An analysis of the emission line spectra of AG Pegasi between phases 7.34 and 9.44
分析了HST FOS和惠普尔天文台FAST摄谱仪在不同阶段的紫外光谱和光学光谱，得出了关于AG Peg构型的新结果。由代码SUMA进行的一致建模，解释了热恒星和冲击波的光电离耦合效应，显示了至少三个星云的重要作用：1）恒星之间的星云，位于风碰撞产生的激波下游，向WD反向传播，2）激波下游的星云在巨大的大气层外围膨胀，（3）激波向外传播，热源辐射不能到达。计算了这三个星云在不同相位对所有谱线的相对贡献。发现对不同谱线的贡献随系统视角的变化而变化。在膨胀激波的模拟中采用了相对较低的震前密度和磁场，这表明它们正在与ISM合并，从而解释了AG Peg的缓慢下降。
2002-10-10 astro-ph
A calibration of iota Pegasi system
最近的观测提供了光谱和干涉测量双星ιPeg的单个质量、化学成分和金属丰度的测定（Boden等人，1998年）。利用最新的物理学方法，为了校准系统，我们用恒星演化程序CESAM，计算了质量为ιPeg A 1.326 Msol和iota Peg B 0.819 Msol（Boden et al. loc.cit），混合长度参数α、氦Y和重元素Z初始质量分数不同的恒星模型在观测金属丰度约束下的演化序列。采用测热改正后的有效温度和光度，以及Alonso等（1995，1996）的经验温标，我们得到α_A= 1.46，α_B= 1.36，Y = 0.278，Z =0.017。发现演化时间（包括主序前）在40 My < t_ev < 0.5Gy以内。校准模型的ιPeg. A和B为非均匀零年龄主序星，演化时间t_ev= 56My。由于它们的测定存在很大的不确定性，因此混合长度参数的值小于太阳参数，但与之勉强相容。一旦V滤波器中的星等差有了更精确的值，我们的结果就应该得到改进。对这两种组分进行详细的光谱分析似乎是可行的，因此迫切需要。
1999-12-15 astro-ph
Two and Three Dimensional Numerical Simulations of Accretion Discs in a Close Binary System
我们使用简化通量矢量分裂（SFS）有限体积法对密近双星系统中的吸积盘进行了二维和三维的数值模拟。在我们的计算中，假设气体是理想气体，我们计算了伽马=1.01，1.05，1.1和1.2的情况。失去质量的恒星与质量增加的恒星的质量比是1。结果表明，在所有情况下，吸积盘上都形成了螺旋激波。在二维计算中，我们发现γ越小，螺旋缠绕越紧密。我们在3D计算中也观察到了这种趋势，但意义较弱。最近，Steeghs，Harlaftis & Horne（1997）利用多普勒层析成像技术首次发现了食矮新星双星IP Pegasi吸积盘中螺旋结构的令人信服的证据。我们可以说，我们以前在数值模拟中发现的螺旋结构现在在观测中发现了。
1998-09-02 astro-ph
The chromospherically active binary star EI Eridani I. Absolute dimensions
我们提出了一个详细的测定的色球活动双星EI波江座的天体物理参数。我们新的径向速度允许改进的轨道要素集，并揭示长期变化的重心速度。提出了一个周期约为19年的可能的第三体轨道。结合依巴谷视差确定绝对参数。EI Eri的旋转轴倾角被限制在56.0 ± 4.5度，它的光度等级IV由它的半径2.37 ± 0.12 R_Sun确定。与理论恒星演化轨迹的比较表明，它的质量为1.09 ± 0.05 M太阳，年龄约为6.15 Gyr。目前的调查是我们的长期多普勒成像研究的恒星表面的基础。
2008-09-04 astro-ph
Absolute dimensions of the unevolved B-type eclipsing binary GG Orionis
