X射線雙星回旋吸收線研究進(jìn)展

葉長青，王德華，張承民，吳慶東

(1.貴州師范大學(xué) 物理與電子科學(xué)學(xué)院，貴陽550025；2.貴州師范大學(xué) 貴州省射電天文數(shù)據(jù)處理重點(diǎn)實(shí)驗(yàn)室，貴陽550025；3.中國科學(xué)院 國家天文臺(tái)，北京100101；4.中國科學(xué)院大學(xué)，北京101400)

1 引 言

中子星是大質(zhì)量恒星演化到晚期，經(jīng)超新星爆發(fā)而形成的產(chǎn)物。中子星具有較強(qiáng)的磁場、引力場和超高的物質(zhì)密度，是研究極端環(huán)境下物理現(xiàn)象的天然實(shí)驗(yàn)室[1–4]。磁場是中子星重要的物理參數(shù)之一，對(duì)其測量的方法主要包括以下四種：(1)根據(jù)磁通守恒原理，由前身星磁場大小估計(jì)中子星磁場[5]；(2)對(duì)于轉(zhuǎn)動(dòng)供能脈沖星，根據(jù)磁偶極輻射假設(shè)估計(jì)中子星磁場[6,7]；(3)對(duì)于吸積供能中子星，根據(jù)磁球半徑與X 射線光度關(guān)系估計(jì)中子星磁場[8]；(4)對(duì)于X 射線雙星，根據(jù)回旋共振散射特征(cyclotron resonance scattering feature,CRSF)，即回旋吸收線特征，測量中子星磁場[9]。回旋吸收線方法是唯一能夠直接測量中子星磁場的方法[10]。

X 射線雙星中，中子星通過吸積伴星物質(zhì)而發(fā)射X 射線(0.1～100 keV)。系統(tǒng)在寧靜態(tài)的光度范圍是1026～1028J·s?1，爆發(fā)態(tài)的光度能達(dá)到1031J·s?1[11]。在該系統(tǒng)的中子星表面附近，電子能量量子化至朗道能級(jí)，并經(jīng)與光子的共振散射作用，在X 射線能譜中呈現(xiàn)吸收線特征：

其中，Ecyc是回旋吸收線能量(常用單位為千電子伏)，是普朗克常數(shù)，e是電子電荷量，me是電子質(zhì)量，c是光速，B是磁場強(qiáng)度，B8是以108T 為單位的磁場強(qiáng)度。實(shí)際觀測到的回旋吸收線能量還受到中子星的引力場紅移的影響：

其中，En為n階能量(n= 1,2,3,···)，En,obs為觀測的回旋吸收線能量，z是引力紅移。根據(jù)回旋吸收線的發(fā)射位置，z為0.2～0.3[12]。

1976年，Tr¨umper 等人[13]利用氣球上搭載的X 射線探測器，首次在Her X-1 的能譜中發(fā)現(xiàn)了回旋吸收線現(xiàn)象。1987年，日本發(fā)射了Ginga X射線衛(wèi)星，并在15 顆源中觀測到了回旋吸收線現(xiàn)象[14]。除此之外，RXTE[15],BeppoSAX[16],INTEGRAL[17],Swift[18],Suzaku[19]等衛(wèi)星也為回旋吸收線的觀測研究作出了巨大貢獻(xiàn)[10]。2012年，美國國家航空航天局(NASA)發(fā)射了高能譜分辨率的X 射線衛(wèi)星NuSTAR[20]，并觀測到了一些新的回旋吸收線源。近年來，中國發(fā)射了具有較寬的能段范圍(1～250 keV)的硬X 射線調(diào)制衛(wèi)星——慧眼，為觀測更多高能量(≥80 keV)的回旋吸收線源提供了可能性[21,22]。截至目前，X 射線雙星中探測到的基態(tài)或基頻回旋吸收線能量范圍為10～80 keV，對(duì)應(yīng)的磁場強(qiáng)度范圍為107～109T[11]。

