Hunting for red supergiant binaries: UVIT photometry of the SMC
我们提出了UVIT/Astrosat紫外测光的RSG人口的小云星系（SMC）。由于RSG在远紫外线下非常微弱，这些观测直接探测潜在的伴星。从861个SMC RSG的样本中，我们发现88个在远紫外波长处检测到：一个清晰的二元性特征。恒星参数确定的两个组件，这使我们能够研究-第一次-RSG二元系统的质量比（q）分布。我们发现一个平坦的质量比分布最好地描述了观测到M{RSG}~15 Msun。我们考虑了我们的主要观测偏差（即UVIT测量的极限星等），以确定RSG双星的固有分数为18.8+/-1.5%，质量比在0.3 < q < 1.0范围内，轨道周期大约在3 < log P[天] < 8范围内。
2022-09-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Orbital Period Determinations for Four SMC Be/X-ray Binaries
本文对小麦哲伦云（SMC）中的四个Be/X射线双星进行了光学和X射线研究。对SMC X-2、SXP 172和SXP 202 B长达11年的半连续监测的OGLE I波段数据进行了分析，提供了轨道周期的测量值（对于脉冲星，Porb分别为18.62、68.90和229.9天）和每个脉冲星的详细光学轨道剖面。对于SXP 172，这允许通过常规RXTE监测直接比较光学和X射线发射，揭示了X射线爆发比光学爆发早约7天。XMM-牛顿最近的X射线研究在SXP 15.3附近发现了一个新的源，这对该X射线脉冲星的光学对应物的识别提出了疑问。在这里，我们提出了一个讨论的意见，导致了原来的对应物的建议和详细的光学分析对应的新的X射线源，确定了21.7 d周期性的OGLE I波段数据。该星的光学特征与SMC Be/X射线双星一致。然而，在先前的研究中，由于缺乏Hα发射，该恒星被拒绝作为SXP 15.3的对应物。
2010-10-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Araucaria Project. The distance to the Small Magellanic Cloud from late-type eclipsing binaries
通过对OGLE巡天发现的4颗分离的、长周期的、晚型食双星的分析，给出了小麦哲伦云（SMC）的距离测定。二进制的组成部分显示出可以忽略不计的内在变化。一组一致的恒星参数推导出较低的统计和系统的不确定性。恒星的绝对尺寸计算精度优于3%。利用表面亮度-红外颜色关系，推导出双星与双星的距离.这四个系统聚集在距离模（m-M）=18.99附近，色散只有0.05 mag.结合Graczyk等人发表的食双星OGLE SMC 113.3 4007的距离，我们得到SMC的平均距离模为18.965 +/- 0.025（stat.）+/- 0.048（系统）这对应于62.1 +/- 1.9千秒差距的距离，其中误差包括两个不确定性。考虑到最近公布的SMC距离的测定结果，我们计算出SMC和LMC之间的距离模量差为0.458 +/- 0.068 mag.最后，我们建议将mu_{SMC} =18.95 +/- 0.07作为该星系距离模量的一个新的“规范”值.
2013-11-11 astro-ph.CO astro-ph.SR
Be X-ray binaries in the SMC as indicators of mass transfer efficiency
Be X射线双星（BeXRB）是由快速旋转的Be星和从星周发射盘吸积的中子星伴星组成。我们比较观察到的人口的BeXRB在小麦哲伦云与模拟人口的BeXRB样系统产生的COMPAS人口合成代码。我们专注于显然更高的最小质量的Be星BeXRB比在人口大。假设BeXRB只经历了动态稳定的质量转移，它们的质量分布表明，中子星的前身至少有30%的质量是由B星伴星吸积的。我们预计这些结果将影响双紧凑对象合并人口的预测。模拟的BeXRB人口与小麦哲伦星云的恒星形成历史的卷积表明，BeXRB的过剩很可能是由这个星系的恒星形成爆发约20- 40百万年前。
2020-07-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
High dispersion spectroscopy of two A supergiant systems in the Small Magellanic Cloud with novel properties
我们介绍了SMC中两颗新的明亮蓝色变星OGLE 004336.91 -732637.7（SMC-SC 3）和周期性掩星OGLE 004633.76 -731204.3（SMC-SC 4）的光谱研究结果，Mennickent等人（2010）报道了它们的光度特性。光学和远紫外波段的高分辨率光谱表明，这两个天体实际上都是A + B型双星。SMC-SC 4的三个光谱显示径向速度变化，与Mennickent等人2010年发现的184.26天的光度周期一致。在这两个系统中的金属线的光谱显示组合的吸收和发射分量，这意味着它们是在一个扁平的信封形成。比较SMC-SC 4的径向速度变化和H α发射轮廓中V和R发射分量的分离表明，这个包层，可能还有SMC-SC 3周围的包层，是一个环双星盘，其特征轨道半径约为双星系统半径的三倍。SMC-SC 3和SMC-SC 4的光谱分别显示出HeI发射线和金属线中的离散蓝色吸收分量（BAC）。SMC-SC 3光谱中HeI线的高激发和SMC-SC 4光谱中FeII发射和吸收分量随轨道相位的复杂变化表明，在恒星的同向旋转双星盘复合体的各个静态区域与风之间发生了冲击。我们认为，BAC产生的风冲击从A星影响的circumbinary磁盘和流的前风流出从B星吸积到A星。我们称这些对象的一小群麦哲伦云风相互作用的A + B二进制的原型。
2010-05-07 astro-ph.SR
SAGE-Var: An Infrared Survey of Variability in the Magellanic Clouds
我们提出了SAGE-Var计划的第一个结果，这是斯皮策遗留计划“调查星系演化的代理人”（SAGE; Meixner，et al. 2006）的后续行动。我们在3.6和4.5微米处获得了4个测光时期，覆盖了大麦云云（LMC）和小麦哲伦云（SMC）的中心区域，以探测在较短波长下进行的变率调查所遗漏的极红源的变率，并为已知变量提供额外的观测时期。我们总共6个观测时期，使我们能够在15个不同的时间尺度上探测红外变化，从20天到5年不等。在1，717，554（LMC）和457，760（SMC）天体的完整目录中，我们发现10个（LMC）和6个（SMC）大振幅AGB变量没有光学测量的变化，由于星周尘埃遮蔽。该星表还包含了已知的AGB变星，I型和II型造父变星，食变星，R CrB星和年轻恒星天体的多个观测结果，这些将在下面的论文中讨论。在这里，我们提出了红外周期亮度（PL）的关系，经典造父变星在麦哲伦星云，以及改进的PL关系AGB星脉动的基本模式使用平均星等从6个历元的观测。
