X-ray Spectroscopy of Candidate Ultracompact X-ray Binaries
我们提出了高分辨率的中子星/低质量X射线双星（LMXB）4U 1850-087和4U 0513-40的光谱作为我们继续研究已知的和候选的超紧双星的一部分。LMXB 4U 1850-087是四个系统中的一个，我们先前推断在视线方向的吸收中有一个不寻常的Ne/O比，最有可能来自双星的本地物质。然而，我们最近的钱德拉X射线天文台LETGS光谱的4U 1850-087发现了一个Ne/O比为0.22+/-0.05，比以前测量的小，与预期的星际值一致。我们建议，在Ne/O比的变化，由于源的变异性，如以前在这些来源中观察到的，可以解释之间的差异的低分辨率和高分辨率的光谱结果为4U 1850-087。我们对4U 0513-40的XMM-Newton RGS观测也表明，沿视线吸收的丰度比没有异常。我们还提出了光谱结果从第三个候选超紧凑的二进制，4U 1822-000，其光谱是很好的拟合吸收幂律+黑体模型与吸收符合预期的星际值。最后，我们提出了第四个候选超紧双星4U 1905+000的未检测性，其光源亮度的上限< 1 x 10^{32} erg s^{-1}。使用档案数据，我们表明，源已进入一个扩展的静止状态。
2005-03-30 astro-ph
Six new candidate ultracompact X-ray binaries
超紧凑X射线双星（UCXB）似乎能够维持吸积到紧凑的吸积器的速度低于更广泛的X射线双星。这可以通过UCXB中较小的吸积盘来理解：较低的X射线亮度足以使盘通过照射完全电离，从而将粘度保持在足够高的水平，以允许物质有效地传输到致密物体。我们使用这个区别因素对来自RXTE和BeppoSAX的数据进行识别，以确定六个新的候选UCXB，从而使人口增加四分之一。候选者是从持续吸积和I型X射线爆发的低质量X射线二进制的人口。这些X射线爆发确立了低质量X射线双星的性质，并提供了一个关于吸积率的处理方法。我们发现，低吸积率的支持下，长的爆发复发时间和硬X射线光谱的持续发射来自第二个积分目录的软伽玛射线源。我们讨论了一些新的UCXB候选者的特殊光变曲线。
2007-02-15 astro-ph
Galactic Populations of Ultracompact Binaries
最近RXTE和钱德拉发现的低质量X射线双星与超短轨道周期启动了理论工作的起源，这些奇特的系统。利用星轨粒子数合成程序分析了银河场中X射线超紧双星的形成和演化。预测了银河系中存在中子星或黑洞吸积体的UCB的相对数量。我们的研究结果表明，标准的进化方案涉及原始双星可以足以产生银河系领域的UCB，而不需要额外的过程与密集的恒星环境中的核心球状星团。与之前的研究相反，我们发现这些系统的大多数直接祖先由氢耗尽的供体和ONeMg白矮星组成。这些系统的演化导致吸积诱导白矮星坍缩为中子星，这在大多数银河系UCB的形成中起着重要作用。我们预测，随着X射线活跃的UCB托管中子星的数量增加一个数量级，一个系统与黑洞吸积可能会被发现。
2003-12-18 astro-ph
Ultracompact X-ray Binaries in Globular Clusters: Variability of the Optical Counterpart of X1832-330 in NGC 6652
越来越多的证据表明，球状星团核心的发光X射线源可能经常由超紧凑（P < 1 hr）双星组成，甚至可能是一个由超紧凑（P < 1 hr）双星主导的类别。除了已知的两个这样的系统，即NGC 6624和NGC 6712，我们现在又增加了另外两个这样的系统的证据。我们检测到大幅度的变化，在候选人的光学对应的X射线源的核心NGC6652。虽然现有的观测结果相对较短，但现有的哈勃太空望远镜数据表明，可见光通量的半振幅30%的强烈的43.6分钟周期调制。此外，虽然NGC 1851中的源的轨道周期尚未明确测量，但我们证明，以前的光学光度与X射线光度和吸积盘大小的相关性，最近的数据加强，强烈暗示该系统的周期也小于1小时。因此，目前有证据表明，7个具有约束周期的球状星团X射线源中有4个是超紧的，这一比例远远大于在该领域的X射线双星中发现的比例。
1999-12-14 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
VLT spectroscopy and non-LTE modeling of the C/O-dominated accretion disks in two ultracompact X-ray binaries
本文介绍了用ESO甚大望远镜拍摄的超紧低质量X射线双星4U 0614 +091和4U 1626 -67的新的中等分辨率高信噪比光谱。它们是纯发射线光谱，并且这些线被识别为由于C II-IV和O II-III线识别通过用详细的非LTE辐射传输计算对盘光谱进行建模的第一结果来证实。在观测到的光谱中缺少氢线和氦线。我们的模型证实了氢和氦在盘中的缺乏。氖线的缺乏表明氖的丰度小于约10%（按质量计），然而，由于模型原子中可能存在的缺陷，这一结果是不确定的。这些发现表明，供体星是C/O白矮星的侵蚀核心，没有过多的氖过剩。这将与早先从环双星物质的X射线观测中得出的Ne富集的结论相矛盾，后者被解释为白矮星核心的结晶和分馏。
2006-01-24 astro-ph
On Possible Oxygen/Neon White Dwarfs: H1504+65 and the White Dwarf Donors in Ultracompact X-ray Binaries
我们讨论了通过Ne过丰度的证据来探测O/Ne白矮星的可能性。已知最热的WD，H1504+65，可能是唯一一个我们可以直接证明其O/Ne性质的WD。除此之外，强Ne丰度仅在双星系统中被发现或怀疑，即来自少数新星和少数LMXB。通过对这些系统中吸积盘的丰度分析，我们试图验证后者可能是强烧蚀O/Ne WD施主的假设。在任何情况下，仅通过强Ne过丰度来推断O/Ne WD是有问题的，因为Ne富集也通过这种物质沉降到C/O WD的核心中而发生。
2004-10-28 astro-ph