探測技術(shù)的進(jìn)步使得人們?cè)诨匦站€的觀測方面取得了很多新進(jìn)展，例如，近年來人們發(fā)現(xiàn)一些源的二階諧頻與基頻回旋吸收線能量之比不是嚴(yán)格等于2；回旋吸收線形態(tài)具有復(fù)雜性，且形態(tài)參數(shù)之間存在相關(guān)性；回旋吸收線能量與源的X 射線光度間存在多重依賴關(guān)系；回旋吸收線能量隨著脈沖相位而發(fā)生變化；回旋吸收線存在長時(shí)標(biāo)演化等[11]。理論上，人們通常認(rèn)為，X 射線雙星中，吸積物質(zhì)沿磁力線到達(dá)中子星兩極并形成吸積柱，而回旋吸收線的發(fā)射因受到吸積柱高度、發(fā)射區(qū)磁場強(qiáng)度和吸積物質(zhì)的物理性質(zhì)等多種因素影響，其觀測參數(shù)之間可能呈現(xiàn)復(fù)雜的相關(guān)性[23,24]。例如，理論上人們認(rèn)為，吸積柱幾何和輻射形狀依賴于吸積率或X 射線光度[25]。對(duì)于高X 射線光度源，下落物質(zhì)由輻射主導(dǎo)的激波制動(dòng)，因此，光子沿著垂直于吸積柱方向逃逸，并呈扇形的X 射線輻射形狀[26,27]。此時(shí)，隨著光度和吸積柱高度的增加，回旋吸收線形成區(qū)的磁場強(qiáng)度下降，觀測到的回旋吸收線能量減小[28,29]。對(duì)于低X 射線光度源，自由下落的物質(zhì)在近中子星表面附近由庫侖相互作用制動(dòng)，因此，光子沿著吸積柱方向逃逸，并呈鉛筆形的X 射線輻射形狀[26,27]。此時(shí)，隨著光度和吸積柱高度降低，回旋吸收線形成區(qū)的磁場強(qiáng)度增加，觀測到的回旋吸收線能量增加。

第2 章簡述回旋吸收線的形成原理；第3 章介紹回旋吸收線的最新觀測進(jìn)展及其理論解釋，包括諧頻與基頻回旋吸收線能量的比、回旋吸收線形狀的復(fù)雜性及形態(tài)參數(shù)間的相關(guān)性、回旋吸收線能量與光度的關(guān)系、回旋吸收線的脈沖相位解析譜及回旋吸收線的長時(shí)標(biāo)演化；第4 章進(jìn)行總結(jié)與展望。

2 回旋吸收線的形成

在中子星的強(qiáng)磁場環(huán)境下，電子繞磁力線做回旋運(yùn)動(dòng)的拉莫半徑rL和拉莫頻率ωL分別是：

其中，v⊥是電子速度垂直于磁場的分量[12]。一般認(rèn)為，當(dāng)磁場達(dá)到臨界值Bcrit=m2ec3/(e)=44×108T，即電子的回旋能量與其靜止能量相當(dāng)(ωL≈mec2)時(shí)，電子動(dòng)量在垂直于磁場方向的分量P⊥需要進(jìn)行相對(duì)論量子力學(xué)修正，得到量子化的朗道動(dòng)量：

這時(shí)，電子的散射截面在不同朗道能級(jí)差處發(fā)生共振并加強(qiáng)(見圖1)，同時(shí)，由于朗道能級(jí)的熱展寬作用，光子的能量在接近兩個(gè)電子朗道能級(jí)的差值時(shí)，會(huì)因電子的能級(jí)躍遷作用而被吸收，因此，X 射線能譜具有吸收線特征：

其中，θ是光子入射方向與磁力線方向的夾角，是引力紅移量，G是引力常數(shù)，M?和R?分別是中子星的質(zhì)量和半徑，n是量子數(shù)，n=1 代表基頻回旋吸收線能量，n=2,3,4,···分別代表2,3,4,···階諧頻回旋吸收線能量。

圖1 電子躍遷時(shí)散射截面隨靜止能量變化圖[30]

回旋吸收線在X 射線能譜中表現(xiàn)為疊加的n階吸收線特征。對(duì)能譜擬合時(shí)，人們常用冪律函數(shù)加指數(shù)截?cái)嗪瘮?shù)來描述X 射線雙星的連續(xù)譜，例如：

