HS 0705+6700: a new eclipsing sdB binary
我们报告发现一个食双星- HS 0705+6700 -是一个sdB星与一个暗淡的同伴。由它的光变曲线导出了它的轨道周期为8263.87s，系统质量比q = 0.28，倾角为84.4 °等系统参数。伴星对系统的可见光没有贡献，除非通过强反射效应。径向速度曲线的半振幅K_1 = 85.8km/s，质量函数f（m）= 0.00626Msun。蓝色光谱的光谱分析结果为Teff = 28800 K，log g = 5.40，log n（He）/n（H）=-2.68。这些特征是sdB星的典型特征，其质量为0.48 Msun。根据它的质量（0.13 Msun）和半径（0.19 Rsun），伴星是一颗M矮星。主星处于核心氦燃烧的演化阶段，当主星靠近红巨星分支的尖端时，系统一定经历了一个共同的包层阶段。
2001-10-09 astro-ph
The mass of the sdB primary of the binary HS 2333+3927
短周期sdB双星与冷伴星对于理解前CV演化是至关重要的，因为当sdB离开扩展的水平分支时，它们将演化成灾难性的变星。最近，我们发现了第六个这样的系统，HS 2333+3927，由一颗sdB星和一颗M矮星（周期：0.172 d）组成，具有非常强的反射效应，但没有食。反射比任何其他类似的系统都强，这使得定量光谱分析非常困难，因为巴耳末线轮廓可能被反射光干扰。光谱分析结果为Teff = 36500 K，log g = 5.70，log（n_He/n_H）=-2.15。质量-半径关系是根据光和径向速度曲线的分析结果得出的。与来自表面重力的sdB星的质量半径关系的比较有利于一个相当低的质量为0.38 Msun的主要。伴星的质量是0.29 M太阳。HS 2333+3927是唯一已知的sdB+dM系统，其周期高于CV周期间隙。
2004-10-08 astro-ph
Spectroscopic analysis of sdB stars from the ESO Supernova Ia Progenitor Survey
我们报告的高分辨率光谱的分析77个亚矮星B（sdB）从ESO超新星Ia始祖巡天星。通过氢和氦谱线的谱线轮廓拟合，同时确定了有效温度、表面重力和光球氦丰度，并发现与以前对sdB星的研究一致。24个天体显示出冷伴星的光谱信号，要么是伴星的吸收线，要么是H α的通量贡献。五颗光度相对较高的恒星显示出特殊的H α轮廓，可能表明恒星风。我们的结果与最近Han等人（2003）的有效温度和表面重力分布的理论模拟进行了比较，发现与这些计算非常吻合。最后，我们提出了一个由两个富氦热亚矮星组成的双星系统。
2003-10-28 astro-ph
Subluminous B Stars and Progenitors of Helium Core White Dwarfs
亚亮B（sdB）星可能是由稳定的洛希瓣溢出或密近双星系统中的共同包层抛射产生的。伴星要么是低质量的主序星，要么是白矮星。我们讨论了这样的系统的sdB星的质量测定和报告发现的明亮的附近的sdB星，HD 188112，是一个非常低的质量（0.23太阳质量）的近距离双星系统。从质量函数可以明显看出，伴星是一个质量至少为0.72太阳质量的致密天体。sdB HD 188112的质量太低，不足以演化成C/O白矮星，但它可能是氦核白矮星的祖先。
2002-12-20 astro-ph
Orbital periods of twenty two subdwarf B stars
亚矮星B（sdB）被认为是核心燃烧氦的恒星，具有低质量的氢包层。近年来，许多sdB星通过与伴星的相互作用而失去氢，并继续存在于今天的双星系统中。在本文中，我们提出了一个程序的结果，以测量双星sdB星的轨道参数。我们确定了22个二元sdB星的轨道，从424径向速度测量，提高样本的sdBs与已知的轨道参数为38。我们计算下限的质量的同伴的sdB星，当结合系统的轨道周期，使我们能够讨论近似的进化约束。我们发现，一个形成路径的sdB星组成的红巨星分支的尖端的质量转移，然后由一个共同的信封阶段解释了大多数，但不是所有的观察到的系统。要解释长周期系统和短周期大规模系统都是特别困难的。我们提出了新的测量的有效温度，表面密度和表面氦丰度的sdB星通过拟合其蓝色光谱。我们发现其中两颗（PG 0839 +399和KPD 1946 +4340）不位于极水平支（EHB）带，表明它们是后EHB星。
