The effect of magnetic activity on low-mass stars in eclipsing binaries
近年来，对食双星系统的分析揭示了观测到的低质量恒星的基本性质与恒星结构模型预测的基本性质之间的差异。特别是，根据模型计算的半径和有效温度分别比观测值低约5-10%和高约3-5%。这些差异归因于不同的因素，特别是这些恒星上存在的高水平的磁活动。在本文中，我们测试的影响，磁活动的模型和观测分析的食双星使用的样本，这样的系统具有准确的基本属性。关于恒星模型，我们已经发现，不切实际的高点覆盖需要假设重现的意见。考虑到模型的金属丰度效应和缺失不透明度的测试表明，这些都不能解释所观察到的半径差异。关于观测结果，我们测试了几种光斑分布对光变曲线分析的影响。我们的研究结果表明，斑点导致系统的偏差恒星半径来自光变曲线分析时，主要分布在恒星的两极。假设存在极点，模型和观测之间的总体协议时达到约35%的点覆盖率被认为是对恒星模型。这样的光斑覆盖率导致半径测定与光变曲线分析的系统偏差约为3%，并且还与在这些系统的光变曲线上观察到的调制兼容。最后，我们发现，在部分辐射恒星的对流传输的活动或旋转的效果也可能有助于解释在一些较短的轨道周期的系统中看到的差异。
2010-05-31 astro-ph.SR
Absolute dimensions of solar-type eclipsing binaries. EF Aquarii: a G0 test for stellar evolution models
最近的研究表明，恒星色球活动及其对包层中对流能量传输的影响，很可能是理论演化模型和观测结果之间存在显著半径和温度差异的原因。我们的目标是确定绝对尺寸和丰度的太阳型分离食二进制EF Aqr，并进行详细的比较，从最近的恒星演化模型的结果。紫外-β标准测光是用斯特龙格伦自动望远镜获得的。加宽函数形式主义应用于在拉帕尔马的墨卡托望远镜上用HERMES观测到的光谱，以获得径向速度曲线。已确定EF Aqr两种组分的质量和半径，精密度分别为0.6%和1.0%。活动的0.956M_sol次级体显示出星斑和强的Ca Ⅱ H和K发射线。1.224 M_sol原生层也显示出活动迹象，但水平较低。[Fe/H]丰度为0.00 ± 0.10，Si、Ca、Sc、Ti、V、Cr、Co和Ni的丰度相似。Yonsei-Yale，Escha-Regina和BaSTI等时线和演化轨迹等太阳校准的演化模型无法重现EF Aqr，特别是对于次级，它比预测的大9%，温度低400 K。采用较低的混合长度参数l/H_p的模型消除了这些差异，正如在其他太阳型双星中所看到的那样。对于观测到的金属丰度，混合长度为l/H_p=1.30（初级）和1.05（次级）的Granada模型在1.5 ± 0.6 Gyr的共同年龄下再现了这两个分量。EF Aqr的观测表明，磁场活动及其对包络对流的影响可能是半径和温度差异的原因，这可以通过向下调整模型的混…
2012-02-22 astro-ph.SR
Photometric sample of early B-type pulsators in eclipsing binaries observed with TESS
本研究基于TESS观测数据，补充分析了8颗额外恒星，最终得到含84颗食双星系统β Cep型脉动星的光度样本（64颗新发现），为大质量恒星星震学建模及解决观测模型差异提供支撑。
2024-04-17 astro-ph.SR
Eclipsing Binary Stars as Tests of Stellar Evolutionary Models and Stellar Ages
双星系统提供了对恒星基本物理性质的高精度测量。因此，它们是对大多数恒星年龄测定所依据的进化模型预测的严格检验。模型通常在预测食双星的同时代年龄方面表现得很好，其主序分量大于~1.2 Msun;相对年龄在这个质量范围内好到~5%或更好。低质量主序星（M < 0.8 Msun）的年龄与模型预测的年龄有很大的差异，主要是由于观测到的恒星的磁场活动似乎抑制了对流，并可能导致半径比预测的大10-20%。因此，在质量半径图中，这些恒星看起来比实际年龄老或年轻50-90%。除了这些与活动相关的影响，年龄约为100万年的低质量前主序星也可以由于恒星形成效应而显示出约30%的非共演化，然而这些效应在约1000万年后基本上被消除。
2009-02-16 astro-ph.SR
The Absolute Parameters for NSVS 11868841 and the Oversized Stars in the Low-Mass Eclipsing Binaries
