Long-term evolution of compact binaries with irradiation feedback
我们重新讨论了半分离致密双星系统中辐射驱动的传质循环。分析模型，描述了这些周期，发生在一个热的时间尺度上的供体星的发病，重新检查。我们考虑到的贡献的热弛豫是不相关的辐射的施主星，这是在以前的研究中被忽视。包含扩展巨施主的激变变星（CV）比以前认为的更稳定。靠近周期间隙上边缘的CV可以经历低角动量损失率的周期，正如最近的磁制动处方所建议的那样，而它们在高制动率下是稳定的。辐射的几何形状，考虑到附近的施主星的终结者的表面元素的模型表明，可能也低质量的X射线双星（LMXBs）可以进行质量转移周期。关于驱动循环所需的制动率，基本上相同的限制适用于短周期LMXB，因为它们适用于短周期CV。我们证实了含有巨星的LMXB可以经历周期。就辐照效率参数而言，α CV对α>= 0.1的辐照不稳定性敏感，而LMXB对α<= 0.1的辐照不稳定性敏感。的分析模型的预测进行检查的第一个长期的演化计算的系统进行传质周期与完整的1D恒星模型。对于未演化的主序（MS）和巨施主，分析模型提供了稳定区和不稳定区边界的合理值，而含有高度演化的MS施主的CV在高制动率下比预期的更稳定。
2004-03-12 astro-ph
Spectral state transitions in low-mass X-ray binaries - the effect of hard and soft irradiation
在中子星和黑洞X射线双星中，两种光谱状态之间的转换，硬和软，通过热对流主导流（ADAF）吸积和磁盘吸积之间的变化信号。在少数情况下，在新星爆发的上升过程中观察到硬/软转变，大多数情况下，只有在光度下降过程中观察到软/硬转变。令人惊讶的是，第二次跃迁时的亮度总是低3到5倍。这种滞后的模型在前面的文件：它表明，这种开关在吸积模式在不同的质量吸积率，因此不同的亮度是由不同数量的康普顿冷却或加热的吸积盘电晕，因为它是由硬或软辐射从中央光源，分别照射。我们现在给出关于这种辐射的硬度和辐射效率的依赖性的详细结果。我们进一步讨论了所观察到的滞后盘的倾斜和可能的翘曲的影响。
2005-06-20 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
On the Role of Irradiation and Evaporation in Strongly Irradiated Accretion Disks in the Black Hole X-ray Binaries: Toward an Understanding of FREDs and Secondary Maxima
我们研究了一个新的范例来解释在一些明亮的X射线新星的光变曲线中看到的指数衰减。这些系统在软X射线中表现出指数衰减，e折叠时间常数为~30 d。我们调查的情况下，物质蒸发成日冕是占主导地位的质量去除机制的吸积盘。我们利用的热蒸发的不稳定性发现的Szerov和Wehrse。首先，我们参数化本地质量损失率从磁盘（安装到垂直结构计算的光学薄结构使用光电离代码云），然后我们利用我们的数值时间依赖模型的衰变的缩放。通过调节蒸发的强度，可以产生衰变的~30 d e折叠时标和X射线nova光变曲线中出现的~1-3 d快速上升的次极大值。
2000-04-12 astro-ph
Mass Transfer Cycles in Close Binaries with Evolved Companions
我们给出了低质量X射线双星和激变变星的质量转移变化的全球分析，其演化是由次级恒星的核膨胀驱动的。我们表明，极限环所造成的辐射的次级吸积主要是可能的，在一个大类，这些二进制文件。在高态，伴星在热时间尺度上转移了其包层质量的很大一部分。在大多数情况下，这意味着超爱丁顿转移率，因此可能导致共同的包络演化和超短周期双星的形成。观测到的具有（次）巨次级粒子的系统，通过瞬变或以某种方式屏蔽次级粒子不受辐射而使自己稳定下来，以对抗这种可能性。
1997-01-28 astro-ph
Why Low-Mass Black-Hole Binaries Are Transient
