Observational Studies of Early-type Binary Stars: MP Centauri
我们提出的光度和光谱数据的早期型二进制MP半人马座。光度数据进行分析，同时与径向速度，以获得初步的绝对尺寸的二进制组件。光谱分析表明，恒星同步旋转，系统的视线穿过两个运动学上尖锐且分离良好的星际红化源。结果表明，MP Cen由一个B3主星和一个B6-B7主星组成，主星M1 = 11.4 +/-0.4Msun，R1 = 7.7 +/-0.1Rsun，主星M2 = 4.4 +/-0.2Msun，R2 = 6.6 +/-0.1Rsun
2005-03-29 astro-ph
Atmospheric Analysis of the M/L- and M/T-Dwarf Binary Systems LHS 102 and Gliese 229
我们给出了M型矮星G1229 A和LHS 102 A的0.9- 2.5 μ m光谱（R~800）和1.12- 1.22 μ m光谱（R~5800），以及L型矮星LHS 102 B的光谱。我们还报道了LHS 102系统两个组分的IZJHKL'光度测定法和GI 229 A的L'光度测定法。这些数据与以前发表的光谱学和光度学相结合，以产生运动学上古老的磁盘M/L-矮星双星系统LHS 102和运动学上年轻的磁盘M/T-矮星双星系统Gliese 229的每个组件的通量分布。使用Allard & Hauschildt最新的“AMES-dusty”和“AMES-cond”模型生成的合成光谱分析数据。虽然模型无法重现L矮星红外线通量分布的整体斜率，很可能是由于光球层中尘埃的处理，但M矮星和T矮星的数据匹配得很好。我们发现，G1 229系统是贫金属，尽管有年轻的磁盘的运动学，和LHS 102系统具有太阳的金属丰度。如果Gl 229系统非常年轻（年龄~ 3000万年），质量（A，B）为（0.38，0.007）M（太阳），而LHS 102系统年龄较大，年龄为1-10 Gyr，质量（A，B）为（0.19，0.07）M（太阳），则观测到的光度和推导出的温度和重力与演化模型的预测是一致的。
2001-12-14 astro-ph
On the Low Progenitor Mass of the Binary Pulsar J0737-3039B
利用最近发现的脉冲双星J 0737 -3039的观测轨道参数对原始系统进行了约束。特别是，观测到的小偏心率和推断的小奇特速度意味着在系统中第二个NS的形成过程中，一个非常小的质量δ M <~ 0.15 Msun，被喷射出来。超过1.4 Msun的祖先不太可能，超过2.3 Msun的祖先几乎被排除在外。因此，我们认为伴星在坍缩之前已经移除了大部分的祖先外壳。第二次坍缩可能是Ib型SN，或者更可能是Ic型SN。或者，它可能是一个赤裸裸的崩溃，一个选择，这是运动学的青睐。未来对这种特殊运动的约束可能会巩固这种对质量损失的约束。未来对双星自旋矢量和自行的测定可以使我们完全确定第二次坍缩期间的条件。
2004-01-27 astro-ph
Doppler Images of the RS CVn Binary HR 1099 (V711 Tau) from the MUSICOS 1998 Campaign
本文介绍了在MUSICO S 1998年活动期间，从两个不同地点（KPNO和MSO）拍摄的RS CVn双星系统HR 1099（V711 Tau）的多普勒图像。同时采用APT测光法对多普勒图像进行约束。由此产生的最大熵重建的基础上最小二乘s反卷积的配置文件，来自$\sim$ 2000光球吸收线，reeval在中高纬度的星点的存在。我们已经获得了地图的两个组成部分的二进制系统的第一次。主要成分中的主要结构是偏心极斑，证实了先前通过使用独立代码对同一目标起作用。通过独立使用两个数据集来验证结果。较低的光谱分辨率数据集为MSO数据集提供了不太详细的地图。获得的第二部分的图像显示了轨道相位0.7附近的低纬度点。这一点似乎反映了在主要的结构。这可能表明，潮汐力可能会影响该双星系统上的斑点分布。
2003-03-07 astro-ph
Kinematical and Dynamical Modeling of Elliptical Galaxies