其中，F(xiàn)是光子數(shù)流量；E是能量；α是譜光子指數(shù)(冪律指數(shù))，其值通常為0.5～2.0；Ec是截?cái)嗄芰?，其值通常?～30 keV；A是系數(shù)；Ef是折疊能。以下是幾種常用的能譜擬合模型：(1)冪律函數(shù)加費(fèi)米-狄拉克形式的指數(shù)截?cái)嗪瘮?shù)模型(Fermi-Dirac cutoff,FDCO)[31]；(2)負(fù)(和正)冪律函數(shù)加指數(shù)截?cái)嗪瘮?shù)模型(negative and positive power laws with a common exponential cutoff factor,NEPX)[14]；(3)改進(jìn)的冪律函數(shù)加高能截?cái)嗪瘮?shù)模型(modified power law cutoff model,MPLCUT)[32]。在此基礎(chǔ)之上，X 射線雙星的能譜還需疊加Fe 的發(fā)射線(能量范圍為6～8 keV)和回旋吸收線(能量范圍為10～80 keV)結(jié)構(gòu)，其中回旋吸收線輪廓常用高斯函數(shù)或洛倫茲函數(shù)來擬合。作為例子，圖2展示了平均脈沖相位下4U 0115+634 的X 射線能譜中基頻和五階諧頻回旋吸收線[15,33,34]。

圖2 4U 0115+634 的X 射線能譜[15]

3 觀測概論

觀測上，人們常用以下函數(shù)擬合回旋吸收線：

其中，Ea,D和W分別是回旋吸收線的中心能量(簡稱能量)、深度和寬度[14]。此外，也可以用高斯函數(shù)擬合回旋吸收線：

截至目前，人們已在約40 顆X 射線雙星中觀測到了回旋吸收線現(xiàn)象，其中31 顆源的回旋吸收線已被多顆衛(wèi)星的觀測數(shù)據(jù)確認(rèn)。表1列出了這些源的名稱、回旋吸收線能量、中子星自旋周期、雙星軌道周期和參考文獻(xiàn)，其中回旋吸收線能量范圍為10～80 keV，中子星自旋周期和雙星軌道周期范圍分別是2～1 100 s 和1～170 d。

表1 回旋吸收線源及能量等物理參數(shù)

(續(xù)表)

從表1可以看出，大多數(shù)源中僅觀測到基頻回旋吸收線，一些源中觀測到了多階諧頻回旋吸收線，如4U 0115+634[135]。近些年，隨著空間X 射線探測技術(shù)的發(fā)展，回旋吸收線觀測方面的研究取得了豐碩的成果。同時(shí)，觀測方面的研究進(jìn)展也促進(jìn)了X 射線雙星吸積柱等理論的發(fā)展[16,73,136]。

3.1 基頻與諧頻回旋吸收線能量的關(guān)系

人們通過觀測發(fā)現(xiàn)，大部分源中僅探測到基頻回旋吸收線，而一些源中則探測到了二階，甚至二階以上諧頻回旋吸收線，且基頻回旋吸收線的輪廓通常比諧頻回旋吸收線的輪廓淺[11]。觀測到二階諧頻回旋吸收線的源包括4U 1907+09[137],4U 1538-52[44,138],Vela X-1[139],Cep X-4[57],Her X-1[140–142]和A 0535+262[143,144]；觀測到二階以上回旋吸收線的源包括4U 0115+634 (五階),V 0332+52 (三階)和MAXI J1409-619 (三階)，其中4U 0115+634 是唯一一個(gè)觀測到五階諧頻回旋吸收線的源(見圖2)。根據(jù)式(2)，二階諧頻回旋吸收線能量與基頻回旋吸收線能量的比值理論上應(yīng)為2。實(shí)際觀測發(fā)現(xiàn)，對(duì)于一些源，該比值大于2；而對(duì)于另一些源，該比值小于2。比值大于2 被解釋為多個(gè)回旋吸收線的疊加作用，例如Vela X-1 和A 0535+26[139,143]；比值小于2 被解釋為相對(duì)論效應(yīng)修正，例如4U 0115+634[16]。最近人們通過對(duì)Cep X-4 的觀測發(fā)現(xiàn)，其二階諧頻回旋吸收線能量與基頻回旋吸收線能量的比值約為1.7。這一觀測結(jié)果被解釋為二階諧頻與基頻回旋吸收線可能形成于不同高度，或者該系統(tǒng)具有較大的觀測角[57]。