本文对低质量食双星NSVS 11868841进行了光谱观测，得到了两个分量的视向速度。测定的组分质量和半径为$M_1$ =0.870 $\pm$ 0.074 \Msun，$M_2$ =0.607 $\pm$ 0.053 \Msun和$R_1$ =0.983 $\pm$ 0.030 \Rsun，$R_2$ =0.901 $\pm$ 0.026 \Rsun。主星和次星的半径分别比相同质量的零龄主序星大10%和57%。这种差异可能是由两颗恒星的大光斑覆盖范围引起的。我们收集了21个低质量双线食双星的绝对参数，并比较了它们在质量半径和质量有效温度面板上的位置。大的半径和较低的有效温度，解决了金属丰度的差异，也没有在混合长度参数。这些差异可能是由磁场引起的对流能量传输的抑制，导致大的磁场斑点覆盖在低质量恒星的表面起源。
2010-07-31 astro-ph.SR
Absolute dimensions of solar-type eclipsing binaries. II. V636 Centauri: A 1.05 Msun primary with an active, cool, oversize 0.85 Msun secondary
恒星活动对1 Msun附近和以下恒星基本性质的影响还没有得到很好的理解。我们的目标是确定太阳型分离食双星V636 Cen的绝对尺寸和丰度。这些结果是基于紫外光变曲线，紫外光-β标准测光，径向速度观测，和高分辨率光谱。已确定V636 Cen组件的质量和半径精确至0.5%。0.85 Msun的次级成分是中等活跃的恒星黑子和CaII H和K的排放，和1.05 Msun的主要显示活动的迹象，以及，但在一个低得多的水平。我们得出[Fe/H]丰度为-0.20+/-0.08，Si、Ca、Ti、V、Cr、Co和Ni的丰度相似。相应的太阳尺度恒星模型无法重现V636 Cen，特别是它的次级成分，它比预测的大10%，温度低400 K。模型采用显著较低的混合长度参数l/H_p消除了这些差异，也看到其他太阳型双星组件。对于观测到的[Fe/H]，Claret模型（l/H_p = 1.4（初级）和1.0（次级））再现了V636 Cen在1.35 Gyr的共同年龄时的组分。V636 Cen和其他10个经过充分研究的不活跃和活跃的太阳型双星表明，色球活动及其对包络对流的影响可能会导致半径和温度差异，这可以通过向下调整模型混合长度参数来消除。注意到这一点，样品也可以支持理论的2D辐射流体动力学研究，预测随着温度/质量的增加，不活跃的主序星的混合长度参数略有下降。
2009-05-19 astro-ph.SR
$β$ Cephei pulsators in eclipsing binaries observed with TESS
利用 TESS 数据系统搜寻食双星中的 $β$ Cephei 脉动星，发现 78 颗（含 59 颗新发现），为星震学建模和解决大质量恒星质量差异提供样本。
2024-03-18 astro-ph.SR
The dynamical mass and evolutionary status of the type-II Cepheid in the eclipsing binary system OGLE-LMC-T2CEP-211 with a double-ring disk
对双线双星系统（$P_{orb}=242\,d$）中的一颗奇特的室女座W~（pWVir）II型造父变星OGLE-LMC-T2 CEP-211（$P_{puls}=9.393\,d$）进行了分析，揭示了pWVir星的演化状态和结构。造父变星的动力学质量是$0.64\pm{}0.02\,M_\odot$，半径是$R=25.1\pm{}0.3\,R_\odot$。伴星是一颗大质量的主序星（$5.67\,M_\odot$），被一个圆盘所遮蔽。这种配置表明在系统历史中存在质量转移。我们发现，最初的系统（$P_{orb}^{init}=12\,d$）是由$3.5$和$2.8\,M_\odot$恒星，与目前的造父变星更大的质量。系统的年龄现在是$\sim{}$ 200 My，造父变星几乎完全被剥离了氢，氦的质量是总质量的$\sim{}92\%$。它在2.5 My前完成了质量转移，并通过不稳定带向更低的温度发展。与观测结果的比较表明造父变星有合理的$2.7\cdot{}10^{-8}\,M_\odot/y$质量损失。伴星很可能是一颗拥有$T=22000\,K$和$R=2.5\,R_\odot$的Be主序星。我们的研究结果产生了一个很好的协议与脉动理论模型的氢不足的蒸发器，确认所描述的进化方案。我们在伴星周围探测到一个双环盘（$R_{disk}\sim\,116\,R_{\odot}$）和一个壳（$…
2018-10-15 astro-ph.SR
Rediscussion of eclipsing binaries. Paper XVIII. The F-type system OO Pegasi
本文基于TESS光变曲线和已发表光谱数据重新分析分离食双星OO Peg，测定两子星质量与半径，发现主星更热更大更亮但质量略低，并给出与Gaia DR3一致的距离，未探测到脉动。
