中子星原子光谱特征的旋转致宽

Cottam、Paerels 和 Mendez 首次发现中子星(NS)的引力红移谱线，这引发了关于中子星大气中原子谱线形成物理机制的理论研究。Chang、Bildsten 和 Wasserman 表明，在爆发中子星光球层上方形成的类氢 Fe Hα 谱线具有内在展宽。我们现在在广义相对论框架下加入旋转致宽，并将所得轮廓与 EXO 0748-676 的 I 型爆发期间观测到的轮廓进行比较。我们表明，谱线的精细结构分裂排除了对半径进行有意义的约束。我们的数据拟合显示，形成谱线的 Fe 柱密度为 ${\rm log}_{10} (N_{\rm Fe, n=2}/{\rm cm^{-2}})=17.9_{-0.42}^{+0.27}$，引力红移 $1+z =1.345_{-0.008}^{+0.005}$，置信度为 95%。我们计算了在假设辐射来自整个表面的情况下，对于大范围自转和倾角，该光谱特征的可探测性。我们发现，在 300 (600) Hz 频率下，只有 10-20% (5-10%) 的中子星具有与 EXO 0748-676 中观测到的深度相当的光谱特征。