Evolution of low mass close binary systems with a neutron star: its dependence with the initial neutron star mass
我们构造了一组二元演化序列的系统组成的一个正常的，太阳的成分，施主星连同一个中子星。我们考虑了各种质量的每颗恒星以及对应的系统，发展到超紧凑或毫秒脉冲星氦白矮星对的初始轨道周期。具体来说，我们选择了一组施主星质量为0.50，0.65，0.80，1.00，1.25，1.50，1.75，2.00，2.25，2.50，3.00和3.50太阳质量，而对于吸积中子星，我们认为初始质量值为0.8，1.0，1.2和1.4太阳质量。所考虑的初始轨道周期间隔为0.5至12天。结果表明，当系统的轨道周期和正常施主星的质量为固定初值时，系统的演化严重依赖于中子星的质量。在某些情况下，改变初始值的中子星质量，我们得到的演变配置，从超紧凑的广泛分离的对象。我们还分析了最终轨道周期与白矮星质量的关系。与先前的预期一致，我们的计算表明最终的轨道周期-白矮星质量关系对初始的中子星质量值相当不敏感。提出了一个新的基于我们自己计算的周期-质量关系，这是在很好的协议与文献中的周期-质量关系。由于考虑了初始中子星质量的一组值，这些模型可以为我们感兴趣的一些最佳观测双星系统找到不同的合理初始配置（供体和中子星质量和轨道周期间隔）。我们应用我们的计算来分析PSR J 0437 -4715的案例。
2012-03-15 astro-ph.SR
The evolution of low mass, close binary systems with a neutron star component: a detailed grid
在由一颗正常的施主星和一颗吸积的中子星组成的近距离双星系统中，吸积组分所吸收的物质数量到目前为止是一个真正的秘密。在文献中，有一些模型将围绕中子星的吸积盘与它接收的物质数量联系起来，但是没有模型将供体星损失的物质数量与落在中子星上的物质数量联系起来。在本文中，我们探讨了这些密切的双星系统的演化响应时，我们改变了中子星吸积的物质的量。我们考虑一个参数β，它代表了正常恒星所损失的物质中能被中子星吸积的部分。β在整个进化过程中被认为是恒定的。我们计算了一组模型的演化，考虑初始施主星质量（太阳单位）在0.5和3.50之间，初始轨道周期（天）在0.175和12之间，初始质量的中子星（太阳单位）为0.80，1.00，1.20和1.40和几个值的β。我们假设太阳丰度。这些系统演化成超紧凑或开放的双星系统，其中许多形成低质量的氦白矮星。我们提出了一个计算网格，并分析了这些结果是如何影响β值的变化。我们发现最终施主星质量对β的依赖性很弱。在大多数情况下，最后的轨道周期也是如此。最敏感的量是吸积中的中子星的最终质量。由于我们不知道任何系统的中子星的初始质量和自转速率，我们发现进行演化研究对确定β没有帮助。
2012-03-15 astro-ph.SR
High Mass X-ray Binaries in the NIR : Orbital solutions of two highly obscured systems
中子星的最大质量（NS）定义不明确。迄今为止，试图从理论上定义这个质量的尝试都没有成功。观测结果目前提供了缩小这一质量范围的唯一方法。闪烁X射线双星（XRB）脉冲星系统是唯一可以直接测量NS质量的相互作用双星系统。目前已知只有10个这样的系统存在，其中6个产生的NS质量范围为1.06 - 1.86 M $_{\odot}$。我们提出的第一个轨道解的两个进一步的食系统，OAO 1657-415和EXO 1722-363，其施主星最近才被确定。利用VLT/ISAAC近红外光谱仪获得的观测结果，我们最初的工作是提供两颗对应恒星的准确光谱分类，从而对OAO 1657-415的自旋周期演化机制做出一致的解释。通过计算径向速度，可以计算出这两个系统的轨道解。这是第一次精确测定的NS和对应的质量XRB脉冲星系统采用近红外光谱。
2010-10-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
High-Mass X-Ray Binaries with Be Donors as Ultraluminous X-Ray Sources
自2014年探测到来自超铝X射线源（ULX）的X射线脉冲以来，中子星一直被认为是其中心目标。然而，中子星如何能比爱丁顿光度更亮仍然不清楚，并且对于中子星的磁场和光束的程度也没有统一的看法。最近的观测表明，一些X射线脉动超巨星具有Be型施主，并且在Corbet图上它们与Be型高质量X射线双星（Be-HMXB）占据相同的区域，揭示了自旋与轨道周期的关系.这表明至少有一些ULX是Be-HMXB的特殊情况。在这项研究中，我们使用的质量吸积模型的框架下，Be-HMXB调查的条件下，中子星实现超越爱丁顿限制的质量吸积率，并成为可观察的ULXs。我们证明了如果中子星的磁场和Be盘的密度满足一定的条件，Be-HMXB可能成为ULX。我们还表明，虽然更强的磁场增加了中子星ULX的亮度与Be施主，其亮度不能超过爱丁顿极限的一个以上的${\approx} 50$的一个因素。最后，我们提出了一个方案，即一些正常的Be-HMXB可能会演变成ULX的捐助者演变成一个巨人。
2021-07-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
The spotty donor star in the X-ray transient Cen X-4
利用相位分辨高分辨UVES光谱技术，我们精确地测量了中子星X射线瞬变Cen X-4的基本系统参数。我们首先确定的径向速度曲线的二级星，然后使用X射线二元模型的相位分辨吸收线轮廓的形状建模。该模型计算精确的旋转加宽的相位分辨光谱，并不依赖于旋转配置文件，limb-darkening系数和污染的影响，从吸积盘的假设。我们确定了二次星与中子星的质量比为0.1755+/-0.0025，这比以前的估计要精确一个数量级。我们还将倾角限制为32（+8; -2）度，将这些值与径向速度研究的结果相结合，得到中子星的质量为1.94（+0.37; -0.85）Msun，与以前的估计一致。最后，我们进行了第一次罗氏层析重建的二级恒星的X射线二。断层图像揭示了表面的不均匀性，这是由于冷星斑的存在。一个大的冷极点，类似于在快速旋转的孤立恒星的多普勒图像中看到的是存在于北半球的K7二级恒星，我们估计，约4%的总表面积的捐助者的恒星被覆盖的斑点。这些证据支持了磁制动在低质量X射线双星演化中起重要作用的观点。
2014-02-07 astro-ph.SR
Common-Envelope Episodes that lead to Double Neutron Star formation
近距离的双中子星被观测为银河系的射电双星，而它们的合并则被探测为伽马射线暴和引力波源。在双中子星形成之前，它们在演化过程中至少经历了一次共包层事件。在过去的几十年里，人们做出了许多努力来了解共同包络相位的细节，但其计算建模仍然具有挑战性。我们提出并讨论了捐助者和二进制的性质，在发病的罗奇叶溢出，导致这些共同的信封情节快速二进制人口合成模型预测。这些属性可以用作初始条件的详细模拟的共同包络相。有三个独特的人口，分类的捐助者的进化阶段的时刻开始的罗奇叶溢出：巨大的捐助者与完全对流信封，冷捐助者与部分对流信封，热捐助者与辐射信封。我们还估计，标准的假设，潮汐不会循环这些系统的一大部分，由罗奇瓣溢出的发病。这使得研究和理解偏心传质系统的双中子星人口有关。
2020-07-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Stellar wind accretion and accretion disk formation: applications to neutron star high mass X-ray binaries