2024-04-01 astro-ph.SR
Self-Consistent Magnetic Stellar Evolution Models of the Detached, Solar-Type Eclipsing Binary EF Aquarii
我们引入了一个新的一维恒星演化代码，现有的达特茅斯代码的基础上，自洽占全球普遍存在的磁场。介绍和讨论了恒星结构方程、状态方程和对流混合长度理论的扰动方法。作为第一个测试的代码的可行性，恒星演化模型计算的组件的太阳型，脱离食双星（DEB）系统，EF宝瓶座，表现出很大的分歧与恒星模型。磁场扰动的加入修正了在EF宝瓶座观测到的半径和有效温度差异。此外，所需的磁场强度在模型光球的磁场强度的两个因素内的ROSAT测量的恒星X射线光度估计和预测的钙II K线核心排放。这些模型提供了有力的证据，证明磁场的存在对热对流的抑制足以显著改变太阳型恒星的结构，产生明显膨胀的半径和较低的有效温度。在恒星演化模型中加入磁效应有着广泛的应用，从DEB和系外行星宿主星到灾变变星的供体星。
2012-11-13 astro-ph.SR
The Cluster AgeS Experiment (CASE). Analysis of the Detached Eclipsing Binary V15 in the Metal-Rich Open Cluster NGC 6253
我们首次对超金属富集的疏散星团NGC 6253中的分离食双星V15进行了详细的分析。我们得到了下列绝对参数：初级的M_p=1.303+-0.006Msun，R_p =1.71+-0.03Rsun，L_p =2.98+-0.10Lsun;次级的M_s=1.225+-0.006Msun，R_s =1.44+-0.02Rsun，L_s =2.13+-0.06Lsun。根据Dartmouth等时线，由质量-半径图和色星等图（CMD）拟合得到NGC 6253的年龄分别为3.80 - 4.25 Gyr和3.9 - 4.6 Gyr。这两个估计数都大大高于迄今为止报告的数字。推导出的视距离模数为11.65等，与其他作者推导出的10.9 - 12.2等的范围一致;然而，我们估计的红化（0.113等）低于最低公布值（0.15等）。我们证实了早期的观察，模型的大气是不够准确，以占整个CMD的集群，最大的差异出现在亚巨星和巨星分支。虽然从质量半径图估计年龄是一个相对安全的，距离和红化无关的程序，我们的结果应该验证测光和光谱观测的额外的分离食双星，我们已经发现，其中至少有两个是自行成员的NGC 6253。
2014-10-06 astro-ph.SR
Absolute dimensions of the F-type eclipsing binary V2154 Cygni
本文报道了2.63天分离的F型主序星食双星V2154 Cyg的光谱观测结果。我们使用我们的观察与现有的$uvby$光度测量，以获得准确的绝对质量和半径的恒星好到优于1.5%。我们得到质量M1 = 1.269 +/- 0.017 M（太阳）和M2 = 0.7542 +/- 0.0059 M（太阳），半径R1 = 1.477 +/- 0.012 R（太阳）和R2 = 0.7232 +/- 0.0091 R（太阳），主星和副星的有效温度分别为6770 +/- 150 K和5020 +/- 150 K。这两个组件似乎有他们的旋转同步的运动在圆形轨道。将原始模型的性质与当前的恒星演化模型进行比较，得到的金属丰度为[Fe/H] =-0.17，与光度估计值一致，年龄约为2.2 Gyr。另一方面，K2次级比预测的质量大约4%。其他冷恒星也存在类似的差异，通常归因于恒星活动。该系统实际上是一个X射线源，我们认为活动的主要场所是次要恒星。间接估计该恒星表面磁场的强度约为1千吉。一个先前已知的接近V2154 Cyg的视觉伴侣被显示为物理绑定，使系统成为一个分层的三重。
2017-10-06 astro-ph.SR
A Bright Short Period M-M Eclipsing Binary from the KELT Survey: Magnetic Activity and the Mass-Radius Relationship for M-dwarfs
我们发现了一个中等亮度（J $\sim$ 10.2）M的矮食双星系统KELT J 041621 -620046，距离39 $\pm$ 3 pc。KELT J 041621 -620046最初是利用KELT巡天观测到的食双星。该系统有一个短的轨道周期$\sim$ 1.11天，并由组件与M $_1$ = $0.447^{-0.047}_{+0.052}\,M_\odot$和M $_2$ = $0.399^{-0.042}_{+0.046}\,M_\odot$在近圆形轨道。两颗星的半径分别为R $_1$ = $0.540^{-0.032}_{+0.034}\,R_\odot$和R $_2$ = $0.453\pm0.017\,R_\odot$。通过对KELT后续网络获得的高精度测光和分光观测进行EBOP全球建模，确定了完整的系统和轨道特性（误差为$\sim$ 10%）。每颗恒星都比标准（非磁性）恒星模型预测的大17-28%，冷4-10%。强烈的H $α$辐射表明这两颗恒星的色球活动。所观察到的半径和温度的差异，这两个组件是更一致的经验关系，占对流抑制由于磁活动的预测。
