Ellipsoidal effect in the symbiotic star YY Her
M. Wiecek, M. Mikolajewski, T. Tomov, E. Swierczynski, C. Galan, P. Wychudzki
本文根据我们的观测结果和已发表的观测结果，对YY Her的轨道周期作了一个新的估计。RI波段相位光变曲线显示出明显的椭球效应，这与巨表面的潮汐畸变有关。
A new estimation of the orbital period of YY Her on the base of our and published observations is presented. Phased light curves in RI bands show evidently ellipsoidal effect connected with the tidal distortion of the giant surface.
机构、总结、中文摘要均由AI分析而来，可能存在错误，请以论文正文为准。
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V5485 Sagittarii: A Possible Symbiotic Star Exhibiting Ellipsoidal Variation Evidence as Orbital Signature
天文台的测光计划显示，人马座候选共生星V5485的红巨星组成部分的测光轨道周期为270天，这一点可以从光变曲线的椭球变化中得到证明。
Revisiting symbiotic binaries with interferometry. I. The PIONIER archival collection
本文利用VLTI/PIONIER干涉测量数据和Gaia距离重新分析六颗共生星，发现其红巨星均位于洛希瓣内，支持恒星风主导质量转移，并推断这些巨星可能处于渐近巨星支。
Photometric search of orbital periods in symbiotic stars
介绍了1997 - 2008年在托伦附近的Piwnice天文台对3颗共生星ZZ CMi、TX CVn和AG Peg进行的UBVRI测光。为了搜索这些恒星的轨道周期，使用了傅立叶分析。对于其中的两个，TX CVn和AG Peg，我们已经确认了较早的已知周期。对于ZZ CMi，我们发现了一个相对较短的周期218.59天。假设轨道周期是原来的两倍（P=437.18天），光变曲线中的双正弦波可以用椭球效应来解释。
A deep survey for symbiotic stars in the Magellanic Clouds - 1. Methodology and first discoveries in the SMC
我们已经开始了一项调查，旨在定位一个几乎完整的样本的经典共生星（SySt）在麦哲伦星云。这样的样本在银河系中几乎不可能获得，并且对于限制这些强烈相互作用的演化双星的形成，演化和消亡至关重要。我们已经在Halalpha和He II 4686窄带滤波器中拍摄了足够深的云，以检测所有已知的共生星。虽然He II 4686并不存在于所有的SySt中，但我们的方法应该会产生很高的成功率，因为SySt的模拟物不像真正的共生体那样可能显示出这种发射线。我们证明了我们的方法的可行性，通过发现和表征三个新的SySt在小麦哲伦云：2 MASS J 00411657 -7233253，2 MASS J 01104404 -7208464和2 MASS J 01113745 -7159023。在2 MASS J 01113745 -7159023中观察到了神秘的变化，其准周期性变化幅度的变化可能表明在椭圆轨道上的近星点通过期间增强了质量转移率。2 MASS J 01104404 -7208464是一颗椭圆变星，轨道周期为403 d。
Optical Time-Series Photometry of the Symbiotic Nova V1835 Aquilae
我们目前的时间序列CCD测光的$BVRI$通带的最近确定的共生新星V1835天鹰座（NSV 11749）的间隔为5.1年，7-14天的节奏，在其静止期观察。我们发现$V$的慢光变化范围为$\sim$ 0.9等，$I$的慢光变化范围为$\sim$ 0.3等。对这些数据的分析表明，在$419 \pm 10$天，我们解释为系统的轨道周期强的周期性。正弦相位光变曲线的下降表明，由于巨星的潮汐扭曲，V1835 Aql的椭球效应很弱，这反过来又打开了一种可能性，即V1835 Aql通过洛希瓣溢出而不是通过恒星风将其部分质量转移到热分量。我们还发现证据表明V1835 Aql是一颗S型共生星，相对没有星周尘埃，并将其列入共生体的核燃烧组。最后，我们提供测光，周期和光变曲线分类的22个变星在周围的V1835 Aql领域，其中约一半是新发现的。
DASCH Discovery of A Possible Nova-like Outburst in A Peculiar Symbiotic Binary