本文介绍椭圆星系（Es）运动学和动力学模拟的基本内容。在投影中，NFW模型类似于Sersic模型，但形状范围非常窄（m=3+/-1）。Es的总密度分布不可能是NFW样的，因为预测的局部M/L和有效半径（Re）内的孔径速度色散远低于观察到的。然后恒星必须支配Es到几个Re。拟合NFW模型的Sersic+NFW（恒星+暗物质[DM]）Es的总密度分布，结果在非常高的浓度参数，发现由X射线观测。假设各向同性的NFW DM模型的运动学建模的Es低估M/L维里半径的一个因素的1.6至2.4，因为无耗散LCDM晕有轻微不同的密度分布和轻微的径向速度各向异性。在N-体+气体模拟Es合并残留的螺旋嵌入DM晕，DM密度分布的斜率是陡峭的，当初始的螺旋星系是气体丰富。Hansen & Moore（2006）的各向异性和密度剖面斜率之间的关系在气体和DM中失效，但恒星遵循类似的关系，对于给定的密度斜率，径向各向异性略小。使用峰度（h_4）来推断Es中的各向异性是危险的，因为h_4对小水平的旋转也很敏感。静止的金斯方程提供了精确到8 Re的质量。Romanowsky等人（2003年）的建模表明Es中缺乏DM，而Dekel等人（2005年）分析的模拟与Es的光谱观测相匹配，这两者之间的差异部分是由于径向各向异性和对扁Es的观测。发现Romanowsky等人的轨道模型的15个解之一具有与LCDM预测一致的DM…
2006-01-16 astro-ph
The origin of the runaway high-mass X-ray binary HD153919/4U1700-37
根据依巴谷自行，我们认为高质量X射线双星HD 153919/4U 1700 -37起源于OB星协Sco OB 1。在1.9 kpc的距离上，4U 1700 -37相对于Sco OB 1的空间速度为75 km/s。这种逃逸速度表明致密X射线源的前身在超新星爆炸（假设对称）期间损失了大约7兆太阳。该系统的运动学年龄约为2 +/- 0.5百万年，这标志着超新星爆炸形成致密物体的日期。Sco OB 1的现今年龄小于800万年;它的核心NGC 6231似乎更年轻（约500万年）。如果HD 153919/4U 1700 -37是天蝎座OB 1的成员，这意味着该系统中最初质量最大的恒星在不到600万年内就结束了演化，相当于初始质量>30 Msun。有了这些参数，就可以约束双星系统的演化。
2001-02-07 astro-ph
The Origin of the Binary Pulsar J0737-3039B
演化情景表明，新的脉冲双星J 0737 - 3039 B \cite{ref1,ref2}的前身是一颗氦星，其上有$M > 2.1-2.3~\Ms$ \cite{ref3,ref4}。我们表明，这种情况下意味着二进制必须有一个大的（$>120$公里/秒）的质心速度。然而，距离银道面$\sim 50$ pc的位置表明，该系统极有可能具有明显较小的质心速度，并且排除了质量大于2.1~ $\Ms$的祖先（在97% c.l.）。在1.45~ $\Ms$附近的一个前身质量，涉及一个新的以前看不见的引力坍缩，在运动学上是有利的。低质量的起源与最近基于66 $\pm 15$ km/s \cite{ref12new}的速度测量结果一致（并且也排除了99% c.l.的高质量解决方案）。这与早先估计的141 $\pm 8.5$ km/s \cite{ref11new}不一致。直接的自行测量，应该在一年左右的时间内可以得到，应该可以更好地帮助区分这两种情况。
2004-09-29 astro-ph
MUSICOS 1998: Optical and X-rays Observations of Flares on the RS CVn Binary HR 1099
本文报道了对HR 1099的H_α、H_β、NaI D_1、D_2和HeI D_3谱线的同时连续观测。我们几乎连续观察HR 1099超过3周，并监测到两次耀斑。在其中一次耀斑中，观察到H_α、CaII H & K、H_β、HeI D_3和HeI E6678的增加以及NaI D_1、D_2和MgI b三重态的强烈填充。我们发现耀斑发生在双星轨道的同一相位（0.85），而且两者似乎都发生在边缘附近。RXTE上的ASM还探测到了几次X射线耀斑。当活跃的K1IV星在前面时，X射线光变曲线中的旋转调制已经被检测到最大通量。
2001-10-12 astro-ph
Mass loss and orbital period decrease in detached chromospherically active binaries
通过对114颗色球活动双星（CAB）的轨道角动量（OAM）、系统质量$(M=M_{1}+M_{2})$和轨道周期的长期演化研究，确定了按OAM仓设置的子样本的运动学年龄。OAM，全身质量和轨道周期被证明是减少的运动年龄。根据运动学年龄确定了OAM、全身质量和眶周的一级递减率分别为$\dot J = 3.48 \times 10^{-10} yr^{-1}$/全身OAM、$\dot M = 1.30 \times 10^{-10} yr^{-1}$/全身质量和$\dot P = 3.96\times 10^{-10} yr^{-1}$/眶周。$d \log J/ d \log M = 2.68$的比率，这是从本样本的运动学推导出来的，意味着必须有一种机制，与来自组件的假设各向同性风的各向同性角动量损失相比，该机制放大了角动量损失$\bar A = 2.68$倍。已经表明，从一个组件或两个组件的表面简单的各向同性质量损失将增加轨道周期。