我们目前的光度观测在B和V以及光谱观测的分离，偏心6.6天双线食双星GG猎户座，猎户座OB 1协会的成员。为了测试理论建模的各个方面，以高精度（质量优于1%，半径优于2%）确定几乎相同的组件的绝对尺寸。我们得到主星的M（A）= 2.342 +/- 0.016太阳质量和R（A）= 1.852 +/- 0.025太阳半径，而主星的M（B）= 2.338 +/- 0.017太阳质量和R（B）= 1.830 +/- 0.025太阳半径。这两颗恒星的有效温度都是9950 +/- 200 K，对应的光谱类型是B9.5。猎户座GG非常接近ZAMS，与目前的恒星演化模型比较，年龄为6500万~ 8200万年或7700万年，这取决于该系统是否被认为是在主序星上燃烧氢，还是仍处于前主序星收缩的最后阶段。我们探测到双星的拱点运动速率为dw/dt = 0.00061 +/- 0.00025度/周期，对应的拱点周期为U = 10700 +/- 4500年。其中很大一部分（大约70%）是由于广义相对论的贡献。
2000-08-18 astro-ph
Absolute dimensions of the F-type eclipsing binary star VZ Cephei
本文对未演化的1.18天周期的F + G型双线食双星VZ Cep进行了新的V波段差示测光和径向速度测量。我们确定绝对质量、半径和有效温度的精确值如下：M（A）= 1.402 +/-0.015 M（Sun），R（A）= 1.534 +/-0.012 R（Sun），T（eff）= 6690 +/-160 K（对于初级），以及M（B）= 1.1077 +/-0.0083 M（Sun），R（B）= 1.042 +/-0.039 R（Sun），T（eff）= 5720 +/-120 K（次级）。与目前的恒星演化模型相比，太阳附近金属丰度的年龄为1.4 Gyr。恒星之间的温度差，这是更好地确定比绝对值，被发现是约250 K比理论预测的大。如果所有这些差异都归因于次级恒星（与模型相比，次级恒星温度太低），那么这种影响将与其他低质量恒星的类似差异相一致，这些恒星通常被认为与色球活动有关。然而，VZ Cep B的半径（与主星不同，它仍然有一个薄的对流包层）看起来正常，而在其他受活动影响的恒星中，半径系统地大于预测。因此，VZ Cep不仅对标准理论提出了挑战，而且对我们理解其他低质量系统的差异也提出了挑战。
2008-10-28 astro-ph
The 0.4-Mo Eclipsing Binary CU Cancri: Absolute Dimensions, Comparison with Evolutionary Models and Possible Evidence for a Circumstellar Dust Disk
对分离的M型双线食双星CU Cnc的R和I波段测光观测进行了分析。由光变曲线分析得到的光度元素与现有的光谱解相结合，得到高精度（误差<2%）的绝对尺寸：M_A=0.4333+/-0.0017 Mo，M_B=0.3980+/-0.0014 Mo，R_A=0.4317+/-0.0052 Ro，R_B=0.3908+/-0.0094 Ro。通过比较多波段光度法和由模型大气计算的合成色，估计系统的平均有效温度为Teff=3140+/-150 K。此外，我们已经能够获得估计的年龄（~320百万年）和化学成分（[Fe/H]~0.0）的二元系统通过其成员的蓖麻移动群。所有这些观测的限制，我们已经进行了一个关键的测试，最近的恒星模型的低质量恒星。比较显示，大多数演化模型低估了恒星的半径高达10%，从而证实了Torres & Ribas（2002）对YY Gem和V818 Tau观察到的趋势。在质量-绝对星等图中，CU Cnc被观测到比其他相同质量的恒星更暗。在排除了一些不同的情况后，CU Cnc的明显暗淡可以解释为它的成分比类似质量的恒星冷10%，或者是否有一些星周尘埃吸收的来源。后者可能是一个诱人的间接证据，证明这个相对年轻的M型双星周围存在共面（类似织女星）的尘埃盘。
2002-11-05 astro-ph
Astrometric-spectroscopic determination of the absolute masses of the HgMn binary star Phi Herculis
水星-锰恒星Phi Her是一个著名的光谱联星，Zavala等人（2006年）最近的一项研究就是以它为研究对象，他们使用长基线干涉测量法解析了它的伴星。双星的总质量现在已经相当确定，但是光谱学和天体测量学的结合并没有得到与组成部分光谱类型一致的单个质量。依巴谷卫星清楚地探测到了发合星光中心的运动。在这里，我们利用依巴谷的中间数据（“横坐标残差”），并表明，通过将它们以最佳方式与干涉测量相结合，可以可靠地获得单独的群众只使用天体测量。我们重新检查，然后将现有的径向速度测量到轨道解，得到改进的质量为3.05 +/- 0.24 M_Sun和1.614 +/- 0.066 M_Sun，这与最近的恒星演化模型的理论质量-光度关系是一致的。这些质量测定为理解这类特殊恒星的性质提供了重要信息。
