PHASES Differential Astrometry and Iodine Cell Radial Velocities of the kappa Pegasi Triple Star System
飞马座κ是一个著名的邻近三星系统。它由一个半长轴为235毫角秒的“宽”双星对组成，其中一个组成部分是单线光谱双星（半长轴为2.5毫角秒）。使用高精度的差分天体测量和径向速度观测，确定了所有三个组成部分的质量，发现宽对和窄对轨道之间的相对倾角为43.8 +/- 3.0度，刚刚超过三体Kozai共振的阈值。系统距离被确定为34.60 +/- 0.21秒差距，并且与三角视差测量一致。
2005-09-14 astro-ph
Further evidence for the planet around 51 Pegasi
围绕太阳型恒星飞马座51的行星的发现标志着太阳系外行星搜索的分水岭。从那时起，又发现了另外七颗太阳型恒星，其中有几颗的轨道周期短得惊人，比如围绕着51 Peg的行星。这些行星是通过测量主星光谱中谱线的多普勒频移变化的间接技术探测到的。但恒星本身的振动（或其他效应）可能会模仿行星的特征，特别是在短周期行星周围。然而，光谱和亮度变化的明显缺乏，导致人们普遍接受51 Peg周围有一颗行星。这一结论受到了对51 Peg的线轮廓形状的系统变化的观测的挑战，这表明恒星振荡。如果这些观测结果是正确的，那么就没有必要援引51 Peg周围的行星来解释这些数据。在这里，我们报告的观测51 Peg在一个更高的光谱分辨率比那些在参考文献9中，我们没有发现任何证据的系统变化的线条形状。这些数据与51 Peg的行星伴星最为一致。
1997-12-23 astro-ph
Photometry of the 1991 Superoutburst of EF Pegasi: Super-Quasi-Periodic Oscillations with Rapidly Decaying Periods
我们观测到1991年10月的EF Peg爆发。观测到显著的超峰，周期为0.08705（1）d，使EF Peg成为长周期SU UMa型矮新星。在超级爆发期间，超级峰周期呈单调下降趋势，这与1997年同一天体超级爆发期间观察到的几乎为零的周期变化形成对比。10月18日观测到大振幅和高度相干的准周期振荡（super-QPO），当时超级驼峰的振幅仍在增长。最引人注目的是，在3.2小时的观测运行中，QPO显示出从18 m到6.8 m的周期快速下降。这种快速变化的时期还没有观察到在任何类别的QPO的激变变量。我们提出了一个假设，QPO周期的快速减少反映了快速删除的角动量从一个轨道斑点的吸积盘，通过在湍流盘的粘度。与X射线双星中的QPO进行了简要的比较，其中一些已知在周期上显示出类似的快速减少。
2001-12-11 astro-ph
Oscillations in solar-type stars tidally induced by orbiting planets
我们研究了太阳型恒星上的伴星引起的动力学潮汐的影响。在这些双星中，重力或g模式振荡是由恒星对流包络下的辐射区域中的伴星激发的。它们在对流区逐渐消失。这是特别感兴趣的是与新发现的行星，其中一些被发现围绕太阳型恒星的轨道与周期相媲美的高阶g模式的恒星。其中一个例子是飞马座51。在这里，我们确定在恒星表面的潮汐引起的扰动速度的大小。我们发现，在飞马座51的情况下，这个速度太小，无法观察到。这一结果是不敏感的恒星湍流粘度的大小假设，是不受共振的可能性，发生时的潮汐扰动的频率接近的一些正常模式的恒星。我们还讨论了与潮汐相互作用相关的轨道演化和同步时标。
1997-11-19 astro-ph
Multiwavelength optical observations of chromospherically active binary systems. II. EZ Pegasi