我们考虑低质量X射线双星的瞬态行为。在短周期中子星系统（轨道周期小于~ 1d）中，除了在非常低的质量传递速率下，中心源对吸积盘的照射抑制了这种情况。然而，形成的限制意味着这些中子星系统的一个显着的分数有核演化的主序次，因此质量传递速率低到足以是瞬态的。但大多数短周期低质量黑洞系统将与未演化的主序星形成，并具有更高的质量转移速率。然而，它们基本上都是瞬变的，这一事实表明辐射较弱，这是黑洞基本性质--缺乏坚硬的恒星表面--的直接结果。
1997-05-06 astro-ph
Binaries with Compact Components: Theoretical and Observational Challenges
我们的X射线双星，这在很大程度上是由新的观测驱动的理论认识的最新进展报告，并说明理论和观测之间的相互作用，考虑作为例子的中等质量的X射线双星，辐射驱动的演化，超亮X射线源和中子星与低速踢。
2004-02-02 astro-ph
Nonadiabatic resonant dynamic tides and orbital evolution in close binaries
本文研究了密近双星中匀速旋转恒星组成部分产生的非绝热共振动力潮汐效应。伴星被认为是在固定的开普勒轨道上运动，离心力和科里奥利力的影响被忽略。本文用两次变量展开法导出了线性非绝热共振动力潮的半解析解。在最低阶近似的解决方案由共振激发的振荡模式，并显示相对于潮汐发电潜力的相移。建立了由相移引起的半长轴、轨道偏心率和恒星自转角速度长期变化的表达式。这些长期变化的数量级要比Zahn（1977）在小频率动力潮汐的极限情况下导出的数量级大得多。对于一个5太阳质量的ZAMS星，轨道偏心率e = 0.5，轨道周期在2至5天的范围内，许多共振的动态潮汐与二度低阶重力模式被认为是诱导长期变化的半长轴，轨道偏心率，和恒星的旋转角速度的时间尺度短于恒星的核寿命。
2002-11-11 astro-ph
Were most Low Mass X ray Binaries born in Globular Clusters?
我们总结了低质量X射线双星（LMXB）长期演化的现状，并仔细研究了LMXB和双星毫秒双星（MSP）的轨道周期分布，假设后者是LMXB演化的结果。周期间隙以下的系统缺陷（在灾变双星中发生在~ 2和3小时之间）表明LMXBs的长期演化与包含白矮星致密天体的对应物非常不同。几个超短周期的LMXB（其中一些也是X射线毫秒双星）的存在，在0.1和1天之间的周期的二进制MSP的重要部分，周期（26和32小时）的两个“相互作用”的球状星团中的MSP是周期分布中的其他部分。我们认为这些特点的可能的解释，并指出，Grindlay的旧的建议，所有（大多数）LMXB领域最初诞生于球状星团必须仔细重新考虑。
2006-12-21 astro-ph
The Effect of Encounters on the Eccentricity of Binaries in Clusters
我们推导出一个二进制的轨道偏心率的变化的解析表达式，在一个遥远的遭遇与第三颗星的双曲或抛物线轨道。为了建立这些表达式的准确性，我们提出了详细的比较与直接数值积分的运动方程的三个机构的结果。我们对待特别照顾困难的情况下，一个二进制与零初始偏心率。在这种情况下，我们表明，偏心率$δe$引起的遭遇下降一般作为一个幂律，$δe\propto (a/\rp)^{5/2}$，其中$a$是二进制半长轴和$\rp$是近星点距离的遭遇。这个幂律来自于双星的八极子长期扰动。与此相反，非长期四极子水平的扰动引起的偏心率的变化，呈指数下降与$\rp$。在足够小的$\rp$、足够高的相对速度或足够大的扰动下，这些非长期效应可以占主导地位。我们还推导出了偏心率变化的截面，并将我们的结果与以前基于数值散射实验的研究结果进行了比较。我们的研究结果对一些天体物理学问题，特别是包括球状星团中双星毫秒双星的演化有重要意义。
1996-05-22 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
Why Do Black--Hole X-ray Binaries Tend to Be Transient?