我们目前的光度和光谱观测的一个特殊的变量（指定DASCH J075731.1 + 201735或J0757）发现从我们的DASCH项目使用数字化的哈佛大学天文台档案摄影板。从1942年开始的一年内，它在B区的亮度增加了约1.5等，然后从1943年到20世纪50年代，它逐渐变暗，恢复到爆发前的亮度。平均亮度水平在爆发前后是稳定的，并且可以看到周期为$P=119.18\pm0.07$天的椭球变化，这表明恒星是潮汐扭曲的。径向速度测量表明，轨道是近圆形的（$e=0.02\pm0.01$），光谱周期与光度周期相同。该双星由一颗$1.1\pm0.3 M_\odot$ M0 III恒星和一颗$0.6\pm0.2 M_\odot$伴星组成，伴星很可能是一颗白矮星（WD）。与其他共生双星不同，在光谱中没有发射线或恒星风的迹象。J0757的爆发时间尺度约为10年，B带峰值亮度M_B约为0.7，它不同于其它已知的经典或共生新星。最可能的解释是WD上的氢壳燃烧，尽管不能排除吸积动力耀斑。
The 2021 Hot-type Symbiotic Outburst of YY Herculis: An Optical Follow-up Study
YY天琴座2021年热型爆发研究通过光谱分析揭示其轨道周期内温度与光度变化，发现其兼具热型与冷型行为。
The 2016 outburst of the unique symbiotic star MWC 560 (= V694 Mon), its long-term BVRI evolution and a marked 331 days periodicity
在1990年的重大事件发生26年后，在2016年初，令人困惑的共生双星MWC 560进入了一个新的，甚至更明亮的爆发。我们介绍了我们对MWC 560的严格BVRI光度监测（分布在357个不同夜晚的451次独立运行），涵盖了2005-2016年的时间间隔，特别是当前的爆发。2016年爆发的一个显著特征是在最大亮度上升期间抑制了短期混沌变化，之后其振幅超过0.5 mag.类似于1990年的事件，当时该物体保持在最大亮度附近约6个月，当时太阳会合阻止了对当前爆发的进一步观测，MWC 560仍然在最大值附近，三个月后达到它。我们通过结合文献数据将我们的观测置于长期背景中，以提供完整的1928-2016年光变曲线。一些强周期性被发现调制MWC 560的光学光度。1860天的周期调节了BVR波段亮相的发生（1990年和2016年爆发之间正好有5.0个周期），而亮相期间达到的峰值亮度似乎以约9570天的周期变化。一个干净的331天周期调制I波段光变曲线，其中来自M巨星的发射占主导地位，光变曲线强烈地让人联想到椭球扭曲加上来自热伴星的辐射。1860天和331天作为系统轨道周期的利弊进行了审查，等待M巨星的光谱径向速度轨道来解决这个问题（假设轨道不是面向正面）。
Comprehensive analysis of a symbiotic candidate V503 Her
本研究通过百年测光数据、新光谱及多频观测分析共生候选体V503 Her，发现其并非食双星，而是含渐近巨星支K型亮巨星的系统，可能为隐藏的仅吸积共生系统，但现有数据无法确认伴星参数。
Optical flickering of the symbiotic star CH Cyg
在这里，我们提出了准同步观测的闪烁的共生双星CH天鹅座的U，B和V波段。我们计算了闪烁源参数，并讨论了闪烁停止在2010-2013年期间的可能原因。
OVI 6830Å Imaging Polarimetry of Symbiotic Stars
我在这里提出的第一个结果，从一个正在进行的试点项目与1.6米望远镜在OPD，巴西，旨在通过线偏振共生星的OVI $λ$ 6830线检测。主要目的是证明OVI成像偏振测量是发现新的共生星的有效技术。OVI $λ$ 6830线存在于9颗已知的共生星中的5颗，其中OVI线已经被光谱学证实，至少有3- $σ$被探测到。另外还发现了三颗新的共生恒星候选者。
Discovery of a possible symbiotic binary in the Large Magellanic Cloud
我们报告在大麦云星云（LMC）中发现了一颗可能的共生星。这里考虑的物体被指定为RP 870，是在Reid & Parker（2012）对LMC进行全面H $α$调查期间发现的。RP 870的光谱显示He I、He II和[O III]的高电离发射线和TiO $λ$ $λ$ 6180、7100的分子吸收带。在RP 870中可以看到热组分（高激发/电离线）和冷组分（TiO分子带）的集体签名，由此我们提出它是一颗共生星。由于已知的共生系统在LMC中很少见，可能只有不到12个已知的共生系统，我们认为目前的发现足够有趣，值得报道。
A remarkable sample of new symbiotic stars towards the Galactic Bulge
共生星是轨道周期最长的相互作用双星，其中新星样的爆发是由高质量损失率的红巨星风吸积到白矮星伴星上产生的。长期光度监测调查，如OGLE和OOO是理想的平台，以确定在共生星新星样事件，但只有少数已知的系统在这些调查的小足迹。我们介绍了一个系统的H α发射线天体巡天，它结合了深2dF/AAOmega光谱学、OGLE和BAOO测光，对银河系隆起方向35 ° ^2范围内的新共生星进行了巡天。这个强大的组合已经发现了近24颗新的共生星，十几颗可能的共生星，以及其他几颗不寻常的阿尔法发射线星。虽然我们没有发现任何类似新星的活动，但光变曲线确实表现出半规则和Mira脉动，轨道变化和由于尘埃造成的缓慢变化。在这里，我们介绍几种新的共生体，包括H1-45，这是已知的第四种碳共生体Mira。根据其周期光度关系距离为6.2+-1.4 kpc，这一引人注目的发现可能是属于银河系隆起的第一颗发光碳星，可能为隆起中令人困惑的发光碳星缺乏提供新的线索。我们还提出了两个老新星在星云阶段捕获，补充其他调查，以更好地了解老新星人口。
