Long orbital period pre-polars containing an early K-type donor stars. Bottleneck accretion mechanism in action
我们研究了两个对象确定为一个激变变星（CV）的周期超过自然边界的罗氏瓣填充ZAMS二级星。我们目前的观测结果V1082 Sgr与20.82小时的轨道周期，一个对象，显示低光度状态，当它的流量完全由色球活动的K-星没有正在进行的吸积的迹象占主导地位。频繁的吸积关闭，以及在高状态下的发射线的特性，表明这一双星系统可能是分离的和吸积的磁性白矮星上的物质发生通过恒星风从活跃的施主星通过耦合磁场。它的观测特征与一个14.5小时的双星系统V479 And惊人地相似。它们都有早期的K型恒星作为供体恒星。我们认为，类似于包含M-矮星的短周期前极星，这些是具有强磁性成分的分离双星。它们的磁场是耦合的，使得来自K星的增强的恒星风被捕获，并通过连接两颗恒星的瓶颈引导到白矮星的磁极，模仿磁性CV。因此，它们在接触之前就变成了交互式的二进制文件。这将有助于解释在分离的白矮星+红矮星系统中意外缺乏拥有强磁场的白矮星系统。
2016-02-14 astro-ph.SR
Evolutionary states and triplicity of four massive semi-detached binaries with long-term decreasing orbital periods in the LMC
利用OGLE等数据从LMC的165颗EB型双星中探测到四颗周期长期递减的大质量半接双星，分析其演化状态，发现多数存在第三体，表明伴星对这类双星演化至关重要。
2024-11-06 astro-ph.SR
A photometric and spectroscopic study of eight semi-detached eclipsing binaries
该研究通过交叉匹配TESS与LAMOST MRS目录确认8个半相接食双星，用Wilson-Devinney程序确定绝对参数、O-C曲线分析轨道变化，发现多数主星在主序带、次星演化（提示质量比反转），部分系统存在周期变化及特殊质量损失情况。
2024-11-08 astro-ph.SR
New Observations and Analysis of the Bright Semi-Detached Eclipsing Binary mu1 Sco
使用新的和发表的光度观测mu1 Sco（HR 6247），跨越70年，一个周期为1.4462700（5）天的确定。结果发现，Shobbrook在HJD 2449534.178中建议的主要最小值时期需要对HJD 2449534.17700（9）进行调整，以对齐所有可用的光度数据集。使用由此产生的组合数据光变曲线，径向速度来自IUE数据和建模软件PHOEBE，一个新的系统解决方案，获得了这个二进制。看起来，次级波接近或刚刚填满了它的罗氏叶。
2009-10-07 astro-ph.SR
Starspots in contact and semi-detached binary systems
我们研究了食双星中冷星斑和热星斑的统计特性。从文献中收集了接触和半分离系统的星斑和双星参数，这些参数是在合成光变曲线分析的基础上确定的。我们研究了这些参数之间的关联。结果表明，W型双星中的冷斑具有类似于太阳黑子和发电机产生的星斑的性质，而不同于A型双星中的冷斑。热点的性质也不同的W型和A型样品之间。从A型和W型双星的物理性质可以推断，质量传递是A型双星热点形成的主要过程，质量传递和磁活动都对W型双星热点的形成有贡献。我们的研究结果还表明，在A型样本的热点大小与斑点星的温度，轨道周期，质量比，和填充因子。
2018-12-19 astro-ph.SR
SuperWASP discovery and SALT confirmation of a semi-detached eclipsing binary that contains a delta Scuti star
我们搜索了SuperWASP档案中显示多周期光度变化的物体。具体来说，我们寻找证据，日食双星显示进一步的非谐波相关的信号在其功率谱。SWASP J050634.16-353648.4是一颗相对明亮（V ~ 11.5）的半脱离食双星，轨道周期为5.104 d，显示出半振幅为65毫等的相干脉动，频率为每天13.45次。随后用南部非洲大望远镜进行的径向速度光谱学研究证实了该系统的双星性质。使用菲比代码模型的径向速度曲线与SuperWASP测光允许两个恒星组件的参数被确定。这产生了一颗质量为1.73 +/- 0.11太阳质量、半径为2.41 +/- 0.06太阳半径的主星（脉动），以及一颗质量为0.41 +/- 0.03太阳质量、半径为4.21 +/- 0.11太阳半径的充满罗氏瓣的副星。因此，1 SWASP J050634.16-353648.4是一颗半分离食双星中的明亮三角洲星，它是已知的此类系统中脉动幅度最大的星之一。脉动常数指示模式可能是第一泛音径向脉动。
2016-01-19 astro-ph.SR
Properties and nature of Be stars 30. Reliable physical properties of a semi-detached B9.5e+G8III binary BR CMi = HD 61273 compared to those of other well studied semi-detached emission-line binaries
可靠地测定具有Roche瓣填充二次谱的热发射线双星的基本物理性质，对于发展双星质量交换理论具有重要意义。然而，这是一项非常艰巨的任务，因为在这些系统中存在星周物质而变得复杂。到目前为止，只有少数系统的组件质量，半径和其他属性的准确值是已知的。在这里，我们报告的第一个详细的研究，这一类的二进制，BR CMi，径向速度和多通道测光从几个天文台的分析的基础上，并比较其物理性质与其他研究系统。BR CMi是一颗椭圆变星，轨道倾角约为51度，轨道周期为12.919059（15）d，轨道为圆形。我们利用解纠缠的组分谱与模型谱比较，估计了有效温度9500（200）K和4655（50）K。它们对应于光谱类型B9.5e和G8 III。我们还使用了两个二进制组件的解纠缠光谱作为模板的2-D互相关，以获得准确的RV和可靠的轨道解。发现了BR CMi以每年1.1 ± 0.5s的速率增长的长期周期的一些证据，以及0.06的很低的质量比和正常的质量和增质组分半径，表明BR CMi在质量比反转后处于缓慢的质量交换阶段。因此，它属于一个仍然人口稀少的Be星的子组，其中巴耳末发射线的起源可以安全地解释为二元组分之间的质量转移的结果。