黑洞X射线双星是短暂的，可能是因为它们的盘受到同样的热粘性不稳定性，这是目前在矮新星双星系统。我讨论应用程序的矮新星不稳定性模型的瞬态，低质量，X射线二元系统。当考虑盘截断和X射线照射时，该模型能够再现X射线双星爆发的基本性质（Dubus等，2000）。
1999-11-09 astro-ph
X-ray irradiation in low mass binary systems
计算了密近双星系统中X射线辐照吸积盘的自洽模型。我们表明，一个点X射线源的吸积和位于盘平面不能修改盘的结构，主要是因为其外部区域的光盘的自屏蔽。由于观测表明，在低质量X射线双星的外盘区域的发射是由再处理的X射线通量，在这些系统中的吸积盘必须是翘曲或照射源以上的盘平面，或两者兼而有之。本文分析了辐照吸积盘的热粘性稳定性，导出了这类系统的稳定性判据。我们发现，与通常的假设相反，临界吸积率低于光盘是不稳定的，是相当不确定的，因为正确的公式描述照射是不为人所知的。
1998-09-03 astro-ph
ASAS Eclipsing Binaries with Observed High Period Change Rates
我们提出了31个明亮的食接触和半分离的双星，显示出高的周期变化率在5年的时间间隔观测的全天自动巡天（ASAS）。这些变化的时间尺度从50到400 kyr不等。10颗双星的轨道周期在增加，21颗在减少，甚至在接触双星中看到更大的超额，其数量分别为5和17。周期变化以前已经注意到只有两个这些双星，我们的观察证实了长期的周期漂移SV岑和周期振荡VY Cet。光谱四极系统V1084 Sco显示周期变化和亮度调制。所有研究的二进制文件都是从1711（1135接触和576半分离），满足所有标准的数据质量的样本中选择的。我们还介绍了一个“分支”测试，以检查是否光度变化的一部分，二进制的光球导致了一个虚假的或不佳的特征周期变化检测。
2007-03-27 astro-ph
Doin' the twist: Secular changes in the surface differential rotation on AB Doradus
我们目前的测量旋转速度的单个恒星黑子的快速旋转的年轻K 0矮AB剑鱼座，在1988年12月和1996年12月之间的6个时期。在1988年12月至1992年1月期间，该恒星的赤道自转周期从0.5137天减少到0.5129天。然后，它稳步上升，到1996年12月达到0.5133天。自转速率的纬度依赖性反映了赤道自转速率的变化。赤道自转周期与极自转周期的差拍周期从140天下降到70天，然后逐渐增大。最严格的旋转，在1988年12月，发生在恒星黑子覆盖范围最大的时候。与时间相关的微分旋转部分的Delta Omega / Omega约为0.004，这将改变恒星的扁率，足以解释通过Applegate（1992）的机制在几个近距离双星中观察到的周期变化。
2001-11-13 astro-ph
On the spin-up of neutron stars to millisecond pulsars in long-period binaries
研究了长周期双星（周期大于200 d）中中子星的吸积效率。利用α-盘模型，考虑到中心吸积光源对吸积盘的照射效应，我们导出了占空比和吸积效率的显式表达式，并给出了它们与双星系统参数和盘不稳定极限环的关系。我们表明，没有毫秒双星在宽的双星与圆形轨道和周期长于约200天，可以理解为光盘不稳定的后果，如果两个随后的爆发之间的静止阶段的持续时间是至少几十年。
2000-11-22 astro-ph
Eclipsing binaries in the MACHO database: New periods and classifications for 3031 systems in the Large Magellanic Cloud
