The orbital period distribution of subdwarf B binaries
我们提出了一个为期3.5年的运动，以测量亚矮星B（sdB）星双星的轨道周期的结果。我们直接比较我们观察到的轨道周期分布预测使用二进制人口合成。到目前为止，我们的大多数系统似乎已经通过两个形成通道所讨论的韩等。（2003），即第一和第二公共包络喷射（CE）通道。在这一点上，由于我们的观测基线很长，我们开始探测到轨道周期很长的系统。这些可能来自一个完全不同的形成路径，第一个稳定的罗氏瓣溢流（RLOF）通道，其中第一个传质阶段是稳定的。这个通道预计将导致轨道周期在0.5至2000天之间的非常宽的双星的形成。
2003-10-17 astro-ph
Hot Subdwarfs in Binaries as the Source of the Far-UV Excess in Elliptical Galaxies
椭圆星系中过量的远紫外线（far-UV）辐射仍然是他们最持久的谜团之一。相比之下，银河系中古老的蓝色恒星，热亚矮星的起源现在已经相当清楚：它们是热恒星，通过各种二元相互作用失去了氢包层。在这里，我们回顾了在银河系中产生热亚矮星的主要演化渠道，并提出了再现银河系热亚矮星人口的主要属性的二进制人口合成模拟的结果。将相同的模型应用于椭圆星系，我们展示了这个模型如何解释远紫外线过剩的主要观测特性，包括远紫外光谱，而不需要调用特设的物理过程。该模型意味着，紫外线过量是不是一个迹象的年龄，因为已经假设以前，并预测，它不应该强烈依赖于人口的金属丰度。
2008-08-05 astro-ph
On the Origin of Subdwarf B Stars and Related Metal-Rich Binaries
越来越多的证据表明，在银河系中的亚矮星B（sdB）星和最近在旧的疏散星团中发现的对应物表明，至少有三分之二的本地盘sdB星是双星。我们最近的径向速度调查表明，sdB双星自然分为两组，对比光谱和运动学特性。那些从较冷的伴星发出的可探测到的谱线的周期总是超过一年，而周期很短的sdB的伴星基本上是看不见的。我们从它们的速度中推导出复合光谱sdB的分量的典型轨道间隔。目前的系统必须是由洛希瓣溢出/质量转移产生的，来自第一个红巨星分支尖端附近的低质量、富含金属的巨星，而不需要经历共同的包络卷积。同样的过程也应该发生在红巨星亮度稍低的情况下，产生一个带有氦白矮星而不是sdB星的宽联星。大多数短周期sdB的可能导致一个共同的信封以下罗氏瓣溢出的初始次级到白矮星。也存在罕见的后共同包络sdB +主序星（MS）双星，但现有数据表明，大多数涉及较低MS伴星的此类系统最终会合并。小和几乎相同的质量的两个已知的MS幸存者在短周期sdB二进制意味着这两个组件必须失去了很大一部分的初始质量在共同的信封过程。
2000-12-11 astro-ph
Binaries discovered by the SPY project I. HE 1047-0436: a subdwarf B + white dwarf system
在我们用ESO VLT（ESO SN Ia始祖巡天- SPY）的UVES摄谱仪寻找双简并双星作为Ia型超新星的潜在祖先的过程中，我们发现sdB星HE 1047-0436是径向速度可变的。通过对径向速度曲线的分析，得到了它的轨道周期为1.213253d，半振幅为94 km/s，最小质量为0.44Msol。我们使用sdB星的投影旋转速度上限来限制系统倾角和伴星质量，使其M>0.71Msol，使系统的总质量更接近于克拉塞卡极限。然而，只有经过几次哈勃时间，系统才会因引力波辐射而失去角动量而合并。还导出了大气参数和金属丰度。所得值是sdB星的典型值。
2001-09-04 astro-ph
M-Subdwarfs: Spectroscopic Classification and the Metallicity Scale
我们提出了一个光谱分类系统的M-矮星和M-次矮星的基础上的定量测量的TiO和CaH的功能在6200 - 7400埃。我们的冷恒星样本涵盖了从太阳金属丰度恒星到已知最极端的亚矮星的范围。使用Allard和Hauschildt（1995）计算的合成光谱，我们推导出恒星的金属丰度。恒星被分为矮星（M V）、次矮星（sdM）和极端次矮星（esdM）。这些分类分别对应于[m/H] ~ 0.0、-1.2和-2.0。我们的金属丰度标度与理论HR图和HST球状星团测量结果一致。我们讨论了一些附近的亚矮星特别感兴趣的光，我们的金属丰度标度。
1996-11-26 astro-ph
M Subdwarfs: The Population II Luminosity Function
我们目前的研究结果非常低的质量晕星。使用的自行恒星的样本确定从板块材料作为第一次和第二次帕洛玛巡天的一部分，我们测量的空间密度，金属丰度分布，和运动学的人口II M次矮星。我们的整体光度函数与以前对附近极低质量晕次矮星空间密度的分析吻合得很好，并证实了局部分析与从深HST恒星计数推断的空间密度之间的差异。我们第一次表明，晚型晕次矮星的金属丰度分布和运动学与它们的高质量贫金属对应物是一致的。将我们的样本按丰度划分，我们没有发现场晕星的质量函数依赖于金属丰度的证据。我们提供了三个附近的亚矮星的数据，可能值得额外的观测。