恒星EZ Peg很久以前就被归类为激变变星，现已被证明是一个RS CVn型色球活动双星系统。本文用减谱技术分析了H_α，H_β，Na I D_{1}和D_{2}，He I D_{3}，Mg I b三重态，Ca II H & K，Ca II红外三重态谱线的同时光谱观测。我们发现，热组分是系统的活动星，在H_α，Ca Ⅱ H & K，H_α，Ca Ⅱ IRT谱线上有很强的发射，H_β谱线有很强的填充，而Na Ⅰ D_{1}，D_{2}和Mg Ⅰ b三重谱线上没有填充。由于微扩口，He I D_{3}可能会完全填充。在色球层不同高度形成的不同活动指标的观测变化（在不同时期和轨道相位）是相关的。在H_α和Ca Ⅱ IRT λ 8498和λ 8662线的减影轮廓中发现了很宽的翼。这些配置文件是很好地匹配使用两个组件的高斯拟合（窄和宽）和宽的组件可以解释为产生的微燃烧。我们的光谱似乎表明，热组分的光度更高，这可以解释为什么热组分是系统的活跃星。
1997-09-18 astro-ph
Pulsations and orbital modulation of the intermediate polar 1WGA J1958.2+3232
我们目前的光度学，光谱学和旋光，以及ASCA的X射线观测，最近发现的中间极性1 WGA J1958.2+3232。通过第一次探测到的光学拍频，我们证实了先前的试探性建议，即白矮星的自旋周期是X射线和光学脉动周期的两倍，我们也证实了在每种情况下。我们首次在U，B，V，R和I波段中检测到轨道调制，并建议真正的轨道周期是先前建议的-1d别名。我们还确认在这个系统中的圆偏振的存在下，检测一个可变的偏振，在每个B和R波段具有相反的符号。双峰脉冲轮廓和相反符号的极化脉冲表明，1 WGA J1958.2+3232通过一个相对靠近白矮星被截断的圆盘吸积到两个磁极上。
2002-01-08 astro-ph
Orbits and Pulsations of the Classical ζAurigae Binaries
我们已经推导出新的轨道zeta Aur，32 Cyg和31 Cyg与观测从TSU自动光谱望远镜，并使用它们来确定非轨道速度的冷超巨星组件这些系统。我们测量这些偏差的周期，确定径向速度的意外长周期变化，并对这些恒星的旋转设置上限。这些径向速度的变化与径向脉动理论并不明显一致，因为我们知道的质量和大小的组成部分。我们的同步测光检测到非径向脉动驱动的潮汐（椭球变化）在zeta Aur和32 Cyg，在一个水平和相位大致符合简单的理论一阶，虽然他们似乎需要适度大的重力暗化。然而，天鹅座32的K分量必须比预期的大得多，或者有比Aur更大的重力暗化，才能符合它的振幅。然而，在我们的测光中，冷星的正常径向脉动的证据又少得可怜。在zeta Aur和32 Cyg中，H-α显示了B成分加热色球层的一些证据，并且这三颗恒星在它们的风中显示出偶尔在冷超巨星中看到的那种微弱的~ 2--3爆发。我们指出了解释这些恒星的两个基本问题，（1）将表面亮度模拟为重力变暗是否合适，以及（2）大部分非轨道速度结构是否实际上代表了恒星大气中对流的变化。
2008-02-15 astro-ph
4U2206+54 - an Unusual High Mass X-ray Binary with a 9.6 Day Orbital Period but No Strong Pulsations
Rossi X射线定时探测器对X射线源4U 2206 +54的观测表明，该X射线源4U 2206 +54被认为是一个Be恒星系统，其X射线通量被调制的周期约为9.6天。如果这种调制是由于轨道的变化，那么这将是已知的Be星X射线源最短的轨道周期之一。然而，X射线的光度是相对温和的，而高光度将被预测，如果系统包含一个中子星吸积从致密的内部区域的Be星信封。虽然以前从EXOSAT观测中报告了392秒的脉冲周期，但对EXOSAT光变曲线的重新检查并未显示这一周期或任何其他周期。对存档的RXTE正比计数器阵列观测结果的分析也未能显示任何X射线脉动。我们认为可能的模型，可以解释这个来源，包括一个中子星吸积停止在磁层和吸积白矮星的属性。
2001-07-06 astro-ph
Tidal Decay of Close Planetary Orbits
