Nearby Hipparcos Eclipsing Binaries for Color - Surface Brightness Calibration
本文列出了依巴谷食双星，它们满足以下条件：在依巴谷星表中被分类为EA型食双星，视差大于5 mas或大于平均误差的5倍。已知距离的食双星，在测光和双线分光轨道测定的基础上，可以用来标定食双星定距方法中至关重要的恒星表面亮度与颜色之间的关系。公布这份清单是为了提请使用小型望远镜的观测者注意这些明亮、可能有用但在大多数情况下观测效果不佳的天体。讨论了食双星测距法的优点。
1999-12-14 astro-ph
Photometry and Spectroscopy of Eclipsing Binaries in omega Centauri
分离的食双线分光双星是精确的距离指示器。它们可以用来直接测定到球状星团的距离，在这些球状星团中可以识别出这样的系统。总结了主要的光度测量的结果，旨在确定变星在ω Cen。迄今为止，在星团中已经发现了超过43个食双星，其中只有8个是真正的分离系统。距离和年龄的测定系统OGLEGC-17。视距离模数为（m-M）_{V}=14.09 \pm 0.04，年龄为τ =11.8 \pm 0.6 Gyr。
2001-11-05 astro-ph
The Determination of the `Diffusion Coefficients' and the Stellar Wind Velocities for X-Ray Binaries
中子星的分布由Fokker-Planck方程的定态解确定。在这项工作中，使用所观察到的四个系统的周期变化：船帆座X-1，GX 301-2，Her X-1和Cen X-3，我们确定D，'扩散系数'，参数从福克-普朗克方程。利用船帆座X-1和GX 301-2这两个由恒星风吸积的系统的D对速度的强依赖性，我们确定了恒星风的速度。对于湍流速度的不同假设，我们得到了$V=(660-1440) km s ^{-1}$。与其它方法测定的星风速度符合较好。我们还确定了X射线谱仪中“扩散过程”的特征时间尺度。它是200秒的数量级的风馈恒星和1000-10000秒的磁盘吸积系统。
1995-04-20 astro-ph
Detached eclipsing binaries as primary distance and age indicators
分离的食双线分光双星提供了直接测量恒星参数的机会：质量，光度，半径，以及距离。唯一重要的步骤是需要根据可测量的东西（如颜色或线比）确定每个组件的表面亮度。现代大气模型提供了一个相当好的校准关系，但经验验证是可能的，它需要达到最高的精度。当这种方法得到充分发展时，分离的食双星应该可以提供本星系群中所有星系的直接（单步）距离，精度约为1%。最近在几个球状星团的主序星转折点附近发现了许多分离的食双星（Kaluzny et al. 1996 a，b），随后将精确测定它们的距离、质量和光度。主序星转折点附近的质量-光度关系的经验将允许精确的年龄和氦的测定，并对恒星演化理论进行检验。
1996-08-14 astro-ph
Binary--single-star scattering VI. Automatic Determination of Interaction Cross Sections
双星和单星之间的散射相遇在决定星团的动力学演化中起着核心作用。此外，三体散射可以产生许多有趣的异常天体：合并可以产生蓝离散星;交换可以产生包含毫秒双星的双星，其环境与双星旋转时的环境完全不同;可以形成各种类型的X射线双星，它们的活动可以被关闭或触发作为三重相互作用的结果。到目前为止，所有发表的结果三体散射依赖于人类的指导，以确定正确的参数范围内的信封进行蒙特卡罗散射实验。本文介绍了首次全自动测定双星--单星散射的截面和反应速率。我们构建了一个反馈系统，在保证完整性的同时，确保了参数空间的接近最优覆盖，而不是依赖于对飞行员计算的人工检查。我们用一个特殊的例子来说明我们的方法，在这个例子中，我们描述了三个不同质量的主序星之间的三体相遇的结果。我们提供了总的截面，以及各种不同类型的两体合并，三体合并和交流，非共振和共振的分支比。在这个系列的配套文件，文件七，提供了一个完整的调查不等质量的三体散射硬二进制的点质量限制。
1996-04-02 astro-ph
Artificial Intelligence Approach to the Determination of Physical Properties of Eclipsing Binaries. I. The EBAI Project
在未来几十年中，要从大量天文数据中获得最大限度的科学成果，就需要新颖的、全自动的数据分析方法。人工智能方法在实现这一目标方面有很大的希望。在这里，我们将神经网络学习技术应用于食双星（EB）的特定领域，其中只有数百颗被严格分析，但其数量将在十年内达到数百万。经过良好分析的EB是天体物理信息的主要来源，其增长率目前受到人类与每个EB数据集相互作用的需要的限制，主要是在确定后续严格分析的起始解决方案方面。我们描述了人工神经网络（ANN）的方法，它是能够克服这个人类的瓶颈，并允许基于EB的天体物理信息，以跟上未来的数据速率。在对33，235个模型光变曲线的样本进行训练之后，ANN为每个输入光变曲线数据集输出一组近似模型参数（T2/T1，（R1+R2）/a，e sin（omega），e cos（omega）和sin i）。整个样本在单个2GHz CPU上仅需几秒钟即可完成处理。然后可以将获得的参数容易地传递到复杂的建模引擎。我们还描述了一种新的方法polyfit的预处理观测光变曲线输入人工神经网络的数据之前，目前的结果和分析测试方法的合成数据和实际数据，包括50个二进制的目录和图集的双星（CALEB）数据库和2580光变曲线OGLE调查数据。[删节]
