A detection of the donor star of Aquila X-1 during its 2004 outburst?
相位分辨高分辨率光谱学揭示了窄的N III和He II发射线从软X射线瞬态天鹰座X-1在其2004年爆发，作为一个功能的轨道一致的捐助者的明星相移动。在假设这些线来自施主星的辐照侧的条件下，我们可以将施主星的K_2速度限制在>247+/-8km/s，并导出质量函数f（M_1）>1.23+/-0.12M_sun。基于发射分量的旋转展宽估计表明，可能存在一颗质量大于1.6兆太阳质量的中子星（95%置信度）。然而，在未来的爆发期间，Aql X-1的更新星历表和额外的高分辨率光谱是必要的，以确认窄线确实起源于施主星表面，并可靠地确定这个重要的X射线双星的系统参数。在爆发结束时拍摄的光谱显示，发射线的形态发生了显着变化。不再有施主星的特征，而狭窄的低速发射线的存在变得清晰，使Aql X-1成为缓慢增长的低速发射线源。
2006-12-15 astro-ph
On the formation of neon-enriched donor stars in ultracompact X-ray binaries
我们研究了超紧凑X射线双星（轨道周期P<80 min）中富氦施主星的形成，并表明它们的祖先必须是低质量（0.3 - 0.4太阳质量）的“混合”白矮星（具有CO核和厚氦地幔）。如果在质量交换的初始阶段，质量从系统中损失，带走吸积体的特定轨道角动量（"各向同性再发射“），则稳定的质量转移是可能的。在被转移的物质中氖的过量是由于白矮星的化学分馏，这必须在供体溢出洛希瓣之前发生。估计下限的轨道周期的系统与氘富集捐助者接近10分钟。我们表明，X射线脉冲星4U 1626-67，这可能也有一个氘富集的同伴，可能已经形成通过吸积诱导崩溃的氧氖白矮星吸积体，如果捐助者是一个混合白矮星。
2002-04-11 astro-ph
Donor Stars in Black-Hole X-Ray Binaries
从理论上研究了黑洞（BH）X射线双星的形成。模型与观测到的具有低质量（<2 M_sun）和中等质量（~2 M_sun - M_{BH}）供体的系统的相对数量的一致性导致对祖细胞的进化参数的严格约束。特别是，我们发现：（i）BH祖质量不能超过约2 M_{BH} ;（ii）需要高值的公共包层效率参数（alpha_{CE} > 1），这意味着必须调用轨道收缩以外的能源来喷射包层;（iii）氦星风的质量损失分数被限制在<50%。在这个有限的参数空间外的祖先，我们发现，无论是BH X射线二进制的形成不能发生在所有或捐助者没有观察到的质量的全部范围。我们讨论了这些结果对大质量富氢恒星的结构，氦星的演化和BH形成的影响。我们还考虑了不对称踢的可能重要性。
1999-03-26 astro-ph
The rotational broadening and the mass of the donor star of GRS 1915+105
微类星体GRS 1915+105的二元参数已经通过在其K波段光谱中探测多普勒频移的12 CO和13 CO线来确定（Greiner等人，2001，Nature，414，522）。本文对同一K波段VLT谱作了进一步的分析，并从~（12）CO/~（13）CO谱线导出了Vsin_i=26 ± 3 km/s的施主星的转动展宽。假设K型星被潮汐锁定在黑洞上，并充满其Roche瓣表面，则隐含的质量比为q = M_d/M_x = 0.058+-0.033。这个结果，结合（P，K，i）=（33.5 d，140 km/s，66 deg），给出了一个比以前估计的更精确的黑洞质量估计，$M_x=14.0+-4.4 M_{\odot}$，使用i=66+-2 deg的倾角（Fender et al. 1999），从无线电喷流的方向和更精确的距离推导出来。早期K型巨星的质量是$M_d=0.81\pm0.53 M_{\odot}$，与GRS 1915+105中的一颗更演化的剥离巨星供体星相一致，例如，原型黑洞X射线瞬变的供体星天鹅座V404，它在GRS 1915+105之后有着最长的双星周期。
