Orbital periods of cataclysmic variables identified by the SDSS. II. Measurements for six objects, including two eclipsing systems
继续我们从论文I（Southworth等人，2006），我们提出了中等分辨率光谱和宽带测光的七个激变变量（CV）发现的SDSS。对于其中六个天体，我们得到了精确的轨道周期，所有这些都是第一次测量。对于SDSS J013132.39+090122.2，它包含一个非径向脉动的白矮星，我们发现一个轨道周期为81.54 +/- 0.13分钟和一个低的径向速度变化幅度指示一个极端的质量比。对于SDSS J205914.87+061220.4，我们发现一个周期为107.52 +/- 0.14分钟。这个物体是一个矮新星，在我们的观测中，它从第一次记录的爆发开始逐渐消失。SDSS J155531.99-001055.0的INT测光表明，该系统经历了1.5等深的日全食，发生在113.54 +/- 0.03分钟的周期内。SDSS J075443.01+500729.2的NOT光变曲线表明，该系统也是食，在205.965 +/- 0.014分钟的周期，但这里的日食是V形的，只有0.5等深。它的低发射线强度，轨道周期和V形日食明确地标志着它是一个新星天体。SDSS J005050.88+000912.6和SDSS J210449.94+010545.8的WHT光度测定分别产生80.3 +/- 2.2和103.62 +/- 0.12 min的周期。第七个也是最后一个系统SDSS J165658.12+212…
2007-09-04 astro-ph
ULTRACAM observations of SDSS J170213.26+322954.1 - an eclipsing cataclysmic variable in the period gap
本文介绍了食激变变星SDSS J1702 +322954.1（以下简称SDSS J1702+3229）的高速三色测光。该系统的轨道周期为2.4小时，处于灾变变星的“周期间隙”之内。我们通过卡方最小化拟合到观测到的光变曲线的日食参数化模型来确定系统参数。我们得到质量比q = 0.215 +/- 0.015和轨道倾角i = 82.4 +- 0.4度。初始质量为M_w = 0.94 +/- 0.01 Msun。次级质量和半径分别为Mr = 0.20 +/- 0.01 Msun和Rr = 0.243 +/- 0.013 Rsun。我们发现它与系统的距离为440 +/- 30 pc，而其次级恒星的有效温度为3800 +/- 100 K（对应于M0 +/- 0.5V的光谱类型）。距离和有效温度都与以前通过红星光谱得出的值一致。第二颗恒星的质量比预期的轨道周期要小得多，而且比预期的质量要热得多。这可以解释，如果次级恒星是显着进化的：质量和有效温度是一致的次级恒星，开始质量转移与大大减少中央氢分数。SDSS J1702+3229中的第二颗恒星的性质支持了这样的预测，即在周期间隙内可能会发现具有演化的第二颗恒星的CV。
2006-07-04 astro-ph
A New Low-Mass Eclipsing Binary from SDSS-II
我们提出了一个新的低质量双线食双星系统的观测发现使用重复观测的天球赤道从斯隆数字巡天II。我们用近红外光度法和光谱法测量了这个短周期[P=0.407037（14）d]系统及其两个组分的性质。我们发现这两个分量的参数为：M_1=0.272+/-0.020 M_sun，R_1=0.268+/-0.010 R_sun，M_2=0.240+/-0.022M_sun，R_2 =0.248+/-0.0090 R_sun，T_1=3320+/-130K，T_2 =3300+/-130K。这个系统的两个组成部分的质量和半径与基于低质量恒星模型的理论预期吻合得很好，在公认的大误差范围内。未来的天气调查，如泛星和LSST将产生丰富的信息，低质量的食系统，并应使之成为可能，与后续观测的依赖增加，以检测许多系统与低质量和亚恒星的同伴。随着大量的对象，这些调查将产生高质量的测光，我们建议，它成为可能，以确定这样的系统，即使稀疏的时间采样和相对较少的个人观察。
2008-06-17 astro-ph
