The Low Quiescent X-Ray Luminosity of the Neutron Star Transient XTE J2123-058
我们报告的第一个X射线观测的中子星软X射线瞬态（SXT）XTE J2123-058在宁静，钱德拉和BeppoSAX，以及同期的光学观测。在2002年，XTE J2123-058的Chandra光谱符合幂律模型，或黑体加幂律的组合，但它不能很好地用纯黑体描述。利用星际柱密度，幂律拟合得到光子指数为3.1（+0.7，-0.6），表明0.3 ~ 8 keV的未吸收光度为9（+4，-3）E31（d/8.5 kpc）^2 ergs/s（90%置信误差）。与由热力学和幂律分量组成的模型的拟合表明，一个质量为1.4太阳、半径为10 km的氢大气中子星的温度上限为kT_eff < 66 eV，辐射光度上限为L_infinity < 1.4E32 ergs/s（假设d = 8.5 kpc）。在表现出短（< 1年）爆发的中子星SXT中，包括Aql X-1，4U 1608-522，Cen X-4和SAX J1810.8-2609，最低的温度和光度是XTE J2123-058和SAX J1810.8-2609。根据2000年BeppoSAX对XTE J2123-058的观测，我们得到了1-10 keV未吸收光度的上限为9 E32 ergs/s。虽然这个上限允许X射线光度可能在2000年至2002年之间有所下降，但我们同期的R波段观测结果并不支持这种可能性，这表明光通量显着增加。受布朗及其同事的地壳深部加热…
2004-04-14 astro-ph
Rotational Broadening Measurement for the Neutron Star X-Ray Transient XTE J2123-058
我们利用中子星X射线瞬变XTE J2123-058的光谱学测量了双星伴星吸收线的旋转加宽，并确定伴星的投影旋转速度为vsini = 121（+21）（-29）km/s。这个值比之前对其他三个中子星系统的vsini测量值要大得多，这些系统的vsini值在34到65 km/s之间。较大的数值可能是由于XTE J2123-058的高双星倾角和短（6小时）轨道周期的组合。与先前测量的参数一起，旋转加宽测量使我们能够确定二元参数，包括中子星质量与伴星质量的比值，q = M_1/M_2 = 2.7（+1.3）（-0.9），中子星质量，M_1 = 1.46（+0.30）（-0.39）太阳质量，伴星质量M_2 = 0.53（+0.28）（-0.39）太阳质量，假设一个充满洛希瓣的伴星与双星轨道同步旋转。这些值与以前的测量结果一致，其中H α发射线被用来确定中子星径向速度曲线（K_1）的半振幅。结果表明，两种方法所得结果基本一致.我们还报告了XTE J2123-058伴星半径的首次测量结果。假设同步旋转，我们得到R_2 = 0.62（+0.11）（-0.15）太阳半径，这与主序星上或主序星附近的晚K型星的预期值一致。最后，我们报告了第一次精确的光谱测定的双轨道周期（P_orb = 21442.3 +/- 1.8秒）。
2002-08-09 astro-ph
Simultaneous multi-frequency single-pulse properties of AXP XTE J1810-197
我们已经使用了76米洛弗尔，94米等效WSRT和100米Effelsberg射电望远镜调查的同时单脉冲特性的无线电发射磁星AXP XTE J1810-197在频率为1.4，4.8和8.35 GHz在2006年5月和7月。我们研究了磁星的脉冲能量分布，发现它们是非常奇特的，因为它们是在天的时间尺度上变化的，不能用单一的统计模型来拟合。磁星显示出强烈的尖峰状单巨脉冲状子脉冲，但它们不符合巨脉冲或巨微脉冲现象的定义。测量的振幅分辨调制指数揭示了一个高度的强度波动的日常时间尺度和戏剧性的变化，在整个脉冲相位。我们发现调制指数值的频率演化与在正常射电望远镜中观察到的有很大不同。我们发现，在任何观测时刻，在任何观测频率上都不存在有规律的漂移子脉冲现象。然而，我们发现在大多数的观测会话中存在的子脉冲的准周期性。相关性分析指示来自不同频率的分量之间的关系。我们讨论了我们的分析结果，根据正常的射电恒星的发射特性和最近提出的模型，其中考虑到无线电发射的磁星。
2008-11-24 astro-ph
Does Sub-millisecond Pulsar XTE J1739-285 Contain a Low Magnetic Neutron Star or Quark Star ?
随着可能探测到旋转速度最快的核动力脉冲星XTE J1739-285，频率为1122 Hz（0.8913 ms），它引起了我们对其中心致密物体的质量和半径的限制，并暗示恒星的物质组成：中子或夸克。被吸积物质旋转到如此高的旋转速度，致密恒星应该有一个小半径或短的最内层稳定圆形轨道。根据上kHz准周期振荡频率与恒星自旋频率之间的经验关系，得到了质量和半径的强约束为1.51太阳质量和10.9 km，排除了大多数正常中子的状态方程，强烈暗示该恒星可能是一颗奇异夸克星.此外，还估算了恒星磁场约为$4\times10^{7} (G) < B < 10^{9} (G) $，与毫秒射电天体的磁场一致，揭示了两类天体演化联系的线索。
2007-09-11 astro-ph
Chandra observations of the accretion-driven millisecond X-ray pulsars XTE J0929-314 and XTE J1751-305 in quiescence
我们利用Chandra观测了吸积毫秒级X射线双星XTE J 0929 -314和XTE J 1751 -305的静止状态。从XTE J 0929 -314中，我们在24.4 ksec内探测到22个光子（0.3-8 keV），导致计数率为9 x 10^{-4} c/s。探测到的光子数量很少，无法进行详细的光谱分析，但我们可以证明，光谱比简单的热辐射更难，而热辐射通常被认为是由在爆发期间被加热的冷却中子星产生的。假设光谱是幂律模型，我们得到幂律指数约为1.8，未吸收通量为6 x 10^{-15}尔格/秒/厘米^2（0.5 ~ 10千电子伏），光度为7 x 10^{31}（d/10千秒差距）^2尔格/秒，其中d的单位为千秒差距。没有热分量可以检测到;这样的组件贡献了最多30%的0.5-10千电子伏的通量。在95%置信水平下观察到XTE J 0929 -314计数率的变异性。在我们43 ksec的观测中，我们没有最终探测到XTE J1751-305，0.5-10 keV的通量上限在0.2 - 2.7 x 10^{-14}尔格/秒/厘米^2之间，这取决于假设的光谱形状，导致亮度上限为0.2 - 2 x 10^{32}（d/8 kpc）^2尔格/秒。我们比较我们的结果与其他中子星X射线瞬态在其静态。利用简单的吸积盘物理，结合我们测量的XTE J 0929 -314的静态光度和XTE J 175…