Hot White Dwarf Donors in Ultracompact X-Ray Binaries
两个在43分钟轨道周期的双星中发现的吸积毫秒X射线双星，为探索施主的结构提供了新的途径。对于XTE J1751-305，只有一颗热的白矮星（WD）才能填满罗氏叶。冷的He WD是XTE J 0929 -314的一个可能的解决方案，尽管我会证明进化论更有可能使热WD。除了比T=0模型更大之外，这些有限熵、低质量（<0.03太阳质量）的WD在固定的核心温度下具有最小质量。如果它们在失去质量和膨胀时保持高温，它们可以“蒸发”，留下一颗孤立的毫秒射电脉冲星。如果储存在圆盘中的角动量没有返回给施主，它们也会在质量损失时以比洛希半径的增长更快的速度膨胀。如果失控传质的时间尺度小于外盘的粘性时间尺度，则Ruderman和Shaham的传质不稳定性将得以实现。然而，我对这些时间尺度的估计仍然使得绝热响应不太可能出现不稳定性。最后，我注意到有限的T WD对我们理解AM CVn二进制文件的可能影响。
2002-08-07 astro-ph
White Dwarf Donors in Ultracompact Binaries: The Stellar Structure of Finite Entropy Objects
本文讨论了任意简并和演化（He，C，O）组分的低质量（M<0.1 Msun）白矮星（WD）的质量-半径（M-R）关系.我们这样做，一个简单的分析模型和模型计算的流体静力平衡，使用现代状态方程完全电离等离子体有效的整合。M-R平面分为三个区域，其中库仑物理，简并电子或经典气体占主导地位的WD结构。对于给定的M和中心温度T_c，M-R关系有两个分支，这两个分支由模型的熵含量区分。本文给出了纯He、C和O的任意简并度的常熵WDs序列的M-R关系式。我们讨论了这些模型的应用，最近发现的吸积毫秒星系。给出了这些双星的轨道倾角与施主成分和T_c的关系。特别是，我们发现，从轨道倾角的限制，XTE J1807-294可以容纳一个氦供体的概率约为15%，而XTE J 0929 -304，它是约35%。我们认为，如果捐助者在ultracompact系统的演变，应该有60-160多个系统在40分钟的轨道周期比在10分钟的轨道周期，这取决于捐助者的组成。
2003-08-13 astro-ph
Ultracompact AM CVn Binaries from the Sloan Digital Sky Survey: Three Candidates Plus the First Confirmed Eclipsing System
AM CVn系统是一种罕见的（大约12个以前已知的）激变变星，可以说包含了任何已知双星中最短的轨道周期（大约10分钟）。这两个双星被认为是简并的（或部分简并的），可能是在引力辐射的驱动下，从一个富含氦的供体到一个白矮星的质量转移。虽然很罕见，但AM CVn系统作为可能的SN Ia祖先受到高度关注，并且因为它们被预测为即将进行的实验（如LISA）中的重力波的常见来源。我们已经确定了四个新的AM CVn候选人从斯隆数字巡天（SDSS）光谱数据库。所有四个都显示出AM CVn类的标志性光谱特征：每个都没有氢的特征，而是显示出以氦为主的光谱。所有四个都显示出双峰发射，表明氦占主导地位的吸积盘。有限的时间序列CCD测光后续数据已经获得了三个新的候选人从ARC 3.5米;最值得注意的是，一个28.3分钟的双星周期与尖锐，深食被发现在一个案例中，SDSS J 0926 +3624。这是第一次确认日食AM CVn，我们的数据允许初步估计这个超紧凑系统的二进制参数。这四个新的SDSS天体还提供了一个大幅度扩展目前的关键小样本的AM CVn系统。
2005-06-29 astro-ph
SPH Simulations of Direct Impact Accretion in the Ultracompact AM CVn Binaries
超紧双星系统V407 Vul（RX J1914.4+2456）和HM Cnc（RX J0806.3+1527）-AM CVn恒星的两个成员子类-继续引起人们的兴趣，因为它们无法明确分类。目前，三个拟议的模型仍然是可行的，但这三个模型都没有比剩下的两个模型更有说服力，如果模型中的参数得到调整，这三个模型都可以满足观测约束。Marsh & Steeghs（2002）提出的直接撞击模型是其中之一，在该模型中，吸积流以接近掠射角直接撞击快速旋转的主白矮星表面。这个模型的一个要求是，吸积流必须有足够高的密度，以便将其比动能输送到光球层以下，从而使下游的发射逐渐热化，这一限制要求吸积点的大小大约为1.2 × 10^5 km^2或更小。我们手头有一个为激变吸积盘模拟优化的平滑粒子流体动力学代码，我们可以相对简单地将其用于计算主白矮星标称半径处的吸积流足迹，从而测试直接撞击模型的约束。结果表明，撞击点的质量通量在轨道平面上可用一个标准差为σ_θ = 164 km，在垂直方向上可用一个标准差为σ_θ = 23 km的双变量高斯函数近似。86%的质量流进入的2σ椭圆的面积约为47，400 km^2，大约是马什和斯蒂格斯（2002）估计的面积的一半。我们讨论了一个简单的模型的亮度分布在撞击后的发射区域的必要参数。
2008-05-03 astro-ph
Discovery of a High-Latitude Accreting Millisecond Pulsar in an Ultracompact Binary
我们已经确定了第三个已知的吸积动力毫秒脉冲星，XTE J0929 - 314，与罗西X射线定时探测器。源是一个微弱的，高银河纬度的X射线瞬变（d>~5千秒差距），在2002年4月至6月爆发。185 Hz（5.4 ms）脉动的分数均方根幅度为3 - 7%，通常为宽正弦曲线，但偶尔出现双峰。硬X射线脉冲比软X射线脉冲早到达770微秒。这颗脉冲星以-（9.2 +/-0.4）* 10 ^-14 Hz/s的平均速率向下旋转;向下旋转的扭矩可能来自与吸积盘的磁耦合、磁流体动力学风或来自快速旋转的脉冲星的引力辐射。脉动被一个43.6分钟的超紧凑双星轨道调制，产生了任何双星中最小的测量质量函数（2.7 * 10 ^-7 M_sun）。双星参数表明，该双星有一个大约0.01 M太阳的白矮星施主和一个中等偏高的倾角.我们注意到，所有三个已知的吸积毫秒双星的X射线瞬态非常接近的双星具有极低的质量转移率。这是一个重要的物理线索，决定了在低质量X射线双星中是否检测到持续的毫秒脉动。