The Clusters AgeS Experiment (CASE). I. V209 omega Cen - An Eclipsing Post-Common Envelope Binary in the Globular Cluster omega Cen
我们使用测光和光谱观测的分离食双星V209欧米茄Cen推导出的质量，半径和光度的组成恒星。该系统具有日全食，并根据测量的系统速度和推导出的距离，是一个成员的球状星团欧米茄岑。我们得到0.945 +/- 0.043 Msun，0.983 +/- 0.015 Rsun和6.68 +/- 0.88 Lsun的冷却器，但更大，更明亮的主要组成部分。次级分量具有0.144 +/- 0.008 Msun、0.425 +/- 0.008 Rsun和2.26 +/- 0.28 Lsun。有效温度估计为9370 K的初级和次级在10866 K。在星团的色星等图上，主分量位于蓝离散星区的尖端和扩展的水平分支之间，而次分量位于热亚矮星所占区域的红色边界附近。然而，它的半径太大，有效温度太低，不可能是sdB星。我们提出了一个方案，导致形成一个系统，这种不寻常的属性与主要组成部分"re-re-breaking“从前白矮星的吸积一个新的信封，通过质量转移从它的同伴。第二颗恒星在开始上升到次巨星分支时已经失去了大部分的外壳。它未能点燃其核心的氦气，目前由氢燃烧外壳提供动力。
2007-04-26 astro-ph
AA Dor - An Eclipsing sdOB - Brown Dwarf Binary
AA Dor是一颗食、近、后共包络双星，由一颗sdOB主星和一颗看不见的质量非常小的副星组成，正式名称为棕矮星。这颗褐矮星可能是一颗前行星，它在一个共同的包络阶段幸存下来，甚至获得了质量。最近确定的组件的质量从结果的NLTE光谱分析和随后的比较演变的轨道显示出差异的质量来自径向速度和日食曲线。为了研究这一问题，我们采用了相位分辨高分辨高信噪比光谱技术。我们提出的NLTE频谱分析的主要结果，其轨道参数的分析，并讨论可能的演变情况。
2003-11-25 astro-ph
Post Common Envelope Binaries from SDSS - III. Seven new orbital periods
我们提出了后续的光谱学和光度学的11后共同信封二（PCEB）的候选人确定从多个斯隆数字巡天（SDSS）光谱在早期的文件。使用\Lines{Na}{I}{8183.27,8194.81}吸收双峰对其中9个系统进行了径向速度测量，并提供了$\Porb= 2.7-17.4$ h范围内6个轨道周期的测量结果。三个PCEB候选人没有表现出显着的径向速度变化在后续数据中，我们讨论了单独使用SDSS光谱识别PCEB的影响。差示光度法证实了我们的一个光谱轨道周期，并提供了一个额外的\Porb测量。估计的二元参数的七个对象，我们已经测量了轨道周期和径向速度振幅的低质量伴星，$K_\mathrm{sec}$。到目前为止，我们已经公布了9个SDSS PCEB轨道周期，它们都是$\Porb<1$ d。我们进行Monte-Carlo模拟，并表明，$3σ$ SDSS径向速度的变化仍然应该是可检测的系统在轨道周期范围内的$\Porb\sim1-10$天。因此，我们的研究结果表明，PCEB的数量显着减少$\Porb>1$天，在共同的信封阶段的双星的轨道能量可能是不太有效地用于驱逐信封比经常假设。
2008-08-15 astro-ph
First science with SALT: peering at the accreting polar caps of the eclipsing polar SDSS J015543.40+002807.2
我们简要介绍了最近完成的南部非洲大望远镜（SALT）的属性，以及它的第一个光成像仪SALTICAM。使用这台仪器，我们对日食极地SDSSJ015543.40+002807.2进行了4.3小时的高速未过滤光度观测，时间分辨率短至112 ms，是迄今为止此类极地观测中质量最高的。该系统在其高光度状态下被观察到。在日食光变曲线上可以清楚地看到两个吸积极。双星系统的参数已经受到限制：白矮星的质量处于激变变量预期范围的低端。建立了白矮星表面吸积区位置与双星系统参数之间的相关关系。吸积区域的大小和它们在日食与日食之间的相对运动被估计：它们通常是4-7度，这取决于白矮星的质量。只有当获得同类的低态数据并测量白矮星食的接触相位时，这些观测的潜力才能完全实现。
