EPIC 216747137: a new HW Vir eclipsing binary with a massive sdOB primary and a low-mass M-dwarf companion
EPIC 216747137是开普勒航天器在其K2“第二次生命”期间发现的一个新的HW~室女座系统。像其他的HW Vir系统一样，EPIC 216747137是一个后共包络食双星，由一颗热的次发光恒星和一颗冷的低质量伴星组成。3.87小时的短轨道周期产生了强烈的次级反射效应（R波段约9%）。与AA Dor和V1828 Aql一起，EPIC 216747137属于HW Vir系统的一个小组，具有热演化的sdOB初级。我们发现热分量的大气参数如下：Teff=40400 $\pm$ 1000 K，logg=5.56 $\pm$ 0.06，log（N（He）/N（H））= $-$ 2.59 $\pm$ 0.05. sdOB自转速度vsini=51 $\pm$ 10 km/s意味着恒星自转比轨道公转慢，系统不同步。当我们结合光度和光谱的结果与盖亚视差，该系统的最佳解决方案对应于一个主要的质量约0.62 Msun接近，并可能超过，中央氦耗尽，而冷的M-矮星伴星的质量约为0.11 Msun。
2020-10-26 astro-ph.SR
The Remarkable Be+sdOB Binary HD 55606 I: Orbital and Stellar Parameters
由于在SDSS/APOGEE $H$波段观测到特殊的光谱变化，我们用光谱学方法观测了Be星HD 55606，发现它是一个奇异的双线光谱联星（SB 2），由一颗Be星和一颗热的致密伴星组成，伴星可能是OB亚矮星（sdOB）。sdOB星的运动是通过它对He~I强谱线的影响来追踪的，观测到径向速度（$V_{r}$）变量，具有窄中心吸收核的双峰发射轮廓。在大多数光谱中都可以检测到与伴星相关的弱He II 4686吸收。使用低电离发射线的发射峰追踪Be星$V_{r}$，使用He I线追踪伴星$V_{r}$，得到周期为93.8天的圆形轨道解，在$i=80^{\circ}$的情况下，质量为$M_{\rm Be}=6.2$ $M_{\rm \odot}$和$M_{\rm sdOB}=0.9$ $M_{\rm \odot}$。HD 55606表现出多种锁相可变性，包括在每个轨道上发展两次壳线。壳相一致的变化，在双发射峰分离，和两种形式的可变性可能是由两臂螺旋密度扰动的Be盘。双发射峰的强度比也是相位锁定的，可能表明加热的sdOB星的一面的Be盘facing it. HD 55606是一个新的成员越来越多的样本的Be+sdOB二进制文件，其中Be星的快速旋转和能力，形成一个磁盘可以归因于过去的质量转移。
2018-06-18 astro-ph.SR
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…
2017-10-19 astro-ph.SR
The Detection and Characterization of Be+sdO Binaries from HST/STIS FUV Spectroscopy
B-发射线星是快速旋转的恒星，可能是在相互作用的双星中通过质量转移产生的质量和角动量吸积而旋转起来的。质量转移将剥离施主星的外壳，产生一个小而热的亚矮星残骸。在这里，我们报告哈勃太空望远镜/STIS远紫外光谱的Be星的样本，揭示了存在的热sdO同伴通过计算的交叉关联函数的观测和模型光谱。我们清楚地检测到13颗恒星中的10颗的sdO星的光谱信号，光谱信号表明sdO星很热，相对较暗，并且像模型预测的那样缓慢旋转。它们的温度和半径与演化轨迹的比较表明，sdO星占据了相对长寿的He核燃烧阶段。在这次调查之前，十个探测中只有一个是已知的二进制，这强调了通过光学光谱学找到这样的Be+sdO二进制的困难。然而，这些结果和其他结果表明，许多Be星可能拥有热的亚矮星伴星。
2021-03-25 astro-ph.SR
The orbital and physical properties of five southern Be+sdO binary systems
本文通过三年高质量光谱研究五个长周期 Be+sdO 双星，测定其轨道与物理性质、质量比及伴星谱线，并识别可能的超新星前身星。
2023-03-22 astro-ph.SR
A photometric and spectroscopic study of NSVS 14256825: the second sdOB+dM eclipsing binary
本文分析了一颗HW Vir型双星NSVS 14256825的UBVR $_{\rm C}$ I $_{\rm C}$ JH测光和相位分辨光谱。这类恒星的成员包括一颗热的次矮星和一颗在近轨道上的低质量主序星（$P_{\rm orb} ~ 0.1$ d）。利用主食时间，我们改进了该系统的星历，其轨道周期为0.11037 d。从光谱数据分析，我们得到的有效温度，$T_1 = 40000 \pm 500$ K，表面重力，$\log g_1 = 5.50\pm0.05$，和氦丰度，$n(\rm He)/n(\rm H)=0.003\pm0.001$，为热成分。同时建模的光度和光谱数据使用威尔逊Devinney代码，我们得到的几何和物理参数NSVS 14256825。使用拟合的轨道倾角和质量比（分别为$i = 82\fdg5\pm0\fdg3$和$q = M_2/M_1 = 0.260\pm0.012$），系统的组成部分有$M_1 = 0.419 \pm 0.070 M_{\odot}$、$R_1 = 0.188 \pm 0.010 R_{\odot}$、$M_2 = 0.109 \pm 0.023 M_{\odot}$和$R_2 = 0.162 \pm 0.008 R_{\odot}$。根据光谱特征，这颗热星被归类为sdOB星。