2002-08-01 astro-ph
ULTRACAM Photometry of the ultracompact binaries V407 Vul and HM Cnc
V407 Vul（RXJ1914.4+2456）和HM Cnc（RXJ0806.3+1527）是X射线发射星，其X射线光变曲线分别在569秒和321秒的周期上100%调制。这些周期被认为可能代表了近距离成对的白矮星的轨道周期。在本文中，我们提出的光学光变曲线与高速CCD相机ULTRACAM的4.2米WHT在2003年5月和2005年8月，并与VLT在2005年11月。HM Cnc的光学和X射线光变曲线被报道为反相，但我们发现实际上X射线峰值在光学光最大值之后的0.2个周期左右，如在V407 Vul中也看到的那样。的X射线/光学相移下的吸积模型的系统，如果大部分的光学调制来自加热面的质量捐助者，如果X射线发射点的位置提前的质量捐助者，因为预期给定的角动量的吸积材料的解释。一些光发射也可能来自附近的X射线斑点，我们进一步表明，这可以解释非正弦曲线的HM Cnc。这两颗恒星之间唯一的区别是V407 Vul被观测到具有G星的光谱。变星和恒星在天空中位置的变化可以用来测量它们的距离，并且对远低于视宁度极限的值很敏感。我们应用“脉动天体测量”来推断G星与变星的距离约为0.027“，因此对V407 Vul的变率没有影响。我们表明，光的旅行时间的变化可能会影响V407 Vul的周期变化，如果它与G星形成一个三重系统。
2006-11-03 astro-ph
Detection of Highly Ionized Metal Absorption Lines in the Ultracompact X-ray Dipper 4U 1916-05
我们提出了高分辨率的钱德拉X射线天文台持久（非浸）光谱的4U 1916-05，揭示了窄吸收线从氢氖，镁，硅，硫，除了以前确定的氢和氦类铁吸收线。这使得4U 1916-05成为经典X射线勺系统中第二个显示出铁以外元素的窄吸收线的系统。我们提出了两种可能的解释，一种是在这个50分钟轨道周期系统中，与预期的吸积盘的开普勒速度（> 1000 km s ^{-1}）相比，测得的线宽很小（>~ 500-2000 km s^{-1}），另一种是没有波长移动（>~ 250 km s^{-1}）。首先，离子化吸收剂可以是静止的。可替代地，线属性可以测量发射区域的相对尺寸。从这个假设，我们发现，发射区被限制为>~ 0.25倍的吸收体的径向范围。我们的结果还意味着，电离吸收跨越电离参数的范围。
2006-04-03 astro-ph
Supernovae in Helium Star--Compact Object Binaries: A Possible Gamma-ray Burst Mechanism
氦星-致密天体双星，特别是氦星-中子星双星，被广泛认为是观测到的双中子星系统的祖先。其中，第二颗中子星被认为是氦星超新星的致密残骸。在这里，这样的超新星的观测影响进行了讨论，特别是探讨作为一个候选人的伽马射线暴机制。在这种情况下，超新星会在一个短暂的时期内迅速吸积到致密物体上，通过磁转矩以窄光束的形式提取其旋转能量，强烈的电磁主导喷流。喷出物内平流的超新星光子的康普顿散射，以及由喷流驱动进入喷出物的冲击所产生的光子，将冷却喷流，并可以产生所观察到的即时发射特性，包括峰值-推断的各向同性能量关系，X射线闪光特性，子脉冲光变曲线，能量相关的时间滞后和子脉冲加宽，以及后期光谱软化。爆发的持续时间受到喷流的康普顿冷却速率的限制，最终产生一个光学厚度，适度相对论膨胀的火球，可以产生余辉发射。如果黑洞或中子星与致密的残骸结合在一起，后期的光变曲线变化可能会像SN 2003 dh那样被观测到。
2005-08-01 astro-ph
A model for the population of helium stars in the Galaxy I. Low-mass stars
通过人口合成，我们模拟银河系氦星系综。假设所有的氦星都是在双星中形成的。在这个假设下，单氦星是由密近双星的氦残余物（主要是由氦白矮星合并而成）和超新星爆炸中含氦成分的双星破裂而产生的。银河系中氦星的总出生率估计为0.043年$^{-1}$，它们的总数估计为$4 \times 10^6$。总样本的二值化率为76%。我们构造了一个低质量氦星的子样本，这些子样本受观测选择效应的限制：恒星星等（$M_{\rm He} \lesssim 2 \ms$），双星中各组成部分的恒星星等比（$V_{\rm He}\leq V_{\rm comp}$），发现双星所必需的视向速度半振幅下限（$K_{min}=30$ km/s）。这一"可观测“样本的参数与观测到的sdB星系综参数符合得令人满意。特别是在选择受限的样本中，二值化率为58%。分析了不同组分组合系统中氦星及其伴星的轨道周期与质量之间的关系。我们预计，绝大多数（$\sim 90$ %）的未观测到的成分在双sdB星是白矮星，主要是碳氧的。
2005-06-01 astro-ph
Stellar Collisions and Ultracompact X-ray Binary Formation
本文报道了亚巨星或稍微演化的红巨星与中子星（NS）抛物碰撞的SPH计算结果。这样的碰撞很可能形成今天在古老的球状星团中观测到的超紧凑X射线双星（UCXB）。特别是，我们计算碰撞的1.4 Msun NS与现实建模的母星的初始质量0.8和0.9 Msun，每个在三个不同的演化阶段（对应于三个不同的半径R）。初始轨道的最近接近距离从0.04 R（几乎是迎面）到1.3 R（掠射）不等。这些碰撞导致了紧密双星的形成，由NS和亚巨星或红巨星核心组成，嵌入在一个非常弥散的共同包层（CE）中，通常质量约为0.1至0.3 Msun。我们的计算遵循了数百个轨道的二进制，确保我们在计算结束时确定的轨道参数接近最终值。在我们考虑的情况下，一些最初在（次）巨星包层中的流体（从0.003到0.023 Msun）被束缚在NS上。由此产生的双星的偏心率范围从约0.2为我们最掠撞约0.9为近正面的情况下。在我们考虑的几乎所有情况下，引力辐射本身将导致足够快的轨道衰变，在哈勃时间内形成UCXB，并且通常在更短的时间尺度上。我们的流体动力学代码实现了最近的SPH运动方程与变分方法由Springel & Hernquist和Monaghan。数值噪声是通过强制执行一个解析约束方程，涉及光滑长度和密度的SPH粒子。我们提出了这些新方法的测试，以帮助证明其改进的准确性。