2002-09-23 astro-ph
Extreme Horizontal Branch Stars
综述了热亚亮星的性质、起源和演化联系，这些热亚亮星通常被认为是极端水平分支星或与之密切相关的天体。其中的领域明星的一大部分sdBs被发现居住在密切的双星。伴星主要是白矮星，或低质量主序星。具有足够大质量WD伴星的系统可能有资格成为超新星Ia的祖先。最近发现的证据表明，一些看不见的伴星的质量可能超过钱德拉塞卡质量，因此它们一定是中子星或黑洞。甚至最近还发现了一颗行星绕着脉动的sdB恒星V391 Peg运行。恰恰相反，在球状星团中，只有很少的sdB双星被发现，这表明主导sdB形成过程是不同的，在一个密集的环境。二进制人口合成模型确定三个形成渠道，（i）稳定的洛希瓣溢出，（ii）一个或两个共同的信封喷射阶段和（iii）合并的两个氦白矮星。后一个通道可以解释氦富集的sdO星的性质，因为它们的双星分数比sdBs低十倍或更多。脉动亚亮B（sdB）星在星震学中扮演着重要的角色，因为这种技术已经导致了少数恒星的质量测定。一颗独特的超高速sdO恒星移动得如此之快，以至于它不受银河系的束缚，可能是被银河系中心的超大质量黑洞弹射出来的。（节略）
2008-04-03 astro-ph
Observations of the pulsating subdwarf B star Feige 48: Constraints on evolution and companions
自从脉动亚矮星B（sdBV或EC 14026）首次被发现（Kilkenny et al，1997）以来，观测工作一直试图实现其限制极端水平分支（EHB）恒星内部物理的潜力。一路上遇到的困难包括不确定的模式识别和缺乏稳定的脉动模式属性。在这里，我们报告Feige 48，一个sdBV星的后续观测已经获得了超过四年的时间，它显示了一些稳定的脉动模式。我们将时间谱分解为幅度小于1%的340至380秒范围内的五个稳定脉动周期，以及每个数据集中出现的两个额外周期。三个最大的振幅周期几乎是等距的，我们探讨的后果，确定它们作为一个旋转分裂的l=1三重态咨询与代表性的恒星模型。脉动振幅和相位的一般稳定性使我们能够使用脉动相位来约束这颗sdBV恒星演化的时间尺度。此外，我们能够对Feige 48的任何恒星或行星伴星进行有趣的限制。
2003-11-20 astro-ph
Spectroscopic Analysis of subluminous B Stars in Binaries with compact Companions
像白矮星、中子星和黑洞这样的致密天体的质量是天体物理学的基础，但很难测量。我们提出的分析结果的亚发光B（sdB）星的密近双星系统与看不见的紧凑的同伴，以获得他们的质量和澄清他们的性质。径向速度曲线从时间分辨光谱。在定量光谱分析中确定了大气参数。基于高分辨率光谱，我们能够以高精度测量恒星的投影旋转速度。轨道同步的假设使得约束双星的倾角和伴星质量成为可能。五颗看不见的伴星的质量与正常的白矮星或晚型主序星的质量相容。但是四个sdB有非常大质量的同伴，比如大于1 Mo的重白矮星，中子星甚至黑洞。如此高比例的大质量致密伴星是目前双星演化模型所无法预期的。
2006-12-19 astro-ph
Spectroscopic Analysis of Subluminous B Stars in Binaries - Four Candidate Systems with Neutron Star/Black Hole Companions Discovered
像白矮星、中子星和黑洞这样的致密天体的质量是天体物理学的基础，但很难测量。我们提出的分析结果的亚发光B（sdB）星的密近双星系统与看不见的紧凑的同伴，以获得他们的质量和澄清他们的性质。径向速度曲线从时间分辨光谱。在定量光谱分析中确定了大气参数。有了高分辨率的光谱，我们就能够高精度地测量恒星的投影旋转速度。轨道同步的假设使得约束双星的倾角和伴星质量成为可能。五颗看不见的伴星的质量与白矮星或晚型主序星相一致。但是四个sdB有非常大的伴星，比如重白矮星、中子星甚至黑洞。如此高比例的大质量致密伴星无法用目前的双星演化模型来解释。