双星系统提供了一个独特的机会，以确定基本的物理参数的恒星使用的几何约束系统。在这里，我们提出了一个重新分析的公共可用的双色观测约6800颗恒星的大麦云，获得了1992年和2000年之间的项目，并归类为食变星。其中，不到一半是真正的食双星。我们使用相位光变曲线的傅立叶参数确定了新的周期，并对总共3031颗恒星进行了分类。周期分布明显是双峰式的，反映了更大质量的蓝色主序星和低质量的红巨星的分离。后者类似于接触双星，并服从周期光度关系。利用进化模型，我们确定了前景恒星。所提出的数据库已被清除的文物和错误分类的变量，从而允许搜索拱点运动，第三组件，脉动星的双星系统和长期变化的时间尺度为几年。
2007-03-07 astro-ph
The influence of dynamic tides on the apsidal-motion rate in close binaries with an evolved main-sequence star
本文研究了密近双星长期拱线运动速率经典公式对一系列太阳质量为5的恒星模型的有效性，这些模型的范围从C12 -> N14反应的最后阶段到核心氢耗尽的阶段。对于短轨道周期的双星，由于恒星流体的可压缩性的影响，以及由于动力潮汐与组成恒星的自由振荡模式的共振，经典公式预测的近点运动速率偏离了动力潮汐理论框架内确定的速率（Smeyers & Willems 2001）。随着恒星在主序星上的演化，恒星流体的可压缩性所引起的偏差随着恒星半径的增大而增大。由共振引起的附加偏差在堆芯氢燃烧阶段结束时最大。这两种偏差都随着轨道偏心率值的增加而增加。
2001-11-29 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
Gamma-ray bursts from X-ray binaries
一颗弱磁化（$\sim 10^7$ G）中子星，在X射线双星中通过吸积而缓慢旋转，在P=1- 2毫秒处穿过r模不稳定性边界。振荡的振幅，最初只在自旋时间尺度上增加，是长期不稳定的，由于在中子星物质的粘度的负温度依赖性，并在几百年后发散。引力波造成的角动量损失导致了强烈的差动旋转，在这种旋转中，磁场在几个月的时间尺度上被缠绕到$10^{17}$ G。当这个场变得不稳定到浮力不稳定时，在秒的时间尺度上产生几个$10^{16}$ G的表面场强度，然后以$\sim 1-8\times 10^{51}$的能量和1- 100秒的持续时间为GRB提供动力。
1998-11-06 astro-ph
The 1996 outburst of GRO J1655-40: disc irradiation and enhanced mass transfer
我们发现，1996年爆发的X射线双星瞬态系统GRO J1655-40可以解释为标准的矮新星型盘的不稳定性，其次是一个插曲的增强质量转移从次要的，如果在GRO J1655-40的质量转移率是在一个因素< 10的稳定性限制。我们认为，辐射的二次爆发驱动的外盘的热不稳定性的发病过程中可以增加稳定吸积所需的最小值以上的质量传递速率。然后，这将产生在该系统中看到的接近恒定的X射线发射周期。这种情况也可以解释观测到的光学和X射线通量之间的反相关。一般认为，低质量X射线双星的光辐射是由X射线照射外盘产生的。也有强有力的间接证据表明，为了让外圆盘看到辐射通量，它必须弯曲。根据翘曲传播机制，来自次级或粘性衰变的质量爆发可能会降低翘曲程度，从而导致观察到的光通量减少，而X射线通量保持不变甚至增加，正如GRO J1655-40中所观察到的那样。最后，圆盘翘曲的减少以及由此产生的辐射将导致圆盘再次变得不稳定，从而终止爆发。
2000-01-12 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
Formation of Low-Mass X-Ray Binaries. II. Common Envelope Evolution of Primordial Binaries with Extreme Mass Ratios
