variability in the X-ray emission from the accreting pulsar Cen X-3
分析了高质量X射线双星Cen X-3的39 ksNuSTAR观测数据，研究了其轨道和自旋相位谱的变化。观测覆盖了源的$Φ=0.199$ - $0.414$的轨道相位，其中$Φ=0$对应于日食中期。轨道相位分辨光谱表明，低能量的光子是更占主导地位的光谱波动，很大一部分的变化可以解释在吸收的恒星风团块。另一方面，自旋相位分辨光谱与能量分辨脉冲轮廓一起，在高能带中呈现出大的通量变化，这表明变化的起源是吸积柱内康普顿化的不同效率。包括Fe发射线或回旋共振散射特征（CRSF）的能带与附近的能带相比显示出明显的可变性。铁谱线沿自旋相的变化很小，这表明发射区远离中子星。CRSF的中心能量和强度都与自旋相位分辨通量呈正相关，这表明当光子来自高通量区域时，它们面临更强的磁场和更深的吸收。我们还研究了轨道和自旋相位变异的独立性。它们之间没有相关性，并且高度独立，这意味着吸积流在观测过程中是稳定的。
2022-12-21 astro-ph.HE
Timing and Spectral Analysis of the 2024 Outburst of 2S 1553$-$542 with NuSTAR and NICER
University of Groningen（格罗宁根大学）；Wuhan University（武汉大学）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；Guizhou Minzu University（贵州民族大学）
该研究利用NuSTAR和NICER对2S 1553$-$542在2024年爆发进行定时和光谱分析，测量脉冲周期等，分析光谱特征获回旋能量等，还搜索NICER GTIs中的mHz变异性，虽有局部过剩但视为候选而非确定检测。
2026-07-29 astro-ph.HE
Quasi-periodic oscillations from post-shock accretion column of polars
一组强磁化吸积白矮星（极星）在其光学光度中表现出频率约为赫兹的准周期振荡（QPO）。这些Hz频率QPO被认为是由在后冲击吸积柱发出的辐射强度变化产生的。由底部有效冷却过程引发的激波后区域的热不稳定性被认为是时间变化背后的主要原因。在这里，我们研究了激波后吸积柱的结构和动力学性质，包括韧致辐射和回旋辐射的影响。我们发现，显着的回旋辐射在光学波段的存在下，减少了整体的变化后冲击区。在恒星表面上方有一个较大的激波后区域的情况下，由于恒星引力而产生的分层效应就变得很重要。受强引力影响的吸积柱，其底部热不稳定性的强度减小，其变率减小。另一方面，冷，致密的等离子体，积累在恒星表面上方，可能会增强后冲击的变化，由于传播的磁扰动。冲击后区域的这些特征与V834~Cen的观测特性一致，并且通常与QPO频率约为Hz的激变变星源一致。
2017-09-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Search for gamma-ray variability around Fermi-LAT pulsar glitches
Friedrich-Alexander Universität Erlangen-Nürnberg（弗里德里希·亚历山大埃尔朗根-纽伦堡大学）；Istituto Nazionale di Fisica Nucleare, Sezione di Pisa（意大利国家核物理研究所比萨分部）；Università di Pisa, Dipartimento di Fisica E. Fermi（比萨大学E.费米物理系）；Santa Cruz Institute for Particle Physics, Department of Physics and Department of Astronomy and Astrophysics, University of California at Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校粒子物理研究所、物理系和天文与天体物理系）
本研究通过分析费米-LAT数据，发现脉冲星在glitch期间伽马射线发射无显著变化，但PSR J2021+4026的伽马射线特性独特，提示需进一步研究glitch与伽马射线发射的关系。
2026-01-07 astro-ph.HE
Study of the X-ray Pulsar XTE J1946+274 with NuSTAR
我们提出了我们对瞬态X射线脉冲星XTE J1946+274发射的光谱和时序分析结果，这些分析基于NuSTAR和Swift/XRT在2018年6月明亮爆发期间在0.3-79 keV的宽能量范围内同时进行的观测。我们的光谱分析证实了在能量$\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
Detailed X-ray spectroscopy of the magnetar 1E 2259+586