2014-11-19 astro-ph.SR
Photometric, Spectroscopic and Orbital Period Study of Three Early Type Semi-detached Systems: XZ Aql, UX Her and AT Peg
本文对三个早型食双星系统XZ Aql、UX Her和AT Peg进行了光度、光谱和轨道周期的综合研究。因此，我们导出了它们的组分的绝对参数，并在此基础上讨论了它们的演化状态。此外，我们比较了它们的参数与其他二元系统和理论模型。分析了所有可用的最新的最低时间表明，这里研究的所有三个系统都显示出循环轨道变化，详细讨论了它们的起源。最后，我们对可能的脉动行为进行了频率分析，结果我们认为XZ Aql拥有一个δ Scuti组件。
2016-07-23 astro-ph.SR
Investigation of near-contact semi-detached binary W UMi through observations and evolutionary models
WUMi是一颗近接触、半分离、双线食双星，轨道周期为1.7天。同时分析新的BVR多色光变曲线和径向速度数据产生的主要天体物理参数的联星及其组成部分。我们确定主星的质量和半径为M $_{1}$ =3.22 $\pm$ 0.08 M $_{\odot}$，R $_{1}$ =3.63 $\pm$ 0.04 R $_{\odot}$，而副星的质量和半径为M $_{2}$ =1.44 $\pm$ 0.05 M $_{\odot}$，R $_{2}$ =3.09 $\pm$ 0.03 R $_{\odot}$。根据对日食中期时间的分析，轨道周期的变化由一个周期项和一条向下的抛物线表示。从系统的质量损失，建议长期减少（-0.02秒年$^{-1}$）在此期间。一个假设的第三恒星绕着WUMi运行的机制和质量较小的较冷伴星的表面磁场活动都被用来解释周期性变化。观测参数被认为是一致的二元恒星演化模型中产生的非保守方法的MESA在一个更高的金属丰度比太阳和年龄约400万年的系统。从光谱和运动学分析以及演化模型中获得了该系统富含金属的证据。W UMi，一个高质量比的系统相比，经典的半分离双星，是一个重要的例子，因为它是估计从二进制的演化模型，该系统可能会达到其接触阶段在很短的时间间隔。
2019-12-08 astro-ph.SR
Occultations from an active accretion disk in a 72 day detached post-Algol system detected by K2
双星系统中的食可以引起奇异的食事件。MWC 882（BD-22 4376，EPIC 225300403）就是这样一个在K2任务的第11次活动期间观测到的盘状食系统。我们认为MWC 882是一个后大陵五系统，它有一颗质量为$0.542\pm0.053\,M_\odot$的B7施主星围绕一颗质量为$3.24\pm0.29\,M_\odot$的A0吸积星运行72天。吸积星周围的$59.9\pm6.2\,R_\odot$盘在每一个轨道上都会遮挡施主星一次，导致了19天的7%深食，这被K2所确认，随后在发现前的ASAS和ASAS-SN观测中被发现。我们协调了MWC 882的光度和光谱观测活动，以测量组件的动态质量并在日食期间监测系统。我们发现测光日食是灰色的$\approx 1$ %。我们发现主星表现出吸积活跃的光谱特征，并在食期间观察到来自盘的气体吸收特征。我们认为MWC 882最初由一颗$\approx 3.6\,M_\odot$供体星组成，通过罗氏瓣溢出将质量转移到$\approx 7$日初始轨道上的$\approx 2.1\,M_\odot$吸积体。通过角动量守恒，施主恒星在质量转移过程中被向外推到其目前的72天轨道。观测到的系统状态对应于施主恒星在约300万年前离开红巨星分支，终止了活跃的质量转移。目前的磁盘预计是短暂的（$10^2$年），没有一个积极的喂养机制，提出了挑战，这一模…
2018-01-18 astro-ph.SR
L1 Stream Deflection and Ballistic Launching at the Disk Bow Shock: An Absorption-line Velocity Analysis in Semi-detached Binaries
半分离的相互作用的双星观测揭示轨道调制表明存在吸收材料掩盖磁盘和吸积主星在特定的轨道相位与L1流材料溢出磁盘边缘一致。我们模拟的L1流与磁盘的相互作用，在限制性三体问题的罗氏模型的背景下使用测试粒子。在圆盘弓形激波处，L1流粒子偏转并发射到圆盘上方的弹道轨道上（这通常发生在流过钝头体的高超音速流中的分离激波的前部）。在给定的比例高度上，假定物质继续流动而不受圆盘的影响，而在较低的高度上，物质以增加的高度发射，也逐渐被开普勒流所牵引。我们遵循在盘表面上的流物质弹道轨迹，在那里它们在二元相$Φ\sim 0.75$达到最大高度z/r，并且在相$Φ\sim 0.5$周围以较小的半径降落到盘上。径向速度为每个$L1$流弹道轨迹沿视线（观察者）的磁盘的热内部部分的计算作为一个功能的轨道相位的二元配置匹配的矮新星U双子座。计算出的速度振幅，相位和图案匹配的金属线的FUSE频谱的U宝石在爆发期间观察到的速度偏移。由于弹道轨迹是更容易计算比现实的三维流体动力学模拟，我们建议使用的L1流偏转和弹道发射作为一种手段，用于分析的吸收线的轨道变化在半分离的二进制文件和评估或确认，有一定的限制，系统参数，如质量比，倾角，和磁盘外半径。
2018-12-24 astro-ph.SR
Enigmas from the Sloan Digital Sky Survey DR7 Kleinman White Dwarf Catalog
我们报告的结果，从我们的高场磁白矮星配对在一个分离的二进制与非简并的同伴继续搜索。我们使用了Kleinman等人（2013）的斯隆数字巡天DR 7目录，其中有19，712颗光谱识别的白矮星。其中包括1，735个白矮星加M矮星分离对（几乎是Kleinman等人的10%）。的列表）。没有发现新的对，虽然我们恢复了极（AM~武仙座系统）ST\，LMi在低吸积状态。在更大的样本中，10年前报告的原始情况现在仍然保持不变，具有更高的统计意义：在选定的SDSS样本中，没有发现高磁场白矮星与M矮星明显分离的配对，除非它们是处于低吸积状态的磁性CV。这一发现加强了孤立的高磁场白矮星中的磁场是由恒星合并产生的情况，但也提出了关于磁性CV祖先性质的问题。
2015-04-30 astro-ph.SR
The Distribution of Semi-Detached Binaries. I.An Efficient Pipeline