2007-03-08 astro-ph
Precision of Hubble constant derived using black hole binary absolute distances and statistical redshift information
从黑洞双星螺旋事件中测得的引力波形直接决定了绝对光度距离。为了将这些数据用于宇宙学，有必要独立地获得事件的红移，这对于那些没有电磁对应物的人来说可能很困难。在这里，它表明，当然在原则上，并可能在实践中，星系聚类允许提取的红移信息从一个样本统计估计平均宇宙学参数的目的，没有识别的主机星系的个别事件。我们从斯隆数字巡天第6次数据发布中提取模拟星系样本，这些样本类似于与恒星质量黑洞在红移z ~ 0.1至0.5处落入大质量黑洞的螺旋事件相关的样本。描述了一个简单的统计过程来估计哈勃常数H_0的似然函数：LISA误差体积中的每个星系对源红移的对数似然的贡献是线性的，每个源的对数似然对H_0的贡献是线性的。这个过程被证明是提供一个准确的和无偏的估计H_0。据估计，如果这类事件的发生率足够高，在20到z = 0.5的量级上，则在H_0中优于1%的精度是可能的。
2008-01-04 astro-ph
Absolute properties of the spotted eclipsing binary star CV Bootis
我们提出了新的V波段差分亮度测量以及新的径向速度测量的分离，圆形，0.84天的周期，双线食双星系统CV Boo。这些数据以及其他观测从文献中结合起来，以获得改进的绝对尺寸的恒星的目的，测试各个方面的理论建模。尽管我们在系统中检测到固有变异性的并发症，尽管组件的快速旋转，我们能够确定的绝对质量和半径分别优于1.3%和2%。对于较热、较大、质量较大的主星（恒星A），我们得到M（A）= 1.032 +/-0.013 M（太阳）和R（B）= 1.262 +/- 0.023 R（太阳）;对于伴星，我们得到M（B）= 0.968 +/- 0.012 M（太阳）和R（B）= 1.173 +/- 0.023 R（太阳）。估计的有效温度为5760 +/- 150 K和5670 +/- 150 K。周期比轨道周期短约1%的固有变化被解释为是由于一个或两个组件上的斑点的调制。这意味着斑点星的旋转速度必须比同步速率快，这与当前潮汐演化模型的预测不一致，根据该模型，两颗恒星应该同步。我们还发现，次级恒星的半径比恒星演化计算的预期大约10%，这一差异也见于其他（大多是低质量和活跃的）食双星。我们估计该系统的年龄约为9 Gyr。这两个成分都接近其主序阶段的结束，主序阶段可能已经开始了外壳的氢燃烧阶段。
2008-09-12 astro-ph
Absolute Dimensions and Apsidal Motion of the Eccentric Binary V731 Cephei
对偏心双星V731 Cep的新的和现有的光度、光谱和空间分布数据进行了详细分析。利用互相关技术得到了该系统的光谱轨道根数。根据UBVRcIc光变曲线的视向速度解，V731 Cep由两颗质量为M $_{1}$ =2.577的主序星组成（0.098）M $_{\odot}$，M $_{2}$ =2.017（0.084）M $_{\odot}$，半径R $_{1}$ =1.823（0.030）R $_{\odot}$，R $_{2}$ =1.717（0.025）R $_{\odot}$，温度T $_{eff1}$ =10700（200）K，T $_{eff2}$ =9265（220）K，在倾角为88 $^{\circ}$ .70（0.03）的轨道上，彼此之间的距离为a=23.27（0.29）R $_{\odot}$。O-C残差的分析产生了一个相当长的拱点运动周期U=10000（2500）年相比，系统的观测历史。相对论对V731 Cep拱点运动观测率的贡献是显著的（76%）。系统的绝对尺寸和拱点运动特性的组合产生了与理论（log $\bar{k}_{2,theo}$ =-2.32）相一致的观测内部结构参数（log $\bar{k}_{2,obs}$ =-2.36）。通过两种方法（贝叶斯和进化轨迹）对该双星系统的演化研究表明，该系统的t= 1.33亿（26）万年，金属丰度为[M/H]=-0.…
2008-07-24 astro-ph