磁场的几何形状预计将在磁星活动中发挥基本作用。在SGR 0418+5729的X射线光谱中发现了相位可变吸收特征，解释为回旋共振散射，表明磁星的磁场中存在非常强的非偶极分量。我们对脉冲星1 E 2259+586进行了XMM-牛顿观测，以寻找强局部磁场的光谱特征。在相位平均的X射线光谱，我们发现了一个广泛的吸收功能在非常低的能量（0.7千电子伏）的证据。如果这一特征是源所固有的，则可能是由于靠近恒星表面的质子的共振散射/吸收。线能量意味着磁场约为10^14 G，大致类似于自旋下降的测量值，约为6 × 10^13 G。对X射线相-能图的检查显示了进一步吸收特征的证据，其能量强烈地依赖于旋转相（E >~ 1 keV）。与在其他磁星源（特别是SGR 0418+5729）中检测到的类似特征不同，它太浅，并且仅限于小的相位间隔，无法用窄的相位可变回旋吸收线进行建模。一个详细的相位分辨光谱分析揭示了显着的相位相关的连续变化，特别是在2千电子伏以上。我们的结论是，1 E 2259+586中的相位的所有变化都可以归因于连续谱性质的变化，这些变化与共振康普顿散射模型的预测一致。
2019-05-30 astro-ph.HE
The structure of blue supergiant winds and the accretion in supergiant High Mass X-ray Binaries
我们发展了一个OB超巨星的星风模型，研究了云团风吸积对高质量X射线双星光度和光变性质的影响。假设这些团块被周围气体的冲压压力所限制，并探索它们的质量和半径的不同分布，我们在邦迪-霍伊尔吸积理论的框架内计算了预期的X射线光变曲线，修改后考虑到团块的存在。由此产生的变率特性被发现不仅取决于假设的轨道参数，但也对风的特性。然后，我们应用这个模型再现了三个代表性的高质量X射线双星的X射线光变曲线：两个持久的超巨星系统（VelaX-1和4U 1700 -377）和超巨星快速X射线瞬态IGRJ 11215 -5952。该模型可以很好地再现观测到的光变曲线，但在所有情况下，需要从超巨星的整体质量损失约3-10倍，小于从紫外线研究推断的值，假设一个均匀的风。
2009-06-17 astro-ph.HE
Discovery and characterization of ZTF J0112+5827: An 80.9-minute polar with strong cyclotron features
本文发现并表征了轨道周期80.9分钟的磁激变变星ZTF J0112+5827，通过X射线、光变、光谱和多普勒层析成像确认其为含强磁白矮星的极型系统，磁场强度约38.7 MG。
2025-02-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
A success story: 3C 454.3 in the gamma-ray energy band
自2007年以来，blazar 3C 454.3已经成为天空中最活跃和最明亮的伽马射线源，值得获得“疯狂钻石”的绰号。伽马射线能带的短期变化和强烈耀斑期间达到的极高峰值通量使3C 454.3成为研究耀变体喷流性质的最佳目标之一。我们回顾了近四年来这个非凡的源的观测特性，讨论了短期和长期的多波长活动，特别强调了最近发生在2010年11月20日的耀斑事件，当时3C 454.3在每日时间尺度上达到伽马射线通量（E>100 MeV）高于6.5E-5 ph/cm 2/s，大约是最亮的伽马射线稳定源船帆座脉冲星通量的6倍。
2011-11-03 astro-ph.HE
Rapid quasi-periodic reconfiguration of the accretion column in pulsar 1A 0535+262
Nankai University（南开大学）；National Time Service Center, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家授时中心）；Sun Yat-Sen University（中山大学）；Mullard Space Science Laboratory, University College London（伦敦大学学院穆拉德空间科学实验室）；University of Oxford（牛津大学）
通过分析X射线脉冲星1A 0535+262巨暴发期间的准周期硬X射线通量变化与回旋谱线能量的同步振荡，发现吸积柱的几何重构导致谱线能量快速变化，揭示了辐射压主导的高光度吸积脉冲星中吸积柱的内在动力学状态。
2026-06-01 astro-ph.HE
Viscous timescale in high mass X-ray binaries
