葉長青，王德華，張承民，吳慶東

(1.貴州師范大學 物理與電子科學學院，貴陽550025；2.貴州師范大學 貴州省射電天文數(shù)據(jù)處理重點實驗室，貴陽550025；3.中國科學院 國家天文臺，北京100101；4.中國科學院大學，北京101400)

1 引 言

中子星是大質量恒星演化到晚期，經超新星爆發(fā)而形成的產物。中子星具有較強的磁場、引力場和超高的物質密度，是研究極端環(huán)境下物理現(xiàn)象的天然實驗室[1–4]。磁場是中子星重要的物理參數(shù)之一，對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中子星磁場[5]；(2)對于轉動供能脈沖星，根據(jù)磁偶極輻射假設估計中子星磁場[6,7]；(3)對于吸積供能中子星，根據(jù)磁球半徑與X 射線光度關系估計中子星磁場[8]；(4)對于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，并經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是電子質量，c是光速，B是磁場強度，B8是以108T 為單位的磁場強度。實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[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，對應的磁場強度范圍為107～109T[11]。

探測技術的進步使得人們在回旋吸收線的觀測方面取得了很多新進展，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格等于2；回旋吸收線形態(tài)具有復雜性，且形態(tài)參數(shù)之間存在相關性；回旋吸收線能量與源的X 射線光度間存在多重依賴關系；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標演化等[11]。理論上，人們通常認為，X 射線雙星中，吸積物質沿磁力線到達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)磁場強度和吸積物質的物理性質等多種因素影響，其觀測參數(shù)之間可能呈現(xiàn)復雜的相關性[23,24]。例如，理論上人們認為，吸積柱幾何和輻射形狀依賴于吸積率或X 射線光度[25]。對于高X 射線光度源，下落物質由輻射主導的激波制動，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，隨著光度和吸積柱高度的增加，回旋吸收線形成區(qū)的磁場強度下降，觀測到的回旋吸收線能量減小[28,29]。對于低X 射線光度源，自由下落的物質在近中子星表面附近由庫侖相互作用制動，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，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雜性及形態(tài)參數(shù)間的相關性、回旋吸收線能量與光度的關系、回旋吸收線的脈沖相位解析譜及回旋吸收線的長時標演化；第4 章進行總結與展望。

2 回旋吸收線的形成

在中子星的強磁場環(huán)境下，電子繞磁力線做回旋運動的拉莫半徑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]。一般認為，當磁場達到臨界值Bcrit=m2ec3/(e)=44×108T，即電子的回旋能量與其靜止能量相當(ωL≈mec2)時，電子動量在垂直于磁場方向的分量P⊥需要進行相對論量子力學修正，得到量子化的朗道動量：

這時，電子的散射截面在不同朗道能級差處發(fā)生共振并加強(見圖1)，同時，由于朗道能級的熱展寬作用，光子的能量在接近兩個電子朗道能級的差值時，會因電子的能級躍遷作用而被吸收，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。對能譜擬合時，人們常用冪律函數(shù)加指數(shù)截斷函數(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是截斷能量，其值通常為5～30 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)加費米-狄拉克形式的指數(shù)截斷函數(shù)模型(Fermi-Dirac cutoff,FDCO)[31]；(2)負(和正)冪律函數(shù)加指數(shù)截斷函數(shù)模型(negative and positive power laws with a common exponential cutoff factor,NEPX)[14]；(3)改進的冪律函數(shù)加高能截斷函數(shù)模型(modified power law cutoff model,MPLCUT)[32]。在此基礎之上，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)結構，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。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，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，觀測方面的研究進展也促進了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為2。實際觀測發(fā)現(xiàn)，對于一些源，該比值大于2；而對于另一些源，該比值小于2。比值大于2 被解釋為多個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 被解釋為相對論效應修正，例如4U 0115+634[16]。最近人們通過對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)復雜性

人們曾根據(jù)一些模型預言，回旋吸收線可能存在復雜的形狀，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)星對該源進行重新觀測，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]認為，低光度源中觀測到的復雜回旋吸收線形狀，可能源于吸積柱局部不穩(wěn)定性導致的偶極磁場扭曲；而Mushtukov等人[150]則認為，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)之間存在以下相關性：(1)回旋吸收線能量與X 射線能譜截斷能量的關系；(2)回旋吸收線寬度與其能量的關系；(3)回旋吸收線分數(shù)寬度(即回旋吸收線寬度與其能量之比)與其深度的關系。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)、截斷能量，以及回旋吸收線的中心能量、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 射線能譜的截斷能量存在正相關關系[14]。這一關系在RXTE 時代又被進一步證實[32]。圖3顯示了這一關系，其中，回旋吸收線能量在35 keV 以下時相關性比較明顯，而在高能段相關性并不很明顯。4U 1626-67 的結果偏離了該相關性，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，導致其脈沖相位平均譜的回旋吸收線能量的測量不準確[15]。GX 301-2 和MXB 0656-072的結果也偏離該相關性。有人認為，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 射線能譜截斷能量的相關性。也有人認為，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，該相關性反映了X 射線能譜中特征能量之間的關系，表明連續(xù)譜的截斷能量很有可能是一種磁效應，而不僅僅由堆積的吸積物質的溫度所決定[15]。