新发现的行星围绕飞马座51的4.2天轨道对于潮汐耗散是形式上不稳定的。然而，这个系统的轨道衰变时间比中心恒星的主序星寿命长。鉴于我们目前对潮汐相互作用的最佳理解，一颗木星质量的行星围绕着一颗类太阳恒星，可以动态地在一个周期短至$\sim10\,$ hr的轨道上生存下来。由于径向速度随着周期的减小而增加，我们希望首先找到那些接近潮汐极限的行星，除非这是一个非常不寻常的系统，否则我们希望找到更多的行星。我们还考虑了潮汐稳定性的行星周围更发达的恒星，我们重新审视特别是地球是否可以动态生存的红巨星阶段在太阳的演化问题。
1996-05-11 astro-ph
Discovery of Non-radial pulsations in PQ Andromedae
我们在WZ Sge矮新星PQ And的时间序列测光中探测到脉动。功率谱中的最强峰出现在10.5分钟的周期处。在其他WZ Sge系统中也观察到类似的周期，并归因于ZZ Ceti型非径向脉动。在光度测量中，没有任何迹象表明它的轨道周期约为1.7小时，就像以前的光谱观测所报告的那样。
2005-06-05 astro-ph
Time Resolved Ultraviolet Spectroscopy of DQ Herculis: Eclipses and Pulsations
哈勃太空望远镜（HST）上的微弱天体摄谱仪在连续四个卫星轨道上观测到了磁暴变星DQ Herculis，其中包括在日食极小期对DQ Her的紫外线首次观测。观察到N V、C IV、Si IV和He II的强发射和O I、S III、Ni II、N IV、Si III和C III的弱发射。用G160 L光栅在3个轨道上获得了时间分辨光谱。在日食极小期，紫外线连续光谱在小于5%的轨道周期内被完全遮蔽。这意味着紫外连续发射区非常紧凑。相比之下，没有一条发射线被完全遮蔽，最明显的是C IV，其仅下降了~ 75%。由于吸积白矮星的旋转，DQ Her已知在71秒的周期内在光学和紫外线上有间歇性的脉动。正如我们以前的观测一样，紫外连续谱和C IV发射显示出零星的71秒脉动。确定脉动幅度的机制显然是复杂的。在第一和第三个HST轨道期间，强发射线和连续谱是自相关的，并且都显示出~160 s的变化时间尺度。这些谱线的强度也与连续谱互相关，并且显示出与连续谱的强相关性，时滞< 4 s。在第四次HST轨道期间的数据是用G190 H光栅（1600-2350埃，1.5埃光谱分辨率）以标准光谱学模式（240秒时间分辨率）收集的。这些观测将He II 1640分解为一条宽的（1，400 km/s）不对称线。
1996-08-09 astro-ph
Pulsational frequencies of the eclipsing delta-Scuti star HD 172189
食中的盾牌座δ星HD 172189可能是疏散星团IC 4756的成员，也是CoRoT任务的一个有希望的候选目标。脉动模态的探测是对该恒星进行星震学研究的第一步。此外，双星系统的轨道参数的计算使我们能够动态确定的质量的恒星，这是一个重要的约束条件，以测试和校准的小行星地震模型。通过对STEPHI XIII活动中HD 172189的210小时光度数据进行详细的频率分析，我们确定了6个置信水平为99%的脉动频率和第7个置信水平为65%的脉动频率，范围在100-300 uHz之间。此外，在活动期间观察到三次日食，使我们能够改进对系统轨道周期的确定。
2007-06-27 astro-ph
Simultaneous Doppler maps of IP Peg in outburst
飞马座IP是一颗位于周期间隙上方的食矮新星，轨道周期为3.8小时。它是第一颗在吸积盘中显示出旋臂的激变变星。我们提出了新的时间分辨阶梯光谱观测IP钉，覆盖3900-7700埃的范围。这使我们能够在9条发射线上同时产生多普勒图。
2004-09-29 astro-ph
Radial Velocity Variations in K Giants: Planets or Pulsations?
