X射线双星是由一颗致密星(通常是中子星(Neutron star,简称NS),也有黑洞和白矮星)和一颗光学伴星组成,并且致密星发出明亮的X射线辐射。研究X射线双星中的中子星对我们去了解广义相对论过程、辐射机制、吸积盘、以及形成与演化等物理过程提供了天然的实验室。磁场是中子星的重要物理参数,而回旋吸收线是直接测量中子星磁场的唯一方法。我们试图通过X射线双星的磁场、自旋周期等物理参数,去研究其双星吸积过程以及演化信息。我们首先调研了 X射线能谱上的回旋吸收线40年来的研究进展。并以回旋吸收线作为探测中子星磁场结构和吸积柱几何结构的探针,从观测上和理论上进行了总结。之后,我们利用基于回旋吸收线测量的NS-高质量X射线双星(High mass X-ray binaries,简称HMXBs)的磁场强度与基于磁偶极模型测量的转动功能脉冲星磁场强度对比。发现NS-HMXBs的磁场强度和年轻的射电脉冲星磁场强度都是正太分布,且来源于同一个分布。这可能暗示着在NS-HMXBs的磁场在其非吸积加速阶段(百万年)中磁场没有衰减,并且在其(～0.1百万年)吸积阶段磁场也几乎没有衰减。最后,我们利用基于回旋吸收线测量的Be/X射线脉冲星的磁场强度信息,解释了其自旋周期的双峰分布,并认为是由吸积质量的不同造成的。对于长自旋周期源,～200秒和磁场～5 × 1012 G,吸积10-7.5M⊙质量;短自旋周期源,自旋加速到～10秒时,磁场强度减小到～2.5×1012G,并且吸积更多的物质10-6.5M⊙,这才导致周期变化一个量级,磁场衰减一倍。在未来,随着观测的进步,会发现越来越多的回旋吸收线的源。人们也将通过对回旋吸收线的研究,在探测高磁场中子星,以及在探究中子星磁场结构和吸积柱物理等方面取得更多成果。