1998-10-05 astro-ph
Tidal synchronization of the subdwarf B binary PG 0101+039
潮汐锁定自转是一个经常应用的假设，它有助于测量密近双星中不可见的致密伴星的质量。同步时间的计算受到很大的不确定性的影响，特别是对于辐射包络要求观测约束的恒星。我们的目标是验证二进制PG 0101+039的潮汐锁定旋转，亚矮星B星+白矮星二进制从它的微小（0.025%）的光变化测量与MOST卫星（兰德尔等，2005年）。二进制参数来自质量函数，表观旋转和表面重力PG 0101+039假设规范质量为0.47钼和潮汐锁定旋转。然后合成光变曲线，发现与观察到的振幅很好地匹配。我们验证了光的变化是由于椭球变形和潮汐同步建立PG 0101+039。我们的结论是，这一假设应持有所有sdB双星的轨道周期小于半天。因此，质量可以从太微弱而无法测量微小光变化的系统中导出。
2007-10-31 astro-ph
The Binary Origins of Hot Subdwarfs: New Radial Velocities
多径向速度观测已获得了一个大样本的本地场亚矮星B（sdB）的恒星在一个为期两年。SdB星根据它们的运动学和光谱特性似乎分为三个不同的组。第I组中的sdB没有来自冷伴星的可检测的谱线，并且只显示出很小或不显著的速度变化。它们占所有sdB星的35%，这定义了非双星sdB的总比例的上限。第二组sdB是单线光谱双星，约占样品的45%。它们的光谱与第一组相似，但它们的速度变化很大，轨道周期可能在一天左右。第三组包含了剩下的20% sdB，它们显示了来自冷（FGK）主序星或次巨星伴星的额外谱线。所有第三组sdB的速度缓慢变化或几乎恒定，表明周期为数月至数年。第二组sdB的是明显的后共同信封系统，在强烈对比的广泛二进制的第三组。目前的数据还不足以排除这样的可能性，即第一组中的一些sdB可能是第三组双星的类似物，有着无法探测到的微弱同伴。虽然目前的物理状态基本上是无法区分的，但这种性质完全不同的三个群体的清晰划分表明了非常不同的进化历史。
2000-12-11 astro-ph
Resolving subdwarf B stars in binaries by HST imaging
亚亮B星的起源问题一直是恒星演化中未解决的问题。单星和近距离双星演化的场景已经被调用，但到目前为止，几乎没有成功。我们已经进行了一个小型的调查光谱双星候选人（19个系统组成的sdB星和晚型伴侣）与行星相机的WFPC 2机载哈勃太空望远镜测试这些情况。蒙特卡罗模拟表明，通过在R波段对方案星成像，如果它们具有像主序星那样的线性间隔（“单星演化”），大约三分之一的样本（6-7颗星）应能以0.1”的极限角分辨率分辨。如果所有的系统都是由近距离双星演化产生的，那么没有一个系统是可以解决的。此外，我们预计在我们的样品中存在三个三重系统。这些问题中的大多数（如果不是全部）应该是可以解决的。组分在6个系统中分离，分离度在0.2”和4.5”之间。然而，仅在两个系统中，分辨分量的幅度与来自光谱能量分布的去卷积的期望相匹配。这两颗恒星可能是物理双星，而在其他情况下，附近的恒星可能是一个偶然的投影或第三个组成部分。径向速度测量表明，解析系统TON 139是三重系统，其中sdB具有对系统的积分光没有可检测的贡献的紧密同伴。因此，成功率将只有5%，这显然低于单星演化的预测。我们的结论是，sdB双星的分离的分布强烈偏离正常的恒星。我们的研究结果进一步证明了近距离双星的演化是sdB星演化的基础。（略）
2002-01-07 astro-ph
Single and Composite Hot Subdwarf Stars in the Light of 2MASS All-Sky Photometry
利用2微米全天巡天（2 MASS）全天数据发布目录，我们检索了有用的近红外J，H和Ks的星等超过800个热次矮星（sdO和sdB星）从“光谱识别的热次矮星目录”（基尔肯尼，赫伯，钻1988年，1992年）。这个样本量大大超过了以前对热亚矮星的研究。我们发现，在基尔肯尼等人的热次矮星中，在星等有限的样本中，约40%的颜色与未分辨晚期型（FGK）伴星的存在一致。在星等有限的样本中，双星被过度代表。在近似体积有限的样品中，复合色二进制的分数为~ 25%。
2003-09-05 astro-ph
Photometry of four binary subdwarf B stars and the nature of their unseen companion stars
给出了Ton 245、Feige 11、PG 1432 +159和PG 1017 -086四颗亚矮星B型双星的光变曲线。我们还提供了PG 1017 -086的新光谱数据，由此导出了它的轨道周期P=0.073d，质量函数f_m = 0.0010 +/- 0.0002太阳质量。这是迄今为止测量到的sdB双星的最短周期。其他sdB双星的P和f_m值已在其他地方发表。我们能够排除Ton 245，Feige 11和PG 1432 +159的未被发现的伴星是主序星或次巨星的可能性，因为没有正弦信号，这将是由这样的伴星照射引起的，即，它们不显示反射效应。这些双星中看不见的伴星很可能是白矮星。相比之下，可以清楚地看到PG 1017 -086中的反射效果。这颗双星没有食，结合其他数据，表明它的伴星是一颗低质量的M矮星，或者可能是一颗棕矮星。