2006-07-12 astro-ph
Post Common Envelope Binaries from SDSS. I: 101 white dwarf main sequence binaries with multiple SDSS spectroscopy
我们提出了一个详细的分析，101白矮星主序星（WDMS）从斯隆数字巡天（SDSS）的多个SDSS光谱。我们检测到显着的径向速度变化，在18 WDMS，确定它们作为后共同包络二进制（PCEBs）或强PCEB候选人。严格上限的轨道周期计算，从0.43到7880天。由于稀疏的时间采样和相对较低的光谱分辨率的SDSS光谱，我们的研究结果意味着PCEB分数>=15%之间的SDSS数据库中的WDMS。使用光谱分解/拟合技术，我们确定了白矮星的有效温度和表面重力，质量，和二级恒星光谱类型的所有WDMS在我们的样本。根据WDMS光谱与白矮星模型和主序星模板之间的通量标度因子，得到了两个独立的距离估计。在我们的样本中，大约三分之一的系统显示出两个距离估计值之间的显着差异。在大多数不一致的情况下，基于第二颗星的距离估计太大。对这种现象的一个可能的解释是，我们从SDSS光谱中确定的二级恒星光谱类型系统性地过早了1-2个光谱类。这种行为可以用恒星活动来解释，如果冷暗斑覆盖了恒星的很大一部分，会提高斑点间区域的温度。最后，我们讨论了SDSS项目提供的WDMS样本的选择效果。
2007-07-27 astro-ph
A Dor - An Eclipsing Subdwarf - Brown Dwarf Binary
AA Dor是一颗食、近距离、后共包络双星（PCEB），由一颗sdOB主星和一颗看不见的质量极低的冷伴星组成。这个系统的演化看起来很神秘--最近对主星的光谱分析结果表明，主星在形式上是一颗棕矮星。我们提出的光谱分析，这是基于相位分辨高分辨率和高SN光谱的结果。
2004-01-02 astro-ph
FUV Spectroscopy of the sdOB Primary of the Eclipsing Binary System AA Dor
AA Dor是一个黯然失色的、封闭的、后公共信封二进制（PCEB）。我们提出了一个详细的光谱分析的基础上获得的观测与远紫外光谱探测器（FUSE）的sdOB主星。由于星际吸收的强烈污染，我们必须对恒星光谱和星际线吸收进行建模，以便很好地再现FUV观测并精确确定光球参数。
2007-10-09 astro-ph
An evolutionary study of the pulsating subdwarf B eclipsing binary PG1336-018 (NY Vir)
亚矮星B（sdB）的形成在目前的恒星单星和双星演化框架内还没有得到很好的理解。在这项研究中，我们专注于在极短周期食双星PG 1336 -018的脉动sdB星的形成和演化。我们的目标是完善这个独特系统的形成场景，以便它可以面对观测。利用详细的恒星演化计算，我们探测了短周期双星中sdB星的祖先星的结构。将其应用于PG 1336 -018，我们重建了sdB星形成期间的公共包络相位。结果解释的标准共同包络形式主义（α-形式主义）的基础上的能量方程，和另一种描述（γ-形式主义）使用角动量方程。我们发现，如果共同的信封演变所描述的α-形式主义，sdB祖最有可能经历了氦闪光。然后，我们预计sdB质量在0.39和0.48 Msun之间，并且sdB祖细胞初始质量低于~2 Msun。然而，γ形式的结果限制较少，在这种情况下可能有更宽的sdB质量范围（0.3 - 0.8 Msun）。未来的地震质量测定将对PG 1336 -018的形成，特别是对CE阶段产生强烈的约束。
2007-08-01 astro-ph
Post common envelope binaries from SDSS. II: Identification of 9 close binaries with VLT/FORS2