2017-06-07 astro-ph.SR
Modelling fully convective stars in eclipsing binaries: KOI-126 and CM Draconis
我们提出的模型的组成部分的系统KOI-126和CM天龙座，两个食双星系统已知的日期包含恒星的质量低到足以有充分的对流内部。我们能够令人满意地模拟KOI-126系统，找到所有三个组件的半径和表面温度的一致解决方案，使用对流区中混合长度参数α的类似太阳的值，以及PHOENIX NextGen 1D模型大气的表面边界条件。根据化学成分，我们估计该系统的年龄在3-5 Gyr之间。另一方面，对于CM Draconis，我们无法使用基于运动学的当前贫金属成分估计来使我们的模型与观测到的半径和T_eff相一致。较高的金属丰度会减少但不会消除这种差异。然后，我们探讨了改变混合长度参数α的影响。如文献中先前所述，减小的α可用作由于旋转和感应磁场而导致的较低对流效率的简单量度。我们的模型对α的敏感性（α< 1.0）足以部分解释半径差异。然而，仅仅根据降低的α的影响，不可能使模型与观测结果相一致。因此，我们认为高金属丰度和α还原的综合效应可以解释天龙CM的观测结果。例如，将系统的金属丰度增加到超太阳值（即Z = 2 Z_sun），在α= 1.0的情况下会产生2 σ内的一致性。
2012-02-20 astro-ph.SR
Rediscussion of eclipsing binaries. Paper XX. HO Tel checkout
本文利用 TESS 光变曲线和径向速度数据，精确测定了分离食双星系统 HO Tel 的恒星质量、半径与距离，发现理论预测与系统属性存在微小差异，有待 Gaia 未来观测进一步研究。
2024-08-23 astro-ph.SR
Revised age for CM Draconis and WD 1633+572: Toward a resolution of model-observation radius discrepancies
我们报告了一个年龄修订的低质量分离食双星CM天龙和它的共同自行的同伴，WD 1633+572。结合WD 1633+572的年龄估计和银河系空间运动的估计，发现其年龄为8.5 $\pm$ 3.5 Gyr。修订后的年龄比以前的估计大两倍。我们的结果提供了白矮星年龄和系统的银河系运动学之间的一致性，这表明该系统是一个非常可能的银河系厚盘的成员。我们发现CM Draconis和WD 1633+572是厚盘成员的概率是它们是薄盘成员的概率的8500倍，是它们是晕闯入者的概率的170倍。如果天龙座CM是厚盘的一员，它可能富含$α$ -元素，相对于铁，相对于太阳至少有0.2 dex。这导致以前的研究可能低估了[Fe/H]值，表明该系统具有近太阳[Fe/H]。长期存在的差异CM天龙座和恒星演化理论的预测之间的影响进行了讨论。我们的结论是，与恒星演化预测相比，CM天龙星只膨胀了大约2%。
2014-09-18 astro-ph.SR
Tests and calibrations of stellar models with two triply eclipsing triple systems
本文利用两个三合食三重系统TIC 650024463和TIC 323486857检验恒星模型，通过修改版SCEPtER流程拟合数据，分别确定其年龄为约90亿年和23.3亿年，并揭示了对流核过冲假设对刻画结果的重要影响。
2025-02-08 astro-ph.SR
A 0.24+0.18 Msun double-lined eclipsing binary from the HATSouth survey
本文报道了一颗新的M矮星双星的发现和特征，其质量和半径分别为：M1 = 0.244 - 0.003/+0.003Msun，R1 = 0.261 - 0.009/+0.006Rsun，M2 = 0.179 - 0.001/+0.002Msun，R2 = 0.218 - 0.011/+0.007Rsun，轨道周期约为4.1天。M矮星双星HATS 551 -027（LP 837-20）被HAT南方巡天确认为食双星，并通过一系列高精度的食事件测光观测和大气参数和径向速度轨道的光谱测定来表征。HATS 551 -027是极少数两个恒星成分都处于完全对流状态的极低质量恒星系统之一，可以作为恒星内部模型的检验。HATS 551 - 027 A的半径与1 σ模型一致，而HATS 551 - 027 B在2 σ显著性下膨胀了9%。我们测量到这两颗恒星的有效温度分别为Teff，1 = 3190 +/- 100 K和Teff，2 = 2990+/-110 K，两者都比理论模型预测的温度略低，但与之前研究过的其他类似质量的M矮星一致。我们还测量显着的Halpha发射的二元系统的两个组成部分，并讨论了恒星活动之间的相关性和观测到的温度和模型之间的差异的背景下。