2015-05-04 astro-ph.SR
Photometry of two unusual A supergiant systems in the Small Magellanic Cloud
本文对SMC中的两颗变星OGLE004336.91-732637.7（SMC-SC 3）和OGLE004633.76-731204.3（SMC-SC 4）进行了多波长宽带测光和V、I时间分辨测光。光变曲线跨度12年，显示了长期周期（SMC-SC 3）和调制食（SMC-SC 4），讨论了宽轨道中等质量相互作用双星和相关的信封。SMC-SC 3的主周期为238.1天，波形复杂，表明受偏心轨道影响的椭球变率。这颗恒星还显示出一个不稳定的周期性，平均值为15.3天。我们认为这可能与非径向脉动有关。
2010-04-15 astro-ph.SR
Light curve solutions of 12 eccentric Kepler binaries and analysis of their out-of-eclipse variability
根据开普勒观测资料，测定了12颗食偏心双星的偏心率、近星点角、轨道倾角、质量比、恒星温度和相对恒星半径。对它们的食外变化的分析得出以下结果：（i）KIC 10490980表现出旋转（ii）发现了4颗新的心跳星：KIC 9344623和KIC 10296163，它们具有宽的潮汐诱导光丘; KIC 9119405和KIC 9673173，它们具有窄的“W”形特征;（三）KIC 4932691显示了大约为轨道周期18次谐波的振荡。我们确定，在周期-偏心率图上，偏心开普勒双星落在包络P（1-e^2）^{3/2} = 5天以下，并且令人惊讶地缺少周期为25-35天的偏心双星。
2016-12-22 astro-ph.SR
Photometric Analysis of Variable Stars in NGC 299
我们分析了SMC星团NGC 299中恒星的OGLE-III测光。两个食双星和一个内在变量（最有可能是一个明星）被确定。与其他年轻的SMC集群，没有低振幅脉动变量。
2013-04-19 astro-ph.SR
Photometric detection of internal gravity waves in upper main-sequence stars. IV. Comparable stochastic low-frequency variability in SMC, LMC, and Galactic massive stars
本文利用TESS光变曲线和高斯过程回归，比较了银河系、LMC和SMC大质量恒星的随机低频变率，发现其性质在不同金属丰度下一致，并支持从年轻星的核激发内部重力波向演化星的次表层对流主导机制转变。
2024-11-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Short period variability in the globular cluster NGC 419 and the SMC field
盾牌座δ（$δ$ Sct）恒星在我们的银河系中得到了广泛的研究，但在河外系统中的研究却少得多。本文利用$g,r,i$ Gemini-S/GMOS时间序列观测资料，研究了小麦哲伦云（SMC）中的一个中等年龄球状星团NGC 419中的$δ$ Sct变星的总体。我们的目标是研究这些变量在集群扩展主序列关闭（MSTO）中的作用。本文报道了在NGC 419天区发现的54颗$δ$ Sct星和3颗食双星。我们在NGC 419的MSTO中只发现了少数$δ$ Sct星，而大多数都比较暗，这表明该星团比以前认为的要年轻（$\lesssim 1.2$ Gyr）。考虑到它们的径向分布，我们确定只有6个$δ$ Sct星作为NGC 419的可能成员，而其余的48个可能是SMC领域的$δ$ Sct星。星团$δ$ Sct星出现在MSTO的红色边缘附近，支持扩展的MSTO起源于年龄扩展的想法。48个场$δ$ Sct星代表了SMC中最大的$δ$ Sct星探测。这些新发现的$δ$ Sct星（$0.04 \lesssim P \lesssim 0.15$ d）的周期分布与其他系统中发现的相似。振幅分布（$0.05 \lesssim Δr \lesssim 0.60$ mag）可能是有偏差的，因为缺乏低振幅的恒星。最后，我们使用$δ$ Sct星计算距离使用不同的周期光度关系。获得的平均距离模量是NGC 419的$18.76…
2020-12-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Light curve solutions of the eccentric binaries KIC 10992733, KIC 5632781, KIC 10026136 and their out-of-eclipse variability
利用开普勒观测资料的光变曲线解，确定了三颗偏心食双星的轨道和恒星参数。KIC 10992733和KIC 5632781经历日全食，而KIC 10026136揭示日偏食。目标的组成部分是G星和K星。KIC 10992733表现出的变化归因于异步旋转组件上斑点的可变可见性。KIC 5632781和KIC 1002613在近星点显示出潮汐诱导的特征，即它们可能被认为是食心跳星。近星点的特征（形状、宽度和振幅）证实了理论预测。
2017-07-08 astro-ph.SR
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。
2018-11-16 astro-ph.SR
Light curve solutions of the ultrashort-period $Kepler$ binaries
我们对用$Kepler$观测到的具有MS成分的超短周期双星进行了光变曲线解。所有六个目标几乎都与接触或稍微过度接触的配置热接触。其中两个，KID 4921906和KID 6309193，不是食，但揭示了椭圆和斑点的变化。KID 8108785的其中一个组件表现出固有的准正弦小振幅变异性。KID 12055255是一个非常罕见的由两颗M矮星组成的超短周期过接触双星。我们的模型表明，KID 9532219的变化是由于日食，而不是$δ$ Sct脉动，因为它是以前假设的。
2015-01-21 astro-ph.SR
A near-infrared variability study in the cloud IC1396W: low star-forming efficiency and two new eclipsing binaries
