How Many CVs are Crossing the Period Gap? A Test for the Disruption of Magnetic Braking
应用星族合成技术计算了激变周期间隙内两类白矮星-主序星双星的现今星族数。第一种是后共包络双星，其次级恒星的质量在0.17到0.36 Msun之间（gPCEBs），这样它们将在周期间隔内开始质量转移。第二种类型是在过去的某个时刻是CV的系统，但是一旦它们由于破坏的磁制动而在轨道周期中演化到~3 h时就分离了，并且通过引力辐射（dCV）穿越周期间隙。完整的人口综合计算进行，我们假设恒定的，全球价值观的共同包络弹射效率，或考虑作为一个功能的二次质量的弹射效率。还考虑了几种形式的磁制动。假设喷射效率在0.1和0.6之间，以及平坦的初始质量比分布，我们预测在~4至~13的周期间隙内dCV超过gPCEB的过量。这种过量被揭示为在组合的gPCEB和dCV群体的轨道周期分布中的周期间隙的位置处的显著峰。我们认为，如果这样的功能是观察到的短轨道周期WDMS双星的观测样本的轨道周期分布，这将有力地证实了磁制动的中断。
2008-06-30 astro-ph
Understanding white dwarf binary evolution with white dwarf/main sequence binaries: first results from SEGUE
近距离的白矮星联星组成了许多种类的天体，例如双白矮星联星，它们可能是超新星Ia的祖先、激变变星、超软源或AM CVn星。近距离白矮星双星的演化和形成关键取决于从双星轨道提取角动量的速率。角动量损失的两个最重要的来源是公共包络相位和磁制动。到目前为止，这两个过程都知之甚少。观测人口研究的白矮星/主序星双星提供了潜在的显着进展，这种情况下，并明确限制磁制动和CE阶段。然而，目前的白矮星/主序星双星的数量是非常不完整的，并且严重偏向于含有热白矮星的年轻系统。SDSSII/SEGUE合作授予我们每个板对5根纤维，以填补这一空白，并确定所需的旧白矮星/主序星双星的无偏样本。我们的选择标准的成功率超过65%，在头10个月，我们已经确定了41个新系统，其中大部分属于错过的老年人口。
2006-11-15 astro-ph
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
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
The Evolution of Cool Algols
我们应用一个模型的发电机驱动的质量损失，磁制动和潮汐摩擦的恒星冷对流信封的演变，特别是我们将其应用到双星的磁制动和潮汐摩擦的组合可以导致角动量损失从{ \it轨道}。对于目前，我们考虑的简化，只有一个组件的二进制是受这些非保守的影响，但我们强调，在某些情况下，需要允许这种影响在{ \it都}组件。该模型适用于（一）太阳，（二）由Dra二进制，（三）上午二进制，（四）RS CVn二进制，（五）Algols，（六）后Algols的例子。关于这些系统中的一些问题似乎在我们的模型中找到了自然的解释。有迹象表明，在我们的模型中的一些系数可能会从系统到系统的2倍左右的变化，这可能是发电机活动的混沌性质的结果。
2002-09-11 astro-ph
Eclipsing Binaries in the OGLE Variable Star Catalog. IV. The Pre-Contact, Equal-Mass Systems
我们使用OGLE微透镜项目在Baade's Window的双光束搜索体积中检测到的食双星数据库，定义了74颗分离的等质量主序星双星样本，其轨道周期在0.19<P<8天的范围内。周期分布的对数斜率logN propto（-0.8 pm 0.2）logP被用来推断密近双星晚期快速旋转成员的角动量损失（AML）效率。负斜率的主要原因很可能是随着轨道周期长度逐渐增加的发现选择偏差。假设偏置校正的幂律依赖性：偏置propto -C logP（C ge 0），dH/dt = P^-alpha中的AML制动效率指数alpha可以取任意值alpha =（-1.1 pm 0.2）+ C。发现偏差的非常简单的考虑建议C simeq 4/3，这将使AML制动定律非常接近“饱和”定律，而不依赖于周期。然而，除了可扩展性参数，我们没有确切的数据来支持C的估计，因此α仍然受到很差的约束。这些结果表明，与本研究中提出的分析相似，对变星数据库进行检测偏倚评估至关重要。