最近的X射线观测揭示了高质量X射线双星的复杂性和多样性。这种多样性挑战了对致密物体吸积过程的经典理解。在这项研究中，我们加强了传统的概念，风馈吸积到中子星的性质考虑的几何效应的辐射加速风，并重新评估输送角动量通过使用一个简单的风模型。我们的结果表明，即使在由星风供给的OB型HMXB中，如果双星分离足够紧密和/或星风缓慢，由于星风的不均匀性，大量的角动量也可以被输送形成吸积盘.我们将我们的模型应用到实际的系统，如LMC X-4和OAO 1657-415，并讨论在这些系统中形成盘的可能性。
2019-03-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Shedding far-ultraviolet light on the donor star and evolutionary state of the neutron-star LMXB Swift J1858.6-0814
本研究通过远紫外光谱等观测，分析了暂现中子星低质量X射线双星Swift J1858的供体星性质，约束了其演化路径与质量参数，明确了其可能的演化结局。
2023-10-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Spin evolution of neutron stars in wind-fed high mass X-ray binaries
OB型高质量X射线双星（HMXB）观测到的X射线脉冲周期一般大于100秒。认为中子星的强磁场与风物质的相互作用能产生如此长的脉冲周期。在这项研究中，我们遵循的自旋演化NS，考虑到之间的相互作用的磁场和风的物质。在这条线上，作为新的挑战，我们解决了中子星的磁场的演化的同时，我们还专注于风的施主属性的影响。结果得到了中子星在出生后处于喷射阶段一段时间，然后快速自旋下降，成为准平衡，并逐渐自旋上升的演化轨迹。这种演化与以前的研究相似，但我们发现其主导物理学取决于施主风的速度。当风速较大时，由于磁抑制作用，发生自旋下降，而在风速较小时，经典的螺旋桨效应和沉降的吸积壳会导致快速自旋下降。由于施主星的风速可能依赖于辐照的X射线亮度，因此风馈HMXB中中子星的自旋演化轨迹可能比我们想象的要复杂得多。
2020-08-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evolutionary paths of binaries with a neutron star. I. The case of SAX J1808.4-3658
本文模拟了低质量X射线双星SAXJ1808.4 -3658的演化状态，从周期为$\sim$ 6.6 hr开始，通过质量转移跟踪其可能的祖先系统的演化，包括通过磁制动和引力辐射的角动量损失。它还考虑了X射线辐射和脉冲星的自旋亮度对施主的照明效应。该系统经历质量传递阶段和分离阶段，在此期间，只有旋转动力脉冲星照射供体。我们表明，脉冲星照射是一个必要的成分，以达到SAXJ1808.4 -3658轨道周期时，施主质量减少到0.04 - 0.06 M $_\odot$。我们还表明，模型再现系统的重要属性，包括轨道周期导数，这是直接联系到通过传质周期的演变。此外，我们发现，辐射对施主的内部结构的影响是不可忽略的，导致伴星是不完全对流的质量观测系统的值，并显着改变其长期的演变，作为磁制动保持活跃沿整个演变。
2018-06-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the Formation of Ultraluminous X-ray Sources with Neutron Star Accretors: the Case of M82 X-2
最近在超亮X射线源M82 X-2中发现了一个中子星吸积体，这对我们理解高质量X射线双星的形成和演化提出了挑战。然而，通过结合二进制人口合成和详细的传质模型，我们表明，M82 X-2的二进制参数并不令人惊讶的非保守传质是允许的。具体来说，M82 X-2的施主质量下限和轨道周期都接近星族合成模型预测的最可能值，像M82 X-2这样的星系应该存在于大约13%的星系中，其恒星形成历史与M82相似。我们的结论是，形成M82 X-2的双星系统的年龄很可能小于5000万年，并且包含一颗初始质量约为8-10 M $_\odot$的供体星，而NS的祖先星的初始质量在$8-25\,\rm M_{\odot}$范围内。这颗施主星目前仍然位于主序星上，并且能够在热时间尺度上持续MT，而在超亮X射线区域，长达40万年。
2015-03-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Space-Based Photometry Of Binary Stars: From Voyager To TESS
双星是恒星物理学的重要实验室，从1968年发射的第一台轨道望远镜（OAO-2）开始，双星就一直是太空任务的测光目标。这篇评论追溯了观测到的双星和从早期的紫外线飞行任务（OAO-2，Voyager，ANS，IUE），经过多样化时期（Hipparcos，WIRE，MOST，BRITE）到当前的大型行星凌日调查时代（CoRoT，Kepler，TESS）获得的科学结果。在这段时间里，观测到了分离的、半分离的和接触的双星，包括矮星、次巨星、巨星、超巨星、白矮星、行星、中子星和吸积盘。最近的任务已经发现了各种各样的天体，如食双星中的脉动星、多食星、心跳星和拥有凌日行星的双星。特别注意的是食双星，因为它们是惊人的有用，和美国宇航局过境系外行星调查卫星（TESS），因为其巨大的天空覆盖范围使广泛的科学调查前所未有的容易。这些结果被放置到背景下，未来的任务进行了讨论，并提出了一个重要的科学目标的列表。
2021-10-07 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Preliminary determinations of the masses of the neutron star and mass donor in the High Mass X-ray Binary system EXO 1722-363
我们的目的是测量与高质量X射线脉冲双星EXO 1722 -363发生食时的超巨星伴星的径向速度曲线，从而确定其组成部分的恒星质量。我们使用了一组档案K $_{\rm s}$波段红外光谱的对应EXO 1722 -363获得使用ISAAC的VLT，并互相关，以测量径向速度的恒星。由此产生的径向速度曲线的半振幅为$24.5 \pm 5.0$ km s $^{-1}$。当结合系统的其他测量参数时，这产生的质量范围为1.5 $\pm$ 0.4 - 1.6 $\pm$ 0.4 M $_{\odot}$（对于中子星）和13.6 $\pm$ 1.6 - 15.2 $\pm$ 1.9 M $_{\odot}$（对于B 0 - 1 Ia超巨星伴星）。这些下限和上限分别是在假设系统从侧面观察（i = 90 $^\circ$）和超巨星充满罗氏瓣（$β= 1$）的情况下得到的。系统倾角被限制为$i>75^{\circ}$，超巨星的罗氏瓣填充因子为$β>0.9$。此外，我们能够进一步限制我们的距离确定为7.1 $\le$ d $\le$ 7.9 kpc的EXO 1722 -363。该距离范围的X射线光度为4.7 $\times$ 10 $^{35}$ $\le$ L $_{\rm X}$ $\le$ 9.2 $\times$ 10 $^{36}$ erg s $^{-1}$。EXO 1722 -363因此成为…
2009-11-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
The nature of the X-ray pulsar in M31: an intermediate mass X-ray binary?