3.2 形態(tài)復(fù)雜性

人們?cè)鶕?jù)一些模型預(yù)言，回旋吸收線可能存在復(fù)雜的形狀，如基頻回旋吸收線可能存在翼型(wing)形狀[29,30,145]。2010年，RXTE 衛(wèi)星通過對(duì)V 0332+53 的觀測，發(fā)現(xiàn)其回旋吸收線的形狀偏離了高斯函數(shù)或洛倫茲函數(shù)形狀[52]。Doroshenko 等人[146]在2017年用NuSTAR 衛(wèi)星對(duì)該源進(jìn)行重新觀測，卻并沒有觀測到這一現(xiàn)象。他們還指出，回旋吸收線形狀的復(fù)雜性可能源于X 射線能譜擬合模型的不確定性。除了V 0332+53 外，NuSTAR 還觀測到Cep X-4 具有復(fù)雜的回旋吸收線形狀[147]。2017年，Maitra 等人[148]用Suzaku 觀測發(fā)現(xiàn)，低光度源Xper 能譜中存在非高斯形狀的回旋吸收線。一般來講，復(fù)雜的回旋吸收線形狀往往在低光度源中被觀測到[11]。Mukherjee 和Bhattacharya[149]認(rèn)為，低光度源中觀測到的復(fù)雜回旋吸收線形狀，可能源于吸積柱局部不穩(wěn)定性導(dǎo)致的偶極磁場扭曲；而Mushtukov等人[150]則認(rèn)為，這種現(xiàn)象可能源于光度變化引起的開普勒增益作用。

3.3 形態(tài)參數(shù)的相關(guān)性

回旋吸收線的形態(tài)往往反映了其形成區(qū)的物理環(huán)境。人們研究并發(fā)現(xiàn)，回旋吸收線形態(tài)參數(shù)之間存在以下相關(guān)性：(1)回旋吸收線能量與X 射線能譜截?cái)嗄芰康年P(guān)系；(2)回旋吸收線寬度與其能量的關(guān)系；(3)回旋吸收線分?jǐn)?shù)寬度(即回旋吸收線寬度與其能量之比)與其深度的關(guān)系。表2列出了近幾年測量得到的已知源的連續(xù)譜參數(shù)和回旋吸收線形態(tài)參數(shù)，包括連續(xù)譜冪律指數(shù)、截?cái)嗄芰浚约盎匦站€的中心能量、寬度和深度。

表2 回旋吸收線形態(tài)參數(shù)

早在Ginga 衛(wèi)星時(shí)代，人們通過觀測發(fā)現(xiàn)，回旋吸收線能量與X 射線能譜的截?cái)嗄芰看嬖谡嚓P(guān)關(guān)系[14]。這一關(guān)系在RXTE 時(shí)代又被進(jìn)一步證實(shí)[32]。圖3顯示了這一關(guān)系，其中，回旋吸收線能量在35 keV 以下時(shí)相關(guān)性比較明顯，而在高能段相關(guān)性并不很明顯。4U 1626-67 的結(jié)果偏離了該相關(guān)性，這可能是由于其回旋吸收線能量在不同脈沖相位中變化較大，導(dǎo)致其脈沖相位平均譜的回旋吸收線能量的測量不準(zhǔn)確[15]。GX 301-2 和MXB 0656-072的結(jié)果也偏離該相關(guān)性。有人認(rèn)為，這兩顆源中觀測到的回旋吸收線(Ecyc≈50 keV)可能是二階諧頻回旋吸收線，而其基頻回旋吸收線能量約為25 keV。這樣，該基頻回旋吸收線能量就符合與X 射線能譜截?cái)嗄芰康南嚓P(guān)性。也有人認(rèn)為，這兩顆源可能與4U 1626-67 相似，其回旋吸收線能量在不同脈沖相位中變化較大，干擾了其脈沖相位平均譜的回旋吸收線能量的測量。值得注意的是，該相關(guān)性反映了X 射線能譜中特征能量之間的關(guān)系，表明連續(xù)譜的截?cái)嗄芰亢苡锌赡苁且环N磁效應(yīng)，而不僅僅由堆積的吸積物質(zhì)的溫度所決定[15]。