2005-12-01 astro-ph
Evidences on secular dynamical evolution of detached active binary orbits and contact binary formation
给出了分离活动双星轨道长期动力学演化的证据。根据62个现场分离双星的运动学年龄，确定了它们的轨道角动量（OAM）、系统质量（$M=M_{1}+M_{2}$）和轨道周期的一级递减率为$\dot J/J = -3.48 \times 10^{-10}$ yr $^{-1}$、$\dot M/M = -1.30 \times 10^{-10}$ yr $^{-1}$和$\dot P/P = -3.96\times 10^{-10}$ yr $^{-1}$。$d \log J/ d \log M = 2.68$的比率意味着，要么存在着放大AM损失$δ=2.68$倍的机制，相对于假设的各向同性风的各向同性AM损失，要么存在着造成AM损失的外部原因，以便产生轨道周期的平均下降率。OAM（$d \log J / dt$）和全身质量（$d \log M/ dt$）的各种减小速率确定朝向接触构型的动态演变的各种速度。根据$δ= 2.68$的平均动力学演化，目前分离样品中的11%、23%和39%的部分预计分别在2Gyr、4Gyr和6Gyr内是接触系统。
2006-08-02 astro-ph
Observational Studies of Early-type Overcontact Binaries: TU Muscae
我们提出了新的光谱和光度数据的早期型超接触二进制蝇TU。光谱数据的分析表明，该系统的视线穿过三个运动学上尖锐和分离良好的星际红化源，恒星同步旋转。我们提出了新的径向速度，与早期的光学速度，因此，不确认系统较小的速度从IUE光谱。结果表明，TU Mus由一个M_1 = 23.5 +/-0.8M_sun，R_1 = 7.48 +/-0.08R_sun的O7.5主星和一个M_2 = 15.3 +/-0.4M_sun的O9.5主星组成，主星的质量为0.000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000 R_2 = 6.15 +/-0.07 R_sun，在观测所涵盖的三十年中轨道周期保持不变。这些结果可能意味着在晚型过接触双星中看到的质量转移不会发生在早型过接触双星中。
2003-09-12 astro-ph
Hubble Space Telescope Evidence for an Intermediate-Mass Black Hole in the Globular Cluster M15: II. Kinematical Analysis and Dynamical Modeling
我们分析了致密球状星团M15中心区域的HST/STIS谱（见论文I）。我们推断出64颗恒星的速度，其中三分之二的速度是首次测量的。这使得在M15中心1角秒内测量到速度的恒星数量增加了两倍，在中心2角秒内测量到速度的恒星数量增加了一倍。结合现有的地面数据，我们得到的投影运动学量的径向轮廓。在中心几角秒内，均方根速度sigma_RMS上升到14 km/s，略高于先前从地面数据推断的10-12 km/s的值。为了解释这些结果，我们构建了基于Jeans方程的动力学模型，这意味着M15必须有一个中心浓度的非发光材料。如果这是由单个黑洞造成的，那么它的质量是M_BH =（3.9 +/- 2.2）x 10^3太阳质量。这与已经建立的星系M_BH和sigma_RMS之间的关系是一致的。此外，球状星团中存在中等质量黑洞与文献中提出的球状星团演化的几种假设是一致的。因此，这些结果对于我们理解球状星团的演化、黑洞的生长、球状星团与星系形成之间的联系，以及最近在邻近星系中发现的“超亮”X射线源的性质都有重要的意义。M15不是一个单一的黑洞，它可能有一个中心集中的黑暗残余物（例如，中子星）。然而，先前为M15构建的最佳拟合的福克-普朗克模型并没有预测足以解释所观察到的运动学的中心质量浓度。[删节]
2002-10-19 astro-ph
New Understanding of Large Magellanic Cloud Structure, Dynamics and Orbit from Carbon Star Kinematics