2008-07-10 astro-ph
Synthetic Doppler maps of gaseous flows in semidetached binaries based on the results of 3D gas dynamical simulations
我们提出的合成多普勒地图的气体流动的半分离双星的三维气体动力学模拟的结果的基础上。使用气体动力学计算与多普勒层析成像技术一起允许识别多普勒地图上的流动的主要特征，而不解决不适定的逆问题。将合成的层析图像与观测结果进行比较，既可以改进气体动力学模型，又可以解释观测数据。
2000-11-22 astro-ph
Binaries as astrophysical laboratories: an overview
对双星的研究是值得进行的，不仅是为了更多地了解双星本身的性质，而且还因为双星是多用途的天体物理工具。本文回顾了这种有效的“工具”可以使用的一些方法，重点是基本参数的确定，理论模型的测试，以及最近的贡献，双星建立距离麦哲伦云，因此，宇宙学距离阶梯的第一个梯级。
2005-11-07 astro-ph
Populations of X-ray binaries and the dynamical history of their host galaxies
观测到的X射线源的光度分布表明，在附近星系中存在几个群体的X射线双星。每个种群都有其形成和进化历史，这取决于宿主环境。不同类型星系和不同星系成分的log N（$>$ S）- log S曲线的特征可以用一个生灭模型来再现，在这个模型中，双星的寿命与它们的X射线亮度成反比。相反，星系的动力学历史可以从它的X射线双星的光度分布中推断出来。
2001-09-13 astro-ph
Dynamical Formation of Close Binaries in Globular Clusters II: Cataclysmic Variables
我们回答了长期存在的问题，即生产机制是负责的激变变量（CV）在球状星团。争论的范围从主要是原始的存在到后来在近距离恒星相遇中动力学形成的重大贡献。我们的结论是，一个均匀的{ \it钱德拉}数据集的全面分析的基础上，大多数的CV球状星团有一个动力学的起源。
2006-05-02 astro-ph
Star Clusters with Primordial Binaries: III. Dynamical Interaction between Binaries and an Intermediate Mass Black Hole
我们提出了一个孤立的星团的动力学演化的第一个研究，结合了一个显着的人口的原始双星与存在的中央黑洞。我们使用等质量的直接N体模拟，N的范围从4096到16384，原始的二元比率为0-10%;黑洞的质量约为星系团总质量的百分之一。双星群体的演化受到黑洞存在的强烈影响，这使得星系团有一个大的核心，中心有一个密度尖点。从各种初始条件（Plummer和King模型）开始，我们首先遇到一个阶段，持续大约10个半质量弛豫时间，与没有黑洞的类似模拟相比，在这个阶段中，双星被破坏得更快。然而，随后，由于大的核心尺寸，二进制中断显着减慢。原始双星和黑洞之间的动力学相互作用，从而介绍了新的功能，到目前为止，调查的情况下，黑洞和双星的影响已被分别考虑。一个大的核心半质量半径比似乎是一个有希望的间接证据，在旧的球状星团中存在一个中等质量的黑洞。
2006-10-11 astro-ph
How do binaries affect the derived dynamical mass of a star cluster?
星团的动力学质量可以从维里定理中推导出来，使用测量的星团的半质量半径和视线速度色散。然而，如果不考虑双星轨道运动的贡献，这个动力学质量可能是对星团质量的一个显著高估。在这些会议记录中，我们描述了作为集群属性和二进制人口属性的函数的质量高估，并简要地触及选择效应的问题。我们发现，对于星系团的测量速度分散σ> 10公里/秒的双星的存在并不影响动力学质量显着。对于sigma < 1 km/s的集群（即，低密度星系团），双星对西格玛的贡献是显着的，并可能导致一个主要的动力学质量高估。二进制的存在可能会在log（L/Mdyn）与年龄图中引入Delta log（L/Mdyn）= 0.05-0.4的下移。
2008-01-25 astro-ph
B-field Determination from Magnetoacoustic Oscillations in kHz QPO Neutron Star Binaries: Theory and Observations
我们提出了一种基于观察到的kHz和粘性QPO频率以及康普顿化模型的最佳拟合光学深度和温度来确定中子星周围B场的方法。在过渡层QPO模型的框架下，我们分析了在中子星表面和开普勒盘内缘之间的层中磁声波的形成。我们推导出不同径向过渡层振荡状态下磁声波频率的公式。我们证明了我们的模型可以使用QPO作为一种新的探针来确定QPO发生区域中4U 1728-42、GX 340+0和Sco X-1的磁场强度。观测结果表明，粘性频率对开普勒频率的依赖性与磁声波频率对偶极子磁场的开普勒频率的推断依赖性密切相关。磁声波的依赖性是基于一个单一的参数，磁矩的恒星估计从磁场强度在过渡层。对于所有研究的源，最适合的磁矩参数约为（0.5-1）x 10^{25} G cm ^3。从观测数据来看，在距离中子星20 km以内的范围内，三个源的磁场都被强烈地约束为中子星表面上强度为10^{7-8} G的偶极场。
2001-08-28 astro-ph