最近首次报道了M31中一颗吸积中子星的自旋周期。观测到的自旋周期为1.2秒，由于轨道运动，它显示出1.27 d的调制。从轨道信息来看，质量供体不可能是一颗巨大的质量恒星。另一方面，对于典型的低质量X射线双星，观测到的性质是相当奇怪的。在这项研究中，我们比较了观测到的双星参数与理论模型给出的恒星演化轨道，并作出限制的施主可能的质量范围。根据标准的恒星演化模型，施主星应该大于1.5太阳质量，这表明该系统是一个罕见的中等质量X射线双星的新成员。该系统中由自旋上/下趋势所暗示的中子星的磁场强度支持了中间质量施主的可能性。
2016-08-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Mass distribution of neutron stars in binary systems
School of Physical Science and Technology, Xinjiang University（新疆大学物理科学与技术学院）；Xinjiang Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院新疆天文台）；Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）
通过超爱丁顿吸积模型和星族合成方法，研究了中子星的质量增长，成功解释了其质量分布的双峰特征。
2026-05-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Identifying the formation mechanism of redback pulsars
我们分析了包含一颗中子星的密近双星系统的演化过程，这种演化导致了红背双星的形成。最近有一些关于这种系统的起源和红券的形成机制的争论可能仍然被认为是一个悬而未决的问题。我们表明，强蒸发机制的操作，从施主星成为完全对流的时刻开始（或者从吸积诱导坍缩形成中子星开始），产生施主质量和轨道周期在对应于施主明显小于其罗氏瓣的红背范围内的系统，即，它们具有低填充因子（低于$0.75$）。假设辐射反馈的发生，可以建立红背散射模型。他们已被证明在他们达到供体质量和轨道周期对应的redbacks的时代，并保持在准罗氏瓣溢出条件与{ \it高}填充因子进行循环传质。我们表明，如果辐射反馈发生和无线电喷射抑制进一步吸积到中子星后的第一个质量转移周期，redback系统功能{ \it高}填充因子。我们建议，填充因子应被视为一个有用的工具，用于区分这些红背形成机制。我们比较理论结果与现有的观测，并得出结论，观测往往有利于模型具有高填充因子。
2020-02-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
The origin of pulsating ultra-luminous X-ray sources: Low- and intermediate-mass X-ray binaries containing neutron star accretors
超亮X射线源（ULX）是指那些远离宿主星系中心的X射线源，其亮度超过恒星质量黑洞（$L_X>10^{39}\;{\rm erg\,s}^{-1}$）的爱丁顿极限。在其中一些天体（如M82~X-2）中发现的X射线脉动表明，ULX星群中的某一部分可能有一个中子星吸积体。我们提出了系统的低质量和中等质量的X射线二进制文件（LMXB和IMXB，施主星质量范围$0.92$ - $8.0$ ~M $_{\odot}$和中子星吸积物）的建模，以解释ULX的这个子群的形成。使用MESA，我们探讨了允许的初始参数空间的二元系统组成的一个中子星和一个低或中等质量的施主星，可以解释所观察到的ULXs的属性。我们的模拟考虑到光束效应，恒星旋转，一般的角动量损失，并详细和自洽的计算质量传递速率。我们研究的条件，导致这些系统的动力学稳定性，这强烈依赖于响应的施主星的质量损失。采用两种初始中子星质量（$1.3$ ~M $_{\odot}$和$2.0$ ~M $_{\odot}$），给出了两套质量传递计算网格。我们发现，LMXB/IMXB可以产生NS-ULX与典型的时间平均各向同性等效X射线光度的$10^{39}$-$10^{41}\;{\rm erg\,s}^{-1}$的时间尺度上的$\sim\!1.0\;{\rm Myr}$的较低的光度。我们还估计了它们被探测到的可能性，捐助者留下的白矮星残余物的类型，以及中…
2020-08-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Detection of the optical counterpart of the transient ULX NGC300 ULX-1: a nascent black hole - neutron star binary?
本研究通过最新X射线和十年光学观测，发现瞬变ULX NGC300 ULX-1已停止超爱丁顿吸积，其光学对应体显著变暗，并探讨供体星可能无声坍缩为黑洞的结论。
2025-03-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
MAXI J1957+032: an accreting neutron star possibly in a triple system
我提出了银河系X射线瞬态源MAXI J1957 $+$ 032的光学特性。该系统每隔几百天以$\gtrsim10^{4}$的倍数耀斑，每次耀斑持续$\sim5$天。我确定它的静止对应物是一颗晚K/早M矮星，距离为$5\pm2$ kpc。这意味着系统的峰值$0.5-10$ keV光度为$10^{36.4\pm0.4}$ erg s $^{-1}$。正如Mata Sanchez等人所发现的，MAXI J1957 $+$ 032的爆发性质与吸积毫秒双星样品最为一致。然而，低推断吸积率，并缺乏证据的富氢吸积流，是很难调和与晚K/早M矮星对应的质量供体。相反，观测结果最好是由一个低质量的氢-和可能的氦-贫质量供体，如碳-氧白矮星，形成一个紧密相互作用的双星与中子星。观测到的主序星对应物可能会在一个围绕内双星的宽轨道上。
2017-10-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Binary evolution leading to the formation of the very massive neutron star in the J0740+6620 binary system
我们研究了近距离双星系统的演化，以解释最近观测到的包含有史以来最大质量的毫秒脉冲星PSR J0740+6620及其超冷氦白矮星伴星的双星系统的存在。为了找到这个天体的祖先，我们用我们的恒星程序计算了由一颗中子星和一颗正常施主星组成的几个双星系统的演化。我们假设质量传递是保守的。我们还探讨了辐射反馈对系统的影响。我们发现辐照模型也为毫秒脉冲星及其伴星提供了足够的模型，因此辐照和非辐照系统都是PSR J0740+6620的良好祖星。最后，我们得到了一个双星系统，演变和帐户的观测数据组成的PSR J 0740 +6620（即轨道周期，质量，有效温度和推断的金属丰度的同伴，和质量的中子星）在一个时间尺度小于宇宙的年龄。为了达到观测到的低有效温度，施主星应该有观测所需的氦包层。
2020-05-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the formation of neutron stars via accretion-induced collapse in binaries
我们研究了相互作用双星中氧氖白矮星的坍缩导致中子星形成的演化途径。我们考虑了（1）非动力学质量转移，其中一个ONe WD接近于导致吸积诱导坍缩（AIC）的Ekrasekhar质量;（2）动力学时标合并诱导坍缩（MIC），其中一个ONe WD和另一个WD之间。我们提出了两种不同的治疗常见的信封演变率，延迟时间和祖属性。我们发现，AIC中子星是通过许多不同的通道形成的，最主要的通道取决于所采用的共同包络物理。大多数AIC和MIC中子星在恒星形成后不久就诞生了，尽管有些中子星的延迟时间超过10 Gyr。延迟时间最短的（2500 - 5000万年）AIC中子星有剥离的包层，紧凑，氦燃烧的恒星捐助者，虽然许多提示AIC中子星通过风吸积从渐近巨星分支星形成。延迟时间最长的AIC中子星是球状星团中年轻的毫秒双星，在NS形成时有一颗红巨星或主序星施主，最终将演化为NS +氦WD双星。我们讨论了AIC和MIC双星作为LISA潜在的引力波源。通过AIC产生的中子星经历LMXB阶段，为LISA可以识别的最短轨道周期源提供电磁对应物。双星中相互作用的WDs形成中子星可能是球状星团中LIGO/Virgo引力波源（NS-NS和BH-NS合并）产生的关键机制。
