The origin and fate of short-period low-mass black-hole binaries
本文介绍了半分离短轨道周期双星的粒子数合成研究结果，这些双星含有低质量（<1.5 Msun）施主和黑洞（>4 Msun）吸积体。这些双星的演化取决于施主的核演化和/或施主星风和引力波辐射的磁制动引起的轨道角动量损失。根据我们的模型，估计银河系中这类黑洞双星的总数约为10000个。如果磁制动由Verbunt & Zwaan公式描述，则该模型预测约3000个周期>2小时的瞬态系统和约300个周期在3至8小时之间的发光稳定系统。这些明亮的系统中有几十个应该高于RXTE ASM的灵敏度极限。没有这样的系统意味着角动量损失减少了一个因素超过2 Verbunt & Zwaan处方。我们表明，这是不太可能的瞬态行为的黑洞短周期X射线双星解释的演化性质的恒星伴侣。相当一部分周期大于3小时的黑洞双星可能是暗淡的，具有截断的、稳定的冷吸积盘，如Menou等人所提出的。大多数半分离的黑洞双星的周期预计短于~2小时。这类质量比非常小（q<0.02）的双星的性质与它们的长周期表兄弟不同。
2006-04-20 astro-ph
Period Change of Eclipsing Binaries from the ASAS Catalog
本文对ASAS变星表中食双星的周期变化进行了初步的统计分析。对于每一个周期短于0.4天、亮度大于13.3 $mag$（V）的接触和半接触系统，在至少300个观测点上，我们发现了角速度$ω$及其时间导数$\frac{dω}{dt}$。根据我们的准确性，没有证据表明平均$\frac{dω}{dt}$与0不同。给出了所选恒星的光变曲线。
2006-07-10 astro-ph
Eclipsing binaries in ASAS catalog
ASAS是一个长期的全天观测明亮变星的项目。它已经发现了50，122颗在10度角+28度以南，亮度超过V < 14等的变星，其中有11，099颗食双星。我们对5，384个接触式、2，957个半分离式和2，758个分离式系统进行了初步分析。分布的统计数据提供了一个定性的确认几十年前的想法弗兰纳里和露西，W UMA型二进制文件的演变通过一系列的弛豫振荡：ASAS发现相当数量的接触和半独立系统。最令人惊讶的结果是发现了极少数周期P < 1天的分离食双星，这些系统被认为是WUMA星的祖先。由于许多（也许是所有）接触双星都有伴星，因此有些可能是在古宰周期中形成的，正如Eggleton和他的同事所建议的那样。
2006-01-02 astro-ph
The Formation, Evolution and Parameters of Short-Period Low-Mass X-Ray Binaries with Black-Hole Components
讨论了短周期低质量黑洞双星（LMBHB）的形成、演化和观测参数。它们的演化取决于供体的轨道角动量损失和/或核演化。所有观察到的半分离LMBHB都被观察为软X射线瞬变（SXT）。没有观察到短周期稳定的发光X射线源与黑洞和低质量的光学组件表明，在RLOF的捐助者，角动量损失大大减少。减少角动量损失的模型相当好地再现了所观察到的SXTs的秒级的质量和有效温度。只有当LMBHB中的吸积盘被截断时，SXTs中的理论传质速率才与从观测中推导出的传质速率一致。短周期LMBHB的总体主要是由在RLOF具有未演化或轻微演化的供体（中心$> 0.35$中的氢丰度）的系统形成的。我们的模型表明，一个非常高的效率，共同的信封弹出是必要的，以形成LMBHB。
2008-06-13 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
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
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
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
Reconstructing the evolution of double helium white dwarfs: envelope loss without spiral-in
具有简并氦核的巨星的独特的核-质量-半径关系使我们能够重建三个观测到的具有已知质量的双氦白矮星的演化。它们进化过程中的最后一个传质阶段一定是螺旋进入。在Webbink（1984）提出的形式中，对于包层结构参数$λ=0.5$，我们可以将轨道能量沉积到包层中的效率限制为$1 \la α\la 6$。我们发现，两个标准的质量传递类型（稳定的质量传递和螺旋）都无法解释这三个双星的质量传递的第一阶段。我们使用一个参数的方法来描述低质量的双星，其中两颗恒星的质量相当，并发现所观察到的双氦白矮星的轨道特性可以很好地再现，如果包线的主要是失去了约1.5倍的初始二进制的特定角动量。在这种情况下，不会发生实质性的螺旋进入。
2000-06-15 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
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
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