Binaries and the dynamical mass of star clusters
一个遥远星团的总质量通常是根据维里定理，使用视线速度色散测量和半光半径，在隐含的假设下，所有的恒星都是单一的（虽然已知大多数恒星形成双星系统的一部分）。双星的组成部分表现出轨道运动，这增加了测量的速度色散，导致动力学质量高估。在这篇文章中，我们量化的影响，忽略了二进制人口的推导动力学质量的星团。我们发现，双星的存在对于总质量M < 10^5 Msun的星系团起着重要的作用;动力学质量可能会被显著高估（两倍或更多）。对于质量更大的星团，Mcl > 10^5 Msun，双星不会显著影响动力学质量的估计，前提是星团非常紧凑（半质量半径< 5 pc）。
2007-10-05 astro-ph
Probing black hole X-ray binaries with the Keck telescopes
凯克望远镜的大有效孔径的出现导致了以前所未有的精度确定暗物质的质量函数和质量比（R ~ 21 mag）X射线瞬变（GS 2000+25，GRO J0422+32，Nova Oph 1977，Nova Vel 1993），以及限制主序星伴星参数和产生黑洞周围吸积盘的图像。
2000-02-16 astro-ph
Efficiency of mass transfer in massive close binaries, Tests from double-lined eclipsing binaries in the SMC
密近双星演化中的一个主要不确定性是质量转移的效率β：被次级恒星吸积的转移质量的分数。我们试图限制质量转移效率的短周期大质量双星进行情况A的质量转移。我们提出了一个网格的约20,000详细的二进制演化轨道与初级质量3.5-35 Msun，轨道周期1-5天，金属丰度Z=0.004，假设保守和非保守的质量转移。我们进行了系统的比较，使用最小二乘拟合的计算模型与样本的50双线食双星的小麦哲伦云，基本恒星参数已被确定。目前，大约60%的系统正在进行缓慢的传质。在一般情况下，我们发现我们的模型和观察到的分离系统之间的协议。然而，对于许多半分离系统，观测到的温度比比我们的模型预测的更极端。对于我们能够匹配的17个半分离系统，我们发现最佳拟合传质效率存在很大的差异;没有单一的β值可以解释所有系统。我们发现一个暗示，最初更广泛的系统往往更适合不太保守的模型。我们需要更准确的温度测定，我们发现，氮和碳的表面丰度的测定可能会进一步限制传质效率。
2007-03-19 astro-ph
The redshift distribution of short gamma-ray bursts from dynamically formed neutron star binaries
短硬伽马射线暴（SHB）可能产生于引力波（GW）驱动的双中子星（DNS）系统的合并。DNS可能是“原始的”，也可能是在核心坍缩期间通过球状星团中的二元交换相互作用动态形成的。对于原始双星，形成和合并之间的时间延迟预计很短，τ ~0.1 Gyr，这意味着合并事件的红移分布应该遵循恒星形成的红移分布。我们在这里指出，对于动态形成的DNS，恒星形成和合并之间的时间延迟主要是由集群核心崩溃的时间，而不是由GW螺旋时间，产生的延迟可比的哈勃时间。我们得出的红移分布的合并事件的动态形成的DNS，并发现它显着不同，通常预期的原始二进制文件。观察到的红移分布的SHBs有利于动力学形成，虽然一个原始的起源不能排除由于可能的检测偏差。未来的红移观测的SHB可能允许确定它们是否占主导地位的原始或动态形成的DNS。
2006-04-24 astro-ph
Chaos and the Dynamical Evolution of Tidal Capture Binaries in Globular Clusters
球状星团的核心有许多低质量的X射线双星、激变变星和毫秒脉冲星双星，它们很可能是通过潮汐捕获过程形成的。潮汐捕获双星最初被认为是负责停止核心崩溃，并通过“双星加热”过程进行随后的再膨胀。标准模型，现在表明，这些双星不再是可行的直接能源。我们提出的研究结果表明，潮汐捕获双星可能确实是一个显着的直接能源的核心球状星团。我们发现，捕获后，这些二进制经历了一个短暂的，暴力的混乱阶段，轨道偏心率（因此潮汐能）遭受很大的变化在一个很短的时间尺度。接下来是一个长时间的静止阶段，其中潮汐能仍然很小，而轨道仅通过正常的耗散效应循环。这个静止阶段允许捕获的主序星在没有大潮汐的情况下演化，这对产生低质量X射线双星和激变变星很重要。
1994-03-23 astro-ph
Gemini/GMOS search of massive binaries in the ionizing cluster of 30 Dor
如果双星在大质量恒星中很常见，它将对星系团年龄、IMF和动力学质量等基本性质的推导产生重要影响。利用双子座多目标摄谱仪（GMOS）的多路复用设备，我们能够调查电离星团剑鱼座30内是否存在双星。从七个时代的观测活动在南双子座，我们发现一个二元候选人率约为50%，这是一致的内在100%的大质量恒星之间的二元率。我们发现，单历元的速度色散的测定值约为30公里/秒。在对双星轨道运动的整体速度色散进行修正后，星团的真实速度色散为8.3 km/s。这个值意味着维里质量约为4.5E5 Msun或使用单历元值计算的质量的8%。二元修正维里质量的估计与光度测定的质量一致，因此表明NGC 2070是未来球状星团的坚定候选者。
2008-11-28 astro-ph
Eclipsing binaries in the open cluster NGC 2243 - I. Photometry