2003-12-15 astro-ph
Identification of the Mass Donor Star's Spectrum in SS 433
我们目前的光谱学的微类星体SS 433获得附近的主要日食和磁盘岁差相位Psi = 0.0，当吸积盘预计是最"面对面“。在轨道相位和岁差相位的这种组合下，观察质量供体光谱的可能性最大化，因为供体在前景中并且在被认为存在于系统中的扩展盘上方。光谱是在以这些特殊相为中心的四次不同运行中获得的。蓝色光谱显示出与A3-7 I分类一致的吸收特征的明确证据。观察到的线的行为表明质量供体中的起源。所观察到的径向速度变化是在反相盘，吸收线加强在日食中期时，捐助者的恒星预计将贡献其最大百分比的总流量，和线宽是一致的线创建在一个超巨星光球。我们讨论和怀疑的可能性，这些线代表一个壳光谱，而不是质量捐助者本身。我们重新评估了系统的质量比，并得出质量供体和致密物体加磁盘的质量分别为10.9 +/- 3.1 Msun和2.9 +/- 0.7 Msun。我们认为致密天体是一个低质量的黑洞。此外，我们审查的行为所观察到的发射线从磁盘/风和高速射流。
2004-03-26 astro-ph
The Donor Stars of Cataclysmic Variables
我们构建了一个完整的，半经验的捐助者序列的CV轨道周期小于6小时。CV秒的所有关键物理和光度参数（连同它们的光谱类型）都作为P_orb的函数沿着这个序列给出。我们的施主序列的主要观测基础是CV秒数的经验质量-半径关系。我们提出了一个最佳的估计，这种关系，确保与观察到的位置的周期间隙和周期最小值的一致性。我们还提出了新的测定这些周期，发现P_{gap, upper edge} = 3.18 +/- 0.04小时，P_{gap, lower edge} = 2.15 +/- 0.03小时和P_{min} = 76.2 +/- 1.0分钟。然后，我们测试的捐助者序列通过比较观测和预测的光谱类型（SpTs）作为轨道周期的函数。为此，我们更新了Beuermann等人的SpT汇编，并明确表明CV供体在所有轨道周期上的SpT都比主序（MS）星晚。半经验施主序列与观测到的SpTs非常匹配，这意味着经验M2-R2关系预测了正确的半径膨胀量。最后，我们将施主序列应用于距离估计问题。基于一个样本的22个CV与三角函数的松弛，我们表明，供体序列正确地跟踪所观察到的M_{JHK} - P_{orb}分布的包络。因此，可以从单历元红外观测中获得鲁棒的距离下限。
2007-07-04 astro-ph
Formation of millisecond pulsars. I. Evolution of low-mass X-ray binaries with P > 2 days
我们对具有低质量（1.0-2.0 M_sun）施主星和1.3 M_sun吸积中子星的密近双星系统的非保守演化进行了详细的数值计算。而不是使用简单的多面体的解析表达式，我们计算的施主星的质量损失的热响应，以确定的稳定性，并遵循质量转移的演变。潮汐自旋轨道相互作用和赖默斯风质量损失也被考虑在内。重新计算了宽双星射电脉冲星系统中轨道周期与白矮星质量的相关关系。在“各向同性再辐射”模型假设下，我们发现了轨道周期与中子星质量之间的反相关，并与观测结果进行了比较。我们的结论是，中子星的吸积效率是相当低的，即使在亚爱丁顿级吸积时，它们也会喷射出相当大一部分转移的物质。质量转移率是初始轨道周期和施主星质量的强增函数。对于相对较近的轻施主星系统（P < 10天，M_2 < 1.3 M_sun），质量传递速率为亚爱丁顿速率，而对于相对较重施主星（1.6 - 2.0 M_sun）的宽系统，由于它们的深对流包层，质量传递速率可以是10^4倍的超爱丁顿速率。本文简要讨论了施主星大于2 M太阳的X射线双星的演化。根据我们的计算，我们提出的证据表明，PSR J1603-7202演变通过一个阶段，从一个相对较重的施主星不稳定的质量转移，因此很可能主机CO白矮星的同伴。
1999-09-09 astro-ph
