Spectroscopic Evolution of Disintegrating Planetesimals: Minutes to Months Variability in the Circumstellar Gas Associated with WD 1145+017
随着最近在WD 1145+017周围发现凌日行星物质，已经确定了一个关键目标，它将行星系的演化与碎片盘及其在恒星上的吸积联系起来。我们提出了一系列的意见，五个时代超过一年，采取了凯克和VLT，这是第一次显示在气体盘周围的WD 1145+017的时间尺度上几分钟到几个月的拱星吸收的变化。在与行星组成有关的10种不同元素中，测量了14种离子的250多条谱线的星周吸收，例如，O、Mg、Ca、Ti、Cr、Mn、Fe、Ni。广泛的拱星气体吸收的速度传播为225公里/秒的检测，但在一年的过程中，蓝移吸收消失，而红移吸收系统增加。等效宽度和振子强度的相关性表明气体的光学厚度并不高（中值τ约为2）。我们讨论一个简单的模型，偏心盘耦合磁层吸积解释这些高分辨率和高信噪比观测的基本观测特征。在最近的两次观测中，在几分钟的时间尺度上检测到了变化，显示出几十分钟的红移吸收损失，与主要的过境事件相吻合，并与隐藏在不透明过境物质后面的气体相一致。这个系统目前提供了一个独特的机会，了解气体造成的光谱，拱星吸收是如何与正在进行的吸积证明光球污染，以及过境行星物质在光度观测检测。
2016-08-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Orbital Evolution of Compact White Dwarf Binaries
最近在具有更大质量氦白矮星（WD）的紧联星中发现的极低质量（ELM，Mhe<0.2 Msun）的WD引起了我们对理解其质量转移性质的兴趣。这些天体拥有小（Menv~ 1 e-3 Msun）但厚的氢包层，半径比冷的WD大，因此在6-10分钟的轨道周期内开始富氢物质的质量转移。在D 'Antona等人的原始工作的基础上，我们确认了1 E6年期间的持续螺旋与质量转移的H-丰富的物质，并强调，螺旋直接影响双WD二进制HM Cancri可能有一个ELM WD捐助者。ELM WD在质量损失下具有较小的半径膨胀，因此能够实现更大范围的施主质量，其可以稳定地转移物质并成为He质量转移AM CVn二元体。即使在长寿命的AM CVn质量传递阶段，这些He WD也具有较大的半径，这是由于它们的更高熵来自延长的H燃烧阶段。
2012-08-30 astro-ph.SR
A 15.7-Minute AM CVn Binary Discovered in K2
我们提出了SDSS J135154.46-064309.0的发现，这是一个在K2 Campaign 6中使用30分钟节奏测光观察到的短周期变量。后续的光谱学和高速测光支持分类为一个新成员的罕见的超紧凑吸积双星称为AM CVn星。光谱轨道周期为$15.65 \pm 0.12$ \，分钟，使这个系统成为已知第四短周期的AM CVn，也是开普勒太空船发现的第二个此类系统。K2数据显示测光周期为$15.7306 \pm 0.0003$ \，分钟、$16.1121 \pm 0.0004$ \，分钟和$664.82 \pm 0.06$ \，分钟，我们分别将其确定为轨道周期、超级驼峰周期和盘岁差周期。根据超级峰和轨道周期，我们估计了双星的质量比$q = M_2/M_1 = 0.111 \pm 0.005$，尽管这种质量比确定方法可能无法很好地校准氦主导的双星。这个系统很可能是一个明亮的前景源的引力波的频率范围内可检测的LISA，并可能作为校准源，如果未来的研究能够限制其恒星组件的质量。
2018-04-19 astro-ph.SR
Quasi-Periodic Pulsations Detected in Ly$α$ and Nonthermal Emissions During Solar Flares
本文报道了三次太阳耀斑（SOL 2011-Feb-15 T01：44，SOL 2011-Sep-25 T04：31，SOL 2012-May-17 T01：25）期间的双周期准周期脉动（QPP）。通过Ly $α$的光变曲线、硬X射线和微波发射观测到了耀斑的QPP，其中Ly $α$发射由地球静止运行环境卫星记录，HXR发射由Raven Ramaty高能太阳光谱成像仪和费米伽马射线暴监测仪记录，微波发射由Nobeyama射电偏振仪和射电日像仪记录。利用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）方法，首次在Ly $α$发射中发现了具有约2分钟和1分钟双周期的QPP.然后用同样的方法，在HXR和微波辐射中也发现了几乎相同的约两分钟的QPP。考虑到Ly $α$和HXR/微波辐射之间可能存在共同的起源（非热电子），我们认为两分钟QPP是由磁重联过程中非热电子的周期性加速引起的。发现Ly $α$发射中的双周期之间的比率接近于2，这与基模和谐波模之间的理论预期一致。然而，我们不能排除其他可能的驱动机制的一分钟QPP在HXR/微波发射，由于其相对较大的偏差。
2021-08-09 astro-ph.SR
Two new Double-lined Spectroscopic Binary White Dwarfs
我们目前的径向速度观测的四个二元白矮星候选人确定通过他们的过光度。我们确定了两个新的双线分光双星系统WD 0311-649和WD 1606+422，并对它们的轨道参数进行了约束。WD 0311-649是具有质量比为$1.44 \pm 0.06$的17.7 h周期系统，WD 1606+422是具有质量比为$1.33 \pm 0.03$的20.1 h周期系统。另一个天体WD 1447-190是一个43小时周期的单线白矮星双星，而WD 1418-088在几分钟到几十年的时间尺度上没有显示出任何明显的速度变化。我们对贝达德等人发现的14颗过亮的白矮星进行了概述，发现双管路系统和单管路系统的比例都是31%。然而，另外31%的这些过度发光的白矮星没有显示出任何明显的径向速度变化。我们证明，这些必须在长周期的双星，可能会解决盖亚天体测量。我们还讨论了在SPY巡天中发现的过多的单个低质量白矮星，并认为其中一些系统也可能是由更大质量的白矮星组成的长周期双星系统。
2020-02-14 astro-ph.SR
Detection of Flare-associated CME Candidates on Two M-dwarfs by GWAC and Fast, Time-resolved Spectroscopic Follow-ups