本文开发并验证了结合MCMC、正演模型和DBSCAN的管线，利用TESS光变曲线和Gaia数据识别出77个半分离双星候选体，并确定其轨道参数，将星表扩大约20%，验证了样本与理论模型的一致性。
2023-11-16 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Properties of M31. V: 298 Eclipsing Binaries from PAndromeda
这项工作的目标是对M31中的食双星进行测光研究。我们应用一个修改后的盒拟合算法来搜索日食二进制候选人，并确定其周期。我们将这些候选人分为分离，半分离，接触系统使用傅立叶分解方法。我们将我们的分离候选者的位置与本地群体调查（Massey等人，2006）的测光交叉匹配，并选择了13个亮度超过20.5 V的候选者。这些分离候选者的相对物理参数进一步由Devor（2005）使用分离的双光曲线拟合器（DEBiL）进行表征。我们将用光谱跟踪分离的食双星，并确定它们到M31的距离。
2014-11-05 astro-ph.SR
A magnetic white dwarf in a detached eclipsing binary
SDSS J030308.35+005444.1是一颗近距离、分离、食白矮星加M矮星双星，它显示出大量的红外线过剩，这被解释为环双星尘埃盘。在本文中，我们提出了该系统的光学和近红外光度和光谱数据。在可见光波段，我们观察到白矮星的加热极帽，这是由主序星上的风物质吸积到白矮星上造成的。在近红外波段，我们可以看到主序星在白矮星表面的两个极的蚀，这表明白矮星是有磁性的。我们的光谱观测揭示了氢巴耳末系中的塞曼分裂发射线，我们用它来测量磁场强度为8 MG。这一测量表明，回旋加速线位于红外线，自然地解释了红外过量，而不需要环双星尘埃盘。我们还探测到位于两颗恒星中间的磁约束物质。使用测量的径向速度振幅和旋转加宽的M星，我们约束系统的物理参数，第一个磁白矮星，和磁极的位置上的表面上的白矮星。SDSS J030308.35+005444.1是一个前激变变星，可能会在~1Gyr内演变成一个中间极地变星。
2013-08-20 astro-ph.SR
Radial Velocities of 41 Kepler Eclipsing Binaries
双星系统对于直接确定恒星参数而不依赖于模型或标度关系是至关重要的。光谱导出的参数的分离和半分离的双星，使我们能够确定组件的质量，可以告知恒星和二进制演化的理论。在这里，我们提出了中等分辨率的地面光谱的恒星在密切的二进制系统，没有（检测到）第三同伴观察美国宇航局的开普勒任务和分析日食的时间变化。我们获得了5个单线和35个双线系统的视向速度和光谱轨道，并证实了一个假阳性食双星。对于双线分光双星，我们还确定了单个组分的质量，并研究了质量比M_2/M_1的分布，这主要是由具有相似质量对的双星和经历了质量转移的半分离的经典大陵五系统决定的。最后，我们约束的质量的第三个组成部分为五个双线二进制与以前检测到的同伴。
2017-10-10 astro-ph.SR
Absolute dimensions and evolutionary status of the semi-detached Algol W Ursae Minoris
双线食双星允许精确和直接确定基本参数，如每个组件的质量和半径，它们提供了重要的恒星结构和演化模型的约束。在这项研究中，我们的目标是确定一组独特的二进制参数的大陵五系统W UMi，并检查其演化状态。从2008年4月到2011年3月，在14个夜晚进行了新的高分辨率时间序列光谱观测，总共获得了37个光谱。我们测量了这两个分量的径向速度（RVs），通过与Kurucz模型的比较，发现主星的有效温度为$T_{\rm eff,1}$ = 9310 $\pm$ 90 K。通过分析我们的RV数据以及Devinney等人（1970）的多波段光变曲线，得出了WUMi的物理参数。两种组分的单个质量、半径和光度为$M_1$ = 3.68 $\pm$ 0.10 M $_\odot$和$M_2$ = 1.47 $\pm$ 0.04 M $_\odot$，$R_1$ = 3.88 $\pm$ 0.03 R $_\odot$和$R_2$ = 3.13 $\pm$ 0.03 R $_\odot$，$L_1$ = 102 $\pm$ 1 L $_\odot$和$L_2$ = 7.3 $\pm$ 0.1 L $_\odot$。这些参数与理论恒星模型的比较表明，主要组成部分位于主序星带，而质量较小的次级恒星则明显演化。结果表明，最初质量更大的恒星通过质量转移到伴星（现在的主星）而失去了大部分质量，从而成为现在的伴星。
2018-01-26 astro-ph.SR
Formation of Accretion Disks in Close-Binary Systems with Magnetic Fields
我们建立了一个三维数值模型，并应用它来模拟半分离双星系统中的等离子体流动，该系统的吸积体具有很强的内禀磁场。该模型是基于这样的假设，即等离子体动力学是由缓慢的平均流，这形成了一个背景的MHD波的快速传播。描述物质慢运动的方程是通过对快速传播的脉动进行平均而得到的。数值模型包括湍流涡流中电流耗散引起的磁场扩散、磁浮力和波动MHD湍流。用一个改进的三维并行数值程序模拟了具有不同吸积体磁场（从$10^5$到$10^8$ G）的密近双星系统中的流场结构。讨论了吸积盘形成的条件和区分中间极和极两种流的判据。
2010-10-24 astro-ph.SR
The Value-Added Catalog of ASAS-SN Eclipsing Binaries: Parameters of Thirty Thousand Detached Systems
分离的食双星是测量在孤立状态下有效演化的恒星的物理参数的基本工具。从超新星全天自动巡天（ASAS-SN）确定的40，000多个食双星候选者开始，我们使用PHOEBE来确定35，464个系统的分数半径之和，有效温度之比，倾角和偏心率。我们目视检查所有的光变曲线模型，以验证模型拟合，并检查TESS光变曲线，如果可用的话，选择具有额外物理学证据的系统，例如斑点，传质和分层三元组。我们研究了食双星模型参数和轨道参数的分布。我们确定了两组分数半径和有效温度比参数空间的总和，可以区分系统接近半独立的限制。结合盖亚EDR 3与灭绝估计从三维尘埃地图，我们研究系统的性质作为其绝对大小和演化状态的函数。最后，我们提出的光变曲线选定的食双星，可能是感兴趣的后续研究。
2022-05-11 astro-ph.SR
A magnetic accretion switch in pre-cataclysmic binaries?