Optical emission from massive donors in ULX binary systems
我们提出了高质量伴星和恒星通过中等质量黑洞的二元系统的演化轨迹。利用Eggleton的恒星演化程序，我们计算了施主吸积在整个演化过程中产生的光度。我们还计算了考虑圆盘贡献和辐照效应的二元系统的光谱的演化。这里提出的计算可以用来限制超铝X射线源的施主星的属性，通过比较它们在HR或色星等图上的位置与大质量BH双星的演化轨迹。这种方法实际上也可以提供关于双星系统本身性质的有趣线索，包括BH质量。我们发现，根据它们在色幅图上的位置，可以排除一些考虑的候选对应物，并且可以将更严格的约束应用于供体群众。
2007-10-15 astro-ph
Formation of Black-Hole X-Ray Binaries with Low-Mass Donors
利用黑洞X射线双星的特征可以获得有关其演化历史和黑洞形成过程的信息。在本文中，我专注于施主质量低于推断的黑洞质量的系统。目前的富氢大质量恒星和氦星在风中失去质量的演化模型无法解释目前黑洞质量测量的样本。假设质量损失的大质量恒星的径向演化至少是定性准确的，我表明，BH同伴的属性导致的约束质量的黑洞的祖先（最多两倍的黑洞质量）和风的强度在氦星（质量损失的分数小于约50%）。共同包络演变的约束也来自。
1999-12-07 astro-ph
Identification of the donor in the X-ray binary GRS 1915+105
我们报告了在ESO使用8 m VLT在近红外H和K波段对GRS 1915+105进行中分辨率光谱分析的结果。我们清楚地识别了来自12 CO和13 CO的吸收带头。结合其他的特征，我们将这颗双星中的质量贡献恒星归类为K-M III型恒星，清楚地表明GRS 1915+105属于低质量X射线双星（LMXB）。
2001-05-26 astro-ph
A signature of the donor star in the extra-galactic X-ray binary LMC X-2
对河外低质量X射线双星LMC X-2进行了两个夜晚的相位分辨中分辨率VLT光谱学研究，揭示了HeII双星4686发射线径向速度曲线中的0.32+/-0.02天的光谱周期，我们将其解释为轨道周期。然而，类似于以前的发现，这径向速度曲线显示了一个长期的变化，这是最有可能由于旋进吸积盘在大麦哲伦星系X-2的存在。这是加强了HeII A4686多普勒地图，显示一个亮点，是从晚上到晚上移动。此外，我们还在LMC X-2的Bowen区探测到了速度为K_em=351+/-28 km/s的窄发射线，我们初步解释这些线来自施主星的辐照侧。由于K_em必须小于K_2，这导致了LMC X-2质量函数的第一个上限f（M_1）>=0.86Msun（95%置信度），以及对系统参数的第一个约束。
2007-07-13 astro-ph
A Spectroscopic Orbit for Regulus
我们提出了一个径向速度研究的快速旋转的B星轩辕十四，表明恒星是一个单线光谱二。轨道周期（40.11 d）和可能的半长轴（0.35 AU）足够大，系统目前没有相互作用。然而，质量函数表明，次级有一个低质量（M_2 > 0.30 M_太阳），我们认为，伴星可能是一个白矮星。这样一颗恒星可能是轩辕十四自身巨大的旋转角动量的来源，也就是一个前质量供体的残余。
2008-06-20 astro-ph
Magnetic Braking of Ap/Bp Stars: Application to Compact Black-Hole X-Ray Binaries
我们研究的建议，中子星和黑洞X射线双星的形式与Ap或Bp星的同伴将经历系统的角动量损失由于磁制动，否则与中等质量的伴星。我们认为，对于具有与Ap和Bp星相关的高磁场的施主星，磁耦合，辐射驱动的星风可以导致角动量的大量系统性损失。在本文中，我们将这一机制的一个具体的天体物理学问题，涉及形成紧凑的黑洞双星与低质量的施主星。目前还不清楚这些系统是如何形成的，因为低质量伴星不太可能提供足够的引力势，使黑洞的大质量祖先在先前的“共同包层”阶段脱离包层。然而，在没有磁制动的情况下，这种系统往往会发展到长轨道周期。我们表明，与建议的磁制动性能提供的Ap和Bp同伴，这样的情况下，可以导致形成紧凑的黑洞双星的轨道周期，施主质量，寿命和生产率，是符合的意见。尽管取得了这些成功，我们的模型揭示了计算的有效温度和观察到的光谱类型的施主星之间的显着差异。最后，我们表明，这种温度差异仍然存在的其他方案调用最初的中等质量施主恒星，这提出了一个重大的悬而未决的谜。