2012-03-06 astro-ph.SR
A new sdO+dM binary with extreme eclipses and reflection effect
我们报告发现了一个新的全食双星（RA=06：40：29.11; Dec=+38：56：52.2; J=2000.0; Rmax=17.2等），它有一个sdO主星和一个强辐射红矮星伴星。它的轨道周期为Porb=0.187284394（11）d，食深超过5等。我们得到了两个低分辨率的分类光谱与GTC/OSIRIS和10个中等分辨率的光谱与WHT/ISIS约束的二元成员的属性。光谱主要由H巴耳末和He II吸收线从sdO星，和相位相关的发射线从照射的同伴。结合光谱和光变曲线的分析表明，热亚矮星的温度Teff（spec）= 55 000 +/-3000 K，表面重力log g（phot）= 6.2 +/- 0.04（cgs），He丰度log（nHe/nH）= -2.24 +/- 0.40。炽热的sdO星照射红矮星伴星，将其亚恒星温度加热到22500 K。伴星的表面参数很难从现有的数据中得到限制：最显著的特征是发射中的强H巴耳末和C II-III线。径向速度估计与sdO+dM分类一致。测光数据没有显示任何sdO脉动振幅大于7毫等的迹象，而Halpha-filter图像也没有提供证据证明sdO恒星存在行星状星云。
2015-05-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
A new route to massive hot subdwarfs: common envelope ejection from asymptotic giant branch stars
提出AGB星公共包层抛射形成大质量sdO/B的新通道，构建演化模型并解释SMSS J1920的关键观测参数及富氦热亚矮星特征。
2024-01-23 astro-ph.SR
A Close-in Substellar Object Orbiting the sdOB-type Eclipsing-Binary System NSVS14256825
NSVS 14256825是第二个轨道周期为2.65小时的sdOB + dM食双星系统。利用计时法，这颗特殊的双星被发现含有环双星行星或褐矮星。然而，不同的作者得出了不同的结果，因为对日食时间的报道不足。自2008年以来，我们使用多台望远镜对该双星进行了近10年的监测，获得了84个新的高精度光极小期。结果表明，O-C曲线近期呈上升趋势，并呈现周期为8.83年、振幅为46.31秒的周期性变化。这种周期变化不能用红矮星成分的磁活动周期来解释，因为所需的能量远大于该成分在一个完整周期内辐射的能量。在NSVS 1425中检测到的这种周期性变化可以通过第三体的存在用光传播时间效应来解释。第三个天体的最小质量被确定为14.15 $M_{jup}$，处于行星和褐矮星之间的过渡。这颗亚恒星物体围绕着这颗演化的双星运行，轨道间距约为3天文单位，离心率为0.12。这些结果表明，NSVS 14256825是第一个由亚星天体组成的sdOB型食双星。对NSVS 14256825的近距离亚恒星伴星的探测将为sdOB型双星及其伴星的形成和演化提供一些见解。
2019-05-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
Full orbital solution and dynamical masses for a new shell-Be + sdOB binary AN Col
European Organisation for Astronomical Research in the Southern Hemisphere (ESO)（欧洲南方天文台）；Georgia State University（佐治亚州立大学）；Université Côte d’Azur, Observatoire de la Côte d’Azur, CNRS（蔚蓝海岸大学，蔚蓝海岸天文台，法国国家科学研究中心）；Universidade de São Paulo, Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas（圣保罗大学，天文学、地球物理学和大气科学研究所）
针对新发现的壳Be星+sdOB双星AN Col，结合GRAVITY干涉测量与光谱视向速度，给出完整三维轨道解，测得动力学质量M_Be=8.39±0.67 M☉、M_sdOB=0.81±0.22 M☉，并揭示其高转移效率与伴星温度接近30 kK。
2026-10-05 astro-ph.SR
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…
2020-02-04 astro-ph.SR
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）
本文提出了一种基于盘调节的吸积模型，用于解释非退化恒星间的质量转移，解决了传统旋转限制吸积模型在Be星和sdOB双星系统中的不足，通过考虑角动量传输和超量效应，更准确地预测了双星组件质量。
2026-02-05 astro-ph.SR