1999-07-23 astro-ph
Effect of metallicity on low mass X-ray binaries in globular clusters
我们认为，在富金属和贫金属球状星团中观测到的明亮低质量X射线双星形成速率的差异可以通过考虑不同金属丰度下质量在~0.85 Msun和~1.25 Msun之间的主序星施主的恒星结构的差异来解释。这种差异是由缺乏金属的主序星在这个质量范围内的外部对流区的情况下造成的。结果，磁制动，一个强大的机制，轨道收缩，不工作和动态形成的主序-中子星双星未能开始质量转移或出现明亮的低质量X射线双星。
2005-09-18 astro-ph
Disks surrounding Cataclysmic Binaries
激变变星的观测显示了许多不容易符合标准磁制动场景的现象。这些包括质量转移速率的大范围传播，许多伴星的低表面温度，以及低速物质的证据。我们建议，这些异常有一个共同的原因：环双星（CB）磁盘的存在。这可能是一般质量传递双星的重要组成部分。直接探测到这样的CB盘是可能的，但很困难，因为它们的低光度环绕着激变双星，光谱能量分布在中红外达到峰值。
2001-11-21 astro-ph
Low mass X-ray binaries with pre-main sequence companions
在这封信中，我们研究的想法，短周期黑洞低质量X射线双星的子集可以由前主序列捐助者的质量转移。当恒星向主序星收缩时，强大的磁场会产生磁制动作用，使轨道角动量消散，从而驱动双星相互接触。结果表明，具有主序前施主的X射线双星的周期和表观施主谱类与黑洞X射线双星的观测值的一致性要优于具有主序施主的双星。这种机制也解释了，不需要额外的假设，大致原始丰富的锂在我们的银河系中的黑洞X射线候选者的施主同伴检测。
2006-11-07 astro-ph
Aspherical supernova explosions and formation of compact black hole low-mass X-ray binaries
有人认为，具有短轨道周期的黑洞低质量X射线双星（BHLMXB）可能是从具有中等质量次级恒星的BH双星演化而来的，但施主星似乎总是具有比BHLMXB更高的有效温度（Justham，Rappaport & Podsiadlowski 2006）。在这里，我们认为第二颗恒星最初是一颗中等质量（$\sim 2-5 M_{\sun}$）恒星，在产生BH的非球面SN爆炸期间，由于喷出物的影响，它失去了很大一部分质量。由此产生的次级恒星可能是低质量的（$\la 1 M_{\sun}$）。磁制动会收缩双星轨道，推动供体和BH之间的质量转移，产生紧凑的BHLMXB。
2007-10-30 astro-ph
Low Mass X-ray Binaries and Metallicity Dependence: Story of Failures
对银河系和河外球状星团的观测表明，平均而言，富含金属的星团包含明亮X射线源的可能性是贫金属星团的3倍。我们建议，这可以解释为考虑到在恒星结构的差异的主序星捐助者之间的质量~0.85 Msun和~1.25 Msun在不同的金属丰度。在这个质量范围内的贫金属主序星没有外对流区，而富金属恒星则有。这个区域的缺失关闭了磁制动，这是一种强大的轨道收缩机制，导致动态形成的主序中子星双星无法开始质量转移或出现明亮的低质量X射线双星。
2005-09-18 astro-ph
Orbital Evolution of Algol Binaries with a Circumbinary Disk
一般认为大陵五双星的保守质量转移导致它们的轨道较宽，其中质量较小的恒星溢出其罗氏瓣。观测到的一些大陵五双星的轨道周期的减少表明在双星演化过程中轨道角动量损失，磁制动机制经常被用来解释观测到的轨道收缩。在这里，我们提出了另一种解释，假设一小部分的转移质量形成一个环双星盘，通过潮汐力矩从双星中提取轨道角动量。我们还对具有典型初始质量和轨道周期的大陵五双星的演化进行了数值计算。结果表明，在合理的输入参数下，环双星盘可以显著影响轨道演化，并导致轨道在足够长的时间尺度上收缩。低质量比的大陵五双星的快速质量转移也可以在这种情况下占。
2006-09-28 astro-ph
Point X-ray Sources in Elliptical Galaxies
