Dust formation by the colliding-wind WC5+O9 binary WR19 at periastron passage
我们提出了红外测光的情节粉尘制造沃尔夫-拉叶系统WR 19（LS 3），跟踪其衰落的第三个观察到的粉尘形成情节在2007年，并加强认为，这些情节是周期性的（P = 10.1+/-0.1 y）。在2001年至2008年之间观测到的O 9分量的径向速度显示出与WC 19一致的RV变化，WC 19是一个高偏心率（e=0.8）的光谱双星，在2007.14年的尘埃形成阶段之前不久通过了近星点。在这方面，WR 19类似于典型的偶发尘埃碰撞风双星系统WR 140。
2009-02-24 astro-ph.SR
Eccentric Ellipsoidal Red Giant Binaries in the LMC: Complete Orbital Solutions and Comments on Interaction at Periastron
利用已知距离的椭球变星模型，即使在没有日食的情况下，也可以精确地确定两个组成部分的质量。我们提出这样的建模使用光和径向速度曲线的椭球红巨星双星在大麦哲伦星云，在那里他们也被称为序列E星。根据光变曲线的形状，恒星被选为可能的偏心系统。我们已经证实了他们的偏心性质，并获得了系统参数使用威尔逊Devinney代码。在我们的样本中，大多数恒星都表现出不等的光极大值和极小值，这是在具有圆形轨道的序列E变星中没有观察到的现象。我们发现的证据表明，红巨星的形状在整个轨道上的变化，由于高偏心率和不同的影响的同伴。在其中两颗红巨星中可以明显看到短暂的脉动。我们确定脉动模式和评论他们的位置在周期光度平面。定义这些系统的参数铺平了道路的建模，以确定由什么机制偏心率保持在进化的二进制文件。
2012-01-05 astro-ph.SR
Cumulative Shift of Periastron Time of Binary Pulsar with Kozai-Lidov Oscillation
研究了具有Kozai-Lidov机制的三重系统，分析了脉冲双星的近星点时间因引力波发射而累积移动的情况。通过直接积分一阶后牛顿运动方程，计算了三重系统密切轨道根数的时间演化。当偏心率变大时，Kozai-Lidov机制将使累积位移的演化曲线弯曲。我们还研究了第三伴星的质量和半长轴的参数范围，在此范围内，累积位移曲线的弯曲可能在100年内发生。
2019-04-26 astro-ph.SR gr-qc
The Young Binary DQ Tau Produces Another X-ray Flare Near Periastron
这项工作是一个多波长计划的一部分，研究X射线/紫外线/光学恒星辐射对年轻的高偏心率二进制DQ头周围的环双星盘的化学的影响。2021年12月5日附近的ALMA观测因天气恶劣而推迟，但支持Swift-XRT-UVOT TOO的观测是成功的。这些雨燕观测以及以前的X射线-光学-毫米数据表明，DQ Tau在近星点附近一直表现出强大的耀斑，为研究耀斑对原行星盘气相离子化学的影响提供了独特的实验室。
2022-04-04 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Evolution of $α$ Centauri B's protoplanetary disc
通过流体动力学模拟，我们研究了半人马座$α$ B周围原行星盘的演化，包括偏心轨道伴星$α$半人马座A的影响。初始圆形轨道盘经历两种类型的偏心增长。首先，由于双星轨道的偏心率，偏心率在双星的轨道周期$P_{\rm orb}$上振荡。其次，对于一个足够小的磁盘纵横比，磁盘经历全球强制偏心振荡的时间尺度约为$20\,P_{\rm orb}$。这些振荡通过粘性耗散衰减，从而为仅在双星轨道周期上振荡的盘留下准稳定的偏心率轮廓。时间平均的全球偏心率在0.05-0.1的范围内，在稳定状态下没有岁差。气体粒子的近星点彼此对齐。圆盘粘度越高，圆盘偏心率越高。与$N$体模拟，我们研究了一个光盘的星子，形成的准稳态原行星盘的轨道特性的演变。我们发现，粒子的偏心率的平均幅度增加，它们的近星点成为彼此错位，一旦他们从气体盘去耦。行星形成所需的低星子碰撞速度表明行星形成发生在由围绕$α$ Centauri B的原行星盘形成的星子盘中，所述盘的粘度必须很小，并且行星形成必须发生在小于约$2.5\,\rm au$的轨道半径处。有气体存在的话，行星形成可能更容易。
2020-06-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
The WR 140 periastron passage 2009: first results from MONS and other optical sources
我们提出的结果，从光谱后续的WR 140（WC 7 + O 4 -5）在其最后一次近星通过在2009年1月。这个天体被称为碰撞风双星的原型，有一个相对较大的周期（~ 8年）和离心率（~ 0.89）。我们提供了更新的轨道参数值，新的估计WR和O星质量和新的限制的质量损失率。
2011-01-07 astro-ph.SR
Transient X-ray Sources as Extremely Eccentric Mass-Transfer Binaries with Compact Companions
Washington University（华盛顿大学）
提出X射线瞬变源由恒星-致密天体偏心双星在近星点处的质量转移产生，并解释其轨道演化及周期性特征。
2026-10-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Solving the Puzzle of the Massive Star System Theta 2 Orionis A
年轻的O9.5 V光谱联星Theta 2 Ori A显示出中等强度的X射线发射和相对较窄的X射线线，这表明它可能是一个磁约束风震（MCWS）源，类似于其更大质量的类似物Theta 1 Ori C。X射线耀斑发生在近星点附近，这使得人们认为耀斑是通过磁重联产生的，因为θ 2 Ori A双星的两个组成部分上的磁层在最近的距离相互作用。我们使用一系列的高分辨率分光偏振观测θ 2 Ori A放置的磁场强度的上限为135 G（95%可信区）。这样弱的偶极磁场不会产生磁约束，也不会产生大的磁层。一个亚像素分析的钱德拉ACIS图像的θ 2 Ori A在静止和耀斑期间获得的显示，硬，耀斑X射线从软，静态发射偏移0.4弧秒。如果软发射与A1/A2光谱双星相关联，则硬的、闪耀的源的偏移和位置角将其置于通过散斑干涉术发现的中等质量A3伴星的位置。光谱偏振和X射线的结果一起指出，A3伴星，而不是大质量的A1/A2双星，是硬的，闪耀的X射线发射源。我们还讨论了一个类似的分析进行的磁性Bp星Sigma Ori E。我们发现其X射线耀斑的起源类似。
2012-05-16 astro-ph.SR