2004-09-29 astro-ph
Keck Measurement of the XTE J2123-058 Radial Velocity Curve
我们测量了中子星X射线瞬变XTE J2123-058伴星的径向速度曲线。它的半振幅（K_2）为298.5 +/- 6.9 km/s，是所有中子星LMXB测得的最高值。K_2的高值部分是由于系统的双星倾角大，但也可能表明中子星质量大。质量函数（f_2）为0.684 +/- 0.047太阳质量，加上我们对伴星光谱类型（K5 V-K9 V）的限制和之前对倾角的限制，给出了中子星质量的可能范围从1.2到1.8太阳质量。我们还推导出一个源距离为8.5 +/- 2.5 kpc，表明XTE J2123-058是不寻常的远，5.0 +/- 1.5 kpc，从银河平面。我们对系统径向速度的测量是-94.5 +/- 5.5 km/s，这与如果该物体与银河系盘共转时观察到的结果有很大不同。
2001-08-15 astro-ph
The magnetar XTE J1810-197: variations in torque, radio flux density and pulse profile morphology
我们报告了从2006年5月开始使用Nancay，Parkes，GBT和VLA望远镜主要在1.4 GHz频率下对射电发射异常X射线脉冲星XTE J1810-197进行的9个月观测。在此期间，中子星所经历的扭矩，从其旋转频率导数的测量中推断，减少了60%，尽管不是以稳定的方式。我们还观察到通量密度和脉冲形状的非常大的持续波动。叠加在这些，一般减少的通量密度和扩大的脉冲轮廓组件几乎同时发生的扭矩减少约10%，发生在2006年7月下旬超过2周的时间间隔。在平均通量密度略有增加之后，自2006年10月以来，通量密度继续下降，脉冲轮廓虽然仍有变化，但似乎更均匀。此外，钱德拉X射线天文台和GBT同时观测脉冲星，使我们能够展示X射线和射电剖面是如何对齐的。我们简要地讨论了这些结果的磁层电流在这个显着的对象的影响。
2007-03-19 astro-ph
Studies of orbital parameters and pulse profile of the accreting millisecond pulsar XTE J1807-294
吸积毫秒脉冲星XTE J1807-294是在2003年2月21日被RXTE发现后，于2003年3月22日被XMM-牛顿观测到的。在0.5-10 keV能量带（3.7 mCrab）的EPIC-pn相机中，以33.3 cts/s的观测平均计数率在其亮相检测到该源。使用早期建立的最佳拟合轨道周期40.0741+/-0.0005分钟从RXTE观测，并考虑一个圆形的双轨道作为第一近似，我们推导出的值为4.8+/-0.1 lt-ms的双系统的投影轨道半径和一个历元的轨道相位MJD 52720.67415（16）。脉冲星的质心平均自旋周期为5.2459427+/-0.0000004 ms。脉冲星的自旋脉冲轮廓显示出显著的脉冲（1.5 ms FWHM），振幅和形状与能量和轨道相位相关。在四个能带中测得的脉冲分数分别为3.1+/-0.2%（0.5-3.0 keV）、5.4+/-0.4%（3.0-6.0 keV）、5.1+/-0.7%（6.0-10.0 keV）和3.7+/-0.2%（0.5-10.0 keV）。自旋剖面与轨道相位和能量的研究表明，在中子星的第二个观测轨道的脉冲分数显着增加，在随后的两个轨道逐渐下降，这是与突然，但边际增加的质量吸积。从我们的轨道参数的调查和估计的其他性质的紧凑的双星系统，我们得出结论，XTE J1807-294是非常有可能的毫秒射电脉冲星的候选人。
2004-07-01 astro-ph
XTE J2123-058: A New Neutron Star X-Ray Transient
我们报告了一个新的高纬度爆发X射线瞬变，XTE J2123-058的光学和RXTE观测。我们确定了光学对应物，测量了5.9573小时的轨道周期，并限制了二进制倾角和源距离。距离下限表明，该源距离银道面至少2.6千秒差距，这对LMXB来说是不寻常的。RXTE观测是在1998年6月至8月期间第一次检测到该源的爆发。我们描述了X射线定时和光谱特性之间的相关性，并讨论了在爆发的衰变过程中螺旋桨机制开启的可能性。在RXTE观测期间，我们同时在847.1 +/- 5.5 Hz和1102 +/- 13 Hz处检测到一对高频QPO。根据拍频模型，QPO分离意味着中子星的自旋周期接近3.9 ms。随着X射线通量在爆发结束时减小，光学调制的幅度显着增加。如果吸积盘的大小在爆发的衰减过程中减小，那么这种行为就可以得到解释。
1999-03-23 astro-ph
Precise Orbital Parameters and Anomalous Phase Variations of the Accretion-powered Millisecond Pulsar XTE J1807-294
本文报道了{ \it Rossi X射线定时探测器}对第四颗被发现的吸积动力毫秒脉冲星XTE J1807-294在2003年爆发期间的脉冲变化分析结果。仅在$\sim$ 150 d观测中的前$\sim$ 90 d中显著检测到脉动。脉冲相位变化太复杂，不能用轨道运动加简单的多项式模型来描述。对不含开普勒轨道的150 s脉冲相位进行趋势去除，得到了$P_{orb}=40.073601(8)$ min和${\it a_x}\sin {\it i}=4.823(5)$ lt-ms的精确轨道参数。二元重心校正后的脉冲相位显示出平滑的演化和明显的负相移，与光变曲线上看到的耀斑和分数脉冲幅度的增强相一致。第一个$\sim$ 60 d数据的非耀斑脉冲相位被很好地描述为四阶多项式，这意味着在爆发开始时，中子星在第一个$\sim$ 60 d期间以$\dot ν=(1.7\pm0.3) \times 10^{-13}$ Hz/s的速率旋转。对于非耀斑脉冲相位，在2至20 keV之间检测到高达$\sim$ 500 $μs$（$\sim$ 10%周期）的显著软相位滞后。我们的结论是，异常相移不太可能是由于吸积扭矩，但可能是由于"热点“在中子星的表面上移动。
2008-01-07 astro-ph