确定高消光区的年轻恒星（YSO）的人口是研究恒星形成的先决条件。这项任务并不简单，因为在近红外色-色图中，变红的背景物体可能无法与YSO区分开来。在这里，我们结合深JHK测光与J-和K-波段的光变曲线，获得与UKIRT/WFCAM，探索YSO人口的暗云IC 1396 W。我们证明，颜色变化的标准可以提供有用的约束嵌入区域的恒星形成活动。对于IC 1396 W，我们发现单独的近红外颜色分析大大高估了YSO的数量。总的来说，这个球状体可能拥有不超过10颗的YSO，其中有一个由两颗年轻恒星组成的系统嵌在一个小的（约10000 AU）反射星云中。这意味着恒星形成效率的SFE为~ 1%，与附近质量更大的恒星形成区相比很低，但与质量较小的球状体相似。我们确认IC 1396 W可能与IC 1396 HII区域相关。对于低SFE的一个可能的解释是，IC 1396中心部分离电离O星的距离相对较大。偶然的，我们的可变性运动产生了两个新的食双星，和八个周期变量，其中大多数具有接触双星的特征。
2010-03-12 astro-ph.SR
The lightcurve intrinsic variability in 47 Kepler contact binary stars
本文研究了接触双星数值模拟中光变曲线内禀变率的意义。使用合成光变曲线，我们表明，基于星点的固有可变性增加了$Δq=5$ %的表观质量比。对于具有轨道周期$P>0.3 d$的系统，在长时间内平均的固有可变性的影响与开普勒任务类似的相位拖尾相互抵消。此外，我们分析了47日全食开普勒任务接触二进制。我们发现在P = 0.45 d时，内在变异性有一个明显的截止值。利用光变曲线数值模拟和观测关系，我们得到了这47个系统的物理参数。至少53%的双星可能有第三个伴星。21个双星在平均相位曲线上表现出O`Connell效应。其中19个的主极大值低于次极大值，表明在尾侧有一个静止的暗区。使用P = 0.45 d截止，我们提出了一种新的方法的周期颜色关系。与固有变化幅度相关的唯一参数是表观有效温度比。我们的结论是，而不是描述的系统参数，A/W-亚型划分应该只适用于光变曲线，作为一个试探性的现象。
2022-07-31 astro-ph.SR
Variability, periodicity and contact binaries in WISE
WISE的时间序列部分是研究可变对象的宝贵资源。我们提出了一个全天空样本的分析~450,000 AllWISE+NEOWISE红外线曲线的可能变量中确定的AllWISE。通过计算所有这些源的周期图，我们识别出约56，000个周期变量。其中约42，000颗是短周期（P<1天）、近接触或接触食双星，其中许多位于主序上。我们使用的周期性和非周期性的变量来测试计算成本低廉的方法，周期性变量的分类和识别，利用各种措施的通量和时间尺度的变化的概率分布函数。我们的周期图和非参数分析与红外颜色从WISE和绝对幅度，颜色和变化幅度从盖亚的变化措施的组合是有用的周期变量的识别和分类。此外，我们表明，非参数方法识别周期变量的有效性是可比的周期图，但在一个低得多的计算成本。未来的调查可以利用这些方法来加速更传统的时间序列分析，并确定基于周期图的选择所遗漏的不断变化的来源。
2021-02-25 astro-ph.SR
Light curve solutions of the eclipsing eccentric binaries KIC 8111622, KIC 10518735, KIC 8196180 and their out-of-eclipse variability
利用开普勒观测资料的光变曲线解，确定了三颗偏心食双星的轨道和恒星参数。KIC 8111622和KIC 10518735经历日全食，而KIC 8196180揭示日偏食。除了KIC 8196180的主星是早期的F星外，目标星是G星和K星。KIC 8196180在近星点具有明显的潮汐诱导特征，即它是一颗食心跳星。观测到的近星点特征（形状、宽度和振幅）证实了理论预测。KIC 8196180的食外变化与轨道周期的关系可以用同步旋转分量的黑子活动来解释。此外，KIC 811162的近星点特征可见性较差，光变幅度较小，其周期约为轨道周期的2.3倍。这些振荡归因于异步旋转部件上的斑点。
2018-01-17 astro-ph.SR
Variability in the Milky Way: Contact binaries as diagnostic tools
利用中国科学院紫金山天文台青海德令哈站的50 cm双筒望远镜对老疏散星团NGC 188进行了$V$和$R$波段的同步观测。我们的目标是寻找变星的星群。我们导出了6个大熊座W食双星系统的光变曲线解，并估算了它们的轨道参数。所得到的到WUM的距离与主机集群的物理特性无关。接下来，我们确定了目前接触双星（CB;散射$σ< 0.10$等）的最佳周期-光度关系。我们的结论是，CBs可以用作距离示踪剂，具有优于5%的不确定度。我们应用我们的新关系的102个CB在大麦云，这产生了距离模$(m-M_V)_0=18.41\pm0.20$马格。
2016-11-25 astro-ph.SR
Long-term variability of high-mass X-ray binaries. I.Photometry
我们提出了光度观测的领域周围的光学同行的高质量X射线双星。我们的目标是研究长期光度变化与它们的X射线活动的相关性，并推导出一组可用于时间序列分析的二级标准星。我们发现Be/X射线双星中的施主在星等和颜色上的振幅变化比那些拥有超巨星伴星的施主要大。在Be/X射线双星中，变化幅度随波长的增加而增加，在超巨星系统中保持相当恒定。当考虑年的时间尺度时，观察到X射线和光学变率之间的良好相关性。当光学亮度降低时，X射线停止。这些结果反映了Be/X射线双星的星周盘是光学和X射线变化的主要来源。我们还推导出的颜色过剩，E（B-V），选择数据的时候，拱盘的贡献应该是最小的，我们重新审视的距离估计。
2014-11-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Modeling the Optical to Ultraviolet Polarimetric Variability from Thomson Scattering in Colliding Wind Binaries
大质量双星是测量质量和恒星风质量损失率的关键实验室。一个主要的挑战是推断观看倾斜度和提取有关碰撞风相互作用（CWI）区域的信息。在高度电离风中电子散射的偏振变率提供了有关系统几何的重要诊断信息。我们第一次结合了众所周知的广义处理的\citet{brown_polarisation_1978}的变极化从二进制与半解析解的几何形状和表面密度的CWI激波之间的接口的风的基础上，坎托等1996年。我们的计算包括一些简化形式的反平方律风密度和轴对称的假设，但在这样做得出几个强大的结论。一个是当风几乎相等时（例如，O\，+\，O双星），偏振度随着双星分离而有相对温和的下降。另一个原因是尽管汤姆逊散射是灰色不透明的，但连续偏振可以在紫外波长处显示出色彩效应，但在更长的波长处将基本恒定。最后，当一种风主导另一种风时，例如在WR+OB双星中，偏振在OB分量更明亮的波长处预计会更大，并且通常在WR分量更明亮的波长处较小。这种行为的出现是因为从WR星的角度来看，散射包络从球面的扭曲是一个远离WR星的微小扰动。相比之下，从OB星的偏振贡献的CWI冲击的几何形状占主导地位。
2022-05-16 astro-ph.SR