2015-05-12 astro-ph.SR
A solar twin in the eclipsing binary LL Aqr
在研究太阳赤纬度食双星的项目中，我们发现LL Aqr较冷的部分是太阳双星的候选者。这是已知的第一颗具有太阳双星性质的恒星，存在于一个非相互作用的食双星中，提供了一个极好的机会，以非常高的精度完全验证其物理性质。我们使用了广泛的多波段，档案测光和超级WASP项目和高分辨率光谱从HARPS和CORALIE摄谱仪。对两种组分的光谱进行分解，并进行详细的LTE丰度分析。用Wilson-Devinney程序对光速和径向速度曲线进行了分析。得到的高精度恒星参数被用于与PARSEC、MESA和GARSTEC恒星演化模型进行详细比较。LL Aqr由两颗主序星组成（F9 V + G3 V），质量M1 = 1.1949 $\pm$ 0.0007和M2=1.0337 $\pm$ 0.0007 $M_\odot$，半径R1 = 1.321 $\pm$ 0.006和R2 = 1.002 $\pm$ 0.005 $R_\odot$，温度T1=6080 $\pm$ 45 K和T2=5703 $\pm$ 50 K，太阳化学组成[M/H]=0.02 $\pm$ 0.05 dex。绝对尺寸，辐射和光度特性，以及大气中的次级丰度都完全符合作为太阳双胞胎。这两颗恒星的温度都比标准的恒星演化模型预测的要低3.5 $σ$，或者金属丰度比5 $σ$少。当先进的建模进行，我们发现，完全符合观察只能得到的混合长度和包络过冲参数的值…
2016-08-02 astro-ph.SR
A Strict Test of Stellar Evolution Models: The Absolute Dimensions of Massive Benchmark Eclipsing Binary V578 Mon
我们测定了玫瑰星云NGC 2244恒星形成区中的食双星V578 Mon的绝对尺寸。V578 Mon是由两颗早期B型恒星（B 0 V + B1 V，$=$ 2.40848 d）组成的分离系统。根据40年测光的光变曲线分析和HERMES光谱分析，得到$5.41\pm0.04$ Rsun和$4.29\pm 0.05$ Rsun的半径，温度分别为$ 30000\pm 500$ ~K和$ 25750\pm 435$ K。我们发现，我们的解纠缠组分光谱V578 Mon同意以及以前的光谱解纠缠从文献中。我们还重新确认了V578 Mon的光谱轨道，发现$ 14.54\pm 0.08$ Msun和$ 10.29\pm 0.06$ Msun的质量与新的分析完全兼容。我们将绝对尺寸与日内瓦和乌得勒支集团的旋转模型以及格拉纳达集团的模型进行了比较。我们发现，所有三套模型边际复制的绝对尺寸的两颗恒星有一个共同的年龄范围内的重力有效温度等时线的不确定性。然而，相应的质量半径等时线存在一些明显的年龄差异。具有较大对流超调$>0.35$的模型效果最好。结合我们先前确定的$0.07089^{+0.00021}_{-0.00013}$度周期$^{-1}$的拱点运动，我们分别计算了$\log{k_2}=-1.975\pm0.017$和$\log{k_2}=-3.412\pm0.018$对拱点运动的牛顿和广义相对论贡献的…
2014-05-04 astro-ph.SR
The Factory and the Beehive III: PTFEB132.707+19.810, a Low-Mass Eclipsing Binary in Praesepe Observed by PTF and K2