RXTE observations of the first transient Z source XTE J1701-462: shedding new light on mass accretion in luminous neutron star LMXBs
我们报告了X射线瞬变XTE J1701-462的10周RXTE观测结果。与其他来源的比较表明，它具有中子星Z源（最亮的持久中子星LMXB）的所有特征。这些包括X射线彩色图中的Z轨迹和功率谱中检测到的典型可变性分量。XTE J1701-462是第一个瞬态Z源，它提供了对中子星LMXB质量吸积率（Mdot）和光度依赖性的独特见解。随着它的整体亮度下降，我们观察到两种类型的Z源行为之间的切换，Z轨道的大多数分支改变了它们的形状和/或方向。我们解释这个开关作为一个极端的情况下看到的长期变化的持久Z源，并建议这些结果从Mdot的变化。我们还认为，类天鹅Z源（Cyg X-2，GX 5-1和GX 340+0）可能比类斯科Z源（Sco X-1，GX 17+2和GX 349+2）更明亮（> 50%）。采用一种可能的解释kHz QPO的行为，这涉及到一个提示以及过滤响应的变化Mdot，我们建议，Mdot的变化可以解释沿Z轨道的运动和Z轨道的形状变化。我们讨论了一些后果，并考虑的可能性，分支的Z将演变成分支观察到的X射线色图中的不太明亮的环礁源，但不是在以前建议的方式。
2006-10-26 astro-ph
Timing Features of the Accretion--driven Millisecond X-Ray Pulsar XTE J1807--294 in 2003 March Outburst
为了探讨盘内流的活动及其对中子星表面辐射的影响，利用Rossi X射线定时探测器（RXTE）对毫秒X射线脉冲星XTE J1807- 294的观测数据进行了定时分析，重点研究了其在X射线强度、硬度比、脉冲轮廓和功率密度谱等方面的相关行为.在2003年3月的一次衰减爆发的顶部，观测到该源有一系列广泛的“微小”耀斑，时间尺度为数小时至数天。在耀斑中，光谱被软化，脉冲轮廓变得更加正弦。发现千赫兹准周期振荡（kHz QPO）的频率与耀斑中的X射线计数率呈正相关。耀斑中观察到的这些特征可能是由于吸积流的不均匀性造成的。在$\sim 2%-14%$的范围内，分数脉冲幅度随耀斑强度的增加而增加，与毫秒X射线脉冲星XTE J 1814 - 338的热核爆发相当，而在正常状态下，分数脉冲幅度保持在6.5%左右。“微小”耀斑脉冲轮廓的这种显着变化可能反映了内盘吸积区物理参数的变化。此外，我们注意到kHz QPO频率和分数脉冲幅度之间的总体正相关性，这可能是第一个证据，表明中子星表面发射特性对盘流不均匀性非常敏感。在爆发振荡研究中应谨慎考虑这种影响。
2006-02-24 astro-ph
Polarized radio emission from the magnetar XTE J1810-197
我们利用Parkes射电望远镜研究了反常X射线脉冲星XTE J1810-197在1.4、3.2和8.4 GHz频率下的偏振辐射。我们发现，脉冲辐射几乎是100%的线偏振。线偏振的位置角在所观察到的脉冲轮廓上变化平缓，随观察频率或时间变化很小，即使脉冲轮廓在7个月的时间内发生了显著变化。在标准脉冲星“旋转矢量模型”的背景下，观测到的位置角摆动与宽剖面相结合有两种可能的解释。在第一个例子中，磁轴和旋转轴基本上没有对准，发射源位于磁层的高处，就像其他年轻的射电望远镜一样，而且光束比例很大。在第二种解释中，磁轴和旋转轴几乎对齐，视线几乎在整个脉冲相位上保持在发射区。我们不赞成这种可能性，因为观察到的热X射线通量的大调制。我们还测量了银河系磁场引起的法拉第旋转，RM = +77 rad/m^2，这意味着沿视线的平均磁场分量为0.5 microG。
2007-02-22 astro-ph
Optical and X-ray observations of the neutron star soft X-ray transient XTE J1709-267
本文报道了中子星软X射线瞬变（SXT）XTE J1709-267在爆发和静止时的光学对应物的发现。我们进一步报告的检测I型爆发的RXTE数据在2002年爆发的源。这些爆发显示了主爆发事件发生之前的前兆事件，让人想起光球半径膨胀爆发。通过筛选爆发器4U 1636-53的存档RXTE数据，我们发现了与4U 1636-53中的前兆几乎相同的爆发。比较这个爆发的真实光球半径膨胀爆发在4U 1636-53导致我们得出结论，这些突发与前兆不达到爱丁顿极限。我们进一步报告的22.4千秒观测XTE J1709-267获得的钱德拉卫星时，源处于静止状态的分析。我们发现，该源具有一个软的静态光谱，可以很好地拟合吸收黑体或中子星大气模型。幂律对0.5 ~ 10 keV未吸收通量（1.0+-0.3 x10 ^-13 erg cm^-2 s^-1）的贡献小于10%。这个流量与2002年爆发后测量的流量在误差范围内是相同的，这表明爆发后几周内就达到了平静的流量。最后，我们比较了幂律分数的贡献，未吸收的0.5-10 keV的中子星SXTs在静止的距离是众所周知的光度。我们发现，只有当光源静态光度接近1- 2 × 10^33 erg·s^-1时，幂律贡献才很小。在更高和更低的值的幂律的贡献0.5-10 keV的光度增加。我们将讨论如何静态X射线发射模型可以解释这些趋势。（节录）
2004-07-22 astro-ph
XMM-Newton observations of the Small Magellanic Cloud: X-ray outburst of the 6.85 s pulsar XTE J0103-728
2006年10月，在小麦哲伦云（SMC）方向的XMM-牛顿观测期间，我们看到了明亮的X射线瞬变。EPIC数据使我们能够准确地定位源，并调查其时间和光谱行为。从EPIC数据中提取了覆盖0.2-10 keV的X射线谱和不同能带的脉冲轮廓。在EPIC-PN数据中检测到的6.85 s脉冲明确地识别了XTE J 0103 -728的瞬变，RXTE发现了6.85 s脉冲星。在XMM-牛顿观测期间的X射线光变曲线显示了源的耀斑活动，其强度在10分钟内变化了两倍。用一个简单的吸收幂律模型的脉冲相位平均光谱表明系统的残差，可以占第二个发射组件。对于包含黑体发射、热等离子体发射或来自吸积盘（盘-黑体）的发射的模型，后者产生物理上敏感的参数。幂律的光子指数约为0.4，表明光谱相对较硬。0.2-10 keV的光度为2x 10 ^{37}，其中约3%来自盘黑体分量。过量辐射的一个可能来源是来自中子星的硬X射线被吸积盘内边缘附近的光学厚材料再处理。从时间分析中，我们确定脉冲周期为6.85401（1）s，表明自2003年5月发现XTE J 0103 -728以来，平均每年约0.0017 s的自旋下降。X射线性质和Be星的鉴定证实XTE J 0103 -728是SMC中的Be/X射线双星瞬变。