The K-corrections to radial velocity curves of optical components in X-Ray Binaries. HMXB with weak X-ray heating
由于潮汐畸变、引力暗化、X射线加热等原因，X射线双星系统中光学元件的径向速度曲线可能与其质心的径向速度曲线不同。K修正是指Roche模型中恒星径向速度半振幅与恒星质心相应值的比值。表中列出了大质量X射线双星Cen X-3、LMC X-4、SMC X-1、Vela X-1和4U 1538-52中光学星的K修正。
2013-11-12 astro-ph.SR
Wolf-Rayet stars in the Small Magellanic Cloud: II. Analysis of the binaries
大质量WR星是以强烈的质量损失为特征的演化大质量恒星。假设它们可以形成为单颗恒星，也可以形成为近距离双星中的质量供体。大约40%已知的WR星是确认的双星，这就提出了双星对WR星群的影响的问题。通过对SMC中的所有多个WR系统进行光谱分析，我们获得了每个单独组件的完整恒星参数。质光关系进行了测试，并评估的重要性的二进制演变通道。通过叠加对应于每个组件的模型光谱，使用PoWR模型大气代码进行光谱分析。使用BPASS演化工具约束演化通道。在所有WN组分中检测到显著的氢质量分数（0.1 - 0.4）。与质光关系和演化轨迹的比较表明，我们样本中的大多数WR星在化学上都不是均匀的。在双星AB 6中的WR分量被发现非常明亮（Log L ~ 6.3 [Lsun]），考虑到它的轨道质量（~10 Msun），可能是因为观测到第三个分量的污染。我们的对象得出的进化路径表明，罗氏瓣溢出发生在大多数系统，影响他们的进化。然而，隐含的初始质量是足够大的原色已经进入WR阶段，不管二进制的相互作用。结合单颗SMC WR星的结果，我们的研究表明，在SMC金属丰度下，双星演化通道并不主导WR星的形成。
2016-04-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Kinematic distinction of the two subpopulations of X-ray pulsars
Be/X射线双星的总体分布显示出双峰性的强有力证据，特别是在中子星的自旋周期中。几种物理机制可能产生这种双峰性。Be/X射线双星中两个不同的超新星通道或不同的中子星吸积模式是最有希望的候选机制。研究这些系统的运动学可能会对这种双峰的物理特性提供一些额外的见解。如果这两个Be/X射线双星子群来自两种不同的超新星类型，那么这两个子群应该有不同的特殊（系统）速度。这可以通过测量系统的速度来直接测试，或者通过测量系统相对于其发源地的位置来间接测试。利用最新的Gaia数据集和最新的小麦哲伦星云（SMC）星表，分析了Be/X射线双星在银河系中的切向奇异速度和Be/X射线双星在SMC中的位置。我们使用系统到最近的年轻星团的距离作为系统切向速度的代表。我们应用统计检验来研究由中子星自旋划分的两个子群是否在运动学上也是不同的。有证据表明，这两个亚群在运动学上确实不同。然而，这两个子群的切向特有速度与不同超新星通道假说的预期相反。我们发现了一些边缘证据（$p \approx$~0.005），表明来自短自旋亚群的银河Be/X射线双星比来自长自旋亚群的系统具有系统性更高的特有速度。同样的效果，但较弱的，也恢复了SMC Be/X射线双星的所有考虑的集群目录。
2020-07-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fast optical variability in Supergiant X-ray binaries
本研究利用TESS数据分析超巨星X射线双星的光学对应体的快速光变，发现其低频随机变异性与单颗早型星一致，但振幅更高、特征频率更低，且缺乏高频相干信号。
2024-12-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Be/X-Ray Binaries: Phenomenology, Variability, and Accretion~Dynamics
Foundation for Research and Technology-Hellas（希腊研究与技术基金会）；University of Crete（克里特大学）
研究Be/X射线双星，综合当前对其在光和X射线波段丰富现象学的理解，重点关注从秒到年时间尺度的变异性，以揭示其现象学、变异性及吸积动力学特点。
2026-07-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Long-term optical variability of high-mass X-ray binaries. III. Polarimetry
Foundation for Research and Technology-Hellas（希腊研究与技术基金会）；University of Crete（克里特大学）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）
研究高质量X射线双星的长期光学偏振变化，分析其盘结构特征，发现其盘更小更密集，且在大X射线爆发前存在高度扭曲的盘。
2026-02-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Clumped stellar winds in supergiant high-mass X-ray binaries: X-ray variability and photoionization
大质量星风的聚集是一个被多条证据证实的既定范例，并得到星风理论的支持。本文的目的是弥合单星非均匀星风的详细模型和超巨星高质量X射线双星（HMXB）施主星风的唯象描述之间的差距。我们使用的结果，从时间依赖的流体动力学模型的不稳定性的线驱动的风的大质量超巨星导出的时间依赖的吸积率到一个紧凑的对象中的邦迪-霍伊尔-Lyttleton近似。风中强烈的密度和速度波动导致合成X射线光变曲线的强烈变化。该模型预测了一个大规模的X射线变异，高达八个数量级，在相对较短的时间尺度。在观测到的HMXB中明显缺乏这种强变率的证据表明，吸积过程的细节可以减少由于恒星风速和密度跳跃引起的变率。我们还利用二维随机风模型研究了X射线在团簇星风中的吸收，发现在不同的轨道相位上，X射线的吸收有很大的变化。此外，我们还讨论了风团簇中的光电离现象，并指出风团簇对电离度有一定的影响。导出了光电离参数的修正因子。结果表明，光电离参数减少了一个因素Xi相比，具有相同的质量损失率的平滑风模型，其中Xi是风的不均匀性参数。我们的结论是，风聚集也必须考虑到比较观测和模型光谱的光电离恒星风。
2012-01-09 astro-ph.SR
Investigating stellar variability in the open cluster region NGC 381