我们研究了低质量X射线双星（LMXB）的形成，通过氦星超新星的二元系统，每个都出现了一个共同的信封阶段。LMXB的前身星必须满足大量的演化和结构约束，这是在对称超新星爆炸的假设下强加的，禁止形成短周期LMXB通过任何通道以亚爱丁顿速率传递质量，其中中子星的中间前身星不完全简并。因此，除非是吸积引起的坍缩，否则这类系统的存在就需要出生时的反冲作用赋予中子星。我们使用的分析方法来合成分布的新生LMXB供体群众和轨道周期，并评估其出生率和系统速度分散。在观测的不完整性和选择效应的限制，以及我们忽视长期的LMXB状态的演变，我们比较我们的结果与观测。然而，我们的主要目标是评估基本模型参数如何影响这些结果。我们的结论是，新生LMXB的特点主要是由年龄和稳定性的限制和磁制动的效率，并在很大程度上是独立的原始二进制人口和LMXB祖先的进化历史（除了极端值的平均踢幅度或共同的包络弹射效率）。LMXB总出生率的理论估计是不可信的，因为它们强烈依赖于观测上不确定的长周期轨道中具有极端质量比的原始双星的频率。
1997-08-25 astro-ph
Stability of helium accretion discs in ultracompact binaries
超致密X射线双星（UCXB）中吸积中子星的伴星是缺氢的。它们的氦或C/O吸积盘受到强烈的X射线照射。化学成分和辐照都决定了盘在热和粘性扰动下的稳定性。在较短的周期，UCXB是持久的，而较长周期的系统大多是瞬态的。为了理解这种行为，必须推导出X射线辐照贫氢吸积盘的稳定性准则。我们使用修改和更新版本的Dubus等。代码描述时间依赖的照射吸积盘周围紧凑的对象。我们得到了相关的稳定性标准，并将结果与观察到的UCXB性质进行了比较。虽然UCXB的稳定性行为的一般趋势与盘不稳定性模型的预测一致，但在少数情况下，理论预测与系统观测特性的不一致性很弱，足以归因于观测和/或理论的不确定性。两个系统可能需要在施主星中存在一定量的氢。
2008-05-23 astro-ph
Transient X-ray Binaries in Elliptical Galaxies
钱德拉对椭圆星系的观测揭示了大量低质量X射线双星（LMXB）以每年10^-9太阳质量以上的速度吸积。一种从老的恒星星族产生这种转移速率的情况是核驱动的质量从充满罗氏瓣的红巨星转移到中子星或黑洞上。然而，在我们的银河系中，由于吸积盘中的热不稳定性，这些系统中的大多数作为瞬态偶尔地吸积。使用磁盘不稳定性（包括辐射）的共同标准，我们发现，这种模式的质量转移导致瞬态吸积至少75%的二进制的生活。钱德拉对椭圆星系的反复观测应该会揭示这一人口。重现时间可能超过1000年（取决于质量转移开始时的轨道周期），爆发可能持续1-100年。质量转移双星也可以通过在稠密恒星环境中的相互作用在老的星群中形成，例如球状星团。它们的轨道周期较短，更可能是稳定的吸积体，这使得它们显然是椭圆星系LMXB人口的很大一部分。
2002-04-29 astro-ph
Binary central stars of PN discovered through photometric variability. I. What we know and what we would like to find out
如果一个伴星与渐近巨星分支顶端的一个主星相互作用，那么轴对称行星状星云的形成就比较容易。为了确定双星对行星状星云形成和成形的影响，我们需要确定行星状星云双星的中心恒星比例和周期分布。根据对约100颗中心恒星的光度变化的测量，短周期双星的比例为10-15%，这些光度变化表明了辐射效应、椭球变化或食。这种调查技术被认为是对长周期的双星有偏见，这一事实被用来解释为什么这次调查发现的所有双星的周期都小于3天。在本文中，我们评估的知识，因为辐射效应发现的双星中心的状态。我们确定，对于平均参数，这种技术应该偏向于超过1-2周的周期，因此令人惊讶的是，没有发现周期超过3天的二进制文件。更令人困惑的是，12个受辐射的双星中有9个的周期小于一天，这一事实与后共同包络预测完全不一致。我们认为，无论是所有常见的信封模型往往高估后共同信封期间或这种二元调查可能遭受额外的，未量化的偏见。如果后一种假设是正确的，那么目前已知的短周期双星分数就受到了严重的质疑。我们还介绍了一个新的调查二进制相关的变异性，这将使我们能够更好地量化偏差，并确定一个独立的值为短周期的二进制分数。
2008-04-15 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