2005-11-23 astro-ph
Accretion of helium and metal-rich gas onto neutron stars and black holes at high luminosities
在含有He或C白矮星的超紧双星中，由沃尔夫-拉叶星风和X射线爆发提供的超亮X射线源具有吸积盘，其性质可能与纯H α-吸积盘的性质显著不同。因此，我们将电荷数Z和平均分子量mu_{e/I}的依赖关系纳入了沙库拉和Sunyaev（1973）的标度关系中，以确定圆盘的关键参数。此外，我们还考虑了Paczynsky和Wiita（1980）的伪牛顿势的情况。这些缩放关系可能变得有用，例如，当估计盘的外部部分的照明效率时。我们还解决的变化的边界（扩展）层的结构上的表面上的中子星，发生在H耗尽的吸积盘的情况下。
2006-03-15 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
The late stages of evolution of helium star-neutron star binaries and the formation of double neutron star systems
为了了解双中子星的形成，我们研究了质量为2.8 - 6.4 Msun的氦星与1.4 Msun中子星伴星的双星系统演化的晚期阶段。我们发现2.8 - 3.3Msun氦星和3.3 - 3.8Msun在很近的轨道（P_orb > 0.25d）的质量转移将由于对流氦包层的发展而以共包层（CE）和螺旋进入相结束。如果中子星有足够的时间在核心坍缩之前完成螺旋过程，系统将产生非常紧凑的DNSs（P_orb ~ 0.01d），合并时间尺度为100万年或更短，这些系统将对GWR的探测率和对GRB祖先的理解产生重要影响。另一方面，如果爆炸前的剩余时间短于轨道衰变时间尺度，系统将在CE阶段经历SN爆炸。质量为3.3 - 3.8 Msun的氦星在较宽的轨道上（P_orb > 0.25d）和质量大于3.8 Msun的氦星不经历CE演化。这些大质量氦星的残余物是周期在0.1 - 1 d范围内的DNS。这表明这个质量范围包括了轨道接近的星系DNS的祖先（B1913+16和B1534+12）。脉冲星的伴星诞生时，最小反冲速度为70 km/s和0 km/s（分别为B1913+16和B1534+12）。具有较宽轨道的DNS（J1518+4904，可能还有J1811-1736）是由避免RLOF的氦星-中子星双星产生的，其中氦星的质量大于2.5 Msun。对于这些系统，最小反冲速度为50 km/s和10 km/s（分别为…
2003-06-03 astro-ph
Arbitrarily Degenerate Helium White Dwarfs as Donors in AM CVn Binaries
我们应用Deloye & Bildsten（2003）的超紧低质量X射线双星施主的等熵模型来描述超紧相互作用双星的AM CVn种群。这些系统的施主在感兴趣的质量范围内（$M_2<0.1 \msun$）的质量-半径关系不是单值的，而是由施主的比熵参数化的。这在系统可观测量之间的关系中产生了一个范围，例如轨道周期$\Porb$和质量传递速率$\Mdot$。对于供体特异性熵的合理范围，$\Mdot$可以在固定的$\Porb$下在几个数量级上变化。我们确定的唯一关系$\Mdot$和$M_2$在AM CVn系统与已知的施主吸积体的质量比，$q=M_2/M_1$。我们使用结构参数，以及每个系统的光度学行为，对每个系统中的$\Mdot$和$M_2$进行限制。大多数系统允许$\Mdot$的变化系数约为3，但V803 Cen是个例外，如果其$q$的当前估计值是准确的，则必须具有$M_2 \approx 0.02 \msun$和$\Mdot \approx 10^{-10} \msun$ yr $^{-1}$。我们的供体模型还约束每个供体的核心温度、$T_c$、范围并将$T_c$与$M_2$相关联。我们研究如何在捐助者特定的熵在整个白矮星家庭\citep{nele01a}的AM CVn系统的变化影响这个人口目前的银河系分布。考虑到施主不是完全简并的，系统会向更长的$\Porb$和更高的$\Mdot$移…
2005-01-26 astro-ph
Cygnus X-3 and the problem of the missing Wolf-Rayet X-ray binaries
天鹅座X-3是一个强X射线源（L_X约为10^38 erg/s），它被认为是由一个致密的物体组成，吸积了来自氦星的物质。我们分析发现，天鹅座X-3的质量损失率和轨道周期导数的估计范围与两个模型一致：i）该系统是分离的，系统的质量损失来自大质量氦星的恒星风，其中只有一小部分允许观测到的X射线光度被吸积，或ii）系统是半分离的，并且罗奇瓣溢出的低质量或中等质量氦供体将质量传递到致密物体，随后从系统中喷射超过爱丁顿速率的过量氦供体。这些分析结果似乎与进化计算相一致。通过粒子数合成，我们发现目前银河系中可能存在一个~1 X射线双星和一个X射线双星，其中一个黑洞是从一个大于~ 7 MSun的Wolf-Rayet星吸积而来的，而一个中子星是从一个质量小于~ 1.5 MSun的Roche瓣溢出氦星吸积而来的。Cyg X-3可能就是其中之一。
2005-07-12 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
High-resolution X-ray spectroscopy of the ultracompact LMXB pulsar 4U 1626-67