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
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
Helium-Core White Dwarfs in Globular Clusters
我们研究了球状星团中低质量氦核白矮星种群的理论意义。特别是，我们专注于在NGC 6397的核心，几个低质量的白矮星候选人已被确定为"非flickerers“的酷和合作者观察到的人口。根据冷却模型的年龄和质量估计，结合动力学和演化的考虑，我们推断暗双星是C/O白矮星而不是中子星。此外，我们发现，祖双星很可能在过去的1.e9年内经历了交换相互作用。我们研究了在其他球状星团中检测类似人口的前景，特别注意47 Tuc的情况。
2002-06-03 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
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
Thermal Timescale Mass Transfer and the Evolution of White Dwarf Binaries
通过热质量传递相研究了由演化主序星（1 < M_d/Msun < 3.5）和白矮星伴星（0.7 < M_d/Msun < 1.2）组成的双星系统的演化。考虑到一个强大的，光学厚风的吸积白矮星表面的稳定效果，我们已经探讨了几个进化组的系统的形成与初始轨道周期为1和2天的祖先。数值计算结果表明，CO白矮星可以吸积足够的质量演化为Ia型超新星，ONeMg白矮星可以建立，当施主质量大于2 Msun时发生吸积诱导的坍缩.对于质量小于2 Msun的施主，系统可以演化形成He和CO或ONeMg白矮星对。此外，在1.6 < M_d/Msun < 1.9和0.8 < M_wd/Msun < 1的系统中，可以积累足够的氦（~0.1 Msun），这样Ia型超新星的亚克拉塞卡质量模型，包括偏离中心的氦点火，对于通过案例A质量转移阶段演化的祖先系统是可能的。对于质量比> 3的系统，由于延迟的动态传质不稳定性的发生，系统可能合并。一个半分析模型的开发，以描绘这些阶段，可以很容易地纳入这些系统的人口合成研究。
2003-10-05 astro-ph
Evolutionary models of short-period soft X-ray transients: comparison with observations
我们考虑短周期（<10小时）低质量黑洞双星（LMBHB）的人口的演化模型，并将它们与软X射线瞬变（SXTs）的观测进行比较。我们表明，假设强烈减少磁制动（如我们以前建议的低质量半独立双星）的计算质量和有效温度的secondaries是非常接近的观测质量和有效温度（从他们的光谱推断）的施主星在短周期LMBHB。如果假设这些系统中的吸积盘被截断（"漏“），则SXTs中的理论传质速率与观测到的一致。我们发现，短周期SXT的人口主要是由系统，其中有未演变或轻微演变的主序施主（$M_2 \lesssim 1.2M_\odot$）与氢丰度的中心$X_c > 0.35$在罗氏瓣溢出（RLOF）。较长周期（0.5 - 1）天）的SXT可能来自初始供体质量约为1 $M_\odot$和$X_c < 0.35$的系统。因此，我们可以解释短周期LMBHB的起源，而不需要引用核心几乎完全耗尽氢的供体。我们的模型表明，除非目前接受的经验估计的质量损失率的风大质量O型星和沃尔夫-拉叶星显着高估，一个非常高的效率的共同包络喷射是必要的，以形成短周期LMBHB。
2008-06-25 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
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
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
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
Formation of Ultracompact X-ray Binaries in Dense Star Clusters
在致密星团中观察到的明亮、超紧凑的X射线双星，如银河系球状星团，一定是相对较近的时间形成的，因为它们作为持久亮源的寿命很短（例如，对于从初始质量约为0.2 Msun的简并氦伴星吸积而来的1.4 Msun中子星，在10^36 erg/s以上约为10^8 yr）。因此，我们可以利用目前的条件在一个集群的核心，研究可能的动力学形成过程中，这些来源。在这里，我们表明，中子星和红巨星之间的直接物理碰撞可以提供一个足够的形成率来解释观测到的亮源的数量。这些碰撞产生了紧密的、偏心的中子星-白矮星双星，它们通过引力辐射在10^6-10^10年的时间尺度上衰变到接触，通常比星团的年龄短，而且往往短得多。
2005-02-10 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
The formation of black hole low-mass X-ray binaries: through case B or case C mass transfer?