恒星的理论模型构成了天体物理学的基础，但是大量的模型参数空间仍然没有被观测校准。最好的校准器是星团中的食双星，可以测量已知金属丰度和年龄的恒星的质量、半径、光度和温度。本文报道了在Praesepe星团中发现的一个P=6.0日食双星PTFEB 132.707 +19.810（$τ$ ~600- 800 Myr; [Fe/H]=0.14 $\pm$ 0.04），并详细描述了它的特征。该系统包含两颗晚型恒星（SpT $_P$ =M3.5 $\pm$ 0.2; SpT $_S$ =M4.3 $\pm$ 0.7），它们的质量和半径都很精确（$M_p=0.3953\pm0.0020$ ~ $M_{\odot}$ ; $M_s=0.2098\pm0.0014$ ~ $M_{\odot}$）和（$R_p=0.363\pm0.008$ ~ $R_{\odot}$ ; $R_s=0.272\pm0.012$ ~ $R_s=0.272\pm0.012$）。这两颗恒星都不符合恒星演化模型的预测。主星有预期的半径，但温度较低，亮度较低，而主星有预期的亮度，但温度较低，亮度大了20%。系统未潮汐锁定或循环。利用$P_{orb}$和$P_{rot,prim}$之间偶然的4：5可互换性，我们证明了来自未知斑点配置的拟合误差仅使推断的半径改变<1- 2%。我们还分析了数据的子集来测试半径测量的鲁棒性;半径和对系统误…
2017-06-28 astro-ph.SR
Kinematics and physical structure of Ou 5: A bipolar planetary nebula with extreme abundance discrepancy and an eclipsing binary core
Instituto de Radioastronomía y Astrofísica, Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学射电天文学与天体物理研究所）；Instituto de Astronomía, Universidad Nacional Autónoma de México, Sede Ensenada（墨西哥国立自治大学天文研究所恩塞纳达校区）；Constructor University（建筑大学）；Heidelberg Institute for Theoretical Studies（海德堡理论研究所）
Ou 5行星状星云通过双星系统核心和极端丰度差异的联系，揭示了其复杂的热和化学结构。
2025-12-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Space observations of AA Doradus provide consistent mass determinations. New HW-Vir systems observed with TESS
我们提出了一个概述的HW室女座型的食系统，从TESS任务的空间观测的基础上。我们对AA Dor的属性进行了详细的分析，该属性几乎被监测了一整年。这个优秀的时间序列数据集使我们能够搜索恒星脉动和日食时间变化。此外，我们还使用了盖亚早期数据发布3的高精度三角视差来独立确定基本恒星参数。在百万分之76的极限下没有检测到令人信服的脉动，但是我们检测到一个峰值，误报概率为0.2%。在第3年收集的20秒节奏应确认或拒绝我们的检测。从日食计时测量，我们能够确认轨道周期是稳定的，任何周期变化的上限为5.75 $\cdot$ 10 $^{-13}$ s/s。当主星质量是一颗典型的扩展水平分支恒星时，次级食的明显偏移与预测的罗默延迟一致。使用视差和光谱能量分布证实了AA Dor的主要质量是规范的，其半径和光度与核心氦燃烧之外的演化状态一致。次级的质量被发现是在氢燃烧的极限。
2021-05-03 astro-ph.SR
Photometry of Variable Stars from THU-NAOC Transient Survey I: The First 2 Years
本文报道了清华大学-中国天文台瞬变巡天（TNTS）在1300平方度天区的首次两年观测中对恒星光变的探测结果。总共探测到1237颗亮度为0.1等的变星（包括299颗新变星）< 18.0 mag and magnitude variation >，时间尺度从几小时到几百天不等。在这些观测中，我们初步鉴定了661颗天琴座RR星，431颗双星，72颗半规则变星，29颗米拉星，11颗慢不规则变星，11颗RS犬座星，7颗剑鱼座Gamma星，5颗长周期变星，3颗室女座W星，3颗盾牌座Delta星，2颗异常造父变星，1颗造父变星，根据它们的时间序列变率指数Js和它们的相位图，确定了1颗类新星。此外，我们还发现14颗天琴座RR型星表现出Blazhko效应，67颗接触食双星表现出O 'Connell效应。由于天琴座RR型变星的光变周期和振幅取决于它们的化学成分，它们的光度观测可以用来研究金属丰度沿垂直于银盘方向的分布。我们发现，RR型天琴座恒星的金属丰度在靠近银河系平面的区域表现出较大的分散性（例如，-3.0 < [Fe/H] < 0），但在较大的银河系纬度趋于收敛于[Fe/H]~ -1.7。这种变化可能与星系晕中的RRAB天琴座星来自不同金属丰度和垂直距离的球状星团，即OoI和OoII星群有关，有利于双晕模型。
2015-09-12 astro-ph.SR
Do Magnetic Fields Actually Inflate Low-Mass Stars?