类日恒星和晚型恒星中与耀斑相关的恒星日冕物质抛射（CME）对系外行星的可居住性至关重要。在本文中，我们报告检测耀斑相关的CME在两个M矮星，由于高节奏的调查进行了地面广角相机系统和快速的光度和光谱的后续行动。通过对光变曲线的模拟，确定了$R-$带的耀斑能量为$1.6\times10^{35}\ \mathrm{erg}$和$8.1\times10^{33}\ \mathrm{erg}$。在这两种情况下，时间分辨光谱观测开始于触发后约20和40分钟。$\sim500-700\ \mathrm{km\ s^{-1}}$的最大投影速度表明，在排除色球蒸发和日冕雨的可能性后，它们的H $α$发射线的高速翼很可能是由两颗恒星的CME事件造成的。CME的质量估计为$1.5-4.5\times10^{19}\ \mathrm{g}$和$7.1\times10^{18}\ \mathrm{g}$。
2021-06-09 astro-ph.SR
High-Amplitude, Rapid Photometric Variation of the New Polar MASTER OT J132104.04+560957.8
我们目前的光度和光谱观测的激变变量MASTER OT J132104.04+560957.8，这强烈表明，它是一个极地的轨道周期为91分钟。光学光变曲线显示每个轨道周期有两个极大值和两个极小值，次极大值的强度以及极小值的形态和深度变化很大。
2014-12-29 astro-ph.SR
Diverse Variability of O and B Stars Revealed from 2-minute Cadence Light Curves in Sectors 1 and 2 of the TESS Mission: Selection of an Asteroseismic Sample
在恒星结构和演化理论中，主序星上发生核心对流的恒星是最大的。校准恒星内部理论中使用的自由参数的一个强有力的方法是星震学，它提供了角动量和元素输运的直接测量。我们报告的检测和分类的新的可变O和B星使用高精度的短节奏（2分钟）光度观测组装的凌日系外行星调查卫星（TESS）。在我们的154个O型和B型恒星样本中，我们检测到了很高比例（90%）的变异性。其中，我们发现23个多周期双星，6个食双星，21个旋转变量，和25颗恒星的随机低频变化。这些类别之间有几个额外的变量重叠。我们对O型和B型恒星的研究不仅证明了TESS对宇宙中最大质量恒星的变异性进行最佳研究所取得的高数据质量，而且还代表了选择和组成大样本O型和B型恒星的第一步，这些恒星具有很高的潜力，可以以前所未有的精度对其内部结构进行联合小行星地震和光谱建模。
2019-01-24 astro-ph.SR
The OmegaWhite survey for Short-Period Variable Stars III: Follow-up Photometric and Spectroscopic Observations
我们目前的测光和光谱的后续观测发现的短周期变量的欧米茄白色调查：一个宽领域的高节奏g波段天气调查针对银河平面。我们使用快速测光的SAAO 1.0米和1.9米望远镜获得27个变量的光变曲线，并使用这些结果来验证周期和振幅估计从欧米茄白处理管道。此外，还选择了57个光源（44个独特光源，13个也具有新的光变曲线），使用南非天文台1.9米望远镜或南部非洲大望远镜进行光谱跟踪。我们发现这些变星的光谱与盾牌座δ型脉动星的光谱一致。在更高的振幅，我们检测到四个可能的脉动白矮星/亚矮星源和一个日食激变变量。由于它们的稀有性，这些目标是详细的后续研究的理想候选者。从光谱学，我们确认的共生双星性质的两个变量确定为这样的SIMBAD数据库。我们还报告了可能是第一次检测到的'碰撞造父变星'的现象，在三角洲盾牌星，OW J175848.21-271653.7显示了一个明显的22%的振幅下降持续3分钟，在每个脉动周期的峰值。然而，这个目标的确切性质仍然不确定，因为它表现出B型恒星的光谱特征。
2016-10-18 astro-ph.SR
Origin of Quasi-Periodic Pulsation at the Base of Kink Unstable Jet
我们使用SDO/AIA和IRIS提供的高分辨率成像/光谱观测研究了2014年8月29日$^{th}$在太阳西翼发生的井喷喷流。一个反向的$γ$形状的磁通绳出现在射流{-}形态指示扭结不稳定性的开始。扭折不稳定磁绳的扭曲磁力线在其亮结处重新连接，并在$\approx$ 06：30：43 UT以234 km s $^{-1}$的平均速率发射井喷喷流。发射后不久，磁通绳的北腿完全爆发。时间-距离图显示了多个尖峰或亮点，这是周期性波动的结果，即，准周期波动（Quasi-periodic fluctuations，QPP）小波分析证实QPP具有$\approx$ 03分钟的主导周期。IRIS谱（Si~{ \sc iv}、C~{ \sc ii}和Mg~{ \sc ii}）也可能通过喷流中广泛的$\&$复合剖面和双向流动的存在而指示磁重联的发生。此外，我们发现谱线展宽是周期性的，周期为$\approx$ 03分钟，并且当谱线宽度高时，即，多次重连可产生周期性谱线展宽。EM曲线也显示了不同温度箱中相同的$\approx$ 03分钟周期。图像和EM显示，这个喷流主要是冷的（色球/过渡区），而不是热的（日冕）物质。此外，线展宽，强度，和EM曲线有一个周期为$\approx$ 03分钟，这强烈支持，多个磁重联触发QPP井喷喷流。
2023-01-04 astro-ph.SR
A census of AM CVn stars: three new candidates and one confirmed 48.3-minute binary
我们提出了三个新的候选人AM CVn二进制文件，再加上一个确认的新系统，从光谱调查的颜色选择的对象从斯隆数字巡天。所有四个系统都是从它们的氦发射线在低分辨率光谱中发现的，这些光谱是由帕洛玛的黑尔望远镜、拉帕尔马的北欧光学望远镜和威廉·赫歇尔望远镜拍摄的。SDSS J090221.35+381941.9的超紧凑二元性质通过Keck-I望远镜的相位分辨光谱得到了证实。从氦发射线中观测到的特征径向速度“S波”，我们测量到轨道周期为48.31 +/- 0.08 min。连续辐射可以用T_eff ~ 15，000 K的黑体或氦白矮星大气来描述，与相对大质量的吸积物和/或施主的理论冷却模型一致。吸积中的白矮星光谱中没有宽氦吸收线，这表明吸积中的白矮星的温度不可能超过15,000 K，或者是像吸积盘这样的附加成分对光通量有很大的贡献。其中两个候选系统，SDSS J152509.57+360054.5和SDSS J172102.48+273301.2，除了特征氦发射线外，还在其光谱的蓝色部分显示氦吸收。这与~18，000 K和~16，000 K的高有效温度相结合，表明两者的轨道周期都低于~ 40分钟。第三个候选者，SDSS J164228.06+193410.0，在一个相对冷的（T_eff~12，000 K）连续谱上显示出非常强的氦辐射，表明轨道周期超过~ 50分钟。