我们报告了最近对超紧凑LMXB脉冲星4U 1626-67的四次观测结果。所有观测都获得了该系统的高分辨率X射线谱，其中两个来自钱德拉X射线天文台使用HETGS，两个来自XMM-牛顿天文台使用RGS以及EPIC PN和MOS。这些数据使我们能够详细研究突出的Ne和O发射线复合物，使4U 1626-67 LMXB之间的独特。这些观测间隔3年，总观测时间为238 ks，使我们能够监测线区域以及整体源通量，连续谱和时序特性。类氦Ne IX和O VII三重态的发射谱线结构和组分比支持它们形成于高密度吸积盘环境的假设。在这段时间内，我们没有发现线宽或比率的任何显著变化，尽管我们注意到线等效宽度减小。我们能够把限制的强度的Ne K，Fe L，O K光电吸收边，并发现，数据不需要过剩的Ne或O在系统中相对于预期的ISM值。我们发现，脉冲星仍然是自旋下降，并注意到，脉冲轮廓已显着改变，从1990年之前发现的扭矩反转，这表明这一事件可能与吸积柱的几何形状的变化。4U 1626-67的通量继续减少，与过去大约30年的观测趋势保持一致。考虑到目前关于磁盘稳定性的理论，我们预计4U 1626-67将在2-15年内进入静止期。
2006-11-27 astro-ph
Formation of Low-Mass X-ray Binaries. III. A New Formation Mechanism: Direct Supernova
我们提出了一种新的形成机制（直接超新星）的低质量X射线双星（LMXB），不涉及任何先前阶段的质量转移。通过超新星（SN）爆炸和轨道收缩的生存是通过在中子星诞生时赋予其适当大小和方向的反冲速度来实现的。我们提出了分析的人口合成计算LMXB形成通过直接SN和氦星SN机制，并比较结果。我们发现，直接SN通道的贡献不可忽略的一部分，总LMXB人口，强烈依赖于r.m.s.反冲速度的大小。更重要的是，直接SN机制提供了一种自然的方式来形成轨道周期超过100天的近圆形轨道的低质量双星，这是不可能通过氦星SN机制形成的。
1996-08-11 astro-ph
Primordial Black Hole Binaries as a Source of Gamma-Ray Bursts and of a High-Frequent Gravitational Radiation
研究了质量大于10^{16} g的超紧原始黑洞双星。如果PBHB对银河系的暗物质贡献很大，那么我们可以预期存在高频率的非热扩散引力辐射，其通量为~1 erg cm^{-2} s^{-1}。本文讨论了银河系晕中PBHB的聚并至少是观测到的部分伽马射线暴（GRB）的来源的可能性。这些伽玛射线暴的引力辐射的能量通量应该超过伽玛射线辐射的能量通量7-8个数量级。强调了通过探测与伽玛暴同时发生的引力辐射爆发来观测PBHB的可能性。PBHB也可以被观测到，探测到频率范围> 10^4 Hz的稳定引力辐射，并在银河系晕中的微透镜效应中观测到源亮度的高频脉动。
1999-11-05 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
Faint Thermonuclear Supernovae from AM Canum Venaticorum Binaries
在双白矮星AM Canum Venaticorum（AM CVn）双星中，氦吸积到碳/氧白矮星上，当轨道周期在3.5-25分钟范围内时，会经历不稳定的热核闪光。在最短的轨道周期（最高的吸积速率，Mdot > 10^-7 Msol/yr），闪光很弱，很可能导致氦当量的经典新星爆发。然而，随着轨道变宽和Mdot下降，不稳定点火所需的质量增加，导致越来越猛烈的闪光，直到氦壳质量约为0.02-0.1 Msol的最终闪光。这些最后闪光的高压使燃烧产生放射性元素48 Cr，52 Fe和56 Ni，这些元素为微弱（M_V在-15到-18的范围内）和快速上升（几天）的热核超新星提供动力。目前的星系AM CVn空间密度意味着每5，000 ~ 15，000年就有一次这样的爆发，爆发率为10^11 Msol（约为E/SO星系Ia型爆发率的2-6%）。这些“.Ia”超新星（亮度为Ia型超新星的十分之一，时间为十分之一）是夜间深度搜索（例如V=24）的理想目标，可能产生每年1，000的全天率。
2007-05-06 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
Subluminous O Stars - Origin and Evolutionary Links
热的次亮星可以大致分为B型和O型。与后者不同的是，许多sdB是在近距离双星中发现的，这表明双星演化起着至关重要的作用。最近的NLTE光谱分析显示，sdB星和sdO星之间的进化联系只对缺氦sdO星是合理的，即它们可能是sdB星的继承者。富氦sdO星的大气性质可以解释为后期热闪以及白矮星合并的情况下，虽然这两个模型不匹配的观测到的富氦sdO星的详细属性。白矮星合并的情况是有利的，因为它自然地解释了在富含氦的sdO恒星之间的近距离双星的稀缺性。一颗超高速sdO恒星运动得如此之快，以至于它不受银河系的束缚，它可能是被银河系中心的超大质量黑洞弹射出来的。
2008-04-09 astro-ph
On the Formation of Helium Double Degenerate Stars and Pre-Cataclysmic Variables
研究了低质量（M < 2.5 Msun）双星通过共同包层相的演化，其中一个成员是红巨星分支的第一次上升。对质量范围为1 - 2 Msun的红巨星进行了三维流体动力学模拟，其初始轨道周期约为15 - 1000天，具有简并氦核（0.28 - 0.45 Msun）和伴星（0.1 - 0.45 Msun）。结果表明，这些低质量的双星系统可以生存的共同信封相提供的氦简并核心是更大的质量超过约0.2 - 0.25 Msun和红巨星的质量小于约2 Msun。对于所观察到的短周期双简并系统，它被发现，涉及两个阶段的共同信封演变的进化方案是不太可能的，并涉及一个Algol的质量转移阶段，随后由一个共同的信封阶段的方案是可行的，这表明，第一次形成的白矮星往往是再加热的核燃烧在其表面上。本文还描述了在食短周期双星中观测到的两颗B型亚矮星的形成机制。