Periastron precession effect of $f$-mode dynamical tides on gravitational waves from eccentric double white dwarfs
针对偏心双白矮星系统，研究动力学潮汐的近星点进动效应，分析共振、混沌等不同情形下的表现及LISA的可探测性，明确不同质量系统中该效应的测量条件。
2024-05-23 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Radial velocity monitoring of Kepler heartbeat stars
心跳星（HB星）是一类具有近星点通道的偏心双星。在它们的光变曲线中明显的特征光度HB信号是由轨道近星点附近的潮汐畸变、加热和多普勒增强的组合产生的。许多HB星在近星点后继续沿着整个轨道振荡，表明一颗或两颗恒星内的振荡模式的潮汐激发。这些系统是已知最偏心的双星系统之一，它们构成了研究潮汐效应的天体物理实验室。我们已经进行了开普勒HB星的径向速度（RV）监测活动，以测量它们的轨道。我们在这里提出我们的第一个结果，包括21个开普勒HB系统的样本，其中19个，我们获得了开普勒轨道和其他3个系统，我们没有检测到统计上显着的RV变化。这里给出的结果是基于2015年开普勒观测季节期间Keck/HIRES摄谱仪获得的218个光谱，它们使我们能够获得使用单一仪器测量轨道的HB星的最大样本，这大约是RV测量轨道的HB星数量的两倍。这里测量的19个系统的轨道周期从7到90 d，偏心率从0.2到0.9。我们发现HB星画出离心率-周期分布的上包络线。因此，HB星可能代表了目前正在通过潮汐轨道圆化进行高偏心率迁移的恒星群体，它们将允许对高偏心率迁移理论进行新的测试。
2016-08-11 astro-ph.SR
Twenty-three New Heartbeat Star Systems Discovered Based on TESS Data
本研究基于TESS测光数据发现23个新的心跳星系统，通过修正模型结合MCMC方法推导其轨道参数，分析了偏心率-周期关系等特征，指出TESS巡天的选择偏差，为偏心轨道双星研究和星表扩充提供了新样本。
2024-09-11 astro-ph.SR
Wind Collision and Accretion Simulations of the Massive Binary System HD 166734
我们运行的流体动力学模拟，遵循碰撞风结构的大规模的二元系统HD 166734沿其二元轨道，并表明，接近近星点通道的二次风被抑制和二次吸积质量从主风。该系统由两颗蓝超巨星组成，质量分别为$M_1 \approx 39.5 ~\rm{M_\odot}$和$M_2 \approx 30.5 ~\rm{M_\odot}$，位于$e \approx 0.618$的$P \simeq 34.538 ~\rm{days}$轨道上。这颗具有高偏心率的近距离O-O双星是通过其轨道在X射线中观测到的，在接近近星点的地方，它显示出一个不寻常的长极小值。我们使用先进的模拟与风加速和处方治疗吸积和模拟整个轨道在高分辨率捕捉风的不稳定性。我们发现，碰撞风结构是不稳定的，即使在apastron。当恒星接近近星点时，次级风被初级风熄灭，次级风开始吸积。吸积阶段持续到$\simeq 12 ~\rm{days}$，我们得到每个周期的吸积质量为$M_{\rm{acc}} \simeq 1.3 \cdot 10^{-8} ~\rm{M_\odot}$。吸积阶段可以解释观测到的系统X射线发射的下降。
2020-01-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type I outbursts in low eccentricity Be/X-ray binaries
Be/X射线双星的I型爆发通常与双星轨道的偏心率有关。中子星在每一次近星点通过时都从Be星周围的衰变盘外部吸积气体。然而，这种机制不能解释I型爆发，已观察到近圆形轨道的Be/X射线双星。流体动力学模拟和分析估计，我们发现，在一个圆形轨道的二进制，一个几乎共面的磁盘周围的Be星可以成为偏心。双星的极端质量比导致Be星盘内部存在3：1的Lindblad共振，这驱动了偏心率的增长。因此，中子星每次接近盘状的近星时都能捕获物质，时间尺度比轨道周期长百分之几。我们已经发现了一个新的应用，这是能够解释所观察到的低偏心率Be/X射线双星的I型爆发的机制。
2019-08-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Separated Fringe Packet Observations with the CHARA Array III. The Very High Eccentricity Binary HR 7345
经过十一年的观测活动，我们给出了以前不起眼的亮星HR 7345（HD 181655、HIP 94981、GJ 754.2）的组合视光谱轨道。使用分离边缘包（SFP）方法和CHARA阵列，我们能够确定一个难以完成的轨道周期为331.609 +/- 0.004天。这11个月的周期使得该系统在干涉仪观测中被隐藏在太阳后面，每次隐藏3年。由于轨道的高偏心率约为一年的90%，在2018年1月之后，近星点阶段将无法再次观测到，直到2021年底。由于其极高的偏心率（0.9322 +/- 0.0001），HR 7345的双线光谱相位可以观测15天。HR 7345如此高的偏心率使其成为可见和光谱轨道目录中最偏心的系统之一。对于这个系统，我们确定几乎相同的组件质量为0.941 +/- 0.076 Msun和0.926 +/- 0.075 Msun以及41.08 +/- 0.77 mas的轨道视差。
2018-08-22 astro-ph.SR
The 2011 Periastron Passage of the Be Binary delta Scorpii
我们描述了高偏心率Be双星系统delta Scorpii 2011近星通道的全球观测活动的结果，其中涉及专业和业余天文学家。我们的光谱观测提供了一个精确的测量系统的轨道周期为10.8092+/- 0.0005年。He II 4686 A线径向速度曲线的拟合确定了2011年7月3日UT 9：20的近星点通过时间，具有0.9天的不确定性。这两个结果是在一个非常好的协议与最近的研究结果从干涉。我们还推导出了新的演化质量的二进制组件（13和8.2 Msun）和一个新的距离136 pc的太阳，符合依巴谷视差。在2011近星点附近观测到的H_α线径向速度和剖面变化反映了次级分量与围绕初级分量的星周盘的相互作用。利用这些数据，我们估计了一个半径为150朗日的圆盘。我们分析了在2000年和2011年的近星点通过时间测量的径向速度变化，以及在20世纪测量的径向速度变化，系统的高偏心率，以及它周围存在弓形激波状结构，这表明三角洲Sco可能是一个失控的三重系统。第三个组成部分应该在已知的双星之外，并在相对于双星轨道平面倾斜至少40度的椭圆轨道上移动，这样的系统才能稳定并对观测到的长期径向速度变化负责。
2013-02-17 astro-ph.SR