2009-09-24 astro-ph.SR
ZTF J1901+5309: A 40.6-Minute Orbital Period Eclipsing Double White Dwarf System
兹威基瞬变观测站已开始发现轨道周期小于1小时的双星系统，再加上专门的跟踪系统，可以对这些源进行高节奏的测光，现在可以对这些源进行系统的确认和定性。本文报道了ZTF J190125.42+530929.5的发现，这是一颗轨道周期为40.6min的食双白矮星双星。光度和光谱建模证实了它的性质，产生的估计倾角$i = 86.2^{+0.6}_{-0.2}\,\rm degrees$和初级和次级有效温度的$\textrm{T}_\textrm{eff} = 28,000^{+500}_{-500}\,K$和$\textrm{T}_\textrm{eff} = 17,600^{+400}_{-400}\,K$分别。这个系统为未来的引力波探测器增加了越来越多的来源，并有助于对双重简并的人口统计分析。
2020-04-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Accretion variability from minutes to decade timescales in the classical T Tauri star CR Cha
经典的金牛座T型恒星被一个拱星盘所包围，它们正在从中吸积物质。这个过程是类太阳恒星形成的关键。虽然经常用简单的静态模型来描述，但吸积过程本质上是随时间变化的。我们的目标是通过分析2006年，2018年和2019年的光度和光谱观测，在从几分钟到十年的广泛时间尺度上研究低质量年轻恒星物体CR Cha的吸积过程。我们对TESS任务和ASAS-SN和ASAS-3数据库中的CR Cha光变曲线进行了周期分析。我们利用与TESS观测窗同时获得的$I,J,H,K$波段测光研究了系统的颜色变化。我们分析了在2006年使用AAT/UCLES获得的一系列高分辨率光谱中发现的吸积示踪剂的振幅，时间尺度和形态，2018年使用HARPS，2019年使用ESTERO和FEROS光谱仪。所有的光度数据显示，与2.327天的旋转周期，这是稳定的系统在几十年的周期性变化兼容。此外，ASAS-SN和ASAS-3的数据暗示，在2001年至2008年期间，长期增亮0.2等，在2015年至2018年期间略低于0.1等。近红外颜色的变化可以通过改变吸积速率或内部盘结构的变化来解释。我们的结果表明，H $α$发射的变化幅度在从数小时到数天/周的时间尺度上增加，之后即使在十年时间尺度上也保持相似。另一方面，我们发现显着的形态变化的年度/十年的时间尺度，表明不同的物理机制，负责线轮廓的变化，如吸积或风，在不同的时间存在不同程度的。
2022-01-10 astro-ph.SR
A Monitoring Campaign for Luhman 16AB. I. Detection of Resolved Near-Infrared Spectroscopic Variability
我们报告了附近L矮/T矮双星WISE J104915.57-531906.1AB（Luhman 16 AB）的近红外光谱监测，作为更广泛的运动的一部分，以表征该系统的光谱能量分布和时间变化。连续45分钟序列的低分辨率IRTF/SpeX数据跨越0.8-2.4微米，同时与ESO/TRAPPIST组合光光度法。我们的光谱观测证实了这个二进制的通量反转，我们检测到的两个组件的相对光谱通量与组合光的光学亮度的系统在观察过程中的下降相一致的波长依赖性下降。这些数据被成功地建模为T0.5 Luhman 16 B中亮度和颜色变化的组合，一致的云变化; L7.5 Luhman 16 A中没有显著的变化。我们估计在1.25微米的全光变曲线上的峰-峰振幅为13.5%。使用两点亮温模型，我们推断Luhman 16 B的平均云覆盖率为30-55%，在旋转周期内变化15-30%。莱茵尺度的解释的大小的可变功能解释了明显的相关性周期和振幅的三个高度可变的T型矮星，并预测相对较快的风（1-3公里/秒）的Luhman 16 B一致的光变曲线演变的平流时间尺度（1-3个旋转周期）。我们的观测结果支持了矿物云层的斑块状破裂作为L矮星/T矮星过渡的普遍特征的模型。
2014-02-11 astro-ph.SR
General relativistic orbital decay in a seven-minute-orbital-period eclipsing binary system
广义相对论预测，短轨道周期的双星会发出显著的引力辐射，即将到来的激光干涉仪空间天线（LISA）预计将探测到数万个这样的系统;然而，很少有人被发现，只有一个是食-双白矮星双星SDSS J065133.338+284423.37，其轨道周期为12.75分钟。在这里，我们报告的食双白矮星双星系统的轨道周期只有6.91分钟，ZTF J153932.16+502738.8的发现。这个系统的轨道周期接近SDSS J065133.338+284423.37的一半，并且轨道非常紧凑，整个双星系统可以容纳在土星的直径内。该系统表现出深食和双线光谱性质。我们观察到快速的轨道衰变，与广义相对论的预期一致。ZTF J153932.16+502738.8是接近LISA灵敏度峰值的重要引力辐射源，应该在LISA观测的第一周内被探测到。
2019-07-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Spectroscopic Orbital Periods for 29 Cataclysmic Variables from the Sloan Digital Sky Survey
