EL CVn-type binaries - Discovery of 17 helium white dwarf precursors in bright eclipsing binary star systems
恒星1 SWASP J024743.37-251549.2是最近发现的一颗双星，其中一颗A型矮星遮蔽了一颗破裂的红巨星（WASP 0247 - 25 B）的残骸。残骸处于一种罕见的观测状态，在成为一个几乎完全由氦组成的非常低质量的白矮星之前，它以几乎恒定的光度进化到更高的有效温度，即，它是前He-WD。我们已经使用WASP光度数据库，找到17个食双星的轨道周期P=0.7至2.2天，类似的光变曲线1 SWASP J024743.37-251549.2。这群恒星中唯一一颗先前被确认为变星的是最亮的一颗，EL CVn，我们采用它作为这类食双星的原型。EL CVn型恒星的特征光变曲线显示，一颗较小、较热的A型矮星会发生全食，而一次日食的深度与主食相当。我们对其中6个系统进行了新的光谱观测，以证实这些双星中A型恒星的伴星质量非常低（大约0.2太阳质量）。这包括EL CVn的伴星，以前不知道它是前He-WD。EL CVn型双星系统将使我们能够非常详细地研究非常低质量白矮星的形成，特别是在那些前He-WD星显示出类似于最近在WASP 0247 - 25 B中发现的非径向脉动的情况下。
2013-10-17 astro-ph.SR
Discovery of four new EL CVn-type binaries in the Gaia eclipsing binaries
本文结合 Gaia DR3 与 TESS 数据搜寻 EL CVn 型双星，发现 4 颗新候选体，并利用测光解与轨道参数确认其低质量比分离结构，同时初步分析了主星脉动特性。
2023-10-30 astro-ph.SR
V1224 Cas - an EL CVn-type Eclipsing Binary Consisting of a Helium White Dwarf Precursor and a Delta Scuti Pulsator
我们报告了一个新的食EL CVn型双星的发现，由一个$δ$ Sct型双星和一个热膨胀的低质量前He白矮星（WD）组成。进行了V1224 Cas的光谱学和时间序列PDMATHAMN光度法。光谱显示该恒星的光谱类型为A3。光变曲线模拟表明V1224 Cas是一个短周期的分离系统，可能含有一个低质量WD，有效温度约为9516 K。根据A型主星的有效温度和表面重力，估算出各组分的绝对参数为：$M_{P}$ =2.16 $\pm$ 0.22 $M_{\sun}$，$R_{P}$ =3.54 $\pm$ 0.12 $R_{\sun}$，$L_{P}$ =55.9 $\pm$ 6.9 $L_{\sun}$，$M_{S}$ =0.19 $\pm$ 0.02 $M_{\sun}$，$R_{S}$ =0.97 $\pm$ 0.04 $R_{\sun}$，$L_{S}$ =6.9 $\pm$ 0.6 $L_{\sun}$。因此，我们引入V1224 Cas作为新的EL CVn型二进制候选。两种滤光片的光变曲线都显示出叠加在二元效应上的多周期脉动。我们从原始观测数据中去除合成食曲线后，对光残差进行了初步的频率分析。结果表明，光变曲线之间的快速光变化可以归因于$δ$ Sct型主要成分。因此，我们得出结论，V1224 Cas很可能是WD+ $δ$ Sct双星。
2018-08-31 astro-ph.SR
Star-spot distributions and chromospheric activity on the RS CVn type eclipsing binary SV Cam
使用高分辨率光谱和高质量的多色测光的时间序列，我们重建的RS CVn型快速旋转食双星，SV凸轮（F9 V + K4 V）的主要组成部分的表面地图。我们使用我们最高质量的光谱测量质量比q为0.641（2），并获得主要成分的表面亮度图，其中主要显示位于60-70度纬度之间的高纬度斑点，平均填充因子约为35%。这也表明了R波段光变曲线反演，受到严格的数值试验。H-α谱线的谱减法揭示了次级组分的强活性。在次极小值附近探测到的过量H-α吸收暗示了存在部分遮蔽主星的冷物质。Ca II IRT过量发射的通量比表明，与星斑相关的色球谱区的贡献是占主导地位的，即使在通过的类似的吸收功能。
2018-06-05 astro-ph.SR
Modelling of an eclipsing RS CVn-binary: V405 And
V405 And是一颗自转超快（P_rot ~ 0.46天）的食双星。该系统由一颗具有辐射核心和对流包层的主星和一颗完全对流的主星组成。理论已经表明，恒星的结构可以取决于磁活动，即，磁性活跃的M矮星应该有更大的半径。V405的早期光变曲线模型确实显示了这种行为：我们发现主星的半径明显大于不活跃的主序星的理论预测值（差异是所有已知物体中最大的），而次级则符合质量半径关系。通过模拟我们最近获得的光变曲线，它显示了主要的斑点表面的显着变化，我们可以找到这种现象的进一步证据。
2012-05-29 astro-ph.SR
DE CVn: an eclipsing post-common envelope binary with a circumbinary disk and a giant planet
我们提出了一个食后共同包络二进制（PCEB）DE CVn的时序分析。根据新的CCD测光观测资料和已发表的资料，我们发现DE CVn的轨道周期有一个周期振荡，振幅为$28.08$ s，周期为$11.22$年，并以$\dot{P}=-3.35\times10^{-11}ss^{-1}$的速率迅速减小。根据演化理论，PCEBs的长期周期减小是由引力辐射（GR）和磁制动（MB）驱动的角动量损失（AML）引起的。然而，观察到的轨道衰减太快，不可能由AML通过GR和MB产生，这表明可能存在其他AML机制。我们认为，一个circumbinary磁盘周围的DE CVn可能是负责额外的AML。盘质量被推导为几个$\times$ $10^{-4}$ - $10^{-3}$ $M_{\odot}$，这与从以前的研究中推断的数量级一致。这种周期变化很可能是环双星引力扰动的结果，因为阿普尔盖特机制不能解释如此大的周期振荡。潜在第三体的质量计算为$M_{3}\sin{i'}=0.011(\pm0.003)M_{\odot}$。假设环联星伴星和食联星共面，它的质量相当于一颗巨行星。这颗假想中的巨行星正以半径为$\sim5.75(\pm2.02)$ AU的圆形轨道围绕其主星运行。
2018-11-21 astro-ph.SR
Prominence detection and chromosphere feature on the prototype RS CVn of active binary systems
本研究分析了活动双星原型RS CVn的高分辨率光谱，利用光谱减法探测到主星周围的类日珥物质及光学耀斑，并发现色球活动经度的演化特征。
2024-01-05 astro-ph.SR
Ellipsoidal primary of the RS CVn binary zeta And: Investigation using high-resolution spectroscopy and optical interferometry