我们研究了疏散星团NGC 381中的变星，利用27个夜晚的测光数据，共识别出57颗变星，其中5颗是成员星。变星是根据它们的周期、振幅、光变曲线形状和在H-R图中的位置来分类的。我们在星团中发现了丰富多样的变星。我们一共发现了10个食双星，其中2个是大陵五型（EA），而8个是WUMa型（EW）双星。这些东西向双星的估计年龄大于0.6 Gyr，这与短周期食双星的形成时间约束> 0.6 Gyr是一致的。利用PHOEBE模型拟合软件对这三颗EW型双星的物理参数进行了估算。脉动变星包括盾牌座δ和多尔γ变星。利用FAMIAS软件包确定了脉动变量的脉动模式。我们得到了15个旋转变星，包括4个矮星的基础上确定的日志（g）与日志（Tef f）图。这些矮星的周期通常比其余的旋转变星要大。
2022-12-19 astro-ph.SR
The evolutionary nature of RV Tauri stars in the SMC and LMC
根据它们的恒星参数和由于星周尘埃而存在的中红外过量，金牛座RV星被归类为后AGB星。然而，我们最近的研究揭示了金牛座RV恒星之间的不同SED，这表明它们可能也占据了其他进化通道。本文的目的是提出不同的SED RV金牛星的特点，并调查其演化性质作为其SED的功能。我们在SMC和LMC中对金牛座RV星进行了系统的研究，因为它们的距离和光度是已知的。他们的SED分为三类：灰尘（盘型），非灰尘（非IR）和不确定。周期光度颜色（PLC）的关系进行了校准。PLC的光度与使用SED发现的光度进行了补充，恒星被放置在HR图上。本研究的四个主要结果是：1）金牛座RV星具有明显的IR过剩，具有盘型SED，这表明尘埃被捕获在稳定的盘中。鉴于星系中圆盘型SED和双星之间的紧密联系，我们假设它们也是双星。这些涵盖了一系列的光度，我们认为，更明亮的是后AGB星，而较低的光度可能是后红巨星分支（后RGB）星。2)其中两个天体的平均亮度变化周期分别为916天和850天，这是由轨道运动期间的可变消光造成的。3)没有尘埃的金牛座RV星和具有不确定SED的天体的演化使得星周尘埃已经分散。如果它们是单星，它们是低初始质量的后AGB天体（$<$ 1.25 M $_\odot$），而如果它们是双星，样本中的低光度部分可能是后RGB恒星。4)我们发现带有尘埃的金牛座RV恒星平均比样本的其余部分更明亮。
2018-06-21 astro-ph.SR
Long-term optical variability of high-mass X-ray binaries. II. Spectroscopy
我们提出的结果，我们的监测计划，以研究长期的变化，在高质量的X射线双星的H α线。我们对大质量X射线双星的整体性质进行了迄今为止最完整的光学光谱研究，分析了20个源的1100多个光谱。我们的目标是建立光变时间尺度，研究中子星与吸积物质之间的相互作用。我们的结果可以总结如下：i）我们发现窄轨道的Be/X射线双星比长轨道周期的系统更易变，ii）我们表明气体粒子的开普勒分布提供了对Be/X射线双星盘的良好描述，就像在经典Be星中一样，iii）在主要X射线爆发后通常观察到H α等效宽度的减小，v）当有超巨星伴星时，Be/X射线双星在某些历元表现为双峰非对称轮廓，表明密度不均匀性是Be/X射线双星盘的共同性质，vi）剖面变异性Be/X射线双星的V/R比和H α等效宽度都比孤立的Be星小，vii）我们提供了新的证据表明Be/X射线双星的盘平均密度比经典Be星的高。
2016-04-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Small Magellanic Cloud through the lens of the James Webb Space Telescope : binaries and mass function within the galaxy outskirts
利用JWST超深测光绘制小麦哲伦云外围CMD，测得双星比例为0.14±0.01，并将质量函数下探至0.22倍太阳质量，得到−1.99±0.08的浅于Salpeter指数的幂律斜率。
2025-09-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fast time optical variability in Be/X-ray binaries. Pulsation and rotation
经典的Be星，无论光谱亚型，显示多周期光调制的频率范围为0.1-12 d $^{-1}$，当观察高节奏和长的持续时间。这种行为归因于Be星的非径向脉动和/或旋转。这项工作的主要目标是调查的快速光度变化的光学对应的Be/X射线双星和比较的一般模式，这种变化与银河系人口的经典Be星。我们用TESS分析了21个来源。还用两台地面望远镜对15个源进行了高频差测光。在频率分析中采用了标准傅立叶分析和最小二乘拟合方法。在地面观测中，所有光源都表现出夜间光强度变化为0.01-0.06等，在TESS观测中，光通量变化高达5%。这种可变性表现为频率范围为0.2-12 d $^{-1}$的多周期信号。我们发现Be/X射线双星中Be星的周期图的一般形状与经典早型Be星的周期图一致。根据Be/X射线双星周期图中峰的形状和数目，可以将Be/X射线双星分为不同的类型。最常见的情况是存在密集频率组（67%），其次是显示孤立信号的源（18%）。其余类型的源显示频谱的特点是随机变化和高频峰值的混合模式。这项研究表明，短期的光学光度变化是一个非常常见的，如果不是普遍存在的，功能固有的Be/X射线二进制的Be光学同伴。这种变化主要归因于起源于恒星内部的脉动。
2022-09-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Metallicity dependence of Wolf-Rayet binaries using detailed binary models: An absence of long-period systems at low metallicity
Université de Genève（日内瓦大学）；Gravitational Wave Science Center (GWSC), Université de Genève（引力波科学中心（GWSC），日内瓦大学）；University of Florida（佛罗里达大学）；Tel Aviv University（特拉维夫大学）；Northwestern University（西北大学）
本研究利用POSYDON双星模型分析不同金属丰度下WR双星的周期分布，发现低金属丰度下长周期WR双星缺失，稳定质量转移主导WR双星形成且无金属丰度依赖性。
2026-09-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tracing colliding winds in the UV line orbital variability of gamma-ray binaries