我们报告了斯隆数字巡天（SDSS）的29个激变变星的后续光谱，其中22个是由SDSS发现的，另外7个是在SDSS中发现的。Gaensicke等人（2009年）的表格中包括了其中16个天体的周期。虽然大多数系统的周期小于2小时，但只有一个系统的周期在Gaensicke等人（2009）发现的80-86分钟的“尖峰”，11个系统的周期超过3小时，表明本样本偏向于更长周期，更高光度的物体。其中七个天体的光谱类似于矮新星，但显然从未在爆发中观察到，这表明许多具有相对较低变化幅度的灾难性事件仍有待发现。其中一些物体值得注意。SDSS J 07568 +0858和SDSS J 08129 +1911以前已知有深食;除了光谱学，我们使用CRTTS的档案数据来改进它们的周期。对于LV Cnc（SDSS J 09197 +0857），我们给出了一个195（+54，-39）pc的基于视差的距离，它在Porb = 81 m处具有我们样本中最短的轨道周期。SDSS J 08091 +3814显示了在SW Sextantis恒星中发现的光谱相位偏移和相位相关吸收。SDSS J 08055 +0720和SDSS J16191+1351的平均光谱显示了K型辅星的贡献，而SDSS J 080440 +0239显示了早期M星的贡献。我们用这些来限制距离。SDSS J 09459 +2922具有磁系统的典型特征。SDS…
2015-02-07 astro-ph.SR
PTF1 J082340.04+081936.5: A hot subdwarf B star with a low mass white dwarf companion in an 87 minute orbit
我们提出了发现的热亚矮星B星（sdB）的二进制PTF 1 J082340.04+081936.5。该系统的轨道周期为P $_{\rm orb}=87.49668(1)$ min（0.060761584（10）天），是已知第二紧凑的sdB双星。光变曲线呈椭球形变化。在sdB主星与轨道同步的假设下，我们发现质量为$M_{\rm sdB}=0.45^{+0.09}_{-0.07}$ M $_\odot$，质量为$M_{\rm WD}=0.46^{+0.12}_{-0.09}$ M $_\odot$的伴星白矮星和质量比为$q = \frac{M_{\rm WD}}{M_{\rm sdB}}=1.03^{+0.10}_{-0.08}$。使用MESA恒星演化代码计算了未来的演化。采用正则sdB质量为$M_{\rm sdB}=0.47$ M $_\odot$，我们发现，如果在最后一个公共包络相的出口处，轨道周期小于106 min，sdB在充满其罗氏瓣时仍然燃烧氦。对于较长的共同包层退出周期，sdB将停止燃烧氦，并在接触时变成C/O白矮星。比较光谱导出的log（g）和$T_{\rm eff}$与我们的MESA模型，我们发现，一个sdB模型与氢包层质量的$5\times10^{-4} M_\odot$匹配的测量后共同包层年龄为94百万年，对应于一个后共同包层轨道周期为109分钟，这是接近极限开始吸积…
2016-12-06 astro-ph.SR
High-cadence, High-resolution Spectroscopic Observations of Herbig Stars HD 98922 and V1295 Aquila
最近的观测工作表明，Herbig Ae/Be星盘系统中的吸积和外流机制可能不同于被认为发生在金牛座T星盘系统中的磁层吸积。在这项工作中，我们评估的时间演化的谱线探测吸积和质量损失在赫比格Ae/Be系统和测试的一致性与MA范式。我们收集了两颗Herbig Ae/Be星HD 98922（B 9 e）和V1295 Aql（A2 e）的多历元（~年）和高节奏（~分钟）的高分辨率光谱，以探测广泛的运动学过程。采用这里介绍的线等效宽度进化相关度量，我们通过新颖的可视化识别物种共同进化（指示共同的线起源）。我们干涉约束往往有问题的退化参数，倾角和内盘半径，使我们能够专注于风的结构，磁层，和内气体盘的辐射转移模型。在所有采样的时间尺度上，最强的变异性发生在巴耳末系谱线的蓝移吸收分量内;变异性的强度随着观测的节奏而增加。最后，高分辨率光谱使我们能够探测巴耳末系的蓝移吸收成分内的亚结构：我们观察到静态，低速特征和在较高速度下随时间演化的特征。总体而言，我们发现观察到的谱线形态和变异性与放大的金牛座T MA场景不一致。我们认为，作为磁场结构和强度的变化显着增加恒星质量从金牛座T Herbig Ae/Be星，所以也可能吸积和外流过程。
2017-12-12 astro-ph.SR
TESS first look at evolved compact pulsators: asteroseismology of the pulsating helium-atmosphere white dwarf TIC 257459955
脉动频率揭示了白矮星的内部结构，揭示了这些代表大多数恒星最后进化阶段的紧凑物体的性质。TESS的两分钟节奏测光将记录整个天空中明亮的白矮星的脉动特征。我们的目标是证明TESS数据的灵敏度测量脉动的氦-大气白矮星在DBV不稳定带，以及这些测量的星震分析可以约束他们的恒星结构。我们提出了一个脉动DBV WD 0158 $-$ 160的病例研究，在TESS Sector 3中观察到TIC 257459955，频率为2分钟，持续20.3天。我们测量频率的变异TIC 257459955与迭代周期图和prewhitening程序。测量的频率进行比较，从两套白矮星模型的计算，以约束恒星参数：从LPCODE的完全演化模型，从WDEC的结构模型。我们检测和测量WD 0158 $-$ 160至$\sim0.01 μ$ Hz精度的9种脉动模式和11种组合频率的频率。大多数，如果不是全部，所观察到的脉动属于一个不完整的序列偶极（$\ell=1$）模式的平均周期间隔为$38.1\pm1.0$ s。全球最佳拟合地震模型从这两个代码的有效温度是$\gtrsim3000$ K热比档案光谱值的$24{,}100-25{,}500$ K，然而，冷却器的二次解决方案被发现是一致的光谱有效温度和距离的限制从盖亚天体测量。
2019-10-09 astro-ph.SR
Rapid Orbital Decay in the 12.75-minute WD+WD Binary J0651+2844
本文报道了分离双星白矮星（WD）SDSS J065133.338+284423.37（以下简称J 0651）的轨道衰变探测结果。我们在13个月基线上的测光观测将轨道周期限制在765.206543（55）s，并表明轨道以（-9.8 +/- 2.8）x 10^（-12）s/s（或-0.31 +/- 0.09 ms/yr）的速率减小。我们根据我们新的光度和光谱观测结果修改了系统参数：J 0651包含两个WD，M1 = 0.26 +/- 0.04 Msun和M2 = 0.50 +/- 0.04 Msun。广义相对论预测，由于引力波辐射，轨道衰减为（-8.2 +/- 1.7）x 10^（-12）s/s（或-0.26 +/- 0.05 ms/yr）。我们观察到的轨道衰变率与这一预期一致。J 0651是目前已知的毫赫兹范围内第二大最响亮的引力波源，也是最响亮的非相互作用双星，这使其成为未来旨在直接探测引力波的任务的优秀验证源。我们的工作建立了监测该系统的轨道周期衰减在光学波长的可行性。