分析了椭圆星系中观测到的点源上端X射线光度函数（XLF）。我们认为，观测到的XLF是由瞬态BH系统在爆发和XLF的形状反映了旧的X射线瞬态黑洞（BH）的质谱。BH质谱- XLF连接取决于一个加权因子，该因子与瞬态占空比有关，并取决于宿主星系年龄、BH质量和供体类型（主序星、红巨星或白矮星）。我们认为，一个恒定的占空比的所有系统的假设导致与目前的观察结果不一致。XLF上端的主要施主的类型取决于磁制动操作的类型：在“标准”磁制动的情况下，具有红巨星施主的BH X射线双星占主导地位，而在较弱磁制动处方的情况下，主序列施主占主导地位。
2005-09-18 astro-ph
The Formation of Low-Mass Transient X-Ray Binaries
我们考虑的约束条件，形成低质量的X射线双星包含中子星（NLMXB）所产生的软X射线瞬变存在于这些系统。我们表明，在短周期系统驱动的角动量损失，这些限制要求在开始的质量转移的次级有一个质量> 1.2 M_sun，并显着的核演化。因此，如所观察到的，即使在短时间内，这样的系统的相对大部分也表现为软X射线瞬变。此外，大的初始二次质量占罕见的NLMXB周期小于3 hr.In相比之下，NLMXB人口形成与大反冲速度不会有这些属性，这表明反冲速度一般是小相比，前SN的轨道速度在很大一部分系统。我们推导出祖系统参数和磁制动的强度上的约束。
1996-12-16 astro-ph
Creating ultra-compact binaries in globular clusters through stable mass transfer
一个稍微演化的恒星开始向中子星进行质量转移的双星，在磁制动的影响下，可以朝着超短轨道周期演化。这被称为磁捕获。我们详细调查的初始轨道周期和初始施主质量二进制演化周期小于30-40分钟内的哈勃时间。我们表明，只有小范围的初始周期和质量导致超短周期，并且对于那些只有很小的时间间隔是在超短周期。因此，在任何时候，只有非常小的一部分X射线双星在超短周期内被观测到。如果球状星团中13个明亮的X射线源中有2到6个具有超短周期，就像最近的观测所表明的那样，它们的形成不能用磁捕获模型来解释。
2004-11-09 astro-ph
Creating ultra-compact binaries through stable mass transfer
一个稍微演化的恒星开始向中子星进行质量转移的双星，在磁制动的影响下，可以朝着超短轨道周期演化。这被称为磁捕获。我们详细调查的初始轨道周期和初始施主质量二进制演化周期小于30-40分钟内的哈勃时间。我们表明，只有小范围的初始周期和质量导致超短周期，并且对于那些只有很小的时间间隔是在超短周期。因此，在任何时候，只有非常小的一部分X射线双星在超短周期内被观测到。如果球状星团中13个明亮的X射线源中有2到6个具有超短周期，就像最近的观测所表明的那样，它们的形成不能用磁捕获模型来解释。
2004-11-26 astro-ph
Probing Colliding Wind Binaries with High-Resolution X-ray Spectra
X射线谱线是研究大质量恒星风的一种新方法。特别是，它们使我们能够详细探测碰撞风双星中的风-风碰撞，为X射线发射区域的结构和动力学提供新的见解。我们提出了新的高分辨率钱德拉X射线光谱的两个重要的碰撞风系统，伽玛Velorum和WR 140的分析的关键结果。伽玛射线的谱线基本上没有偏离它们的静止波长，我们认为这是一个宽激波张开角的证据，表明突然的辐射制动。WR 140谱线的宽度与电离势有关，表明其电离过程为非平衡态。从这些系统的无线电发射这些结果的影响进行了讨论，因为是一些未来的方向碰撞风双星的X射线线轮廓建模。
2004-08-12 astro-ph
Evolution of low-mass binaries with black-hole components
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（SXT）的观测结果进行比较。LMBHB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。我们表明，没有观察到稳定的发光LMBHB意味着，在RLOF的低质量捐助者的角动量损失大幅减少相对于Verbunt和Zwaan的“标准”处方磁制动。在此假设下，质量和有效温度的LMBHB的模型秒数是在一个令人满意的协议与质量和有效温度（从他们的光谱推断）的观察到的施主在LMBHB。如果假设这些系统中的吸积盘被截断（“泄漏”），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种群主要是由在RLOF具有未进化或轻微进化（X_c > 0.35）施主的系统形成的。当初始施主质量约为1个太阳质量且X_c < 0.35时，SXT的周期可能较长（0.5 - 1天）。没有必要援引几乎氢耗尽核的供体来解释LMBHB的起源。我们的模型表明，一个非常高的效率，共同的信封喷射是必要的，以形成LMBHB，除非目前普遍接受的经验估计的质量损失率风前WR和WR-明星显着高估。