我们研究了周期为3.62小时的前激变双星和行星宿主候选者QS Vir（DA+M2-4）的白矮星组分中Si和C的表面丰度所暗示的质量吸积速率。重力沉降的扩散时间尺度意味着1999年观测时期的$\dot{M} \sim 10^{-16}M_\odot$年$^{-1}$，这比2006年{ \it XMM-牛顿}观测测量的低三个数量级。这是第一次在分离的前CV中看到大的吸积速率变化。在最近的日食计时研究中，在一个14年偏心轨道上的第三个天体太遥远了，不足以干扰中央双星来影响吸积。假设在{ \it XMM-牛顿}观测之前的日冕物质抛射可能解释更高的吸积速率，但这类事件的隐含规模和频率似乎太大了。我们建议吸积是最有可能的调制作为风的“吸积开关”，一种机制，可以通过X射线和紫外线监测的二次磁周期。如果是这样的话，QS Vir和类似的pre-CV可以提供强有力的见解到目前为止难以理解的激变变量和M矮磁层，以及质量和角动量损失率。
2014-01-28 astro-ph.SR
Hydrodynamic Simulations of Disrupted Planetary Accretion Discs Inside the Core of an AGB Star
体积完整的巡天观测提供了证据，证明孤立的白矮星的形成有一个超过兆高斯的磁场的双星起源。有趣的是，在一个分离的系统中没有发现一颗高磁场的白矮星，这表明如果它们的祖先确实是双星，那么伴星在形成过程中必须被移除或合并。一个与观测一致的起源方案涉及在一个共同的信封阶段，在一颗巨星内部的低质量伴星的吞没，inspiral和随后的潮汐破裂。来自被撕碎的伴星的物质形成了一个冷的吸积盘，嵌在原始白矮星周围的热环境中。热物质的卷吸可能会在盘能够充分放大磁场之前蒸发盘，这通常需要盘的至少几个轨道。使用三维流体动力学模拟的质量在1到10倍木星质量之间的吸积盘在渐近巨星分支恒星的核心内，我们发现，这些圆盘至少能绕地球运行10圈（很可能100圈），足以形成强磁场。
2019-08-01 astro-ph.SR
Quest for the Donor Star in the Magnetic Precataclysmic Variable V1082 Sgr
我们获得了V1082 Sgr的高分辨率光谱和多色测光，以研究这颗轨道周期为20.8小时的双星中的供体星，假设它是一个分离系统。我们测量了自转速度（v sin i = 26.5+/-2.0 km/s），再加上X射线光谱对白矮星质量的限制，得出的结论是，施主星几乎没有填充其相应的洛希瓣半径的70%。它似乎是一颗稍微演化的K2型恒星。最近公布的盖亚任务测量的双星系统距离进一步支持了这一结论。与此同时，很难通过星风和磁耦合来解释分离双星中非常高的质量传递和质量吸积速率（> 10 e-9 Msun/yr）。
2018-11-20 astro-ph.SR
Population Synthesis of Black Hole Binaries with Normal-Star Companions: I. Detached Systems
光学观测双星系统中的正常星与巨大的看不见的物体已经提出了寻找候选黑洞（BH），并提供了一个直接测量其动态质量。在本文中，我们已经进行了二进制人口合成计算模拟的潜在人口的分离双星含有BH和正常的恒星同伴在银河系中。我们专注于BH祖细胞的影响。在传统的模型中，双星中的黑洞是从质量比$ \sim25M_{\odot} $大的恒星演化而来的。然而，这个模型很难产生BH低质量X射线双星。最近对大质量恒星演化的研究表明，BH的祖先可能具有低至$ \sim15M_{\odot} $的质量。基于这个模型，我们提供了期望的各种参数的分布与正常星同伴的分离BH双星，包括组件的质量，双星系统的轨道参数，径向速度半振幅，和天体测量签名的光学同伴。在我们的模拟中，可以很容易地产生具有低质量同伴的分离BH系统。我们的计算表明，在银河系中有超过数千个这样的分离双星，其中数百个是潜在的可观测系统，其明亮的伴星亮度超过20 mag.In此外，分离BH双星主要是由那些主序星伴星和只有百分之几的人预计有巨大的同伴。
2019-09-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Period bouncers as detached magnetic cataclysmic variables
本文利用MESA演化计算研究白矮星自转-结晶发电机产生的磁场及同步力矩如何使过周期最小值的激变变星分离数吉年，从而将预测的半分离周期反弹体数量减少60%至80%，解释了观测与理论预测之间的巨大差异。
2023-10-26 astro-ph.SR
NLTT5306: The shortest Period Detached White Dwarf + Brown Dwarf Binary
我们用光谱学方法证实了氢大气层白矮星NLTT 5306的一个质量伴星。利用斯隆数字巡天和X-射手光谱测量了这颗白矮星的大气参数，T_eff=7756+/-35K和log（g）=7.68+/-0.08，给出了主星的质量为M_WD=0.44+/-0.04 M_sun，距离为71+/-4 pc，冷却年龄为710+/-50 Myr。通过X-Shooter数据的近红外臂证实了褐矮星的存在，并使用标准光谱指数估计了dL 4-dL 7的光谱类型。斯隆数字巡天、X-Shooter和Hobby-Eberly望远镜对白矮星的高分辨率摄谱仪的综合径向速度测量给出了次级质量的最小值为56+/-3 M_jup，证实了亚恒星的性质。使用INT探测到的径向速度数据和i '波段的变化，测量到这对双星的周期为101.88+/-0.02分钟。我们还观察到Hα发射在我们的高分辨率数据与白矮星径向速度的相位，这表明该系统是在一个低水平的吸积，最有可能通过恒星风。这个系统代表了最短周期的白矮星+棕矮星双星，并且次级双星已经经历了一个共同的包络演化阶段，就像它的长周期对应物WD 0137 -349一样。这两个系统都可能代表了一个低质量的白矮星和一个棕矮星供体的激变变星的真正祖先。
2012-12-12 astro-ph.SR
The shortest period detached white dwarf + main-sequence binary
本文介绍了最近发现的94分钟轨道周期食白矮星/主序星双星SDSS J085746.18+034255.3（CSS 03170）的高速ULTRACAM和SOFI测光和X-射手光谱，并利用这些观测结果测量了系统参数。我们探测到一个浅的二次日食，因此能够确定轨道倾角为85.5 +/- 0.2度。白矮星的质量为0.51 +/- 0.05 Msun，半径为0.0247 +/- 0.0008 Rsun。白矮星的温度为35，300 +/-400 K，如果它有一个碳氧核心，那么它是高度过度膨胀的，但是如果它有一个氦核心，那么它的质量和半径与进化模型是一致的。因此，SDSS J 085746.18 +034255.3中的白矮星极有可能是一颗氦核白矮星，其质量接近演化所预期的上限。主序星是一颗质量为0.09 +/- 0.01 Msun，半径为0.110 +/- 0.004 Rsun的M8矮星，接近氢燃烧极限。该系统在约2000万年前从一个共同的包层中出现，并将在约4亿年后达到半分离状态，成为一个周期为66分钟的灾难性变量，低于周期最小值。