2012-08-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Kepler Flares IV: A Comprehensive Analysis of the Activity of the dM4e Star GJ 1243
我们对活跃的dM4e恒星GJ 1243进行了全面的研究。我们使用以前的观测和地面阶梯光谱，以确定GJ 1243是一个成员的Argus协会的领域明星，这表明它是$\sim 30-50$百万岁。我们分析了11个月的开普勒1分钟的节奏数据，开普勒耀斑频率分布，以及确定耀斑能量，振幅，持续时间和衰减时间之间的相关性。我们发现，幂律耀斑能量分布的指数$α$随时间变化，主要是由于样品的完整性和低频率的高能耀斑。我们还发现了一个偏离一个单一的幂律在高能量。我们使用地面的光谱观测同时与开普勒数据提供同步的光度和光谱分析的三个低能量耀斑，最低能量的dMe耀斑与详细的光谱分析，迄今为止的任何恒星。光谱数据从这些耀斑扩展约束辐射流体动力学（RHD）耀斑模型的能量较低的制度比以前已经研究。我们使用这种同时光谱学和开普勒光度学来开发从\textit{Kepler}带通到传统的$U$和$B$带的近似转换。这种转换将是一个关键因素，在比较任何开普勒耀斑分析的佳能以前的地面耀斑研究。
2016-07-13 astro-ph.SR
Orbital Decay in a 20 Minute Orbital Period Detached Binary with a Hydrogen Poor Low Mass White Dwarf
本文报道了一颗轨道周期为$\approx20.6\,\rm minutes$的分离双白矮星双星PTF J053332.05+020911.6的发现。这颗双星中的可见天体PTF J 0533 + 0209 B是一颗质量为$\approx 0.17\,M_\odot$的白矮星，其大气层以氦为主，并含有微量的氢（DBA）。该天体由于潮汐变形而呈现椭球形变化，是单线分光双星中的可见光部分，速度半振幅为$K_B=618.7\pm6.9 \, \rm km \, s^{-1}$。我们已经探测到由于引力辐射的发射而引起的显著的轨道衰减，我们预计激光干涉仪空间天线（LISA）将在运行四年后探测到这个系统，其信噪比为$8.4^{+4.2}_{-3.0}$。由于该系统已经具有确定的轨道周期、径向速度半振幅、温度、大气成分、表面重力和轨道衰减率，LISA信号将通过提供其倾角的直接测量来帮助完全限制该系统的特性。因此，这个双星系统证明了电磁辐射和引力辐射之间的协同作用，可以约束天体的物理性质。
2019-11-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
The OmegaWhite survey for short-period variable stars - V. Discovery of an ultracompact hot subdwarf binary with a compact companion in a 44 minute orbit
我们发现了轨道周期为P $_{\rm orb}=44.66279\pm1.16\times10^{-4}$ min的超紧凑热亚矮星（sdOB）双星OW J 074106.0 -294811.0，使其成为已知最紧凑的热亚矮星双星。使用甚大望远镜、双子座望远镜和凯克望远镜进行的光谱观测揭示了一个氦丰度为T $_{\rm eff}=39 400\pm500$ K和log（g）= $5.74\pm0.09$的氦-sdOB主星系。高信噪比光变曲线显示出强烈的椭圆调制，导致导出的sdOB质量$M_{\rm sdOB}=0.23\pm0.12$ M $_\odot$与WD伴体（$M_{\rm WD}=0.72\pm0.17$ M $_\odot$）。发现质量比为$q = M_{\rm sdOB}/M_{\rm WD}=0.32\pm0.10$。He-sdOB的导出质量与$\approx0.47$ M $_\odot$的热杂环的正则质量不一致。为了限制sdOB星的结构和演化历史，我们将导出的T $_{\rm eff}$，log（g）和sdOB质量与恒星天体物理学实验模块（MESA）计算的氦星和氦白矮星的演化轨道进行了比较。我们发现，最好的拟合模型是一个氦白矮星的质量为$0.320$ M $_\odot$，离开共同的信封${\approx}1.1$ Myr前，是与观测相一致的。作为一个氦白矮星与一个…
2017-10-19 astro-ph.SR
M Dwarf Flares from Time-Resolved SDSS Spectra
我们已经确定了63个耀斑的M矮星从斯隆数字巡天使用一种新的测量发射线强度称为耀斑线指数的光谱的各个组成部分。在West等人的SDSS低质量恒星光谱样本中，每一个约38，000 M的矮星都被观测了几次（通常是3-5次），曝光时间通常为9-25分钟。我们的标准使我们能够识别耀斑，表现出非常强的H-α和H-β发射线强度和/或显着的变化，在这些线在整个过程中的曝光。我们确定的耀斑的特征与经典光谱监测观测到的耀斑一致。在我们的样本中的对象的耀斑占空比被发现增加从0.02%的早期M矮星到3%的晚期M矮星。我们发现，耀斑占空比是较大的人口附近的银河系平面和耀斑星是更多的空间限制比磁活跃，但非耀斑星。这表明耀斑频率可能与恒星年龄有关（年轻的恒星更有可能发生耀斑），并且耀斑星比平均活跃人口年轻。
2010-09-06 astro-ph.SR
V844 Herculis: An Exceptional Intermediate Polar Hiding in an Ordinary Dwarf Nova