2008-05-26 astro-ph
CV and LMXB Population Synthesis
我讨论人口合成方法的背景下，低质量的紧凑型双星。两个例子，都限制了轨道角动量损失的基本未知的强度，说明了这种研究的力量和问题。对于CV，“标准”中断磁制动模型预测，低于周期间隙的系统平均比高于间隙的系统更老。在空间速度色散的相应差异是可测试的观测，独立的亮度依赖的选择效果。对于LMXB，短周期中子星系统之间的瞬变分数是一个重要的诊断量，不仅约束角动量损失率，而且约束出生时给予中子星的反冲速度和公共包络效率。小反冲（小于100公里/秒），低效率和弱磁制动强烈青睐。
1997-08-20 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
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
Chandra detection of XTE J1650-500 in quiescence and the minimum luminosity of black hole X-ray binaries
银河系黑洞X射线双星XTE J1650-500在2001-2002年的大爆发之后进入了一个平静的状态。在这里，我们报告的第一次检测到它的静态对应物在36千兆赫的观测在2007年7月与钱德拉X射线天文台。推断出0.5-10 keV的未吸收通量在2.5-5.0x1e-15 erg/s/cm^2的范围内。尽管大的距离不确定性，测量到的光度是最微弱的检测到的黑洞X射线双星，所有的轨道周期接近预期的分叉期间之间的j-和n-驱动的低质量X射线双星。这表明，对于静止的黑洞来说，几个1 e30 erg/s可能是一个极限光度值。
2008-06-22 astro-ph
Evolutionary Binary Sequences for Low- and Intermediate-Mass X-ray Binaries
我们提出了一个系统的研究结果的演变的低和中等质量的X射线双星（LMXB和IMXB）。利用标准的Henyey型恒星演化程序和双星相互作用的标准模型，计算了100个包含一颗中子星和一颗正常型伴星的双星演化序列，其中次级恒星的初始质量为0.6 ~ 7 \Ms，初始轨道周期为$\sim 4 $ hr ~ $\sim 100 $ d。这个模型网格对LMXB和IMXB可能遇到的整个参数范围进行了采样。这些序列显示了各种各样的演化历史和结果，不同的传质机制在不同的阶段占主导地位。很少有序列类似于激变变星的经典演化，其中演化仅由磁制动和引力辐射驱动。许多系统在热时间尺度上经历质量传递阶段，并且可能在该阶段之后立即短暂地分离（对于更大质量的秒）。与以前的结果（\markcite{Tauris1} Tauris & Savonije 1999）一致，我们发现所有的序列与（子）巨大的捐助者高达$\sim 2\Ms$是稳定的动态质量转移。次级具有辐射包络的序列对于初始质量高达$\sim 4\Ms$的动态质量转移是稳定的。（节略）
2001-07-15 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
Models for Low-Mass X-Ray Binaries in the Elliptical Galaxies NGC3379 and NGC4278: Comparison with Observations
我们提出了两个椭圆星系NGC 3379和NGC 4278中低质量X射线双星（LMXB）的形成和演化的理论模型。模型是用最近更新的StarTrack代码计算的（Belczynski等人，2006年），假设只有一个原始星系场LMXB人口。StarTrack是一个先进的人口合成代码，已经使用详细的双星计算进行了测试和校准，并结合了双星演化的所有重要物理过程。模拟的目标是建模和了解这些星系中的点源的X射线光度函数（XLF）的起源。这是我们第一次探索亮度低至3X10^36 erg/s的星群XLF，正如最近的观测结果所探测的那样（Kim等人，2006年）。我们认为，在不同的CE效率，恒星风处方，磁制动定律和初始质量函数的星系领域的LMXB的形成和演变的模型。我们确定的模型，产生一个XLF在良好的协议与观察的形状和绝对归一化。我们还发现，瞬态系统的爆发光度的治疗仍然是一个决定性的因素，因为建模的人口占主导地位的瞬态X射线系统的XLF。