圖3 回旋吸收線能量與連續(xù)譜截?cái)嗄芰康年P(guān)系

根據(jù)回旋吸收線角度依賴性模型，若回旋吸收線寬度Γcyc由電子溫度kTe決定，則有：

其中?為觀測方向與電子運(yùn)動(dòng)方向的夾角[154]。式(10)預(yù)言了回旋吸收線能量與寬度之間存在相關(guān)性，且該理論與觀測結(jié)果基本一致(見圖4)。實(shí)際觀測還發(fā)現(xiàn)，由不同源推測的電子溫度和觀測角沒有顯著差別。更有趣的是，由于很多回旋吸收線源是高磁傾角系統(tǒng)，觀測角的約束間接說明了這些源的磁軸與自轉(zhuǎn)軸幾乎對(duì)齊。對(duì)此現(xiàn)象的一種解釋是，這些源誕生時(shí)就是這樣；另一種解釋是，吸積過程可能使得這些源的磁軸與自旋軸趨于一致。

有限溫度下的磁場散射截面模型和蒙特卡羅模型等理論預(yù)言，越窄的回旋吸收線應(yīng)該越深[155]。但實(shí)際觀測發(fā)現(xiàn)，回旋吸收線分?jǐn)?shù)寬度與其深度存在正相關(guān)，即越寬的回旋吸收線往往深度越深(見圖5)。

圖4 回旋吸收線能量與回旋吸收線寬度的關(guān)系

圖5 回旋吸收線分?jǐn)?shù)寬度與其深度的關(guān)系

3.4 回旋吸收線能量的光度依賴性

早在1976年，Basko 和Sunyaev[26]以愛丁頓光度LEdd為臨界光度，把X 射線雙星分為高光度源和低光度源，并預(yù)言在不同吸積率下，中子星X 射線雙星可能存在兩種不同的吸積模式：對(duì)于高光度源，吸積柱中的下落物質(zhì)受輻射主導(dǎo)的激波作用而制動(dòng)，這時(shí)光子將沿垂直于吸積柱的方向逃逸，并形成扇形輻射圖案；對(duì)于低光度源，吸積柱中的物質(zhì)自由下落到中子星表面，并受流體動(dòng)力學(xué)激波作用而制動(dòng)，這時(shí)光子將沿平行于吸積柱的方向逃逸，并形成鉛筆形輻射圖案。隨后，以下多種方法被用來模擬回旋吸收線的形成：(1)蒙特卡羅方法[156]；(2)Feautrier 方法[154]；(3)數(shù)值分析方法[157]。

根據(jù)該理論預(yù)言，對(duì)于高光度源，隨著吸積率的增加，物質(zhì)的堆積會(huì)使得吸積柱高度增加，從而使回旋吸收線輻射區(qū)逐漸進(jìn)入低磁場區(qū)。這說明吸積率與輻射區(qū)磁場強(qiáng)度可能存在反相關(guān)。通過對(duì)V 0332+53[151],4U 0115+634[158],SMC X-2[55]等回旋吸收線源的幾天到幾個(gè)月的觀測，發(fā)現(xiàn)其X 射線光度與回旋吸收線能量間存在明顯的反相關(guān)，從而驗(yàn)證了該理論的預(yù)言(見圖6)。對(duì)于低光度源，通過RXTE 在1996—2005年對(duì)Her X-1 的觀測，發(fā)現(xiàn)其X 射線光度與吸收線能量呈正相關(guān)[140]。類似的源還有GX 304-1[159]和Swift J1626.6-5156[18]。該現(xiàn)象被解釋為，吸積率的增加使得回旋吸收線形成區(qū)的高度降低，磁場強(qiáng)度增大，從而導(dǎo)致X 射線光度與回旋吸收線能量呈正相關(guān)。這一結(jié)果也驗(yàn)證了理論對(duì)不同吸積模式的預(yù)言。