Absolute dimensions of the M-type eclipsing binary YY Geminorum (Castor C): a challenge to evolutionary models in the lower main-sequence
本文介绍了双子座双子座双星YY Gem的新光谱观测结果，YY Gem是Castor六元双星系统的一员，也是主序下部观测与恒星演化理论比较的基准之一。此外，我们已经重新分析了现有的光变曲线在几个通带使用现代技术，占显着存在的斑点。这与光谱学相结合，产生了对组件的绝对尺寸的非常精确的确定，这些组件实际上彼此相同。我们得到了M=0.5992+/-0.0047 Mo，R=0.6191+/-0.0057 Ro，Teff=3820+/-100 K的平均值。质量和半径的测定都好于1%。对Castor AB的依巴谷凌日数据进行重新分析后，该系统的视差得到了改善，为66.90+/-0.63 mas。据此，我们估算了YY Gem的年龄（~ 3.7亿年）和金属丰度（[Fe/H]~0.0）。我们将YY Gem的观测结果与最近的大量理论计算进行了比较，结果表明，所有模型都低估了半径高达20%，并且大多数模型高估了有效温度150 K或更多。这两种趋势都被毕星团中另一个类似系统（V818 Tau）的观测所证实。因此，对于相对低质量的天体，例如金牛座T星，从H-R图得出的理论年龄可能会有相当大的偏差。如果直接用半径来衡量演化，那么在这种质量状态下，年龄可能会被低估10倍。考虑到这些差异，我们必须至少以某种程度的怀疑态度来看待目前几乎所有的低主序模型的绝对年龄。（节略）
2001-11-08 astro-ph
Absolute properties of the low-mass eclipsing binary CM Draconis
光谱双星和食双星系统提供了确定恒星精确物理性质的最佳手段，包括它们的质量和半径。低质量恒星的数据已经提供了有力的证据，表明恒星结构模型预测的半径比观测到的要小，有效温度比观测到的要高，但是进行详细分析的系统数量仍然很少。在本文中，我们提出了一个完整的再分析这样的食系统，CM Dra，由两个dM4.5星。新的和现有的光变曲线以及径向速度曲线进行建模，以测量这两个组件的物理特性。CM Dra各分量的质量和半径为M1=0.2310+/-0.0009 Msun、M2=0.2141+/-0.0010 Msun、R1=0.2534+/-0.0019 Rsun和R2=0.2396+/-0.0015 Rsun。由于相对不确定性远低于1%的水平，这些值构成了迄今为止完全对流恒星最准确的属性。这使得CM Dra成为测试理论模型的有价值的基准。在比较我们的测量与理论，我们证实了以前报道的其他低质量食双星的差异。这些差异似乎是由于磁活动的影响。我们发现，这个系统的轨道是轻微的偏心，我们已经利用日食的时间跨越三十年来推断拱点运动和其他相关的属性。
2008-10-08 astro-ph
Identification, Classifications, and Absolute Properties of 773 Eclipsing Binaries Found in the TrES Survey
近年来，我们目睹了测光时间序列数据的爆炸，收集这些数据的目的是为了寻找少数罕见的来源，例如凌日系外行星和引力微透镜。一旦梳理，这些数据往往被搁置一边，并没有进一步搜索的许多其他变量的来源，他们无疑包含。为此，我们描述了一个管道，旨在系统地分析这些数据，同时需要最少的用户交互。我们在跨大西洋系外行星调查数据集的一个子集上运行我们的管道，并使用它来识别和建模773个食双星系统。对于每个系统，我们对其光变曲线、颜色和理论等时线进行了联合分析。这一分析为我们提供了对双星绝对物理性质的估计，包括其恒星组成部分的质量和年龄，以及它们的物理分离和距离。我们确定了三种类型的食双星，特别感兴趣，值得进一步观察。第一类包括11个低质量的候选者，这可能有助于目前的努力，以解释观测和模型之间的差异，在主序底部的恒星。另外两类包括34颗具有偏心轨道的双星和20颗具有异常光变曲线的双星。最后，这个统一的目录使我们能够确定一些关系，提供进一步的限制二进制人口模型和潮汐循环理论。
2007-12-06 astro-ph
Absolute Magnitude Calibration for the W UMa-type Systems Based on Hipparcos Data