1999-12-12 astro-ph
Evolutionary status of late-type contact binaries
提出并讨论了一种新的接触双星演化方案。参数给出的W UMA型系统形成脱离双星失去角动量通过磁化风。这通常需要几个Gyr。这样的年龄足以让最初质量更大的成分耗尽核心中的氢，并填满洛希瓣。结果，质量传递发生质量比逆转。经过快速的质量交换后，目前的主星W UMA型双星靠近ZAMS，而第二个主星则发展出小的氦核，这使得它们相对于相同质量的ZAMS恒星来说尺寸过大。结果，两个部件在处于热平衡时都能满足接触系统的质量-半径关系。这就解决了“柯伊伯悖论”。进一步的质量转移在接触阶段进行的核时间尺度的次级。富氢物质在该阶段的第一部分被转移到初级。这使主节点与ZAMS保持接近。当次级星系的质量下降到低于最初燃烧氢的核心质量时，富氦物质被转移到初级星系，使其向TAMS移动。这一预测与观测到的接触双星在质量-半径图上的位置一致。双星的最终命运是两个组成部分的合并。
2006-08-02 astro-ph
Massive binaries in high-mass star-forming regions: A multi-epoch radial velocity survey of embedded O-stars
我们提出了第一个多时代的径向速度研究嵌入式年轻的大质量恒星使用近红外光谱与ISAAC安装在ESO甚大望远镜，目的是检测大质量的双星。我们的16个目标位于高质量恒星形成区域，其中许多与已知的超紧凑HI I区域相关，其年轻的年龄确保了集群的动态演化不会影响内在的双星率。我们确定了两颗恒星的速度约90公里/秒之间的差异，证明存在密切的大规模双星。16颗观测到的恒星中有2颗是双星系统，这表明至少有20%的年轻大质量恒星是在密集的多星系统中形成的，但也可能与大多数（如果不是所有）年轻大质量恒星都是双星系统相一致。此外，我们表明，径向速度色散的完整样本约为35公里/秒，显着大于我们估计的不确定性（25公里/秒）。这一发现与年轻的大质量星系团30 Dor的类似测量结果一致，该星系团可能具有高的内在双星率。此外，我们认为，来自年轻的大质量恒星的径向速度色散的维里星系团的质量可能本质上高估了由于双星的存在下的集群质量。
2006-10-03 astro-ph
The galactic evolution of neutron star mergers and their possible effect on the galactic chemical enrichment of r-process elements
一个人口数合成代码如下详细的人口演变的单星和密切的联星。我们用我们的程序模拟了中子星-中子星和黑洞-中子星双星的布居。然后，我们结合我们的人口数合成代码与银河系的化学演化模型，以遵循这些双致密星双星的形成和合并率的时间演化和由此产生的化学富集的r-过程元素，在整个银河系的寿命。由此可以得出结论，中子星/黑洞并合过程能够再现银河系r过程的富集。然而，我们发现，后者的结论严重依赖于物理的情况BB罗氏瓣溢出的二进制文件与中子星组件和氢缺乏的核心氦/氦壳燃烧的恒星质量之间的2.6钼和6钼。
2003-05-08 astro-ph
High-Mass X-ray Binaries and the Spiral Structure of the Host Galaxy
本文研究了高质量X射线双星在宿主星系中的螺旋结构。我们建立了简单的运动学模型。它表明，HMXB应该相对于在传统的恒星形成率指标中观察到的螺旋结构，如Halpha和FIR发射，因为它们的寿命有限。利用Chandra对M51的观测，我们研究了Halpha星系中观测到的X射线源相对于该星系旋臂的分布。根据K波段数据和背景源计数，我们分离了高质量和低质量X射线双星以及活动星系核的贡献。与模型预测一致，HMXB的分布比集中在正在进行的恒星形成区域的明亮HII区域更宽。然而，该结果的统计显著性较低，X射线源的总数量对螺旋臂的集中的显著性也较低。我们还预测了HMXB在银河系经度上的分布。分布取决于平均HMXB年龄，并可能与超紧凑HII区域等年轻物体的分布显著不同。
2007-10-18 astro-ph
Ultra-compact (X-ray) binaries
一个简短的审查超紧凑的二进制文件，重点是超紧凑的X射线二进制文件，其次是讨论我们的VLT运动，以获得（候选人）超紧凑X射线二进制文件的光谱最近的结果。我们发现了碳/氧和氦/氮圆盘的证据，没有氢的证据（痕量）。这表明，在观测系统中的施主是白矮星。然而，我们也发现两个C/O光盘，我们有很好的光谱，这突出了需要更好地了解光谱之间的巨大差异。
2006-05-30 astro-ph
Detached white dwarf main-sequence star binaries
我们考虑了分离的白矮星主序星（WDMS）双星的形成，通过七个演化通道，根据演化过程，导致形成的白矮星或其氦星的祖先细分：动态稳定的罗氏叶溢出（大陵型演化），动态不稳定的罗氏叶溢出（共包络演化），或恒星风（单星演化）。我们研究人口的敏感性，从系统中失去的质量的变化量在稳定的罗氏瓣溢出，共同的包络弹射效率，和初始质量比或初始二次质量分布。在初始质量比分布平坦的情况下，WDMS双星的局域空间密度约为10^{-3}/pc ^3。当初始质量比分布近似与初始质量比的倒数成正比时，这个数值减小到10^{-4}/pc ^3。超过75%的WDMS双星都来自于大系统，其中两个组成部分都像是单个恒星一样演化。其余的星群主要是由白矮星形成于共包络相的系统所控制。通过共包络相形成的WDMS双星的诞生率比通过稳定的罗氏瓣溢出相形成的WDMS双星的诞生率大10倍左右。氦白矮星系统的数量与碳/氧或氧/氖/镁白矮星系统的数量之比，是从观测到的WDMS双星的大样本中得出的，例如，未来的行星搜索任务，如SuperWASP、COROT和Kepler，可能进一步限制共包线喷射效率。
2004-03-03 astro-ph