2011-08-25 astro-ph.SR
The Clusters AgeS Experiment (CASE). Variable stars in the field of the globular cluster NGC 362
在1997年至2015年期间，NGC 362的球状星团被监测以寻找变星。BV光变曲线获得了151个周期性或可能的周期性变量，其中超过一百个是新的检测。12个新发现的变星是星团的自行成员：两个SX Phe和两个RR Lyr双星，一个接触双星，三个分离或半分离的食双星，和四个斑点变星。其中最有趣的天体是具有不对称光变曲线的蓝色离散双星V20，以及位于NGC 362红巨星分支上的8.1 d半独立双星V24，这是一个钱德拉X射线源。我们还为24个先前已知的变量提供了大量的新数据。
2016-10-14 astro-ph.SR
Numerical Simulations of Wind Accretion in Symbiotic Binaries
研究了伴星引力聚焦对晚型星风的动力学效应。特别是，我们调查的质量转移和形成吸积盘周围的辅助分离系统组成的AGB质量损失的恒星和吸积的同伴。质量外流的存在作为一个函数的质量损失率，风温和二进制轨道参数进行了研究。利用二维流体动力学模型研究了风吸积共生二元系统中质量传递的稳定性。在我们的模拟中，我们使用绝热状态方程和等温近似的修改版本，其中温度取决于质量损失恒星及其伴星的距离。我们探讨的吸积流之间的组件和形成的吸积盘的轨道分离和风参数的范围。我们的结果表明，对于某些轨道配置，恒星和各种大小的吸积盘之间形成了流流。对于一个典型的缓慢和大规模的风从AGB星的流动模式是类似的RLOF与吸积率的10%的质量损失从主要的。当风在几个恒星半径处加速时，就会形成密度呈指数递减、质量达到$10^{-4}$太阳质量量级的稳定盘。潮汐流和吸积盘的形成被认为是弱依赖于从AGB星的质量损失。我们的模拟引力集中风吸积在共生双星显示流流动和增强吸积率到紧凑的组件的形成。
2009-05-21 astro-ph.SR
Simulations of Multiple Nova Eruptions Induced by Wind Accretion in Symbiotic Systems
我们使用一个组合的二进制演化代码，包括动力学的影响，研究新星爆发的共生系统。在$\sim10^5$年的演化过程中，在一个$1.25M_\odot$白矮星（WD）吸积体的表面上，我们提出了两种类型的系统的模拟之间的比较。第一种是常见的，众所周知的激变变星（CV）系统，其中主序星的施主星通过罗氏瓣溢出将质量转移到它的WD伴星。第二个是一个分离的，广泛分离的共生系统，其中一个渐近的巨大分支供体星通过强风将质量转移到它的WD伴星。对于后者，我们使用邦迪-霍伊尔-利特尔顿处方连同轨道动力学计算吸积率。我们使用合并的恒星演化代码来跟踪这两个模拟的新星爆发，包括质量，吸积率和轨道特征的变化。我们发现，虽然CV的平均吸积率保持相当恒定，共生系统经历了不同的时代的高和低吸积率。对两种模拟的吸积率相似的时期的检查表明，进化行为是相同的。我们得到，对于一个给定的WD质量，质量吸积的速度最终决定的发展，和恒星类的施主是没有意义的新星的发展。我们讨论了几个观测到的系统，发现我们的结果是一致的广泛分离的共生系统中的新星的参数估计。
2020-11-13 astro-ph.SR
The origin and evolution of magnetic white dwarfs in close binary stars
白矮星磁场的起源一直是恒星天体物理学中一个尚未解决的基本问题。特别是，在进化上相互关联的近距离白矮星双星群体中，强磁性（超过1 MG）白矮星的比例非常不同，到目前为止所提出的任何方案都无法重现。强磁性的白矮星在年轻约1 Gyr的分离的白矮星双星中是不存在的。相比之下，在半分离的激变变星中，白矮星是从低质量的伴星吸积而来的，超过三分之一的变星拥有强磁性的白矮星。在这里，我们提出的双星演化模型，包括自旋的吸积白矮星和结晶的核心，以及磁场相互作用的两个恒星之间的演化。我们表明，结晶和旋转驱动的发电机类似于那些在行星和低质量恒星中工作的发电机，可以在白矮星中产生强磁场，这解释了它们在观测到的种群中所占的很大比例。当白矮星产生的磁场与第二颗恒星的磁场连接时，同步扭矩和减少的角动量损失导致双星在相对较短的时间内分离。在分离双星系统中的少数已知强磁白矮星，包括AR Sco，都处于这种分离阶段。
2021-04-29 astro-ph.SR
White-Light Flares on Close Binaries Observed with Kepler
本文根据开普勒望远镜的观测资料，对1049颗密近双星的白光耀斑进行了研究。我们确定了234个耀斑双星，其中6818耀斑检测。我们比较了不同的二进制形态（“分离”）的耀斑的二进制部分。结果表明，在过接触双星和椭球双星系统中，相对于分离双星和半分离双星系统，它们的相对质量分数大约低10- 20%。本文计算了所有耀斑双星的耀斑活动水平（AL），并讨论了它沿轨道周期（P_orb）和自转周期（P_rot，仅对分离双星计算）的变化。我们发现，AL随P_orb或P_rot的减小而增大，在P_orb接近3天或P_rot接近1.5天时达到临界值，此后，无论恒星自转多快，AL都开始减小。本文研究了两个观测到大量耀斑的食双星的耀斑速率与轨道相位的关系。这两个双星的耀斑速率与轨道相位之间似乎没有相关性。相反，当我们在20个无食椭球双星上研究203个耀斑时，振幅加权耀斑数的双峰分布出现在轨道相位0.25和0.75处。这种变化可能大于横截面修改所预期的变化。
2016-02-25 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
Discovery of the Eclipsing Detached Double White Dwarf Binary NLTT 11748
报道了第一颗食离双白矮星（WD）双星的发现.在一次脉动搜索中，低质量氦核WD NLTT 11748被拉斯坎布雷斯天文台的福克斯望远镜（Faulkes Telescope North）作为快速（约1分钟）差分测光的目标。而不是脉动，我们发现约180秒的测光3%-6%的下降。随后用凯克望远镜对主白矮星的径向速度进行了测量，发现其径向速度的半幅值为K_1 = 271 +/- 3 km/s，并证实这种径向速度下降是由质量为M_2 = 0.648-0.771 M_sun（M_1 = 0.1-0.2 M_sun）的白矮星引起的。我们在P_orb = 5.64 hr的轨道上探测到了主食和副食，并在SDSS-g '上测量到副食的亮度为主食的3.5% +/- 0.3%。假设主食遵循冷C/O WD的质量-半径关系，并考虑到双星中的微透镜效应，则当M_1 = 0.1-0.2 M_sun时，主食的半径为R_1 = 0.043-0.039 R_sun，这与氦核WD具有厚的、稳定燃烧的氢包层的理论预期值一致。虽然在附近（大约150 pc），来自NLTT 11748的引力波应变可能不足以被激光干涉仪空间天线直接探测到。未来的观测工作将确定M_1，产生精确的WD质量半径测量的两个组成部分，以及一个更清晰的指示，一旦达到接触的双胞胎的命运。