我们获得了RS CVn型双星系统zeta And的椭球主星的高分辨光谱、光干涉和长时宽谱测光。基于光学干涉测量法，使用均匀圆盘拟合，zeta Δ的表观边缘变暗直径为2.55 +/-0.09质量。依巴谷距离和边缘变暗的直径由均匀的圆盘拟合得到，恒星半径为15.9 +/- 0.8 Rsolar，结合热光度，它意味着有效温度为4665 +/- 140 K。使用多普勒成像从高分辨率光谱获得的温度图显示了赤道斑点的强烈带和冷极冠的暗示。赤道点显示在相位0.75附近的浓度。这个点的配置让人想起了在早期发表的zeta And温度图中看到的。对H α线的研究揭示了色球层中的双折射和冷云。跨越12年的长期测光显示了一个斑点活动周期的迹象，这也是多普勒图像所暗示的，但周期长度不能从目前的数据中可靠地确定。
2010-02-22 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
An Outburst by AM CVn binary SDSS J113732.32+405458.3
我们报告发现了一个59.63分钟的轨道周期AM CVn二进制SDSS J113732.32+405458.3的光学亮度增加一个星等。来自Zwicky瞬态设施（ZTF）的公共$g$、$r$和$i$波段数据在300天内呈现出下降趋势，而来自调试的一些数据点显示可能出现峰值。这样的爆发很可能是由于吸积盘状态的改变，使得这是最长的周期AM CVn双星揭示了一个不稳定的吸积盘。该天体现在又回到了先前观测到的（SDSS和PS-1）静止亮度，这很可能是由吸积的白矮星造成的。先前对该天体的观测也意味着，这种爆发的重现时间可能超过12年。
2020-12-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
The frequency-independent radio luminosity -- orbital/rotational period relation of RS CVn stars
本研究利用 SRSC 和 TESS 数据，发现 RS CVn 双星射电光度与轨道/自转周期在 144-3000 MHz 内呈无频率依赖的线性相关，且与双星间距强相关，表明射电辐射主要源于双星相互作用，挑战了传统机制模型。
2025-09-12 astro-ph.SR
Spectroscopic and Photometric Study of the Contact Binary BO CVn
本文介绍了接触双星系统BO CVn的研究结果。通过对新的多色光变曲线和光谱质量比的综合分析，得到了各组分的物理参数。这是第一次为该物体确定后者。我们推导出了系统的接触配置，具有约88%的非常高的填充因子。我们能够重现所观察到的光变曲线，即第二个最小值的平底，只有当第三个光被添加到自由参数列表中。由此产生的第三光贡献是显著的，约为20- 24%，而组件的绝对参数为：M1=1.16，M2=0.39，R1=1.62和R2=1.00（太阳能单位）。O-C图显示了一个向上的抛物线，在保守的质量转移假设下，它对应于质量转移速率dM/dt = 6.3 \times 10- 8 M \odot /yr，物质从质量较小的组分转移到质量较大的组分。在O-C图中没有发现周期性的短周期变化（但长期变化仍然是可能的）
2012-04-16 astro-ph.SR
Synthetic Direct Impact Light Curves of the Ultracompact AM CVn Binary Systems V407 Vul and HM Cnc
相互作用双星白矮星（AM CVn）系统HM Cnc和V407的轨道周期分别为5.4 min和9.5 min。这两个系统的特征在于在X射线光变曲线中的“开/关”行为，以及接近正弦的光学光变曲线，并且在这两个系统中，光学光变曲线在相位上领先X射线光变曲线约0.2。在已经提出的解释观测结果的模型中，似乎需要微调最少的是Marsh & Steeghs（2002）的直接影响模型。在这个模型中，主白矮星相对于半长轴足够大，吸积流直接撞击主白矮星的表面而不形成吸积盘。Marsh和Steeghs提出，在这种情况下，可能会在赤道周围建立一个流动，其表面温度随着距离撞击点的距离而降低。在这项研究中，我们估计的光变曲线，可能会导致这样的温度分布，并发现它们是合理的近似的观察。一个意想不到的结果是，必须存在两个不同的X射线斑点，以匹配X射线光变曲线的形状。
2009-01-19 astro-ph.SR
A cautionary tale of interpreting O-C diagrams: period instability in a classical RR Lyr Star Z CVn mimicking as a distant companion
我们提出了一个全面的研究Z CVn，RR天琴座明星，显示其脉动周期的长期周期性变化。一个可能的解释建议从O-C图的形状是光的旅行时间效应，我们彻底检查。我们使用了原始的光度和光谱测量，并使用跨越一个多世纪的最大时间来研究周期演变。如果二进制假设是有效的，Z CVn的轨道周围的黑洞与最小质量的$56.5$ $\mathfrak{M}_{\odot}$在一个非常广泛的（$P_{\rm orbit}=78.3$年）和偏心轨道（$e=0.63$）。我们讨论的概率形成的黑洞-RR天琴座对，虽然我们发现这是可能的，有没有观测证据的黑洞的方向Z CVn。然而，对二进制假设的主要反对是系统径向速度曲线模型和光谱观测的比较，清楚地表明，Z CVn不能绑定在这样一个二进制。因此，脉动周期的变化可能是恒星固有的。这一发现代表了RR型天琴座星中一种新型循环周期变化的发现/确认。通过对测光数据的分析，我们发现周期为22.931 d的Blazhko调制在振幅上具有很强的优势。相位调制的强度变化，目前几乎无法检测到。我们还估计了ZCVn的光度物理参数，并使用逆Baade-Wesselink方法研究了它们在Blazhko周期期间的变化。
2017-10-18 astro-ph.SR
KOI-1003: A new spotted, eclipsing RS CVn binary in the Kepler field
利用开普勒太空望远镜的高精度测光，已经观测到数千颗有恒星和行星伴星的恒星。有伴星的恒星的表征并不总是简单的，并且可能受到系统和恒星对光变曲线的影响。在这里，通过对恒星黑子和日食的详细分析，我们将KOI-1003确定为一颗新的活跃的RS CVn恒星--这是第一颗用开普勒数据确定的恒星。这个密近双星系统的开普勒光变曲线显示了该系统的主凌日、次食和两个持续活动双星的星点演化。系统的轨道周期和自转周期几乎相等，表明轨道和主星的自转几乎同步（$P_\mathrm{orb} = 8.360613\pm0.000003$天; $P_\mathrm{rot} \sim 8.23$天）。通过假设次级星位于主序星上，我们认为该系统由一颗$1.45^{+0.11}_{-0.19} \ M_\odot$亚巨星主序星和一颗$0.59^{+0.03}_{-0.04} \ M_\odot$主序星伴星组成。我们的工作给出了$4400 \pm 600$ pc的距离和年龄的$t = 3.0^{-0.5}_{+2.0}$陀螺仪，参数是与以前的研究，包括恒星作为成员的疏散星团NGC 6791不一致。
2016-10-03 astro-ph.SR
Pulsation and Rotation of the EL CVn-type Eclipsing Binary 1SWASP J024743.37-251549.2