2012年，Becker 等人[27]在Basko 和Sunyaey 的理論基礎(chǔ)上，考慮光子散射截面和吸積流幾何結(jié)構(gòu)等影響，對(duì)臨界光度進(jìn)行了相應(yīng)修正：

圖6 回旋吸收線能量與X 射線光度的關(guān)系[9]

其中，Lcrit是臨界光度，B?為中子星的表面磁場強(qiáng)度。ω與平行于磁場方向傳播的光子的平均能量有關(guān)，=ωkTeff，Teff為沖擊后輻射區(qū)域的有效溫度。Λ為參數(shù)，Λ<1 代表盤吸積，Λ= 1 代表星風(fēng)吸積[160–162]。對(duì)于低光度情況，即L

圖7 吸積柱幾何結(jié)構(gòu)和輻射形狀示意圖

其中，hs是超臨界發(fā)射區(qū)的特征高度，τ?為湯姆孫光深(Thomson optical depth)，LX是X射線光度。對(duì)于高光度情況，即下落物質(zhì)受輻射激波作用而制動(dòng)，形成扇形輻射圖案，回旋吸收線形成區(qū)高度hs與光度之間呈正相關(guān)，如圖7c)和d)所示。

其中ξ為物質(zhì)下落的有效速度與其流速的比值。

人們通過近幾年的觀測發(fā)現(xiàn)，一些源的回旋吸收線能量與X 射線光度呈不相關(guān)(如A 0535+26[17,74,163])，但在這些源的某些相位中，回旋吸收線能量與X 射線光度呈正相關(guān)。有人認(rèn)為，該現(xiàn)象說明回旋吸收線形成區(qū)的高度可能與吸積率無關(guān)，但也有人認(rèn)為，回旋吸收線能量在不同相位中變化較大，這可能導(dǎo)致其能量與X 射線光度的相關(guān)性不明顯[144]。

3.5 作為幾何追蹤器的脈沖相位解析譜

由于中子星的自轉(zhuǎn)，觀測者在一個(gè)脈沖周期內(nèi)可觀測中子星表面或吸積柱的不同區(qū)域，而回旋吸收線的形成依賴于輻射區(qū)的幾何、磁場結(jié)構(gòu)，以及不同發(fā)射區(qū)等離子體的溫度、光深等[11]，因此回旋吸收線的觀測性質(zhì)在中子星處于不同脈沖相位時(shí)會(huì)發(fā)生變化。對(duì)該問題的研究需要借助于回旋吸收線的脈沖相位解析譜。目前，人們已對(duì)Her X-1[136,164,165],4U 1538-52[138],4U 0115+634[137],Vela X-1[49,50,139,166],Cen X-3[167],GX 301-2[19],1A 1118-61[168,169],A 0535+26,4U 1907+09,XTE J1946+274[166],4U 1626-67[170]和GX 304-1[55]等源進(jìn)行相關(guān)研究。

Maitra 和Paul[171]利用Suzaku 數(shù)據(jù)對(duì)一些較亮的回旋吸收線源進(jìn)行觀測，并分析了回旋吸收線參數(shù)隨脈沖相位的變化。首先，他們發(fā)現(xiàn)不同源的回旋吸收線能量會(huì)隨脈沖相位而變化，變化率為10%～30% (見表3)；其次，他們分析發(fā)現(xiàn)，Vela X-1 的二階諧頻回旋吸收線能量與基頻回旋吸收線能量的比值也會(huì)隨著脈沖相位而變化(見圖8)，這說明基頻和諧頻回旋吸收線的形成區(qū)會(huì)隨著觀測角或吸積柱的變化而變化[166]；最后，他們發(fā)現(xiàn)4U 1907+09在兩個(gè)不同光度下，回旋吸收線參數(shù)隨著脈沖相位有著相似的變化，這說明在該光度范圍，回旋吸收線形成區(qū)具有相似的發(fā)射高度和幾何結(jié)構(gòu)。理論上，人們一般認(rèn)為回旋吸收線參數(shù)與脈沖相位的依賴性可能與觀測角、發(fā)射區(qū)高度、極冠區(qū)大小、磁場結(jié)構(gòu)，以及輻射束形狀(扇形或鉛筆形)等有關(guān)。