2010-05-21 astro-ph.SR
Evolution of the progenitor binary of V1309 Scorpii before merger
最近的研究表明，V1309 Sco的爆发是一个冷接触双星的成分合并的结果。我们计算了一组具有不同初始参数的分离双星的演化模型，并将其与V1309 Sco爆发前的观测结果进行了比较。这些模型是基于我们最近开发的冷接触双星形成的演化模型。对于初始质量为1.8-2.0太阳质量、初始周期为2.5-3.1天的双星，得到了与观测最好的一致性。这些双星的演化包括三个阶段：首先，双星被分离，两个组件通过磁化风失去质量和角动量。这几乎占据了整个进化生命的三分之二。剩下的三分之一是在阿尔戈型的半分离构型中度过的，在最初更大质量的成分溢出罗奇瓣之后。当另一个组分离开主序并向巨分支移动时，形成短时间的接触构型，随后两个组分合并。
2011-05-13 astro-ph.SR
Classification of Close Binary Stars Using Recurrence Networks
近距离双星是指两颗恒星之间的距离足够近，以至于它们可以交换质量和/或能量的双星。它们被细分为半分离双星、过接触双星或椭球双星。在近距离双星的背景下，一个具有挑战性的问题是它们的分类到这些子类，仅仅基于它们的光变曲线。传统上，这是通过观察光变曲线中的细微特征来完成的，比如相邻最小值的深度，这在处理大型数据集时是繁琐的。在这项工作中，我们建议使用机器学习算法应用于递归网络和非线性时间序列分析的措施，以区分类的近距离双星。我们发现，overcontact双星占据的区域不同的半分离和椭球双星的特征路径长度（CPL）和平均聚类系数（CC）的平面，从他们的递归网络计算。我们使用标准的聚类算法和报告，形成的集群对应的标准类具有很高的准确度。
2019-07-24 astro-ph.SR
The OGLE Collection of Variable Stars. Over 450 000 Eclipsing and Ellipsoidal Binary Systems Toward the Galactic Bulge
我们提出了一个收集的450 598日食和椭球双星系统中检测到的OGLE领域对银河系的隆起。该系列包括所有类型的双星系统：分离、半分离和接触食双星，RS CVn星，激变变星，HW Vir双星，双周期变星，甚至行星凌日。对于所有的恒星，我们提供了OGLE-II，OGLE-III和OGLE-IV调查期间获得的I-和V-波段时间序列测光。我们讨论的方法来识别二进制系统的OGLE数据，并提出了几个特别感兴趣的对象。
2017-01-11 astro-ph.SR
Physical properties of the eclipsing Delta Sct star KIC 10661783
KIC 10661783是一颗食双星，显示出类似Delta Sct的振荡。开普勒卫星观测到的光变曲线中有60多个脉动频率。我们要确定的基本恒星和系统参数的食双星作为一个先决条件的脉动组件的asteroseismic建模，并确定是否恒星是一个半分离的大陵型系统。我们使用TODCOR从新的高分辨率光谱测量了两个分量的径向速度，并使用PHOEBE计算了轨道。我们用KOREL程序将观测到的光谱分解成各个分量，并对分解后的光谱进行分析，以确定大气参数。为此，我们开发了一种新的计算机程序，用于KOREL输出光谱的归一化。恒星的基本参数是通过将光谱结果与开普勒光变曲线分析相结合来确定的。我们得到Teff，logg，vsini，和组件的绝对质量和半径，连同它们的通量比和分离。虽然次要恒星与轨道运动同步旋转，但主要恒星以0.75倍的倍数次同步旋转。新确定的质量比0.0911高于先前的想法，意味着需要分离的配置来拟合光变曲线。由于其低轨道周期和非常低的质量比，该系统显示出R CM型星的特征，但与这类星不同的是它是分离的。它目前的状态被认为是一个分离的后大陵五双星系统与脉动的主要组成部分。
2013-08-19 astro-ph.SR
Spot and Facula Activity Variations of the Eccentric Detached Eclipsing Binary KIC 8098300 Based on the Time-series Orbital Solutions
结合LAMOST光谱和$\it{Kepler}$光变曲线，对分离食双星KIC 8098300进行了研究，该双星表现出由光斑调制引起的O 'Connell效应。利用层析谱解缠技术获得了径向速度测量值。通过拟合RV曲线获得质量比$q = K_1/K_2 = 0.812 \pm 0.007$和轨道半长轴$a\mathrm{\sin}i = 14.984 \pm 0.048\ R_\odot$。利用PHOEBE程序对双星模型进行了优化，得到了轨道偏心率$e=0.0217 \pm 0.0008$、轨道倾角$i=87.71\pm 0.04^\circ$和近星点角$ω=284.1\pm 0.5^\circ$等精确参数。主星和伴星的质量和半径分别为$M_1=1.3467 \pm 0.0001\ M_\odot$、$R_1=1.569 \pm 0.003\ R_\odot$和$M_2=1.0940 \pm 0.0001\ M_\odot$、$R_2=1.078 \pm 0.002\ R_\odot$。两颗恒星的温度之比为$r_{teff}=0.924 \pm 0.001$。我们还得到了$0.000024\pm 0.000001\ \mathrm{d}\ cycle^{-1}$的近星点进动速度。利用自相关函数（ACF）和离散傅立叶变换（DFT）对食外残差进行了分析。在相同的温度范围内，它的斑/光斑活动…
2021-10-28 astro-ph.SR
The X-ray Emission Reveals the Coronal Activities of Semi-detached Binaries
本研究通过大样本半接双星X射线数据，系统分析其辐射参数与双星参数的关联，揭示冕活动起源于对流区，阐明不同演化阶段子星的活动规律差异，并用磁发电机模型解释观测关系。
2024-02-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
The orbit and nature of the semi-detached stellar companion of Sgr A* super-massive blackhole
在之前的三篇论文中，我指出，迄今为止探测到的所有Sgr A* X射线耀斑的时间中点序列都具有一种称为起搏器规律性的统计趋势。这意味着X射线耀斑在周期P_X=0.1032天=149分钟的时间轴上的周期网格的子集的时间点附近被更频繁地检测到。探测物体近红外（NIR）耀斑峰值的一系列时间也由起搏器调节，其周期为P_IR=0.028天=41分钟。在这里，我表明，记录的近红外耀斑的时间的中点的系列也由一个起搏器的周期P_∞ =0.039天=56分钟。在之前的论文中发现的两个起搏器被解释为一颗恒星的信号，该恒星围绕着Sgr A* 的黑洞旋转，其轨道的平均半径为黑洞的史瓦西半径约3.2，这里校正为约3.13。第三起搏点周期的发现与所提出的旋转星模型一致。在这里，我提出的具体轨道的恒星以及一个似是而非的描述其恒星旋转。该模型还暗示，这颗恒星具有不寻常的内部结构。我表明，发现的引力合作的热点运动的距离黑洞是非常少的史瓦西半径的顺序，它可以很好地理解的背景下，旋转的恒星模型。