磁场已经被假设为膨胀小质量恒星的半径--定义为小于0.8太阳质量--在分离的食双星（DEB）。我们使用磁性达特茅斯恒星演化代码评估这一假设。结果表明，磁抑制热对流可以膨胀低质量的恒星，拥有辐射的核心和对流的外壳。X射线光度和表面磁通量之间的比例关系表明，模型表面磁场强度的预测与观测结果是一致的。这支持了磁场可能使这些恒星膨胀的观点。然而，磁模型无法重现的半径完全对流星的DEB。相反，我们建议，模型的差异低于完全对流边界与金属丰度。
2013-09-29 astro-ph.SR
Tidal effects on brown dwarfs: Application to the eclipsing binary 2MASSJ05352184-0546085 - The anomalous temperature reversal in the context of tidal heating
2 MASSJ 05352184 -0546085（2 M0535 -05）是唯一已知的食褐矮星（BD）双星，因此可能是BD形成和演化模型的重要基准。然而，对系统性质的理论预测似乎与观测不一致：i.观察到质量较大的（主要）组分比质量较小的（次要）组分温度低。二.次级比预期更亮（大约10^{24} W）。我们研究了潮汐加热的影响，这两个组件的能量收支。我们还比较了各种合理的潮汐模型，以确定一系列的预测属性。我们应用两个版本的两个不同的，众所周知的潮汐相互作用模型，分别为：（i）。“恒定相位滞后”模型和（ii.）的“恒定时间滞后”模式，并把预测的潮汐加热到BD结构的模式。我们发现，在2 M0535 -05中潮汐的热量的贡献可能只大到足以解释观测和理论之间的差异，在一个不太可能的区域的参数空间。BD的潮汐品质因数Q_{BD}必须为10^{3.5}，次级需要大于50度的自旋-轨道偏差。然而，2 M0535 -05的潮汐同步时间尺度将潮汐耗散函数Q_{BD}限制为大于10^{4.5}的值，并排除了2 M0535 -05中的强烈潮汐加热。我们提供了Q_{BD}的第一个约束。潮汐加热本身不太可能是2 M0535 -05内令人惊讶的温度逆转的原因。但是，潮汐效应的演化嵌入和与BD的结构演化的耦合处理是必要的，以证实或反驳这一结果。
2010-02-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Stringent Test of Magnetic Models of Stellar Evolution
具有对流包层的主序星通常看起来比标准的恒星演化模型所预测的更大更冷。这被认为是由恒星活动引起的。在最近的一项研究中，已经公布了对1.62天的分离食双星EPIC 219511354的K型分量的精确测量，显示了这两颗恒星的半径和温度受到这些差异的影响。这是一个罕见的已知年龄和化学成分的系统，因为它是被广泛研究的疏散星团Ruprecht 147（年龄$\sim$ 3 Gyr，[Fe/H] = +0.10）的成员。在这里，我们报告了一个详细的研究，这个系统与非标准模型纳入磁抑制对流。我们表明，这些计算是能够再现的观测结果在很大程度上在其不确定性，提供强大的估计磁场的强度对两颗恒星：$1600 \pm 130$ G和$1830 \pm 150$ G的主要和次要的，分别。基于测量的X射线光度的系统的磁场强度的经验估计大致与这些预测一致，支持这种机制作为半径和温度差异的可能解释。
2021-12-22 astro-ph.SR
The K2 M67 Study: Precise Mass for a Turnoff Star in the Old Open Cluster M67
本文研究了疏散星团M67中明亮的分离食主序星WOCS 11028（Sanders 617）。虽然双星每个轨道周期只有一次日食，但由于轨道倾角有很强的约束，我们可以非常精确地推导出恒星的质量：$M_A = 1.222\pm0.006 M_\odot$和$M_B = 0.909\pm0.004 M_\odot$。我们使用光谱能量分布拟合的方法来获得的组成星的特性，而不是精确的半径，通常会来自一个双食双星。SED的反卷积显示，双星中较亮的部分位于星团的微弱关闭点--这是一个明显的演化点，发生在对流核心建立之后，而恒星正处于其向较低表面温度运动的中间，在主序结束时所谓的钩子之前。这些测量结果与太阳金属丰度演化模型存在明显分歧：需要更高的金属丰度才能重现WOCS 11028 A的特征。我们讨论了模型物理的变化，可能需要解决的差异。最清楚的结论是，扩散可能是必要的，以调和光谱丰度的M67恒星需要更高的金属丰度模型，并减少强度对流过冲发生的恒星在岔道。在超太阳体金属丰度，各种指标同意之间的集群年龄约3.5和4.0 Gyr。
2020-11-17 astro-ph.SR
Magnetic Inhibition of Convection and the Fundamental Properties of Low-Mass Stars. III. A Consistent 10 Myr Age for the Upper Scorpius OB Association
当确定可识别的年轻恒星星族的绝对年龄时，结果强烈依赖于研究的恒星。较冷的恒星（K，M）通常产生的年龄比较暖的恒星（A，F，G）年轻两倍。我探讨的可能性，这些年龄差异是磁抑制对流在冷的年轻恒星通过使用磁恒星演化等时线，以确定年龄的上天蝎座分组的天蝎座，半人马座OB协会的结果。发现光谱类型A到M的平均年龄为1000万年，除了一个F型恒星的子集显着更老。协议来自赫兹-罗素图和经验的质量半径关系所定义的食多星系统的年龄。产生一致性所需的表面磁场强度为2.5 kG量级，并根据均分值的先验估计进行预测。HR图中的一个区域被确定为将结构受磁场影响较弱的恒星与结构受磁场影响较强的恒星连接起来。这些模型表明，该区域的特征是恒星的外对流层迅速变薄，辐射核心质量大于恒星总质量的75%。此外，从磁性模型预测的锂耗尽出现在更好的协议与观察到的锂等效宽度比非磁性模型的预测。这些结果表明，对流的磁抑制在低质量恒星的早期演化中起着重要的作用，它可能是年轻恒星星族的年龄差异的原因。