2002-02-08 astro-ph
The Distance to NGC 5904 (M 5) via the Subdwarfs Main Sequence Fitting Method
本文利用次矮星主序星拟合的方法，测定了球状星团NGC 5904（M5）的（V，V-I）色星等图的距离模。该次矮星样品是从依巴谷星表中选取的，其金属丰度范围与星团均匀（[Fe/H]= -1.1）。星团和次矮星都是用相同的望远镜+仪器+滤波器装置（即配备SUSI 2相机的ESO-NTT）观测的，以保持均匀性并减少系统的不确定性。一组档案HST数据，然后被用来获得一个深和精确的脊线。这些已被准确地校准在地面测光系统中，通过使用NTT数据，并用于拟合集群距离模数。采用最普遍接受的红化值E（B-V）= 0.035和0.03，我们分别得到μ_0 = 14.44 ± 0.09 ± 0.07和μ_0 = 14.41 ± 0.09 ± 0.07，与最近的测定结果一致。
2004-03-11 astro-ph
Revised metallicity classes for low-mass stars: dwarfs (dM), subdwarfs (sdM), extreme subdwarfs (esdM), and ultra subdwarfs (usdM)
目前的M星分类系统将M星分为三个金属丰度等级（矮星- dM、次矮星- sdM和极端次矮星- esdM）。这些类别的光谱定义是基于7000 A附近的突出的CaH和TiO分子吸收带的相对强度，如通过三个光谱指数（CaH 2，CaH 3和TiO 5）量化的。我们根据我们正在进行的自行μ> 0.45“/yr的恒星光谱调查重新检查了这个分类系统，这使得光谱鉴定的贫金属M星的普查增加到400多个物体。盘状矮星和晕状次矮星的运动学分离表明了当前分类系统的缺陷。常见的自行双打的观察表明，目前的dM/sdM和sdM/esdM边界在[TiO 5，CaH 2 + CaH 3]索引平面不遵循等金属丰度轮廓，留下一些二进制不适当的分类为dM+sdM或sdM+esdM。我们提出了一个修订的分类系统的基础上的经验校准的TiO/CaH比近太阳金属丰度的恒星。我们引入了参数TiO_{TiO/CaH}，它量化了由于金属丰度效应而导致的TiO能带强度的减弱，其值范围为：TiO_{TiO/CaH}=1（对于近太阳金属丰度的恒星）到TiO_{TiO/CaH}~0（对于大多数贫金属（和TiO贫化）的亚矮星）。我们重新定义的金属丰度类的基础上的参数TiO_{/CaH}的值，并通过引入一个额外的超亚矮星（usdM）类的改进方案。我们引入序列的sdM，esdM和usdM星被用作正式的分类标准。
2007-07-20 astro-ph
Searching for the "Missing" PG Hot Subdwarfs in SDSS and GALEX Data
许多EHB星都是在短周期双星中发现的，这些后共包络系统中的伴星不是白矮星就是dM星;这些系统被归类为热亚矮星，因为亚矮星是更明亮的组成部分。假设的洛赫瓣溢出系统（有更大质量的伴星）可能在很大程度上无法被编目，因为伴星的G带或Ca II K线可能导致它们被忽略或丢弃。特别是，许多候选天体由于这种光谱指标而被排除在PG目录之外。这些废弃物中是否包含大量“失踪”的热次矮星？我们已经检查了2 MASS，SDSS和GALEX档案数据的大子集，这些被拒绝的恒星，并得出结论，只有少数（约3%）显示的迹象，联星;大多数是一致的（单）金属贫F星，因为最初的假设。
2005-11-14 astro-ph
New subdwarf B star periods
亚矮星B（sdB）被认为是燃烧氦的恒星，具有低质量的氢包层。已经提出了几种进化路径来解释这些系统的形成。其中一种情况是sdB祖先在双星系统中的演化。我们系统地观察了PG巡天中明亮的sdB星。通过在几个不同的时期采取光谱，我们已经测量了径向速度的变化所造成的运动的sdB星的二进制。我们的数据是在一个很长的时间基线（2年），使我们能够找到更长的周期比以前已知的二进制。在这里，我们提出了29 sdB系统的结果。
2002-10-01 astro-ph
Single and Composite Hot Subdwarf Stars in the Light of 2MASS Photometry
利用两微米全天巡天（2MASS）第二次增量数据发布目录，我们已经检索了数百个热次矮星（sdO和sdB星）的近红外星等从“光谱识别的热次矮星目录”（基尔肯尼，赫伯，钻1988年，1992年）。这个样本量大大超过了以前对热亚矮星的研究。检查2MASS测光单独或结合视觉测光（约翰逊BV或Stromgren uvby）在文献中，我们表明，它是可能的，以确定热亚矮星，表现出红色的红外颜色，可以归因于存在一个未解决的晚期类型的同伴。利用这个大的样本，我们第一次尝试定义一个近似体积有限的热次矮星样本。我们讨论的考虑因素，偏见，并在定义这样的样本的困难。我们发现，在基尔肯尼等人的热次矮星中，在幅值受限的样本中，约40%具有与未分辨的晚期类型伴星的存在相一致的颜色。在星等有限的样本中，双星被过度代表。在近似体积有限的样品中，复合色二进制的分数约为30%。