A Search For X-ray Emission From Colliding Magnetospheres In Young Eccentric Stellar Binaries
在年轻的双星中，磁层预计会发生碰撞，只有两个系统在近星点附近的X射线波段被观察到：低质量的DQ Tau和更老更大质量的HD 152404。这两颗行星在近星点都表现出高水平的X射线发射。我们的目标是确定年轻的高偏心率双星中碰撞的磁层是否通常会产生升高的平均X射线活动水平。这项工作是基于钱德拉快照的多个近星点和非近星点通道附近的四个年轻的偏心双星（Parenago 523，RX J1622.7-2325 Nw，UZ Tau E和HD 152404）。我们发现，合并的样品的所有4个双星的当前X射线数据显示，增加的平均X射线通量附近的近星点（在约2.5西格玛水平）。这些数据与钱德拉猎户座超深计划（COUP）产生的猎户座星云团中数百颗年轻恒星的X射线特性的进一步比较表明，我们的双星合并样本的X射线发射不能在COUP的X射线活动框架内解释。然而，由于合并的二进制样本的不均匀性和检测到的通量增加的相对较低的统计显著性，这些发现被认为是暂时的。需要更多的数据来证明通量的增加是真实的，并且与磁层碰撞的过程有关。
2016-09-15 astro-ph.SR
Mass transfer in eccentric binary systems using the binary evolution code BINSTAR
我们提出的第一个计算质量转移通过RLOF的一个显着的偏心率使用我们的新的二进制恒星演化代码的二进制系统。本文研究的是一颗1.50+1.40 Msun的主序星双星，其轨道周期约为0.7 d，偏心率为0.25。由于质量转移的恒星组件的反应进行了分析，并在近星点通道的质量转移的演变进行了比较，最近的光滑粒子流体动力学（SPH）模拟。此外，还研究了非零偏心率和非零偏心率对洛希瓣半径的影响，以及潮汐和自转形变对恒星结构的影响。计算是使用最先进的双星演化代码BARMSAR进行的，该代码可以同时计算两颗恒星的结构和轨道参数的演化。在轨道期间的质量转移率的演变有一个类似高斯的形状，在近星点的最大值，在定性与SPH模拟协议。洛希瓣半径由施主星的自旋和轨道偏心率修改。这对传质的持续时间和速率都有显著影响。我们发现，低于某个临界转速，质量转移从来没有发生，而高于某个阈值，质量转移在整个轨道。供体恒星的潮汐和旋转变形使其变得过大，使传质速率进一步提高约10倍，导致非保守传质。质量转移速率与轨道相位的调制产生了每个恒星表面光度和半径的短期变化。根据对具有辐射恒星的圆形系统的研究，较长期的行为表明，施主变得越来越小，亮度越来越低，而吸积体的情况正好相反。
2013-05-27 astro-ph.SR
Simulating the Response of the Secondary Star of Eta Carinae to Mass Accretion at Periastron Passage
我们使用高分辨率的三维流体动力学模拟，以量化的质量吸积到二进制系统船底座座Eta星，探索两套恒星质量，已提出的系统，传统的质量模型（$M_1=120 M_{\odot}$和$M_2=30 M_{\odot}$）和高质量模型（$M_1=170 M_{\odot}$和$M_2=80 M_{\odot}$）。该系统由两颗大质量恒星组成，它们在一个高度偏心的轨道上运行。每个接近近星点的周期，系统都会经历一次光谱事件，在此期间，许多谱线改变了它们的外观，伴随着与破坏风碰撞结构和主风吸积到次级风上相关的x射线发射下降。我们采用四种不同的数值方法来模拟二次风对吸积的响应。每一个都对次级的质量损失率有不同的影响，反过来又决定了吸积质量的数量。高质量模型给出了大多数方法更多的吸积气体和更长的吸积阶段。我们发现，次级的有效温度可以显着降低，由于吸积。我们还测试了不同的偏心率值和较高的初级质量损失率，并发现它们对光谱事件持续时间的影响。我们的结论是，高质量的模型是更好地兼容的吸积质量，$\approx 3 \times 10^{-6} M_{\odot}$，解释减少二次电离光子在光谱事件和兼容其观察到的持续时间所需的量。
2019-04-05 astro-ph.SR
Interacting Binaries with Eccentric Orbits II. Secular Orbital Evolution Due To Non-Conservative Mass Transfer
我们调查的长期演变的轨道半长轴和偏心率，由于在偏心双星的质量转移，允许从系统的质量和角动量损失。采用δ函数描述双星轨道近星点的质量转移率，发现质量转移开始时双星的初始性质决定了轨道半长轴和偏心率的增加或减小，其速率与近星点质量转移率的大小成线性关系.导致轨道半长轴和偏心率增加的初始双星质量比和偏心率的范围随着系统质量损失程度的增加而变宽，随着双星轨道角动量损失的增加而变窄。与潮汐演化时间尺度的比较表明，通常的假设快速循环在偏心双星的质量转移的发病是不合理的，无论系统的质量和角动量损失的程度。这项工作扩展了我们之前关于偏心双星中保守质量传递的结果，并且可以纳入双星进化和种群合成代码中来模拟偏心双星中的非保守质量传递。
2009-07-09 astro-ph.SR
KIC 3749404: A heartbeat Star with Rapid Apsidal Advance Indicative of a Tertiary Component
心跳星是偏心的（e > 0.2）椭球变星，其光变曲线类似于心电图。我们提出的观测和相应的模型KIC 3749404，一个高偏心率（e = 0.66），短周期（P = 20.3 d）的心跳星潮汐诱导脉动。使用PHOEBE创建了一个双星模型，我们对其进行了修改，以包括潮汐引起的脉动和多普勒增强。测光近星点变化（心跳）的形态强烈地依赖于近星点的偏心率、倾角和幅角。我们发现，潮汐引起的脉动模型中的列入显着改变的参数值，特别是倾斜度和依赖于它的那些参数。此外，我们确定的拱点前进的速度建模的近星点的变化在开始和结束的4年开普勒数据集，并除以经过的时间。我们比较模型与经典和广义相对论拱点运动的理论预期，发现观测到的速率比理论速率大两个数量级。我们发现，所观察到的速率不能单独解释潮汐引起的脉动，因此假设在系统中存在第三个机构。
2016-08-08 astro-ph.SR
HD 51844: An Am delta Scuti in a binary showing periastron brightening