EL CVn型食双星由一颗大质量的A型主序星和一颗较热的B型副星组成。本文介绍了EL CVn型恒星1SWASP J024743.37 - 251549.2的时间序列测光和星震结果。利用新的高频差$BV$数据和存档的{\it TESS}数据，构造了定义明确的食光曲线，并通过光曲线建模得到了各二元组分的物理参数。多频分析进行了调查的脉动特性的二元组分。在100 - 300天$^{-1}$的高频区域中不能检测到可靠的信号，这与先前在200天$^{-1}$附近发现的三个频率不同。这表明前氦白矮星次级成分的脉动幅度大大降低。相比之下，在33至53天的$^{-1}$范围内检测到12个频率。其中大部分被归类为源自主星的$δ$ Sct型脉动。通过将来自GYRE的非旋转模型频率和来自完整计算方法的旋转位移相加，获得抗震分析的理论频率。基于网格的拟合进行了各种恒星的属性。最佳解的理论频率和恒星参数与观测值吻合得很好。自转速率被限制在1.50 $\pm$ 0.02天$^{-1}$，表明主星的同步自转。结果表明，基于多方模型的完整方法适用于快速旋转$δ$ Sct星的地震分析。
2021-09-06 astro-ph.SR
Absolute properties of RU Cnc revisited: An active RS CVn-type eclipsing binary with a red giant branch and a main sequence components
本文对一个RS CVn型双线食双星系统RU Cnc进行了观测和分析。该系统已被观察了一个多世纪。高质量的长踏频\emph{Kepler} K2 C5和C18，新获得的观测，和两个径向速度曲线合并，并假设多点模型同时进行分析。组成星的质量、半径和光度精确地获得为$M_\textrm{c} = 1.386\pm0.044\, M_{_\odot}$、$M_\textrm{h} = 1.437 \pm 0.046\, M{_\odot}$、$R_\textrm{h} = 2.39\pm 0.07\, R{_\odot}$、$R_\textrm{c} = 5.02 \pm 0.08\, R{_\odot}$、$L_\textrm{h} = 11.4\pm 1.2\, L{_\odot}$、$L_\textrm{c} = 12.0 \pm 1.0\, L{_\odot}$，间隔为$\textrm{a} = 27.914 \pm 0.016\, R{_\odot}$。系统的距离被确定为$380\pm 57\,$ pc，这与Gaia DR2结果一致。长期详细的周期变化分析表明，该系统的周期减少$7.9\times10^{-7}$天每年。结果表明，较冷的成分是在红巨星分支（RGB）和较热的一个仍然是在主序。
2019-07-26 astro-ph.SR
The Formation of EL CVn-type Binaries
EL CVn型双星包含一颗A型矮星和一颗非常低质量（$\sim 0.2M_\odot$）的氦白矮星前体（pre-He WD）。最近的调查和观测已经发现了其中的几十个，并表明一些前He WD具有多周期脉动，开辟了使用星震学研究这些恒星内部结构的可能性。我们已经研究了EL CVn型双星的形成，以了解其形成的物理过程，并给出银河系中这群恒星的性质和空间密度。我们使用一个简单的分析表明，EL CVn二进制文件不能产生快速的共同信封演变，因为这个过程导致合并的组件时，一个巨人有这样一个低质量的核心。我们发现，EL CVn型双星可以产生长期稳定的质量转移之间的低质量恒星在紧密的双星系统。我们已经全面研究了这一形成渠道和特性的人口EL CVn型二进制从超过65,000运行的二进制演化与主恒星质量之间的0.9和$2.0M_\odot$，并假设组成适合人口I星。理论演化轨迹、质量比和WD质量周期（$M_{\rm WD}-P$）关系与观测基本一致。我们的结论是，还有更多的EL CVn型双星有待发现，这些双星将主要是低质量系统的老恒星星族。
2017-03-21 astro-ph.SR
Discoveries and Properties of EL CVn-type Binaries in the TESS Survey
本研究从TESS巡天第1-65扇区的食双星星表中识别出29个EL CVn型系统（含11个新发现），通过多波段数据建模推导系统参数，验证其符合白矮星质量-周期关系与ELM WD演化轨迹，推测其经稳定质量转移形成，并发布完整参数星表。
2024-12-12 astro-ph.SR
Doppler images of the RS CVn binary II Pegasi during the years 1994-2002
我们公布了16多普勒成像温度图的年份1994-2002年的活动RS CVn星II Peg。1999年至2002年的六幅地图是根据以前未发表的观测结果绘制的。通过多普勒成像，我们要研究的恒星的斑点演变，特别是与以前的结果显示一个周期性的斑点行为和持久的活动的eclendes进行比较。这些观测数据是由北欧光学望远镜的SOFIN光谱仪收集的。使用基于Tikhonov正则化的多普勒成像代码计算温度图。在1994年至2001年期间，我们的结果显示出一致的趋势，在推导出的主要和次要的温度最小值随时间的推移，使磁结构似乎旋转得更快一些比这个近距离双星的轨道周期。在2001年和2002年观测季节之间，活动区发生了一次突然的位相跳变。没有明显的趋势，随着时间的推移，在推导出的纬度的斑点，这表明系统的运动可能与漂移的斑点产生机制，而不是差分旋转。导出的温度图与先前用不同方法获得的温度图非常相似，主要差异发生在斑点纬度和斑点结构的相对强度上。我们观察到的经度和纬度的变化，在现场活动的II钉。然而，我们的结果是不一致的，在以前的研究中提出的周期行为。
2010-06-15 astro-ph.SR
Chemical Composition of the RS CVn-type Star 33 Piscium
本文研究了低磁活动单线RS CVn型双星33 Psc的22种化学元素丰度，包括关键元素和同位素（12 C/13 C、N和O）。在北欧光学望远镜上观测了高分辨率光谱，并用MARCS模式大气进行了分析。测定了以下主要参数：T_eff = 4750 K，log g = 2.8，[Fe/H] =-0.09，[C/Fe] =-0.04，[N/Fe] = 0.23，[O/Fe] = 0.05，C/N = 2.14，~（12）C/~（13）C = 30，显示了一次疏浚混合特征，没有额外混合。
2011-06-29 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
Cool Spot and Flare Activities of a RS CVn Binary KIC 7885570
本文介绍了利用开普勒观测资料对一颗RS CVn双星KIC 7885570的物理性质及其色球活动的研究结果。假设第一组分的温度为6530 K，则第二组分的温度为5732 ± 4 K。发现组分的质量比（q）为0.43 $\pm$ ± 0.01，而系统的倾角（$i$）为80.56 ± 0.01 °。此外，将数据分成35个子集，以使用SPOTMODEL程序模拟由于旋转调制引起的正弦变化，因为光曲线分析表明色球活性次级组分。结果表明，在活动分量上的+50 °和+90 °附近，一般存在两个半径、半径和纬度都在迅速变化的斑点区。此外，还探测到113个耀斑，并根据现有数据计算了它们的参数。由耀斑参数导出了单相指数关联函数模型。使用回归计算，发现平台值为1.9815 ± 0.1177，而半衰期值计算为3977.2 s。此外，耀斑频率（N1）-每小时的耀斑数量，估计为0.00362 1/h，而耀斑频率（N2）-每小时发射的耀斑等效持续时间，计算为0.00001。最后计算了278个光变曲线极小值的食次，分析表明系统色球活动的性质对这些极小值的食次有一定的影响。将色球活动模式与次级分量的类似物相比较，可以看出磁活动水平非常低。然而，根据次级成分的0.643 mag的B-V颜色指数，其仍处于预期水平。