伽玛射线双星的辐射能量大部分超过10兆电子伏。非热辐射被认为是由旋转动力脉冲星的相对论风与其大质量伴星（O或Be）的恒星风相互作用产生的。一颗强大的脉冲星在大质量恒星的辐射驱动风中创造了一个充满相对论电子的扩展空腔。因此，观测到的来自恒星风的紫外共振线的P Cyg轮廓应该不同于单个大质量恒星。我们建议使用紫外线发射线来检测和限制伽玛射线双星中的碰撞风区域。我们计算的预期轨道变化的P天鹅配置文件依赖于相互作用的几何形状（设置的风的动量通量的比率）和视线的系统。我们预测LS 5039和PSR B1259-63的情况下几乎没有变化，与目前可用的LS 5039的HST观测结果一致。然而，在LS I+61 303的情况下，预期上接合和下接合之间存在变异性。
2011-11-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Strong Variability in AzV 493, an Extreme Oe-Type Star in the SMC
利用18年OGLE测光与12年光谱，研究揭示极端Oe星AzV 493的强周期变化，并提出高偏心双星近星点相互作用驱动外流盘抛射与遮蔽。
2023-01-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolved Massive Stars at Low-metallicity II. Red Supergiant Stars in the Small Magellanic Cloud
我们提供了迄今为止最全面的SMC RSG样本，包括1，239名RSG候选人。初始样本是根据SMC的源目录导出的，具有保守的排名。从文献中检索其他光谱RSG，以及从CMD检查中选择的RSG候选者。我们估计SMC中总共有$\sim$ 1，800个或更多RSG。我们通过研究红外CMD和物体的可变性来纯化样品，尽管AGB和RSG之间仍然存在模糊性。与银河系和LMC（$\sim$ 15\%）相比，显示PAH发射特征的RSG候选者（$\sim$ 4\%）要少得多。RSG样品的MIR光变率随光度的增加而增加。我们将RSG样本分为两个子样本（“风险”和“安全”），并在“风险”子样本中识别出一颗M5e AGB星。大变率的目标大多数也是MLR大的亮目标。一些目标显示出过量的粉尘排放，这可能与以前的幕式质量损失事件有关。我们还粗略估计了整个RSG人口产生的总气体和尘埃预算为$\rm \sim1.9^{+2.4}_{-1.1}\times10^{-6}~M_{\odot}/yr$在最保守的情况下。基于MIST模型，我们推导了RSG样品的$T_{\rm eff}$和观测到的$\rm J-K_S$颜色之间的线性关系，并进行了红化校正。通过使用恒定的热辐射修正和这种关系，将日内瓦进化模型与我们的RSG样本进行比较，显示出良好的一致性，并且RSG种群的$\sim$ 7 $\rm M_\odot $的初始质量限值较…
2020-05-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
The flux-dependent rms variability of X-ray binaries in the optical
在致密吸积源的X射线观测中，绝对均方根变率与通量之间存在线性关系。这种关系表明，X射线光变曲线是非线性的，并由对数正态分布的通量。本文首次研究了X射线双星的光学均方根与通量的关系。本文研究了三个双星在X射线低/硬态下的快速定时数据。这些是XTE J1118+480，GX 339-4和SWIFT J1753.5-0127 -都显示非周期性（未再处理）光学波动分量。发现在所有源中，光学均方根振幅随通量增加。对于大多数研究的频率范围，线性拟合导致沿通量轴的正偏移。X射线和光学关系斜率跟踪源分数变化幅度。这在GX 339-4的情况下尤其明显，它在三个目标中具有最大的光学变化。在所有情况下，非线性支持的事实，即流量分布的光学光变曲线更好地描述了一个对数正态函数比一个简单的高斯。在具有较低光学变化幅度的两个源的关系中，发现线性周围的显著散射，尽管观测偏差可能对此有很大贡献。吸积模型的影响进行了讨论，并强调需要长期良好的采样光学光变曲线。
2009-04-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Study of candidate Be stars in the Magellanic Clouds using NIR photometry and optical spectroscopy
Mennickent等人和Sabogal等人使用OGLEII数据库基于它们的光度变化性在L&SMC中鉴定了大量经典Be（CBe）候选物.他们根据这些恒星变化的外观将它们分为四个不同的组。我们研究了样品的红外特性以及子样品的光谱特性。我们将光学样本与IRSF星表进行了相关，得到了L&SMC中所有四种类型恒星的J、H、Ks等。分析了120颗属于1、2和3型的恒星的光谱，以研究它们的光谱特性。在这四种类型中，4型星是最主要的一类。近红外色-色图表明，大麦哲伦星云中的4型星有一个子类，这在我们的银河系或SMC中都没有发现。主要的4型星占总样品的\sim 49%，具有与银河系CBe星和SMC 4型星相似的近红外光谱性质。虽然新的4型恒星子类具有高E（B-V）\sim 0. 75，但它们并不位于高红化区域附近。3型星（L&SMC中的\sim为6%和7.3%）在SMC中有大的Hα EW，有些星有大的NIR过剩。这一小部分恒星不太可能是CBe恒星。与大麦哲伦星云相比，2型星在大麦哲伦星云中的比例更大。光谱和近红外特性表明这些可能是CBe星。1型星的光谱样本中，显示Hα的发射，并确认为CBe星是更丰富的SMC的2.6倍。如果金属丰度的影响是在SMC中产生更多的CBe星，那么与LMC相比，1型，2型和4型星遵循这一规则，分别增强2.6，2.4和1.3。
2012-02-15 astro-ph.CO astro-ph.SR
Outer disc edge: properties of low frequency aperiodic variability in ultracompact interacting binaries
闪烁，更具体地说，非周期性宽带变化，是一个重要的现象，用于理解的几何形状和动力学的吸积流。虽然内部区域的吸积流是已知的，以产生相对较快的时间尺度上的可变性，在外部区域产生的宽带可变性大多仍然难以捉摸，由于其长的内在可变性的时间尺度。超紧凑的AM CVn系统相对较小，相比其他吸积双星，非常适合搜索和探测低频变化。在这里，我们提出的第一个低频功率谱分析的超紧凑吸积白矮星系统SDSS J1908 $+$ 3940。分析揭示了在时间平均功率谱中在$\sim 6.8 \times 10^{-7} $ Hz处的低频突变以及具有$\sim 1.3 \times 10^{-4} $ Hz的特征频率的第二较高频率分量。我们将这两个组件的粘性时间尺度内的光盘，通过经验拟合的功率谱，以及分析拟合波动的吸积盘模型。我们的研究结果表明，低频突变可以关联到一个几何薄吸积流的磁盘外部区域。在SDSS J1908 $+$ 3940中检测到低频突变，为进一步检测其他超致密吸积系统中的类似特征提供了先例。更重要的是，它提供了一个新的观察，可以帮助限制吸积流的模拟。