2016-06-27 astro-ph.SR
Many new variable stars discovered in the core of the globular cluster NGC 6715 (M54) with EMCCD observations
我们显示的好处，使用电子倍增CCD和移位和添加技术作为一种工具，以尽量减少大气湍流的影响，如恒星之间的拥挤领域的混合，并避免饱和的恒星在观察到的领域。我们打算完成或改进球状星团NGC~6715中变星的普查。我们的目标是通过收集比之前使用地面望远镜上的传统CCD实现的更好的角分辨率图像，获得该恒星系统非常拥挤的中心区域的高精度时间序列测光。观测是使用位于智利ESO La Silla天文台的丹麦1.54米望远镜进行的。该望远镜配备了一个电子倍增CCD，可以获得短曝光时间的图像（每秒10张图像），这些图像是使用移位和添加技术堆叠的，以产生正常曝光时间的图像（分钟）。采用DanDIA流水线，通过差分图像分析进行高精度光度测定。我们尝试自动探测视场中的变星。我们统计分析了NGC~6715拥挤中心区1405颗恒星的光变曲线，以自动识别该星团中的变星。我们发现了17个以前已知的变星的光变曲线在我们的参考图像的边缘附近（16个RR天琴座和1个半规则），我们发现了67个新的变量（30个RR天琴座，21个长周期不规则，3个半规则，1个室女座W，1个食双星，和11个未分类）。这些恒星的光度测量数据可以通过斯特拉斯堡天文数据中心以电子形式提供。
2016-05-19 astro-ph.SR
Magnetic Inhibition of Convection and the Fundamental Properties of Low-Mass Stars. I. Stars with a Radiative Core
磁场被假设为膨胀低质量恒星的半径--定义为小于0.8 $M_\odot$ --在分离的食双星（DEB）。我们调查这个假设，使用最近推出的磁性达特茅斯恒星演化代码。特别是，我们专注于恒星被认为有一个辐射的核心和对流的外壳，详细研究三个单独的DEBs：紫外线PSC，YY宝石，和CU数控。结果表明，稳定的热对流的磁场是一个合理的解释所观察到的模型半径的差异。然而，模型所需的表面磁场强度明显强于从观测到的日冕X射线发射估计。模型预测的表面磁场强度和从X射线观测推断的磁场强度之间的一致性可以通过假设磁场的能量来源于对流来发现。这种方法使得对流传热效率较低，类似于其他研究中使用的减少对流混合长度的方法。预测的金属丰度和磁场强度的上述系统的报告。我们还开发了一个将对流混合长度的减少与以均分值为单位的磁场强度相关的表达式。我们的结果与以前的调查，将磁场解释低质量DEB半径膨胀。最后，我们探讨了如何影响磁场可能会影响质量测定使用asteroseismic数据和暗示的磁场对系外行星的研究。
2013-11-17 astro-ph.SR
Constraining the helium-to-metal enrichment ratio $ΔY/ΔZ$ from main sequence binary stars. Theoretical analysis of the accuracy and precision of the age and helium abundance estimates
本研究通过蒙特卡洛模拟探讨利用双谱分光食双星测定氦与金属增丰比 $ΔY/ΔZ$ 的可行性，发现有效温度和金属丰度的观测误差严重阻碍了该参数的准确测定，但系统年龄仍能以10%的精度无偏恢复。
2024-05-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
The CARMENES search for exoplanets around M dwarfs: Different roads to radii and masses of the target stars
我们确定的半径和质量的293附近，明亮的M矮星的卡门巡天。这是第一次，这样一个大的和均匀的高分辨率（R>80 000）光谱调查已被用来获得这些基本的恒星参数。我们用Stefan-Boltzmann定律推导出半径。我们从光谱分析中获得了所需的有效温度$T_{\rm eff}$，并从集成宽带测光和Gaia DR 2视差中获得了所需的光度L。质量然后确定使用的质量半径关系，我们从已知的食双星文献。本文将该方法与其它三种方法进行了比较：（1）利用与$T_{\rm eff}$相同的谱分析方法，由半径和表面重力对数g计算质量。(2)我们使用了广泛使用的红外质量-星等关系。(3)我们使用贝叶斯方法来推断恒星参数的绝对星等和颜色的比较，我们的目标与进化模型。在光谱类型M0 V和M7 V之间，我们的半径覆盖$0.1\,R_{\normalsize\odot}<R<0.6\,R_{\normalsize\odot}$范围，误差为2-3%，我们的质量覆盖$0.09\,{\mathcal M}_{\normalsize\odot}<{\mathcal M}<0.6\,{\mathcal M}_{\normalsize\odot}$范围，误差为3- 5%。对于我们的大多数目标，我们发现用这些不同方法确定的质量之间具有良好的一致性。只有非常年轻的天体的质量才显示出差异。这可以很好地解释我们用于我们的方法的假设…
2019-04-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