表3 回旋吸收線能量隨脈沖相位的變化[172]

圖8 a)Vela X-1 回旋吸收線的脈沖相位解析譜；b)不同相位處二階諧頻與基頻回旋吸收線能量之比[166]

3.6 回旋吸收線能量附近的脈沖輪廓變化

人們通過觀測發(fā)現(xiàn)，一些源的回旋吸收線能量附近的脈沖輪廓發(fā)生了顯著變化(見圖9)，這可能是因?yàn)殡娮由⑸浣孛嬖谠撃芰刻幟黠@增強(qiáng)，導(dǎo)致脈沖輻射束圖案發(fā)生變化[39,151,173]。對(duì)4U 0115+634 的觀測結(jié)果表明，基頻和諧頻回旋吸收線能量附近的脈沖輪廓均發(fā)生了顯著的變化[39]。對(duì)V 0332+53 的觀測結(jié)果表明，回旋吸收線能量附近脈沖輪廓呈現(xiàn)不對(duì)稱的單峰結(jié)構(gòu)，而在其他能段的脈沖輪廓呈現(xiàn)雙峰結(jié)構(gòu)[151]。

圖9 1A 1118-61,GX 301-2 和Her X-1 的平均脈沖輪廓[166]

Tsygankov 等人[151]利用INTEGRAL 的觀測數(shù)據(jù)，研究了多個(gè)源的脈沖輪廓對(duì)X 射線能量的依賴性，發(fā)現(xiàn)這些源的脈沖輪廓均在回旋吸收線能量附近明顯增大。Maitra和Paul[171]對(duì)GX 301-2,1A 1118-61,Her X-1,XTE J1946+274,A 0535+26,Cen X-3,4U 1907+09 Vela,X-1 和4U 1626-67 等一系列源做了相似的研究，發(fā)現(xiàn)除了源4U 1907+09,Vela X-1 和4U 1626-67 外，其他源在基頻回旋吸收線能量附近的脈沖輪廓均發(fā)生顯著變化[11]。理論上，Sch¨onherr 等人[174]利用數(shù)值分析方法，研究了回旋吸收線能量附近脈沖輪廓的顯著變化，認(rèn)為該現(xiàn)象可能源于電子的回旋共振散射導(dǎo)致的X 射線光子角度的重新分布，且該現(xiàn)象可能受到回旋吸收線形成區(qū)吸積柱幾何的影響。

3.7 長時(shí)標(biāo)演化

人們通過觀測發(fā)現(xiàn)，一些源的回旋吸收線能量存在長時(shí)標(biāo)演化[11]。Staubert 等人[141]和Soong 等人[164]分析了1996—2012年對(duì)Her X-1 的觀測數(shù)據(jù)，發(fā)現(xiàn)其平均脈沖相位譜的回旋吸收線能量呈下降趨勢，其中在2006年之前表現(xiàn)為緩慢衰減，在2006年之后表現(xiàn)為突然衰減(見圖10)。這一結(jié)果被2015年對(duì)NuSTAR 的觀測所證實(shí)[142]，并被認(rèn)為該現(xiàn)象可能源于回旋吸收線形成區(qū)的幾何位置變化，或源于持續(xù)吸積過程導(dǎo)致的極冠處磁場結(jié)構(gòu)的變化。Hemphill 等人[175]分析了RXTE 衛(wèi)星在1996—2004年，以及Suzaku 衛(wèi)星在2012年對(duì)源4U 1538-52 的觀測數(shù)據(jù)，發(fā)現(xiàn)其平均脈沖相位譜的回旋吸收線能量增加了5%。Mukherjee 和Bhattacharya[149]認(rèn)為，這一現(xiàn)象可能源于吸積柱磁場結(jié)構(gòu)的變化。Cusumano 等人[176]通過觀測發(fā)現(xiàn)，在2015年源V 0332+53 爆發(fā)期間，其回旋吸收線能量突然下降，而在爆發(fā)之后，該源的回旋吸收線能量又恢復(fù)到爆發(fā)之前的大小。他們認(rèn)為，這一現(xiàn)象可能是由發(fā)射區(qū)幾何結(jié)構(gòu)變化引起的，而非中子星磁場的衰減導(dǎo)致的[146]。