内容：发现低质量X射线双星的功率密度谱具有很低的频率突变，低于该频率时，功率密度谱近似为白噪声结构，而在较高频率时，功率密度谱近似遵循$P_ν\propto ν^{-1.3}$定律。目的：2005年，Gilfanov和Arefiev研究了$10^{-8}-10^{-1}$ Hz频率范围内持久性LMXB的X射线变化，为了确定高质量X射线双星的功率密度谱是否具有相似的性质，以及低质量X射线双星的发现是否也适用于高质量双星，我们分析了Rossi X射线定时探测器的全天监视器产生的高质量X射线双星源的时间序列。方法：利用自相关函数的余弦变换，获得了高质量X射线双星的功率密度谱。结果：我们确定了七个源的断裂频率，即OAO 1657-415，SS 433，Vela X-1，SMC X-1，4U 1700-377，GX 301-2和LMC X-1。OAO 1657-415、SS 433、SMC X-1和LMC X-1等源相对于轨道频率（$f_{break}/f_{orbit}$）的归一化突变频率与Roche瓣溢出系统的突变频率一致。然而，其他高质量X射线双星系统船帆座X-1、GX 301-2和4U 1700-377具有较大的破裂频率比$f_{break}/f_{orb} $，这表明粘性时间较短。这些都是风吸积源，系统中的恒星风只允许形成短半径的圆盘。因此，我们定性地区分的罗氏瓣溢出双星风吸积系统…
2011-02-21 astro-ph.HE
Long Term Variability of a Black Widow's Eclipses -- A Decade of PSR J2051$-$0827
在本文中，我们报告的$\sim10$年的观测PSR J2051 $-$ 0827，在无线电频率范围110- 4032兆赫。我们调查的日食现象，这黑寡妇脉冲星使用模型适合增加分散和散射的脉冲无线电发射，因为它穿越日食介质。这些模型拟合揭示了在短至轨道周期的时间尺度上分散特征的变化，以及在月-年的时间尺度上以前未知的趋势。在低频食宽、轨道周期变化和双星内部物质密度的趋势之间没有发现明显的模式。使用极化校准的观测，我们提出了第一个可用的限制磁场强度的日食区域内的这个系统，视线场的平均线被限制为$10^{-4}$ G $\lesssim B_{||} \lesssim 10^2$ G，而对于一个领域的情况下，指向近垂直于视线，我们发现$B_{\perp} \lesssim 0.3$ G。在日食期间的线性偏振脉冲的去极化被检测到，并归因于快速旋转测量波动的$σ_{\text{RM}} \gtrsim 100$ rad m $^{-2}$沿，或跨越，视线平均在一个子集成。的结果被认为是在日食机制的背景下，我们发现散射和/或回旋吸收提供了最有前途的解释，而分散拖尾最终排除。最后，我们估计伴星的质量损失率为$\dot{M}_{\text{C}} \sim 10^{-12} M_\odot$ yr $^{-1}$，这表明伴星在任何合理的时间尺度上都不会完全蒸发。
2019-09-13 astro-ph.HE
X Persei: A study on the origin of its high-energy emission
针对Be/X射线双星X Persei硬X射线辐射起源的争议，研究结合多台望远镜的长期观测数据开展光谱分析，排除了体康普顿化和CRSF作为高能分量起源的可能，提出回旋发射是潜在成因。
2024-06-21 astro-ph.HE
Timing and Spectral Analysis of HMXB OAO 1657-415 with NuSTAR
这项工作通过使用核光谱望远镜阵列（NuSTAR）于2019年6月进行的观测，对高质量X射线双星脉冲星OAO 1657 - 415进行了全面的计时和光谱分析。在这次观测中，OAO 1657 - 415的X射线变异系数约为3。在70 keV以下观测到37.03322（14）s的X射线脉动。OAO 1657 - 415正在经历使用$\dot{P} = 9(1) \times 10^{-8}$ s s $^{-1}$的自旋下降阶段。这是一个比长期旋转速度大100左右的数量级。在观察过程中，脉冲轮廓略有变化。我们已经讨论了源的长期脉冲周期的历史跨越43年的时基，包括最新的费米/GBM数据。3 - 70 keV源谱由部分覆盖的截止幂律、6.4 keV的Fe K $_α$线和6.3 keV的康普顿肩描述。我们报告了在40 keV附近存在回旋吸收特征，这表明$3.59 \pm 0.06 \ (1 + z)^{-1} \times 10^{12}$和$3.29_{-0.22}^{+0.23} \ (1 + z)^{-1} \times 10^{12}$ G的表面磁场强度。这项工作显示了第一个强大的回旋吸收功能的存在源。
2021-11-23 astro-ph.HE
Fingerprints of thermal Comptonization in accreting neutron stars. Plasma-vacuum interplay in cyclotron lines and polarisation
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天体粒子物理中心）；INAF - IASF Palermo（意大利国家天体物理研究所巴勒莫分院）；Dipartimento di Fisica e Chimica Emilio Segrè, Università degli Studi di Palermo（巴勒莫大学埃米利奥·塞格雷物理与化学系）；Department of Astronomy, University of Geneva（日内瓦大学天文学系）；INAF, Osservatorio Astronomico di Brera（意大利国家天体物理研究所布里拉天文台）；School of Physics and Astronomy, University of Southampton（南安普顿大学物理与天文学学院）