本文利用40颗W UMa型接触双星的依巴谷视差资料（误差M_V < 0.5），导出了一个新的基于（B-V）的绝对星等刻度公式M_V = M_V（logP，B-V）。校准范围为0.26 <（B-V）_0 < 1.14，0.24 < P < 1.15天和1.4 < M_V < 6.1;它是基于由弛豫中的相对误差（2.7%至24%）加权的溶液。以前的校准并不是基于如此宽的周期和颜色空间，虽然它们能够为密切遵循众所周知的周期-颜色关系的系统以足够的准确度预测M_V，但新的校准也应该能够提供良好的结果对于更奇异的“边远”接触二元系统的预测。这种校准的主要局限性是地面光度数据的质量不足，以及对（B-V）指数的限制，该指数对金属丰度的影响比（V-I）指数更敏感;然而，对于当地的W UMa型系统，金属丰度基本上是未知的。
1997-10-20 astro-ph
Spectroscopic Binary Mass Determination using Relativity
高精度的径向速度技术，使太阳系外行星的检测，现在是敏感的光谱双星（SB）的数据中的相对论效应。我们展示了如何利用这些效应来获得绝对质量的组件的日食单线SBs和双线SBs从多普勒测量。因此，高精度的恒星光谱学可以大大增加测量的恒星质量的数量，从而改善质量半径和质量光度校准。
2006-11-14 astro-ph
How binary interactions affect spectral stellar population synthesis
单星恒星星族（ssSSP）模型是研究恒星星族的常用模型。然而，超过50%的恒星是双星，并且与单星的演化方式不同。这表明，在模拟星系和星团的恒星星族时，应考虑双星相互作用的影响。利用快速光谱恒星星族合成（RPS）模型，详细研究了双星相互作用对恒星星族Lick指数和颜色的影响，以及对恒星年龄和金属丰度的测定。结果表明，二元相互作用使恒星星族的亮度降低，颜色变蓝，具有较大的年龄敏感的Lick指数（Hbeta）和较小的金属敏感指数（例如，Mgb、Fe 5270和Fe 5335）与ssSSP相比。它还表明，当ssSSP模型用于确定恒星星族的年龄和金属丰度时，将获得较低的年龄或金属丰度，采用两个线指数（H β和[MgFe]）和两种颜色（例如，u-R和R-K）。本文给出了由ssSSP得到的恒星布居参数与由双星恒星星族（bsSSP）得到的恒星布居参数之间的关系。这可以帮助我们得到一些绝对值的恒星人口参数，是有用的绝对研究。然而，它被发现，相对光度加权恒星年龄和金属丰度通过ssSSP和bsSSP是相似的。这表明ssSSP可以用于大多数恒星星族的研究，除了在一些特殊情况下。
2008-05-20 astro-ph
Eclipsing binaries in the open cluster NGC 2243 - II. Absolute properties of NV CMa
本文给出了疏散星团NGC 2243中五颗食双星和两颗巨星的阶梯光栅光谱数据。星团的平均速度被确定为+60.4 +-0.6公里/秒。根据观测到的径向速度，其中四颗食双星很可能是星团的成员。通过对光度和视向速度数据的分析，确定了星系团成员NV CMa的绝对参数。我们得到初级的1.089 ± 0.010 Msun和1.221 ± 0.031 Rsun，次级的1.069 ± 0.010 Msun和178 ± 0.037 Rsun。双星的两个组成部分都位于主序星上，在星团颜色-星等图的转折点下方约1等。利用模型年龄-光度关系和年龄-半径关系，得到NV CMa的年龄为4.35 ± 0.25 Gyr。然而，派生的年龄是非常敏感的金属丰度的集群。我们证明，一个有意义的确定年龄的对象，如NV CMa的基础上的进化模型是可能的，只有当他们的金属丰度是知道的百分之几的相对准确性。计算得到的NVCMa各组分的距离模量彼此吻合，表明该簇的表观距离模量为（m-M）_V=13.25 ± 0.08。
2006-09-14 astro-ph
Wind ionization structure of the short-period eclipsing LMC Wolf-Rayet binary BAT99-129: preliminary results
BAT 99 -129是一颗罕见的、位于大麦云星云中的短周期食沃尔夫-拉叶双星。我们在这里提出中等分辨率的NTT/EMMI光谱，使我们能够解开的光谱的两个组件，并找到轨道参数的二进制。我们还提出了VLT/FORS 1光谱的二次日食期间，即当伴星通过在前面的沃尔夫-拉叶星。有了这些数据，我们能够提取，第一次在绝对单位的WR+O二进制，线发射区域的大小。