双星系统中的脉动星是测试恒星演化和脉动理论的理想实验室，因为可以直接、独立于模型地确定组分质量。高精度的CoRoT测光允许详细查看脉动恒星的频率内容，从而能够检测其分布模式。HD 51844就是这样一个例子，它显示了近星点变亮而不是日食。我们提出了一个全面的研究HD 51844系统，在那里我们得到的物理参数的两个组件，脉动内容和频率模式。此外，我们还获得了包括质量在内的轨道要素以及恒星的化学成分。使用标准工具的时间序列分析被用来提取脉动频率。用光谱合成法计算了21种化学元素的光球丰度。我们通过拟合观测到的径向速度和光变曲线来推导轨道要素，我们还做了星震模型。我们发现HD 51844是一颗双线分光双星。确定的丰度与Delphini三角洲分类一致。我们测定了两个卫星的轨道周期（33.498 ± 0.002 d）、偏心率（0.484 ± 0.020）、质量比（0.988 ± 0.02）和相对于2.0 ± 0.2 M太阳的质量。只有一个组件显示出脉动。两个p模式（f_22和f_36）和一个g模式（f_orb）可以被潮汐激发。在115个频率中，我们发现了由于频率调制，与轨道周期相关的频率差和意外共振（3：2，3：5和3：4）而产生的三胞胎，这是对盾牌座δ恒星的新发现。
2014-06-17 astro-ph.SR
The Occurrence of Additional Giant Planets Inside the Water-Ice Line in Systems with Hot Jupiters: Evidence Against High-Eccentricity Migration
轨道周期只有几天的质量为100亿的行星的起源仍然不确定。人们普遍认为，这些行星形成于原行星盘的水冰线附近，随后迁移到更小的轨道上。大多数提出的迁移机制可以归类为磁盘驱动的迁移，或作为一个非常高的偏心率激发潮汐循环。在后一种情况下，这颗注定要成为热木星的巨行星在高度偏心的轨道上度过了数十亿年，其Apastron位于水冰线附近。最后，近星点的潮汐耗散使轨道收缩并形成圆形。如果这是正确的，那么在水冰线内部，热彗星伴随着另一颗巨行星的情况应该是特别罕见的。利用目前用多普勒技术发现的巨行星样本，我们发现P_orb = 10天的热行星< 10 days are no more or less likely to have exterior Jupiter-mass companions than longer-period giant planets with P_orb >。这一结果适用于水冰线近似位置内外的外部同伴。这些结果很难与热木星形成的高偏心率迁移情景相一致。
2016-04-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Chaotic rotation and evolution of asteroids and small planets in high-eccentricity orbits around white dwarfs
观测到的白矮星大气中的行星碎片主要来自高偏心率（$>0.99$）轨道上的小天体的破坏。尽管它们很重要，但这些小行星的物理和轨道演化在很大程度上仍未被探索。在这里，我们提出了一种新的方法来估计快速混沌旋转对高偏心率三轴小行星的轨道演化的影响，并正式表征其角旋转速度和轨道要素的随机时间过程的传播。通过采用冲量近似，我们证明了在近星点通过期间，剧烈的引力相互作用在轨道和小行星的旋转之间传递能量。如果自旋脉冲的分布是围绕零对称的，那么最终的结果将是半长轴的长期减小和离心率的进一步增加。然而，我们发现的证据表明，混乱的旋转可能是自我调节的方式，这些影响减少或无效。我们发现，在高偏心轨道上的小行星可以打破自己除了-在一种类型的YORP-less旋转裂变-而实际上没有进入罗氏半径，具有潜在的重大后果的碎片的分布和能量需求的引力散射在金属污染的白矮星行星系统。这种机制提供了一个稳定的物质流冲击白矮星，而不会迅速耗尽恒星系统中的小天体。
2019-08-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
The 24 Aqr triple system: A closer look at its unique high-eccentricity hierarchical architecture
Al-Hussein Bin Talal University（侯赛因·本·塔拉勒大学）；University of Sharjah（沙迦大学）；Sharjah Academy for Astronomy, Space Sciences and Technology（沙迦天文学、空间科学与技术学院）；Al al-Bayt University（阿尔拜特大学）；Southern Connecticut State University（南康涅狄格州立大学）；New York University Abu Dhabi（纽约大学阿布扎比分校）
本文研究24 Aqr三合星系统的高偏心率分层结构，通过新观测和分析方法确定其轨道参数和质量，提出需要65米望远镜以分辨内双星。
2025-12-29 astro-ph.SR
First orbital solution for the non-thermal emitter Cyg OB2 #9
在第一次探测到它的双星性质后，对非热射电发射体天鹅座OB 2 #9（P=2.4yrs）的光谱监测继续进行，使该恒星的可用光谱数量增加了一倍。自2008年的发现论文以来，第二次近星点通过发生在2009年2月。使用各种技术，径向速度可以估计和第一，初步的轨道解来自HeI 5876线。质量比接近1，偏心率较大，为0.7 ~ 0.75。2004年和2007年的X射线数据也进行了分析，以寻求与二元性相关的特殊性。观测结果没有显示出大的过光度，也没有显示出强的硬度，但必须指出的是，高能数据是在近星点通过之后获得的，此时碰撞风的排放可能很低。然而，一些不寻常的X射线变化被检测到，在2004年至2007年期间，通量减少了10%。为了澄清它们的起源，并找到更明显的风-风碰撞的特征，需要在近星点及其附近获取更多的数据。
2010-06-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evidence of accretion triggered oscillations in the pre-main-sequence interacting binary AK Sco
前主序星（PMS）双星被环绕双星盘包围，物质从盘中落在两个组成部分上。从环双星盘拖来的物质通过可变的引力场引导的独立流流向每颗恒星。在由两颗质量相等的恒星组成的高偏心率系统中，棒状势的作用最为突出。AK Sco是一个独特的PMS系统，由两颗F5星组成，轨道e = 0.47。尽管如此，它还是一个理想的实验室来研究双星中的物质下落及其在轨道圆化中的作用。本文报道了在近星点通过紫外光变曲线中探测到的1.3mHz超低频振荡。这种振荡持续7千秒，最有可能是由引力能释放时，流的尾巴螺旋到每个恒星接触在近星通道增强吸积流，这揭示了一个新的机制，角动量损失在前主序演化和一种新型的相互作用的二进制。
2012-10-11 astro-ph.SR
Discovery of extraordinary X-ray emission from magnetospheric interaction in the unique binary stellar system $ε$ Lupi
本研究通过NICER望远镜观测双星系统$ε$ Lupi，发现其在近星点相位存在狭窄但显著的X射线过量发射，归因于磁层间的磁重联加热，并指出此现象可能是相互作用磁层的普遍特征。