斯隆数字巡天被证明在识别白矮星/主序星双星（WDMS）方面非常有效。人口的WDMS系统包括广泛的系统，其恒星组成部分的发展，如单星和-更有趣的是在近距离双星演化的背景下-PCEBs。我们进行了一个大规模的后续调查，以确定和验证的PCEB之间的WDMS二进制文件，已发现与SDSS。我们使用一个两步的策略，在第一阶段和轨道周期确定WDMS之间的PCEBs的识别。在这里，我们提出了我们的VLT/FORS 2试点研究的第一个结果，其目标是在较暗（g>~18.5）的SDSS-WDMS中识别PCEB。从公布的SDSS目录中，我们选择了26个WDMS目标进行观察VLT/FORS 2。使用光谱分解/拟合技术，我们确定了白矮星的有效温度和表面重力，质量，和二级恒星光谱类型的所有WDMS在我们的样本。我们使用NaI 8183.27，8194.81双合线来测量目标的径向速度变化，并使用Magellan-Clay/LDSS 3对两个显示出显著径向速度变化的系统进行了额外的后续光谱分析。在26个WDMS系统中，我们发现9个强PCEB候选者显示出明显的（>= 3sigma）径向速度变化，我们估计SDSS WDMS中PCEB的比例约为35%。我们发现SDSS-WDMS中PCEBs的相对数量依赖于二级恒星的光谱类型的迹象。这些结果受到少量统计的影响，需要通过额外的观察来证实。对于两个已确定的PCEB候选者，SDS…
2008-03-14 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
A 15.65 solar mass black hole in an eclipsing binary in the nearby spiral galaxy Messier 33
恒星质量的黑洞是在发射X射线的双星系统中发现的，它们的质量可以从它们的伴星的动力学中确定。恒星演化的模型很难在质量大于10个太阳质量的密近双星中产生黑洞，这与已知质量最大的恒星黑洞的质量都在10个太阳质量的1 sigma范围内的事实相一致。在这里，我们报告了最近发现的系统M33 X-7中的黑洞的质量为15.65 +/- 1.45太阳质量，它位于附近的M33星系中，是唯一已知的食双星中的黑洞。为了产生这样一个巨大的黑洞，原始恒星必须保留大部分的外壳，直到核心的氦聚变完成。另一方面，为了使黑洞在其目前的3.45天轨道上围绕其70.0 +/- 6.9太阳质量的伴星，必须有一个"共同的“演化阶段，在这个阶段中，系统失去了大量的质量。我们发现，共同的信封阶段不可能发生在M33 X-7，除非在其演化过程中从祖先的质量损失量是一个数量级小于通常假设的大质量恒星的演化模型。
2007-10-16 astro-ph
The binary properties of the pulsating subdwarf B eclipsing binary PG 1336-018 (NY Vir)
我们提出了一个无偏的轨道解决方案和质量测定的组件的食二进制纽约维尔作为一个关键的测试形成的亚矮星B星的情况。我们获得了高分辨率的时间序列VLT/UVES光谱和高速多色VLT/ULTRACAM光度观测NY Vir，一个快速脉动的亚矮星B星在短周期食双星。结合VLT/UVES光谱的视向速度曲线和VLT/ULTRACAM多色光变曲线，我们确定了该食双星的轨道数值解。由于大量的自由参数和它们的强相关性，没有唯一的解决方案可以找到，只有家庭的解决方案。我们提出了三个解决方案的统计意义相同，其中两个是兼容的主要经历了核心氦闪光和共同的信封阶段所描述的$α$ -形式主义。这两个模型的sdB主要值分别为0.466 \msol和0.389 \msol。最后，我们报告的Rossiter-McLaughlin效应的检测NY Vir。
2007-06-22 astro-ph
Cataclysmic Variables from SDSS III. The Third Year
这篇论文继续了在斯隆数字巡天中发现的新的灾难性变量的系列。我们提出了36个激变变星和一个可能的共生星从斯隆光谱在2002年期间，其中34个是新发现的，2个已知的矮新星（BC UMa，KS UMa）和一个已知的CV从2dF的调查。所有37个系统的位置，颜色和光谱，以及后续的光谱/光度观测的10个系统。与过去两年的数据一样，新的SDSS系统根据其倾角和磁场显示出各种各样的特征，包括3个食系统，4个具有显著He II发射的系统，以及15个显示底层恒星特征的系统。
2004-07-08 astro-ph
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
SDSS J150722.30+523039.8: a CV formed directly from a detached white dwarf/brown dwarf binary?