The Thermal Evolution of the Donors in AM CVn Binaries
我们计算了AM-CVn系统中施主的完整恒星结构演化，该系统是通过WD通道耦合到双星演化而形成的。与先前建模中所作的假设相反，这些供体在大部分AM CVn相上不是完全对流的，并且在质量损失下不会无限期地演变成对流。相反，我们确定了三个不同的阶段的演变：一个传质开启阶段（在此期间的轨道周期继续减少，甚至在接触后，捐助者的合同，和传质速率加速到其最大值），一个阶段，其中的捐助者膨胀膨胀响应质量损失，和冷却阶段开始在轨道周期约45- 55分钟，在此期间的捐助者合同。在第一和第三阶段，这两个都是本研究的新成果，确定的行为的物理，进行了详细的讨论。我们发现开启阶段的总持续时间在$\sim 10^4$ - $10^6$年之间，明显长于先前的估计。我们预测了施主的亮度和有效温度。在绝热膨胀阶段（忽略辐照效应），光度约为$10^{-6}$-$10^{-4} L_\odot$，有效温度约为1000- 1800 K。然而，在吸积流中产生的通量在任何时候都主导施主的本征光。辐射对施主的影响将绝热膨胀阶段延长到更长的轨道周期，并改变施主的观测特性。在绝热阶段期间的辐照施主可以获得高达$\approx10^{-2} L_\odot$的表面光度。我们认为，打开和冷却阶段都将留下显着的印记上的AM CVn人口的轨道周期分布。
2007-08-01 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
Evolution of black-hole intermediate-mass X-ray binaries: the influence of a circumbinary disc
Justham，Rappaport & Podsiadlowski（2006）最近提出，具有短轨道周期的黑洞低质量X射线双星（BHLMXB）可能是从黑洞中等质量X射线双星（BHIMXB）演化而来。在他们的模型中，BHIMXB中的次级粒子被假定为具有非常高的磁场，因此磁制动会导致角动量的大量损失。在本文中，我们提出了一种替代机制的轨道角动量损失BHIMXB。我们假设一小部分从施主星转移的质量$δ$形成一个环绕双星系统的环双星盘。圆盘所施加的潮汐力矩可以有效地从双星中排出轨道角动量。我们数值计算了BHIMXB的演化序列，考察了环双星盘对双星演化的影响。结果表明，当环双星处于$δ\la 0.01-0.1$（取决于初始轨道周期）时，环双星盘会导致长期轨道收缩，从而形成致密的BHLMXB，否则轨道在演化过程中总是膨胀的.这种情况也表明可能存在发光的持久BHLMXB，但它遇到了与Justham，Rappaport & Podsiadlowski（2006）相同的问题，即预测的施主星的有效温度明显高于BHLMXB中观测到的施主星。
2006-09-05 astro-ph
X-ray irradiation in XTE J1817-330 and the inner radius of the truncated disc in the hard state
黑洞双星中低/硬X射线谱态的截断圆盘模型非常成功，其关键是几何薄圆盘在过渡到这种状态时从最后的稳定轨道后退。这最近受到了挑战的直接观察的低/硬状态光盘CCD数据。我们重新分析的斯威夫特和RXTE运动涵盖2006年爆发的XTE J1817-330，并表明，这些数据实际上强烈支持截断光盘模型的过渡光谱明确地表明，光盘开始后退的源离开光盘为主的软状态。适当的低/硬状态推断的光盘半径是不太明确的，但我们表明，从能量占主导地位的热等离子体的照射的影响导致低估了光盘半径的2-3倍，在这种状态下。这也可能产生一些硬态光谱中报告的软过量。当考虑到内边界处应力的电势差、辐射不完全热化引起的色温校正增加以及热等离子体中康普顿化引起的可观测圆盘光子的损失时，推断的半径变得更大。我们的结论是，在XTE J1817-330中的低/硬光谱状态的内盘半径是至少6-8倍，在光盘为主的高/软状态，和内盘的衰退是触发器的软-硬状态的过渡，如截断光盘模型预测。
2008-05-07 astro-ph