2003-05-27 astro-ph
Spectroscopic search for binaries among EHB stars in globular clusters
我们在球状星团中的热水平分支恒星中进行了光谱搜索。我们目前的最终结果为样本的51颗恒星在NGC 6752，和初步结果的前15颗恒星在M80分析。观测到的恒星分布在8000 < Teff < 32000 K范围内的所有HB上，并在四个晚上进行了观测。径向速度的变化已被测量的互相关技术。我们仔细分析了与测量相关的统计和系统误差，以评估观察到的变化的统计显著性。在较冷的恒星和热的EHB恒星样本中（NGC 6752中有18颗恒星的Teff > 22000 K），都没有发现近距离双星系统。仪器效应校正的数据表明，径向速度的变化总是低于3sigma水平的~15公里/秒。这些结果与场热亚矮星的结果形成鲜明对比，并对球状星团中EHB星的形成以及场亚矮星的形成提出了新的问题。
2005-12-21 astro-ph
Distances and ages of globular clusters using Hipparcos parallaxes of local subdwarfs
我们讨论了第二星族和球状星团（GC）恒星对宇宙年龄推导的影响，以及对星系（特别是我们自己的星系）形成和早期演化研究的影响。长期存在的问题，实际的距离尺度的第二类恒星和GC的解决，和各种不同的方法，通常用于获得距离第二类恒星的简要回顾。重点讨论了用依巴谷天体的局部次矮星来计算GC的距离和年龄。不同的作者得到的结果略有不同，这取决于对金属丰度标度，红化和未检测到的双星的校正的不同假设。这些和其他不确定性的方法进行了讨论。最后，我们概述了预期在不久的将来取得的进展。
1998-08-12 astro-ph
Starcounts Redivivus II: Deep Starcounts with Keck and HST and the Luminosity Function of the Galactic Halo
我们结合了深恒星数数据与星系模型预测，以研究如何有效地探测晕光度函数的暗端。我们已经测试了一些恒星/星系分类技术使用图像在0.5角秒看到的LRIS的凯克望远镜，我们发现，这些技术的不同组合可以产生的变化10%的推断恒星数在R=22.5和30%在R=24.5等。星系的平均角尺寸逐渐减小，亮度变暗，这有效地限制了地面的工作，R $<$ 25.5等。由HST提供的较高的角分辨率允许探测至少2个较暗的星等，但是小的场尺寸是一个显著的限制。在这两种情况下，我们的模型表明，来自晕次矮星的贡献实际上仅限于（R-I）$<$ 1.0的颜色，更红的恒星是银河系盘的成员。M $_V > 10$在导出的光度函数中的数密度的明显增加是盘星在较暗的绝对星等上的贡献的结果，并且没有提供晕次矮星质量函数上升的证据。事实上，单靠恒星计数数据{ \it不是}探测接近氢燃烧极限的晕光度函数形状的有效方法。最后，我们将研究如何利用哈勃深空观测来限制各种恒星成分对暗物质晕的贡献。
1996-07-05 astro-ph
An HST/WFPC2 Survey for Brown Dwarf Binaries in the alpha Per and the Pleiades Open Clusters
本文报道了两个疏散星团中棕矮星双星的高分辨率成像巡天结果。观测是用HST上的WFPC 2进行的。我们的样本包括8个BD候选人在阿尔法每集群和25个BD候选人在昴宿星。我们已经分辨出了4个昴星团双星，它们的距离在0”.094- 0“.058之间，对应于11.7~AU和7.2~AU之间的预测距离。在alpha Per目标中未找到二进制文件。其中三个双星的自行与昴星团中的星团成员身份一致，我们报告了其中一个双星在Keck~II/ESI光谱中检测到H α的发射和LiI的吸收。其中一个双星没有与昴星团成员一致的自行。我们估计，宽于12~AU的BD双星在α Per和Pleiades星团中的频率低于9%。这是一致的扩展到亚恒星质量的趋势观察之间的恒星双星：最大的半长轴的二元系统减少与减少初级质量。我们发现了一个双星频率的2个双星超过13个BD，确认自行成员在昴星团，对应的二进制分数为15%（1西格玛误差酒吧+15%/-5%）。这些双星的质量比大于0.7，它们的距离仅限于7-12~AU.相对较高的二进制频率（>10%），偏差小于约15 AU的分离和高质量比（q>0.7）的趋势是BD的基本特性。目前理论的BD形成似乎没有提供一个很好的描述所有这些属性。
2003-05-17 astro-ph
Detection of a Hot Subdwarf Companion to the Be Star FY Canis Majoris