2006-10-16 astro-ph
The peculiar sdB NGC6121-V46: A low-mass double degenerate ellipsoidal variable in a globular cluster
球状星团M4中的变量sdB被称为V46，自10年前被发现以来一直是个谜。我们在这里提出的径向速度测量中分辨率VLT/FORS 2光谱，显示在两倍的光度变化的周期的变化。这意味着系统是一个椭球变量。不像其他的sdB双星的这种性质，这颗星的基本参数，我们得出的建议，它低于零年龄极端水平分支。根据星系团距离和重力，我们确定V46的质量为~0.19Msun。这是太低，以维持核心氦燃烧。根据质量函数，我们推导出伴星的质量下限仅为0.26Msun。我们讨论的背景下，密切的二元演化领域和球状星团的恒星的起源。
2006-05-18 astro-ph
Common Envelope Mergers: A Possible Channel for Forming Single sdB Stars
我们量化的基础上合并的双星包含一个红巨星和低质量的主序星或褐矮星同伴在我们的银河系的单一sdB星的进化通道。人口合成计算合并后，在共同的信封阶段的演变，这样的系统揭示了人口的快速旋转的水平分支恒星的核心质量分布之间的0.32钼- 0.7钼，强烈的峰值之间的0.47钼- 0.54钼。这些恒星的高自转速率是合并过程中轨道角动量沉积的自然结果，以及合并后的物体从红巨星分支尖端开始的恒星收缩。我们认为，离心增强的质量损失促进了这些恒星的快速旋转可能会导致形成单sdB星的一些对象。
2008-09-25 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
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
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
Spectral analysis of sdB stars from the Hamburg Quasar Survey
我们提出了一个大样本的亚矮星B星的光谱分析的结果，从后续观测的候选人从汉堡类星体调查。基本参数（有效温度，重力和氦丰度）通过匹配从模型大气中计算的合成线轮廓的所有氢和氦的吸收线在观察到的光谱。导出的氦丰度与大气参数进行比较，以寻找可能的趋势。我们发现氦丰度和有效温度之间存在着相关性：温度越高，sdB星的光球氦含量越大。此外，分离成两个序列的sdB星的有效温度-氦丰度平面检测。我们将我们的分析结果与文献数据进行了比较。从我们的样本中发现的恒星有点更明亮。这只能部分解释为NLTE效应。发现了三颗看似正常的B星，它们可能是远离银道面（7- 19 kpc）的大质量恒星。测量了23颗恒星的视向速度，从中发现了一颗新的视向速度变星sdB。
2003-01-30 astro-ph
The hot subdwarf B + white dwarf binary KPD 1930+2752 - a Supernova Type Ia progenitor candidate
Ia型超新星的祖先的性质仍然存在争议。KPD 1930+2752是目前已知的最好的超新星Ia祖先候选者之一。该天体是一个由一颗亚发光B星（sdB）和一颗大质量白矮星（WD）组成的双简并系统。Maxted等人（2000年）得出结论，系统质量超过了Erasekhar质量。然而，这一结论是基于sdB质量为0.5 Mo的假设。然而，最近的二进制人口合成计算表明，一个sdB星的质量可能从0.3钼到超过0.7钼。因此，必须同时测量sdB星和白矮星的质量。由于sdB星的旋转被潮汐锁定到轨道上，如果可以高精度地测量sdB半径和投影旋转速度，则可以限制系统的倾斜。光变曲线中的椭球变化的分析允许收紧来自光谱学的约束。我们从150个低分辨率光谱的定量光谱分析中推导出sdB星的质量-半径关系。投影的旋转速度是第一次确定从200高分辨率光谱。此外，还对已发表的光变曲线进行了重新分析。测量大气和轨道参数的精度是前所未有的。特别地，确定投影旋转速度。一个中子星伴星可以被排除，sdB的质量被限制在0.45 Mo和0.52 Mo之间。该系统的总质量范围从1.36 Mo到1.48 Mo，因此很可能超过了Meskrasekhar质量。因此KPD 1930+2752有资格作为一个优秀的双简并Ia超新星的祖先候选者。