圖3 回旋吸收線能量與連續(xù)譜截斷能量的關系

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動方向的夾角[154]。式(10)預言了回旋吸收線能量與寬度之間存在相關性，且該理論與觀測結果基本一致(見圖4)。實際觀測還發(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軸幾乎對齊。對此現(xiàn)象的一種解釋是，這些源誕生時就是這樣；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言，越窄的回旋吸收線應該越深[155]。但實際觀測發(fā)現(xiàn)，回旋吸收線分數(shù)寬度與其深度存在正相關，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系

圖5 回旋吸收線分數(shù)寬度與其深度的關系

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：對于高光度源，吸積柱中的下落物質受輻射主導的激波作用而制動，這時光子將沿垂直于吸積柱的方向逃逸，并形成扇形輻射圖案；對于低光度源，吸積柱中的物質自由下落到中子星表面，并受流體動力學激波作用而制動，這時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)該理論預言，對于高光度源，隨著吸積率的增加，物質的堆積會使得吸積柱高度增加，從而使回旋吸收線輻射區(qū)逐漸進入低磁場區(qū)。這說明吸積率與輻射區(qū)磁場強度可能存在反相關。通過對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，從而驗證了該理論的預言(見圖6)。對于低光度源，通過RXTE 在1996—2005年對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[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，磁場強度增大，從而導致X 射線光度與回旋吸收線能量呈正相關。這一結果也驗證了理論對不同吸積模式的預言。

2012年，Becker 等人[27]在Basko 和Sunyaey 的理論基礎上，考慮光子散射截面和吸積流幾何結構等影響，對臨界光度進行了相應修正：

圖6 回旋吸收線能量與X 射線光度的關系[9]

其中，Lcrit是臨界光度，B?為中子星的表面磁場強度。ω與平行于磁場方向傳播的光子的平均能量有關，=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 代表星風吸積[160–162]。對于低光度情況，即L

圖7 吸積柱幾何結構和輻射形狀示意圖

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。對于高光度情況，即下落物質受輻射激波作用而制動，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，如圖7c)和d)所示。

其中ξ為物質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(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。有人認為，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，但也有人認為，回旋吸收線能量在不同相位中變化較大，這可能導致其能量與X 射線光度的相關性不明顯[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，觀測者在一個脈沖周期內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、磁場結構，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在中子星處于不同脈沖相位時會發(fā)生變化。對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]等源進行相關研究。

Maitra 和Paul[171]利用Suzaku 數(shù)據(jù)對一些較亮的回旋吸收線源進行觀測，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)射高度和幾何結構。理論上，人們一般認為回旋吸收線參數(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、磁場結構，以及輻射束形狀(扇形或鉛筆形)等有關。

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)，這可能是因為電子散射截面在該能量處明顯增強，導致脈沖輻射束圖案發(fā)生變化[39,151,173]。對4U 0115+634 的觀測結果表明，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V 0332+53 的觀測結果表明，回旋吸收線能量附近脈沖輪廓呈現(xiàn)不對稱的單峰結構，而在其他能段的脈沖輪廓呈現(xiàn)雙峰結構[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)，研究了多個源的脈沖輪廓對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，認為該現(xiàn)象可能源于電子的回旋共振散射導致的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 長時標演化

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標演化[11]。Staubert 等人[141]和Soong 等人[164]分析了1996—2012年對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)。這一結果被2015年對NuSTAR 的觀測所證實[142]，并被認為該現(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)吸積過程導致的極冠處磁場結構的變化。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]認為，這一現(xiàn)象可能源于吸積柱磁場結構的變化。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到爆發(fā)之前的大小。他們認為，這一現(xiàn)象可能是由發(fā)射區(qū)幾何結構變化引起的，而非中子星磁場的衰減導致的[146]。

圖10 Her X-1 回旋吸收線能量的長時標演化[177]

4 總結與展望

回旋吸收線被發(fā)現(xiàn)已將近40年。隨著空間X 射線探測技術的提高，回旋吸收線的觀測現(xiàn)象越來越豐富[11]。同時，對回旋吸收線觀測的進步也促進了中子星磁場結構、吸積環(huán)境、回旋吸收線發(fā)射機制等理論的進一步完善，其中，通過對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；對復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；對回旋吸收線形態(tài)參數(shù)間相關性的觀測，為研究回旋吸收線形成區(qū)等離子體溫度、光學深度、輻射束形狀和吸積幾何提供了幫助；對回旋吸收線能量與光度的關系的觀測，為研究吸積柱幾何隨吸積率變化開辟了一個新的方向；對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、幾何結構、磁場分布等環(huán)境因素；對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，有助于進一步驗證回旋吸收線參數(shù)間的依賴關系，同時也有助于深入探測中子星的磁場結構和吸積環(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，所對應的磁場強度約為6×108T，接近于磁星磁場的下限[178]。該源的發(fā)現(xiàn)，直接證明了強磁場中子星的存在，同時也為研究吸積磁星與極亮X 射線源(ultra luminous X-ray sources)之間的關系提供了觀測證據(jù)。此外，對GRO J1008-57的觀測結果，還激勵觀測者進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，對于射電脈沖星，人們常利用偶極輻射假設估計中子星磁場。對比這兩種方法得到的磁場結果，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，需要對長周期射電脈沖星進行精細觀測。目前，中國正在運行的FAST 射電望遠鏡具有極高的射電靈敏度，能夠觀測長周期脈沖星，從而幫助驗證射電脈沖星的偶極輻射模型，分析中子星磁場結構[179]。