K巨星的径向速度观测揭示了一些恒星的周期性变化。周期约为180至1000天或更长，速度振幅约为50 m/s至500 m/s。除了天龙座ι（Frink et al.（2002）），所有的变化都接近正弦曲线。轨道偏心率为零的伴星以及脉动都可能引起这些径向速度变化。为了揭示这些机制中的哪一个在起作用，还拍摄了额外的高分辨率光谱。从这项工作中还不能得出任何结论，尽管至少对某些恒星来说，脉动似乎是最好的解释。本文从理论上研究了什么样的脉动能引起这些长周期径向速度变化。
2005-10-12 astro-ph
Discovery of slow X-ray pulsations in the high-mass X-ray binary 4U 2206+54
4U 2206+54是最神秘的高质量X射线双星之一。尽管进行了密集的搜索，但在0.001-1000 s的时间范围内没有检测到X射线脉动。在~30 keV的回旋加速器线已建议由不同的作者，但从未检测到的意义。光学伴星的恒星风异常缓慢。最初报告的轨道周期为9.6天，消失了，新的周期为19.25天。我们新的长时间和不间断的RXTE观测使我们能够首次搜索长时间（~1小时）的脉动。我们在4U 2206+54的光变曲线中发现了5560秒的脉动。这些脉动最初是在RXTE数据中探测到的，现在也出现在INTEGRAL和EXOSAT观测中。在2-10 keV的能量范围内，平均X射线亮度为1.5 x 10^{35} erg s^{-1}，Fmax/Fmin约为5。该比率意味着偏心率约为0.4，略高于先前建议的偏心率。该源在低能量下也表现出软过剩。如果用黑体分量来模拟软过剩，那么发射区的大小和温度就与它在中子星表面上的热点方面的解释一致。该源显示的变化的时间尺度的天，大概是由于质量吸积率的变化，因为中子星周围的光学伴星在一个适度的偏心轨道。
2008-12-12 astro-ph
The white dwarf in dwarf nova SDSS J080434.20+510349.2: Entering the instability strip?
SDSS J080434.20+510349.2是WZ型双星，在2006年显示出罕见的爆发（Pavlenko等人，2007年）。在爆发后期的长尾期间，双星的轨道光调制表现为双峰或四峰轮廓。轨道光变曲线的幅度随着平均亮度的降低而减小，快爆发衰退期的光变曲线比慢爆发衰退期的光变曲线快$\sim$ 10倍。无论是在爆发前的1 - 1.5个月，还是在2006年爆发后的1.5 - 2个月，都没有探测到白矮星脉动。然而，在爆发后约8个月，克里米亚天体物理观测站的2.6米沙金镜望远镜首次在V波段检测到周期为12.6分钟、平均振幅为0.05 ^m的强非径向脉动。在2006 - 2008年两年的脉动的演变被认为是。我们认为脉动最早出现在冷却的白矮星（爆发后）进入不稳定带时，尽管也不能排除在某些情况下暂时缺乏脉动的可能性。
2008-12-03 astro-ph
Timing and spectral studies of LMC X-4 in high and low states with Beppo-SAX: Detection of pulsations in the soft spectral component
我们在这里报告详细的定时和光谱分析的两个Beppo-SAX观测的二元X射线脉冲星LMC X-4进行的低，高状态的30.5天长的超轨道周期。定时分析清楚地显示了13.5秒的X射线脉动在超轨道周期的高状态，这使我们能够测量在这次观测中的日食时间。结合这与其他两个中期日食时间推导出较早的ASCA，我们得出了一个新的估计轨道周期的导数。在高和低状态的脉冲相位平均光谱表明，在0.1 - 10 keV带的能谱包括硬幂律，软过剩，和强铁发射线。连续通量被发现在低状态下减少约60倍，而在铁线通量的减少仅为约12倍，这表明不同的网站的生产线发射。在低态下，我们没有发现吸收柱密度的任何显著增加。X射线辐射被发现来自一个非常大的区域，与伴星的大小相当。在高状态下的脉冲相位分辨光谱显示出软光谱分量的脉动性质，与硬X射线相比具有一些相位偏移，如在一些其他二元X射线光谱中已知的那样。
2003-09-16 astro-ph
TYC 1031 01262 1: The First Known Galactic Eclipsing Binary with a Type II Cepheid Component