本文介绍了食激变变星SDSS J150722.30+523039.8（以下简称SDSS J1507）的高速三色测光。该系统的轨道周期为66.61分钟，低于观测到的激变变星的“周期最小值”。我们通过一个参数化的日食模型来确定系统参数，该模型通过卡方最小化来拟合观测到的光变曲线。我们得到质量比q = 0.0623 +/- 0.0007和轨道倾角i = 83.63 +/- 0.05度。主质量为M_w = 0.90 +/- 0.01 M_sun。次级质量和半径分别为M_r =0.056 +/- 0.001 M_sun和R_r = 0.096 +/- 0.001 R_sun。我们发现到系统的距离为160 +/- 10 pc。SDSS J1507中的第二颗恒星的质量远低于氢燃烧极限，使其成为第二个被证实的亚恒星供体。SDSS J1507的轨道周期很短，如果它的第二颗恒星是由核演化而来，或者SDSS J1507是由分离的白矮星/棕矮星双星直接形成的，这就很容易解释了。由于没有任何可见的贡献，从次要恒星，非常低的次要质量和低的HeI（6678 AA）/H α发射线比，我们认为SDSS J1507可能直接形成于分离的白矮星/棕矮星双星。如果得到确认，SDSS J1507将是第一个被确认的此类系统。讨论了双星演化、棕矮星沙漠和共同包络相的意义。
2007-08-01 astro-ph
DE CVn: A bright, eclipsing red dwarf - white dwarf binary
近距离的白矮星-红矮星双星在演化过程中一定经历了一个共同的包层阶段。DE CVn是一颗分离的白矮星-红矮星双星，轨道周期相对较短（约8.7小时）。它的亮度和日食的存在使这个系统成为更详细研究的理想选择。从研究的光度和光谱观测的DE CVn，我们得到的系统参数，我们讨论的框架工作的共同包络演变。日食的光度观测被用来确定精确的星历表。从一个模型拟合到DE CVn的平均低分辨率光谱，我们限制了白矮星的温度和红矮星的光谱类型。的食光曲线进行了分析，并结合从时间分辨光谱确定的红矮星的径向速度曲线，推导出在系统中的组件的倾斜和质量的约束。得到的星历为HJD_min = 2452784.5533（1）+ 0.3641394（2）× E。DE CVn中的红矮星的光谱型为M3 V，而白矮星的有效温度为8000 K。系统的倾角为86（+3，-2）度，红矮星的质量和半径分别为0.41 +/-0.06M_sun和0.37白矮星的质量和半径分别为0.51（+0.06，-0.02）太阳黑子和0.0136（+0.0008，-0.0002）太阳黑子。我们发现白矮星有一个富氢的大气层（DA型）。由于DE CVn经历了一个共同的包络阶段，我们可以重建它的演化，我们发现白矮星的祖先是一个相对低质量的恒星（M <= 1.6 M_sun）。这个系统目前的年龄是3.3-7.3 x 10^9年，而DE CVn演化成半分离系统需…
2007-01-19 astro-ph
Absolute dimensions of the F-type eclipsing binary star VZ Cephei
本文对未演化的1.18天周期的F + G型双线食双星VZ Cep进行了新的V波段差示测光和径向速度测量。我们确定绝对质量、半径和有效温度的精确值如下：M（A）= 1.402 +/-0.015 M（Sun），R（A）= 1.534 +/-0.012 R（Sun），T（eff）= 6690 +/-160 K（对于初级），以及M（B）= 1.1077 +/-0.0083 M（Sun），R（B）= 1.042 +/-0.039 R（Sun），T（eff）= 5720 +/-120 K（次级）。与目前的恒星演化模型相比，太阳附近金属丰度的年龄为1.4 Gyr。恒星之间的温度差，这是更好地确定比绝对值，被发现是约250 K比理论预测的大。如果所有这些差异都归因于次级恒星（与模型相比，次级恒星温度太低），那么这种影响将与其他低质量恒星的类似差异相一致，这些恒星通常被认为与色球活动有关。然而，VZ Cep B的半径（与主星不同，它仍然有一个薄的对流包层）看起来正常，而在其他受活动影响的恒星中，半径系统地大于预测。因此，VZ Cep不仅对标准理论提出了挑战，而且对我们理解其他低质量系统的差异也提出了挑战。