Be星的快速自转可能是由相互作用双星中过去的质量和角动量吸积引起的，其中质量供体目前被视为一个小的，热的亚矮星剥离了它的外壳。在这里，我们报告的光谱检测这样的亚矮星的Be二元系统FY大犬座从IUE航天器和KPNO Coude Feed望远镜在16年和21年的过程中获得的数据分析，分别。我们提出了一个双线光谱轨道的基础上的径向速度从IUE光谱和使用的轨道解与多普勒层析成像算法来重建组件的紫外光谱。次矮星温度很高（T_eff = 45+/-5 kK），质量约为1.3 M_sun，半径约为0.6 R_sun。它贡献的通量大约是Be星在FUV中的4%。我们还提出的H-α和He I 6678发射功能，形成在拱盘的Be星的观测。He I 6678的轨道通量和速度变化表明，大部分的排放形式沿盘边缘面临的热亚矮星的磁盘可能被加热的入射辐射从亚矮星。对1980年代发现的FUV落壳线的研究证实了它们的存在，但也揭示了它们往往在两个正交相位附近被发现，这与大陵五双星的模式不同。相依赖的变化，在UV N V的双重建议存在的N-增强风从亚矮星和可能的冲击之间的相互作用区域的恒星，亚矮星的风碰撞的磁盘的Be星。
2008-06-18 astro-ph
Multiplicity of Nearby Free-floating Ultra-cool Dwarfs: a HST-WFPC2 search for companions
我们提出了HST/WFPC 2观测的样本134超冷物体（光谱类型晚于M7）来自DENIS，2 MASS和SDSS调查，距离估计范围从7 pc到105 pc。这里报告了15个新的超酷二进制候选者。确认了11个已知的双星，并在其中一些双星中检测到轨道运动。我们估计在这个样本中最近的双星系统的周期在5到20年之间，因此动力学质量将在不久的将来得出。对于二进制频率的计算，我们将自己限制在距离小于20 pc的系统中。在校正了双星偏差之后，我们发现可见双星的比例（在HST检测限）约为10%，并且在20秒差距内的26个物体中，约15%是双星系统，其分离度在1到8 A.U.之间。在2.1 A.U. 140 A.U.还有一个明显的赤字超冷双星与分离大于15 A.U.，双星系统的质量比可能趋于一致。大多数系统的可见光和近红外亮度比在1到0.3之间。我们讨论了我们的研究结果的框架下，目前的方案的形成和演化的自由浮动的棕矮星。
2003-06-10 astro-ph
The Origin of Subdwarf B Star (I): the Formation Channels
次矮星B（sdB）星（以及相关的sdO/sdOB星）被认为是核心燃烧氦的天体，有非常薄的富氢外壳。近年来，观测调查越来越清楚地表明，这些天体中有很大一部分是双星系统的成员。为了更好地理解它们的形成，我们在这里提出的三个主要的二进制演化通道，可以导致sdB星的形成的详细调查的结果：共同的信封（CE）喷射通道，稳定的罗氏瓣溢出（RLOF）通道和双氦白矮星（WD）合并通道。我们得到的条件，从每个这些通道使用详细的恒星和二进制的演变计算，我们模拟详细的演变sdB星，并进行了简化的二进制人口合成模拟的sdB星的形成。观测到的致密双星中sdB星的周期分布强烈地限制了CE抛射参数。给出了sdB星在$T_{\rm eff}$ - $\log g$图、Hertzsprung-Russell图和质量函数分布中的分布。
2002-06-09 astro-ph
Halo stars in the immediate solar neighbourhood
我们在第四个邻近星表中搜寻了晕星，在太阳附近发现了15颗次矮星和一颗高速白矮星。这项研究的动机主要是最近确定的质量约0.5 M_sun，这是典型的晕矮星。这些恒星的局部质量密度为1.5 × 10^{-4} M_sun pc^{-3}，仅为目前估计的OOO星群局部质量密度的3%。我们比较了次矮星的局部密度与遥远红矮星的HST观测的约束。使用密度定律如r^{-α}，α= 3.5 ~ 4的恒星晕模型，我们发现只有假设恒星晕是扁平的，轴比约为0.6，才能匹配HST约束。在太阳附近没有发现MACHO的类似物，这使得MACHO的光度可以设定一个上限，即M_B > 21等。
1997-08-22 astro-ph
Close binary EHB stars from SPY
本文介绍了46颗亚矮星B（sdB）和23颗富氦亚矮星O（He-sdO）的视向速度（RV）测量结果。我们检测到18个（39%）新的sdB二元系统，但仅检测到一个（4%）He-sdO二元系统。九sdB和sdO二进制文件，来自后续的光谱，轨道参数。我们的研究结果与进化的情况和以前的观测调查。
2004-01-12 astro-ph
HST Imaging of Bright Galactic X-ray Binaries in Crowded Fields
我们报告了三个被充分研究的强星系X射线双星X2129+47，CAL 87和GX 17 +2的高空间分辨率HST图像和测光。所有这三个来源表现出重要的异常，不容易解释的传统模式。每一个光源也都位于一个非常拥挤的场中，如果从地面观测到的大部分光实际上来自附近的一个远未解决的叠加伴星，那么在所有情况下，异常都将被消除。对于V1727 Cyg（X2129+470），我们没有发现这样的伴星。我们还提出了一个HST FOS光谱和宽带测光，这是一个单一的，正常的恒星。超软LMC X射线源CAL 87已经从地面工作中得知，它有一个伴星，与光学伴星相距0.9“;我们的HST图像清楚地分辨出了这些物体，并发现了一个更近、更暗的伴星。我们的测光表明，污染并不严重的日食外，在那里的同伴只贡献了20%的光在V，但在日食期间超过一半的V光来自同伴。由于这种严重的污染，可能需要重新评估先前确定的CAL 87次级的光谱类型，从而影响对组件质量的推断。我们没有发现NP Ser（=X1813-14，= GX 17 +2）的伴体。然而，对于这个物体，我们指出了一个小的，但可能是显着的天体测量之间的差异的光学物体的位置和无线电源，这是识别的基础。这一差异需要加以澄清。