2019-01-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evolution of AM CVn binaries with WD donors
CO+He WD双星的质量传递的演化和稳定性还没有得到很好的理解。在观测上，它们可能以AM CVn双星的形式出现，并且是重要的引力波（GW）发射体。本文利用详细的恒星演化程序MESA模拟了吸积体质量为$0.50 - 1.30\;M_{\odot}$、施主质量为$0.17\; - 0.45\;M_{\odot}$的双WD双星的演化。我们发现，具有相同的施主质量，但不同的吸积体质量的双星的演化是非常相似的，具有相同的吸积体质量，但较大的He施主质量的双星有较大的最大质量转移率和较小的最小轨道周期。我们还证明了来自AMCVn双星的GW信号可以被星载GW观测站（如LISA、天琴）探测到。在传质阶段，施主质量与引力波频率之间存在线性关系。在我们的计算中，所有的双星可以有动态稳定的质量传递，这是非常不同于以往的研究。对于给定的吸积体WD质量，Eddington限制质量转移的阈值施主质量低于以前的研究。假设当质量传递速率超过He的最大稳定燃速时，二元体可以进入公共包线，我们提出了一个新的双WDs质量传递存活判据，该判据低于Eddington极限。最后，我们发现，在我们的计算中，一些系统只有一个WDs可能演变成分离的双星组成的中子星（NS）和极低质量的He WDs和进一步的超紧凑X射线双星。
2022-07-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
IGR J19308+0530: Roche lobe overflow on to a compact object from a donor 1.8 times as massive
我们提出的相位分辨光谱学和测光的光学对应的X射线双星IGR J19308+0530。光变曲线中的椭球调制表明系统中的F-型伴星是Roche瓣填充的。光谱主要由施主恒星的吸收特征决定，其中约10- 20%的圆盘贡献了光学连续谱。我们测量到它的轨道周期为14.662 ± 0.001 h，伴星的径向速度半振幅为K2 = 91.4 ± 1.4 kms-1，旋转展宽为vsini = 108.9 ± 0.6 kms-1。根据K2和vsini，假设施主星充满了它的洛希瓣，我们得出质量比q = M2/M1=1.78+-0.04，这通常被认为对于稳定的洛希瓣溢出来说太大了。我们的观测结果支持大约50度的倾角。IGR J19308+0530中的吸积体最有可能是一颗白矮星，但也不能完全排除是一颗中子星。
2013-01-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Detecting the intrinsic X-ray emission from the O-type donor star and the residual accretion in a Supergiant Fast X-ray Transient during its faintest state
我们报告了2020年6月对超巨星快速X射线瞬变（SFXT）IGR J 08408 -4503进行的XMM-牛顿观测的结果。该源由一个围绕O 8.5Ib-II（f）p星LM Vel运行的致密天体（可能是一颗中子星）组成。X射线光变曲线显示出非常低的发射水平，被单个微弱的耀斑打断。对耀斑期间和平静期间测得的光谱进行了分析。静态显示连续谱以及去卷积到三个光谱模型：两个组件是从碰撞电离等离子体（与温度kT 1 =0.24千电子伏和kT 2 =0.76千电子伏），连同幂律模型（光子指数为2.55），占主导地位的2千电子伏以上。在这个最低水平发射的X射线通量为3.2 $\times10^{-13}$ erg/cm 2/s（0.5-10 keV，校正星际吸收），这意味着X射线光度为1.85 $\times10^{32}$ erg/s（2.2 kpc）。两个温度的碰撞电离等离子体是固有的施主恒星的恒星风，而幂律可以解释为由于剩余的，低层次的吸积到紧凑的对象的排放。在最低状态下，仅由幂律分量贡献的X射线光度为（4.8 $\pm{1.4})\times10^{31}$ erg/s，这是从SFXT中的致密物体检测到的最低静态光度。由于XMM-牛顿捕捉到了这种非常微弱的X射线状态，施主恒星LM Vel风中的X射线发射可以首次得到很好的证实和详细的研究，以及对致密物体的非常低的吸积。IGR J 08408 …
2021-06-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nuclear timescale mass transfer in models of supergiant and ultra-luminous X-ray binaries
我们调查如何接近超巨星捐助星的爱丁顿极限，和他们的先进的演化阶段，可能会影响大规模和超亮X射线双星与超巨星捐助星（SGXB和ULXs）的演变。我们构建了具有不同内部氢/氦梯度和不同富氢包层质量的大质量恒星模型，并将其暴露于缓慢的质量损失中以探测恒星半径的响应。此外，我们计算了相应的罗氏瓣溢出的质量传输的演化与我们详细的二进制恒星演化代码，近似的紧凑的对象作为点质量。我们发现，氢/氦梯度在表面下的层，因为它可能是存在于观察SGBX的良好研究的捐助者的恒星，可以使核时间尺度的质量转移在SGXB与BH或NS吸积，即使质量比超过20。在我们的双星演化模型中，施主星迅速减小它们的热平衡半径，因此可以应付高质量比所带来的不可避免的强烈轨道收缩。我们的研究结果为理解大量的银河SGXB以及它们在SMC中几乎完全不存在开辟了一个新的视角。它们也可能提供一种方法来获得更多的ULX系统，甚至在中子星吸积器的ULX系统中找到核时标质量转移，并揭示这些中子星中强B场的起源。
2019-03-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Subaru and Gemini Observations of SS 433: New Constraint on the Mass of the Compact Object
我们目前的光谱观测结果的质量施主星在SS 433与斯巴鲁和双子座，目的是最好地约束紧凑的对象的质量。Subaru/FOCAS在2007年10月6-8日和10日进行了观测，覆盖轨道相位φ =0.96-0.26。我们首先计算了这些光谱与参考星HD 9233在4740-4840埃波长范围内的交叉关联函数。选择该区域以避免伴随污染发射分量的“强”吸收线。Hillwig & Gies（2008）将相同的分析应用于在phi=0.84-0.30时采集的Gemini/GMOS存档数据。根据Subaru和Gemini CCF的观测结果，施主星径向速度曲线的振幅为58.3+/-3.8 km s-1，系统速度为59.2+/-2.5 km s-1。结合致密天体的径向速度曲线，我们得到施主星和致密天体的质量分别为M_O=12.4+/-1.9 M_sun和M_X=4.3+/-0.6 M_sun。然而，我们的结论是，这些值应被视为上限。通过对斯巴鲁观测到的强线和弱线的平均吸收线轮廓的分析，我们发现了致密天体加热效应的证据。使用一个简单的模型，我们发现，真正的径向速度振幅的施主星可以低至40+/-5公里s-1，以产生所观察到的吸收线的轮廓。考虑到施主星的加热作用，导出的质量可降低到M_O=10.4 + 2.3/-1.9 M_sun和M_X=2.5 + 0.7/-0.6 M_sun。我们的最终约束，1.9 M_su…
2009-12-15 astro-ph.SR