我们获得了老疏散星团NGC 2243视场中12颗变星的BV测光时间序列。该样本包括3个新发现的分离/半分离双星。现在有四个独立的食双星可能是星团的成员。确定各组成部分的绝对参数将对低质量恒星的演化模型提供有价值的检验。本文给出了已知的分离双星NV CMa的精确星历和轨道周期分析。我们还提供了其他7个周期变量的星历。我们发现，3接触双星可能是集群的成员。
2006-09-14 astro-ph
Fundamental Parameters of Low Mass X-ray Binaries II: X-Ray Persistent Systems
X射线发光（持久）X射线双星的基本参数的确定一直受到吸积盘的大光度的经典阻碍。新的方法，辐射的施主星和爆发振荡的基础上，提供了机会，推导动力学信息和质量的限制，在许多持久性系统的第一次。这些技术在这里审查和最新的结果。
2005-06-24 astro-ph
Compact binaries in globular clusters
在致密恒星系统中，恒星之间频繁的动力学相互作用对致密双星的形成和演化起着至关重要的作用。我们研究这些过程中使用一种新的方法相结合的国家的最先进的二进制人口合成代码与一个简单的处理致密星团核心的动力学相互作用。在这里，我们集中在动力学和演化过程中导致形成的致密双星包含白矮星在密集的球状星团。我们证明，动力学可以增加2 - 100倍的生产率的有趣的二进制文件，如激变变量，"nonflickerers“（他白矮星与较重的黑暗同伴），合并白矮星二进制文件的总质量以上的Erasekhar限制，和白矮星二进制文件发射引力波在LISA波段。
2004-02-23 astro-ph
Population of dynamically formed triples in dense stellar systems
在稠密的恒星系统中，双星之间频繁的动力学相互作用导致了多系统的形成。在这篇文章中，我们讨论了动力学形成的层次稳定的三元组：形成率，主要特征的动态形成人口的三元组和人口的紧密的双星的三元组形成的影响。特别是，我们估计有多少人口的蓝色离散和紧凑的二进制文件可能会受到影响。
2005-09-18 astro-ph
Sco X-1 and Cyg X-1: Determination of Strength and Structure of Magnetic Field in the Nearest Environment of Accreting Compact Stars
我们通过各种测定磁场的方法，估算了X射线双星Sco X-1和Cyg X-1中致密星的磁场强度。对于Sco X-1，我们使用了三种独立的方法。其中之一是基于对吸积中子星电子散射X射线过程中偏振面法拉第旋转的正确解释。利用Long等（1979）提出的第一批X射线偏振测量数据进行了数值计算。Titarchuk等人（2001）提出的另一种确定磁场的原始方法是基于在X射线双星中观测到的准周期振荡（QPO）频率，这种振荡可以被认为是中子星附近边界层的磁声振荡。70年代获得的光学偏振测量数据也被用来估算天蝎座X-1中中子星的磁场和天鹅座X-1中黑洞周围最近的环境。
2002-07-30 astro-ph
X-Ray Binaries and the Dynamical States of Globular Clusters
我们总结和讨论最近的工作（Fregeau 2007）提出了三个结果的汇合，表明大多数银河系球状星团仍处于核心收缩的过程中，尚未达到由二元散射相互作用驱动的热平衡阶段：1）在每单位相遇频率的X射线双星中出现过多的三个星团在观测上被归类为“核心坍缩”，2）最近对带有原始双星的星系团演化的数值模拟表明，处于双星燃烧阶段的星系团的结构参数只与“核心坍缩”的星系团一致; 3）处于双星燃烧阶段的星系团在最后几个Gyr的动力学形成的X射线源应该是处于核心收缩阶段的星系团的5倍左右。
2008-01-07 astro-ph
Dynamical Tide in Solar-Type Binaries
晚型主序星双星的圆化通常归因于湍流对流，而早型双星的圆化则由g模的共振激发来解释。我们发现，后者的机制在太阳型恒星也是有效的，至少对流，尽管低效的阻尼g模式的辐射核心。最大周期，这一机制可以循环的太阳型恒星组成的双星在10 Gyr低至3天，如果模式是由辐射扩散阻尼和g-模式共振是固定的;或高达6天，如果一个允许的共振和非线性阻尼附近的内部转折点的演变。即使是更大的理论周期也比观察到的过渡期短两倍。
1998-01-28 astro-ph
Planetary Systems in Binaries. I. Dynamical Classification
许多最近的观测研究得出结论，行星系统通常存在于多星系统中。已知的太阳系外行星系统中至少有20%与一个或多个伴星有关。拥有行星系统的恒星双星的轨道通常宽于100天文单位，并且通常相对于行星轨道高度倾斜。然而，这种倾斜的双星轨道对行星耦合系统的长期扰动的影响在理论上却知之甚少。本文通过数值积分研究了双星系统的各种动力学类型，并提供了一个基于长期扰动理论的分析框架。行星的微分节进动是区分双星系统中两种不同动力学类型的关键属性：（1）动力学刚性系统，其中行星的轨道平面像嵌入刚性圆盘一样一致进动;（2）弱耦合系统，其中最初共面行星之间的相互倾斜角在长期时间尺度上增长到大值。在后一种情况下，来自外行星的四极摄动会导致额外的Kozai周期，并导致内行星的轨道偏心率以大幅度振荡。从恒星伴星通过行星向内传播的周期性角动量转移可以在较短的时间尺度上显着改变内行星的轨道特性。这种扰动传播机制可能提供了重要的限制，在已知的单行星系统的双星系统中存在额外的行星。
2008-05-02 astro-ph
The Role of Binaries in the Dynamical Evolution of the Core of a Globular Cluster