Infrared Spectroscopy of Symbiotic Stars. XII. The Neutron Star SyXB System 4U 1700+24 = V934 Herculis
V934 Her = 4U 1700 +24是一个M巨星-中子星（NS）X射线共生（SyXB）系统。采用光学和红外径向速度跨越29年结合广泛的速度在文献中，我们计算的光谱轨道的M巨星在该系统中。我们确定的轨道周期为4391天或12.0年，最长的任何SyXB，远长于404天的轨道通常引用该系统在文献中。除了12.0年的轨道周期，我们发现一个更短的420天的周期，类似于以前发现的。而不是轨道运动，我们把这个短得多的周期归因于长期的次级脉动的M3 III SRb变量。我们的新轨道支持早期的工作，得出的结论是，轨道被认为是近极，这就是为什么X射线脉动与NS没有被检测到。我们估计轨道倾角为11.3 $^\circ$ $\pm$ 0.4 $^\circ$。论证了这种低倾角支持了420天长的第二周期的脉动起源。我们还测量了M巨星的CNO和Fe峰丰度，发现它与太阳相比金属含量略低，没有NS形成SN事件的痕迹。导出了M巨星和NS的基本性质。我们讨论了可能的进化路径，这个系统已经采取了到目前的状态。
Exploring the long-term temporal variability in polarization through multi-epoch optical spectro-polarimetry - Part II: A sample of symbiotic and red-giant stars
该研究通过ProtoPol光谱偏振仪对6颗共生星、18颗红巨星开展26个月多历元观测，发现多数目标连续谱偏振显著变化，是罕见的两年跨度多历元偏振数据集。
Wind-mass transfer in S-type symbiotic binaries IV. Indication of high wind-mass-transfer efficiency from active phases
本研究通过分析S型共生双星爆发期轨道平面的中性风，发现巨星质量损失率比常规推导高约10倍，证实风向轨道平面聚焦且转移效率高，解决了白矮星能量输出与燃料供给的矛盾，支持其为Ia型超新星前身星的可能。
Chemical abundance analysis of symbiotic giants. RW Hya, SY Mus, BX Mon, and AE Ara
共生星是由处于演化最后阶段的强相互作用恒星组成的长周期双星系统，是理解银河系化学演化和恒星星族形成的有用工具。了解共生巨人的化学组成对于促进我们对这些问题的理解至关重要，但不幸的是，可靠的测定仅存在于少数情况下。我们执行一个程序，详细的化学成分分析在30多个共生巨星，基于高分辨率，近红外光谱，获得与凤凰/双子座南光谱仪。采用标准的LTE分析方法，获得了光球中CNO和铁峰附近元素的丰度。在这里，我们提出了四个对象获得的结果：RW Hya，SY Mus，BX Mon和AE Ara。我们的分析显示，RW Hya的金属丰度明显低于太阳（Me/H ~ -0.75），BX Mon和AE Ara的金属丰度略低于太阳（Me/H ~ 0.2-0.3），SY Mus的金属丰度接近太阳。12 C/13 C同位素比值在所有情况下都很低，范围从~6到~10，表明巨星经历了第一次挖掘。
Hen 3-160 - the first symbiotic binary with Mira variable S star
鸡3-160报道于Belczynski et al.（2000）的星表作为一个与M7巨供体共生的双星系统。利用20多年来收集的$V$和$I$波段测光资料，我们发现这颗巨星是一颗周期为242.5天的Mira变星。周期光度关系将亨3-160定位在距离约9.4千秒差距处，其银河系坐标（$l=267.7^{\circ}$，$b=-7.9^{\circ}$）将其定位在盘上方$\sim$ 1.3千秒差距处。这个位置加上相对较高的自行（pm $_{\rm{RA}}=-1.5$ mas yr $^{-1}$，pm $_{\rm{DEC}}=+2.9$ mas yr $^{-1}$，盖亚DR 2）表明母鸡3-160必须是银河系扩展的厚盘天体。我们的红色光学和红外光谱显示ZrO和YO分子带的存在下，出现相对较强的TiO带相比。在这里，我们建议，在这个系统中的巨人是内在的S星，在AGB阶段，这将使亨3-160的第一个共生系统与米拉变量S星在其内部发生的慢中子捕获过程中的产品丰富。
High Tide: A Systematic Search for Ellipsoidal Variables in ASAS-SN
大多数非合并恒星质量的黑洞是通过观测吸积过程的高能辐射而发现的。在这里，我们追求的大，但仍然是大多数未研究的人口的非相互作用的黑洞和中子星通过寻找潮汐引起的椭球变化，他们的恒星同伴。我们从来自超新星全天自动巡天（ASAS-SN）的大约200，000个旋转变量，半规则变量和食双星的样本开始。我们使用$χ^2$比率检验，然后进行目视检查，以确定369个候选人的椭圆形变异。我们还讨论了如何结合观测到的恒星的质量和半径估计的变化幅度计算最小的同伴质量，确定最有前途的候选人高质量的同伴。
The new carbon symbiotic star IPHAS J205836.43+503307.2