低质量X射线双星包含一个相当大的质量（M >~ 7 \msun）黑洞的形成是有问题的，因为在最近的恒星演化计算中，这些黑洞的直接祖先（沃尔夫-拉叶星）通过它们的恒星风失去了如此多的质量，以至于它们的最终质量远低于观测到的黑洞质量。我们讨论了最近提出的解决方案，这些二进制文件是通过C情况下的质量转移（即核心氦燃烧完成后的质量转移），避免了长沃尔夫-拉叶阶段，从而显着的质量损失。我们发现，只有一些目前可用的大质量恒星的演化模型允许这种形成通道。我们还调查了向下修正的沃尔夫-拉叶质量损失率的影响，并得出结论，在这种情况下，沃尔夫-拉叶星结束他们的生命显着更高的质量比以前发现的，可能能够形成一个黑洞。
2001-07-20 astro-ph
The evolution of naked helium stars with a neutron-star companion in close binary systems
本文研究了质量为1.5 - 6.7太阳质量的氦星在有1.4太阳质量的中子星伴星的双星系统中的演化。这类系统被认为是B星质量在8 - 20 M_sun范围内的Be/X射线双星的残余，它们经历了B类或C类质量转移，并在共包层和旋入过程中幸存下来。轨道周期的选择使得氦星在中心的碳被点燃之前充满它的洛希瓣。我们区分情况BA（在氦芯燃烧过程中开始传质）和情况BB（在氦芯燃烧终止后，但在碳点火之前，发生罗氏瓣溢出）。我们发现1.5 - 2.9 M太阳氦星BA类物质转移的残余物是重CO白矮星。这意味着一颗最初质量为12 M太阳的恒星能够变成一颗白矮星。CO白矮星也是由1.5 - 1.8 M太阳氦星的BB壳质量转移产生的，而只有一个白矮星是由2.1 - 2.5 M太阳氦星形成的. BB情况下，质量更大的氦星与中子星伴星的质量转移将产生双中子星双星。我们能够区分Ib型超新星的祖先（如大质量氦星或系统在宽轨道）和Ic型超新星的祖先（如低质量氦星或系统在近轨道）。最后，我们推导出氦星质量与初始轨道周期关系图中的一个“回避区”，用于从氦星产生中子星。
2002-01-15 astro-ph
The Helium abundance and Delta Y / Delta Z in Lower Main Sequence stars
我们使用附近的K矮星来测量氦与金属的富集比，这是对太阳邻域化学历史的诊断。我们的K矮星样本均匀地确定了有效温度，辐射光度和金属丰度，使我们能够将每颗恒星与适当的恒星等时线拟合，并间接确定其氦含量。我们使用一组新计算的帕多瓦等时线，其中包括广泛的氦和金属含量。我们的理论等时线已被检查对一组一致的主序双星精确测量的质量，讨论和验证其适用范围。我们发现，从等时线推导出的恒星质量通常与经验测量结果非常吻合。与经验质光关系也有很好的一致性。尽管拟合的质量非常好的恒星，我们发现，非常低的氦含量（低于原始氦），需要适合的光度和温度的金属贫K矮星，而更传统的值的氦含量来自太阳周围的恒星金属丰度。我们研究了恒星模型中扩散的影响和LTE假设在金属丰度计算中的应用。这两种方法都不能单独解决低氦问题，如果考虑累积效应，只能勉强解决，除非我们假设混合长度随金属丰度强烈减小。在恒星模型方面的进一步工作是迫切需要的。氦与金属的富集比为Δ Y /Δ Z = 2.1 +/- 0.9，与以前的研究一致，而在最低的金属丰度仍然存在悬而未决的问题。最后，我们确定了一组行星宿主星的氦含量。
2007-12-10 astro-ph
Long Gamma-Ray Burst Progenitors: Boundary Conditions and Binary Models