1996-08-02 astro-ph
High resolution spectroscopy of bright subdwarf B stars - I. Radial velocity variables
利用高信噪比光学高分辨谱的高精度径向速度测量方法，测量了15个亮亚矮星B双星系统的径向速度曲线。此外，还发现了两颗明亮的sdB星，它们是径向速度可变的，但周期还不能确定。所有系统的同伴都是看不见的。周期从大约0.18天到超过10天不等。径向速度半振幅被发现位于15和130公里/秒之间。利用质量函数，我们将看不见的伴星的质量限制在0.03~0.55 M_sun的下限，以及0.03~0.81 M_sun的最可能值。我们节目中三颗恒星的隐形伴星无疑是白矮星。在其他情况下，它们可能是白矮星或主序星。对于两颗恒星来说，第二颗恒星可能是褐矮星。正如预期的那样，大多数系统的轨道都是圆形的。然而，对于三分之一的程序星，我们发现稍微偏心轨道的小偏心率为e~0.02 - 0.06。这是第一次在sdB双星中发现非圆轨道。与轨道周期没有相关性。
2005-07-01 astro-ph
The lack of binaries among hot horizontal branch stars: M80 and NGC5986
我们目前的初步结果，我们的搜索密切（周期P < 10天）的双星系统之间的热（Teff > 20000 K）的水平分支恒星在球状星团M80和NGC 5986。我们测量了11个目标的径向速度变化在M80和5在NGC 5986，光谱观测中分辨率（R=4100）在四个晚上在VLT-FORS 2。我们在M80中发现了一个近距离双星候选者，显示出统计上显著的径向速度变化，而在NGC 5986中没有明确的证据。这些结果证实了在球状星团中的热水平分支恒星之间缺乏密近双星，正如已经在NGC 6752中发现的那样，与在该领域中的热次矮星之间观察到的结果不同。
2006-06-01 astro-ph
Hipparcos subdwarf parallaxes - metal-rich clusters and the thick disk
我们使用主序拟合来校准到球状星团NGC 6397、M5、NGC 288、M71和47 Tuccino的距离，将星团测光与具有精确依巴谷视差测量和精确丰度测定的亚矮星数据相匹配。星团和次矮星的丰度尺度都与高分辨率光谱分析有关。我们推导出的五个星团的距离模量分别为12.24，14.52，15.00，13.19和13.59等，不确定度为+/- 0.15等。正如Reid（1997）和Gratton等人（1997）以前的分析一样，这些距离高于依巴谷前调查得出的距离。校准的星团颜色星等图提供了（M（V），（B-V））平面上的基准序列，概述了特定丰度恒星的预期分布。我们结合了NGC 6397的光度数据，（[Fe/H]=-1.82 dex），M5（-1.10 dex）和47 Tuccadium（-0.70 dex）与附近FGK矮星描绘的平均颜色-星等关系，以定义（M（V），（B-V））平面中的参考网格，我们将此网格与洛厄尔自行巡天中绘制的恒星数据进行了匹配，与依巴谷天体测量和Carney等人（1994年）的丰度测定相比较。限制比较非联星，有显着较少的亚发光恒星比预期的光谱金属丰度分布。反过来分析，这意味着贡献于银河系盘贫金属（[Fe/H] < -0.4）尾部的恒星比例减少了三分之一。我们讨论了这些结果的影响。
1997-10-28 astro-ph
An evolutionary study of the pulsating subdwarf B eclipsing binary PG1336-018 (NY Vir)
亚矮星B（sdB）的形成在目前的恒星单星和双星演化框架内还没有得到很好的理解。在这项研究中，我们专注于在极短周期食双星PG 1336 -018的脉动sdB星的形成和演化。我们的目标是完善这个独特系统的形成场景，以便它可以面对观测。利用详细的恒星演化计算，我们探测了短周期双星中sdB星的祖先星的结构。将其应用于PG 1336 -018，我们重建了sdB星形成期间的公共包络相位。结果解释的标准共同包络形式主义（α-形式主义）的基础上的能量方程，和另一种描述（γ-形式主义）使用角动量方程。我们发现，如果共同的信封演变所描述的α-形式主义，sdB祖最有可能经历了氦闪光。然后，我们预计sdB质量在0.39和0.48 Msun之间，并且sdB祖细胞初始质量低于~2 Msun。然而，γ形式的结果限制较少，在这种情况下可能有更宽的sdB质量范围（0.3 - 0.8 Msun）。未来的地震质量测定将对PG 1336 -018的形成，特别是对CE阶段产生强烈的约束。
2007-08-01 astro-ph
Photometric binaries in fifty Globular Clusters