2023-06-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Orbital Parameters for the $250 M_\odot$ Eta Carinae Binary System
我们表明，最近的观测，他我和N II线的$η$船底座可能提供支持的轨道方向，第二颗星是最接近我们的近星通道。这一结论对两颗恒星的一般假设质量和更高质量恒星模型都是有效的，在更高质量恒星模型中，非常大质量的演化主星质量是$M_1=170 M_\odot$，它的热次级星质量是$M_2 = 80 M_\odot$。后一个模型更好地解释了轨道周期的变化，假设90世纪的大爆发是由次级恒星的吸积提供动力的。采用常用的高偏心率$e \simeq 0.9$和倾角$i=41^\circ$，我们得到了一个很好的拟合新发布的多普勒频移观测的He I发射和吸收线假设它们是在次级恒星风的加速区发射和吸收。我们的模型中，第二颗星是在近星点的前景是相反的，最近在文献中提出的观点。
2016-05-06 astro-ph.SR
Counteracting Tidal Circularization with the Grazing Envelope Evolution
我们表明，大幅增强的质量损失在近星点通道，预计在掠食包络演化（GEE），可以补偿循环效应的潮汐相互作用组成的渐近巨星分支（AGB）星和主序星的双星系统。通过数值积分的运动方程，我们表明，在我们的假设下，该二进制系统可以保持其高偏心率的AGB星向后AGB阶段的演变。我们的结果可以解释一些后AGB中间双星（后AGBIBs）的高偏心率，即，轨道周期在几个月到几年之间的卫星。在GEE的框架中，维持高质量损失率的额外能量来自于巨大包层的质量吸积或其缓慢的风到更紧凑的二级恒星上。第二颗恒星通过从吸积盘发射喷流，为AGB外层的外流提供能量。
2018-08-07 astro-ph.SR
The 2.35 year itch of Cyg OB2 #9 - I. Optical and X-ray monitoring
背景：大质量恒星的非热射电辐射预计将出现在双星系统内部发生的风-风碰撞中。其中一个例子是O型恒星天鹅座OB 2 #9，它在四年前才被证明是一个双星，但轨道参数仍然不确定。2011年的近星点通过是自双星发现以来第一次在良好条件下观测到的。目的：在这方面，我们组织了一次大型监测活动，以完善轨道解决方案并研究风-风碰撞。方法：本文介绍了光谱数据的分析，以及一个专用的X射线监测与斯威夫特和XMM进行。结果如下：根据我们精确的轨道解，天鹅座OB 2 #9看起来是一个大质量的O+O双星，具有长周期和高离心率;它的组成部分（O 5 -5.5I为主星，O3- 4 III为伴星）具有相似的质量和相似的光度。新的数据还提供了第一个证据，表明系统中存在风-风碰撞。在光域中，宽Ha线变化，在近星点显示增强的吸收和发射分量。X射线观测产生了绝热碰撞的明确特征，因为当恒星接近近星点时，X射线光度紧密地跟随在这种情况下预期的1/D变化。然而，X射线光谱在近星点处显得稍软，这可能与当时风以稍低的速度碰撞有关。结论：这是第一次在O+O系统中检测到这种变化，也是第一次发现风-风碰撞即使在近星点通过时也保持绝热。
2012-09-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Orbital evolution of mass-transferring eccentric binary systems. II. Secular Evolution
在传质偏心二元系统中，有限的偏心率可以通过考虑经常发生在这些系统中的质量损失和传质过程来解释。这些过程可以看作一般两体问题的摄动。由微扰方法导出的半长轴和偏心率的时间演化方程一般都是相位相关的。密切半长轴和偏心率在轨道时间尺度上变化，并且它们不容易在像MESA这样的二进制演化代码中实现。然而，长期轨道根数演化方程可以简化平均快速变化的真实异常。在本文中，我们推导出长期的时间演化方程的半长轴和偏心率的各种质量损失/转移过程中使用的绝热近似或δ函数的质量损失/转移在近星点的假设。我们从各向同性和各向异性风质量损失的情况开始。我们继续与保守和非保守的非各向同性的质量喷射/吸积（包括RLOF）的点质量和扩展机构。我们的结论与相位相关的质量吸积的情况下。比较推导出的方程与文献中类似的工作，并解释现有的差异。
2016-04-25 astro-ph.SR
Ruling out Kozai resonance in highly eccentric galactic binary millisecond pulsar PSR J1903+0327
我们调查的观测签名与最近发现的高偏心的双毫秒脉冲星（MSP）PSR J1903+0327在银道面的一个拟议的形成方案。该方案要求MSP是一个分层三元组（HT）的一部分，由内部和外部二进制文件组成，经历了Kozai共振。一个绑定的质点HT的数值模拟，同时将由于四极相互作用的二进制轨道和主导贡献的广义相对论近星点进动的内二进制的影响，揭示了，在目前的时代，轨道偏心率的二进制MSP应减少合理的范围内的HT参数。在$10^{5}$中估计的内双星的轨道偏心率的减少很少的部分，大大高于在估计的二进制MSP的轨道偏心率的报告的精度，而采用各种广义相对论定时模型孤立的二进制双星。对于允许的轨道参数的宽范围，估计的内双星的偏心率的变化率是数量级高于最近测量的脉冲星定时分析的值。因此，我们排除的情况下，MSP是一个HT经历Kozai振荡的一部分。这一系统起源于一个典型的球状星团，这一点也比发现论文中推断的要小。
2009-08-10 astro-ph.SR
Hot colliding winds and the 2009 campaign on WR140
WR140（WC7pd + O5）通常被认为是炽热、明亮的碰撞风双星的原型，具有强烈的周期性高能和尘埃形成事件。挑战在于，这个系统非常极端，周期很长（接近整数7.94年），偏心率很高（e = 0.88）。因此，大部分的行动发生在相对较短的几个月的近距离近星点通过期间，在最近的2009年1月通过期间发生在北方冬季的几个月里，当时这个夏季天鹅座恒星在天空中的位置最不利于地面观测。为了迎接这一挑战，主要在2009年近星期通过后的几个月内，在不同地点和从空间组织了各种多波长活动。这次讲习班特别感兴趣的是MONS光学光谱工作，涉及2008年12月至2009年3月在特内里费岛MONS站点的业余和专业天文学家。我将从热碰撞风的一般现象的角度来描述WR140，并将新的活动细节留给本次研讨会的其他演讲者。
2011-01-07 astro-ph.SR
Mass estimates for visual binaries with incomplete orbits
本文用贝叶斯方法研究了轨道不完整的目视双星的总质量估计问题。质量估计的后验均值近似为轨道周期、近星点时刻和轨道偏心率的三重积分。这种从传统的坎贝尔参数定义的7-D空间到3-D的简化是通过采用Thiele-Innes元件并利用相对于四个Thiele-Innes常数的线性来实现的。合成观测数据覆盖模型二进制的轨道的一个可变的分数的形式主义进行测试。当数据覆盖> 40%的轨道时，发现质量估计的后验均值在数值上是无偏的。