2018-01-20 astro-ph.SR
Polarized, variable radio emission from the scallop-shell binary system DG CVn
本文分析 DG CVn 双星系统的射电观测，发现弱偏振宁静辐射与高圆偏振爆发，提出电子回旋脉泽机制，并建议联合观测以探究光学吸收体与射电爆发的关联。
2025-07-12 astro-ph.SR
The active RS CVn-type system SZ Pictoris
我们研究的光谱二进制SZ Pictureso，南方RS CVn型系统的短期和长期的变化。我们使用中分辨率阶梯光谱在CASLEO跨越18年，光度数据从ASAS数据库V波段和光学机器人天文台（BVRI波段）类似的时间间隔。我们将合成光谱分离为对应于两个组成部分的光谱，并能够确定准确的轨道参数，特别是4.95天的轨道周期。我们还观察到一个光度调制的轨道周期的一半，由于恒星的椭圆率。我们还发现了周期活动的~ 2030天，无论是在测光和Ca II流量的第二个恒星的系统。
2019-10-25 astro-ph.SR
The most plausible explanation of the cyclical period changes in close binaries: the case of the RS CVn-type binary WW Dra
我们搜索了182个EA型（包括\cite{hal89}使用的101个大陵五系统）、43个EB型和53个EW型双星的轨道周期变化。我们根据新收集的数据，对Hall（1989）的图进行了复制和改进。我们的图不支持由\cite{hal89}得出的结论，即所有循环周期变化的情况都局限于具有光谱类型晚于F5的次级分量的双星。在具有早型次级成分的恒星中也存在周期变化，这表明磁活动是周期变化的一个原因，但不是唯一的原因。发现在近距离双星中，EW型双星的周期变化更频繁，可能是由于第三体的存在。因此，对周期性变化最合理的解释是猛虎组织通过第三个机构的存在。利用近百年来的光衰历史记录，分析了大陵五双星WW Dra的周期变化。发现该双星的轨道周期呈$\sim112.2 \textbf{\textrm{yr}}$周期变化，振幅为$\sim0.1977\textbf{\textrm{days}}$。周期性振荡可归因于LTTE通过质量不小于$6.43 M_{\odot}$的第三体。然而，没有发现第三个天体的谱线，表明它可能是一个候选的黑洞。第三个天体的轨道距离小于14.4天文单位，它可能在该系统的演化中发挥重要作用。
2010-07-07 astro-ph.SR
A systematic search for outbursting AM CVn systems with the Zwicky Transient Facility
AM CVn系统是一种罕见的吸积双星，由一颗白矮星和一颗富氦的简并施主星组成。使用Zwicky Transient Facility（ZTF），我们通过关注蓝色爆发的恒星来寻找新的AM CVn系统。我们首先使用ZTF警报选择爆发恒星。我们用$Gaia$和Pan-STARRS星表对候选星表进行了交叉匹配。基于$Gaia$ $BP$ - $RP$的候选的初始选择包含1751个未知对象。我们使用Pan-STARRS $g$ - $r$和$r$ - $i$颜色与$Gaia$颜色组合来识别59个高优先级候选者。我们获得了35个源的鉴别谱，其中18个是高优先级的候选者，并发现了9个新的AM CV n系统和一个只显示He-II线的磁CV。利用爆发重现时间，我们估计轨道周期在29到50分钟的范围内。我们的结论是，有针对性的后续蓝色，爆发源是一种有效的方法来寻找新的AM CVn系统，我们计划跟踪我们确定的所有候选人，系统地研究人口的爆发AM CVn系统。
2021-05-07 astro-ph.SR
TIC 378898110: A Bright, Short-Period AM CVn Binary in TESS
本文报道TESS发现的明亮近距高态AM CVn双星TIC 378898110，结合测光、光谱和X射线观测确定其约22–23分钟周期、异常增亮及高质量转移率。
2023-11-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
WASP 1628+10 - an EL CVn-type binary with a very-low-mass stripped-red-giant star and multi-periodic pulsations
恒星1 SWASP J162842.31+101416.7（WASP 1628+10）是最近使用WASP数据库识别的几颗EL CVn型恒星之一，即，一种食双星，其中一颗A型矮星（WASP 1628+10A）使一颗分裂的红巨星（WASP 1628 + 10 B）的残余部分黯然失色。我们用Ultracam测光仪和中等分辨率光谱仪在三个波段（u '，g'，r '）测量了WASP 1628+10中恒星的质量、半径和光度。残骸的性质与模型很好地匹配，模型中的恒星处于一种罕见的观测状态，在成为几乎完全由氦组成的非常低质量的白矮星之前，以几乎恒定的光度进化到更高的有效温度，即，我们确认WASP 1628+ 10 B是一个前He-WD。WASP 1628+ 10 A似乎是一颗正常的A2 V恒星，质量为$1.36 \pm 0.05 M_{\odot}$。通过对该恒星H $γ$线附近的光谱拟合模型，我们发现它有一个有效温度T $_{\rm eff,A} = 7500 \pm 200$ K和一个金属丰度[Fe/H] $ = -0.3 \pm 0.3$。WASP 1628+ 10 B的质量只有$0.135 \pm 0.02M_{\odot}$。这种前He-WD的有效温度约为9200 K。WASP 1628+10的Ultracam测光显示出每天大约40个周期的几个频率的变化，这是在早期A型恒星如WASP 1…
2014-07-22 astro-ph.SR
An investigation of GSC 02038-00293, a suspected RS CVn star, using CCD photometry
我们提出的差分，时间序列测光的GSC 02038-00293，一个可疑的RS CVn二进制，使用的数据收集与开放大学的PIRATE机器人望远镜位于天文台马略卡岛之间的2010年5月10日和6月13日。GSC 02038-00293在V波段获得了一个完整的轨道周期循环，在B和R波段获得了一个部分循环，轨道周期为0.4955 +/- 0.0001天。这一周期与先前公布的数值非常一致，但与全天自动巡天发现的0.330973天有很大差异。我们认为GSC 02038-00293是一颗短周期食RS CVn星，仅从我们的数据，我们计算出的星历表为JD 2455327.614 + 0.4955（1）x E。我们还发现，以前观察到的六至八年的周期的星斑活动，占的行为的第二个最低的是接近六年，有可检测的变红在这两个最低。