核心的大小是判断球状星团演化状态的主要指标之一。在过去的几年里，人们已经了解了很多关于核心半径在核心坍缩期间和之后的行为，在各种不同的条件下，与大量双星的存在或不存在有关。概述的基本物理原理，可用于估计核心半径。讨论了四种不同的情况，并给出了核心半径与半质量半径之比$r_c/r_h$的表达式。这些制度是：没有原始双星时的深坍缩;原始双星被烧毁后的稳定坍缩后演化;在相同条件下的混沌坍缩后演化;以及原始双星存在时的坍缩后演化。此外，修改所有这些情况下，表示更现实的情况下，银河系潮汐场的影响考虑在内。
1996-05-04 astro-ph
Hard X-ray lightcurves of High Mass X-ray binaries
利用CGRO上的爆发与瞬变源实验（BATSE）获得的9年连续观测数据，我们测量了8颗高质量X射线双星（HMXB）的轨道周期，并给出了它们的折叠光变曲线。考虑到数据集的长度，我们的确定是基于比以前的调查更多的双星轨道。因此，我们的源检测具有很高的统计意义，我们能够跟踪X射线输出的长期趋势。我们特别关注两个系统：A0538-668和EXO 2030 +375，这两个HMXB都表现出I型爆发。
2002-09-05 astro-ph
Neutron Stars and Black Holes in X-Ray Binaries
银河系吸积驱动的恒星X射线源可以按不同的方式分为不同的类型。根据施主星的质量，可以将几乎所有已知的X射线双星分为高质量X射线双星和低质量X射线双星。另一个区别（与前一个部分重叠）可以根据吸积物体的性质进行：强磁化中子星，弱磁场中子星或黑洞。在这篇评论中，我描述了这些不同类型的X射线双星的属性，并讨论了质量测定的基础上区分吸积中子星从黑洞。
1998-02-13 astro-ph
The gravitational wave signal from the Galactic disk population of binaries containing two compact objects
我们回顾银河系双星包含两个紧凑的对象，通过人口合成的性质。利用这些信息，我们计算了这些双星的引力波信号。当频率低于f ~< 2 mHz时，双白矮星构成低频引力波探测器LISA的不可分辨背景。超过这个极限，大约几千颗双白矮星和几十颗包含中子星的联星将被解析。在分辨出的双白矮星中，约有500颗的总质量超过了克拉塞卡极限。其中约95个具有可测量的频率变化，允许确定其啁啾质量。我们讨论了解决系统的性质。
2001-05-14 astro-ph
On the determination of oxygen abundances in chromospherically active stars
我们讨论了氧丰度来自[O I] 6300和O I三重态的恒星跨越广泛的色球活动水平，并表明，这两个指标产生越来越不一致的结果与较高的色球/日冕活动措施。虽然禁止和允许线给相当一致的结果，太阳型盘矮星，虚假的高O I三重态丰度观察到年轻的毕星团和昴星团恒星，以及在个别组成部分的RS CVn二进制文件（高达1.8德克斯）。基于[O I]的丰度始终保持在太阳附近的独特行为表明，这种现象主要是由于LTE的大偏离影响了目前无法解释的高活动水平的O I三重态，但也可能是由于未能充分模拟K型恒星的大气。这些结果表明，在解释活跃双星或年轻的疏散星团恒星的氧丰度时，应谨慎行事。
2004-05-05 astro-ph
Binaries and Globular Cluster Dynamics
总结了近年来关于含原始双星的球状星团动力学演化的理论研究结果。即使是非常小的初始二进制分数（例如，10%）可以发挥关键作用，支持集群对重力热塌缩许多弛豫时间。双星与单星或其他双星之间的非弹性碰撞为星团提供了非常重要的能量来源。这些动力学相互作用也导致了大量奇异系统的产生，如超紧X射线双星、回收的射电双星、双简并系统和蓝离散星。我们的工作是基于一个新的并行超级计算机代码实现Henon的蒙特卡罗方法模拟致密恒星系统的动态演化的福克-普朗克近似。这个新的代码使我们能够非常准确地计算一个包含实际数量的恒星（N ~ 10^5 - 10^6）的星团的演化，通常只需几个小时到几天的计算时间。在模拟中，离散的，逐星的星团表示使得自然地处理一些重要的过程成为可能，包括单星和双星的演化，单星和双星的所有动力学相互作用，以及与银河系的潮汐相互作用。
2001-03-01 astro-ph
The photospheric abundances of active binaries III. Abundance peculiarities at high activity level
本文报道了8颗单线活动双星大气参数和13种化学组分（包括锂）丰度的高分辨光谱测定结果。这些数据与我们以前的结果相结合，为其他6个RS CVn系统的光球丰度模式和恒星活动水平之间的可能关系进行了研究。分析的恒星通常被发现表现出特殊的丰度比相比，不活跃的，类似的金属盘星。我们认为，这种行为是不太可能的人工制品的错误，在确定的大气参数或非标准的混合过程沿红巨星分支，但诊断，而不是各种物理过程相关的活动的综合作用。最有希望的候选人是冷点组覆盖了恒星光球或NLTE效应所产生的非热激发的非常大的一部分。然而，我们不能排除我们对K型恒星的理解中更普遍的缺陷（例如大气模型的不足）也起着重要作用的可能性。最后，我们提请注意（V-R）和（V-I）颜色指数作为色球活跃恒星温度指标的不可靠性。
2004-06-15 astro-ph
The tightening of wide binaries in dSph galaxies through dynamical friction as a test of the Dark Matter hypothesis