2005-11-28 astro-ph
On the Production and Survival of Carbon Fuel for Superbursts on Accreting Neutron Stars: Implications for Mass Donor Evolution
我们已经研究了吸积中子星能够产生并保存足够数量的碳燃料以触发超级爆发的物理条件。我们的模型涵盖了中子星热导率、核心中微子发射机制和面积半径的合理范围，以及吸积材料中的CNO丰度。我们发现，中子星吸积的富氢物质的CNO质量分数<太阳的质量分数在任何情况下都不会表现出超爆。如果中子星吸积的CNO质量分数大于太阳的4倍，那么在观测范围内的吸积速率下，中子星将表现出超级爆发。在此基础上，我们认为超暴系统的质量施主必须具有增强的CNO丰度。吸积的CNO仅作为通过热CNO循环的氢燃烧的催化剂，因此只有三种元素的质量分数之和才是重要的。观测到的超级爆发系统与那些没有超级爆发的系统在氦触发的I型X射线爆发的性质上有所不同：爆发的持续时间更短，α值更大。在我们的模型中，增加吸积物质的CNO丰度再现了这两种观测结果。许多致密的双星系统已经被观测到，其中吸积物质的丰度明显不是太阳的。虽然目前还没有对表现出超级爆发的系统进行丰度分析，但4U 1636-536和Ser X-1的鲍文荧光混合分布表明，质量供体恒星可能确实具有非太阳CNO金属丰度。需要更详细的丰度分析的吸积物质的系统，表现出超爆，以验证我们的断言，即该问题是丰富的CNO元素。
2005-12-19 astro-ph
A mystery solved: the mass ratio of the dwarf nova EM Cygni
我们已经发现，著名的矮新星EM Cyg的光谱被来自K2-5V恒星的光污染（除了K型质量供体恒星）。K2-5V星贡献了系统大约16%的光，如果不考虑的话，对质量供体星的径向速度测量有相当大的影响。我们得到了一个新的径向速度振幅K2 = 202 +/- 3 km/s的质量施主星，这是比较的值K2 = 135 +/- 3 km/s的Stover，Robinson和Nather的经典的1981年研究EM Cyg。振幅的修正值与质量施主vsini = 140 +/- 6 km/s的旋转增宽测量相结合，导致新的质量比q = M2/M1 = 0.88 +/- 0.05。这解决了EM Cyg的一个长期存在的问题，因为Stover等人。的测量表明质量比q > 1，该值应导致Stover等人推导出的次级质量的动态不稳定质量转移。质量比的修正值与轨道倾角i = 67 +/- 2度相结合，导致质量为0.99 +/- 0.12 Msun和1.12 +/-0.12 Msun。质量供体和白矮星分别为0.08 Msun。质量供体是演化的，因为它具有比其质量更晚的光谱类型（K3）。我们讨论了K星是否可能与EM Cyg有物理联系，并给出了光谱研究的结果。
1999-12-10 astro-ph
An Overview of the Bowen Survey; detecting donor star signatures in Low Mass X-ray Binaries
在本文中，我们给出了鲍文荧光调查的评论，显示窄的发射线（主要是NIII和CIII线之间的4630和4660 A）似乎普遍存在于光学明亮的低质量X射线双星鲍文混合。这些窄谱线归因于伴星的后处理，给出了K_2的第一个估计，从而提供了对它们的系统参数的第一个约束。我们将概述对致密天体质量的限制，并简要强调调查中最重要的结果。此外，我们将指出最有前途的系统，为未来的后续研究，并指出我们认为如何提高他们的组件质量的估计。