2012-06-02 astro-ph.SR
Phase resolved spectroscopy and Kepler photometry of the ultracompact AM CVn binary SDSS J190817.07+394036.4
本文介绍了超紧AMCVn型双星SDSS J190817.07+394036.4的{ \it Kepler}卫星测光和相位分辨光谱。平均光谱揭示了各种不同种类的弱金属线，包括硅，硫和镁以及许多线的氮，旁边的中性氦的强吸收线。相位折叠光谱和多普勒断层图像显示He I 4471吸收线核心发射的S波周期为$P_{\rm orb}=1085.7\pm2.8$ sec，确定这是系统的轨道周期。Si II、Mg II和一些He I谱线的芯部显示出吸收中的S波，与发射中的S波相比具有$170\pm15^\circ$的相位偏移。N II、Si III和一些氦谱线根本不显示任何相位变化。光谱轨道周期与在三年{ \it Kepler}光变曲线中检测到的周期为$P_{\rm orb}=1085.108(9)$ \，sec非常一致。由{ \it Kepler}获得的Q6至Q17短节奏数据的傅立叶分析揭示了大量高于噪声水平的频率，其中大多数显示出频率和振幅的大变化。在O-C分析中，我们测量了一些最强变化的$\vert\dot{P}\vert\sim1.0\,$ x $\,10^{-8}\,$ s\，s $^{-1}$，并将轨道周期的极限设定为$\vert\dot{P}\vert<10^{-10}$ s\，s $^{-1}$。相位折叠光变曲线在轨道周期上的形状指示了亮斑的运动。构建了系统模型，以观察径向速度曲线…
2015-07-14 astro-ph.SR
Found: The Progenitors of AM CVn and Supernovae .Ia
我们提出了光学和X射线观测的潮汐扭曲，极低质量的白矮星（WD）与大质量的同伴。在我们对这些天体的钱德拉和XMM观测中没有中子星的证据。SDSS J075141.18 $-$ 014120.9（J0751）是一颗食双WD双星，包含一颗0.19 Msol WD和一颗0.97 Msol伴星，轨道为1.9小时。J0751成为目前已知的第五个食双WD系统。SDSS J174140.49+652638.7（J1741）是另一个包含0.17 Msol WD的双星，在1.5小时的轨道上有一个看不见的M > 1.11 Msol WD伴星。当质量比约为0.1时，J1741将通过一个吸积盘进行稳定的质量转移，并在下一个约1.6亿年转变为一个相互作用的AM犬（AM CVn）系统。J0751的质量比为0.2，可能遵循类似的演化路径。这是第一个已知的AM CVn祖先双星系统，它们为AM CVn的初始条件提供了重要的约束。理论研究表明，J0751和J1741都可能在约10^8年内产生热核超新星，无论是Ia还是Ia。这样的爆炸可以占Ia型超新星发生率的1%。
2013-10-23 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Binary-induced magnetic activity? Time-series echelle spectroscopy and photometry of HD123351 = CZ CVn
我们首次详细研究了明亮活跃的K 0 IV-III恒星HD 123351。这颗恒星是一颗单线分光双星，周期为147.8919+-0.0003天，离心率为e=0.8086+-0.0001。轨道解的均方根值仅为47米/秒，使其成为有史以来获得的活动双星系统的最精确轨道。根据长期测光的结果，自转周期被限制为58.32 ± 0.01天。这表明HD 123351是一个非常异步的旋转器，旋转速度比预期的伪同步值慢五倍。在我们12年的观测中，两个斑点区域一直存在。四年的Halalpha，钙H&K和氦D3监测确定了相同的主要周期的测光，但动态光谱也表明，有一个间歇性的依赖于轨道周期，特别是钙二H&K在2008年。一对塞曼敏感/不敏感铁谱线的谱线轮廓反转产生542 ± 72 G的平均表面磁通密度。2008年的时间序列受到恒星自转和轨道运动的调制，因此在近星点期间，磁通量一般较弱，色球层发射与磁通量反相变化。我们还确定了一个广泛的和不对称的锂线的配置文件，并测量的丰度log n（Li）= 1.70+-0.05。恒星在H-R图中的位置显示质量为1.2+-0.1 Msun，年龄为6-7 Gyr。我们解释的反相关系的磁通量与色球排放的证据，有两个磁场存在于同一时间，一个本地化的表面磁场与斑点和一个全球性的领域是面向（低质量）的二次组件。
2011-08-23 astro-ph.SR
The Superoutburst Duration versus Orbital Period Relation for AM CVn stars
本文研究了AM CVn超紧双星系统超爆发持续时间$t_{\rm dur}$与轨道周期$P_{\rm orb}$之间的关系。我们表明，Levitan等人（2015）推导出的先前确定的陡峭关系受到其拟合中包含相对较长轨道周期系统的上限的强烈影响。排除上限值并包括之前未考虑的长$P_{\rm orb}$下三个系统的$t_{\rm dur}$值，则$d \log (t_{\rm dur})/ d \log (P_{\rm orb})$与Cannizzo & Nelemans（2015）预测的一样平坦。
2019-02-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Stokes $IQUV$ Magnetic Doppler Imaging of Ap stars II: Next Generation Magnetic Doppler Imaging of $α^2$ CVn
我们提出了更新的磁场地图的化学奇特的B9 p星$α^2$ CVn创建使用一系列的时间分辨观测获得的高分辨率分光偏振仪ESPaDONS和Narval。我们将这些新的磁场图与基于MuSiCoS分光偏振仪记录的光谱的原始磁多普勒成像图进行比较，并在十年前进行。这些新的地图推断线轮廓在所有四个斯托克斯参数使用磁多普勒成像代码INVERS10。随着新的线表现出斯托克斯$IQUV$签名，我们有一个独特的见解如何派生的磁表面结构可能会受到影响的原子线选择反演。我们报告新的磁性地图的$α^2$ CVn创建使用强铁线（直接可比的MuSiCoS地图），弱铁线和铬线，所有这些都产生一个磁场结构大致与以前获得的一致。然后，我们推导出一个更新的磁性结构图$α^2$ CVn的基础上完整的样品的Fe和Cr线，我们认为产生一个更有代表性的模型的磁拓扑结构的$α^2$ CVn。与先前的映射一致，这个新更新的磁图显示了一个类似偶极的场，其具有复杂的子结构，不能用简单的低阶多极几何来解释。我们的新地图表明，无论原子线或物种的选择，重建的磁场是与先前公布的一致，这表明重建的字段是一个现实的代表磁场的$α^2$ CVn。$α^2$ CVn是第一颗获得多幅高分辨率磁图的Ap星，为大尺度和小尺度磁场的稳定性提供了重要的观测证据。
2014-02-12 astro-ph.SR
High-Speed Photometry of Gaia14aae: An Eclipsing AM CVn That Challenges Formation Models