University of Notre Dame（圣母大学）；University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；Lawrence Berkeley National Laboratory（劳伦斯伯克利国家实验室）；Bay Area Environmental Research Institute（湾区环境研究所）；University College Cork（科克大学学院）；The University of Manchester（曼彻斯特大学）；University of Washington（华盛顿大学）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Observatorio Astronómico “Las Pegueras”（拉斯佩格拉斯天文台）；Warren Williams College（沃伦威廉姆斯学院）；AAVSO（美国变星观测者协会）
本研究通过时域光谱发现矮新星V844 Her具有29.3分钟周期的磁吸积特征，将其认定为中介偏振星，并利用多波段观测揭示其超级爆发期间X射线计数率下降源于爆发盘额外柱密度导致的软X射线损失。
2026-09-23 astro-ph.SR
Neural Posterior Estimation for White Dwarf Spectroscopic Characterization
Université de Montréal（蒙特利尔大学）
针对白矮星大规模光谱参数推断的计算瓶颈，本文提出基于模拟光谱训练的NPE方法，实现毫秒级后验估计，并在多类白矮星、SDSS数据及WD 1153+012高分辨率光谱上验证其精度与适用性。
2025-10-17 astro-ph.IM astro-ph.SR
The ELM Survey South. II. Two dozen new low mass white dwarf binaries
本文报告了针对南天区低质量白矮星双星的光谱巡天结果，基于 Gaia 数据识别出 28 个新双星并测定其参数，使南天区 ELM Survey 双星样本增加 64%，并指出未来时域巡天将进一步完善全天区种群。
2023-05-04 astro-ph.SR
A deeply eclipsing detached double helium white dwarf binary
利用利物浦望远镜+RISE测光系统，我们确定了周期为2.78小时的双星CSS 41177是一个具有21，100 K主星和10，500 K副星的双白矮星双星。这使得CSS 41177成为继NLTT 11748之后第二颗已知的食双白矮星双星。2分钟长的主食深度为40%，次食深度为10%。从Gemini+GMOS光谱，我们测量的径向速度的两个组件的二进制从Hα吸收线核心。结合光变曲线的资料，这些测量结果得出白矮星的质量M1 = 0.283 \pm 0.064 Msun，M2 = 0.274 \pm 0.034 Msun，使它们都是氦核白矮星。作为一颗食双星，双线光谱双星CSS 41177非常适合测量精确的、与模型无关的质量和半径。这两颗白矮星将在大约1.1 Gyr的时间内合并成一颗sdB恒星。
2011-05-19 astro-ph.SR
Kepler observations of the beaming binary KPD 1946+4340
开普勒任务获得了KPD 1946+4340的33.5d连续一分钟测光，这是一个短周期双星系统，由sdB和白矮星组成。在光变曲线中，可以清楚地看到日食，最深的日食发生在致密的白矮星穿过sdB的圆盘时（0.4%），而较浅的日食发生在sdB日食白矮星时（0.1%）。正如预期的那样，sdB被白矮星的引力场变形，产生光变曲线的椭球调制。令人惊讶的是，一个非常强大的多普勒波束（又名多普勒增强）的效果也明显在0.1%的水平。这源于sdB的轨道速度，我们从支持光谱学中测量到它是164.0 \pm 1.9 km/s。我们提出的光变曲线模型，占所有这些影响，以及引力透镜。我们推导出系统参数和不确定性的光变曲线使用马尔可夫链蒙特卡罗模拟。采用理论白矮星质量-半径关系，亚矮星的质量为0.47 \pm 0.03兆太阳，白矮星的质量为0.59 \pm 0.02兆太阳。白矮星的有效温度为15 900 \pm 300 K。光谱有效温度Teff = 34 730 \pm 250 K，表面重力log g = 5.43 \pm 0.04，sdB处于壳层He燃烧阶段。开普勒光变曲线中的多普勒波束的检测可能允许人们在不需要光谱数据的情况下测量径向速度。第一次，一个光度观察到的多普勒波束振幅相比，光谱建立的值。由测光仪168 \pm 4 km/s导出的sdB径向速度幅值与光谱值完全一致。在减去轨道效应的最佳模型后，我们搜索了…
2010-10-13 astro-ph.SR
Extensive photometry of the WZ Sge-type dwarf nova V455 And (HS2331+3905): detection of negative superhumps and coherence features of the short-period oscillations
本文报道了WZ型Sge型矮新星V455 And的测光结果。在2013年和2014年的19个夜晚进行了观测。观察的总持续时间为96 h。我们清楚地检测到三个相干振荡，周期为80.376+/-0.003 min，40.5431+/-0.0004 min和67.619685+/-0.000040 s。67.619685-s的周期可以是白矮星的自转周期。40.5431分钟的周期是轨道周期的第一谐波。80.376分钟的振荡可能是一个负的超级峰，因为它的周期比轨道周期小0.9%。这种波动在2013年和2014年的数据中都很明显。这些结果使V455和V455成为一个永久性的超级峰系统，表现出负的超级峰。这也是第一次在WZ Sge型矮新星中探测到持续的负超峰。此外，对我们的数据的分析揭示了周期在5-6分钟范围内的非相干振荡，这是以前观察到的，并由白矮星的非径向脉动解释。此外，我们清楚地检测到一个周期为67.28+/-0.03 s的振荡，这是一个低相干度。这种振荡符合白矮星的自旋周期和3.5小时光谱周期之间的拍频，这是早期发现的，并由白矮星的自由进动解释。由于67.28秒的周期比自转周期短，而且白矮星的自由进动是逆行的，所以我们用白矮星的自由进动来解释67.28秒的振荡。
2015-06-10 astro-ph.SR
COPAS: Compact Objects and the Physics of Accretion Survey I. Accreting Binaries with P < 83 Minutes