2005-11-20 astro-ph
Detection of Contact Binaries Using Sparse High Phase Angle Lightcurves
我们发现，候选人接触二元小行星可以有效地确定从稀疏采样光度在相位角> 60度。在高相位角下，近距离/接触双星系统会产生独特的光变曲线，大部分时间都处于最大或最小亮度（通常相差> 1等），两者之间的转换相对较快。这意味着几个（~5）稀疏的观测将足以测量大范围的变化，并确定候选接触双星系统。这一发现可用于全天巡天，以限制接触双星近地天体的比例。高相角光变曲线数据也可以揭示自旋的绝对意义。
2007-11-14 astro-ph
The shortest period M-dwarf eclipsing system BW3 V38, II: determination of absolute elements
本文分析了OGLE微透镜小组在Baade窗场BW 3发现的短周期（0.1984 d）食双星V38的光谱数据。径向速度曲线来自ESO - La Silla的EMMI-NTT获得的中分辨率光谱，并通过OGLE获得现有光变曲线和新径向速度曲线的同时解。该系统几乎是由两个M3 e矮星组成，它们非常接近，但尚未接触。这两颗矮星的光谱都显示出强烈色球存在的特征。因此，光谱学肯定地证实了基于光度学的建议：BW 3 V38确实是一个独特的系统，因为没有其他类似的双星具有M分量，并且在如此紧密的轨道上。在相对较大的误差范围内，由于系统模糊和曝光时间限制的综合影响，导出的物理参数似乎与从其他几个已知的具有晚型分量的食双星获得的关系一致（这表明现有的演化模型与数据之间的差异约为10%）。一个可能的解释是存在强磁场和快速旋转（这也适用于BW 3 V38的情况）。利用角动量损失和自旋轨道同步对系统长期演化的简单计算表明，具有M矮星成分的系统演化相当缓慢，这也是类似于BW 3V 38的系统如此罕见的一个可能原因。
2004-08-03 astro-ph
An interferometric-spectroscopic orbit for the binary HD 195987: Testing models of stellar evolution for metal-poor stars
我们报告的光谱和干涉观测的中度贫金属双线双星系统HD 195987，轨道周期为57.3天。通过结合我们的径向速度和能见度测量，我们确定了轨道根数，并得出了M（A）= 0.844 +/- 0.018 Msun和M（B）= 0.6650 +/- 0.0079 Msun的绝对质量，相对误差分别为2%和1%。我们还确定了轨道视差，pi（orb）= 46.08 +/- 0.27 mas，对应于21.70 +/- 0.13 pc的距离。视差和在V、H和K中测量的恒星之间的亮度差产生了这些波段中的分量绝对星等。我们还估计了恒星的有效温度为Teff（A）= 5200 +/- 100 K和Teff（B）= 4200 +/- 200 K。结合文献中详细的化学丰度分析，[Fe/H]约为-0.5（经双星校正），[alpha/Fe] =+0.36，我们使用这些物理性质来测试当前贫金属恒星的恒星演化模型。在我们考虑的四个模型中，我们发现没有一个模型能在测量的成分下拟合所有观测到的性质，尽管我们确定了每个模型中解释差异的假设，并且我们得出结论，一个具有适当假设组合的模型应该能够再现所有的辐射性质。HD 195987中的等时线拟合和金属增强模式的指示与这是一个厚盘物体一致，年龄为10-12 Gyr。
2002-05-29 astro-ph
Short GRB and binary black hole standard sirens as a probe of dark energy
观测来自定域性好的、螺旋形的致密天体双星的引力辐射，可以高精度地测量绝对源距离。当与通过电磁对应物对红移的独立测定相结合时，这些标准塞壬可以提供对宇宙膨胀历史和暗能量的极好探测。短的伽马射线暴，如果是由合并的中子星双星产生的，将是标准的警报，具有已知的红移，可以被LIGO-II，Virgo和AIGO等地面GW网络检测到。根据伽马射线暴的准直性，对它们的引力波进行一年的观测可以测量到大约2%的哈勃常数。当与宇宙微波背景最后散射面的绝对距离测量相结合时，这确定了暗能量状态方程参数w为9%。类似地，超大质量双黑洞螺旋将是LISA探测到的标准警报。根据精确的红移分布，100个源可以测量4%水平的w。
2006-01-13 astro-ph gr-qc