Formation of millisecond pulsars with CO white dwarf companions - I. PSR J1614-2230: Evidence for a neutron star born massive
最近发现的一颗2兆太阳的毫秒脉冲双星（Demorest et al. 2010）不仅对高密度核物质的状态方程有重要影响，而且提出了一个有趣的问题，即中子星PSR J1614-2230是否生来就有质量。这个答案对于理解核心坍缩超新星中中子星的形成至关重要。此外，这个系统提出了关于祖先双星的性质以及它在质量交换X射线阶段如何演变的有趣问题。在本文中，我们讨论了PSR J1614-2230的祖先进化。我们已经进行了详细的恒星演化建模的中等质量的X射线双星经历的情况下A Roche瓣溢出（RLO）和应用的分析参数化计算的结果，无论是一个共同的信封演变或高度超爱丁顿各向同性再发射模式。我们发现PSR J1614-2230系统的形成有两种可能性：一种可能是它包含一颗2.2-2.6 M太阳的巨施主星，并通过一个共同的包层和旋入相演化而来;另一种可能是它起源于一颗4.0-5.0 M太阳的主序施主星的密近双星系统，并通过事例A RLO演化而来。我们的结论是，中子星出生时的质量必须分别为~1.95 M_sun或1.7+-0.15 M_sun，这大大超过了以前发现的射电脉冲星系统中的中子星出生质量。根据恒星演化和爆炸模型对中子星诞生质量的估计，我们认为PSR J 1614 -2230的起源星可能大于20 M太阳。
2011-06-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Effect of Donor Star Rejuvenation on Common Envelope Evolution
本研究通过三维流体动力学模拟，发现供体星再 rejuvenation 使公共包层演化内旋时间减半，未绑定质量减少20%-40%，并导致更不对称的抛射物。
2024-07-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Galactic Ultracompact X-ray Binaries: Disk Stability and Evolution
我们研究了超紧凑X射线双星（UCXB）的质量传递速率和磁盘稳定性条件，使用经验时间平均X射线光度从文件I（Cartwright等。2013）和汇编的信息从文献中。大多数UCXB与白矮星供体的进化轨迹一致。三个轨道周期超过40分钟的UCXB的质量转移速率超过10^{-10} Msun/年，与白矮星的供体轨道不一致。我们表明，如果氦星捐助者可以保持其初始的高熵，他们可以解释观察到的质量传递速率这些UCXB。几个UCXB表现出持续的光度明显低于磁盘不稳定性极限照射的He吸积盘。我们指出，一个主要的C和/或O盘（如观察到的光谱中的几个）降低磁盘的不稳定性限制，解释这种分歧。2S 0918-549的轨道周期和较低的时间平均质量转移率提供了证据，证明它是一颗低熵的C/O白矮星，这与光谱相一致。我们结合现有的信息来限制4U 1916-053（0.064+-0.010 Msun）和4U 1626-67（1.4 Msun中子星<0.036 Msun）中施主的质量。我们发现，4U 1626-67确实是持久的，而不是经历一个短暂的爆发，离开他的明星模型作为最好的解释捐助者。
2013-03-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
A massive AGB donor in Scutum X-1: Identification of the first Mira variable in an X-ray binary
共生的X射线双星Sct X-1被认为是第一颗从红超巨星伴星吸积而来的中子星。尽管已知近50年，但仍然缺乏供体的详细表征，特别是由于朝向源极高的变红（$A_V\gtrsim25$ mag）。在这里，我们提出i）改进本地化的对应使用盖亚和钱德拉观测，ii）第一个宽带红外光谱（$\approx1-5\,μ$ m; $R\approx 2000$）获得的SpeX的美国宇航局红外望远镜设施和iii）$J$波段光曲线从帕洛玛加蒂尼-IR调查。红外光谱的特征在于：i）深吸水特征（H $_2$ O指数$\approx 40$ %），ii）强TiO、VO和CO特征，和iii）弱/不存在CN线。我们发现这些特征与已知的红超巨星不一致，但建议M8-9 III型富O的Mira施主星。我们报告发现的大振幅（$ΔJ\approx3.5$ MAG）周期光度变化表明脉冲周期为$621\pm36\,{\rm(systematic)}\pm8\,{\rm(statistical)}$天，我们用它来限制捐助者是一个相对明亮的米拉（$M_K=-8.6\pm0.3$ MAG）在$3.6^{+0.8}_{-0.7}$千秒差距的距离。将这些特征与最近的模型进行比较，我们发现供体与年龄为$\approx 0.1-0.3$ Gyr的$\approx 3-5$ M $_\odot$恒星一致。总之，我们表明，Sct X-1以前被错误地…
2022-03-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Modeling High Mass X-ray Binaries to Double Neutron Stars through Common Envelope Evolution
该研究模拟含高质量供体星与中子星的宽双星CE演化，考虑不同抛射效率，发现其可能进入CEDP阶段，还探讨双中子星形成等，对理解相关天体物理过程有重要意义。
2024-12-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
A TESS search for donor-star pulsations in High-Mass X-ray Binaries
对大质量X射线双星（HMXB）的地面光学光度测量显示，在~0.3-0.5 d的时间尺度上存在周期性调制。最近对OB和Be星的Corot和TESS太空观测表明，由p和g模式引起的脉动在早期类型的恒星中很常见。因此，我们进行了系统的搜索，在光学对应的23 HMXB（主要是中子星系统，但包括一个黑洞，天鹅座X-1）使用TESS数据主要在2分钟的节奏模式的变化。在四个系统中去除轨道周期调制后，我们发现所有23个源都显示出周期短于~1 d的准周期变化的证据。我们比较了它们的功率谱与其他OB和Be型星的观测。在两个系统中，V725 Tau和HD 249179（可能不是HMXB），我们发现了爆发的证据，前者与X射线耀斑同时发生。我们搜索在爆发持续时间的功率谱的变化，并将它们与其他Be系统中看到的爆发进行比较。
2022-08-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
The formation of the eccentric-orbit millisecond pulsar J1903+0327 and the origin of single millisecond pulsars
毫秒脉冲星J1903+0327伴随着一颗普通的G矮星，它的轨道异常宽（$P_{\rm orb} \simeq 95.2$ \，天）和偏心（$e \simeq 0.44$）。产生MSPs的标准模型无法解释这颗非凡双星的轨道特征，而其他的双星模型也无法解释观测数据。我们提出了一个三星模型生产MSP在相对较宽的偏心双星与正常（主序星）恒星伴侣。我们从一个稳定的三重系统开始，它由一个轨道周期至少为1天的低质量X射线双星（LMXB）组成，伴随着一个G矮星，它的轨道很宽，可能是偏心的。初始条件的变化自然为食软X射线瞬变4U~2129+47或激变变星EC 19314-5915中的三重分量提供了满意的解释。然而，对J1903最好的解释是，LMXB的轨道膨胀，由演化中的施主星到它的中子星的质量转移驱动，这导致三重星系最终变得动态不稳定。使用数值计算，我们表明，根据精确的系统配置的时刻，三重变得动态不稳定，弹射的三个组件中的每一个是可能的。如果LMXB的施主星被抛出，就会形成一个类似于J1903的系统。如果中子星被抛出，就会产生一个MSP。因此，这个模型也提供了一个简单的机制，形成单一的MSP在银河系的磁盘。我们的结论是，银河系包含约30- 300双星的特性类似于J1903，和大约一个数量级少的单毫秒双星与建议的三重方案产生。