AMCVn型系统是超紧凑的，缺氢的吸积双星，具有简并或半简并的施主。这些系统的演化历史可以通过限制其施主恒星的性质来探索。我们提出了高速测光的Gaia 14 aae，一个AM CVn的双星周期为49.7分钟，第一个AM CVn的中央白矮星是完全由施主星日食。该系统的光变曲线的建模允许最精确的测量到目前为止的AM CVn的施主质量，并且仅依赖于几何和经过充分测试的物理假设。我们发现质量比$q = M_2/M_1 = 0.0287 \pm 0.0020$和质量$M_1 = 0.87 \pm 0.02 M_\odot$和$M_2 = 0.0250 \pm 0.0013 M_\odot$。我们将这些属性与AM CVn形成的三个建议通道进行比较。我们测得的施主质量和半径不适合的收缩，是预测的AM CVn捐助者的后裔在长轨道周期的白矮星或氦星。我们测量的施主属性落在参数空间的区域中，在该区域中，系统从氢为主的激变变量是预期的，但这样的系统应该显示光谱氢，这是没有看到在Gaia 14 aae。因此，该系统的演变历史并不清楚。我们认为氦燃烧的恒星或演化的激变变星是最有可能的祖先，但这两种模型都需要额外的过程和/或微调，以适应数据。此外，我们计算一个更新的星历表，它纠正了以前公布的星历表中的异常时间测量。
2018-02-01 astro-ph.SR
Nature of HD 251108: an RS CVn binary with a long-term evolving spot
Chongqing University（重庆大学）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Beijing Normal University（北京师范大学）；Thüringer Landessternwarte Tautenburg（图林根州陶滕堡天文台）；Hamburger Sternwarte, Universität Hamburg（汉堡天文台，汉堡大学）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）
通过光谱观测和测光数据，重新确定了 HD 251108 的大气参数，发现其为包含约 1.3 M☉ 的 K 型巨星和约 0.25 M☉ 的 M 矮星伴星的 RS CVn 双星，并揭示了由大黑子演化驱动的光变调制和黑子纬度迁移，同时指出恒星磁活动对径向速度有显著影响。
2026-05-26 astro-ph.SR
Modelling the AM CVn and Double Detonation Supernova Progenitor Binary System CD-30$^{\circ}$11223
本研究利用MESA软件对双爆轰超新星前身星双星系统CD-30进行建模，发现0.47太阳质量的sdB解更优，证实其将在约55 Myr后爆发并抛射sdB，末期将呈现AM CVn型系统特征。
2023-10-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Discovery of 36 eclipsing EL CVn binaries found by the Palomar Transient Factory
我们报告了36个新的食EL CVn型双星的发现和分析，包括一个核心的氦成分前白矮星和早期型主序星的伴侣，这些系统的已知人口增加了一倍以上。我们使用监督机器学习方法从Palomar Transient Factory中搜索了80万条光变曲线，并结合了SDSS，Pan-STARRS和2 MASS颜色。新系统的轨道周期范围为0.46-3.8 d，PTF $R$或$g^{\prime}$滤光片的视亮度范围为14-16 mag。对于其中的12个系统，我们用艾萨克·牛顿望远镜的中间色散光谱仪获得了径向速度曲线。我们模拟的光变曲线，径向速度曲线和光谱能量分布，以确定系统参数。前He-WD的半径（0.3-0.7 $\mathrm{R_{\odot}}$）和有效温度（8000-17000 K）与恒星演化模型一致，但质量（0.12-0.28 $\mathrm{M_{\odot}}$）的变化比模型预测的要大。这项研究表明，在大型天气调查数据上使用机器学习技术是在短暂的进化阶段发现大量二元系统样本的有力方法。
2017-12-18 astro-ph.SR
Swift and XMM-Newton observations of an RS CVn type eclipsing binary SZ Psc: Superflare and coronal properties
本文利用Swift天文台的观测资料，对一个RS CVn型食双星系统SZ Psc上观测到的一次大而长持续时间（$>$ 1.3天）的X射线耀斑进行了深入的研究。在0.35 $-$ 10 keV能带中，峰值亮度估计为4.2 $\times$ 10 $^{33}$ erg s $^{-1}$。利用Swift观测站和XMM-Newton卫星分别在耀斑爆发后5.67 d和1.4 a观测到SZ Psc的静止日冕。静态电晕被发现是由三个温度的等离子体：4，13，和48 MK。对SZ Psc静止日冕的高分辨率X射线能谱分析表明，高第一电离势（FIP）元素比低FIP元素更丰富。耀斑的时间分辨X射线光谱显示了耀斑温度、发射量和丰度的显著变化。耀斑期间的温度峰值为199 $\pm$ 11 MK，发射量峰值为2.13 $\pm$ 0.05 $\times 10^{56}$ cm $^{-3}$，丰度峰值为0.66 $\pm$ 0.09 Z $_{\odot}$.利用流体动力学环模型，我们推导出耀斑的环长为6.3 $\pm$ 0.5 $\times 10^{11}$ cm，而耀斑峰值处的环压和环密度分别为3.5 $\pm$ 0.7 $\times 10^{3}$ dyne cm $^{-2}$和8 $\pm$ 2 $\times 10^{10}$ cm $^{-3}$.产生耀斑的总磁场估计为490 $\pm$…
2022-10-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Strongly magnetized accretion in two ultracompact binary systems
本研究发现两个表现出磁准直吸积特征的AM CVn系统，其质量转移速率高于纯引力辐射驱动的演化预期，提出磁制动可能是驱动机制，并探讨了该机制对这类天体演化及引力波探测的影响。
2023-12-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Very Bright, Very Hot, and Very Long Flaring Event from the M Dwarf Binary System DG CVn
2014年4月23日，雨燕卫星对它的爆发警报望远镜探测到的一个硬X射线瞬变做出了反应，这是附近一个年轻的M矮星双星DG~CVn的恒星耀斑。我们利用观测在X射线，紫外线，光学和无线电波长来推断两个大耀斑的属性。在0.3-100 keV的带通范围内，主爆发的X射线谱可以用单个高温等离子体或非热厚靶韧致辐射模型来描述，我们排除了基于能量基础的非热模型。这是恒星耀斑中光谱观测到的最高温度，T $_{X}$为290 MK。第一个事件之后，几乎一天后发生了一个能量巨大的事件。我们约束的光球面积在两个耀斑中的每一个是$>$ 10 $^{20}$厘米$^{2}$，并找到证据，从流量比在第二个事件的贡献，除了通常的热，T $\sim$ 10 $^{4}$ K黑体发射耀斑的脉冲阶段。X射线和白光的辐射能量表明，这两个事件是从M矮星观测到的两个能量最高的X射线耀斑，X射线辐射能量在0.3-10 keV带通范围内分别为4 $\times$ 10 $^{35}$和9 $\times$ 10 $^{35}$ erg，E $_{V}$的光学耀斑能量分别为2.8 $\times$ 10 $^{34}$和5.2 $\times$ 10 $^{34}$ erg。这里介绍的结果应纳入大型恒星耀斑对近地系外行星大气的天体物理影响的最新模型。