2008-01-07 astro-ph
The role of General Relativity in the evolution of Low Mass X-ray Binaries
我们研究了低质量X射线双星（LMXB）和毫秒双星射电双星（MSP）的演化，数值模拟考虑了伴星、双星系统和中子星的演化。根据广义相对论，当能量被释放时，系统会失去引力质量。此外，如果中子星的质量超过一个临界极限，它会坍缩成一个黑洞，这取决于状态方程。这些事实有一些有趣的结果：1）在MSP中，质量-能量损失的特定角动量小于系统的角动量，导致对轨道周期导数的正贡献。如果这种贡献占主导地位并且可以测量，我们就可以提取出关于中子星的转动惯量的信息，因为能量损失率取决于它，这样的测量可以帮助限制超致密物质的状态方程。2)在LMXB的分叉周期（\sim 18小时）以下，中子星生存的周期差距，只有当它的质量小于最大的非旋转质量时，同伴成为完全对流和吸积暂停。因此，只有当吸积物质的大部分从系统中喷出，或者超致密物质的状态方程很硬时，才能形成像SAXJ1808.4 -3658这样的短周期（P <2 h）毫秒X射线脉冲星。3)在分叉周期以上的低质量X射线双星中，质量-能量损失降低了质量传递速率。作为副作用，伴星的内核比没有坍缩主星的系统大1%。由于这种差异，系统的最终轨道周期比不考虑质量-能量损失效应时的轨道周期大20%。
2005-02-21 astro-ph
Structure and evolution of low-mass W UMa type systems -- II. with angular momentum loss
在前一篇文章中，我们用Eggleton的演化程序讨论了没有角动量损失（AML）的低质量WUMa型接触双星的结构和演化。该模型表现出循环行为的边缘接触状态的热时标。每个周期的一部分时间是在接触中度过的，一部分是在半分离状态中度过的。根据观察，WUMa系统遭受AML。本文提出了由引力波辐射（GR）或磁星风（MSW）引起的具有AML的低质量接触双星模型。我们发现引力辐射不能阻止WUMa系统的循环演化，引力辐射对接触双星演化的循环行为的影响几乎可以忽略。我们还发现，W UMa系统最可能的AML机制是磁制动，并且磁制动效应可以增加循环演化的周期，并缩短在不良热接触状态下花费的时间的分数。如果WUMa星不经历周期演化，并且它们的角动量损失是由两个分量的MSW同时引起的，我们发现参数$λ$的值应该取一个比单星观测值大的值。这表明，在W UMa系统的AML效率可能会降低，因为在W UMa系统中的组件的对流信封中包含的质量较少的非接触星相比。如果WUMa系统以恒定速率失去角动量。$\frac{{\rm dln}J}{{\rm d}t}\approx 1.6\times 10^{-9} {\rm yr^{-1}}$的角动量率可以防止模型的循环行为，并且模型可以以基本恒定的接触深度保持良好的接触。
2004-12-03 astro-ph
Superhumps in Cataclysmic Binaries. XXV. q_crit, epsilon(q), and Mass-Radius
我们报告的成功和失败，在寻找积极的超级驼峰激变变量，并显示作为轨道周期的函数的超级驼峰分数。基本上，所有的短周期系统都是这样，所有的长周期系统都不是，并且在P_orb=3.1+-0.2hr时有50%的成功率，我们可以用这个来测量产生超级峰的临界质量比。在一个适合激变变星的质量-半径关系式下，假设白矮星的平均质量为0.75M_sol，我们得到质量比q_crit=0.35+-0.02。我们还报告了几个独立已知质量比的恒星的超峰研究：室女座XZ，波江座XZ，宝瓶座UU和Uma KV（= XTE J1118+480）。后两个是特别感兴趣的，因为它们代表了最极端的质量比，精确的超级驼峰测量已经完成。我们使用这些来改进ψ（q）校准，通过该校准，我们可以从易于测量的ψ（P_superhump相对于P_orb的分数周期超额）推断难以捉摸的q。这个关系允许在任何有超级驼峰的CV中估算二级恒星的质量和半径。由此产生的质量-半径定律表明，在0.2 M_sol附近半径明显不连续，正如2.1-2.7小时周期间隙的破坏磁制动模型所预测的那样。这实际上是CV次要的“经验主序列”。