2014-02-18 astro-ph.SR
Which is the most eccentric binary known? Insights from the 2023/4 pericenter passages of Zeta Boötis and Eta Ophiuchi
本文利用VLTI/GRAVITY干涉观测，修正了Zeta Boötis和Eta Ophiuchi两颗高偏心率双星的轨道参数，发现其偏心率低于先前估计，并预测它们最终将完全圆化。
2025-05-25 astro-ph.SR
Q in Other Solar Systems
有相当一部分最后环绕轨道周期小于5天的热彗星被认为是通过高偏心率迁移的通道形成的。在连续的近星点通过时的潮汐耗散会带走行星的轨道能量，这有可能使半长轴改变10到1000倍。在平衡潮汐近似中，我们表明，为了使高偏心率迁移发生，在木星类似物的潮汐耗散的相对水平必须至少高于10倍的上限归因于木星-木卫一相互作用。虽然这对高辐射迁移来说不是一个严重的问题，但它与之前的几个计算结果相矛盾。我们发现，这些计算的高e迁移无意中高估了潮汐耗散的强度由三到四个数量级。这些差异被掩盖的使用各种参数，如滞后时间τ，潮汐品质因数Q和粘性时间t_V。我们提供了这些参数的值所需的E-Io相互作用，潮汐循环和高e迁移。潮汐理论以及模型的膨胀半径的热彗星的影响进行了讨论。虽然潮汐Q不是，在一般情况下，定义明确，我们推导出一个公式，它在高偏心率迁移过程中，Q是近似恒定的整个演变。
2012-09-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
XMM-Newton monitoring of the close pre-main-sequence binary AK Sco. Evidence of tide driven filling of the inner gap in the circumbinary disk
在前主序星双星中，AK~Sco具有显著的紫外线过剩、高轨道偏心率和强潮汐，它由两颗F5型星组成，在近星点通过时，它们的距离可达11 R $_*$。最近发现了一个致密的（$n_e \sim 10^{11}$ ~cm $^{-3}$）扩展包层。在这篇文章中，我们报告的结果，从XMM-牛顿为基础的监测系统。我们发现，在近星点，X射线和紫外线通量增强的一个因素$\sim 3$的apastron值。在T $\sim 6.4\times 10^{6}$ K的光学薄等离子体中产生X射线辐射，发现N $_H$柱密度从近星点的0.35 $\times 10^{21}$ ~cm $^{-2}$上升到近星点的1.11 $\times 10^{21}$ ~cm $^{-2}$，与以前的偏振观测结果很好地一致。在光学监测波段探测到的紫外辐射可能是高能磁层辐射在星周物质上的再加工引起的。利用HST/STIS观测到的N~V谱线中278.7 km~s $^{-1}$谱线展宽，进一步证实了磁层扰动的存在。对绕双星盘到各部件的质量流进行了数值模拟。它们提供了一个解释AK~Sco观测结果的一致性方案。我们表明，偏心轨道的行为就像一个引力活塞。在apastron，物质被有效地从内部圆盘边缘拖动，填充内部间隙并产生吸积流，这些吸积流以环状结构围绕系统的每个组成部分结束。在近星点，环状结构接触，导致角动量损失，从而产生吸积爆…
2013-01-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
The High Time Resolution Universe Pulsar Survey -- XVII. PSR J1325-6253, a low eccentricity double neutron star system from an ultra-stripped supernova
银河系中双中子星（DNS）系统的可观测数量使我们能够理解超新星和双星演化的本质。到目前为止，已经发现所有宽轨道（$ P_{\textrm{orb}}>$ 1~天）的DNS系统都具有轨道偏心率$e > 0.1$。在本文中，我们报告了脉冲星PSR J1325 $-$ 6253的发现：一个DNS系统，在1.81天的轨道上，具有令人惊讶的低偏心率，只有$e = 0.064$。通过1.4年的专门计时与帕克斯射电望远镜，我们已经能够测量它的近星点，$\dotω=0.138 \pm 0.002$ $\rm deg$ $\rm yr^{-1}$的前进速度。如果这个诱导的$\dotω$仅仅是由于广义相对论，那么系统的总质量是，$M_{\rm sys} = 2.57 \pm 0.06$ M $_{\odot}$。假设一个边缘上的轨道，最小的伴星质量被限制为$M_\mathrm{c,min}>0.98$ M $_{\odot}$，这意味着脉冲星的质量是$M_\mathrm{p,max}<1.59 $ M $_{\odot}$。它在$P$ - $\dot{P}$图中的位置表明，像其他DNS系统一样，PSR J1325 $-$ 6253是一颗再循环脉冲星，如果它的质量与已知的例子（$>1.3$ M $_\odot$）相似，那么它的伴星中子星可能小于$\sim1.25$ M $_\odot$，并且系统的倾角大…
2022-05-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
The eccentric behaviour of windy binary stars
碳增强贫金属星、CH星和钡星以及其他类型的化学奇特星被认为是低质量和中等质量联星相互作用的产物，这些联星发生在演化最严重的恒星处于渐近巨星分支（AGB）阶段。双星演化模型预测，如果这类系统的初始轨道周期短于几千天，它们的轨道应该由于潮汐效应而圆化。然而，对AGB双星后代的观测表明，其中许多天体都有相当大的偏心率，高达约0.9。在这项工作中，我们探讨风的质量转移对AGB双星轨道的影响进行数值模拟，其中AGB风是使用流体动力学代码和恒星动力学演变使用N体代码。我们发现，在大多数模型中，风的质量转移有助于循环的轨道，但在较长的时间尺度比潮汐循环，如果偏心率小于约0.4。对于低的初始风速和伪同步的施主星，我们发现一个结构类似风罗奇瓣溢出附近的近星点。在这种情况下，气体和恒星之间的相互作用比高初始风速时更强，轨道收缩，偏心率降低。在我们的一个模型中，风的相互作用被发现泵的偏心率在一个类似的时间尺度作为潮汐循环。虽然我们的研究是基于一个小样本的模型，它提供了一些深入了解的轨道演变的偏心双星通过风相互作用。一个更大的网格不同的二进制参数的数值模型需要测试是否存在一个政权的流体动力偏心泵可以有效地抵消潮汐循环，如果这可以解释令人费解的偏心率的AGB二进制的后代。
2019-06-05 astro-ph.SR