2008-01-30 astro-ph
XTE J1946+274 = GRO J1944+26: An Enigmatic Be/X-ray Binary
XTE J1944 +274 = GRO J1944+26是一颗15.8 s Be/X射线脉冲星，于1998年9月由康普顿伽马射线天文台（CGRO）的爆发和瞬变源实验（BATSE）和罗西X射线定时探测器（RXTE）的全天监视器（ASM）同时发现。在这里，我们提出了新的结果从BATSE和{ \em RXTE}，包括脉冲定时分析，光谱分析，和证据的吸积盘。我们的脉冲定时分析得到的轨道周期为169.2天，中等偏心率为0.33，并暗示了9.7 M_太阳的质量函数。我们观测到了一个吸积盘的证据，这是一个测量到的自旋上升速率和通量之间的相关性，经过拟合得到的距离估计为9.5 +/- 2.9千秒差距。XTE J1946+274在1998年9月至2001年7月期间仍然活跃，经历了13次未锁定在轨道阶段的爆发。比较RXTE PCA观测从最初的明亮的爆发在1998年和最后一对爆发在2001年，我们发现能量和强度依赖的脉冲轮廓变化的爆发和硬化光谱的强度增加，在较暗的2001年爆发。2001年7月，光学Halpha观测表明，随着X射线爆发的停止，Be盘中出现了密度扰动。我们建议，赤道平面的Be星是倾斜的轨道平面在这个系统中，这种倾斜可能是一个因素，在不寻常的爆发行为的系统。
2002-11-06 astro-ph
The study of the X-ray emission from the accreting black holes and neutron stars
本文主要利用RXTE数据研究了银河系致密天体（吸积中的中子星和黑洞）的X射线辐射。其中包括：X射线瞬变GRS 1739-278、XTE J 1755 -324、GS 1354-644、XTE J 1748 -288的光谱演化，异常X射线新星XTE J 0421 +560的爆发和详细光谱学，毫秒脉冲星SAXJ 1808.4 -3658的爆发及其光谱稳定性的研究。研究了SAXJ 1808.4 -3658的脉冲轮廓和轮廓的相对论畸变，由我们最简单的模型推知，中子星SAXJ 1808.4 - 3658表面发射区的线速度约为~0.1c，中子星半径约为~13 km;频率分辨光谱学及其在Cyg X-1和GX 339-4硬态上的应用，Cyg X-1光谱和时间特性的相关性，GX 339-4和可能与黑洞附近吸积流的圆盘-椭球体模型的联系。
1999-12-30 astro-ph
Does the accreting millisecond pulsar XTE J1814-338 precess?
在吸积动力脉冲星的岁差预计会产生脉冲特性的特征变化。假设表面强度图与一个和两个热点，我们理论上计算的平均通量，脉冲相位残差和分数振幅的第一和第二谐波的脉冲轮廓的周期性调制。这些量的特征在于它们的相对进动相位偏移。然后，我们搜索这些签名在37天的X射线定时数据从吸积毫秒脉冲星XTE J1814-338。我们分析了以前观察到的12.2-d调制，并表明只有当倾角< 0.1度时，它才与自由进动的中子星一致，这是一个先验的不太可能的方向。我们的结论是，如果观测到的通量变化是由于岁差，我们的模型不完全描述的相对岁差相位偏移（例如，表面强度图过于简化）。我们仍然能够独立于我们的模型将ε的上限设置为3.0 x 10^{-9}，并估计相位无关的倾斜角θ i大致在5到10度之间。另一方面，如果观测到的通量变化不是由于进动引起的，则检测到的信号用作任何潜在的进动信号的固定上限。然后我们将乘积εcos（θ）的上限设为\leq 9.9 x 10^{-10}。第一种情况转化为XTE J1814-338的最大引力波应变为10^{-27}（假设距离为8 kpc），先进的LIGO地基引力波探测器的相应信噪比为\leq 10^{-3}（积分时间为120天）。
2008-10-23 astro-ph
Transient pulsed radio emission from a magnetar
异常X射线双星（AXP）是缓慢旋转的中子星，具有非常明亮和高度可变的X射线发射，根据“磁星”模型，这些中子星被认为是由> 1 e14 G的超强磁场提供动力的。从1,700多颗磁场较弱的中子星上观测到的无线电脉动，从未在十几颗已知的磁星上探测到。X射线脉冲星XTE J1810-197在2003年被发现是第一颗具有瞬时发射的AXP，当时它的亮度从静止水平增加了100倍;一年后发现了一个未知来源的同步射电源。在这里，我们展示了XTE J1810-197发射明亮，狭窄，高度线性偏振的无线电脉冲，在每次旋转时都可以观察到，从而确定磁星可以是无线电脉冲星。在2003年的X射线爆发之前，没有任何无线电发射的证据（不像普通的超新星，它一直在发射无线电脉冲），流量每天都在变化。在所有射频下的通量大致相等--在>20 GHz时，XTE J1810-197是目前已知的最亮的中子星。这些观测结果将磁星与普通射电望远镜联系起来，排除了AXP的其他吸积模型，并为磁星的日冕提供了一个新的窗口。
2006-08-22 astro-ph
Rotation at 1122 Hz and the neutron star structure
最近对XTE J1739-285的观测表明，它包含一颗以1122赫兹旋转的中子星。这样的旋转对XTE J1739-285中中子星的结构施加了限制。这些边界可以用来约束已知较少的致密物质状态方程。用精确的二维程序求解爱因斯坦方程组，构造了1122 Hz刚性转动的单参数定常组态族。流体静力学平衡解决方案的稳定性进行了测试，相对于轴对称扰动。考虑了一组十个不同的中子星的EOS。还研究了假想的奇异星。对于每一个状态方程，可能的中子星模型族受到质量脱落极限（对应于最大允许赤道半径R_max）和轴对称扰动的不稳定性（在最小允许赤道半径R_min处达到）的限制，我们得到R_min \simeq 10- 13 km，R_max \simeq 16- 18 km，允许质量为1.4-2.3 M_ \odot .具有超声波或外来相核心的允许恒星是超大质量的，并且具有非常窄的质量范围。如果这种模型能够重现XTE J1739-285的X射线爆发，那么带有吸积壳的夸克星也是可以的。
2007-01-30 astro-ph
The Spectral Evolution of Transient Anomalous X-ray Pulsar XTE J1810--197