2022-11-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Populations of evolved massive binary stars in the Small Magellanic Cloud I: Predictions from detailed evolution models
Universität Bonn（波恩大学）；Argelander-Institut für Astronomie, Universität Bonn（波恩大学阿尔兰德天体物理研究所）；Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理学研究所）；Tel Aviv University（特拉维夫大学）
研究通过详细双星演化模型预测小麥雲中大質量雙星種群，揭示後質子轉移系統與並合產品的分布，並指出需調低並合率或提高質子轉移效率以更好地匹配观测数据。
2025-08-21 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Two decades of optical variability of Small Magellanic Cloud high-mass X-ray binaries
本研究基于OGLE数据分析了小麦哲伦云中111个高质量X射线双星的光学/红外变异性，提出新的超轨道变异性分类，并改进了轨道周期等参数。
2025-01-22 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
An X-Ray and Optical Light Curv Model of the Eclipsing Symbiotic Binary SMC3
一些演化为Ia型超新星的双星包括在演化后期演化为共生超软X射线源的长周期双星。然而，在白矮星（WD）表面具有稳定氢燃烧的共生星非常罕见，其X射线特征也不为人所知。SMC3就是这样一个罕见的例子，也是理解共生星演化为Ia型超新星的关键对象。SMC 3是一颗食共生双星，由一颗巨大的WD和一颗红巨星（RG）组成，在小麦哲伦星云中的轨道周期为4.5年。长期的V光变曲线的变化被复制为轨道变化的照射RG，其大气填充其罗氏瓣，从而支持的想法，RG供应物质的WD的速度足够高，以保持稳定的氢燃烧的WD。我们还提出了一个日食模型，其中WD周围的X射线发射区域几乎完全被RG肿胀的罗氏瓣上的拖尾侧，虽然它总是被一个长的螺旋形尾巴的中性氢周围的轨道平面部分掩盖。
2012-11-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evolution of wide O star binaries through their LBV stage. Population synthesis with mass-ejection-driven orbital evolution
Tsung-Dao Lee Institute, Shanghai Jiao-Tong University（上海交大李政道研究所）；London Institute for Stellar Astrophysics（伦敦恒星天体物理学研究所）；University of Oxford, St Edmund Hall（牛津大学圣埃德蒙学堂）；Argelander-Institut für Astronomie, Universität Bonn（波恩大学阿格勒兰德尔天文学研究所）；Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics, Nanjing University, Ministry of Education（南京大学现代天文与天体物理教育部重点实验室）；School of Physics and Astronomy, Monash University（蒙纳士大学物理与天文学院）；Dublin Institute for Advanced Studies, Astronomy & Astrophysics Section, DIAS Dunsink Observatory（都柏林高等研究院天文与天体物理部都柏林星象观测站）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）
针对宽距WR双星观测稀少的问题，提出LBV阶段近星点质量抛射驱动轨道演化的新机制，通过种群合成模型解释SMC中WR双星缺失及高速单星现象。
2026-06-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Populations of evolved massive binary stars in the Small Magellanic Cloud II: Predictions from rapid binary evolution
Universität Bonn（波恩大学）；Argelander-Institut für Astronomie, Universität Bonn（波恩大学阿戈兰德尔天文研究所）；Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；Université de Genève（日内瓦大学）；Gravitational Wave Science Center (GWSC), Université de Genève（日内瓦大学引力波科学中心）；Foundation for Research & Technology Hellas (FORTH)（希腊研究与技术基金会）；Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）
研究通过快速双星演化模型预测小麦哲尔云中OB+BH双星群体，发现不同质量转移效率对观测到的Be星、X射线双星和Wolf-Rayet星数量有显著影响。
2025-03-31 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
On the Formation of SMC X-1: the Effect of Mass and Orbital Angular Momentum Loss
SMC X-1是一颗高质量X射线双星，轨道周期为3.9天。这颗中子星的质量只有$\sim 1 M_{\sun}$那么低，这表明它很可能是通过电子俘获超新星而不是铁核坍缩超新星形成的。从目前的系统配置，我们认为，在超新星的轨道周期是$\lesssim 10$天。由于在超新星爆发之前，中子星的前身星和伴星之间的质量转移过程应该将轨道周期增加到数十天，因此需要一种具有有效轨道角动量损失和相对较小质量损失的机制来解释其当前的轨道周期。我们计算了不同初始参数和不同质量和角动量损失机制下的祖先双星系统从零龄主序到超新星前阶段的演化。我们的研究结果表明，从外拉格朗日点或在传质阶段形成的circumbinary盘流出可能是符合此目的。我们指出，这些机制可能是流行的双星演化，并显着影响致密星双星的形成。