2021-07-01 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Automatic classification of eclipsing binary stars using deep learning methods
Pavol Jozef Šafárik University in Košice（科希策帕沃尔·约瑟夫·沙法里克大学）；Technical University of Košice（科希策工业大学）
在过去的几十年里，在开发机器人望远镜方面取得了巨大的进展，因此，天空调查（地面和空间）已成为大量新观测数据的来源。这些数据包含了大量关于双星的信息，隐藏在它们的光变曲线中。由于收集了大量的天文数据，期望所有数据都进行手动处理和分析是不合理的。因此，在本文中，我们将重点放在使用深度学习方法对食双星进行自动分类。我们的分类器提供了一个工具，分类的光变曲线的双星分为两类：分离和过度接触。我们使用ELISA软件获得合成数据，然后将其用于分类器的训练。为了评估的目的，我们收集了100个观测到的双星的光变曲线，以评估一些分类器。我们将半分离食双星评估为分离。性能最好的分类器结合了双向长短期记忆（LSTM）和一维卷积神经网络，在评估集上实现了98%的准确率。忽略半分离食双星，我们可以获得100%的分类准确率。
2021-08-03 astro-ph.IM astro-ph.SR cs.LG
Observations and Preliminary Modeling of the Light Curves of Eclipsing Binary Systems NSVS 7322420 and NSVS 5726288
我们提出了新的光度观测$β$天琴座型食双星系统NSVS 7322420和NSVS 5726288。这些观测结果代表了在这些系统上进行的第一次多波段测光。光变曲线进行了分析与PHOEBE，前端GUI的基础上威尔逊Devinney程序，以产生模型来描述我们的观察。我们的初步解决方案表明，NSVS 7322420是一个主要的填充半分离系统与不寻常的功能，阻止进一步的研究。这些特征包括明显的奥康奈尔效应，光变曲线的时间变化，以及二次日食周围光变曲线的不寻常的“扭结”。这些特征的原因尚不清楚，但一种可能性是组成恒星之间的质量转移。同时，NSVS 5726288可能是一个典型的分离系统。
2019-10-16 astro-ph.SR
Evolution of redback radio pulsars in globular clusters
我们研究了由一个正常的，中等质量的恒星和一个中子星组成的密近双星系统的演化，考虑了典型的球状星团（Z = 0.001）中存在的化学成分。我们寻找相似之处和差异，就太阳能成分捐助恒星，我们在过去进行了广泛的研究。作为一个明确的例子，我们执行一个应用程序中的一个红背位于一个球状星团。我们进行了详细的网格模型，以找到系统，代表所谓的红背双星射电脉冲星系统与捐助者的恒星质量在0.6和2.0太阳质量和轨道周期在0.2 - 0.9天的范围内。我们发现，这些双星系统的演变是相当类似的太阳组成的对象，使我们能够占红背的发生在球状星团，作为主要的物理成分是辐射反馈。Redback系统处于准RLOF状态，即几乎充满其相应的Roche瓣。在辐照循环期间，系统在半分离和分离状态之间交替。当分离时，该系统看起来像一颗毫秒脉冲双星，称为红背星。星周物质，如在红背上看到的，是在前一个半分离阶段之后留下的。考虑辐照的射电脉冲双星系统的演化成功地解释了红背双星在低金属丰度环境（如球状星团）中的出现，并提供了一种途径。尽管施主星的低金属含量可能会导致系统远离红背配置，但情况仍然如此。
2016-12-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Fundamental stellar and accretion disc parameters of the eclipsing binary DQ Velorum
为了增加越来越多的收集良好的研究双周期变量（DPVs），我们进行了第一次光谱和光度分析的食双星DQ Velorum获得其主要的物理恒星和轨道参数。结合光谱和光度观测，涵盖几个轨道周期，使我们能够估计恒星的性质的二进制组件和轨道参数。我们还搜索了更大质量恒星周围的星周物质。我们分离DQ Velorum复合光谱和测量径向速度与双光谱双星的迭代方法。我们得到了径向速度曲线，并计算了光谱质量比。我们将单线光谱与合成光谱网格进行了比较，并估计了恒星的温度。我们用基于单纯形算法的拟合方法模拟了V波段光变曲线，其中包括一个吸积盘。为了限制主要的恒星参数，我们将质量比和施主温度固定为光谱分析得到的值。我们得到了施主和施主的质量，半径和温度的恒星组件。我们发现DQ Vel是一个半分离系统，由一个B3 V增益星和一个A1 III施主星以及围绕增益星的扩展吸积盘组成。该光盘是填补89%的增益罗氏叶，它有一个凹的形状，是厚在其边缘比在其中心。我们在V波段光变曲线的残差中发现了一个显著的亚轨道频率0.19 d^{-1}，我们将其解释为增益星的缓慢脉动B型（SPB）的脉动。我们还估计距离的二进制（3.1千秒差距）使用的绝对半径，视星等，和有效温度的组件在我们的研究中发现。
2013-03-11 astro-ph.SR
Fundamental parameters of the close interacting binary HD170582 and its luminous accretion disc
本文对双周期变星HD 170582进行了光谱和光度研究。通过对ASAS V波段光变曲线的研究，确定了改进后的轨道周期为16.87177 $\pm$ 0.02084天，长周期为587天。我们将光变曲线分解为轨道部分，确定星历表，揭示轨道椭圆变化与不等的最大值，和一个长周期，显示准正弦变化与振幅$ΔV$ = 0.1马格。假设同步旋转的冷恒星组件和半分离配置，我们发现一个冷演化的恒星$M_{2}$ = 1.9 $\pm$ 0.1 $M_{\odot}$，$T_{2}$ = 8000 $\pm$ 100 $K$和$R_{2}$ = 15.6 $\pm$ 0.2 $R_{\odot}$，以及$M_{1}$ = 9.0 $\pm$ 0.2 $M_{\odot}$的早期B型侏儒。B型恒星被一个半径为20.8 $\pm$ 0.3 $R_{\odot}$的吸积盘包围，吸积盘的几何和光学厚度对系统在$V$波段的光度贡献约为35%。两个延伸区域位于盘边缘的相对侧，并且比盘热67%和46%，符合光变曲线的不对称性。该系统的倾角为67.4 $\pm$ 0.4度，距离为238 $\pm$ 10 pc。特别令人感兴趣的是HeI 5875的双线性质;两个吸收成分在轨道周期中反相移动;它们可以与测光显示的激波区域相关联。的HeI 5875组件之一的径向速度密切遵循的捐助者的径向速度，这表明该线是形成在附近的流盘相互…