我们估计嵌入在暗物质晕，由于对暗物质粒子的动力学摩擦宽双星的轨道衰变的时间尺度。我们推导出这种衰变的分析标度，并通过广泛使用N体模拟来校准和测试它们，这准确地证实了预测的时间演化。对于密度和速度色散参数推断的暗物质晕的本地dSph星系，我们表明，衰变时标变得短于年龄的dSph恒星人口组成的双星1 $M_{\odot}$星，初始分离大于0.1 pc。这样宽的双星非常显眼，在太阳附近已经被很好地测量过。暗物质假说的预测是，他们现在应该是缺席的恒星星族嵌入在低速色散，高密度暗物质晕，目前推断的本地dSph星系，已经演变成更紧密的双星。在不久的将来，相关的经验测定将在技术上变得可行，并可以提供证据来区分暗物质粒子晕或修改后的引力理论，以解释当地dSph星系中恒星的高色散速度。
2008-04-24 astro-ph
Observational tests of the GAIA expected harvest on eclipsing binaries
GAIA对食双星的观测将对恒星天体物理学产生巨大影响。将为$\sim 10^4$系统推导出精确的参数，包括绝对质量和尺寸，其数量级比以往任何时候都要高。利用对18个实际系统的类似GAIA模式的观测以及专门的地面活动来评估二元识别技术、轨道周期确定、所得出的基本参数的准确性以及整个还原和解释过程自动化的必要性。
2003-01-13 astro-ph
Fundamental Properties and Distances of LMC Eclipsing Binaries: III. EROS 1044
本文详细分析了大麦云星云中的第三个食双星系统EROS 1044（~B2 IV-V + ~B2 III-IV）。我们的研究结合了“经典”的EB研究的光和径向速度曲线与详细的建模所观察到的光谱能量分布，并产生一个基本完整的图片的恒星系统的属性和确定其距离。利用的观测数据包括光学光度测定法、天基紫外光谱法和紫外/光学分光光度法。我们的技术的优点包括许多一致性检查，在距离测定的情况下，没有零点的不确定性和可调参数。我们发现EROS 1044系统是由一对正常的、温和演化的~21000 K恒星组成的，其推导的性质与恒星演化计算结果是一致的。到系统的距离为47.5+/-1.8 kpc。我们讨论了我们的结果的影响，三个EB系统（HV 2274，HV 982，和EROS 1044）的一般距离的大麦云云。
2002-04-03 astro-ph
Halo Wide Binaries and Moving Clusters as probes of the Dynamical and Merger History of our Galaxy
宽对或脆对是探测银河系势的灵敏探针，它们被用来提供有关银河系潮汐场、GMC密度以及盘和晕中存在的暗物质扰动质量的信息。晕宽的双星和移动的星系团，因为它们很可能是过去合并或解散的星系团的残骸，可以提供我们银河系动力学和合并历史的信息。这些残留物应继续显示出类似的运动，随着时间的推移，其年龄的顺序。我们已经在Schuster et al.（2006）的低金属量恒星中寻找相空间分组，并确定了一些候选的移动星团。在几个移动的星团中，我们发现了一个宽的CPM双星，它已经在我们的高速贫金属星宽双星目录中被发现（Allen et al 2000 a）。对这些恒星的光谱跟踪研究将证实这些恒星群的物理真实性，并使我们能够区分它们的祖先是溶解的星系团还是吸积的河外系统
2006-11-26 astro-ph
The dynamical evolution of massive black hole binaries - I. Hardening in a fixed stellar background
通过限制性三体问题的散射实验，导出了恒星的抛射率、双星半长轴和偏心率的变化率。它们被用来研究星系核简单模型中双星的演化，从黑洞被束缚后不久开始，一直持续到演化被引力辐射的发射所主导，或者直到喷出的质量太大，星系不能被认为是固定的。偏心率增长被发现是不重要的，除非二进制形式与一个大的偏心率。散射的结果进行了比较与预测从Eschrasekhar的动力摩擦公式和以前的工作捕获和散射彗星的行星系统。他们认为，质量为$m_1\geq m_2$的双星不应该被认为是硬的，直到它的轨道速度超过背景速度色散的一个因子，即$(1+m_1/m_2)^{1/2}$。
1996-01-17 astro-ph
Dynamical Determination of the Innermost Stable Circular Orbit of Binary Neutron Stars
在完全广义相对论下，通过动力学模拟确定了中子星的最内层稳定圆轨道。不断发展的准平衡（QE）的二进制文件，开始在不同的分离，我们括号中的ISCO的位置区分稳定的圆形轨道不稳定的暴跌。我们研究伽玛=2多面体的共转和无旋等质量的二进制文件中的不同的压缩。对于共转双星，我们发现一个ISCO轨道角频率略小于通过应用转向点方法QE的初始数据确定。对于无旋双星，初始数据序列在到达转折点之前终止，但我们发现ISCO频率在终止点之前到达。我们的研究结果表明，ISCO频率随压缩，但并不强烈依赖于恒星的自旋。由于观测到的引力波信号经历了从近似周期性的"啁啾“到大约两倍于ISCO频率的爆发的转变，因此通过激光干涉仪（例如LIGO）测量其值对于确定底层恒星的某些物理性质将是重要的
2004-02-20 astro-ph gr-qc
The precession of eccentric discs in close binaries