我们正在使用IPHAS、对北银河平面的INT Halalpha调查和后续观测来搜索共生星。候选共生星的基础上选择他们的IPHAS和近红外颜色，光谱和测光获得，以确定其性质。我们在这里提出的共生恒星候选人IPHAS J205836.43+503307.2的观测。光谱显示了许多发射线的组合，其中包括[OIII]，HeII，[Ca V]和[Fe VII]的高激发物质，以及具有碳星序列冷端恒星特征的红色连续谱。星云成分是空间分辨的：对光谱中[NII]6583线的空间轮廓的分析表明，沿东西方向的线性尺寸约为2.5角秒。它的速度结构表明一个非球面形态。在1999年特别强烈的近红外线辐射，显示该系统中也有厚厚的星周尘埃壳。在过去的十年里，碳星在红色和近红外波长处变亮了2到4个星等。从2010年11月到2011年1月的60天光度监测显示光度缓慢下降0.2等。从观测到的分光光度特性和变化，我们得出结论，来源是一个新的银河系共生星的D型，罕见的那种，包含一个碳星，可能是一个碳米拉。在银河系中，只有另外两个已知的这种类型的系统。
CHARA Array Observations of the Evolved Components in Symbiotic Star Systems
本研究利用CHARA阵列观测4个共生星及相关系统的冷巨星，结合光谱分析检验洛希瓣几何，发现3颗恒星有表面特征，3个系统充满因子低于1，为理解共生星质量转移机制提供观测依据。
Discovery of variable polarization in H$α$ profile of symbiotic star Y Gem: A case for orbital-phase dependent variation of Raman-scattered Ly$β$ emission
研究通过观测共生星Y Gem的Hα谱线中强变量偏振，发现轨道相依赖的拉曼散射Lyβ发射现象，为其他天体物理情境中的类似效应探索提供了新途径。
Symbiotic star T CrB as an extreme SU UMa type dwarf nova
本文通过统计 T CrB 活跃相并比对可见光与 X 射线演化，认为其属于具有极长轨道周期的 SU UMa 型矮新星，并提示下一次经典新星爆发或即将发生。
SU Lyncis, a hard X-ray bright M giant: Clues point to a large hidden population of symbiotic stars
共生星调查传统上几乎完全依赖于低分辨率的光学光谱学。然而，我们可以通过使用共生现象的所有可用特征来获得对银河系总人口的更可靠的估计。本文报道了在雨燕硬X射线全天巡天中发现的一个硬X射线源4PBC J0642.9+5528，并利用雨燕定点观测和地基光谱学将其与一颗研究不足的红巨星SU Lyn进行了鉴别。SU Lyn的X射线光谱、光学到紫外光谱和快速的紫外光变化都与我们的解释一致，即它是一颗含有吸积白矮星的共生星。SU Lyn的共生性质直到现在才被注意到，因为它没有表现出足够强的发射线，在低分辨率光谱中很明显。我们认为，共生星没有壳燃烧有微弱的发射线，目前的名单上的共生星偏向于壳燃烧系统。我们的结论是，共生恒星的真实数量被低估了，可能是一个很大的因素。
Is CGCS 5926 a symbiotic X-ray binary?
本文报道了对碳星CGCS 5926的多波长（X射线到光学）跟踪观测。这些都是出于这样一个事实，这颗星是位置一致的一个微弱的X射线发射对象属于ROSAT目录的来源，从而表明可能的共生X射线二进制（SyXB）的性质为it. Our分光光度光学数据证实了巨大的碳星性质的对象，并允许我们将其光谱类型为C（6，2）。CGCS 5926距离地球约5千秒差距。BVRcIc测光显示，它在月的时间尺度上显示出约0.3等的变化，当它的亮度增加时，它会变得更蓝。我们的测光数据表明，周期为151天，我们解释为由于径向脉动的CGCS 5926的基础上，其全球性的特点。在0.3-10 keV波段光度约为3e 32 erg/s的Swift/XRT X射线下，没有检测到该源。这种nondetection显然是在对比与ROSAT数据，但我们表明，即使CGCS 5926可以是一个SyXB的概率似乎相当低，目前的信息并没有完全排除这种可能性，而它使其他解释更不可能，如果我们假设ROSAT检测是真实的。因此，这个问题可能通过未来更敏感的高能观测来解决。
Chemical abundance analysis of 13 southern symbiotic giants from high-resolution spectra at ~1.56 μm
共生星（SySt）是由一颗处于演化后期的恒星和一颗恒星残骸组成的双星。巨行星的质量损失增强，推动了相互作用的质量交换，使这些系统成为理解双星演化的实验室。化学成分的研究是特别有用的，因为这个参数对演化路径有很大的影响。在本系列的前一篇论文中，提出了24个巨星的光球丰度在S-型系统，使第一次统计分析。在这里，我们提出了13个巨星的额外样本的结果。其目的是改善参与SySt进化的化学成分的统计，研究进化状态，质量转移，并根据银河系人口解释这一点。使用高分辨率，近红外光谱，采用光谱合成方法在一个经典的方法，以获得CNO和周围的铁峰（铁，钛，镍）元素的丰度。低分辨率光谱的钙II三重态周围的区域被用于光谱分类。所获得的金属丰度范围很广，最大值约为-0.2 dex。14 N同位素的富集表明这些巨星经历了第一次挖掘。O和Fe的相对丰度表明，大多数SySt属于银河系盘，然而，在少数情况下，扩展厚盘/晕的建议。很难解释，相对较高的Ti丰度可能表明采用的微湍流速度太小，约为0.2-0.3 km/s。V2905 Sgr和WRAY 17-89的修订光谱类型分别为M3和M6.5。
Symbiotic stars in X-rays