利用XMM X射线望远镜对瞬态异常X射线脉冲星XTE J1810-197进行了多历元光谱研究。在一年的时间里进行的四次观测显示，随着源从爆发中消失，光谱发生了强烈的演变。这种现象的起源可以追溯到脉冲星光谱分量的个别衰减率。在每个时期的2-T拟合需要kT=0.25 & 0.67 keV的几乎恒定的温度，而分量光度分别随着τ =900 & 300 d呈指数下降。一种可能的解释是，缓慢衰减的较冷部分是影响大部分地壳的深部加热事件产生的辐射，而较热部分则是由扭曲磁场线脚点处的外表面加热和衰减更快的磁层电流提供动力。XTE J1810-197的能量相关脉冲轮廓在所有时期都可以通过正弦和三角函数之和很好地建模。这些配置文件峰值在同一阶段，表明同心表面发射几何形状。光谱和脉冲的演变一起反对存在一个显着的“幂律”的贡献低于8千电子伏的X射线光谱。外推的通量预计将恢复到历史上的静止水平，其特点是一个更冷的黑体光谱，到2007年。
2005-06-21 astro-ph
Evidence for an ~80 day periodicity in the X-ray transient pulsar XTE J1946+274
我们报告的硬瞬态脉冲星XTE J1946+274的X射线通量的~ 80 d周期性的证据。RossiXTE全天监测器获得的1.3-12 keV光变曲线显示，从9月爆发开始，在大约1年的基线上有5个规则间隔的耀斑。1998.第一个也是最强的耀斑比随后的四个耀斑要长一些，这四个耀斑以相当周期性的方式重复出现。这表明第一个耀斑的轮廓是由Be星弹射情节的时间变化所主导的，而随后的四个耀斑主要是由中子星沿偏心轨道运动引起的。
1999-11-09 astro-ph
Coherence of burst oscillations and accretion-powered pulsations in the accreting millisecond pulsar XTE J1814-338
在2003年爆发的吸积毫秒脉冲星XTE J1814-338的吸积动力脉动的X射线定时揭示了脉冲到达时间残差的变化。这些可以从几个方面来解释，包括自旋下降和燃料撞击点在磁极周围徘徊。在这封信中，我们证明了这个源的爆发振荡与持续脉动是一致的，达到了它们跟踪所有观测到的波动的水平。只有一个爆发，这发生在最低的吸积率，显示出显着的相位偏移。我们讨论了什么可能导致这种刚性的相位锁定在吸积和热核爆发发射的调制之间，并考虑自旋变化和爆发振荡机制的影响。燃料撞击热点在固定磁极周围的漂移似乎是吸积动力脉冲相位变化的最可能原因。这意味着猝发不对称性耦合到热点，而不是磁极。如果在这一点过早点火（由于较高的局部温度）触发燃烧前沿，在蔓延到整个表面之前停止，那么由此产生的局部核热点可以解释这个源的不寻常的爆发和爆发振荡特性。
2008-10-02 astro-ph
Measuring the spin up of the Accreting Millisecond Pulsar XTE J1751-305
对2002年4月爆发期间观测到的吸积毫秒脉冲星XTEJ 1751 -305的RXTE数据进行了时序分析。在校正了由于源的轨道运动对脉冲相位的多普勒效应之后，我们对相位延迟进行了定时分析，这首次给出了该源的平均自旋频率导数的估计<nu_dot>=（3.7 +/- 1.0）E-13 Hz/s。我们讨论了中子星自旋上升产生的力矩，导出了质量吸积率的动力学估计，并与X射线通量的结果进行了比较。对到源的距离的限制进行了讨论，导致下限为\sim 6.7千秒差距。
2007-10-05 astro-ph
VLT spectroscopy of XTE J2123-058 during quiescence
本文介绍了中子星XTE J2123-058在静止状态下的VLT低分辨光谱。我们的数据揭示了一个K7 V伴星的存在，它在6300 A处贡献了总通量的77%，并以K2 = 287 +/- 12 km/s的速度绕中子星运行。与其他软X射线瞬变（SXTs）相反，Halpha发射几乎与光学伴星的速度曲线完全反相。利用光心技术，我们得到K_1 = 140 +/- 27 km/s，因此q=K_1/K_2=M_2/M_1= 0.49 +/- 0.10。这与先前确定的倾斜角（i=73 +/-4）相结合产生M_1 = 1.55 +/-0.31 Msun和M_2 = 0.76 +/-0.22 Msun。M_2与观测到的谱型符合得很好。Halpha发射的多普勒层析成像显示了一个非对称的吸积盘分布，模仿了在SW性星中看到的。虽然我们发现一个大的系统速度为-110 +/- 8 km/s，但这个值与J2123-058位置的星系自转速度一致，因此是一个晕的起源。J2123-058的形成情景仍未得到解决。
2001-09-05 astro-ph
Broad-band X-ray measurements of the black hole candidate XTE J1908+094
XTE J1908+094是一个X射线瞬变，于2002年2月爆发。两个月后，它达到了2-250 keV的峰值通量为1至2 × 10-8 erg/s/cm 2。间接证据表明，一个正在吸积的银河系黑洞是X射线辐射的起源：探测到的脉动和热核闪光都可以识别出一颗中子星，而且在爆发开始时，中子星的光谱异常困难。我们报告了BeppoSAX和RXTE全天监测器对XTE J1908+094宽波段光谱的观测。光谱是一致的模型组成的康普顿化组件由~40千电子伏的等离子体（2和60千电子伏之间，该组件可以近似的幂律与光子指数为1.9至2.1），一个膨胀的吸积盘黑体组件的温度略低于1千电子伏和宽的发射线在约6千电子伏。光谱被冷的星际物质严重吸收，等效氢柱密度为2.5 X 10+22 cm-2，这使得很难详细研究黑体成分。黑体成分在爆发后约6周表现出强烈的演化。两周后，幂律分量迅速衰减。6 keV特征的宽度可能是由于窄Fe-K线的相对论性加宽或康普顿散射。
2002-08-27 astro-ph
Two long-period X-ray pulsars detected in the SMC field around XTE J0055-727
对小麦哲伦云（SMC）中18.37秒脉冲星XTE J 0055 -727周围的场进行了XMM-牛顿目标机会观测，在EPIC数据中发现了两个明亮的长周期X射线双星。发现了一颗新的脉冲星XMMU J005517.9-723853，脉冲周期为701.7 +/- 0.8 s，从XMMU J005455.4-724512（= CXMMU J005455.6-724510）中检测到500.0 +/- 0.2 s的脉冲，证实了钱德拉数据中发现的周期。利用OGLE星的光学鉴别方法，得到了RA = 00h5455.88s，Dec = -72d45m10.5s和RA = 00h55m18.44s，Dec = -72d38m51.8s（J2000.0）的X射线位置，不确定度为0.2“。这两个天体的光学亮度、颜色和X射线谱与SMC中的Be/X射线二元系统一致。