2006-09-27 astro-ph
Radial velocities of pulsating subdwarf B stars: KPD 2109+4401 and PB 8783
介绍了两颗脉动亚矮星KPD 2109+4401和PB 8783的高速光谱学。径向运动被检测到具有与测光观测报告相同的频率，并且在两个或更多个独立模式中具有约2公里/秒的振幅。这些代表了第一次直接观测表面运动由于多模非径向振荡在亚矮星B星。在sdB+F双星PB 8783的情况下，两个分量的速度都得到了解析;高频振荡只在sdB星而不是F星中发现。似乎也有证据表明，双组分的相互运动。如果得到证实，这意味着F型伴星的质量是sdB星的1.2倍，而F星加速超过4小时的幅度将限制轨道周期在0.5到3.2 d之间。
2000-05-02 astro-ph
MSST observations of the pulsating sdB star PG1605+072
本文介绍了多站光谱望远镜（MSST）对sdBV恒星PG 1605 +072的观测结果。脉动sdB星（也称为EC 14026星）提供了使用星震学工具对极端水平分支星的形成和演化获得新见解的机会。PG 1605 +072是同类天体中的佼佼者，具有最丰富的频谱、最长的周期和最大的变化。MSST活动于2002年5月/6月在全球望远镜Xcov 22运行之后立即进行，该望远镜将PG 1605 +072作为备用目标进行观测。我们将首先概述该项目及其可行性，然后介绍由399小时测光和151小时光谱组成的大量数据集。该项目的总体目标是检查光/速度振幅比和相位差，等效宽度/线指数的变化，以及光度振幅的波长依赖性，并使用这些属性进行模式识别。
2003-09-02 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
Binary Evolutionary Models
在这个演讲中，我们提出了二元进化的一般原则，并给出了两个例子。第一个例子是亚矮星B星（sdBs）的形成及其在椭圆星系中长期存在的紫外线过剩（也称为紫外线上转）问题中的应用。第二个是Ia型超新星（SNe Ia）的祖先。我们讨论了主要的二元相互作用，即，稳定洛希瓣溢出（RLOF）和共同信封（CE）的演变，并显示演变的渠道，导致形成的各种二进制相关的对象。在第一个例子中，我们证明了Han等人（2002，2003）的sdB星双星模型可以再现球状星团中的场sdB星和它们的对应物，极端水平分支（EHB）星。通过将双星模型应用于演化星族合成的研究，我们得到了椭圆星系紫外线上转的"a priori“模型，并指出紫外线上转很可能是双星相互作用的结果。这对于理解紫外线过剩和椭圆星系的演化具有重要意义。在第二个例子中，我们介绍了单简并通道和双简并通道的Ia型超新星的祖先。给出了各通道的诞生率和延迟时间分布，以及单通道的超新星爆发时刻伴星的分布，这将有助于在观测上寻找剩余伴星。
2008-05-22 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
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
The subdwarf B + white dwarf binary KPD 1930+2752 - a Supernova Type Ia progenitor candidate
Ia型超新星的祖先的性质仍然存在争议。KPD 1930+2752是目前已知的最好的超新星Ia祖先候选者之一。该天体是一个双简并系统，由一颗亚发光B星和一颗大质量白矮星组成。Maxted等人（2000年）得出结论，系统质量超过了Erasekhar质量。然而，这一结论是基于sdB质量为0.5 Mo的假设。然而，最近的二进制人口合成计算表明，一个sdB星的质量可能从0.3钼到超过0.7钼。因此，必须同时测量sdB星和白矮星的质量。由于sdB星的旋转被潮汐锁定在轨道上，系统的倾角可以被限制。光变曲线中的椭球变化的分析允许收紧来自光谱学的约束。我们推导出的质量半径关系的sdB星从定量光谱分析。投影的旋转速度确定的第一次从高分辨率的光谱。此外，还对已发表的光变曲线进行了重新分析。测量大气和轨道参数的精度是前所未有的。特别地，确定了投影旋转速度vrotsini = 92.3 +/- 1.5 km/s。sdB的质量限制在0.45 Mo和0.52 Mo之间。该系统的总质量范围从1.36 Mo到1.48 Mo，因此很可能超过了Meskrasekhar质量。因此KPD 1930+2752有资格作为一个优秀的双简并Ia超新星的祖先候选者。