我们提出的发现和CCD观测的第一个食双星的II型造父变星的组成部分在我们的银河系。它的脉动和轨道周期分别为4.1523和51.38天，也就是说它是已知造父变星双星中轨道周期最短的系统。脉动控制着亮度的变化。日食被认为是日偏食。EB-亚型食光曲线允许相信双星的组成部分是非球形的。
2007-05-09 astro-ph
Discovery of the Millisecond X-Ray Pulsar HETE J1900.1-2455
本文报道了高能瞬变探测器2号（HETE-2）探测到的一个I型X射线爆发所发现的低质量X射线双星HETE J1900.1-2455中毫秒级脉动的发现。这颗中子星以377.3赫兹的频率发出相干脉动，并在一个83.3分钟的圆形轨道上与质量大于0.016太阳质量，可能小于0.07太阳质量的伴星一起运行。这颗伴星的洛希瓣可以被一颗棕矮星填满，而不需要加热或非标准的演化。在一个异常高的X射线通量的时间间隔内，源产生了准周期振荡，在883 Hz处有一个单峰，在随后的几天里，脉动被抑制了。研究了中子星低质量X射线双星的自旋随轨道周期的分布。
2005-10-17 astro-ph
Asteroseismology and forced oscillations of HD 209295, the first member of two classes of pulsating star
我们报告了在同一颗恒星HD 209295中发现的中阶重力模式和低阶压力模式脉动。因此，它既是剑鱼座γ星，也是盾牌座δ星，这使它成为第一个被确认的两类脉动星成员。这个天体位于一个密近双星系统中，在偏心轨道上有一个未知但可能是退化的伴星，一些伽马剑鱼座的脉动频率是轨道频率的整数倍。我们认为这些脉动是潮汐激发的。HD 209295可能是中等质量X射线双星的前身。
2001-10-16 astro-ph
Structure and Evolution of Nearby Stars with Planets. I. Short-Period Systems
利用耶鲁大学的恒星演化程序，我们已经计算出了在短周期近圆形轨道上有行星质量伴星的邻近恒星的理论模型：飞马座51、牧夫座τ、仙女座uppermendae、巨蟹座ρ和北冕座ρ。我们提出的表格列出关键恒星参数，如质量，半径，年龄和对流信封的大小作为可观察参数（光度，有效温度和金属丰度）的函数，以及未知的氦分数。对于每颗恒星，我们构建最佳模型的基础上最近公布的光谱数据和目前的理解银河系化学演化。我们讨论我们的结果的背景下，行星形成理论，特别是，潮汐耗散的影响和恒星金属丰度增强。
1998-10-26 astro-ph
Orbital periods of cataclysmic variables identified by the SDSS. IV. SDSS J220553.98+115553.7 has stopped pulsating
本文介绍了包含脉动白矮星的激变变星SDSS J220553.98+115553.7的时间序列VLT光谱和NTT测光。我们确定的光谱轨道周期为82.825 +/- 0.089分钟从速度测量的H α发射线。光变曲线的周期分析揭示了在44.779 +/- 0.038 min处的主导周期性，其与光谱周期无关。然而，光变曲线在任何频率下都没有表现出可归因于GW Lib型脉动的变化，检测极限为5毫微克。这种非检测与先前的研究形成对比，先前的研究发现了三个脉动频率，其振幅在光学波长处为9至11毫微克。作为未检测的原因，可以排除直接响应于吸积的驱动层的热性质的相消干涉和变化。另一种可能性是，该天体自先前（未观测到的）矮新星超爆发以来已经冷却出不稳定带。这将是第一次在一个灾难性的变量蒸发器中看到这种行为。另一种可能性是，表面特性的变化，可能是由吸积现象引起的，已经改变了脉动模式的表面可见性。进一步的观察，特别是改进的约束的时间尺度的模式谱的变化，需要区分可能的解释。
2008-05-08 astro-ph
Masses, Luminosities, and Orbital Coplanarities of the mu Orionis Quadruple Star System from PHASES Differential Astrometry