2005-07-15 astro-ph
Precessing warped accretion discs in X-ray binaries
本文研究了X射线双星中吸积盘的辐射驱动翘曲。采用最新的演化方程，将经典的α理论推广到具有非线性翘曲的含时薄圆盘。我们还开发了准确的，解析表达式的潮汐扭矩和辐射扭矩，包括自遮蔽。我们研究了可能的非线性动力学系统的分支理论的框架内。首先，我们重新研究的稳定性，最初的平盘的普林格尔不稳定性。然后，我们直接计算代表稳定进动盘的非线性解的分支。最后，我们确定了非线性解的稳定性。每个问题只涉及常微分方程，允许快速，准确和良好的解决方案。我们发现，辐射驱动的翘曲可能不是一个常见的发生在低质量的X射线双星。我们还发现，稳定的，稳定的旋进盘存在一个狭窄的参数范围接近稳定极限。这可以解释为什么很少有系统显示出明显的、可重复的“超轨道”变化。这类系统的最佳例子，Her X-1、SS 433和LMC X-4，都接近合理选择参数的稳定极限。远离稳定极限的系统，包括Cyg X-2，Cen X-3和SMC X-1，可能会经历准周期或混沌变化，这是Wijers和Pringle首先注意到的。我们表明，辐射驱动的翘曲提供了一个连贯的和有说服力的框架，但它并没有提供一个通用的解释，在所有X射线二进制的长期变化。
2000-09-17 astro-ph
Angular Momemtum of Binary Asteroids: Implication for their possible origin
在这项工作中，我们描述了对广泛观测的主带和特洛伊双星的物理和轨道特征的深入研究，主要来自LAOSA（大型小行星自适应光学调查，Marchis等人，2006 c）数据库，以及分叉对象的选择。计算和讨论了每个系统的无自旋量，如比角动量和主自旋速率。他们认为，这些小行星系统可能是旋转裂变或质量脱落的结果，可能受到外部扭矩的母体。由一个大的主星（Rp > 100 km）和一个小得多的副星（Rs < 20 km）组成的分离双星最显著的特征之一是它们的总角动量都是0.27。这个值非常接近旋转流体的麦克劳林-雅可比分叉（0.308）。另外，由相似大小的组件组成的接触双星和潮汐锁定双小行星的角动量大于0.48。它们成功地与旋转流体质量的裂变平衡序列进行了比较。总之，我们发现，总角动量是一个有用的代理，以评估这种系统的内部结构。
2007-09-13 astro-ph
The Dearth of low-luminosity Globular Cluster LMXBs in NGC 3379
我们对邻近椭圆星系NGC 3379的{ \it Chandra}进行了深度监测观测，在该星系的{ \it Hubble}/{ \it Chandra}联合视场中探测到了9个球状星团和53个低质量X射线双星。比较这些群体，我们发现一个非常显着的缺乏GC LMXB在低（0.3-8千电子伏）X射线光度（在$\sim 10^{36}$到$\sim 4\times10^{37}$尔格s $^{-1}$范围）探测与我们的观察。这一结果与所有LMXB都在GC中形成的命题相冲突。GC中缺乏低光度源与由于恒星相互作用而形成的连续LMXB以及从持久到瞬态LMXB的过渡是一致的。观察到的截止X射线光度有利于LMXB与主序列捐助者的优势，而不是超紧凑的白矮星捐助者的双星;超紧凑可能会作出重大贡献，只有当他们的磁盘不受X射线照射。我们的研究结果表明，目前的理论的磁性恒星风制动可能会更好地为未进化的同伴GC LMXB比现场LMXB和灾难性的变量在银河系中，这些同伴可能有所发展。
2007-10-29 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
Compact Object Modeling with the StarTrack Population Synthesis Code
我们提出了一个全面的描述人口合成代码StarTrack。原始代码已进行了重大修改和更新。这里特别强调导致致密天体（白矮星、中子星和黑洞）形成和进一步演化的过程。单星和双星的人口被认为是。该代码现在包含了所有质量转移阶段的详细计算，潮汐引起的轨道演变的全面实施，以及磁制动的最新估计。这个更新版本的StarTrack可用于各种各样的问题，与许多当前和计划中的天文台相关，例如，研究X射线双星（钱德拉，XMM-牛顿），引力辐射源（LIGO，LISA），和伽马射线暴祖先（HETE-II，斯威夫特）。该代码已被用于研究银河系和河外X射线双星种群，年轻星团中的黑洞，Ia型超新星的祖先，和双紧凑对象种群。在这里，我们详细描述了输入物理，我们提出的代码校准和测试，我们概述了我们目前的研究背景下的X射线二进制人口。
