AA Dor是一颗食后共包络双星，有一颗sdOB型的主星和一颗低质量的副星。11年前，NLTE光谱分析显示，由径向速度和光变曲线分析得出的表面重力存在差异，log g = 5.21 +/- 0.1（cm/sec^2）和log g = 5.53 +/- 0.03。我们的目标是确定有效的温度和表面重力的AA Dor精确地从高分辨率，高S/N的观测掩星期间的次级。我们计算了扩展网格的金属线覆盖，国家的最先进的，非LTE模型大气中的参数范围内的主要AA多尔。从该网格计算的合成光谱与光学观测进行了比较。我们验证Teff = 42000 +/- 1000 K从我们以前的分析，并确定一个更高的log g = 5.46 +/- 0.05。主要原因是新的斯塔克展宽表，用于计算的理论巴耳末线轮廓。在误差范围内，我们的结果与光变曲线分析的结果一致，从而解决了AA Dor中的所谓重力问题。
英文摘要：
AA Dor is an eclipsing, post common-envelope binary with an sdOB-type primary and a low-mass secondary. Eleven years ago, an NLTE spectral analysis showed a discrepancy in the surface gravity that was derived by radial-velocity and light-curve analysis, log g = 5.21 +/- 0.1 (cm/sec^2) and log g = 5.53 +/- 0.03, respectively.
We aim to determine both the effective temperature and surface gravity of AA Dor precisely from high-resolution, high-S/N observations taken during the occultation of the secondary.
We calculated an extended grid of metal-line blanketed, state-of-the-art, non-LTE model atmospheres in the parameter range of the primary of AA Dor. Synthetic spectra calculated from this grid were compared to optical observations.
We verify Teff = 42000 +/- 1000 K from our former analyses and determine a higher log g = 5.46 +/- 0.05. The main reason are new Stark-broadening tables that were used for calculating of the theoretical Balmer-line profiles.
Our result for the surface gravity agrees with the value from light-curve analysis within the error limits, thereby solving the so-called gravity problem in AA Dor.
The first ultracompact Roche lobe-filling hot subdwarf binary
我们报告发现的第一个短周期的双星中，一个热的亚矮星（sdOB）填充其洛希叶，并开始质量转移到它的同伴。该天体是在一项名为“茨维基瞬变设施”的专门高节奏银河平面调查中发现的，其周期为$P_{\rm orb}=39.3401(1)$ min，是目前已知的最紧凑的热亚矮星双星。光谱观测结果与中间He-sdOB恒星一致，有效温度为$T_{\rm eff}=42,400\pm300$ K，表面重力为$\log(g)=5.77\pm0.05$。高信噪比的GTC+HiPERCAM光变曲线主要由sdOB星的椭球形变形和吸积盘对sdOB的蚀。我们推断一个低质量的热亚矮星施主的质量为$M_{\rm sdOB}=0.337\pm0.015$ M $_\odot$和一个白矮星吸积体的质量为$M_{\rm WD}=0.545\pm0.020$ M $_\odot$。理论双星模型表明，当$2.5-2.8$ M $_\odot$恒星在穿越赫兹斯普林隙时失去了它的包络线时，在一个共同的包络线阶段形成了热的亚矮星。为了匹配其当前的$P_{\rm orb}$，$T_{\rm eff}$，$\log(g)$和质量，我们估计后共同包络周期$P_{\rm orb}\approx150$分钟，并发现sdOB星目前正在进行氢壳燃烧。我们估计，热亚矮星将成为一个白矮星与厚氦层的$\approx0.1$ M $_\odot$和将合…
AA Dor是一颗食后共包络双星，有一颗sdOB型的主星和一颗看不见的低质量次级星，被认为是一颗棕矮星。11年前，NLTE光谱分析的主要结果显示，与径向速度和光变曲线分析得出的表面重力存在差异，无法解释。从那时起，次级的发射线被确定在光谱和它的轨道速度振幅进行了测量。因此，两个分量的质量是已知的，然而，在相对大的误差范围内。它的质量接近恒星燃烧氢的质量极限，因此它可能是一颗棕矮星或一颗M型矮星。此外，最近对主恒星旋转速度的精确测定表明，它的旋转速度约为束缚旋转速度的65%，比以前假设的要慢得多。一种新的光谱分析，通过金属线覆盖，国家的最先进的，非LTE模式的大气解决了所谓的重力问题，在AA多尔-我们的结果为表面重力，在误差范围内，在协议的值从光变曲线分析。我们目前的细节，我们最近的调查AA多尔。
Asteroseismology of the dip structure in period-spacings of rapidly rotating gamma Doradus stars caused by the coupling between core and envelope oscillations
An empirical view of the extended atmosphere and inner envelope of the asymptotic giant branch star R Doradus. II. Constraining the dust properties with radiative transfer modelling
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…
Disk-Regulated Mass Transfer Between Rotating Non-Degenerate Stars: Insights from Be and sdOB Binaries
Center for Interdisciplinary Exploration and Research in Astrophysics (CIERA)（天体物理交叉探索与研究中心）；Département d’Astronomie, Université de Genève（日内瓦大学天文学系）；Gravitational Wave Science Center (GWSC), Université de Genève（日内瓦大学引力波科学中心）；Department of Physics & Astronomy, Northwestern University（西北大学物理与天文学系）；Department of Astronomy & Astrophysics, University of California, San Diego（加州大学圣地亚哥分校天文与天体物理学系）；Institute of Astrophysics, FORTH（基础与技术研究基金会天体物理研究所）；National and Kapodistrian University of Athens（雅典国立卡波季斯特里安大学）