直到最近，一颗白矮星从一颗红巨星中吸积而成的共生双星系统被认为主要是软X射线粒子群。在这里，我们描述了用斯威夫特卫星上的X射线望远镜（XRT）探测到的九个白矮星共生体，它们以前不知道是X射线源，还有一个以前被探测到是超软X射线源。这九个新的X射线探测是对41颗共生星进行调查的结果，它们使已知的X射线源共生星的数量增加了约30%。Swift/XRT望远镜探测到了所有能量大于2 keV的新X射线源。它们的X射线光谱与热发射一致，自然分为三个不同的组。第一组包含那些源与一个单一的，高度吸收的硬成分，我们确定可能来自吸积盘边界层。第二组由具有单一软X射线光谱成分的源组成，该源可能起源于低速冲击产生X射线发射的区域，即，碰撞风区第三组包括具有硬X射线和软X射线光谱分量的源。我们还发现，不像在光学，快速，随机的亮度变化从吸积盘通常是看不到的，可检测的紫外线闪烁是共生星的一个共同属性。支持我们的两个X射线光谱分量的物理解释，同步雨燕紫外测光显示，共生星与硬X射线发射往往有较强的紫外线闪烁，这通常是通过磁盘吸积。把这些新的观测结果放在以前关于共生星X射线发射的工作的背景下。
Symbiotic star candidates in Gaia Data Release 3
针对已知共生星数量少的问题，利用盖亚数据发布3的多维度信息构建光谱模板并结合机器学习，筛选出1674个候选体，其中25个经交叉匹配后为高可信度新候选体，助力恒星演化研究。
Solar-like oscillations and ellipsoidal variations in TESS observations of the binary 12 Boötis
双星中的振荡可以在任何一个或两个组件中进行研究，可以为我们理解恒星物理学提供强大的约束。明亮的二进制12 Bootis（12 Boo）是一个特别有前途的系统，因为主星比次级星明亮约60%，尽管质量只增加了几个百分点。这两颗恒星都有相当大的表面对流区，因此可以推测它们是类似太阳的振荡器。我们在这里报告的第一次检测到太阳般的振荡和椭球变化的TESS光变曲线的12博。虽然太阳的振荡是不够清楚，明确地测量个别模式的频率，我们结合全球asteroseismic参数和精确的拟合的光谱能量分布（SED）提供新的约束系统的属性是几倍更精确的值在文献中。单独的SED拟合提供了12 Boo A的$6115\pm45\,\mathrm{K}$、$7.531\pm0.110\,\mathrm{L}_\odot$和$2.450\pm0.045\,\mathrm{R}_\odot$以及12 Boo B的$6200\pm60\,\mathrm{K}$、$4.692\pm0.095\,\mathrm{L}_\odot$和$1.901\pm0.045\,\mathrm{R}_\odot$的新的有效温度、光度和半径。当结合我们对12 Boo A的星震约束时，我们得到了$2.67^{+0.12}_{-0.16}\,\mathrm{Gyr}$的年龄，这与12 Boo B的年龄一致。
CO envelope of the symbiotic star R Aqr seen by ALMA
共生星R Aqr是ALMA观测到的小样本AGB双星的一部分。样本恒星是：R Aqr，Mira，W Aql和pi 1 Gru。样本涵盖了二元分离和风特性的范围，其中R Aqr是具有最小分离的源。R Aqr双星对由一颗M型AGB星和一颗白矮星组成，它们之间的距离为45质量，相当于218 pc时的10天文单位。的ALMA研究的目的是调查的依赖性的风塑造的二进制分离，并提供约束的流体动力学的二进制相互作用模型。R Aqr是特别有趣的，因为它是最小的分离源和复杂的星周环境，受到两颗恒星之间的相互作用以及这种相互作用和热白矮星伴星产生的高能辐射的强烈影响。在0.5 ″空间分辨率下观测到CO（J=3-2）谱线发射。在双星对周围的一氧化碳包络线被边缘化，显示出一个相当复杂的分布。的CO排放区域的外半径估计从数据，发现是约10倍，比以前认为的。这意味着过去100年的平均质量损失率为2x 10 -7 Msun/年，比以前的估计少45倍。通道地图和分子气体的分布进行了讨论，并设置到什么是以前已知的系统的上下文中。另外还介绍了在ALMA观测所覆盖的带宽内检测到的分子谱线发射。由于辐射的范围有限，关于该系统动力学演化的确切结论将不得不等待更高的空间分辨率观测。然而，这里提供的数据支持这样的假设，即米拉星的质量损失率变化很大，并且集中在轨道平面上。
Symbiotic stars and other Halpha emission line stars towards the Galactic Bulge
共生星是具有最长轨道周期的相互作用双星，其多组分结构使其成为丰富的天体物理实验室。高质量损失率的红巨星风吸积到白矮星（WD）上，使它们成为有希望的Ia型超新星（SNe Ia）祖先。对新的银河系共生星进行系统的调查对于识别新的有希望的超新星Ia祖先（例如RS Oph）以及更好地估计总人口规模以与超新星Ia比率进行比较至关重要。后一个目标的核心是建立一个完整的人口普查的共生恒星对银河系隆起。在这里，我们报告了对覆盖35度^[2]的H α发射线恒星进行系统观测的结果。它的区别在于深层光谱学和长期光变曲线的结合，这提高了我们分类的确定性。共发现了20颗真正的共生星（13颗S型，6颗D型和1颗D '型），其中35%的共生星具有特定的拉曼散射OVI发射带，还有15颗可能的共生星（6颗S型和9颗D型）需要进一步研究。光变曲线显示了各种各样的变化，包括恒星脉动（半规则和Mira），轨道变化和由于尘埃造成的缓慢变化。确定了5个S型的轨道周期和3个D型的脉动周期。最显著的D型是H1-45和它的Mira碳星，脉动周期为408.6天，对应的距离为6.2 ± 1.4kpc，M_K=-8.06 ± 0.12mag.如果H1-45属于银河系膨胀区，那么它将是第一颗真正发光的银河系膨胀区碳星.突出部缺乏发光的碳星是一个长期未解决的问题。对H1-45的一个可能的解释可能是碳增强是从WD伴星的祖先吸积而来的。还发现了…