HST/ACS银河系球状星团巡天（GGC）是HST财政部的一个项目，旨在获得大样本球状星团的高精度测光。Anderson等人（2008）从这些数据中获得的均匀光度星表代表了许多天体物理研究的金矿。在本文中，我们使用的目录分析的性质的MS-MS二元系统从一个样本的50 GGCs。我们测量了双星的分数（分为不同的组），研究了它们的径向分布和约束的质量比分布。我们调查了可能的关系的分数的二进制文件和他们的主机GGC的主要参数。我们发现了一个显着的反相关性之间的二元分数在一个集群和它的绝对光度（质量）。
2008-01-21 astro-ph
HST/STIS observations of sdBV stars: testing diffusion and pulsation theory
本文给出了5颗热亚矮星B（sdB）中阶梯紫外光谱丰度分析的初步结果。这些恒星已被确认为水平分支极端的核心氦燃烧物体。约5%的sdB显示短周期声学模式振荡。模型预测，这些振荡是由于铁族元素的电离引起的不透明度凸起。必须通过重力沉降和辐射悬浮之间的扩散平衡来维持必要的金属丰度。然而，高分辨率的光谱分析表明，我们不能区分脉动和非脉动的sdBs的基础上的表面铁丰度。因此，我们获得了HST/STIS观测的3个闪烁体和2个非闪烁体在近紫外和远紫外测量的表面丰度的元素，是无法从地面上观察到的。我们研究的总体目标是通过寻找这些表面丰度之间的显着差异来测试扩散和脉动计算。
2003-09-02 astro-ph
KPD 0422+5421: A New Short Period Subdwarf B/White Dwarf Binary
sdB星KPD 0422+5421被发现是一个单线光谱双星，周期为P=0.0901795 +/-（3 \times 10^{-7}）天（2小时10分钟）。U光变曲线和B光变曲线显示出振幅约为0.02星等的椭球调制。sdB星贡献了几乎所有观测到的通量。这一点以及没有任何反射效应表明，看不见的伴星很小（即R_comp ~ 0.01太阳半径），因此是退化的。我们对U和B光变曲线进行建模，并导出i = 78.05 +/- 0.50度和质量比q = M_comp/M_sdB = 0.87 +/- 0.15。sdB星占据了洛希瓣的69%。这些量可以与伴星的质量函数（f（M）= 0.126 +/- 0.028太阳质量）结合，得到M_sdB = 0.72 +/- 0.26太阳质量和M_comp = 0.62 +/- 0.18太阳质量。我们使用模型光谱推导出的有效温度，表面重力，和氦丰度的sdB星。我们发现T_eff = 25，000 +/-1500 K，log g = 5.4 +/- 0.1，[He/H] =-1.0。KPD 0422+5421的轨道周期为2小时10分钟，是已知轨道周期最短的分离双星之一。这个系统也是少数已知的包含一颗亚矮星B星和一颗白矮星的双星系统之一。因此，KPD 0422+5421代表了一个相对未被观测到的、短暂的双星演化阶段。
1998-07-10 astro-ph
The ACS Virgo Cluster Survey III. Chandra and HST Observations of Low-Mass X-Ray Binaries and Globular Clusters in M87
钱德拉X射线天文台上的ACIS仪器已被用于对M87中的低质量X射线双星进行首次系统研究。我们确定了174个X射线点源，其中约150个可能是LMXB。这张LMXB星表与HST上ACS拍摄的F475 W和F850 LP深空影像相结合，以研究LMXB和M87中球状星团之间的联系。在我们的星表中的1688个球状星团中，f_X = 3.6 ± 0.5%含有LMXB，并且我们发现富金属星团比贫金属星团含有LMXB的可能性高3 ± 1倍。与之前对其他星系的发现一致，我们发现更明亮，更富含金属的星系团更有可能包含LMXB。然而，这是第一次，我们能够证明的概率，p_X，一个给定的集群将包含一个LMXB敏感地依赖于主机集群的动力学性质。具体地说，我们利用HST图像测量了每个球状体的半光半径、集中指数和中心密度ρ_0，并定义了一个参数Γ，它与潮汐俘获和双星-中子星交换率有关。我们对p_X的优选形式则为p_X \propto <$p_0 ^{-0.42 \pm 0.11}（Z/ Z_{\odot}）^{0.33 \pm 0.1}。我们认为，如果p_X的形式是由动力学过程决定的，那么所观察到的金属丰度依赖性是富金属球状星团中每单位质量中子星数量增加的结果。最后，我们没有发现令人信服的证据，打破了解决X射线点源的光度分布。相反，LMXB的光度函数可以很好地用一个幂律来描述，其上截止值为L_X ~ 10^39 …
2004-06-06 astro-ph
Variable Stars in the Archival HST Data of Globular Clusters M13, M30 and NGC 6712
我们分析了球状星团M13、M30和NGC 6712中心部分的HST/WFPC 2时间序列数据，寻找变星。在总共21个已确定的变量中，有15个新发现。样本包括9颗RR Lyr星，2颗SX Phe星和7颗W UMa型接触双星。其中一个天体被初步归类为分离食双星，另一个则被归类为椭球变星。
2004-03-31 astro-ph
