许多双星系统中的磁化中子星（NSs）在其高能X射线光谱中展现出独特的光谱特征（Chaty, 2022）。这些特征被称为回旋线或回旋共振散射特征（CRSFs），主要表现为10至100 keV能量范围内的吸收线（Staubert et al., 2019）。回旋线产生于吸积中子星的磁极附近，那里的入射物质将动能转化为热能和辐射。在这种高温且高度磁化的环境中，电子具有离散的能量，即朗道能级，这些能级由它们垂直于磁场的运动决定。当光子与这些电子发生共振散射时，X射线光谱中会出现吸收线（Lutovinov et al., 2017）。通过测量这些特征的中心线能量E_cyc，可以推断出磁场强度（Staubert et al., 2019）。
4U 1700–37（以下简称4U1700）是一个短暂出现的食双星高质量X射线双星（HMXB），最初由Uhuru卫星于1970年探测到（Jones and Liller, 1973）。其光学对应体O6.5 Iaf超巨星HD 153919也在不久后被识别出来（Hutchings, 1974），随后该系统被归类为超巨星X射线双星（sgHMXB）（Chaty et al., 2008, Coleiro et al., 2013）。Gaia DR3数据表明该系统距离地球约1.9 kpc，可能位于Sco OB1星协中（Vallenari et al., 2023）。该源是INTEGRAL和Swift/BAT监测到的最亮的持续银河系硬X射线发射体之一（Walter et al., 2015）。该双星系统以0.22的偏心率每3.412天完成一次轨道周期，倾角约为66°（Rubin et al., 1996），产生的X射线食和调制在X射线光变曲线中非常明显（Islam and Paul, 2016）。
系统中的致密天体很可能是中子星（Clark et al., 2002, Meer et al., 2005）。早期研究中，Branduardi et al.（1978）和Matilsky et al.（1978）基于Copernicus和SAS-3的观测数据分别提出了24分钟和97分钟的脉动周期。然而，Hammerschlag-Hensberge et al.（1979）认为97分钟的周期可能是仪器伪影。后来，Murakami et al.（1984）在使用Tenma望远镜观测到的最亮耀斑期间检测到了可能的67.4秒脉动（Simpson, 1984）。尽管后续研究未能确认这些周期（例如Gottwald et al., 1986），但这类HMXBs中仍存在脉动的可能性。Chandra光谱学在一次强烈耀斑期间发现了与中子星吸积相关的康普顿冷却现象（Martinez-Chicharro et al., 2018），而使用NuSTAR和AstrSat进行的宽带光谱分析在约16 keV处发现了边缘性的CRSFs迹象（Bala et al., 2020）。
尽管有这些研究，4U1700中CRSFs的存在、能量和稳定性仍存在争议，其对中子星磁场和吸积机制的影响也尚未得到统一量化。特别是，之前的硬X射线研究基于单一时期的数据、单连续体假设以及早期的校准版本，这使得难以评估所报告特征的稳健性以及在不同观测之间的可比性。
在这项工作中，我们对所有可用的NuSTAR观测数据进行了均匀的时间和光谱分析。第2节介绍了Swift/BAT和NuSTAR数据集、更新后的校准方法以及数据还原策略，包括对仪器边缘的处理。第3节介绍了定时分析、连续体建模以及在两个时期系统地搜索CRSFs的工作，还包括强度分辨光谱分析。第4节在准球形亚音速吸积模型的背景下解释了我们的发现，并对磁场和平衡自转周期进行了限制。最后，第5节总结了主要结果，并讨论了确认或反驳假定回旋特征所需的观测条件。
Swift/BAT数据
Burst Alert Telescope（BAT；Barthelmy et al. 2005）是一款宽视场硬X射线望远镜，用于探测和定位伽马射线暴（GRBs），它是NASA于2004年发射的Neil Gehrels Swift天文台的一部分（Krimm and Team, 2004）。BAT采用编码孔径掩模，在15-150 keV能量范围内实现大视场和高灵敏度。