The Symbiotic X-ray Binary IGR J16194-2810: A Window on the Future Evolution of Wide Neutron Star Binaries From Gaia
本文通过光学后续观测和联合拟合，确认IGR J16194-2810是由红巨星和中子星组成的共生X射线双星，并利用MESA模型预测其将演化为再循环脉冲星+白矮星双星，为宽中子星双星的未来演化提供了窗口。
A PIONIER and incisive look at the interacting binary SS Lep
共生星是一个极好的实验室，可以用来研究一系列鲜为人知的物理过程，比如红巨星的质量损失，致密天体的吸积，以及类新星爆发的演化。由于它们的演化受到质量转移事件的强烈影响，因此了解这些系统的历史首先需要确定哪个过程在起作用：洛希瓣溢出，恒星风吸积，或两者的一些更复杂的混合物。我们在这里报告的共生系统SS Leporis的干涉研究，进行独特的PIONIER仪器。通过确定双星轨道和重新访问的两颗恒星的参数，我们表明，巨人并没有填补其洛希瓣，和质量转移最有可能发生通过吸积的一个重要组成部分的巨人的风。
The Local Group Symbiotic Star Population and its Weak Relation with Type Ia Supernovae
本研究评估了本星系群共生星族群规模，发现其并非Ia型超新星的主要前身星，仅有极少数超新星源于共生系统。
X-ray, UV, and optical observations of the accretion disk and boundary layer in the symbiotic star RT Cru
相对于激变变星的质量转移，红巨星向白矮星（WD）转移物质的共生双星中吸积的本质一直难以揭示。然而，当WD上没有准定常燃烧的壳层来隐藏它们时，共生双星中的吸积流是最清晰可见的。RT Cru是这种非燃烧共生体的原型，其硬（δ型）X射线发射提供了其最内部吸积结构的视图。在过去的20年里，RT Cru经历了两次类似的光学增亮事件，相隔4000天，振幅为ΔV 1.5 mag. After雨燕成为操作，爆裂警报望远镜（BAT）探测器揭示了硬X射线增亮事件几乎与第二个光学峰重合。我们在这里描述的多波长观测的光谱和时间分析，从NuSTAR，朱雀，斯威夫特/X射线望远镜（XRT）+ BAT +紫外线光学望远镜（UVOT）（测光）和光学测光和光谱，表明吸积通过一个盘，达到了WD表面。一个大质量的，磁性WD吸积从磁性截断吸积盘的方案是不支持的。例如，我们的数据都没有显示出旋转的磁性WD所预期的分钟时间尺度的周期性调制（具有来自X射线数据的严格上限）。此外，紫外和X射线通量的相似性，以及BAT带内硬度比的近似恒定性，表明在整个增亮事件中，吸积盘的边界层相对于其自身的辐射保持光学上的薄，在此期间，WD上的吸积速率增加到6.7 $\times$ 10-9 Msun yr^{-1}（d/2 kpc）^[2]。（摘要版）
Millimeter-wave Detections of Symbiotic Stars in SPT and ACT Data
利用SPT和ACT数据对828个候选共生星进行毫米波测光，探测到31个显著源，结合多波段数据研究其物理性质。
X-ray Variability in the Symbiotic Binary RT Cru: Principal Component Analysis
本文利用主成分分析（PCA）研究了共生双星 RT Cru 的多任务 X 射线数据，发现其光谱硬度转变主要由吸收物质和连续谱变化导致，而热等离子体发射变化引发了闪烁型变率。
Discovery of carbon-rich Miras in the Galactic bulge
到目前为止，只有一个富碳的米拉变星被认为是银河系凸起的成员，这是一个共生系统。在这里，我们描述了一种从红外颜色-颜色图（J-Ks）vs（[9]-[18]）中选择富C候选物的方法。后续的低分辨率光谱分析从36个朝向银河系隆起的候选者中检测到8个富含C的米拉变星。我们的近红外测光表明，其中两个，包括已知的共生体，比凸起的主体更近，而第三个是已知的前景物体。在5个核球成员中，有一个有He I和[O II]发射，可能是另一个共生星。我们的方法是有用的，以确定罕见的富C星在银河系的凸起和其他地方。这些富碳恒星的年龄和产生它们的演化过程仍然不确定。它们可能很老，是双星质量转移或合并的产物，即蓝离散星的后代，但我们不能排除它们属于核球中一小部分贫金属的中间年龄（小于5 Gyr）恒星的可能性，或者它们是从矮星系吸积而来的。
Radius constraints from high-speed photometry of 20 low-mass white dwarf binaries
我们对20个已知的最短周期的分离白矮星双星进行了高速测光，发现了具有食、椭球变化（由于可见白矮星的潮汐变形）和多普勒光束的系统。所有的双星都包含低质量的白矮星，轨道周期小于4 hr. Our观测识别的前八个潮汐扭曲的白矮星，其中四个是第一次在这里报告，我们使用的经验约束的质量-半径关系的极低质量（<0.30 Msun）的白矮星。我们还检测到多普勒波束在这些双星，这证实了高振幅的径向速度变化。所有这些系统都是强大的引力辐射源，对那些显示椭球变化的系统进行长期监测，可以用来探测由于轨道衰变而引起的潮汐隆起的自旋。