猎户座μ经光谱学研究确定为一个四重恒星系统。帕洛玛系外行星系统高精度天体测量搜索（PHASES）收集了17个高精度差分天体测量测量数据。这些图显示了长周期双星轨道的运动和叠加在长周期系统中的每个组成部分本身就是双星所引起的短周期摄动。新的测量使长周期的二进制和短周期子系统的方向被确定。最近的理论工作预测，分层系统的内外轨道之间的相对倾角分布在40度和140度附近达到峰值。确定了这个复杂系统的共面度，发现A-B和Aa-Ab轨道平面之间的夹角为136.7 +/- 8.3度，接近预测的分布峰值140度;这一结果在少数具有既定相互倾斜的系统的背景下进行了讨论。系统的距离和每个组件的质量是从相天体测量和档案径向速度观测的组合拟合。组分质量的相对精密度为5%（组分Aa）、15%（Ab）和1.4%（Ba和Bb）。新测量的不确定性椭圆短轴的中值大小为20微弧秒。还提供了马座delta、飞马座kappa和武仙座V819的更新轨道。
2007-10-10 astro-ph
Intermittent millisecond X-ray pulsations from the neutron-star X-ray transient SAX J1748.9-2021 in the globular cluster NGC 6440
本文报道了位于球状星团NGC 6440中的中子星X射线双星SAXJ1748.9 - 2021的间歇性X射线脉动，频率为442.36 Hz。在2001年和2005年的爆发中都看到了脉动，但只是间歇性的，在数百秒的时间尺度上出现和消失。我们发现I型X射线爆发的发生与脉动的出现之间存在着一种暗示性的关系，但这种关系并不严格。这种行为与间歇吸积毫秒X射线脉冲星HETE J1900.1 - 2455的行为非常相似。脉动不稳定的原因尚不清楚。然而，现在很明显，脉动和非脉动之间的严格划分并不存在。通过研究脉动频率的多普勒频移，我们确定了一个周期为8.7小时，投影半长轴为0.39光秒的轨道。伴星可能是一颗主序星或稍微演化的恒星，质量为$\sim$ 1 $M_\odot$。因此，SAXJ1748.9--2021比除Aql X-1外的所有其他吸积毫秒X射线双星都有更长的周期，可能有更大质量的伴星。
2008-01-07 astro-ph
Giant Planets at Small Orbital Distances
使用多普勒光谱检测附近恒星的反射运动，51 Pegasi，Mayor \& Queloz（1995）声称在0.05-A.U.中发现了一颗巨大的行星，4.23-日轨道他们估计其质量在0.5 \mj到2 \mj之间，但无法确定其性质或来源。包括严重的恒星日照暗示的影响，我们扩展了我们最近开发的巨行星理论，包括那些在非常小的轨道距离。我们的计算可以用来帮助制定搜索策略，寻找围绕其他附近恒星的紧密轨道上的发光行星。我们计算了这些巨星的半径和光度的各种组成（H/He，He，H $_2$ O和橄榄石），演化轨道的太阳组成的气体巨星，和几何的林禁区的气体巨星质量制度。我们表明，这样的行星是稳定的，并估计经典的金斯蒸发和光解和损失的幅度，由于EUV辐射。即使在主星的一生中，现在的伴星也不会损失很大一部分质量。此外，我们还证明了在所引用的质量范围内，这些行星都在它们的洛希叶内。我们表明，强大的组合物依赖的模型半径和独特的光谱特征提供了明确的诊断，可能会揭示51钉B的性质，干涉或自适应光学技术成功地从恒星光度分离行星。
1995-11-23 astro-ph
On the tidal interaction of a solar-type star with an orbiting companion: Excitation of g mode oscillation and orbital evolution
我们计算了一个非旋转的太阳型恒星上的一个密切的恒星或行星的同伴提出的动力学潮汐。耗散所产生的湍流粘性在对流区和辐射阻尼的辐射核心被认为是。我们计算的扭矩施加在恒星上的一个同伴在圆形轨道，并确定潜在的可观测的大小的潮汐诱导速度在恒星光球。这些计算结果进行了比较，通过假设，可以采取一个非常小的频率限制，以计算潮汐响应（平衡潮）。对于一个标准的太阳能模型，后者被发现给一个相对较差的近似在感兴趣的几天的期间，即使当系统远离共振与正常模式。研究表明，尽管伴星在潮汐作用下螺旋运动时可能会经历一系列共振，但对于固定的简正模谱，其迁移本质上是由非共振相互作用控制的。我们发现，所需的湍流粘度，以提供观测到的圆化率的主序星太阳型双星是约50倍以上，简单地估计从混合长度理论的非旋转恒星。我们讨论了这种增强的粘度可能实现的手段。这些计算适用于飞马座51。我们表明，在恒星表面的潮汐引起的扰动速度太小，无法观察到。