观测到的长伽马射线暴（LGRB）与奇特的Ic型超新星的关联支持了Woosley的超新星/超新星模型，其中GRB是由大质量恒星的快速旋转核心坍缩成黑洞产生的。LGRB与小型恒星形成星系的关联表明，低金属丰度是大质量恒星演化到巨恒星阶段的条件。完全混合的单星模型和双星模型都是可能的。在双星模型中，伽马射线暴的前身是一颗大质量的氦星和一颗近伴星。我们发现，在核心氦燃烧的潮汐同步达到一个很短的时间尺度（不到几千年）。然而，在随后的演化阶段，强烈的核-壳耦合可能会排除氦星与主序星的同伴作为超新星/伽玛暴的祖先。另一方面，氦星与中子星或黑洞伴星组成的密近双星，尽管在氦燃烧后的阶段有很强的核壳耦合，仍然可以保持足够的核角动量来产生超新星/伽玛暴。
2007-04-04 astro-ph
Populating the Galaxy with low-mass X-ray binaries
我们进行二进制人口合成计算，以调查低质量的X射线双星的发生率和他们的出生率在银河系。我们使用一个二进制的进化算法，模型的所有相关过程，包括潮汐循环和同步。进化算法中的参数是不确定的，可能会影响X射线二进制的形成，允许在调查过程中变化。我们同意以前的研究，在标准的假设下的二进制演化的形成率和黑洞低质量X射线二进制的数量模型预测的是超过一个数量级小于所指示的观测。我们发现，共同包络过程不能被操纵，以产生大量的黑洞低质量X射线双星。然而，通过简单地降低标准模型中采用的氦星的质量损失率，使其与最新数据一致，我们得到了与观测结果很好的匹配。包括从中等质量系统演化而来的低质量X射线双星也会导致有利的结果。我们强调，约束的X射线二进制人口提供的观测在这里仅仅作为一个指导，因为调查遭受不完整性和很大的不确定性是参与结果的解释。
2006-05-03 astro-ph
On the origin of the difference between the runaway velocities of the OB-supergiant X-ray Binaries and the Be/X-ray Binaries
Chevalier & Ilovaisky（1998）最近发现OB-超巨星X射线双星具有相对较大的逃逸速度，而Be/X射线双星具有较低的逃逸速度，这一发现证实了目前关于这两类系统形成的模型。这些预测的差异，失控速度的一个数量级。这种差异主要是由于氦核质量分数随恒星质量的变化，以及在系统中致密物体形成之前的质量转移阶段轨道角动量守恒。这种组合导致：（i）在OB-超巨星系统中，超新星前的轨道比Be-系统中的要窄;（ii）相对于低质量系统，高质量系统中超新星中喷射出的质量分数更大。不管出生时中子星可能的反冲速度如何，这种组合导致这两组中子星之间的平均逃逸速度有相当大的差异。观测到的Be/X射线双星的逃逸速度很低，这证实了在大多数情况下，在产生中子星的超新星中，喷射出的速度不超过1到2兆太阳。这一点，再加上这些系统的平均轨道偏心率很大，表明它们的中子星在诞生时一定受到了60 - 250 km/s范围内的速度反冲。
2000-05-11 astro-ph
The Formation of Black-Hole X-Ray Transients