Hydrodynamic Simulations of the Interaction between an AGB Star and a Main Sequence Companion in Eccentric Orbits
烂蛋星云的核心是一个由一颗Mira星和一颗A型伴星组成的双星系统，它们之间的距离大于10 au。据推测，它是在大约800年前的近星点通过期间，由米拉和一个偏心轨道上的伴星之间的强烈双星相互作用形成的。我们已经进行了流体动力学模拟的一个渐进的巨大的分支星与同伴的质量范围内的轨道与一系列的初始偏心率和近星点分离。对于合理的偏心率值，我们发现只有当周期<<100年时，才能发生洛希瓣溢出。此外，质量传递导致系统在几个轨道内进入共同的包络相。由于烂蛋星云的中心恒星是一颗AGB星，我们得出结论，这样一个共同的包络相一定导致了合并，所以观察到的伴星一定是在星云喷出时合并的双星的第三伴星。基于质量和时间尺度的模拟盘周围形成的共同包络相之前，我们分析估计的喷气机，可以发射的属性。考虑到超爱丁顿吸积率，我们发现，类似于观察到的喷流是合理的，假设假定失去的同伴是相对巨大的。
2015-10-28 astro-ph.SR
A High-Eccentricity Warm Jupiter Orbiting TOI-4127
本文报告了发现环绕晚型F型矮星的高偏心率暖木星TOI-4127 b，通过联合拟合TESS凌星与地面RV数据确定其物理与轨道参数，并探讨其轨道圆化及作为热木星前身星的可能性。
2023-03-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
A spider timing model: accounting for quadrupole deformations and relativity in close pulsar binaries
蜘蛛毫秒双星与一些食后共包络系统和激变变星一起，是具有低质量伴星的紧凑双星的扩展类别的一部分，其中令人困惑的时间异常已经被观察到。其中最突出的不规则性是轨道周期变化，这种现象被认为是由伴星的引力四极矩变化引起的。对这些系统的时序进行物理上合理的建模是了解其结构和演变的关键。在本文中，我们认为，一个完整的定时模型必须考虑相对论修正以及旋转和潮汐引起的四极畸变。我们解决了由此产生的轨道动力学微扰理论，并推导出相应的定时模型在低偏心率限制。我们发现，预期的伴星强四极形变的结果在一个有效的最小轨道偏心率。它伴随着一个快速的近星点岁差，如果不考虑它的话，它会使上述偏心率的任何测量值趋于平均。我们表明，与我们的模型，偏心率和岁差的检测很可能是在许多，如果不是所有的蜘蛛脉冲星系统。结合光学光变曲线，这将使我们能够测量拱点运动常数，将四极形变与内部结构联系起来，从而为探索其奇异恒星内部的性质打开了一扇新的窗口。此外，更精确的计时可能最终导致蜘蛛星用于高精度计时实验，如脉冲星计时阵列。
2019-12-09 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Uncovering the orbital dynamics of stars hidden inside their powerful winds: application to $η$ Carinae and RMC 140
确定具有强风的双星的精确轨道是具有挑战性的。密集的外流增加了光球的有效半径，排除了直接观测开普勒运动的可能性;相反，观测到的是在恒星风中大半径范围内发射的宽线。我们的分析揭示了从不同的谱线中提取的径向速度之间的强烈的、系统的差异：谱线的发射区域越长，与真实轨道运动的偏离就越大。为了克服这些挑战，我们制定了一个新的半解析模型，它封装了恒星的轨道运动和风的传播。该模型编码的综合速度场的流出气体在过去的运动由于风的有限流速的卷积。我们在两个二元系统上测试了这个模型。(1)对于船底座$η$的极端情况，其中的影响是最突出的，我们能够拟合的模型，从H-α到H-κ的10个巴耳末线同时与一组轨道参数：时间的近点$T_{0}=2454848$（JD），偏心率$e=0.91$，半振幅$k=69$公里/秒和经度的近点$ω=241^\circ$。(2)对于一个更典型的例子，在RMC 140中的Wolf-Rayet星，我们证明了对于常用的谱线，如He II和N III/IV/V，我们预期开普勒轨道和预测的径向速度之间的偏差。我们的研究表明，校正建模，如这里提出的，是必要的，以确定一套一致的轨道参数，独立的发射线使用，特别是为未来的高精度工作。
2020-03-05 astro-ph.SR
Robotic observations of the most eccentric spectroscopic binary in the sky
格利泽586 AB系统的目视A部分是一个双线光谱联星，由两颗冷星组成，轨道偏心率为0.976。这样一个极端偏心的系统对于我们理解低质量双星的形成可能是重要的。我们从2006-2012年的机器人设施STELLA中总共获得了598个高分辨率中阶梯光谱，我们使用这些光谱来计算前所未有的精确度的轨道要素。该轨道将离心率限制为0.97608+/-0.00004，轨道周期为889.8195+/-0.0003d。如果倾角为5+/-1.5 °（根据自适应光学图像确定），则两个组件的质量分别为0.87+/-0.05 Msun和0.58+/-0.03 Msun，尽管最小质量达到了0.3%的精度，但由于倾角误差，这一值仅为6%。光通量比Aa：Ab在Johnson-B的30：1和I的11：1之间。六年内，视觉B分量的径向速度（K 0 -1V）似乎恒定在130 m/s以内。Aa的Teff随轨道周期的正弦调制幅度约为55 K。Aa分量在近星点处最热，在近星点处最冷，表明高轨道离心率引起的大气变化。对于A，没有发现大于4毫等的光变，而对于活跃的恒星B，发现光度周期为8.5+/-0.2 d，振幅为7毫等，我们认为这是它的自转周期。我们估计AB系统的轨道周期约为50，000年。AB系统最可能的年龄是>=2 Gyr，而B部分的活动，如果它是一颗恒星，则意味着0.5 Gyr。Aa和B都与各自质量的单星演化轨迹相匹配。
2013-10-08 astro-ph.SR
Accretion onto a binary from a polar circumbinary disc
我们提出了流体动力学模拟来模拟从极环联星盘到质量比接近1的高偏心率（$e=0.78$）联星系统（$q=0.83$）的吸积流，作为联星HD 98800 BaBb的模型。我们比较了极环双星盘吸积流与以前研究的共面情况。在共面的情况下，环双星盘变得偏心，吸积从一个双星成员到另一个双星成员交替占主导地位。对于极盘的情况下，涉及一个高度偏心的二进制，我们发现，circumbinary光盘保留其最初的低偏心率和主星吸积率始终是大约相同的次级恒星吸积率。最近的观测的二进制HD 98800 BaBb，它有一个极环双星盘，已被用来确定的$\rm Hα$流量的值，从较亮的组件。从这个值，我们推断吸积率比典型的金牛T星低得多。外伴星HD 98800 A的偏心轨道使HD 98800 B的吸积率在每次近天体通过后增加$\sim 20$ %。我们的流体动力学模拟无法解释如此低的吸积率，除非盘的粘度参数是非常小的，$α< 10^{-5}$。对这个系统的进一步观测将有助于检查这种低吸积率。