Binaries at Low Metallicity: ranges for case A, B and C mass transfer
低金属丰度的单星演化引起了人们极大的兴趣，而金属丰度对双星演化的影响仍然相对未被探索。我们研究了金属丰度对经历不同情况下的质量传递的二元系统的数量的影响。我们发现，在低金属丰度的二进制文件更有可能开始转移质量后，中央氦燃烧，通常被称为情况C传质发病。换句话说，贫金属双星中的施主星更有可能在质量转移开始之前形成一个巨大的CO核心。在太阳金属丰度下，导致C演化的初始双星分离范围对于大质量恒星来说是非常小的，因为它们在氦点燃后不会膨胀太多，而且由于恒星风导致系统的质量损失导致轨道变宽，阻止主星填满其洛希叶。这种效应很可能对通过双星演化通道形成的各种天体的金属丰度依赖性产生重要影响，例如长伽玛暴、双中子星和双白矮星。
2007-10-04 astro-ph
AcDc - A new code for the NLTE spectral analysis of accretion discs: application to the helium CV AM CVn
我们提出了一个最近开发的详细的NLTE计算的激变变量和紧凑的X射线双星的吸积盘光谱的代码。假设一个标准的α-圆盘的径向结构，圆盘被分成同心环。对于每个盘环的辐射传输方程和结构方程的解决方案，包括流体静力学和辐射平衡，原子能级的人口以及电荷和粒子守恒，是自洽的。金属线覆盖和辐射的中心对象被考虑在内。作为第一个应用程序，我们显示了不同的光盘参数的影响，光盘光谱的氦激变变量AM CVn。
2004-08-19 astro-ph
Faint Galactic X-ray Binaries
我们提出了一个简短的概述的性质暗淡的银河系X射线双星。我们把重点放在当前的分类方案。暗源的一个重要参数是它们的内禀光度。在低质量X射线双星的情况下，它最近已经认识到，除了一个阶段的半径膨胀，I型X射线爆发的持续时间可以被用作在某些情况下的源亮度的引物。此外，我们表明，一个非常低的等效宽度的氢和氦的发射线在光谱单独是不是一个超紧凑系统的一个迹象。最后，我们列出并讨论了一些不寻常的来源，可能是X射线双星。
2008-06-24 astro-ph
The Thermal State of the Accreting White Dwarf in AM Canum Venaticorum Binaries
计算了超紧AM Canum Venaticorum（AM CVn）双星中吸积白矮星（WD）的加热和冷却过程，发现WD对双星的光学和紫外辐射有重要贡献.我们估计WD的有效温度，Teff，使用光学连续观测到的双星的数量，并表明，它与我们的理论计算吻合得很好。在引力辐射损失的驱动下，时间平均吸积率<Mdot>随Porb的增加而单调减小，约为6个数量级。如果短周期（Porb<10 min）系统以与通过直接撞击的引力辐射一致的速率吸积，我们预测它们的非脉冲光学/紫外光是Teff> 50，000 $ K吸积WD的光。在较长的Porb下，我们计算了吸积WD在低吸积状态下的Teff和绝对视星等M_V，发现WD自然地穿过脉动不稳定带。脉动的发现和研究可以允许测量吸积WD上积累的氦质量以及其旋转速率。吸积加热WD核心，但对于Porb>40分钟，WD的Teff被其冷却设置为直线下降<Mdot>。对于两个长周期的AM CVn双星，测量的视差，GP Com和CE 315，我们表明，光学宽带的颜色和强度是预期从一个纯氦大气WD。这证实了WD亮度在宽AM CVn双星中设置了最小光，允许在实地和球状星团中对其深度光学搜索的人口密度进行有意义的限制。
2005-11-18 astro-ph
On the rarity of double black hole binaries: consequences for gravitational-wave detection
双黑洞双星是LIGO或VIRGO等地面探测器最重要的引力辐射源之一。即使形成的效率低于双中子星双星，它们也可以主导预测的探测率，因为黑洞比中子星质量更大，因此可以在更远的距离上探测到。在这里，我们讨论了一个进化过程，可以非常显着地限制形成密切的双黑洞二进制：绝大多数的潜在的祖先经历一个共同的信封（CE）阶段，而捐助者，大规模的二进制组件之一，是通过赫兹波间隙的发展。我们对CE过程的最新理论理解表明，这可能会导致合并，抑制双黑洞的形成。排除CE演化物理学中的不确定性，我们使用人口合成计算，并发现相应的减少在银河系领域形成的双黑洞的合并率是如此之大（~500），他们的贡献inspiral的地面探测器的探测率可能会变得相对较小（1/10）相比，双中子星双星。类似的过程也降低了双中子星的合并率，降低了约5倍，消除了大多数以前预测的超紧凑NS-NS系统。我们预测的高级LIGO对双黑洞的探测率现在要低得多（~2/年），但对双中子星的探测率仍然很高（~20/年）。如果发现双黑洞在探测到的螺旋信号中占主导地位，这可能表明它们主要来自致密的星团（不包括在这里），或者我们对CE阶段的理论理解需要进行重大修改。
2007-01-24 astro-ph
Gamma Ray Burst progenitors - a case for helium star mergers
近年来，伽马射线暴（GRB）的研究主要集中在揭示爆发机制的本质和寻找GRB的起源。提出了几种类型的伽玛暴的祖细胞。最有希望的天体是双星、致密双星、氦星合并和最近讨论的超新星。本文考虑了四种可能的伽玛暴的双星祖先：双中子星（NS-NS）、黑洞中子星（BH-NS）、黑洞白矮星（BH-WD）合并和氦星合并（He-BH）。氦星合并是一个紧凑的物体进入一个有氦核的巨星的包层的共同包层演化的可能结果。使用人口合成，我们计算的双祖星的数量，并表明BH-WD和氦星合并占主导地位的建议的双祖星的人口。通过比较不同双星并合星系在其诞生星系周围的分布，以及它们的宿主星系中GRB余辉的局部化，发现只有氦并合可能是产生GRB余辉的原因，而NS-NS、BH-NS和BH-WD系统则不可能是GRB的祖先。假设所有的伽玛暴都来自氦星并合，并将氦星并合的数目与观测到的BATSE伽玛暴率进行比较，我们可以得出伽玛暴准直度的上限为4度。
2000-11-08 astro-ph