2016-09-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
He-accreting WD: Nucleosynthesis in the extreme binary system (1.02+0.30) M$_\odot$
研究了具有大质量白矮星施主和吸积体的AM~CVn星的演化性质。作为它们的代表，我们考虑一个二进制最初组成的0.30 M $_\odot$，He WD和1.02 M $_\odot$，CO WD。计算了施主的质量转移率随时间的变化，并计算了吸积体的演化，考虑了质量交换对轨道参数演化的影响。我们模型的热响应的吸积CO WD与FUN进化代码耦合到一个完整的核网络，从氢到铋，包括700多个同位素连接约1000个核过程。我们发现，这些系统中的吸积体经历了稳定的He燃烧和温和的He闪光以及强烈的He闪光阶段，最终形成了由大量（$\sim 0.1$ M $_\odot$）富He缓冲层覆盖的CO WDs。在He闪光（温和和强烈）期间，He壳层中的温度升高到$3\times 10^8$ K以上，因此${^{22}Ne}(α,n){^{25}Mg}$反应变得有效，并且可以产生富含$n$的同位素。在强烈的非动力学He闪光触发的RLOF事件中，富含$α$ -元素和富含$n$同位素的物质被喷射出来，污染了星际介质。我们的研究结果强烈表明，大规模的AM CVn系统与WD捐助者没有经历一个最终的非常强大的动态氦闪光驱动的爆炸性事件，如SN. IA。虽然喷出的物质是高度富集的重同位素，大规模的AM CVn系统对银河系化学演化的相对贡献是，最有可能的，由于其预期的稀缺性，可以忽略不计。
2019-01-02 astro-ph.SR
Surface image and activity-corrected orbit of the RS CVn binary HR 7275: Disentangling activity tracers
研究HR 7275双星系统的表面斑点分布和磁活动，通过分离光谱和校正径向速度抖动，获得更精确的轨道解和表面磁场信息。
2025-12-10 astro-ph.SR
Mass transfer stability for AM CVn binaries with white dwarf donors
Kyoto University（京都大学）；RIKEN（理化学研究所）；Monash University（蒙纳士大学）
研究通过考虑氦白矮星供体的温度依赖性，重新评估了AM CVn双星的质子转移稳定性，发现其更稳定，DWDB合并更罕见。
2026-03-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-raying the coronae of HD~155555
我们提出了一个高分辨率的钱德拉观测的多系统，HD 155555（RS CVn型双星系统，HD 155555 AB，其空间分辨低质量的同伴HD 155555 C）的分析。这是一个有趣的系统，它显示了活跃的前主序星和同步（主序星）双星的特性。我们得到的发射测量分布，温度结构，等离子体密度，和这个系统的丰度，并将它们与其他年轻/活跃的恒星的日冕性质进行比较。HD 155555 AB和HD 155555 C在0.3-6.0 keV的能量带中产生大量的X射线发射，log Lx分别为30.54和29.30。单个恒星的光变曲线在几分钟到几小时的时间尺度上表现出变化。利用谱线分析法对色散谱进行了分析，并重建了发射测量分布。在这两种情况下，所得到的元素丰度表现出逆第一电离势效应。对类氦三重态的分析得出日冕电子密度范围约为10^10-10^13 cm-3。由于HD 155555 AB被归类为RS CVn和PMS星，我们将我们的结果与其他稍老的活跃主序星和金牛T星的结果进行了比较，这表明HD 155555 AB的日冕性质非常类似于较老的RS CVn双星，而不是年轻的PMS星。我们的结果还表明HD 155555 C的性质与其他活动M矮星的性质非常相似。
2015-06-25 astro-ph.SR
WASP 0346-21: An EL CVn-Type Eclipsing Binary with Multiperiodic Pulsations in a Triple System
通过 VLT/UVES 和 TESS 观测测定了三重系统 WASP 0346-21 的物理参数，发现其包含一颗 A 型脉动星和一颗极低质量白矮星，证实了该系统是具有多周期脉动的 EL CVn 型食双星。
2024-07-25 astro-ph.SR
V407 Vul: a triple star system with an AM CVn detectable by gravitational wave observatories
University of Potsdam（波茨坦大学）；University of Warwick（华威大学）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森天体物理中心）；California Institute of Technology（加州理工学院）；Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg（海德堡大学天文中心）；The Observatories of the Carnegie Institution for Science（卡内基科学机构天文台）；University of Sheffield（谢菲尔德大学）；Hamburger Sternwarte, University of Hamburg（汉堡大学汉堡天文台）
研究V407 Vul三星系统，通过检测天体测量摆动确认其三星性质，利用23年轨道计时约束轨道衰减，借助哈勃数据确定相关参数，预测LISA能探测到它，使其成为首个可被毫赫兹引力波天文台探测的‘验证三星’。
2026-07-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetic field topology of the RS CVn star II Pegasi
冷的活跃恒星中的发电机过程产生复杂的磁场，在不同的时间尺度上负责突出的表面恒星活动和变化。对于少数冷星的磁场拓扑结构重建的时间序列的分光偏振观测使用塞曼多普勒成像（ZDI）方法。在这项研究中，我们遵循的长期演变的磁场拓扑结构的RS CVn双星II钉。我们收集了高分辨率圆偏振观测II钉使用SOFIN分光偏振仪在北欧光学望远镜。这些数据涵盖了7年内的12个时期。结合一个新的ZDI代码的多线诊断技术来解释这些意见。使用这些数据的磁反转揭示了具有0.5-1.0 kG的典型局部强度和复杂拓扑结构的演变的磁场。尽管使用了自洽的磁和温度映射技术，我们没有找到一个明确的磁和温度之间的相关性的ZDI地图的功能。我们也没有确认存在持久的方位场环中发现的其他RS CVn星。对II Peg的磁场拓扑结构的重建揭示了其表面磁场结构和扩展磁层场几何结构的显著演化。从2004年到2010年，总场能量急剧下降，场的轴对称性变得更小。这也与从主要极向为主的环形场拓扑结构的过渡相吻合。将II Peg的ZDI图与发电机理论的预测进行定性比较后发现，该恒星的磁场主要是由湍流α ^2发电机而不是太阳α ω发电机产生的。我们的结果没有显示出明显的活动经度系统，也没有证据表明存在方位发电机波。