2013-11-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Effect of pulse profile variations on measurement of eccentricity in orbits of Cen X-3 and SMC X-1
长期以来，人们一直认为，像罗西X射线定时实验（RXTE）这样的卫星所允许的更好的定时精度将使我们能够测量一些明亮的持久高质量X射线双星（HMXB）的轨道偏心率和近星点角，从而可能测量这些系统中的拱点运动。测量拱点运动的速率可以估计质量损失伴星的拱点运动常数，从而可以直接测试HMXB中这些巨星的恒星结构模型。本文利用两个明亮的持久源，即Cen X-3和SMC X-1的RXTE数据，测量了极小的轨道偏心率和近星点角。我们发现，这些源的脉冲轮廓的小变化，而不是由RXTE提供的固有的定时精度，限制了我们可以测量这些源的脉冲的到达时间的精度。这就影响了测量轨道参数的精度，特别是这些源中非常小的偏心率和近星点角。2000年对SMC X-1的观测是在源的高通量状态下进行的，我们可以利用这组数据来确定轨道偏心率和$ω$。
2009-09-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Large amplitude variability from the persistent ultracompact X-ray binary in NGC 1851
使用档案RXTE数据，我们表明，超紧凑的X射线二进制在NGC 1851表现出大幅度X射线通量变化超过10倍的时间尺度上的天到星期，并经历持续的几个月的时间平均光度变化的因素。在其他超紧凑X射线双星中，这种星等和时间尺度的变化以前没有报道过。超紧双星中的质量传递被认为是由引力辐射驱动的，并且预测的传递速率是如此之高，以至于轨道与该物体一样短的超紧双星的圆盘不应该容易受到电离不稳定性的影响。因此，我们观察到的变异性特征是出乎意料的，需要加以理解。我们简要地讨论了几个替代方案，用于产生所观察到的变化的事实，即盘的粘性时间尺度是一个星期的顺序，可与较短的时间尺度的变化，观察到的，但远小于长期的变化。我们还讨论了解释河外双星观测的影响，如果在NGC 1851的源中看到的变化类型是典型的。
2010-04-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Universal Nature of Accretion-induced Variability: The RMS-Flux Relation in an Accreting White Dwarf
本文报道了在吸积中的白矮星天琴座MV双星系统中发现了均方根光变幅度与平均光通量之间的线性关系。我们的光变曲线，与开普勒卫星获得，跨度633天，准连续58.8秒的节奏分辨率。我们展示了，第一次，这个灾难性的变量显示线性均方根通量的关系类似于在许多其他黑洞双星，中子星双星和活动星系核观察到的。在这里观察到的均方根通量关系和在其他X射线双星的现象学的相似性表明一个共同的物理起源的宽带可变性，独立的源类型，质量或大小的紧凑的吸积体。此外，我们推断的粘度参数，α，和磁盘规模的高度，H/R，使用两个独立的方法。在这两种情况下，这两个值都被发现是令人不安的高，以适应磁盘不稳定性模型。
2012-01-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
A partially stripped massive star in a Be binary at low metallicity: A missing link towards Be X-ray binaries and double neutron star mergers
本研究首次在小麦哲伦云中发现部分剥离大质量恒星与Be伴星组成的双星系统，填补了Be X射线双星和双中子星并合形成路径中的关键演化环节。
2023-06-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Radiography in high mass X-ray binaries -- Micro-structure of the stellar wind through variability of the column density
在高质量X射线双星（HMXB）中，一个吸积的致密天体绕着一颗高质量恒星运行，而恒星通过密集而不均匀的风失去质量。使用紧凑的对象作为一个X射线背光，在风中的吸收柱密度的时间变化可以被利用，以揭示风的微观结构，并获得无偏的恒星质量损失率为高质量的恒星。我们探讨了一个简化的风模型的柱密度的变化的影响，丛生。特别是，我们专注于柱密度的标准偏差和增强吸收事件的特征持续时间，并将它们与基于孔隙度长度的分析预测进行比较。我们确定了有利的系统和轨道相位，以确定风的微观结构。列密度的相干时间尺度被示出为在紧凑的对象的前面的一个团块的自交叉时间。我们提供了一种方法来精确测量团块的大小和质量，纯粹基于柱密度的可观察到的时间变化。相干时间尺度允许直接获得团块的大小，而它们的质量可以从变化的幅度中单独推导出来。如果这是由于未吸积的过路团块，在一些HMXB的高柱密度变化需要高质量的团块，以重现所观察到的峰到峰的振幅和相干时间尺度。这些团簇性质与从第一性原理导出的性质很难相容。或者，其他成分也可能导致柱密度的变化：由一种尚待确定的机制产生的较大的轨道尺度结构，或在吸积体附近的致密环境，如吸积盘、吸积中子星磁层周围的外流或球壳。
2020-09-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Detecting Detached Black Hole binaries through Photometric Variability
本研究探索利用明亮伴星通量的测光变化探测分离黑洞双星，通过双星星群合成和考虑Gaia与TESS的探测偏差，预测了可分辨的双星数量及多波段观测的交叉验证潜力。
2024-09-24 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Supergiant Fast X-ray Transients as transient sources in High Mass X-ray Binaries
超巨星快速X射线瞬变（SFXTs）是拥有蓝超巨星伴星的大质量X射线双星中X射线变化最极端的情况。这些硬X射线瞬变显示的动态范围可以跨越五个数量级，这主要归功于对银河平面的整体监测。这种强度变化与银河系致密天体（主要是中子星）通过一种物理机制的吸积有关，这种机制仍然知之甚少。我们对这些来源的理解的现状的审查和讨论。最后，我提出了最近的XMM牛顿SFXT IGRJ 16418 -4532的结果，提出它的变化行为是由于过渡吸积制度，纯风吸积和罗氏瓣溢出之间的中间。同样的机制可以解释其他具有窄轨道的“中间”SFXT的X射线活动。
2011-11-24 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