On the absence of symbiotic stars in globular clusters
尽管在银河系和邻近星系中已经发现了大量的共生星（SySts），但在银河系球状星团（GC）中还没有一颗被证实。我们调查缺乏这样的系统在GC的第一次通过分析144 GC模型与MOCCA代码，具有不同的初始属性，大致代表银河系GC人口演变。在这里，我们专注于SySts通过风吸积通道，它可以始终模拟二进制人口合成代码。我们发现，大多数这样的SySts的轨道周期是足够长的（${\gtrsim10^3}$ d），因此，非常密集的GC模型，动力学相互作用发挥了重要作用，在今天之前摧毁他们的祖先（${\sim11-12}$ Gyr）。在密度较低的GC模型中，一些SySts仍然被预测存在。然而，这些系统往往位于远离中心部分（${\gtrsim70}$的百分比远远超过半光半径）和足够罕见（${\lesssim1}$每GC每百万年），这使得他们的识别相当困难的观测活动。我们建议，未来的搜索SySts在GC应在附近的低密度GC的郊区进行足够长的半质量弛豫时间和相对较大的银河系中心距离。最后，我们获得了$ω$ Cen（SOPS IV e-94）中提出的候选天体的光谱，并表明该天体很可能不是SySt。
K2 & TESS observations of symbiotic X-ray binaries: GX 1+4 and IGR J16194-2810
本文分析了共生X射线双星 GX 1+4 和 IGR J16194-2810 的 K2 与 TESS 观测数据，测量了前者的自旋周期变化率并首次在光学波段探测到后者的中子星自旋周期。
The VMC Survey. II. A multi-wavelength study of LMC planetary nebulae and their mimics
VISTA麦哲伦云（VMC）调查正在收集麦哲伦云YJK测光的深度，多时代图集。在VMC调查之前，只有最明亮的麦哲伦云PNe（MCPNe）可以在近红外（NIR）波长处获得。这是第一次有可能组装MCPNe的近红外特性，并确定污染的非PNe模拟物，这是最好的显示在近红外波长（例如HII区域和共生星）。为了保持MCPNe所占据的独特的科学生态位，必须去除这些污染物。在这里，我们对先前被归类为PNe的102个物体进行了VMC主导的多波长研究，这些物体位于观察到的前六个VMC瓦片内。我们目前的图像，光度测定，光变曲线，诊断颜色-颜色图和光谱能量分布用于分析整个样品。至少有五个PNe有新解决的星云形态，以前只有HST才能完成这项任务。Reid & Parker（RP）编目的天体中有45/67（67%）被重新归类为非PNE，其中大部分位于剑鱼座30附近。该样本包括16颗场星，5颗发射线星，19个HII区，4颗共生星候选者和1颗年轻恒星。我们讨论了可能的选择效应，负责将其列入RP目录和针对LMC PNE的二进制中心星调查的影响。与先前已知的8颗相比，总共确定了5颗新的LMC共生星候选者，这突出了VMC调查在推进麦哲伦共生星研究方面的重要作用。
Photometric evolution, orbital modulation and progenitor of Nova Mon 2012
我们提出并讨论了准确和密集映射的BVRI光变曲线的氖新星Mon 2012年，补充的演变Stromgren b和y波段和相关的发射线的综合通量。我们的监测从新星的光学发现开始，一直延伸到+270天，远远超过了X射线超软阶段的结束。这颗新星显示出非常平滑的光变曲线。在SSS阶段开始时，y光变曲线和V光变曲线之间出现分叉，在SSS阶段结束时出现拐点。在未观测到的光学最大值时，新星的视星等被限制在+2.8=<V=<4.2。在新星演化过程中，伴随着光学亮度0.29585（+/-0.00002）天的轨道调制的出现、振幅增长和消亡。所观察到的调制具有近正弦的形状和弱的次最小值在相位0.5。我们赞成的解释，在叠加的椭圆形变形的洛希瓣填充同伴和照射的一面面临的WD。类似的光变曲线是典型的共生星，其中一个充满罗氏瓣的巨星被一个非常热的WD照射。由于高轨道倾角，施主星和吸积盘之间的相互掩星可能有助于观察到的调制。新星Mon 2012在爆发前的平静期的光学+红外光谱能量分布很好地拟合了一颗早期K型主序星（~ K3 V），距离为1.5 kpc，红化E（B-V）=0.38，有一颗WD伴星和一个吸积盘，有助于观察到蓝色过量和中等的H α发射。一颗典型的早期K型主序星，质量约为0.75 Msun，半径约为0.8 Rsun，其洛希叶的轨道周期为P=0.29585天，并有一颗质量更大的WD伴星。
The Disk Veiling Effect of the Black Hole Low-Mass X-ray Binary A0620-00
静态黑洞低质量X射线双星的光学光变曲线往往呈现出明显的非椭球变化，表明伴星的光球辐射被其他光源所掩盖。评估这种“面纱”效应对黑洞质量测量至关重要。在这项工作中，我们对黑洞低质量X射线双星A0620-00的原型进行了严格同步的光谱和光度测量。我们发现，对于每个观测历元，超出纯椭球调制的额外光通量与面纱发射的分数呈正相关，表明吸积盘贡献了大部分的非椭球变化。同时，我们还得到了伴星的K2 V谱分类，伴星的自转速度$v \sin i = 83.8\pm1.9$ km s $^{-1}$和伴星与黑洞的质量比$q=0.063\pm0.004$ .