University of Texas Rio Grande Valley（德克萨斯大学里奥格兰德河谷分校）；South Texas Space Science Institute, University of Texas Rio Grande Valley（南德克萨斯空间科学研究所，德克萨斯大学里奥格兰德河谷分校）；Universidad de La Laguna（拉帕鲁纳大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC)（加那利群岛天体物理研究所）；Texas Tech University（德克萨斯理工大学）；Universidad Nacional Autónoma de México, Instituto de Astronomía（墨西哥国立自治大学，天文研究所）；Durham University（杜伦大学）；Institute of Space Sciences (ICE, CSIC)（空间科学研究所（ICE，CSIC））
COPAS巡天利用TESS高频率观测，从2054个CV候选体中识别出11个周期低于83分钟的吸积双星，其中7个为AM CVn型，并首次测量了6个系统的周期，强调了持续监测的重要性。
2026-09-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Variability Timescales of H$α$ on Active Mid-to-Late M dwarfs
本文研究了13颗质量在0.1- 0.3太阳质量之间、完全对流的活跃中晚期M星的色球活动指示器H $α$的变化时标。我们的目标是确定主要的变异时间尺度，并通过推理，一个可能的机制负责的变化。我们收集了10个或更多的高分辨率光谱，每10颗恒星使用TRES摄谱仪在选定的时间，以跨越所有阶段的恒星旋转，确定从测光数据从MEarth天文台。所有恒星的H $α$发射都不同。对于其中的9颗恒星，我们发现H $α$和旋转相位之间没有相关性，这表明来自固定磁性结构（如恒星黑子和斑）的恒定发射不太可能是H $α$发射变化的主要来源。与此相反，一颗恒星，G 7-34，显示了H $α$和恒星旋转相位之间的明确关系。有趣的是，我们发现这颗恒星是剑鱼座AB移动群的成员，因此年龄为1.49亿年。对另外三颗恒星的高节奏光谱观测表明，它们在20- 45分钟的时间尺度上是可变的，我们认为这可能是由于耀斑行为。对于一颗恒星GJ 1111，同步TESS测光和光谱监测显示，随着光度亮度的增加，H $α$的发射也增加。我们的结论是，低能量耀斑能够产生的H $α$的变化，我们观察到的时间尺度上，因此可能是H $α$变化的主要来源，对活跃的完全对流M矮星。
2022-03-02 astro-ph.SR
The McDonald Observatory search for pulsating sdA stars: asteroseismic support for multiple populations
上下文最近发现的“sdA”光谱类恒星的性质还没有得到很好的理解。已知的数千颗sdA都有H主导的光谱，光谱表面重力介于主序星和孤立的白矮星之间，有效温度低于燃烧He的次矮星的下限。大多数可能是双星恒星演化的产物，无论是质量极低的白矮星及其前身，还是晕中的蓝离散星。目的。通过脉动恒星的时间序列测光揭示的恒星本征频率灵敏地探测恒星的结构性质。任何sdA恒星所表现出的脉动性质将有助于我们对这类恒星的理解。方法.我们扩大我们的测光活动，发现脉动极低质量的白矮星从麦克唐纳天文台的SDSS光谱分类的目标sdA星。我们还获得了后续的时间序列光谱搜索二进制签名，从四个新的闪烁。结果在观测到的23颗sdA恒星中，我们清楚地检测到7颗恒星的脉动。主要的脉动周期范围从4.6分钟到12.3小时，大多数时间尺度为小时。我们对一些新变量进行了具体分类，识别了紧凑的和可能的主序星矮脉动星，以及一颗候选的低质量天琴座RR星。结论.由于主要的脉动周期跨越了几个数量级，脉动证据支持了sdA类由多个恒星星族组成的新说法。由于多种类型的sdA表现出恒星脉动，后续的星震分析可以用来探测这些个体亚群的精确进化性质和恒星结构。
2018-05-28 astro-ph.SR
A Dark Spot on a Massive White Dwarf
我们介绍了在大质量白矮星SDSS J1529 +292801.9（以下简称J1529+2928）周围偶然发现的类食事件。我们选择了J1529+2928进行时间序列测光，这是基于它的光谱温度和表面重力，这使它靠近ZZ Ceti不稳定带。我们每隔38分钟就探测到这颗白矮星的光度下降，而不是脉动。双子座的后续光谱观测显示没有明显的径向速度变化，排除了恒星和棕矮星的伴星。围绕这颗白矮星的一颗正在解体的行星无法解释在不同滤光器中观察到的光变曲线。由于周期很短，光度下降的来源必须是一个每38分钟出现一次的黑点，这是由于白矮星的旋转。我们的光谱学没有显示出巴耳末线塞曼分裂的任何证据，将磁场强度限制在B<70 kG。由于高达15%的白矮星显示出kG的磁场，这种类似日食的事件在白矮星周围应该很常见。我们讨论了这一发现对针对白矮星的瞬态调查的潜在影响，如K2任务和大型综合巡天望远镜。
2015-11-23 astro-ph.SR
Exploring the short-term variability of Hα and H\b{eta} emissions in a sample of M Dwarfs
M矮星的活动在不同的时间尺度上表现出光谱的变化，从几秒到几小时不等。这种变化的时间尺度可能与M矮星的内部动力学有关，如磁活动，高能耀斑事件，它们的旋转周期等。突出发射线（特别是Hα）强度的时间变化主要被视为这种动力学行为的代理。在这项研究中，我们进行了光谱监测的83 M矮星（M0-M6.5）的Hα和H \b{eta}排放的变化在短时间尺度上的研究。在PRL 1.2m Mt上用MFOSC-P仪器获得了3-5分钟、0.7-2.3小时的低分辨率（分辨率约5.7埃）光谱时间序列。Abu望远镜，覆盖H \b{eta}和Hα波长。再加上文献中可用的数据以及TESS和Kepler/K2档案中的档案光度数据，针对任何合理的系统学，就其光谱类型和旋转周期探索了各种变异性参数。虽然我们的样本中约有64%显示出统计上的显著变化，但在光谱类型和旋转周期上并不均匀。Hα活性强度（LHα/Lbol）也被推导出来，并探讨了这种分布。
2023-02-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Pilot Survey of an M Dwarf Flare Star with Swift's UV Grism