2004-05-03 astro-ph
A Search for Single Radio Pulses and Bursts from Southern AXPs
1999年，我们用Parkes 64米射电望远镜在1400 MHz附近观测了4个南半球AXP，以寻找周期性射电辐射。在最初的分析中没有发现傅立叶候选者，但最近观察到的AXP XTE J1810-197的无线电活动促使我们重新审视这些数据，以寻找单个无线电脉冲和爆发。在广泛的分散措施下，对持续和突发无线电发射的数据进行了搜索，但没有检测到任何一种。这些结果进一步削弱了旋转无线电瞬变源和磁星之间的联系。然而，鉴于XTE J1810-197的无线电发射的瞬态性质，在不同时期继续对这些和其他AXP进行无线电搜索是有必要的，直到最近，XTE J1810-197才是唯一已知的无线电发射AXP。
2007-10-13 astro-ph
The Anatomy of a Magnetar: XMM Monitoring of the Transient Anomalous X-ray Pulsar XTE J1810-197
我们介绍了对瞬时异常X射线脉冲星XTE J 1810 -197进行多历元计时和光谱研究的最新结果。在两年半的时间里，我们已经用牛顿X射线多镜任务（XMM-牛顿）获得了对这颗脉冲星的七次观测，以跟踪源从爆发中消失时的光谱演化。光谱可以说是最好的特点是一个两个温度的黑体，其光度呈指数下降与tau_1 = 870天和tau_2 = 280天，分别。这些组件的温度目前正在以每年22%的速度冷却，从一个几乎恒定的值记录在较早的时代kT_1 = 0.25 keV和kT_2 = 0.67 keV，分别。新的数据表明，该成分的温度T_1和亮度已接近其历史静止水平，其脉动部分随时间稳步下降，与以前在静止时没有探测到脉动相一致。我们还总结了XTE J1810-197的无线电发射的检测，这是第一次确认任何AXP。我们认为可能的模型XTE J1810-197的排放几何和机制。
2006-08-22 astro-ph
Black Hole Formation in X-Ray Binaries: The Case of XTE J1118+480
近年来，越来越多的银河系X射线双星自行被观测到。当补充上精确的成分质量、轨道周期、施主光度和有效温度的测定时，这些运动学约束就包含了系统过去演化的丰富信息。由此导出的对致密天体祖先和反冲的约束对于理解致密天体的形成以及揭示黑洞和中子星形成之间的共同线索和根本差异具有巨大的价值。在这里，我们提出了这样的分析结果的黑洞X射线二进制XTE J1118+480。我们目前的结果从建模的质量转移阶段，在银河系中的运动回到出生地的黑洞，并检查对称和不对称的核心崩溃的黑洞祖的动力学。
2006-12-01 astro-ph
EOS of dense matter and fast rotation of neutron stars
最近对XTE J1739-285的观测表明，它包含一颗以1122赫兹旋转的中子星。这样的旋转频率将是旋转效应显著的第一个频率。我们研究了非常快速旋转的中子星对恒星质量和脉冲星周期等潜在可观测量的影响。
2007-10-26 astro-ph
Discovery of a Second Millisecond Accreting Pulsar: XTE J1751-305
我们报告的第二个瞬态吸积毫秒脉冲星，XTE J1751-305，在定期监测观测的银河系隆起区的RXTE PCA的发现。脉冲星的自旋频率为435赫兹，是最快的脉冲星之一。这些脉动包含轨道多普勒调制的特征，这意味着轨道周期为42分钟，是任何已知的无线电或X射线毫秒脉冲星中轨道周期最短的。质量函数f_x =（1.278 +/- 0.003）x 10^{-6} M_sun，根据中子星的质量，伴星的最小质量在0.013到0.017 M_sun之间。没有发现日食。1998年6月的一次X射线爆发是在全天监视器的档案数据中发现的。假设该双星系统中的质量转移是由引力辐射驱动的，我们将轨道倾角限制在30-85度范围内，伴星质量限制在0.013- 0.035M_sun。它的伴星很可能是一颗受热的氦矮星。我们还介绍了钱德拉HRC-S观测的结果，这些结果提供了XTE J1751-305的最佳位置。
2002-06-27 astro-ph
On the Lack of Thermal Emission from the Quiescent Black Hole XTE J1118+480: Evidence for the Event Horizon
热辐射的软成分是非常常见的，从静止的，吸积中子星的表面观察。我们用钱德拉搜索了来自动力学黑洞候选者XTE J1118+480（= J1118）的这样一个表面发射分量，它的原始质量约为8个太阳质量。没有发现，正如人们所期望的，如果紧凑的X射线源是一个真正的黑洞，拥有一个事件视界。J1118的X射线能谱符合简单的幂律模型。在我们寻找热分量时，我们将钱德拉数据拟合到幂律模型（斜率和柱密度固定）加上一系列9个氢-大气模型，半径范围从9/8到2.8史瓦西半径。对于更紧凑的模型，我们包括了大气自辐射的重要影响。由于J1118的柱密度极低，我们获得了对假设热源的非常强的限制：kT（无穷大）< 0.011 keV和L（无穷大）< 9.4E30 erg/s（99%置信水平）。在类比中子星，我们研究了两个可能的热辐射源从一个假设的表面J1118：深地壳加热和吸积在平静。我们的结论是，如果J1118具有正常的核物质组成的表面，我们会检测到从这个表面的热辐射。没有热辐射表明J1118是一个真正的黑洞，具有事件视界。
2004-07-15 astro-ph
The energy dependence of burst oscillations from the accreting millisecond pulsar XTE J1814-338
在吸积的中子星上引起I型X射线爆发振荡的不对称性的本质仍然是一个有争议的问题。特别令人感兴趣的是，爆发振荡机制是否在爆发毫秒脉冲和非脉冲系统之间不同。诊断这一点的一种方法是研究爆发振荡的能量依赖性：在这里，我们提出了2003年的吸积毫秒脉冲星XTE J1814-338爆发期间观察到的28个爆发的振荡分析。我们发现爆发振荡的分数振幅随能量下降，与Muno等人（2003）在一组非脉冲系统的爆发振荡中发现的行为相反。在吸积动力脉动中看到的能量镜下降;在这方面，XTE J1814-338的行为与其他吸积毫秒脉冲星相似。爆发振荡没有显示出硬滞后或软滞后的证据，与持续脉动相反，持续脉动显示出高达50 $μ$ s的软滞后。振幅随能量的下降与当前表面模式和爆发振荡的简单热点模型不一致。我们讨论了模型的改进和可能解决这些问题的物理学中的不确定性。