本研究通过计算磁化康普顿化等离子体的偏振宽带谱，识别出吸积中子星中热康普顿化的能量相关各向异性特征，为探测中子星几何等提供互补诊断。
2026-08-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Variability study of classical supergiant X-ray binary 4U 1907+09 using NuSTAR
本研究利用2024年NuSTAR新观测数据，分析经典超巨星X射线双星4U 1907+09的X射线变异性，发现其流量波动显著，测得脉冲周期、CRSF特征及光谱参数变化规律，为研究该系统吸积动力学与磁场几何提供新依据。
2025-06-13 astro-ph.HE
Pulse-amplitude-resolved spectroscopy of bright accreting pulsars: indication of two accretion regimes
内容：除了相干脉动外，许多吸积中子星在与其脉动周期相当或更短的时间尺度上表现出耀斑活动和强烈的非周期性变率。这种行为表明，在吸积体附近的吸积流必须是高度非定常的。对这种现象的观测研究往往是有问题的，因为它需要非常高的X射线数据统计和特定的分析技术。目的：在我们的研究中，我们使用了高分辨率的数据与RXTE和INTEGRAL上的明亮的瞬态和持久的恒星样本，进行深入的研究，其可变性的时间尺度可比的脉动周期-“脉冲到脉冲的变化”。研究方法：高质量的数据使我们能够收集不同振幅的单个脉冲，并探索它们的X射线光谱作为脉冲振幅的函数。所描述的方法使我们能够第一次研究恒星X射线光谱的光度依赖性，在观测中，源的平均（在许多脉冲周期内）光度保持恒定。结果如下：在所有的研究中，我们揭示了显着的光谱变化作为脉冲高度的函数，在连续和回旋吸收功能。源似乎形成两个组，示出了光谱对脉冲高度的不同依赖性。我们解释这样的分工作为两个不同的吸积制度，在不同的星系工作的表现。
2011-07-12 astro-ph.HE
NuSTAR and Swift observations of two supergiant fast X-ray transients: AX J1841.0-0536 and SAX J1818.6-1703
本文利用Swift和NuSTAR对两颗超巨星快速X射线暂现源进行同时观测，通过详细光谱分析搜寻回旋共振散射特征，发现SAX J1818.6-1703的光谱中可能存在对应于约1.2×10^12 G磁场强度的特征，表明其为低磁化中子星。
2024-01-06 astro-ph.HE
Optical timing studies of isolated neutron stars: Current Status
孤立中子星是快速旋转的天体，是高时间分辨率观测的天然目标，可以进行全电磁波谱观测。随着在光学（加上紫外和红外）波长上探测到的物体数目现在增加到24个，在这些波长上对惯性导航卫星进行高时间分辨率观测变得越来越重要。虽然经典的旋转动力射电天文台，如蟹状星云和船帆座星云，是第一个在光域中以高时间分辨率研究的INS，但在过去二十年中进行的观测揭示了其他类型的INS的潜在目标，这些INS不是旋转动力的，尽管它们的周期性变化仍然与中子星旋转有关。在本文中，我回顾了高时间分辨率观测的INS在光学领域的不同类别的对象：旋转供电的恒星，磁星，热发射中子星，快速无线电瞬变的现状，我描述了他们的定时特性，我概述了他们的光学定时研究的科学潜力。
2010-07-28 astro-ph.HE
NuSTAR investigation of X-ray variability and hard X-ray spectral properties in IGR J16320-4751 and IGR J16479-4514
本研究利用NuSTAR首次在硬X射线波段表征两个大质量X射线双星，解释耀发起因、脉冲与光谱性质，并估算中子星磁场。
2023-06-02 astro-ph.HE
Accretion regimes in the X-ray pulsar 4U 1901+03
4U 1901+03是一颗高质量的X射线脉冲星，于2003年爆发。罗西X射线定时探测器进行的观测表明，光谱和定时的变化，包括检测耀斑，准周期振荡，脉冲轮廓的复杂变化，和脉冲相位相关的光谱变化。我们重新分析了涵盖2003年X射线爆发的数据，并集中在迄今为止尚未讨论的可变性的几个方面。这些是10千电子伏的功能和X射线光谱状态和它们的关联与吸积制度，包括过渡到螺旋桨状态的爆发结束。我们发现4U 1901+03在X射线爆发过程中经历了三个吸积区。在爆发的高峰期和很短的时间内，X射线通量可能已经超过了在中子星表面上方一定距离处形成辐射激波的临界极限。然而，大多数时候，源处于亚临界状态。只有在爆发结束时，当光度降低到~10^{36}（d/10 kpc）^2 erg/s以下时，源才进入螺旋桨区。这些制度的存在的证据来自脉冲轮廓，硬度强度图的形状，以及各种光谱参数与通量的相关性。10千电子伏的功能似乎强烈依赖于X射线通量和脉冲相位，这打开了解释这一功能作为回旋线的可能性。
2016-08-22 astro-ph.HE