2008-01-22 astro-ph
Near-Infrared Spectra of the Black Hole X-Ray Binary, A0620-00
我们提供了A0620-00在IRTF上用SpeX获得的宽带近红外光谱。光谱的特点是由一个蓝色的连续叠加宽发射线的HI和HeII和主机较窄的吸收线的中性金属和分子。光谱型标准恒星的光谱，若以A0620-00去红化的K光谱为标准，则所有光谱型K7 V或更早的恒星的光谱，都超过了A0620-00的J和H光谱，这表明施主星，除非晚于K7 V，否则不可能是A0620-00中唯一的近红外辐射源。此外，K3 V光谱中的原子吸收线相对于A0620-00来说太弱，即使在100%的施主星贡献下，也限制了A0620-00中施主星的光谱类型晚于K3 V。A0620-00光谱与K星光谱的比较表明，A0620-00的CO吸收特征明显弱于场矮星。Roche叶填充施主星的标度模型光谱与A0620-00光谱的拟合表明，当C丰度降低到[C/H] =-1.5时，CO吸收线得到最佳匹配。H波段施主星贡献为82 ± 2%。结合Froning & Robinson（2001）和Marsh et al.（1994）先前发表的结果，这给出了A0620-00中黑洞的精确质量M_BH = 9.7+-0.6 M_solar。
2007-04-02 astro-ph
Formation of Low-Mass X-ray Binaries. I. Constraints on Hydrogen-Rich Donors at the Onset of the X-ray Phase
我们确定和量化的一组限制，中子星正常星双星必须满足，以成为可观测的LMXB。这些约束条件与（i）供体的热和流体静力学平衡，（ii）传质过程保守的程度，以及（iii）系统的年龄有关。他们将潜在LMXB的参数空间划分为几个不同的部分，其中在传质开始时实际成为LMXB的部分仅占一小部分。其余的，许多成为不稳定的动态时间尺度的质量传递无论是在开始或稍后的过程中的质量传递，并进入共同的包络演变。其他的经历了超爱丁顿质量转移，但最终可能幸存下来成为LMXB。这些幸存者可以说包括轨道周期超过$100$ \，d的毫秒双星、缺氢供体的超短周期LMXB和巨供体的长周期LMXB。
1995-08-17 astro-ph
On type Ia supernovae and the formation of single low-mass white dwarfs
关于Ia型超新星（SNe Ia）的前身仍然存在相当大的争论。同样地，对于质量小于0.5兆太阳的单个白矮星如何在磁场中形成也没有达成一致，尽管它们是已知存在的。我们考虑是否单一的低质量白矮星（LMWD）可能已经形成的双星系统中，他们的同伴已经爆炸作为一个超新星Ia。在这个模型中，观测到的单个LMWD是巨分支供体星的残余物，其外壳已被超新星爆炸剥离。我们调查可能的残余超新星Ia，包括爆炸的影响，对信封的捐助明星。我们还使用进化的参数来研究单个LMWD的替代形成通道。此外，我们还计算了Ia超新星潜在遗迹的预期运动学。Ia型超新星在巨分支供体星的系统中自然可以解释单个LMWD的产生。似乎很难用任何其他形成机制来解释观测结果，特别是对于那些质量小于~0.4 Msun的单个LMWD。独立于这些结果，我们发现，一个潜在的有用的人口含有单一的LMWDs的运动学与我们的模型是一致的。研究残余白矮星的运动学似乎是研究超新星Ia祖先的一种有前途的方法。单LMWD的存在似乎构成了在具有红巨星供体星的双星系统中产生Ia超新星的证据。其他具有更高空间速度的单个白矮星支持了第二个可能占主导地位的Ia超新星祖先群体，其中包含爆炸时的主序星或次巨星供体星。逃逸星LP 400 -22和US 708表明，在施主星是热亚矮星的系统中，某些Ia型超新星可能存在第三个形成通道。
2008-11-17 astro-ph
Thermal Timescale Mass Transfer Rates in Intermediate-Mass X-ray Binaries