我们认为在紧密的双星偏心盘的进动率，并比较理论预测与数值光盘模拟的结果和观察到的超级驼峰周期。一个简单的动力学模型的进动被发现是不够的。对于小于约1/4的质量比，线性动力学模型确实提供了盘进动速率的上限。理论表明，压力对岁差率有显著的反向影响（Lubow 1992）。我们发现，三个系统与准确已知的质量比的光盘进动速率显着慢于预测的动力学理论，我们属性的差异，压力。通过假设类似大小的压力发生在所有的超级驼峰系统，我们得到了一个改进的拟合超级驼峰观测。
1999-11-25 astro-ph
On the Formation and Dynamical Evolution of Planets in Binaries
在太阳系外的行星系统中，大约有30个位于围绕其中一颗恒星运行的双星系统中，最好是质量更大的主星。第二个伴星的动力学影响首先直接改变了形成中的原行星的轨道要素，其次改变了行星形成的盘的结构，这反过来又会改变行星的演化。我们提出了这些影响的详细分析，并提出了新的流体动力学模拟嵌入在拱盘的伴星的存在下，原行星的演化，并比较我们的结果系统$γ$ Cep。为了分析行星胚胎的早期形成，我们跟踪了嵌入星周盘中的一群星子的演化。最后，我们研究了环双星盘中行星的演化。
2007-05-23 astro-ph
The Secondary Star in Cataclysmic Variables and Low Mass X-ray Binaries
我们以Ritter & Kolb（1998）的新星表为出发点，重新审视了激变变星（CV）和低质量X射线双星（LMXB）中次级星的光谱类型、质量和半径的现有数据。我们发现，有55个可靠的光谱类型的测定和只有14个可靠的质量测定的CV二级恒星（10和5，分别在LMXB的情况下）。我们推导出新的谱型周期，质量半径，质量周期和半径周期的关系，并与理论预测进行比较。我们发现，作为一个群体，轨道周期短于7-8小时的CV二级星与分离双星中的主序星是无法区分的。我们发现，这是不有效的，但是，估计质量的光谱类型的二级恒星在CV或LMXB。我们发现LMXB二级星显示出一些演化的证据，二级星相对于它们的质量稍微太大。我们展示了如何在CV的二级恒星的质量和半径可以用来测试CV演化的破坏磁制动模型的有效性，但我们发现，目前可用的数据是不够准确或众多，允许这样的分析。除了考虑次级恒星质量外，我们还讨论了CV中白矮星的质量，发现在周期间隔以下的平均值为M_1 = 0.69+/-0.13 M_sun，在周期间隔以上的平均值为M_1 = 0.80+/-0.22 M_sun。
1998-08-20 astro-ph
The Role of Binaries in the Dynamical Evolution of Globular Clusters
有三个重要的发展，大大增加了我们对双星在球状星团动力学演化中所扮演角色的了解。从观测的角度来看，哈勃太空望远镜向我们展示了坍缩后星团核心中致密区域的详细照片。从计算方面来说，Grape-4专用硬件现在允许我们在逐星的基础上模拟小型球状星团，并且已经为我们提供了在此类系统中发生重力热振荡的第一个直接证据。从理论天体物理学的角度来看，将恒星动力学与恒星演化和流体动力学结合起来的综合模拟现在变得可行。鉴于这三个发展，我们可以预期，在可预见的未来，我们对球状星团演化的理解将以更高的速度继续下去。本文简要介绍了球状星团模拟的现状和未来五年的发展趋势。
1996-02-29 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
Numerical Simulations of the Onset and Stability of Dynamical Mass Transfer in Binaries
半分离，多变双星的流体动力学模拟的努力研究的动力学质量转移事件的发生和稳定性。初始，同步旋转的平衡模型构造使用自洽场技术，然后演变与欧拉流体动力学代码在一个完全自洽的方式。我们描述了代码的改进，在过去的几年中，使我们能够通过30多个轨道遵循动态传质事件。质量转移的演变提出了两种不同的初始配置：一个动态不稳定的初始质量比（施主/吸积）$q_0 = 1.3$，导致一个完整的合并在$\sim 10$轨道的二进制;和一个双退化的初始质量比$q_0 = 0.5$，经过一些初始的不稳定增长的质量转移，倾向于分离的质量转移速率的水平。
2005-12-06 astro-ph
X-Ray Binaries and the Current Dynamical States of Galactic Globular Clusters
30多年来，人们已经知道银河系球状星团（GC）相对于星盘的数量来说，每单位质量的明亮X射线源数量级过多。最近，人们对这种现象有了定量的了解，星系团中X射线源的数量（$N_X$）与星系团相遇频率（$Γ$）之间的相关性变得越来越明显。我们推导出一个改进的$Γ$，它结合了有限寿命的X射线源和集群的动力学演化。我们发现，我们能够解释的几个集群，谎言的$N_X$ - $Γ$相关性，并解决GC核心半径观测值和理论预测值之间的差异。我们的结果表明，大多数GC仍然处于核心收缩的过程中，尚未达到由二元散射相互作用驱动的热平衡阶段。
2007-12-03 astro-ph
Four-colour photometry of eclipsing binaries. XLI uvby light curves for AD Bootis, HW Canis Majoris, SW Canis Majoris, V636 Centauri, VZ Hydrae, and WZ Ophiuchi