2007-06-07 astro-ph
On the Binding Energy Parameter of Common Envelope Evolution. Dependency on the Definition of the Stellar Core Boundary during Spiral-in
根据二元相互作用的标准图，通过共同包层（CE）和螺旋进入阶段的演化幸存的二元的结果由在质量传递开始时的供体星的内部结构以及用于供体的H包层的喷射的鲜为人知的效率参数η_CE确定。在本研究报告中，我们讨论了将喷出的未处理的富氢物质与施主的内核区域（恒星的中心部分，稍后将收缩形成致密物体）分开的分叉点。我们表明，这一点的确切位置是非常重要的评估的结合能参数，λ，这是用来确定后CE轨道分离。在这里，我们比较各种方法来定义的分歧点（核心/信封边界）的演化恒星质量为4，7，10和20 M太阳。我们考虑了比核能产生率剖面、质量密度梯度的变化（Bisscheroux 1998）、氢含量小于10%的内部区域、Han等人（1994）提出的方法和熵剖面。我们还计算了有效多变指数分布。熵剖面方法测量对流边界（在特定熵的平坦度开始时），这不等同于RGB恒星的核心边界。因此，这种方法不适用于RGB星，除非CE的实际分叉点位于外对流区的底部（导致较大的λ值和较大的CE后轨道分离）。在形成高度简并和凝聚核心的AGB上，我们发现各种方法之间具有良好的一致性，除了大质量（20 M太阳）恒星之外。
2001-01-30 astro-ph
Classical Novae as a Probe of the Cataclysmic Variable Population
经典新星（CNe）是激变变星（CV）中质量转移到白矮星上的最明亮的表现。因此，他们是探针的质量传递速率，Mdot和WD质量，Mwd，在这些相互作用的二进制文件。我们的计算的CN点火质量的依赖性，Mign，Mdot和Mwd产生这些爆炸的复发时间。我们发现，所观察到的CNe轨道周期分布是一致的中断磁制动演化的情况下，在轨道周期Porb > 3小时的质量转移驱动的角动量损失通过风从伴星和Porb < 3小时的引力辐射。大约50%的CNe出现在Mdot ~= 10^{-9} Msun/yr、Porb = 3-4 hr的双星中，其余50%平均分布在比这更长（Mdot更高）和更短（Mdot更低）的Porb中。不同CV对氯化萘速率的相对贡献的分辨率告诉我们，每年产生一个氯化萘需要3（9）x10^5个WD质量为1.0（0.6）Msun的CV。利用在外部星系中测量的K波段CN比率，我们发现CV出生率为2（4）× 10 ^{-4}/年/10^{10}Lsun，K，非常类似于椭圆星系中光度特定的Ia型超新星比率。同样，我们预测在一个老的恒星星族中，每10^6个Lsun，K对应60-180个CV，与球状星团47 Tuc中X射线识别的CV数量相似，相对于磁场来说并不过剩。使用两个组件的CV演化的稳态模型，我们表明，这是磁性的CV（22%）的分数意味着出生率为8%，相对于非磁性CV，类似于强磁场WD的分数。（…
2005-03-24 astro-ph
Evolution of Compact-Binary Populations in Globular Clusters: A Boltzmann Study. I. The Continuous Limit
我们探索了一个研究球状星团致密双星种群演化的玻尔兹曼方案。我们包括紧凑的二进制形成的潮汐捕获和交换遇到，二进制破坏的解离和其他机制，和二进制硬化遇到，引力辐射和磁制动的过程中，质量转移过程中的轨道演变，以下罗氏瓣接触。对于随机性质的遭遇过程，我们在本介绍性工作中研究了概率连续极限，将随机项的具体处理推迟到下一步。我们着重研究了上述过程对球状星团中X射线源N_{XB}的数量和X射线双星轨道周期分布的影响。我们调查的依赖N_{XB}上的两个基本的集群属性，即，恒星和恒星的二进制闪烁率参数'伽玛'和'伽玛'，我们称之为Verbunt参数。我们比较我们的模型结果与观察，表明N_{XB}的模型值和他们预期的缩放Verbunt参数与最近的银河系球状星团的X射线观测结果吻合得很好，鼓励我们建立更详细的模型。
2007-08-10 astro-ph
Cataclysmic Variables with Evolved Secondaries and the Progenitors of AM CVn Stars