我们推导出一般表达式的LMC速度场，我们适合1041碳星的运动学数据。我们证明，所有以前的研究LMC运动学不必要的过度简化，导致不正确的估计重要的结构参数。我们编译和改进LMC自行估计，以支持我们的分析。我们发现，节点线的运动学确定的位置角为129.9 +/- 6.0度。LMC的倾角变化率di/dt = -103 +/- 61 deg/Gyr，这是由银河系潮汐力矩引起的岁差和章动的结果。LMC旋转曲线V（R）的振幅为49.8 +/- 15.9 km/s，比先前（并且不正确）从例如HI推断的振幅低40%。碳星的动力学中心与杆中心和外等照度线中心一致，但与HI运动学中心不一致。8.9 kpc内部的质量为（8.7 +/- 4.3）x 10^9太阳质量，其中一半以上是由暗晕造成的。LMC的垂直厚度比传统上认为的要大。它的V/sigma小于银河系厚盘的值。我们讨论了LMC自透镜光学深度的影响。我们确定的LMC的速度和轨道在银河系中心的休息框架，并发现它是一致的速度范围内，已预测的模型麦哲伦流。银河系暗晕的质量必须大于4.3 x 10^{11} M_sun，范围必须大于39 kpc，才能束缚大麦哲伦星系。我们预测LMC自行速度场，并讨论了运动学距离估计技术。[删节]
2002-05-10 astro-ph
Simultaneous Optical and X-ray Observations of Flares and Rotational Modulation on the RS CVn Binary HR 1099 (V711 Tau) from the MUSICOS 1998 Campaign
我们提出了同时和连续观测的H $α$，H $β$，He { \sc i} D $_{3}$，Na { \sc i} D $_{1}$，D $_{2}$双峰和Ca { \sc ii} H & K线的RS CVn系统HR 1099。光谱观测是在MUSICOS 1998年活动期间获得的，涉及几个天文台和仪器，包括中阶梯和长缝摄谱仪。在这次活动中，对HR 1099几乎连续观测了$2\fd8$的8个以上轨道。观测到两个大的光学耀斑，都显示出H $α$，Ca { \sc ii} H & K，H $β$和He { \sc i} D $_{3}$发射的增加以及Na { \sc i} D $_{1}$，D $_{2}$双峰的强填充。{用卡塔尼亚的APT-80和费尔伯恩天文台的Phoenix-25机器人望远镜进行了当代光度观测。利用最大熵和吉洪诺夫光度正则化准则，导出了双星光球上斑点区域的分布图。在H $α$和He { \sc i} D $_{3}$中观察到与光度光变曲线反相关的旋转调制。两次耀斑都发生在同一双星相位（0.85），表明这些事件发生在同一活动区。同步X射线观测，由ASM在RXTE上进行，显示了几个耀斑样的事件，其中一些与观测到的光学耀斑很好地相关。在X射线光变曲线的旋转调制已被检测到的最小流量时，较不活跃的G5 V星在前面。另外，还发现了类X射线耀斑事件的周期性。
2002-10-10 astro-ph
The Origin of the Binary Pulsar J0737-3039
一般认为，中子星是在伴随着超新星（II型、Ib型或Ic型）的核心坍缩事件中形成的。因此，典型的祖细胞大于$\sim 2.1 \Ms$。我们认为\cite{PS04,PS05}，脉冲双星J 0737 -3039提供了一个新的形成通道的证据：光祖星的坍缩。这颗脉冲双星J 0737 -3039有几个显著的特征，包括：一个非常紧密的轨道，开普勒速度约为600公里/秒，低离心率，距离银河平面约50秒差距，这意味着该系统很可能有一个小的（与开普勒相比）质心速度。在第二颗脉冲星形成过程中的重大质量损失可能会导致偏心轨道或大的质心速度，或两者兼而有之。因此，我们可以对祖先的质量设定一个严格的上限。大于1.9 $\Ms$的祖细胞被排除（97%置信度）。运动学上有利的选择是祖细胞质量约为1.45 $\Ms$。最近的证据表明，一个相当低的速度自行支持这一预测，并降低了标准的可能性（高质量的祖）的情况。脉冲剖面没有变化（这表明没有显著的大地岁差），这进一步支持了无反冲和低原始物质形成的假设。
2005-10-19 astro-ph
51 Eri and GJ 3305: A 10-15 Myr old binary star system at 30 parsecs