2011-03-11 astro-ph.SR
Evolutionary Links: From Gaia Neutron Star Binaries to Pulsar White Dwarf Endpoints
本文利用POSYDON和MESA模拟Gaia中子星双星的起源与归宿，对比偏心与圆化质量转移路径，揭示其仅经历稳定转移并最终演化为轻度再循环的宽轨道中子星-白矮星双星。
2025-10-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Population synthesis of Thorne-Żytkow objects: Rejuvenated donors and unexplored progenitors in the common envelope formation channel
本文利用 COMPAS 种群合成研究大质量恒星与中子星公共包层演化形成 Thorne-Żytkow 天体的前身性质，发现约 92% 前身经历过物质转移并 rejuvenated，并估计银河系现存约 5±1 个 TŻO。
2024-11-13 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Evidence for a magnetic neutron star in high mass X-ray binary 4U 2206+54 with INTEGRAL/IBIS observations
硬X射线源4U 2206+54是一个特殊的高质量X射线双星，其主序星为施主星。最近的X射线观测表明，4U 2206+54中的致密天体可能是一颗中子星。X射线发射来自于大质量施主星的星风吸积，光度的变化可能是由于其轨道相位的变化。为了进一步揭示致密天体的性质，我们用INTEGRAL/IBIS观测系统对4U 2206+54进行了两年的研究，发现4U 2206+54在大部分时间里都是处于静止状态，有时也会处于活动状态。在静止状态下，光谱可以通过具有$\sim 5\times 10^{34}$ erg s $^{-1}$（20- 100 keV）的硬X射线光度的$Γ\sim 2.1$的幂律模型来拟合。当处于激活态时，20- 100 keV硬X射线的亮度达到$\sim 2\times 10^{35}$ erg s $^{-1}$，光谱符合$kT\sim 43$ keV的热韧致辐射模型，以及$\sim$ 30和60 keV的两条回旋吸收线。然后我们推导出4U 2206+54中致密天体的磁场为3.3 $\times 10^{12}$ G。在活动态，我们发现4U 2206+54的光变曲线中有一个PDMATHAMR 5400 s的脉动周期。因此，4U 2206+54中的致密天体应该是一颗缓慢脉动的磁性中子星。探测到的回旋吸收线表明，两种吸积状态可能存在不同的硬X射线发射区域：活动状态下的中子星表面;…
2009-06-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
The stellar and wind parameters of six prototypical HMXBs and their evolutionary status
高质量X射线双星（HMXB）是特殊的天体物理实验室，提供了一个难得的一瞥，以物理过程，管理吸积紧凑的物体，恒星风，和恒星演化。在HMXB的一个子集中，致密天体仅从大质量施主恒星的风中吸积物质。根据它们的X射线特性，这些所谓的风馈HMXB被分为持久HMXB和超巨星快速X射线瞬变（SFXTs）。虽然有人认为这种二分法取决于恒星风的特性，但对它们的研究很少。通过这项调查，我们的目标是纠正这种情况，通过系统地分析施主恒星的风馈HMXB的紫外线可观察到的，集中在那些与中子星（NS）的同伴。我们获得了所有目标的Swift X射线数据，HST UV光谱和其他光谱。我们的多波长的方法使我们能够提供恒星和风参数的六个捐助者的恒星（四个风馈系统和两个OBe X射线双星）。风的性质是符合线驱动风理论的预测。其中三颗捐赠恒星处于高级演化阶段，而对于一些恒星，丰度模式表明加工过的物质可能已经被吸积。当它在狭窄的轨道上经过NS时，施主星风还没有达到它的终极速度，但它仍然明显较慢;它的速度与NS伴星的轨道速度相当。有两种类型的风馈HMXB（持久与瞬态）相对于捐助星之间没有系统的差异。对于我们样本中的SFXTs，轨道偏心率对其瞬态X射线性质具有决定性作用。根据这些天体的轨道参数和施主星的进一步演化，推测这些HMXB在未来可能形成Thorne-playytkow天体。
2020-01-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Discovery of a red supergiant donor star in SN2010da/NGC 300 ULX-1
SN 2010 da/NGC 300 ULX-1于2010年5月首次被发现为超新星冒名顶替者，最近被发现是一个脉动超亮X射线源。在这封信中，我们介绍了2018年10月获得的该源的VLT/X-shooter光谱，覆盖波长范围为350-2300 nm。$J$ -和$H$ -波段清楚地显示了一颗红超巨星施主星的存在，它与具有$T_{\rm eff} = 3650 - 3900$ K和$\log(L_{\rm bol}/L_{\odot}) = 4.25\pm0.10$的MARCS恒星大气最匹配，这产生了恒星半径$R = 310 \pm 70 R_{\odot}$。为了拟合完整的光谱，需要两个额外的分量：一个蓝色的过量，可以用热黑体拟合，（T $\gtrsim 20,000$ K）或幂律（光谱指数$α\approx 4$），很可能是由于X射线发射再处理的外吸积盘或施主星;和红色过剩，这是很好地拟合了一个黑体的温度为$\sim 1100$ K，并可能是由于在SN 2010 da附近的温暖的尘埃。在这个系统中存在一颗红超巨星意味着轨道周期至少为0.8-2.1年，假设洛希瓣溢出。由于施主天体与致密天体的质量比很大，红超巨星径向速度的轨道调制可能无法检测到。然而，中子星的径向速度幅度足够大（高达40-60 km s $^{-1}$），可能在未来被测量，除非系统被认为是在一个非常不利的倾斜。
2019-09-05 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Discovery of two eclipsing X-ray binaries in M51
我们在M1，51中发现了两个发光的（且高度可变的）X射线源的食和陷。一个（CXOM 51 J132943.3 $+$ 471135）是超铝超软源，具有在约0.1keV的温度下的热谱和约$10^4$ km的特征黑体半径。另一个（CXOM 51 J132946.1 $+$ 471042）具有额外的热等离子体发射的双组分光谱;它在2005年和2012年爆发期间接近$10^{39}$ erg s $^{-1}$的X射线光度。根据一系列{ \it Chandra}观测中三次日食的时间，我们确定了CXOM 51 J132946.1 $+$ 471042的双星周期（$52.75 \pm 0.63$ hr）和日食分数（$22\% \pm 0.1\%$）。我们还确定了档案{ \it哈勃太空望远镜}图像中的蓝色光学对应物，与大质量施主星（质量为$\sim$ 20- 35 $M_{\odot}$）一致。通过结合X射线光变曲线参数和施主星的光学约束，我们证明了系统中的质量比必须是$M_2/M_1 \gtrsim ~18$，因此致密天体很可能是中子星（在爆发时超过其爱丁顿极限）。我们的结果的一般意义是，我们说明了一种方法（适用于高倾角源）识别发光中子星X射线双星，在没有X射线脉动或相位分辨光谱。最后，我们讨论了不同的X射线光谱外观预期从超爱丁顿中子星和黑洞在高视角。