2008-10-28 astro-ph
The rotational velocity of the sdOB primary of the eclipsing binary system LB 3459 (AA Dor)
我们基于107个新的高分辨率和高S/N ESO VLT UVES光谱对LB 3459的初级旋转速度进行了分析。其中105个覆盖了这个双星系统的一个完整的轨道周期（0.26 d）。我们确定了轨道周期P = 22600.702 +/- 0.005秒，径向速度振幅A_1 = 39.19 +/- 0.05公里/秒，T_0 = 2451917.152690 +/- 0.000005。从He II 4686 A谱线轮廓的模拟（基于NLTE模型大气计算），我们得出v_rot = 47 +/- 5 km/sec。我们提出了一个动画，它显示的轨道运动的二元系统，其合成的光变曲线，并比较了相位依赖的变化与观测到的He II 4686 A线轮廓的预测。冷分量的半径几乎与木星相同，但其质量约为木星质量的70倍。因此，从它现在的质量（M_2 = 0.066 M_sun）来看，LB 3459的次级恒星在形式上位于棕矮星质量范围（0.013 - 0.08 M_sun）内。它可能是一颗前行星，在前一个共同包络阶段幸存下来，甚至已经获得了质量。
2003-01-07 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
Two-colour photometry of the binary planetary nebula nuclei UU Sagitte and V477 Lyrae: oversized secondaries in post-common-envelope binaries
本文介绍了行星状星云Abell 63和Abell 46的食双星核UU Sge和V477 Lyr的新的V和R通带CCD测光。我们对VR光变曲线进行了同步分析，并估计了主星和伴星的有效温度：UU Sge为78 000 $\pm$ 3000和6136 $\pm$ 240 K，V477 Lyr为49 500 $\pm$ 4500和3874 $\pm$ 350 K。我们还重新分析了以前测得的径向速度，并将结果与从光变曲线分析中获得的结果相结合，以获得组件的绝对参数。次级恒星的半径比相同质量的主序星的半径要大。我们确定了这些双星系统的后共包络年龄和热时标，并结合一些选定的后共包络双星，探讨了次级成分半径扩大的可能原因。我们的结论是，行星状星云核的次级成分仍然处于热平衡之外，还有两个后共同包层系统：HS 1136+6646和RE 1016-053。对于其他系统，磁活动被认为是它们扩大半径的更合理的原因。我们还估计了UU Sge和V477 Lyr的共同包络效率参数。
2008-10-06 astro-ph
SDSS J142625.71+575218.3: The First Pulsating White Dwarf with a Large Detectable Magnetic Field
我们报告了在独特的脉动碳大气白矮星SDSS J142625.71+575218.3中发现的强磁场。从MMT和Keck望远镜收集的光谱，我们推断的表面场的B_s ~1.2 MG，基于明显的塞曼成分中看到的几个碳线。我们还检测到存在的塞曼分裂的He I 4471线，这是一个指标的存在下，一个不可忽略的量的氦在大气中的这个热DQ星。这对于理解它的脉动是很重要的，因为非绝热理论揭示，在目标恒星的有效温度范围内，一定有一些氦存在于包层混合物中，以激发脉动模式。在目前已知的近200颗脉动白矮星中，这是第一颗具有可检测到的大磁场的恒星。我们认为SDSS J142625.71+575218.3是一颗相当于roAp星的白矮星。
2008-07-07 astro-ph
A multiwavelength investigation of the massive eclipsing binary Cyg OB2 #5