2006-12-19 astro-ph
The sdB+M Eclipsing System HW Virginis and its Circumbinary Planets
对于非常短的周期sdB食二进制HW Vir，我们提出了新的CCD测光从2000年到2008年。为了获得的二元参数的一致性，我们的新的光变曲线同时与先前公布的径向速度数据进行了分析。副星参数$M_2$ =0.14 M $_\odot$，$R_2$ =0.18 R $_\odot$，$T_2$ = 3，084 K，与M6-7主序星的参数一致。超过250次的最小光照，包括我们的41次计时和超过24年的时间，被用于一个时期的研究。从对$O$-$C$图的详细分析中可以看出，HW Vir的轨道周期是一个向下张开的抛物线和两个正弦变化的组合，周期长度分别为$P_3$ =15.8年和$P_4$ =9.1年，半振幅分别为$K_3$ =77秒和$K_4$ =23秒。周期以$-8.28\times10^{-9}$ d yr $^{-1}$的速率连续减小可能是由磁恒星风制动引起的角动量损失而不是由引力辐射引起的。周期变化的周期性成分的可能原因，拱点运动和磁周期调制可以排除。对这两个周期性变化最合理的解释是，由两个亚恒星伴星的存在驱动的一对光旅行时间效应，这两个伴星的投影质量分别为$M_3 \sin i_3$ =19.2 M $\rm_{Jup}$和$M_4 \sin i_4$ =8.5 M $\rm_{Jup}$。这两颗行星是已知的第一颗在原行星盘中形成的环联行星，也是第一颗使用日食计时方法发现的行星。这…
2008-11-24 astro-ph
KPD1930+2752 - a candidate Type Ia supernova progenitor
我们目前的脉动sdB星KPD 1930 +2752的光谱，这证实了这颗星是一个二进制。从H-α和HeI 6678谱线测得的径向速度以与Billeres等人（2000）观察到的椭球变化相同的周期（2 h 17 m）正弦变化。轨道运动的振幅（349.3 ± 2.7 km/s）加上sdB星的正则质量（0.5太阳质量）意味着这对双星的总质量为1.47 ± 0.01太阳质量。由于引力波辐射，这对双星将在大约2亿年内合并。氦和其他比氢重的元素在白矮星上的吸积超过了克拉塞卡质量（1.4个太阳质量），这是Ia型超新星成因的一个可行模型。KPD 1930 +2752是第一颗被发现的恒星，它是Ia型超新星前身的良好候选者，这种类型的超新星将在天体物理学上有趣的时间尺度上合并。
2000-08-02 astro-ph
The massive binary companion star to the progenitor of supernova 1993J
这颗大质量恒星经历了核心坍缩，产生了SN 1993 J，在爆炸前拍摄的星系M81的图像中被确定为一颗不变的红超巨星。然而，恒星源在紫外线和B波段显示出过量的颜色，这表明它要么有一个热的，大质量的伴星，要么嵌入在一个未解决的年轻恒星协会中。SN 1993 J的光谱经历了富氢II型超新星和富氦（缺氢）Ib型超新星之间的显着转变。光谱和光度的特殊性是由模型来解释的，在模型中，13-20太阳质量的超巨星几乎失去了它的整个氢包层，变成了一个近距离的双星伴星。双星系统是目前最适合产生IIb型超新星的模型，然而，到目前为止，假设的大质量伴星还没有被发现。在这里，我们报告的结果，新的光度和光谱观测SN 1993 J，10年后爆炸。在暗SN的位置，我们探测到一颗大质量恒星的明确信号，它是母星的伴星。这是证据表明，这种类型的SN起源于相互作用的双星系统。
2004-01-08 astro-ph
SN 1998bw--GRB 980425: A supernova explosion with a close massive companion?