2018-04-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Coupling hydrodynamics with comoving frame radiative transfer: II. Stellar wind stratification in the high-mass X-ray binary Vela X-1
船帆座X-1是一个原型的高质量X射线双星（HMXB），在一颗早期B超巨星施主星的近轨道上有一颗中子星（NS）。施主星的风在NS上的吸积为其强大的X射线亮度提供了动力。要理解HMXB的物理学，需要对施主星风有详细的了解。目标：为了获得一个真实的图片的施主星船帆座X-1，我们构建了一个流体动力学一致的大气模型描述风层结，同时适当地再现观测到的施主光谱。为了研究X射线照明如何影响恒星风，我们计算了不同X射线光度制度的其他模型。方法：采用正交设计法我们使用最近更新的版本的PoWR代码一致地解决流体动力学方程与统计方程和辐射转移。结果：船帆座X-1内的风是由多种元素的离子驱动的，其中Fe III和S III在外部风中占主导地位。模型预测的质量损失率与早期的经验研究一致。质量损失率几乎不受风中存在的吸积NS的影响。确认终端风速为$v_\infty \approx 600$ km/s。另一方面，NS所处的内部区域中的风速仅为$\approx 100$ km/s，这在标准$β$速度定律的基础上是不期望的。在X射线水平增强的模型中，外部风的速度场可以改变。如果X射线通量太高，由于电离增加，加速就会中断。结论：考虑到辐射流体动力学，我们的Vela X-1施主大气模型揭示了NS位置的低风速，并提供了这一重要HMXB中风驱动的定量信息。
2017-11-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evolutionary Origins of Binary Neutron Star Mergers: Effects of Common Envelope Efficiency and Metallicity
该研究利用MESA代码模拟不同参数下的双星演化，探明双中子星并合的形成通道与效率，揭示了中子星质量、共包层效率、金属丰度及超新星初始反冲对其形成的影响规律。
2023-08-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
4U 1210-64: a new member of the rare intermediate-mass X-ray binary subclass
本文通过SALT光谱重新分类4U 1210-64的供体星为A8 III-IV型，确认其为罕见的中等质量X射线双星，并结合径向速度分析与首次折叠光变曲线证明致密天体很可能为中子星。
2023-10-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
Formation of the planet orbiting the millisecond pulsar J1719-1438
2011年，Bailes等人报告发现了一颗在PSR J1719-1438（一颗173 Hz毫秒脉冲星）周围131分钟轨道上的分离伴星。非常低的质量函数和如此短的轨道周期的组合是独一无二的。发现者们认为，这一前身系统可能是一个超紧凑X射线双星（UCXB），这是一个轨道周期为亚小时的双星，其中一个（半）简并施主填充了它的洛希叶，并将质量转移到一颗中子星。标准的引力波驱动的UCXB的情况下，但是，不能产生像PSR J1719-1438的系统，因为它需要更长的时间比宇宙的年龄达到131分钟的轨道周期。我们调查两个修改标准UCXB的演变，可以解决这个矛盾。第一个涉及到显着的加热和膨胀的捐助者的脉冲星照射，并在第二个修改系统失去轨道角动量通过快速恒星风从照射的捐助者，除了通过通常的引力波辐射的损失。特别是施主风在加速轨道膨胀方面是有效的，即使是温和的风也可以在宇宙的年龄内产生131分钟的周期。我们注意到UCXB可能是孤立毫秒射电暴的一类重要的祖先。
2012-10-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dynamical constraints on the neutron star mass in EXO 0748-676
我们介绍了UY的VLT中分辨率光谱，LMXB X射线爆发EXO 0748-676的光学对应物。通过使用多普勒层析成像，我们检测到狭窄的组成部分内的广泛的He II 4542 A，4686 A和5412 A的发射线。这些谱线的相位、速度和窄度与它们从施主星的受辐照半球产生的一致，正如在一些LMXB中观察到的那样。在这个假设下，我们提供了第一个动力学约束在这个系统中的恒星质量。特别地，我们测量K_2>K_em = 300 +/-10 km/s。利用这个值，我们得到主序星伴星的1 M_sun < M_1 < 2.4 M_sun和0.11 < q < 0.28. We find M_1 >1.5 M_sun。我们的结果与Ozel（2006）提出的大质量中子星的存在是一致的，尽管我们不能放弃~1.4 M_sun的正则值。
2009-01-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Novel modelling of ultra-compact X-ray binary evolution - stable mass transfer from white dwarfs to neutron stars
氦白矮星（He WD）围绕毫秒双星（MSP）运行的紧密双星最终会由于轨道的引力阻尼而“合并”。其结果被预测为长寿命的超紧凑X射线双星（UCXB）的生产，其中WD将物质转移到吸积的中子星（NS）。在这里，我们提出了完整的数值计算，第一次，这种稳定的质量转移从他WD NS。我们已经计算了一些完整的双星恒星演化轨迹，从前LMXB系统开始，并将这些演化到分离的MSP+WD系统，并进一步发展到UCXB。发现最小轨道周期短至5.6分钟。我们跟踪了随后系统的扩大，直到大约一个哈勃时间后，捐赠恒星成为质量约为0.005 Msun的行星。我们的模型能够解释观测到的具有高氦丰度的UCXB的性质，并且我们可以在显示质量转移速率与轨道周期的图表中识别上升或下降分支上的这些来源。
2017-05-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
Binary population synthesis with probabilistic remnant mass and kick prescriptions
我们报告的影响，紧凑的残余质量和踢大规模的二进制人口合成的概率处方。我们发现，这个处方填充之间的中子星和黑洞与低质量的黑洞假定的质量差距。然而，进化效应减少了具有低质量黑洞的X射线双星候选者的数量，这与观察到的样本中缺乏此类系统一致。我们进一步发现，这个处方是符合形成较重的双中子星，如GW 190425，但过度预测银河系双中子星的质量。修正后的出生踢，特别是增加超剥离超新星踢，不能直接解释所观察到的银河系双中子星轨道周期-偏心率分布。最后，这一处方允许形成类似于最近发现的极端质量比二进制GW 190814的系统，但只有当我们允许生存的二进制文件中的共同信封是由捐助者开始穿越赫兹斯普林间隙，相反，我们的标准模型。
2020-11-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Formation of Sco X-1 induced by anomalous magnetic braking of Ap/Bp stars
Sco X-1是天空中最明亮的持久X射线。一般认为Sco X-1是一个低质量X射线双星，其中包含一颗从低质量施主星吸积而来的中子星，质量转移是由磁制动驱动的。然而，由标准磁制动模型预测的质量传递速率比由X射线光度推断的质量传递速率低至少一个数量级。在这项工作中，我们研究这个源是否可以从一个中等质量的X射线双星演化，包括Ap/Bp星与一个稍强的磁场300 - 1000 G。吸积体产生的X射线流引起的辐射驱动风与磁场的耦合可以产生较强的磁制动，从而产生较高的质量传递速率。根据观测到的轨道周期、质量转移率、质量比和施主星光谱类型，Sco X-1的前身应该是一个中等质量的X射线双星，包括一颗1.6 $-$ 1.8 $\rm M_{\odot}$ Ap/Bp施主星，轨道为1.3 $-$ 1.5天。因此，我们认为Ap/Bp星的异常磁制动为部分亮X射线源提供了另一种演化通道。