热时间尺度的质量转移通常发生在近距离双星中，其中供体星比吸积星更大。质量传递速率通常是根据施主星的开尔文-亥姆霍兹时间尺度来估计的。但最近的研究表明，这种方法可能高估了吸积白矮星或中子星双星系统的真实质量传递速率。通过计算不同初始施主质量和轨道周期的双星演化序列，系统地研究了中等质量X射线双星的热-时间尺度质量传递过程。从计算结果中，我们发现，平均的传质速率是低于传统的估计由$\sim 4$的一个因素。
2007-08-06 astro-ph
GRBs and Hypernova Explosions of Some Galactic Sources
知道了克尔参数，我们就可以定量地计算黑洞的转动能。结果表明，Sco新星（GRO J1655 - 40）、Il Lupi（4U 1543 - 47）、XTE J1550 - 564和GS 2023 + 338都是伽马射线暴（GRB）和超新星爆炸的遗迹。它们有足够的旋转能量来驱动自己。事实上，它们的能量是如此之大，以至于它们会破坏黑洞的吸积盘，而黑洞的吸积盘是由传递的旋转能量提供动力的，因此能量的传递是自我限制的。在双星中产生高转动能量的最重要的特征是低施主（次级恒星）质量。我们认为V4641 Sgr（XTE J1819 - 254）和GRS 1915 + 105经历了能量较小的爆炸;因为它们的施主质量很大。这些爆炸的能量比Nova Sco低一到两个数量级。天鹅座X - 1（1956 + 350）的爆炸能量更低，因为它的施主质量更大。我们发现，在软X射线瞬态源的演化中，施主（次级星）与从巨星演化而来的氦星潮汐锁定，因为氢包层在共同的包层演化中被剥离。潮汐锁定从氦星转移到它所落入的黑洞。根据施主的质量，黑洞可以旋转到伽马射线暴和超新星爆炸所需的角动量。施主粒子是爆炸的被动见证者，对于给定的角动量，爆炸就像伍斯利坍缩星模型一样进行。高质量的施主倾向于从低金属量产生长的伽玛暴，因为它们的低能量可以被中心引擎接受。
2007-10-29 astro-ph
The mass donor of Scorpius X-1 revealed
我们提出了在原型X射线双星天蝎座X-1的质量供体星的第一次检测。相位分辨光谱显示窄的发射线组件从照射的二级星。径向速度与Bowen混合发射的拟合用于建立绝对轨道星历，并得出系统速度的准确值;伽马= -113.8 +/- 0.6 km/s。次级辐射正面的辐射导致质量施主径向速度的固体极限为87 < K_2 < 148 km/s。结合原初K_1的速度上限< 53 km/s，我们导出了Sco X-1的质量比q < 0.61的严格极限。满足各种约束条件以及Fomalont等人（2001）最近的倾角估计的一组可能的系统参数是K_1=40 km/s，K_2=133 km/s，q=0.30，对应于38度轨道倾角时M_1=1.4M_sun，M_2=0.42 M_sun的分量质量。
2001-07-18 astro-ph
Models of Ultraluminous X-Ray Sources with Intermediate-Mass Black Holes
我们已经计算了由中等质量的黑洞吸积体（“IMBH”;例如，~1000 Msun）和一颗被捕获的施主星。对于四组不同的初始施主质量和轨道间距，我们使用完整的Henyey恒星演化代码计算了30，000个双星演化模型。据我们所知，这是第一次人口的X射线双星这么大的已经进行了其他的近似方法，它有助于证明这种方法的可行性，大规模人口的质量传递双星研究。在目前的研究中，我们发现，为了有一个合理的效率，以产生积极的ULX系统与IMBH具有光度> 10^{40}尔格/秒，有两个基本要求的捕获伴星/施主星。首先，施主星应该是大质量的，即，> 8 Msun。第二，在圆化之后，初始轨道间隔应当接近，即，< 6-30倍的施主星的半径时，在主序星。即使在这些乐观的条件下，我们表明，IMBH-ULX系统的生产率可能会低于观察值的10-100倍。
2005-11-14 astro-ph
GD 552: a cataclysmic variable with a brown dwarf companion?