背景：双星的精确质量、半径和丰度的测定为恒星演化提供了重要信息，这是现代天体物理学和宇宙学中心领域的基础。目标：在长期的哥本哈根双星计划中，我们的目标是获得高质量的光变曲线和标准测光，用于确定精确的绝对尺寸和丰度，并与最近的恒星演化模型的结果进行详细比较。方法：在1985年3月至2007年7月期间，我们在位于拉西拉的ESO的Str "omgren自动望远镜上对AD Boo、HW CMA、SW CMa、V636 Cen、VZ Hya和WZ Oph进行了测光观测。研究结果：我们获得了所有6个系统的完整uvby光变曲线、星历表和标准uvby β指数。对于V636 Cen和HW CMa，我们提出了第一个现代光变曲线，而对于AD Boo、SW CMa、VZ Hya和WZ Oph，它们都比早期数据更准确和更完整。由于高的轨道偏心率（e = 0.50），加上低的轨道倾角（i = 84.7），只有一个日食，接近近星点，发生在HW CMa。对于另外两个偏心系统，V636 Cen（e = 0.134）和SW CMa（e = 0.316），已检测到拱点运动，周期分别为5270 +/-335和14900 +/-3600年。
2008-06-20 astro-ph
Determination of the dynamical structure of galaxies using optical spectra
星系光谱是运动学信息的丰富来源，因为吸收线的形状反映了恒星沿视线的运动。我们提出了一种技术，直接建立一个星系的动力学模型拟合模型光谱，从动力学模型计算，观察到的星系光谱。使用合成光谱从一个已知的星系模型，我们证明，这种技术确实恢复了星系模型的基本动力学特性。此外，该方法允许对所得动态量进行统计上有意义的误差分析。
1998-08-20 astro-ph
Impact of Stellar Dynamics on the Frequency of Giant Planets in Close Binaries
在半长轴为$\la$ $50\au$的双星系统中，潮汐力可能会抑制类木行星的形成，在这种情况下，这种双星系统可能被称为"接近“。作为原地形成行星形成的另一种选择，当双星系统中的一个原始成员在与另一颗拥有行星的恒星的动力学相互作用中被替换时，双星系统可以获得一颗巨行星。星团结构和演化的简单标度关系，再加上关于双星-双星和双星-双星散射的分析参数，表明动力学过程可以在$<$ 1%的近距离双星中沉积木星行星。如果正在进行的和未来的系外行星调查测量到更大的比例，那么可能是巨行星确实以某种方式频繁地在这样的系统中形成。
2006-08-15 astro-ph
Luminosity functions of X-ray binaries and the dynamical history of their host galaxies
在邻近星系中观测到的X射线源的亮度分布（log（N（>S））-log（S）曲线）可以描述为单次幂律或破幂律。单一的幂律分布经常被发现的星系中的源与激烈的正在进行的恒星形成活动，而打破幂律被发现在椭圆星系和螺旋星系的凸起。光度突变可能是由包含中子星的X射线双星在爱丁顿极限吸积的种群或由X射线双星种群的老化引起的。我们证明了一个简单的生灭模型可以重现单一的和破碎的幂律log（N（>S））-log（S）曲线。我们发现幂律log（N（>S））-log（S）曲线是X射线双星平滑连续形成的结果，光度突变是最近一次星暴事件的标志。光度突变是稳健的，并且由相对于到星暴时期的回顾时间的X射线双星的寿命决定。该模型成功地解释了旋涡星系M81的盘源和核球源的不同形式的log（N（>S））-log（S）曲线。
2003-02-18 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
Numerical Methods for the Simulation of Dynamical Mass Transfer in Binaries
我们描述的计算工具，已经开发出半分离，多变的二进制最初执行同步旋转圆形轨道上的动态质量转移模拟。初始平衡模型产生的自洽场算法，然后演变模型的时间与一个并行的，明确的，欧拉流体动力学代码，没有假设系统的对称性。泊松方程的解决与理想流体力学方程，使我们能够处理的非线性潮汐变形的组件在一个完全自洽的方式。我们目前的结果，从几个标准的数值实验，已进行评估的一般可行性和有效性，我们的工具，并从基准模拟，通过五个完整的轨道（高达约90恒星动力学时间）的两个分离系统的演变。这些基准运行使我们能够衡量的定量准确性水平，半分离系统的模拟可以使用目前可用的计算资源进行。我们发现，我们应该能够解决质量转移水平$\dot{M} / M > few x 10^-5$每轨道通过大约20个轨道，每个轨道上的并行计算平台上的计算时间约为30小时。
2001-07-17 astro-ph
The Frequency Distribution of Semi-major Axis of Wide Binaries. Cosmogony and Dynamical Evolution
双星系统和复双星系统的半长轴频率分布f（a）、偏心率和质量比包含了有关恒星形成过程和动力学历史的宝贵化石信息。为了加深对这些问题的理解，我们对各种已出版的星表中宽双星（a>25 AU）的频率分布f（a）以及我们自己的星表（Poveda等人，1994; Allen等人，Poveda & Hernandez，2003）。在此基础上，我们确定了频率f（a）是系统年龄的函数，在100 AU < a < a[c]（t）范围内服从Oepik分布f（a）~ 1/a，其中a[c]（t）是临界半长轴，超过该轴，双星与大质量天体相遇而解离。我们认为，分布f（a）~ 1/a背后的物理是一个能量弛豫过程，类似于目前在星团（长期弛豫）或在球形星系（暴力弛豫）。三重系统中质量比的频率分布以及逃逸星的存在表明，这两种类型的弛豫在双星和多星形成过程中都很重要。
2007-05-14 astro-ph