对黑洞（BH）X射线双星观测特征的研究可以为我们提供有关BH形成过程的有价值的信息。在本文中，我解决了我们目前的一些方面的理解BH形成的双星，并指出了一些现有的理论模型存在的问题。特别是，测得的轨道周期和施主星的属性表明，一个共同的包络相似乎是一个必要的成分所观察到的BH X射线瞬变的演化历史，它必须只与适度的轨道收缩。这个共同的信封阶段的时间是至关重要的，在确定最终的BH质量和当前的质量损失的大质量恒星的演化模型的地方强有力的限制可能的质量直接BH祖星和风质量损失氦星。最后，有趣的是，即使没有任何质量损失的来源，目前演化模型预测的最高氦星质量仍然不足以解释天鹅座V404中测量到的BH质量（>10个太阳质量）。Eggleton和Verbunt（1986）提出的演化序列可能提供了一种形成相对大质量BH的替代方案，该序列将等级三元组作为具有低质量伴星的BH X射线双星的祖先。
2000-12-04 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
Formation of High Mass X-ray Black Hole Binaries
在过去的几年里，有更多的黑洞软X射线瞬变（SXT），其中有十几个现在已经被确定，已经挑战了公认的黑洞演化的智慧。SXT的绝对数量要求许多（如果不是大多数）ZAMS质量$20-35\msun$的恒星最终成为黑洞（Portegies Zwart et al. 1997; Ergma & van den Heuvel 1998）。在本文中，我们表明，这可以理解为挑战公认的智慧，氦核心燃烧的结果在一个大质量的恒星是独立的核心是否被氢包层覆盖，或“裸露”，而它燃烧。后一种情况发生在双星中，当质量较大的恒星的包层通过罗氏瓣溢出转移到伴星上时，无论是在主序星还是红巨星阶段。就太阳的金属丰度而言，裸露燃烧的氦核基本上永远不会进入高质量黑洞，而那些穿着衣服燃烧的氦核则会进入高质量黑洞，从ZAMS质量的$\sim 20\msun$开始，正如我们所概述的，精确的质量取决于$^{12}C(α,γ)^{16}$ O的速率。以这种方式，SXTs可以演化，只要大质量恒星的H包层在He核心燃烧后才被移除。我们还表明，为了发展一个黑洞的质量$\gsim 10\msun$，如在天鹅座X-1中观察到的，即使采用ZAMS质量$\gsim 60\msun$的黑洞的非常大的祖先，核心必须被氢覆盖的核心燃烧过程中的相当大的一部分。换句话说，它的祖先必须是一颗WNL恒星。我们以类似于SXTs演化的方式演化天鹅X-1，不同之处在于…
2001-07-25 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
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
Implications of massive close binaries for black hole formation and supernovae
利用大质量密近双星演化的新模型研究了大质量X射线双星Wray 977的祖先演化。这些模型给出了单星M_BH中子星/黑洞形成的质量限制。讨论了该系统的准保守演化，发现M_BH > 13。21 M_sun与Wray 977中存在中子星的关系，其不确定性是由于对流处理的不确定性。我们的结果修订了早先公布的更大的值M_BH来自Wray 977的参数。然后，在37个不同初始质量、质量比和周期的大质量密近双星演化模型网格的基础上，推导出密近双星演化过程中各种质量转移情况下的初始质量-终末质量、初始质量-终末氦核质量和初始质量-终末CO核质量关系。从这些模型中，我们导出了单星的M_BH =< 25 M_sun，而与大多数黑洞双星是通过A/B或C双星通道形成的无关。使用我们的网格的二元模型，我们得到了一个一致的方案，形成的黑洞的二元系统。
1999-08-27 astro-ph