2006-09-14 astro-ph
A study of the spectral evolution during dipping in XB 1323-619 with Rossi-XTE and BeppoSAX
本文报道了用BeppoSAX和Rossi-XTE对倾斜低质量X射线双星XB 1323-619的观测分析结果。尘埃散射晕在这一来源中起着重要作用，1997年8月用BeppoSAX号卫星进行的观测被用来提供若干能量的MECS径向强度分布图。从这些数据中，获得了晕分数，因此得出尘埃散射的光学深度为1.8 +/- 0.4。在1997年4月25日至28日的Rossi-XTE观测中，观测到7个X射线下降和7个近似周期性重复的爆发。非倾角和倾角PCA光谱可以很好地描述，通过假设的发射包括点状黑体发射与中子星，加上康普顿发射从扩展ADC。黑体温度为1.79 +/- 0.21 keV，截止功率定律光子指数为1.61 +/- 0.04。浸渍光谱演化很好地描述了渐进覆盖的扩展Comptonizing区域的吸收体加上更快速的去除点状黑体。尘埃散射和X射线脉冲星1 SAX J1324.4-6200也在视场中的影响包括在拟合中。我们在~6.4 keV处检测到一条铁线，并讨论了其在ADC中的可能起源。
2001-11-20 astro-ph
Probe into the interior of compact stars
中子星内部含有高密度的核物质，因为许多亚原子粒子相互竞争。因此，确认那里的成分和性质是我们的重要任务。本文总结了探测中子星的可能方法，特别是r模不稳定性方法，并给出了我们的一些结果。XTE J1739-285中的KHz脉冲星可能提供了重要的启示
2008-04-22 astro-ph
On the nature of XTE J0421+560/CI Cam
本文介绍了X射线瞬变系统XTEJ 0421 +560（CI Cam）1998年爆发的RXTE、BATSE和光学/红外数据的分析结果。X射线爆发显示出非常快的衰变（初始e折叠时间约为0.5天，然后减慢到约2.3天）。在2-25 keV波段的X射线光谱是复杂的，在衰变过程中相当软化，并具有强烈可变的固有吸收。观察到强的铁发射线。未检测到快速时间变化（爆发峰值处1-4096 Hz频带中<0.5% rms）。对光学/红外数据的分析表明，这颗次级恒星是一颗被冷尘埃包围的B[e]星，距离大于2千秒差距。在这个距离上，2-25 keV的峰值亮度约为4 x 10^37 erg/s。我们比较了这个特殊的系统与Be/NS LMC瞬态A 0538-66的性质，并建议CI凸轮是类似的性质。在爆发期间出现强烈的无线电辐射，表明致密物体很可能是黑洞或弱磁化的中子星。
1999-07-09 astro-ph
Timing of the Accreting Millisecond Pulsar XTE J1814-338
我们提出了一个精确的时间分析的吸积毫秒脉冲星XTE J1814-338在其2003年爆发，观察到的RXTE。首次给出了完整的轨道解，并对双星系统中源运动引起的多普勒效应进行了修正，得到了轨道周期P_orb=15388.7229（2）s和投影半长轴a_sini/c= 390.633（9）lt-ms的精确估计，从而可以研究吸积致密天体在爆发过程中的自旋行为。我们在这里报告了自旋频率的精确值（nu=314.35610879（1）Hz）和吸积时该源的自旋频率导数的第一次估计（nu^dot=（-6.7 +/- 0.7）10^（-14）Hz/s）。当同时考虑基频和二次谐波时，会出现这种自旋下降行为。我们讨论这一点的背景下，光盘和快速旋转的磁层之间的相互作用，在吸积率足够低，允许线程的吸积盘的开普勒速度比磁层速度慢的区域。我们还提出了一个抖动的脉冲相位的平均趋势，我们认为，吸积热点的吸积率的变化响应的运动的结果。
2006-11-30 astro-ph
A Black Hole of > 6 Solar Masses in the X-ray Nova XTE J1118+480
用新的6.5米MMT对静止的X射线新星XTE J1118+480的观测表明，矮次级恒星的速度振幅为698 +/- 14 km/s，该系统的轨道周期为0.17013 +/- 0.00010 d。质量函数的隐含值f（M）= 6.00 +/- 0.36太阳质量，提供了一个致密主星质量的硬性下限，大大超过了中子星的最大允许质量。由此我们得出结论，致密主黑洞是一个黑洞。在11颗动力学建立的黑洞X射线新星中，只有V404 Cyg的大质量函数可与XTE J1118+480相媲美。我们估计，在5900 A时，次级供应总光的34% +/- 8%，其光谱类型在K5 V至M1 V范围内。双峰的I波段光变曲线可能是由于椭球调制，尽管这种解释并不完全可靠，因为光谱和光度星历表之间有不寻常的12分钟偏移。假设光变曲线是椭球形的，我们提出了一个临时的分析表明，该系统的倾斜度是高的和相应的黑洞的质量是适度的。宽的巴耳末发射线（FWHM = 2300-2900 km/s）也表明倾角很大。对于上面给出的光谱类型范围，我们估计距离为1.8 +/- 0.6 kpc。
2001-03-08 astro-ph
Constraints on the Emission and Viewing Geometry of the Transient Anomalous X-ray Pulsar XTE J1810-197
瞬态异常X射线脉冲星XTE J1810-197在2002年爆发后的通量分量的时间衰减为探测磁星的发射几何提供了一个独特的机会。为了实现这一目标，我们模型的脉冲星的调制幅度随时间的推移在窄谱带。根据以前的工作，我们假设后爆发通量产生在两个不同的热分量所产生的热点和温暖的同心环。我们包括广义相对论效应的黑体光谱由于引力红移和光弯曲附近的恒星表面，这强烈依赖于半径。这会影响模型对发射区域的温度和大小的拟合。对于热点，所观察到的时间和能量依赖的脉冲调制被发现需要一个各向异性的，双光束的辐射图案。我们能够限制视线（psi）和热点极点（xi）相对于自旋轴的角度的允许范围。在误差范围内，这是由位于直线（xi+beta（R））（psi+beta（R））~常数的xi-psi平面中的点的轨迹定义的，其中beta（R）是恒星半径R的函数。对于R=12 km的规范值，观察参数的范围从psi=xi=37 deg到（psi，xi）=（85 deg，15 deg）。我们在磁星发射模型的背景下讨论了我们的结果。