近紫外光谱区是恒星耀斑物理学和评估年轻系外行星能量环境的有用诊断，特别是与生命前化学有关的诊断。我们进行了一个试点NUV光谱耀斑调查的年轻M矮星AU Mic与尼尔·格瑞尔斯斯威夫特天文台的紫外线和光学望远镜。在9.6小时的总暴露时间内，我们检测到4次闪光和3次计数率显著升高的其他时期，与$\sim$ 0.5小时$^{-1}$的NUV闪光率一致。我们观测到的最大耀斑释放的最小能量为6 $\times$ 10 $^{33}$ erg，在1730-5000埃之间。所有耀斑的持续时间均长于每次Swift访视的$\sim$ 14-17分钟持续时间，因此无法测量总耀斑能量和持续时间。
2022-10-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Spectroscopic Signatures of Extra-Tidal Stars Around the Globular Clusters NGC 6656 (M22), NGC 3201 and NGC 1851 from RAVE
对球状星团的恒星星族研究表明，银河系中最明亮的星团实际上可能是矮球状星系的残余核。如果现在的银河系球状星团是在更大的恒星系统中形成的，它们很可能被潮汐外的晕和/或尾巴所包围，这些晕和/或尾巴是由从它们的母系统中潮汐剥离的恒星组成的。因此，球状星团周围的恒星环境是寻找古老矮星系遗迹的最佳地点之一。本文试图在富含超新星的球状星团M22和NGC 1851以及运动学上独特的星团NGC 3201周围寻找潮汐碎片。从径向速度实验（RAVE）的恒星参数被用来识别与RAVE金属丰度，径向速度和元素丰度的恒星一致的丰度模式和性质的恒星在M22，NGC 1851和NGC 3201。报告了可能与M22和NGC 1851有关的RAVE星的发现，其中一些星距离这些星团的核心约10度。大量与NGC 3201相关的RAVE恒星表明，要么这个星团的潮汐半径被低估了，要么有一些未被束缚的恒星从星团半径的边缘延伸了几个角分。没有发现更多与NGC 3201有关的潮外星。RAVE星明亮的星等使它们很容易成为高分辨率后续观测的目标，最终允许进一步的化学标记以固化（或排除）星团潮汐半径以外的恒星作为潮汐碎片。在NGC 1851和NGC 3201周围区域的径向速度直方图中，可以看到230 km/s的恒星峰值，与半人马座欧米伽的扩展潮汐碎片一致。
2014-08-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Discovery of a Short-Period and Unusually Helium-Deficient Dwarf Nova KSP-OT-201701a by the KMTNet Supernova Program
我们介绍了韩国微透镜望远镜网络超新星计划首次发现的短周期和异常缺氦的矮新星KSP-OT-201701 a。源显示三个超级爆发，每一个导致的前兆爆发，和几个正常的爆发在英属维尔京群岛的跨度约2.6年的超级周期和正常周期长度分别约360和76天。超级爆发结束时的光谱观察揭示了强双峰HI发射线和弱HeI发射线的存在。HeIλ5876和Hα谱线测得的氦氢强度比在静止期为0.10 { \pm } 0.01，在爆发期为0.26 { \pm } 0.04，与长周期矮新星的强度比相似，但明显低于氦激变变星（He CV）的强度比。它的轨道周期为51.91 { \pm } 2.50分钟，这是基于时间序列光谱学估计的，比超级驼峰周期56.52 { \pm } 0.19分钟要短一点，正如偏心盘和次要恒星之间的引力相互作用所预期的那样。利用超峰周期超过0.089 { \pm } 0.053，测得其质量比为0.37^{+0.32}-0.21}。KSP-OT-201701 a的短轨道周期（低于周期极小值）、不寻常的氦缺乏和大的质量比表明它是一个从长周期矮新星演化为氦CV的过渡天体，其中有一颗演化的次级恒星。
2022-02-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Spectroscopic Detection of a 2.9-hour Orbit in a Long Period Radio Transient
本文通过凯克望远镜首次对长周期射电暂现源GLEAM-X J0704-37进行相位分辨光谱观测，发现其2.9小时射电周期与白矮星-M矮星双星轨道周期一致，并提出LPTs可分为长、短两类的观点。
2025-02-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Periodic Radio and X-ray Emission from an Accreting White Dwarf Binary
The University of Sydney（悉尼大学）；Australia Telescope National Facility, CSIRO（澳大利亚望远镜国家设施，CSIRO）；ARC Centre of Excellence for Gravitational Wave Discovery (OzGrav)（引力波发现卓越研究中心（OzGrav））；University of Wisconsin-Milwaukee（威斯康星大学密尔沃基分校）；Curtin University（科廷大学）；University of North Carolina, Chapel Hill（北卡罗来纳大学教堂山分校）
本研究通过发现并分类长周期射电暂现源ASKAP J174508.9-505149为吸积白矮星双星，揭示了其轨道调制的X射线辐射和射电暴，证实了部分长周期射电暂现源与白矮星双星的联系。
2026-06-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Electromagnetic characterization of the LISA verification binary ZTF J0526$+$5934
Texas Tech University（德克萨斯理工大学）；Université de Montréal（蒙特利尔大学）；NASA Marshall Space Flight Center（美国国家航空航天局马歇尔太空飞行中心）
本研究分析LISA验证双星J0526$+$5934的光谱与测光数据，确定其由CO核白矮星和亚矮星组成，LISA将以信噪比44探测，并预计在1.8百万年内并合，可能产生Ia型超新星或大质量白矮星。
2023-12-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