2015-01-19 astro-ph.SR
The \b{eta} Lyrae-Type Eclipsing Binary EG Cep: New BVRI Photometry and Modelling
本文介绍了半分离食双星EGCep的新的BVRI CCD观测结果。用Wilson-Devinney程序分析了观测到的光变曲线，导出了新的几何和光度元素。这些元素用于计算系统的物理参数，以研究其演化状态。
2014-04-10 astro-ph.SR
Six Newly Discovered Eclipsing Binary Systems in the TESS field
我们提出了第一个详细的调查6食双星系统在TESS领域。TESS光变曲线的目标进行了分析，通过确定初始有效温度通过SED拟合。绝对参数的推导和系统相比，众所周知的二进制相同类型的。结果表明，CD-58~791、CD-62~1257和TYC~9356-355-1为分离双星系统。CD-54~942和UCAC ~ 4 ~136-007295是接触双星，TYC~8508-1413-1是半接触双星。
2023-02-01 astro-ph.SR
Formation and evolution of protostellar accretion discs. II. From 3D simulation to a simple semi-analytic model of Class 0/I discs
我们使用三维辐射非理想磁流体动力学（MHD）模拟来研究年轻的原恒星盘从磁化的前星核的形成和演化。模拟涵盖了原恒星形成后的第一个${\sim}10~{\rm kyr}$，并显示了一个巨大的，弱磁化的圆盘，半径最初增长，然后在${\sim}30~{\rm au}$饱和。盘是重力不稳定的突出的大幅度螺旋臂。我们利用我们的模拟结果和一系列物理论据，从几个方面构建了0/I类原恒星盘演化的预测性和定量物理图像，包括（i）盘中角动量的重新分配，由重力不稳定性自我调节，使大部分盘边缘不稳定;（ii）盘的热剖面，很好地近似于辐射冷却和吸积加热之间的平衡;以及（iii）由非理想磁扩散调节的盘内部的磁场强度和磁制动率。利用这些物理见解，我们建立了一个简单的1D半解析模型的光盘的演变。我们表明，这个一维模型，当耦合到一个计算成本低廉的模拟周围的伪盘的演变，可以可靠地用于预测光盘的演变在0/I类阶段。预测的椎间盘尺寸的长期演变，在${\sim}30~{\rm au}$达到饱和并最终缩小，与最近对0/I类椎间盘的观察调查一致。这种层次化的光盘演化模型规避了通过0/I类阶段直接，数值收敛模拟跟踪光盘演化的计算困难。
2021-09-15 astro-ph.SR
A semi-analytic model for the temporal evolution of the episodic disc-to-star accretion rate during star formation
我们开发了一个半解析形式主义的恒星质量吸积率的演化的确定指定的密度和速度的配置文件，出现从失控崩溃的星前云核。在早期阶段，当物质从周围的包层大量涌入时，恒星积累质量主要是因为在原恒星盘中由包层引起的引力不稳定性。在这个阶段，我们根据分子云核心的等温自由落体坍缩来模拟包层质量吸积率。圆盘从包层获得质量，并通过圆盘吸积机制将物质输送到恒星，该机制包括根据Toomre $Q$准则的偶发引力不稳定性和质量吸积爆发。在稍后的阶段，由于圆盘中螺旋结构内的引力扭矩，质量会以分析理论认为具有质量吸积率$\propto t^{-6/5}$的方式吸积到恒星上。我们的模型提供了一个自洽的质量吸积率的演变加入球形信封吸积（占主导地位的早期阶段）与光盘吸积（重要的后期阶段），并占在适当的时候，情节吸积爆发的存在。我们使用一个简单的例子表明，突发模式可以提供一个很好的匹配所观察到的辐射热光度分布。我们的框架再现了详细的数值模拟光盘吸积的关键要素，可以帮助发展的基本物理的直觉，以及比较理论与观测。
2022-06-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Will a Supernova explode in CD-30°11223?
INAF-Osservatorio Astronomico d’Abruzzo（阿布鲁佐天文台）；INFN - Sezione di Perugia（佩鲁贾意大利国家核物理研究所）；Institute of Astronomy of the Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院天文学研究所）；Departamento de Física Teórica y del Cosmos, Universidad de Granada（格拉纳达大学理论与宇宙物理学系）
研究双星CD - 30°11223是否会爆发超新星，用恒星演化代码FuNS并考虑磁不稳定性导致的角动量传输来计算其演化，发现该系统不能成为Ia型超新星的潜在前身，此结论适用于类似的分离双星系统。
2026-10-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Sub-Keplerian accretion onto circumstellar disks
星周盘的形成、演化和光蒸发模型是许多行星系统形成理论的重要组成部分。在星盘的拱星阶段，星盘质量与恒星质量的比值在很大程度上取决于形成系统的原始云核的角动量。虽然全三维或二维轴对称流体动力学模型的吸积到磁盘自动处理的所有方面的角动量，这不是那么微不足道的一维和半二维粘性磁盘模型。由于1D和半-2D磁盘模型仍然是非常有用的长期演化模型的磁盘与相对较少的数值工作，我们研究如何吸积的2D性质影响磁盘的形成和演化，在这样的模型。正确处理这个问题需要对发生吸积的次开普勒速度进行修正。我们开发了一个更新的半二维含时盘演化模型，以适当地处理亚开普勒吸积的影响。新模型还考虑了盘的垂直范围对来自包络线的吸积流线的影响。用新方法生产的圆盘比以前得到的小，但它们的质量基本不变。新的圆盘的外部温度要高出几度，因此它们含有较少的固体CO。对吸积的二维处理导致物质在更大的半径处吸积，因此较小的部分足够接近恒星，使无定形硅酸盐热退火成晶体形式。因此，较低的晶体丰度预测对应更密切地观察到的丰度比早期的模型预测。我们认为，热退火后，径向混合必须负责至少部分所观察到的结晶材料。
2010-05-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
X-ray emission mechanisms in accreting white dwarfs
本章探讨激变变星中白矮星吸积过程产生X射线的机制，涵盖非磁性与磁性系统的激波和氢燃烧过程，并分析其光谱与时间变异性。
2022-09-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