圖10 Her X-1 回旋吸收線能量的長時(shí)標(biāo)演化[177]

4 總結(jié)與展望

回旋吸收線被發(fā)現(xiàn)已將近40年。隨著空間X 射線探測技術(shù)的提高，回旋吸收線的觀測現(xiàn)象越來越豐富[11]。同時(shí)，對(duì)回旋吸收線觀測的進(jìn)步也促進(jìn)了中子星磁場結(jié)構(gòu)、吸積環(huán)境、回旋吸收線發(fā)射機(jī)制等理論的進(jìn)一步完善，其中，通過對(duì)諧頻與基頻回旋吸收線能量的比值的觀測，揭示了發(fā)射區(qū)的局部物理環(huán)境；對(duì)復(fù)雜的回旋吸收線形態(tài)的觀測為探究局部磁場畸變和不穩(wěn)定性提供了線索；對(duì)回旋吸收線形態(tài)參數(shù)間相關(guān)性的觀測，為研究回旋吸收線形成區(qū)等離子體溫度、光學(xué)深度、輻射束形狀和吸積幾何提供了幫助；對(duì)回旋吸收線能量與光度的關(guān)系的觀測，為研究吸積柱幾何隨吸積率變化開辟了一個(gè)新的方向；對(duì)回旋吸收線的脈沖相位解析譜的觀測，有助于分析不同觀測角下回旋吸收線形成區(qū)高度、幾何結(jié)構(gòu)、磁場分布等環(huán)境因素；對(duì)回旋吸收線能量的長期演化的觀測，為探究吸積中子星磁場的長期演化提供了直接證據(jù)。

未來，回旋吸收線仍是一類熱門的研究課題。首先，NuSTAR 衛(wèi)星等高能譜分辨率X射線衛(wèi)星的研制發(fā)射，有助于進(jìn)一步驗(yàn)證回旋吸收線參數(shù)間的依賴關(guān)系，同時(shí)也有助于深入探測中子星的磁場結(jié)構(gòu)和吸積環(huán)境等。其次，近幾年在GRO J1008-57 中觀測到，其最大基頻回旋吸收線的能量約為76 keV，所對(duì)應(yīng)的磁場強(qiáng)度約為6×108T，接近于磁星磁場的下限[178]。該源的發(fā)現(xiàn)，直接證明了強(qiáng)磁場中子星的存在，同時(shí)也為研究吸積磁星與極亮X 射線源(ultra luminous X-ray sources)之間的關(guān)系提供了觀測證據(jù)。此外，對(duì)GRO J1008-57的觀測結(jié)果，還激勵(lì)觀測者進(jìn)一步搜尋高能量回旋吸收線。例如，近年來中國發(fā)射的慧眼衛(wèi)星，因其具有較寬的X 射線能量觀測范圍(1～250 keV)，為發(fā)現(xiàn)更多高能量(高于80 keV)的回旋吸收線源和強(qiáng)磁場中子星(不小于109T)提供了觀測上的可能性[21,22]。最后，回旋吸收線方法是直接測量中子星磁場的唯一方法，對(duì)于射電脈沖星，人們常利用偶極輻射假設(shè)估計(jì)中子星磁場。對(duì)比這兩種方法得到的磁場結(jié)果，可以間接佐證射電脈沖星的偶極輻射模型。由于回旋吸收線源中子星的自旋周期大多較長，因此，需要對(duì)長周期射電脈沖星進(jìn)行精細(xì)觀測。目前，中國正在運(yùn)行的FAST 射電望遠(yuǎn)鏡具有極高的射電靈敏度，能夠觀測長周期脈沖星，從而幫助驗(yàn)證射電脈沖星的偶極輻射模型，分析中子星磁場結(jié)構(gòu)[179]。