最近对SN 1998 bw/GRB 980425的观测表明，某些伽马射线暴可能是由大质量双星系统中的超新星爆炸（Ib/c型超新星）产生的。我们认为，在这种伽马射线暴中观测到的高能辐射可能是由在高速SN喷出物与伴星或附近其他大质量天体碰撞的准定常激波中被一阶费米加速的电子的同步辐射产生的。原子核也会被加速，并可能在地球上产生可观察到的高能中微子通量。这篇论文已经被作者撤回，因为有证据表明SN 1998 bw和GRB 980425是两个不同的来源。
1999-09-14 astro-ph
Multiplicity of massive stars
我们讨论了观测到的大质量恒星的多重性和对大质量恒星形成理论的影响。在对大质量恒星多样性的文献进行了简短的总结之后，我们将重点放在猎户座星云团中的O型和B型恒星上，它们构成了非常年轻的大质量恒星的均匀样本。其中13颗恒星最近成为了双谱散斑干涉测量的目标。考虑到这些恒星的可见和已知的光谱伴星，伴星的总数至少是14。对未解决的系统进行校正后的外推法表明，平均每个主星至少有1.5颗，甚至可能多达4颗伴星。这个数字明显高于在一般星群和猎户座星云中发现的平均每颗恒星0.5颗伴星。这表明，在致密的猎户座星云星团中形成高质量多系统的机制与低质量恒星不同。
2000-08-01 astro-ph
A Massive White Dwarf Companion to the Eccentric Binary Pulsar System PSR B2303+46
在紧密的偏心双星系统中的脉冲星通常被认为有另一颗中子星作为伴星。这些双中子星双星已被证明是实验广义相对论的最佳实验室，也是引力波干涉仪最安全的候选者。我们提出了深B，V和R图像的领域包含偏心脉冲双星系统PSR B2303+46。我们发现一个微弱的蓝色物体（B=26.60+/-0.09;（B-R）_0=-0.4+/-0.2）与计时位置一致。我们认为这个天体是PSR B2303+46系统的光学对应物。它的对应物太亮，无法反射来自脉冲星或中子星伴星的辐射。PSR B2303+46的伴星很可能不是一颗中子星，而是一颗大质量的白矮星。我们发现，观测结果与一颗热的白矮星伴星（T_eff>~5*10^4 K）相一致，它的冷却年龄等于脉冲星的特征年龄（t_cool~ 3000万年），质量在定时观测设定的范围内，质量为1.2<M_C<1.4 M_sun。由于轨道偏心，白矮星一定是在中子星之前形成的，它最初是双星中质量更大的恒星。由于质量转移，原本质量较小的恒星可能变得足够大，以超新星爆炸结束其生命，形成射电脉冲星。我们将脉冲星的质量限制在1.24<M_psr<1.44 M_sun的范围内。
1999-02-23 astro-ph
Evidence of a Massive Black Hole Companion in the Massive Eclipsing Binary V Puppis
迄今为止，大多数恒星质量的黑洞都是在X射线双星中发现的，其中的黑洞是通过共包络演化形成的。在这里，我们给出了证据的存在下，一个大规模的黑洞候选人作为一个三级同伴在大规模的食二进制V船尾座。我们发现这颗短周期双星的轨道周期（P=1.45天）在经历长期增长的同时呈现出周期性的变化。周期振荡可以解释为光的旅行时间效应，通过第三个机构的质量不小于10.4太阳质量的存在。然而，没有发现第三个天体的谱线表明它是一个大质量黑洞候选者。这个黑洞候选者可能对应于乌胡鲁、哥白尼和ROSAT卫星发现的船尾座V附近的弱X射线源，它是通过恒星风从大质量双星吸积物质产生的。这对双星周围含有大量重元素的星周物质可能是由大质量黑洞的前身超新星爆炸形成的。所有的观测结果都表明，一个巨大的黑洞正在以5.47年的周期绕着大质量的近距离双星船尾座V运行。同时，我们发现中心密近双星正在经历缓慢的质量转移从第二次到主星的第二个组成部分的核时标，揭示了该系统已经通过了一个快速的质量转移阶段。
2008-06-30 astro-ph