GD 552是一颗高自行恒星，具有矮新星类激变变星特有的强双峰发射线，但在过去12年的监测中没有发现爆发。我们提出了光谱学，其目的是检测在这个系统中的质量供体的发射。我们无法在一个允许我们排除近主序星供体存在的水平上这样做。鉴于GD 552的轨道周期为103分钟，这表明它要么是一个经过了80分钟的激变变星轨道周期最小值的系统，现在有一个褐矮星的质量供体，要么是一开始就有一个褐矮星的供体。这个模型解释了观测到的白矮星的低轨道速度和GD 552的低光度。这也与系统没有爆发一致。
2008-06-30 astro-ph
Optical spectroscopy of (candidate) ultra-compact X-ray binaries: constraints on the composition of the donor stars
我们提出了几个（候选人）超紧凑X射线双星（UCXB）获得的ESO VLT和双子座北望远镜的光谱。在五个观察到的UCXB候选者中，只有一个在其光谱中发现了H的证据（4U 1556-60）。对于XB 1905+00，未检测到光学对应物。对于已知的UCXB 4U 1626-67和XB 1916-05，我们分别发现了与C/O和He/N吸积盘一致的光谱，后者是UCXB中富He施主的第一个光谱。有趣的是，4U 1626-67的C/O光谱与4U 0614+09的光学C/O光谱既有相似之处，也有明显的差异。我们获得了4U 0614+09和44分钟瞬态XTE J 0929 -314的相位分辨光谱。在这两个对象中，我们都无法检测到明确的轨道周期，突出了UCXB周期确定的困难。我们重新分析了XTE J 0929 -314的光谱，这些光谱是在2003年X射线爆发的峰值附近拍摄的，并没有证实文献中声称的检测到H α发射。峰值光谱确实在4640 A附近显示出强烈的C或N发射，这也在其他UCXB中检测到。我们讨论了我们的研究结果对我们理解UCXB的形成和银河系人口的UCXB的影响。目前，所有研究的系统都与拥有白矮星供体的情况一致，其中大多数都富含C/O。
2006-04-28 astro-ph
The effect of the electron donor H3+ on the pre-main and Main Sequence evolution of low mass zero metallicity stars
H3+已被证明（Lenzuni等人，1991，ApJS，76，759）是在低温和中高密度下零金属性气体中的主要正离子。因此，它既影响自由电子的数量，又影响气体的不透明度。最新的H3+配分函数（Neale and Tennyson，1995，ApJ，454，L169）在4000 K下比所有以前的配分函数大一个数量级，这意味着H3+是比以前认为的更重要的电子供体。在这里，我们提出了新的Rosseland平均不透明度为1000 < T（K）< 9000和-14 <log 10（密度[g/cc]）<-2的氢氦气体。在这些不透明度的计算中，我们利用了最新的碰撞诱导吸收数据以及最新的H3+配分函数和线不透明度数据。结果表明，这些更新和新的来源的不透明度引起的Rosseland平均不透明度的氢氦气体，这是在一般大于在早期的作品中计算。新的不透明度数据，然后使用模型的低质量0.15-0.8钼零金属丰度恒星的演化，从主序列崩溃到主序列关闭。为了研究H3+对低质量零金属丰度星演化的影响，我们重复了我们的计算，忽略了H3+作为电子和线不透明度的来源。我们发现H ~（3+）对质量小于或等于~ 0.5Mo的恒星的结构和演化有影响，用灰色大气进行计算，结果表明H ~（3+）对质量小于或等于0.5Mo的恒星演化的影响比以前认为的要大.