1998-01-28 astro-ph
Evidence for a Millisecond Pulsar in 4U 1636-53 During a Superburst
我们报告的发现与正比计数器阵列上的罗西X射线定时探测器的高度相干582赫兹脉动在2001年2月22日（UT）"超级爆发“从4U 1636-53。在800 s间隔期间检测到脉冲，该间隔跨越脉冲串的通量最大值。在此区间内，重心振荡频率以单调方式从581.89 Hz增加到581.93 Hz。只要光学最大值大致与4U 1636-53中中子星的光学伴星--天坛座V801的上合相对应，那么预测的中子星在这段时间内的轨道运动就与这样的增长相一致。结果表明，对于中子星，速度为90 <vsin i < 175 km/s，分数相位为0.336 > p > 0.277的圆轨道可以很好地描述中子星的频率和相位演化。的平均脉冲轮廓是正弦曲线和时间平均的脉动幅度，从正弦曲线的半幅值推断是1%，小于在正常热核爆发中观察到的爆发振荡的典型值。我们没有检测到任何更高的谐波，也没有推定的290 Hz附近的次谐波。在次谐波和一次谐波处的信号幅度的90%上限分别为0.1%和0.06%。相干脉动为4U 1636-53中快速旋转的中子星提供了令人信服的证据，并进一步支持爆发振荡频率与中子星的自旋频率之间的联系。我们的研究结果提供了进一步的证据，一些毫秒恒星旋转通过吸积LMXB。我们还讨论了我们的轨道速度约束的4U 1636-53的组件的质量的影响。
2002-05-24 astro-ph
RXJ0806.3+1527: a double degenerate binary with the shortest known orbital period (321s)
我们对X射线衍射仪RXJ 0806.3 +1527的视场进行了光学观测。一颗V=21.1的蓝色恒星被发现是唯一与X射线位置一致的天体。VLT FORS光谱显示了一个蓝色的连续光谱，没有本征吸收线。清晰地探测到HeII Pickering系列的宽（v~1500 km/s）、低等效宽度（约-1/-6A）发射谱线。B，V和R时间分辨光度测定显示，在321秒的X射线周期内存在约15%的脉动，证实了这一点。这些发现，加上周期稳定性和没有任何额外的调制在1分钟至5小时的周期范围内，主张赞成轨道解释的321秒脉动。因此，最有可能的情况是RXJ 0806.3 +1527是AM CVn类的双简并系统。这将使RXJ 0806.3 +1527成为目前已知的轨道周期最短的双星，也是引力波探测的最佳候选者之一。
2002-03-04 astro-ph gr-qc
An origin for the main pulsation and overtones of SGR1900+14 during the August 27 (1998) superoutburst
BeppoSAX卫星（Feroci等人，1999年）发现，在SGR 1900 +14的8月27日（1998年）事件的功率谱密度中出现了关键的次脉冲（泛音），但在解释SGR现象的相互竞争的理论（磁星和吸积驱动模型）中，没有得到一致的解释。基于超相对论性，超紧凑的X射线双星模型中所介绍的随附文件（Mosquera Cuesta 2004年a），我在这里提出了一个自洽的解释这样一个惊人的功能。我认为SGR 1900 +14中观测到的基模和泛音都来自于大质量白矮星（WD）的脉动。当开普勒双星轨道频率是基模频率的整数倍（$m$）时，基模（可能还有它的一些谐波）会因为与它的轨道伴星（NS，这里设想为质点天体）的相互引力相互作用而被激发（Pons等人，2002）。此外，在NS上发生的火球状爆炸（在盘材料部分吸积之后）的大部分强大辐射被恒星的不同区域吸收，驱动其他多极子的激发（Podsiadlowski 1991，1995），即，泛音（更高频率的流体模式）。然后，这些能量的一部分从WD表面或大气层重新发射到太空中。这样，WD光变曲线就带有这些脉动的特征，就像它在日震学中发生的太阳脉动一样。结果表明，我们对脉动谱的理论预测与BeppoSAX（Feroci等，1999）的结果相当一致。数值模拟证实了这一特征（Montgomery & Winget 2000）。
2004-11-17 astro-ph cond-mat.other gr-qc