根据Zuckerman et al.（2001，ApJ，562，L 87）的建议，我们认为有证据表明，51 Eri（光谱型F0）和GJ 3305（M0），历史上被分类为太阳附近不相关的主序星，而是一个广泛的物理双星系统和年轻的β Pic移动群（BPMG）的成员。BPMG是几个年龄在1000万年左右的年轻恒星群中最接近的（d < 50 pc），它们在运动学上与最近的OB星协Oph-Sco-Cen星协（OSCA）会聚。结合SAAO光学光度学，Hobby-Eberly望远镜高分辨率光谱学，Chandra X射线数据和UCAC 2目录运动学，我们非常有信心地确认该系统确实非常年轻。GJ 3305本身表现出非常强的磁性活动，但其大部分锂已迅速耗尽。51 Eri/GJ 3305系统是OSCA中已知的最西边的成员，距离主要的子群有110 pc。该系统类似于BPMG宽双星HD 172555/CD-64 d 1208和HD 104237五重奏，这表明动态脆弱的多系统可以在其出生的巨大分子云复合体的湍流环境中生存下来，同时仍然被赋予高的色散速度。附近的年轻系统，如这些是演化的拱星盘和行星研究的极好目标，具有恒星年龄可比的行星形成的后期阶段。
2005-11-21 astro-ph
Dynamical evolution of active detached binaries on log Jo - log M diagram and contact binary formation
研究了色球活动双星（CAB）和大熊座W（W UMa）系统的轨道角动量（Jo）、系统质量（M）和轨道周期（P）的分布。由119颗CAB星和102颗W UMa星组成了log Jo - log P、log M - log P和log Jo-log M图。发现log Jo-log M图在演示联星轨道的动力学演化方面最有意义。在log Jo-log M图上发现分离系统和接触系统之间有一条略微弯曲的边界线（接触边界）。由于双星的轨道大小（a）和周期（P）由它们的当前Jo、M和质量比q决定，因此轨道角动量损失率（dlog Jo/dt）和质量损失率（dlog M/dt）是决定动力学演化方向和速度的主要参数。如果一个分离系统自身的动力学演化使它能够通过log Jo-log M图上的接触边界，那么它就成为一个接触系统。质量损失分离系统的q的演变是未知的，除非每个组件的质量损失率是已知的。假设q在一级近似下为常数，并利用CAB星运动学年龄的Jo和M的平均下降率，预测了11，23，39 cent的CAB星将分别转变为WUMa系统，如果它们的核演化允许它们分别活2，4和6 Gyr。
2006-09-14 astro-ph
The Orbit and Albedo of Transneptunian Binary 1997 CQ29
我们测量了跨海王星双星1997 CQ 29的两个分量在八个历元上的间距和位置角。从这些数据中，我们能够约束这个双星系统的轨道和质量。最佳拟合轨道的轨道周期为P = 312+/-3天。轨道离心率为e = 0.45+/-0.03，半长轴为a = 8，010 +/-80公里。该系统的质量出奇地低，为0.42+/-0.02 x 10^18 kg。为了解释观测到的亮度与低质量和一系列合理密度的一致性，几何散射度必须非常高;假设密度为1000 kg·m^-3，我们发现红色的几何散射度p_R = 0.37，比通常假设的穿海王星天体高出一个数量级。如果柯伊伯带中有着1000个高曲率的天体是常见的，那么柯伊伯带的质量估计值就必须大大降低。1997年CQ 29的轨道半长轴是主恒星希尔半径的2.8%，这个数值与其他穿海王星双星、主带双星和常规卫星系统的希尔半径的比值惊人地相似。
2004-07-16 astro-ph
On the most metal-poor PN and its binary central star
PN G135.9+55.9是我们银河系中已知的最贫金属的PN。中心恒星位于一个短周期双星系统中，有一个致密的组成部分，可能是一颗白矮星。我们描述了新的观测结果，这使我们能够确定轨道周期。这两颗恒星的质量下限接近于白矮星的克拉塞卡极限，使得这颗双星可能是Ia型超新星的前身。双星系统必须是最近才从一个共同的包络相出现的。
2005-09-27 astro-ph
Multiwavelength optical observations of the chromospherically active binary system OU Gem
我们分析了色球活动双星E1Gem在1996年3月、1998年4月（使用SOFIN摄谱仪和北欧光学望远镜）和1999年1月（使用欧空局MUSICOS摄谱仪和艾萨克·牛顿望远镜）三次观测中的几个多波长光学观测（H_α、H_β、H_α、Ca II H & K、Ca II IRT线）。光谱显示出H_α和H_β的双吸收线，但应用减谱技术后，在两个组分中都看到了明显的过量发射。这两颗星的发射线都是Ca Ⅱ IRT线，Ca Ⅱ H & K线发射强，H_（？）虽然它们具有非常相似的光谱类型，但在所有运行中（MUSICOS运行除外），以及在所有谱线中（Ca II IRT线除外），冷谱线比热谱线更活跃。
1999-12-08 astro-ph