The Galactic disk mass function: reconciliation of the HST and nearby determinations
我们推导和参数化的银河系质量函数（MF）低于1 $\msol$特性的单对象和二元系统。我们解决了长期存在的差异之间的MF来自HST和附近的光度函数，分别。我们发现，这种差异源于{ \it两}累积效应，即（i）不正确的颜色星等确定的距离，由于相当大一部分的M矮星在HST样品属于金属耗尽，厚盘人口，最近由郑等校正。和（ii）未解决的双星。我们发现，附近和HST MF的未解决的系统是一致的一部分$\sim $ 50%的M-矮双星，与质量的主星和同伴起源于相同的基础单一MF。这意味着$\sim$ 30%的M矮星应该有一个M矮星伴星，而$\sim$ 20%应该有一个棕矮星伴星，这与最近的测定结果一致。目前的计算表明，所谓的“棕矮星沙漠”应该被重新解释为缺乏高质量比（$(m_2/m_1\la 0.1$）系统，并不排除棕矮星作为M矮星或其他棕矮星的伴星。
2003-02-25 astro-ph
HST Photometry of 47 Tuc and Analysis of the Stellar Luminosity Function in Milky-Way Clusters
本文给出了距离47Tuc中心5'的视场的V和I测光。作为中深调查项目的一部分，该领域使用HST WFPC 2进行了成像。亮度函数（LF）在域$5 < M_I < 9$中以斜率$Δlog Φ(M) / ΔM \sim 0.15$连续上升，然后急剧下降。我们比较了我们的LF与由De Marchi \& Paresce推导出的相邻HST字段。两个独立的LF在探测的整个光度范围（$M_I < 10$）内非常相似。其他HST LF由几位作者在银河系中的不同集群得出的比较。我们使用KS检验来评估所发现差异的显著性。使用HST获得的LF与来自相同人群的LF一致，直到$M_I \sim 9.0$。除此之外，还出现了统计上显著的差异。球状星团LF也根据亮端平台的突出程度（$5 < M_I < 6.5$）而有所不同。质量函数对质光关系很敏感。从LF导出47 Tuc质量函数的不同方法在低质量端导致明显不同的结果。对于$M > 0.4 M_\odot$，47 Tuc质量函数与\wcen显著不同。经过校准的HST $M_V(V-I)$颜色星等图（CMD）显示了金属丰度的趋势，即在固定的绝对星等下，金属含量更丰富的系统具有更红的CMD。随着金属丰度的增加，主层序变浅。对于富金属系统，从HST得到的CMD与以前的地基研究基本一致。然而，从地面观测到的贫金属次矮星的CMD比用HST观测到的球状星团的CMD要浅。
1996-04-12 astro-ph
HST Star Counts at High Galactic Latitudes
我们使用的恒星计数从13个深HST领域与{\it宽视场相机-2}成像，以限制量的暗物质在银河系中，可以在低质量的主序星或白矮星的形式。根据在我们的领域中发现的红色恒星的数量，我们排除了超过25%的大质量暗晕是由M矮星或亚矮星组成的可能性;为了使观测到的恒星数量与恒星暗晕预测的数量相一致，必须调用相当大质量（$M \sim 0.2 M_\odot$）但非常微弱（$M_I$ \gtsima $14.5$）的恒星候选者。白矮星本身也必须非常暗淡（$M_I$ \gtsima $14$），以便与观测到的HST场中的暗淡恒星数量一致。我们也排除了一个增加或平坦的恒星光度函数超过$M_V \sim 13$。盘光度函数的推断斜率介于局部的、体积有限的测量和地基光度测量之间。最后，星等计数很好地拟合现有的模型的银河系的结构，只有很小的变化，在模型参数的基准值。然而，模型不能很好地再现颜色分布。目前还不清楚这是否反映了现有模型的不足之处或低金属丰度恒星的色星等图和光度校准的不确定性。
1995-06-20 astro-ph
A New Way to Resolve Cepheid Binaries
我们测量了低分辨率HST FOC光谱的质心移动的主导星从造父变星到热伴星的变化。通过这种方法，我们已经解决了AW Per系统，并略微解决了U Aql系统。
2002-03-29 astro-ph
The lack of close binaries among hot horizontal branch stars in NGC6752
本文介绍了NGC 6752中水平分支星（HB）密近双星的光谱搜索结果。我们使用ESO VLT-FORS 2仪器在连续四个夜晚获得了51颗热HB星的中等分辨率（R=4100）光谱，8000 < Teff < 32000 K。我们的目标中有18颗是Teff > 22000 K的极端水平分支（EHB）恒星。径向速度的变化进行了测量与互相关技术，我们仔细评估的统计和系统误差与他们有关。在我们的51个目标中没有发现密近双星系统。经仪器效应校正后的数据表明，径向速度变化始终低于15 km/s（3 sigma水平）。从统计分析我们的结果，我们得出结论，（在95置信水平）的比例与一个~0.5太阳质量的伴星在NGC 6752的EHB恒星的双星小于20%。这一经验证据与在该领域中发现的热亚矮星形成鲜明对比，并为球状星团（可能也在该领域）中EHB星的形成提出了新的问题。
2006-02-03 astro-ph