我们提出的激变变量（CV）和相关系统的系统研究的结果，结合详细的二进制人口合成（BPS）模型与网格的120个二进制演化序列计算的Henyey型恒星演化代码。在这些序列中，我们使用3个质量的白矮星（0.6，0.8，1.0 Msun）和7个质量的供体恒星在0.6-1.4 Msun的范围内。最短的轨道周期被选择为具有最初未演化的次级质量，而每个次级质量的最长轨道周期被认为刚好长于分叉周期（16 - 22小时），超过该分叉周期，系统将向长轨道周期演化。这些计算表明，系统开始与演化secondaries接近尾声或刚刚结束后，他们的主序列阶段成为超紧凑的系统，周期短至7分钟。这些系统是很好的候选人AM CVn星。使用一个标准的BPS代码，我们展示了如何在质量传递开始时的CV的属性取决于共同包络（CE）喷射的效率和磁制动的效率。在我们的标准模型中，CE抛射是有效的，所有CV中约有10%最初是经过二次演化的（中心氢丰度X_c < 0.4），并最终成为超紧凑系统（这意味着银河系中类似AM CVn的恒星的诞生率为10^{-3} yr^{-1}）。几乎所有的CV的轨道周期长于5小时被发现最初演变或相对大规模的secondaries。我们表明，它们的有效温度分布与Beuermann等人（1998）得到的谱型分布非常一致。
2001-09-11 astro-ph
Constraints on the Size of Extra Dimensions from the Orbital Evolution of the Black-Hole X-Ray Binary XTE J1118+480
在兰德尔-桑德拉姆类型的宇宙中，黑洞是不稳定的，并在额外维度中发射引力模式。这导致天体物理学黑洞的寿命大大缩短，并导致黑洞双星的轨道周期发生可观测的变化。我得到了一个上限的变化率的二进制XTE J1118+480的轨道周期和约束的渐近曲率半径的额外的维度的值，这是相同的顺序，从其他天体物理来源的约束。XTE J1118+480的一个独特性质是，由于单独的磁制动，轨道周期的预期变化率是如此之大，以至于只需对轨道周期进行一次额外的测量，就可以首次探测到黑洞双星的轨道演化，并对35微米量级的额外维度的大小施加迄今为止最严格的限制。
2009-09-30 astro-ph gr-qc hep-ph
Magnetic processes in a collapsing dense core. II Fragmentation. Is there a fragmentation crisis ?
节录。很大一部分恒星是在双星系统中发现的。因此，研究致密分子核心的碎裂对于我们理解恒星形成过程是很重要的。我们研究了磁场的影响，理想地耦合到气体，在多个系统的崩溃核心的破碎。我们提出了高分辨率的数值模拟与RAMSES MHD代码开始与一个均匀的球体在固体旋转和一个均匀的磁场平行于旋转轴。我们特别注意的强度的磁场和解释的结果，使用的分析在一个配套文件。结果在很大程度上取决于最初播种的扰动的幅度$A$。对于一个低的振幅，$A=0.1$，我们发现，超过临界质量-通量比，$μ$，高达$μ= 20$，离心支撑的磁盘，在流体动力学的情况下，碎片的质量-通量的值是稳定的，并保持轴对称。详细的研究表明，这是由于快速增长的环形磁场诱导的磁盘内的微分运动。对于$μ$值较小的$\simeq 5$，对应于较大的磁场强度，由于磁制动，没有离心支撑的磁盘。当扰动的幅度等于$A=0.5$时，每个初始峰独立地发展，并且核心碎片为大范围的$μ$。只有当$μ$的值接近1时，磁场才能够防止碎裂。由于大部分恒星是双星，低磁场强度的结果阻止了在弱扰动情况下的碎裂，这是有问题的。我们讨论了三种可能的机制...
2007-09-18 astro-ph
Phase Diagram for Spinning and Accreting Neutron Stars
将中子星组态视为夸克系统，用夸克核组态的分界线N_{crit}（Omega）得到了角速度（Omega）-重子数（N）平面上的相图。在辐射和质量吸积作用于恒星的外力矩定义的不同情形下，研究了该图中中子星演化的轨迹。它们显示了当恒星进入夸克核状态时旋转运动学的特征变化。对于孤立的恒星，研究了解除禁闭的制动指数信号对恒星质量的依赖性。对不同初始磁场、磁场衰减时间、初始质量和质量吸积率的吸积低质量X射线双星在相图中的自旋演化进行了模型计算。这些物体在相图中的线N_{crit}（欧米茄）的人口集群建议作为一个可观察到的信号的解除禁闭相变，如果它存在的自旋和吸积中子星。
2002-07-14 astro-ph hep-ph nucl-th