Formation of contact in massive close binaries
我们目前的演化计算74密近双星系统的初始初级质量范围12…25 M_sun，初始次级质量在6 - 24 M_sun之间。选择初始时间段，使得质量溢流在初级的堆芯氢燃烧阶段期间（情况A）或之后不久（情况B）开始。我们假设无接触系统的保守演化，即，这些系统没有质量或角动量损失，除非是由于恒星风。我们调查的边界无接触的演变和接触，作为初始系统参数的函数。我们还调查了对流的治疗效果，并发现它相关的接触和超新星秩序的情况下A系统，特别是考虑最高的质量。对于案例B系统，我们发现最初的接触时间大约在10天以上和以下。然而，在这种情况下（并且对于不太长的时间段），由于供体的对流包络的分数增加，接触仅在质量比已经反转之后发生。在所有情况下，我们发现接触质量比低于约0.65。我们得到了我们的系统的主要质量转移事件后，质量增益是主序星或超巨星O或早期B型星，质量损失是氦星的可观测性质。我们指出，保守演化的无接触系统的假设，可以通过寻找氦星伴星O星进行测试。
2001-02-14 astro-ph
Helium-Star Mass Loss and its Implications for Black-Hole Formation and Supernova Progenitors
最近，沃尔夫-拉叶星或大质量裸氦星的观测导出的星风质量损失率已经被大量向下修正。我们提出了氦星的演化计算，将这种修订的质量损失率，以及质量转移到一个紧密的紧凑的二进制伴侣。我们的模型达到最终的质量远远超过10兆太阳，与观测到的X射线双星中的黑洞的质量一致。这解决了先前假设的高质量损失率之间的差异发现最终质量的恒星，花了大部分的氦燃烧寿命的沃尔夫-拉叶星（约3 Msun）和最低观测到的黑洞质量（6 Msun）。我们的计算还表明，Ic型超新星有两种不同的祖先：一种具有非常大的初始质量（> 35 Msun），当它们爆炸并留下黑洞残留物时仍然很大，另一种具有中等初始质量（约12 - 20 Msun），经历二元相互作用，最终爆炸前质量很小，留下中子星残留物。
2002-03-19 astro-ph
SDSS J080449.49+161624.8: A peculiar AM CVn star from a colour-selected sample of candidates
我们描述了一个光谱调查，旨在发现一个估计的40 AM CVn恒星隐藏在光度数据库的斯隆数字巡天（SDSS）。我们已经构建了一个相对较小的样本约1500候选人的颜色选择的基础上，其中应包含大多数的所有AM CVn二进制文件，同时保持足够小，光谱鉴定的完整样本是可行的。我们提出了第一个新的AM CVn星发现使用这种策略，SDSS J080449.49+161624.8，超紧凑的二进制性质证明使用高时间分辨率光谱在麦哲伦望远镜在Las Campanas天文台，智利。在44.5+/-0.1min的周期上观察到一个运动学的“S波”特征，我们认为这是轨道周期，尽管目前的数据还不能排除它最近的日混叠。这颗新的AM CVn恒星显示出一种特殊的光谱，宽单峰氦发射线，具有异常强烈的电离氦系列，让人想起富含氢的激变变星中的（中间）极性。我们推测SDSS J 0804 +1616可能是第一颗磁性AM CVn星。吸积的物质似乎富含氮，N/O>~10，N/C>10，表明在施主星的早期演化中，有过氢燃烧，但没有氦燃烧。
2009-01-09 astro-ph
Formation and Evolution of Compact Stellar X-ray Sources
在这一章中，我们回顾了具有中子星和/或黑洞成分的致密双星（即LMXB，HMXB，双星双星）的形成和演化。在介绍之后，我们讨论了双星系统的恒星演化，以及具有辐射/对流氢或氦施主星的密近双星系统的质量转移阶段（RLO、CE、ang.mom.loss）的过程。我们还描述了引力波辐射对吸积、非对称SN和系统合并的影响。
2003-03-20 astro-ph
Optical spectra of the carbon-oxygen accretion discs in the ultra-compact X-ray binaries 4U 0614+09, 4U 1543-624 and 2S 0918-549
本文给出了三个低质量X射线双星在4600 - 8600 A范围内的光谱，根据它们的X射线谱，它们被认为是超致密X射线双星。我们的光谱显示没有氢或氦发射线的证据，在经典的X射线双星。4U~0614+09的光谱确实显示出我们识别为CII、CIII、OII和OIII的碳和氧线的发射线。虽然4U 1543-624和2S 0918-549的光谱具有较低的信噪比，因此更难以解释，但4U 0614+09的一些特征也存在于这些光谱中，尽管有时它们明显较弱。我们的结论是，光谱提供了进一步的证据，这些X射线双星的超紧凑的性质和它们的施主星是碳氧白矮星。
2003-12-01 astro-ph
Chemical evolution of high-mass stars in close binaries. I. The eclipsing binary V453 Cygni
天鹅座V453由两颗早期的B型恒星组成，其中一颗接近主序带的末期年龄，另一颗则是主序带寿命的一半。这两颗恒星的质量和半径的精确测量是可用的，这使得详细的丰度分析比孤立的恒星更有趣和更精确。我们已经重建的光谱的V453 Cyg的各个组成部分，从所观察到的复合光谱使用光谱解纠缠技术。从这些解纠缠光谱，我们已经得到了改进的有效温度测量27900 +/- 400 K和26200 +/- 500 K，分别为主星和副星，通过拟合非LTE理论的线轮廓的氢巴耳末线。有了这些高精度的有效温度和精确已知的恒星表面重力，我们已经获得了氦和金属元素的丰度。一个详细的丰度分析的主要恒星显示一个正常的（太阳）氦丰度，如果来自金属线的微湍流速度使用。元素丰度没有显示出在这颗高质量的末龄主序星的光球层中存在经过hoc处理的物质。通过对具有类似特征的恒星的模板光谱进行微分研究，得出了二级恒星的元素丰度。主成分和次成分都显示出在银河系OB星中观察到的元素丰度。
2008-12-19 astro-ph