2003-09-17 astro-ph
On the possibility of a helium white dwarf donor in the presumed ultracompact binary 2S 0918-549
2S 0918-549是一颗低质量X射线双星（LMXB），具有低的光学与X射线通量比。它可能是一颗轨道周期短于60分钟的超紧凑联星。这样的联星无法携带富氢供体星。与其他（有时被证实的）超紧凑型LMXB一样，2S 0918-549被观测到有很高的氦氧丰度比（Juett et al. 2001），这被用来论证伴星是一颗CO或一颗白矮星。然而，I型X射线爆发已经从几个这样的系统中观察到，这意味着中子星表面存在氢或氦。本文讨论了2S 0918 - 549的伴星是一颗氦白矮星的问题。我们表明，这种爆发是自然解释吸积纯氦在推断的吸积率~0.01倍爱丁顿吸积率。在~0.1爱丁顿的更高吸积率下，需要氢来解释长时间的爆发。然而，在低速率下，长的持续时间是由于大量的氦在爆发前积累。我们表明，它是可能的，形成一个氦白矮星捐助者在超紧凑的二进制如果吸积开始在第一次上升的巨大的分支，当核心主要是由氦。此外，这种情况自然地解释了高的氘氧比，而不需要一个CO或一个白矮星的同伴。我们唯一无法解释的2S 0918-549的观测方面是在光谱中没有氦线。光学吸积盘光谱的模型计算需要进行，以获得限制的氦丰度。
2005-06-27 astro-ph
Soft X-Ray Transients in the Hertzsprung Gap
我们应用软X射线瞬变盘不稳定性模型，以确定系统参数沿演化序列的黑洞X射线二进制（BHXB）是一致的瞬态行为。特别是，我们专注于迄今为止被忽视的BHXB组与中等质量的巨型施主星。这些花了很大一部分的X射线活动阶段跨越赫兹弹簧间隙。详细给出了三个初始施主质量为2.5M太阳的黑洞吸积体B双星序列。我们制定的规则，总结这些序列的行为，并提供一个近似的描述情况B中质量BHXBs的传质。然而，总半径膨胀的时间尺度由初始供体质量给出，而表面外观由当前供体质量确定。有了这些规则，我们得到了一个一般的概述，所有中等质量的BHXB的瞬态和持久的行为，只考虑不同质量的单星序列。我们发现，虽然在穿越赫兹波间隙的过程中的系统一般持续明亮，爱丁顿或超爱丁顿传输率，有一个狭窄的不稳定带的瞬态行为是可能的。该带在2.0-3.5 M_sun的次级质量范围上延伸。GRO J1655-40可能就是这样一个系统。我们预测，有没有BHXB瞬态施主大于3.5 M_sun，没有中子星瞬态的赫兹斯普林间隙。
1998-01-28 astro-ph
Evolution of Low-Mass Helium Stars in Semidetached Binaries
本文系统地研究了含吸积体的半分离双星--白矮星中低质量（0.35、0.40和0.65太阳质量）氦施主的演化。在演化序列的初始模型中，中心氦丰度在$\simeq 0.1$和0.98之间。计算结果可用于研究AMCVn星的起源和演化状态。结果表明，系统的最小轨道周期与系统的总质量和施主在RLOF的演化态的关系很弱，约为9-11 min，在给定的轨道周期下，质量交换率在周期最小值到约40 min之间的范围内的分散度不超过$\sim 2.5$ .在轨道周期超过约20分钟。质量损失的恒星是弱简并均匀冷却的对象和丰富的He，C，N，O，Ne的物质中失去的依赖于在RLOF的程度，He-贫化。对于目前被认为是具有氦施主的AM CVn星最可能的模型候选者的系统，这些丰度大约为Y $>$ 0.4，X_C $<$ 0.3，X_O $<$ 0.25，X_N $<$ 0.005。在轨道周期大于约40分钟时，质量损失的时间尺度开始超过施主的热时间尺度，后者开始收缩，它们变得更加简并，显然，AM CVn恒星的“白矮星”和“氦星”人口合并。
2008-06-17 astro-ph