2008-03-13 astro-ph
Dynamical Evidence for a Black Hole in the Microquasar XTE J1550-564
对微类星体XTE J1550-564的伴星（G8 IV-K4 III）的光谱观测表明，其径向速度曲线的最佳拟合光谱周期为Psp = 1.552 ± 0.010天，半振幅为K2 = 349 ± 12 km/s。光学质量函数为f（M）= 6.86 +/- 0.71太阳质量（1 sigma）。我们初步测量伴星的自转速度为V_rot*sin（i）= 90 +/- 10 km/s，这意味着使用上述K_2值时，质量比Q = M_1/M_2 = 6.6（+2.5 / -1.6）（1 sigma）。我们推导出的二进制参数的约束，同时建模的椭球光和径向速度曲线。我们发现致密天体的质量最可能的值是9.41太阳质量，1 σ范围为8.36 < M_1 < 10.76太阳质量。如果我们将我们的暂定值V_rot*sin（i）= 90 +/- 10 km/s作为椭球模型中的附加约束，我们发现致密物体的质量最可能的值是10.56太阳质量，1 σ范围为9.68 < M_1 < 11.58太阳质量。无论哪种情况，致密天体的质量都远高于稳定中子星的最大质量，因此我们得出结论，XTE J1550-564包含一个黑洞。
2001-12-05 astro-ph
Extreme Physics via X-rays from Black Holes and `Neutron' Stars
微通道板光学器件和32 x32像素微量热计的组合将允许Rossi XTE的继任者在MIDEX级任务中探索光谱计时的新领域。这样一个探测任务的面积是PCA的10倍，光谱分辨率是PCA的100倍（是硅探测器的10倍），它将能够探索各种天体源中弱线特征的红移和等离子体条件。这将允许几个基本物理的测试，包括QED/QCD和GR。
2004-03-23 astro-ph
Strongly absorbed quiescent X-ray emission from the X-ray transient XTE J0421+56 (CI Cam) observed with XMM-Newton
我们用XMM-牛顿法观测了静止态的XTE J 0421 +56的X射线瞬态。观测到的光谱是非常不寻常的，主要是在~6.5 keV的发射功能。光谱可以用部分覆盖的幂律和高斯线模型来拟合，其中发射几乎完全被中性物质覆盖（覆盖分数为0.98_{-0.06}^{+0.02}），并且被（5_{-2}^{+3}）x 10^{23} atom cm^{-2}的N_H强烈吸收。这种吸收是局部的，而不是星际的。高斯的质心能量为6.4 +/- 0.1 keV，宽度< 0.28 keV，等效宽度为940 ^{+650}_{-460} eV。它可以解释为铁的荧光发射线。使用这个模型并假设XTE J 0421 +56在5 kpc的距离，它的0.5-10 keV光度为3.5 x 10^{33} erg s^{-1}。XMM-牛顿号上的光学监测器显示V星等为11.86 +/- 0.03。静止状态下X射线瞬态谱通常用平流吸积流、幂律或中子星表面的热辐射来模拟。因此，XTE J 0421 +56的强烈局部吸收X射线发射是非常不寻常的，可能是由于这个紧凑的物体被嵌入超巨星B[e]伴星发出的密集的星周风中。在5 keV以下观测到的未被覆盖和未被吸收的成分可能是由于超巨星B[e]星本身的X射线发射，或者是由于风或电离日冕中高能X射线光子的散射，例如在一些低质量X射线双星系统中观察到的。
2002-07-25 astro-ph
Physics of accretion in the millisecond pulsar XTE J1751-305
我们已经进行了广泛的研究X射线数据从吸积毫秒脉冲星XTE J1751-305的RXTE和XMM-牛顿在其2002年爆发期间观察到的。在所有方面，这个源都类似于一个原型毫秒脉冲星SAX J1808.4-3658，除了爱丁顿的13%的更高的峰值亮度，以及硬X射线源的光学深度大了约2倍。它的宽带X射线光谱可以由三个分量来模拟。我们解释这两个软分量的热辐射从一个较冷的（kT ~ 0.6 keV）吸积盘和一个较热的（~1 keV）点上的中子星表面。我们解释的硬组件作为热康普顿等离子体的温度~40 keV和光学厚度~1.5在一个平板几何。当被磁场准直的物质撞击到表面上时，等离子体被吸积激波加热。用于康普顿化的种子光子由热点提供，而不是由盘提供。康普顿反射很弱，圆盘可能被截断成磁层半径以上的光学薄流。旋转的发射区与明星创建一个几乎正弦脉冲轮廓的均方根振幅为3.3%.The能量依赖的软相位滞后可以模拟两个脉动分量移相，这是自然的解释由不同的字符的光学厚点和光学薄冲击结合多普勒增强的行动的发射。
2005-03-02 astro-ph
The optical light curves of XTE J2123--058: the mass of the binary components and the structure of the quiescent accretion disk
本文介绍了1999年和2000年在静止状态下对XTE J2123-058进行的光学测光。我们的R波段光变曲线的主要特征是第二颗星的椭球调制，然而，为了令人满意地拟合这一点，我们需要额外的组件，其中包括一个X射线加热的罗氏瓣填充第二颗星，和一个吸积盘隆起，即气流影响的吸积盘。观测到的0.8相附近的倾角被解释为吸积盘内部被凸起部分所遮挡。考虑到双星的高倾斜度，这种情况是非常合理的。我们的拟合使我们能够将静态吸积盘的大小限制在0.26- 0.56 R_L1的范围内（68%置信度）。利用9.6千秒差距的距离和从伴星加热半球推断出的X射线通量，我们得到XTE J2123-058在静止时的未吸收X射线光度为1.2 × 10^33 erg/s。从所观察到的静态光学/红外颜色，我们发现，幂律指数（-1.4）的光谱分布的吸积盘与其他静态X射线瞬态比较好。我们还重新分析了软X射线瞬态XTE J2123-058在1998年爆发和衰变期间拍摄的光学光变曲线。我们使用一个强大的方法来拟合数据，使用一个精致的X射线二元模型。该模型计算了X射线照射下充满Roche瓣的恒星和爆发的吸积盘产生的光，并计算了阴影和相互星/盘食的影响。我们得到了相对准确的值的二进制的倾角和质量比，当结合光谱的结果，在文件II给出了一个中子星的质量范围在1.04- 1.56钼（68%的信心）。
2002-11-07 astro-ph