2013-01-08 astro-ph.SR
Atypical Light Curves
在对加尔文-雷霍博斯天文台获得的数据档案进行系统研究后，我们发现了大约200颗新的变星。其中，我们提出了五个密切的二进制显示行为可能是由于恒星黑子或其他磁活动。对于上下文，我们首先提出了两个新的RS CVn系统，其行为可以很容易地归因于星点。然后，我们提出了三个新的密切的二进制系统，而非典型的，与光变曲线的变化方式，随着时间的推移，不容易理解的星点活动一般与磁活跃的二进制系统称为RS CVn系统。这三个中的两个是接触双星，它们的平均亮度逐渐变化，而光曲线形状没有明显的变化。第三个系统已经显示出如此大的光变曲线形态的变化，我们推测这可能是一个罕见的例子，一个系统之间的接触和非接触的配置来回过渡，也许是由磁周期驱动的至少一个成员的二进制。
2013-10-02 astro-ph.SR
Evidence of Long-Lived Powerful Gyrosynchrotron Radio Emission in the Close Binary FF UMa
Yunnan University（云南大学）；Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；Sun Yat-Sen University（中山大学）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；Finnish Geospatial Research Institute (FGI), National Land Survey of Finland（芬兰国家土地测量局芬兰地理研究所）；Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）
研究FF UMa双星的无线电发射特性，发现其高亮度温度和低圆偏振率，表明由弱相对论电子在强磁场中产生gyrosynchrotron辐射，且无线电亮度与圆偏振率呈反相关。
2026-03-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Early optical follow-up of the nearby active star DG CVn during its 2014 superflare
DG CVn是一个双星系统，其中一个组成部分是一个M型超快矮星，在太阳附近只有三个已知的。在2014年的超级耀斑事件期间，Swift卫星和几个地面观测站对DG CVn的观测使我们能够对红矮星的超级耀斑进行完整的硬X射线光学跟踪。观测结果支持了这样一个事实，即超级耀斑可以用恒星表面存在大的活动区域来解释。这种活动类似于最极端的太阳耀斑事件。这指向了一个合理的外推，即最活跃的红矮星的行为与太阳中发生的过程之间的关系。
2015-07-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the progenitors of AM CVn stars as LISA sources: the evolved donor star channel
空间引力波（GW）探测器激光干涉仪空间天线（LISA）计划于21世纪30年代初发射，用于探测银河系中的低频GW信号。AM CVn星通常被认为是重要的低频GW源。本文利用MESA程序计算了大量由一颗白矮星（WD）和一颗主序星（MS）组成的双星系统的演化，并诊断了它们的后代--AM CVn星能否被LISA观测到。模拟结果表明，这些LISA源在1 kpc距离内的前身星是WD-MS双星，其施主星为$1.0-1.4~M_\odot$（初始WD质量为$0.5~M_\odot$）或$1.0-2.0~M_\odot$（初始WD质量为$0.7~M_\odot$），初始轨道周期略小于分叉周期。我们的模拟还表明，10验证AM CVn源可以复制的标准磁制动模型，是潜在的LISA源。根据布居合成模拟得到的AMCVns的诞生率，可以估算出距离演化施主星通道1 kpc范围内的AMCVn-LISA源的诞生率为$(0.6-1.4)\times10^{-6}~\rm yr^{-1}$，AMCVn-LISA源的预测数量约为$340-810$ .因此，演化的施主星通道在形成银河系AMCVn-LISA源中起着重要作用。
2021-01-25 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The evolutionary history of ultra-compact accreting binaries. I. Chemical abundances and formation channel of the eclipsing AM CVn system ZTF J225237.05-051917.4 from HST spectroscopy
Hamburg Observatory, University of Hamburg（汉堡天文台，汉堡大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Department of Physics and Astronomy, Texas Tech University（德克萨斯理工大学物理与天文学系）；Department of Physics, University of Warwick（华威大学物理系）；Institut für Theoretische Physik und Astrophysik, University of Kiel（基尔大学理论物理与天体物理研究所）；São Paulo State University (UNESP), School of Engineering and Sciences（圣保罗州立大学（UNESP）工程与科学学院）；The Observatories of the Carnegie Institution for Science（卡内基科学机构天文台）；Department of Physics, University of California, Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校物理系）；Departamento de Física, Universidad Técnica Federico Santa María（费德里科·圣玛丽亚技术大学物理系）；Institute of Science and Technology Austria（奥地利科学技术研究所）；Anton Pannekoek Institute for Astronomy, University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学安东·潘农克天文研究所）
通过紫外光谱分析，研究了AM CVn系统ZTF J225237.05-051917.4的化学丰度和形成通道，确定其为白矮星或CV通道，排除了氦星通道。
2025-12-03 astro-ph.SR