早型双星天鹅座OB 2 #5的性质已经争论了很多年，光谱学和光度学研究得出了相互矛盾的结果。我们试图通过收集新的光学和X射线观测来限制双星的物理性质。我们发现，系统的轨道周期缓慢变化，虽然我们无法区分这种趋势的几种可能的解释。连续光谱光变曲线的最佳拟合解揭示了一种接触配置，其中二级恒星在其面向主星的领先侧显着更亮，更热。次级恒星的平均温度仅略低于主星，而测热光度比为3.1。光变曲线的解得出的距离为925 +/- 25 pc，远低于通常假设的天鹅座OB 2星协的距离。虽然我们确认存在较高的X射线通量的事件，数据显示没有锁相调制与6.6天的周期的食双星，也没有任何明确的X射线通量和6.7年的无线电周期之间的关系。在这个接触双星系统中，次级恒星的明亮区域可能是通过在一个共同的包层中的能量传递以及与主星风的碰撞而加热的。一个共同光球的存在可能也解释了这个系统中恒星的奇怪质光关系。天鹅座OB 2 #5的大部分X射线、非热射电和可能的伽马射线辐射可能来自食双星的组合风与这个多星系统中至少一颗额外恒星的相互作用。
2008-12-19 astro-ph
Searching for the "Missing" PG Hot Subdwarfs in SDSS and GALEX Data
许多EHB星都是在短周期双星中发现的，这些后共包络系统中的伴星不是白矮星就是dM星;这些系统被归类为热亚矮星，因为亚矮星是更明亮的组成部分。假设的洛赫瓣溢出系统（有更大质量的伴星）可能在很大程度上无法被编目，因为伴星的G带或Ca II K线可能导致它们被忽略或丢弃。特别是，许多候选天体由于这种光谱指标而被排除在PG目录之外。这些废弃物中是否包含大量“失踪”的热次矮星？我们已经检查了2 MASS，SDSS和GALEX档案数据的大子集，这些被拒绝的恒星，并得出结论，只有少数（约3%）显示的迹象，联星;大多数是一致的（单）金属贫F星，因为最初的假设。
2005-11-14 astro-ph
The warm circumstellar envelope and wind of the G9 IIb star HR 6902
IUE对食双星HR 6902的观测在四年多的时间里得到了不同的结果，表明存在着温暖的星周物质包裹着G9 IIb主星。光谱表明Si Ⅳ和C Ⅳ的吸收距离达3.3巨半径（R_g）。线比诊断产生的电子温度为~ 78000 K，这似乎是恒定的观察到的高度范围内。应用最小二乘拟合吸收线分析，我们得到列密度作为高度的函数。我们发现亮巨星的内包层（<3R_g）符合流体静力学密度分布。导出的谱线展宽速度约为70 kms^{-1}，足以为所需的尺度高度提供湍流压力支持。然而，在整个高度制度，包括发射线区域的观测得到了改进的协议与外流模型。我们证明，共同的β幂律以及P \propto ρ风产量适当的拟合模型。采用连续质量外流，我们得到的质量损失率M_loss=（0.8 - 3.4）*10^{-11} M_{sun} yr^{-1}取决于特定的风模型。
2000-08-24 astro-ph
V5116 Sgr, an Eclipsing Supersoft Post-Outburst Nova?
V5116 Sgr（Nova Sgr 2005 No. 2），发现于2005年7月4日，于2007年3月被XMM-牛顿观测到，在光学爆发后20个月。X射线光谱显示，这颗新星已经演化成一个纯粹的超软X射线源，在能量超过1 keV时没有明显的辐射。X射线光变曲线显示通量的突然减少和增加约8倍。这与Dobrotka等人（2007年）提出的2.97小时的轨道周期一致，尽管观测持续的时间比整个周期略长。我们估计到V5116 Sgr的距离为11+/-3 kpc。一个简单的黑体模型并不能正确地拟合EPIC光谱，其约化卡^[2]>4。相比之下，有一个富含氖的白矮星大气模型提供了很好的拟合，其nH=1.3（+/-0.1 e21 cm^-2），T=6.1（+/-0.1 e5 K），L=3.9（+/-0.8 e37（D/10 kpc）^2 erg/s（在高通量时期）。这与白矮星外壳中残留的氢燃烧是一致的。在低通量和高通量期间，白矮星大气温度是相同的，排除了X射线源随着通量起源的变化而发生内在变化的可能性。我们推测，X射线光变曲线可能是由一个大倾角系统中的非对称吸积盘部分覆盖造成的。
2008-01-25 astro-ph