SU Lyn: diagnosing the boundary layer with UV and hard X-ray data
共生星的共生现象完全由吸积提供动力，其平均吸积率通常高于激变变星，这为诊断吸积盘周围的白矮星边界层提供了重要机会。在这里，我们调查SU Lyncis，一个最近发现的例子，一个纯粹的吸积动力共生星，使用第一个可靠的X射线光谱，获得与NuSTAR，紫外测光与雨燕。SU Lyn具有硬的、热的X射线发射，该发射受到可变局部吸收体的强烈影响-这对UV发射几乎没有影响。它的X射线光谱使用$k$ T $\approx$ 21 keV的等离子体冷却进行了很好的描述，其中3至30 keV的光度约为4.9 $\times$ 10 $^{32}$尔格s $^{-1}$。光谱也与振幅为1.0的反射的存在一致，尽管在这种情况下，最佳拟合的等离子体温度低20-25%。SU Lyn的紫外线与X射线光度比在2015年和2016年之间发生了显着变化。我们将此解释为吸积率下降近90%的结果。尽管圆盘的UV光度呈线性响应，但来自边界层的光学薄（硬X射线）发射的光度大致保持不变，因为边界层从部分光学厚变为几乎完全光学薄。根据这种解释，我们将白矮星的质量下限定为0.7 M $_{\odot}$（如果忽略反射，则为0.8 M $_{\odot}$）。
Y Gem, a symbiotic star outshone by its asymptotic giant branch primary component
本研究通过多波段观测和光谱分析，揭示Y Gem实为S型共生星，其伴星为吸积白矮星，吸积率达2.3×10⁻⁷ M☉/年，处于稳定燃烧阶段，有助于识别误认的共生星群体。
Two New Tidally Distorted White Dwarfs
我们发现了两个新的潮汐畸变白矮星（WD），SDSS J174140.49+652638.7和J211921.96-001825.8（以下简称J1741和J2119）。这两颗恒星都是短周期、分离双星系统中的极低质量（ELM，< 0.2 Msun）WDs。在麦克唐纳天文台获得的高速测光观测揭示了这两个系统的椭球变化和多普勒波束; J1741的最小伴星质量为1.1 Msun，具有在双星系统中观测到的最强多普勒波束信号之一（0.59 \pm 0.06%振幅）。我们使用所观察到的椭球变化来约束每个WD的半径。对于J1741，恒星的半径必须超过0.074 Rsun。对于J2119，半径超过0.10 Rsun。这些间接的半径测量值与开普勒太空船发现的膨胀的WD伴星的半径测量值相当，它们构成了任何WD的最大半径。令人惊讶的是，J1741似乎也显示出0.23 \pm 0.06%的反射效应，我们讨论了这种过度加热的可能来源。J1741和J2119都是强引力波源，利用椭球变化的极小值时间可以探测轨道周期衰减。这可能在十年或更短的时间内实现。
Herschel Observations of Cataclysmic Variables
我们使用赫歇尔空间天文台上的PACS仪器在70和160微米处观测了8个激变变星。在这八个物体中，只有AM Her被探测到。我们结合了赫歇尔的结果与地面，斯皮策，和WISE观测，以构建所有的目标的光谱能量分布。对于样本中的两颗矮新星，天鹅座SS和宝石座U，我们发现它们的红外光度完全由它们的次级恒星所控制。对于我们调查中的两个高磁性“极”，AM Her和EF Eri，我们发现它们的中红外过度，以前归因于环双星尘埃发射，可以完全解释回旋辐射。两个光源的WISE光变曲线都显示出与其近红外光变曲线相位相同的大的轨道调制变化。我们提出，从最低的回旋谐波（n </= 3）的显着的发射是目前在EF Eri和AM Her。以前，这样的发射将被假定为光学厚，并没有提供显着的轨道调制通量。这表明，极地的吸积比为这两个来源开发的简单模型中假设的要复杂得多。我们开发了一个模型的近/中红外光变曲线的WZ Sge与L2施主星，表明从它的第二颗恒星的椭球变化被检测到。我们的结论是，没有被调查的目标有尘埃环双星盘。
Roche-lobe filling factor of mass-transferring red giants - the PIONIER view
使用PIONIER访客仪器，结合了ESO甚大望远镜干涉仪的四个辅助望远镜的光线，我们精确测量了几个共生和相关恒星的直径：HD 352，HD 190658，V1261 Ori，ER Del，FG Ser和AG Peg。这些直径-在0.6到2.3毫弧秒的范围内-被用来评估质量损失巨星的洛希瓣的填充因子，并提供正在进行的质量转移的性质的指示。我们还提供了第一个光谱轨道的ER德尔，根据CORAVEL和HERMES/墨卡托观测。发现该系统有一个周期为5.7年的偏心轨道。在共生星FG Ser的情况下，我们发现直径在41天的过程中变化了13%，而HD 352的观测结果表明它在伸长。这两颗恒星的罗氏填充因子都接近于1，HD 190658也很可能是这种情况，而其他三颗恒星的罗氏填充因子都低于0.5-0.6。我们的观测揭示了干涉测量在研究相互作用的双星中的作用--我们结论中的主要限制是对物体的距离知之甚少。
The hidden companion in J1527: a 0.69 solar-mass white dwarf?
本文利用高分辨率光谱重新测量J1527的轨道倾角，发现其约为63度，从而将其中未被看见的致密天体质量从约0.98 M⊙修正为0.69 M⊙，表明该天体更可能是一颗白矮星而非中子星。
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