2022-05-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
A comprehensive X-ray analysis of the massive O-type binary HD93250 over two decades
本文利用约19年的XMM-Newton和NuSTAR数据对O型双星HD93250进行X射线分析，确定其X射线变率周期为193.8天、偏心率0.20-0.25，并证实其X射线辐射由碰撞星风主导。
2024-04-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pulsar J1411+2551: A Low Mass New Double Neutron Star System
在这项工作中，我们报告的PSR J1411+2551，一个新的二进制脉冲星发现的阿雷西博327 MHz漂移脉冲星调查的发现和表征。我们对该系统中射电脉冲星的计时观测跨度约为2.5年。这一计时活动允许其旋转周期（62.4 ms）和它的衍生物（9.6 $\pm$ 0.7）$\times 10^{-20}\, \rm s\, s^{-1}$的精确测量;从这些，我们得出了$\sim 10\,$陀螺仪的特征年龄和表面磁场强度为2.5 $\times 10^{9}$ G。这些数字表明，这颗脉冲星是通过吸积来自伴星祖先的物质而温和地再循环的。该系统有一个偏心（$e\, = \, 0.17$）2.61天的轨道。这种偏心率允许对近星点的前进速率$\dotω = 0.07686 \pm 0.00046 ^{\circ}~{\rm yr}^{-1}$进行非常重要的测量。假设广义相对论精确地模拟了轨道运动，这意味着系统的总质量M = $2.538 \pm 0.022 M_{\odot}$。最小的伴星质量是$0.92\, M_{\odot}$，最大的脉冲星质量是$1.62\, M_{\odot}$。大的伴星质量和轨道偏心率表明PSR J1411+2551是一个双中子星系统;是迄今为止已知最轻的系统，包括DNS合并的GW 170817。此外，相对较低的轨道离心率和较小的自行极限表明，第二颗超新星有相对较小的相…
2017-12-07 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Establishing $α$ Oph as a Prototype Rotator: Precision Orbit with new Keck, CHARA, and RV Observations
蛇夫座α（Rasalhague）是一颗在附近快速旋转的A5IV恒星，已被红外干涉仪成像。$α$ Oph也是一个已知双星系统的一部分，其伴星的半长轴为$\sim$ 430毫角秒，高偏心率为0.92。双星伴星提供了测量动力学质量的独特机会，以与快速旋转演化模型的结果进行比较。在过去的工作中，由于缺乏近星点通过附近的数据，限制了质量测量的精度。我们增加了新的干涉测量数据从MIRC组合器在CHARA阵列以及新的凯克自适应光学成像数据与NIRC 2，包括近星点通过附近采取的时代。我们还获得了新的径向速度的两个组件在费尔伯恩天文台。我们为系统更新的组合轨道大大减少了轨道要素的误差，并允许在百分之几的水平上精确测量主星质量。我们得到的主星质量的$2.20\pm0.06$ M $_{\odot}$同意很好地从成像结果的预测，并匹配旋转的演化模型绘制在HR图。然而，为了真正区分这个系统的非旋转和旋转演化模型，我们需要$\sim$ 1\%的质量误差，一旦在未来的盖亚版本中以更高的精度知道距离，就可能实现。我们发现，与恒星演化模型相比，$0.824\pm0.023$ M $_{\odot}$的次级质量稍欠亮.我们表明，$α$ Oph是一个有用的参考源程序，需要$\pm$ 1毫角秒天体测量。
2021-07-06 astro-ph.SR
The Young Binary DQ Tau: A Hunt For X-ray Emission From Colliding Magnetospheres
年轻的高偏心率双星DQ Tau表现出强烈的周期性毫米波段耀斑，这归因于近星点附近两颗恒星磁层之间的碰撞，此时恒星之间的距离仅为~ 8 R星。预计这些磁层相互作用的规模和磁场强度与钱德拉猎户座超深项目（COUP）中观测到的单个主序前（PMS）恒星的大X射线耀斑相当。为了寻找与碰撞磁层相关的过程中产生的X射线，我们同时进行了X射线和毫米观测DQ Tau近星相。我们在这里报告几个结果。1)正如预期的那样，DQ Tau在mm和X射线中都处于耀斑状态。单个长X射线耀斑跨越了整个16.5小时的钱德拉曝光。2)推断的形态，持续时间和X射线耀斑的等离子体温度是典型的COUP恒星的大耀斑。3)然而，我们的研究提供了三条证据，表明这种X射线耀斑可能是由磁层碰撞引起的：在我们的观测范围内捕获到类似COUP的大耀斑的机会很小; X射线和毫米耀斑的相对定时表明了Neupert效应，并与共同的日冕结构一致;从我们的分析中推断出的发射日冕结构（4- 5 R星）的大小（这是公认的模型依赖性，应谨慎考虑）相当于双星分离的一半。4)峰值耀斑X射线亮度与相互作用磁层的简单模型框架内的磁重联所耗散的功率的估计是一致的。
2011-01-20 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Einstein@Home discovery of a Double-Neutron Star Binary in the PALFA Survey
我们在这里报告Einstein@Home发现PSR J1913+1102，这是一颗27.3毫秒的脉冲星，发现于正在进行的Arecibo PALFA脉冲星调查的数据中。该脉冲星位于一个4.95小时的双中子星（DNS）系统中，偏心率为0.089。利用Arecibo 305米望远镜的射电计时，我们测得近星点的前进速率为5.632（18）度/年。假设广义相对论精确地模拟了轨道运动，这相当于系统的总质量为2.875（14）太阳质量，与迄今已知的最大质量的DNS B1913+16的质量相似，但离心率要小得多。小的离心率表明，第二次形成的中子星（PSR J1913+1102的伴星）诞生于一颗超新星，伴随着非常小的反冲和质量损失。在这种情况下，这个伴星很可能是一颗轻（1.2太阳质量）的中子星，因此这个系统是高度不对称的。对伴星无线电脉冲的搜索没有发现任何合理的探测结果，所以我们还不能证实这种质量不对称。到2016年底，定时观测应能探测到另外两个后开普勒参数：爱因斯坦延迟，这将使精确的质量测量和验证系统可能的质量不对称性成为可能;以及由于发射引力波而引起的轨道衰减，这将使对引力辐射特性的另一次测试成为可能。后一种效应将导致系统在~0.5 Gyr内合并。
2016-08-31 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