2017-08-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Ultraluminous X-ray sources with He star companions
本研究利用MESA程序探究中子星+氦星通道形成超亮X射线源（ULXs）的机制，给出相关参数空间，估算出银河系中带氦供体星的中子星ULXs的形成率与可探测数量。
2024-11-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraints on the Compact Object Mass in the Eclipsing HMXB XMMU J013236.7+303228 in M33
本文对M33中的食X射线双星XMMU J013236.7+303228进行了光谱测量。基于光谱在多个时代的1.73天的双星轨道周期，我们确定的物理以及轨道参数的捐助者的明星。我们发现施主是一个B1.5IV亚巨星，有效温度T= 22，000 - 23，000 K。根据光度、温度和已知的到M33的距离，我们推导出半径R = 8.9 \pm 0.5 R_sun。根据径向速度测量，我们确定速度半振幅K_opt = 63 \pm 12 km/秒。利用光谱确定的B星的物理性质，我们估计该恒星的质量为M_opt = 11 \pm 1 M_sun。根据X射线光谱，这颗致密的伴星很可能是一颗中子星，尽管还没有探测到脉动。利用光谱导出的B星质量，我们发现中子星伴星的质量为M_X = 2.0 \pm 0.4 M_sun，与船帆座HMXB X-1中的中子星质量一致，但比许多毫秒级中子星的标准值1.4 M_sun重。我们试图使用作为一个额外的约束，B星半径推断的温度，流量和距离，应该等于罗氏半径，因为该系统由罗氏瓣溢出吸积。这导致了更大的质量，但试图将该技术应用于已知系统，我们发现质量一直被高估。试图在我们的不确定性中考虑这一点，我们得到M_X = 2.2^{+0.8}_{-0.6} M_sun和M_opt =13 \pm 4 M_sun。我们的结论是，精确的约束需要详细的罗氏表面的形状建模。
2012-06-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Quasi-Roche lobe overflow state in the evolution of Close Binary Systems containing a radio pulsar
我们研究了由一颗正常的中等质量施主星和一颗中子星组成的密近双星系统的演化。我们考虑模型，包括辐射反馈和蒸发。这些非标准成分深刻地改变了这些二元体的传质阶段。虽然忽略辐照反馈的模型经历连续的、长期的传质事件，但包括这些效应的模型经历了许多传质和分离的循环。在质量转移过程中，系统应该表现为低质量X射线双星（LMXB），而当分离时，它们表现为射电双星。我们发现，在这些阶段辐照模型是在罗氏波瓣溢出（RLOF）状态或准RLOF状态。类RLOF星的半径比它的洛希瓣稍小。值得注意的是，这些条件是达到轨道周期和捐助者的质量值在相应的范围内的家庭的二进制无线电双星被称为“redbacks”。因此，红背伴星应该是准RLOF星。我们表明，红背系统PSR J1723-2837的特点占这些模型。在每一个质量转移周期中，这些系统应该从LMXB切换到时间尺度为\sim百万年的二元射电脉冲星状态。然而，最近有越来越多的证据表明，系统在更短的人类时间尺度上切换。这应该与中子星周围吸积盘的不稳定性和/或射电抛射有关，仍然要包括在具有准RLOF状态作为一般条件的模型中。
2014-10-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
Forming short-period Wolf-Rayet X-ray binaries and double black holes through stable mass transfer
我们发现，黑洞高质量X射线双星（HMXB）与O-或B-型施主星和相对较短的轨道周期，一个星期到几个月的顺序可以生存的螺旋，然后形成沃尔夫-拉叶（WR）X射线双星的轨道周期为一天到几天的顺序;而在系统中的致密星是一个中子星，HMXB与这些轨道周期从来没有生存的螺旋。因此，我们预测WR X射线双星只能窝藏黑洞。具有这些轨道周期的黑洞HMXB之所以能够在螺旋中幸存下来，是因为施主恒星的辐射包层和致密恒星的高质量。在这种情况下，当供体开始溢出其罗氏瓣时，系统能够以稳定的罗氏瓣溢出缓慢地螺旋进入，如系统SS 433所示。在这种情况下，被转移的质量会从致密恒星的附近喷射出来（所谓的“各向同性再发射”质量损失模式，或“SS 433-like mass loss”），导致逐渐的螺旋进入。当施主与黑洞的质量比为$>3.5$时，系统将进入CE演化，系统存活的可能性很小。如果它们幸存下来，它们会产生WR X射线双星，轨道周期为几小时到一天。我们银河系和麦哲伦星云中的几个著名的WR+O双星，其轨道周期在一周到几个月之间，预计将演变成近距离WR黑洞双星，它们可能会在以后产生近距离双黑洞。由这样的系统产生的双黑洞的星系形成率仍然是不确定的，因为它取决于这个进化图中几个鲜为人知的因素。可能高达每年$\sim 10^{-5}$。
2017-06-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Characteristics and evolution of Be-type high mass X-ray binaries as potential Ultraluminous X-ray Sources
一些超铝X射线源（ULX）表现出X射线脉冲，它们的中心源被认为是中子星。也有人提出，有些是短暂的来源与Be型捐助者。本文利用Be型高质量X射线双星（BeHMXB）的质量吸积模型，估计了BeHMXB引起的X射线巨爆发超过爱丁顿光度的条件。此外，我们调查的持续时间BeHMXBs可以观察到的瞬态ULXs与以上的爱丁顿光度在二进制的演变。结果表明，BeHMXB可能是ULX的典型持续时间约为100万年。与附近观测到的BeHMXB的比较表明，许多二元系统在其演化过程中有可能成为ULX。特别地，当Be供体具有与轨道平面对齐的致密的deccretion盘时，BeHMXB系统倾向于变成ULX。由于BeHMXB是非常常见的对象，并且其中相当数量可以成为ULX，因此我们得出结论，所观察到的ULX的合理比例可能由进化的BeHMXB组成。
2022-05-10 astro-ph.HE 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
Ultra-compact X-ray binaries with He star companions
超致密X射线双星（UCXB）是一类低质量的X射线双星，具有缺氢的质量施主和超短的轨道周期。它们被认为是低频激光干涉空间天线（LISA）的潜在光源。到目前为止，已经提出了几种用于形成UCXB的渠道。本文对氦星施主通道进行了系统的研究，其中中子星（NS）通过Roche瓣溢出吸积来自氦主序星的物质，质量转移是由引力波辐射驱动的。首先，利用恒星天体物理学实验模块（Modules for Experiments in Stellar Astrophysics）的恒星演化程序，跟踪了NS + He主序星双星的长期演化，得到了UCXB产生的初始参数空间。然后，我们使用这些结果来执行一个详细的二进制人口合成方法，以获得银河系的UCXB率通过这个通道。通过该通道，我们估计了银河系中UCXB-LISA源的出现率为$\sim3.1-11.9\, \rm Myr^{-1}$，银河系中UCXB-LISA源的数量可达观测标定的$1-26$左右。目前的工作表明，氦星施主通道可能有助于显着银河系UCXB的形成率。我们发现，UCXB通过该通道的演化轨迹可以很好地解释五个相对较长轨道周期的瞬态源的位置。我们还发现，这种UCXB可以通过它们在质量转移速率与轨道周期图中的位置来识别。
2021-07-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