Detection of a multi-shell planetary nebula around the hot subdwarf O-type star 2MASS J19310888+4324577
自1947年发现以来，热亚矮星O型星（sdOs）的起源仍然不清楚。其中，后渐近巨分支（post-AGB）起源是可能的一小部分sdO。我们参与了一项正在进行的全面研究，以寻找和分析sdOs周围的行星状星云（PNE），目的是确定sdOs的分数和属性与后AGB起源。我们使用深Halalpha和[OIII]图像的sdO探测星云发射和中间分辨率，长狭缝光谱检测星云和他们的sdO中心恒星。这些数据与其他观测数据相辅相成，以便对探测到的星云进行进一步分析。我们报告了在2 MASS J19310888+4324577（2 M1931 +4324）周围探测到一个极其微弱的复杂PN，这是一个双星系统中被归类为sdO的恒星。PN显示了一个双极和一个椭圆形的外壳，其主轴方向相互垂直，以及两个外壳外的高激发结构。WISE存档图像显示了星云内部区域12和22微米的微弱扩展发射。星云内部的运动学与双极和圆柱/椭球壳一致，在这两种情况下，主轴主要垂直于视线。星云光谱只显示出H α、H β和[OIII] 4959，5007发射线，但显示出非常低的激发（[OIII]/H β = 1.5），与没有低激发发射线形成强烈对比。2 M1931 +4324的光谱呈现出窄的电离氦谱，证实了以前的sdO分类，并表明有效温度>= 60000 K。2 M1931 +4324的双星性质，它与复杂PN的关联，以及该系统的几个性质，为双星中…
2013-01-30 astro-ph.SR
The first heavy-metal hot subdwarf composite binary SB 744
对长周期sdOB+ G1 V型光谱双星SB 744的径向速度跟踪显示，sdOB星的光谱中有很强的氟和铅线，G1 V伴星中有太阳下的金属丰度。通过高质量的观测和盖亚天体测量数据，我们的目标是测量该系统的化学成分和银河系运动学，将其与已知的热亚矮星种群联系起来。这样的双星系统具有很高的潜力，因为它们可以深入了解双星演化的后期阶段以及剥离核心的氦燃烧恒星的神秘形成。我们已经分析了均匀大气模型的光谱，从直接的波长空间分解得到的二元成员的表面参数和独立测量的冷伴星的大气特性。这两种独立的方法得出了一致的结果，其中，修正了光谱能量分布的限制，提供了一个亚矮星质量。盖亚天体测量使我们能够推导出该系统的银河运动学。SB 744原来是一个古老的人口II系统，经历了戏剧性的事件。热的亚矮星属于重金属的sdOB星的子类，我们报告超太阳的铅丰度，基于铅III/IV线。热亚矮星的He丰度是已知重金属sdOB星中最低的。氟的存在意味着SB 744曾经是一个等级分明的三元系统，内部的双星系统在不久的过去已经合并。作为一种替代方案，通过晚期核心氦闪光和大气混合的单星演化也可以产生观测到的氟丰度。目前观测到的大气金属过量可能是形成过程中的混合过程和辐射支持相结合的结果。
2021-07-07 astro-ph.SR
A Roche Lobe-filling hot Subdwarf and White Dwarf Binary: possible detection of an ejected common envelope
由一颗热的次矮星和一颗吸积的白矮星（WD）组成的双星是低频引力波辐射的来源，如果WD质量足够大，它们可能是Ia型超新星的祖先。在这里，我们报告了已知的第三颗此类联星的发现：它由一颗热亚矮星O（sdO）星和一颗WD组成，轨道周期为3.495小时，轨道在6年内收缩0.1秒。sdO星过度填充其洛希瓣，并可能通过吸积盘将质量转移到WD。从光谱，我们得到的有效温度为$T_{\mathrm{eff}}=54\,240\pm1\,840$ K和表面重力$\log{g}=4.841\pm0.108$的sdO星。从光变曲线分析，我们获得$M_{\mathrm{sdO}}=0.55$ ${\mathrm{M_{\odot}}}$的sdO质量和$q=M_{\mathrm{WD}}/M_{\mathrm{sdO}}=0.738\pm0.001$的质量比。此外，我们估计，磁盘的半径为$\sim 0.41R_\odot$和厚度为$\sim 0.18R_\odot$。这颗双星的起源可能是一个共同的包层喷射通道，其中sdO星的前身可能是一颗RGB星，或者更可能是一颗早期的AGB星; sdO星随后将演化成WD星，并与WD伴星合并，可能形成R CrB星。该天体光谱中的突出特征是强烈的Ca H&K线，这些线被$\sim$蓝移200 km/s，可能来自最近喷出的共同包层，我们估计双星系统中残留的CE物质的密度为$\sim…
2022-08-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
PUCHEROS Early Science: A New Be+sdO Candidate
我们报告的第一个科学结果与最近委托PUCHEROS光谱仪，安装在50厘米望远镜的天主教大学附近的圣地亚哥，智利。发现了一个未知的Be+sdO双星，omicron Pup。如果得到证实，这将是该班级的第四名成员。这样的恒星通过双星质量转移获得快速自转，现在由一颗Be星和一颗热亚矮星组成。
2012-09-24 astro-ph.IM astro-ph.SR
A 500 pc volume-limited sample of hot subluminous stars III. The short-period binary population
University of Potsdam（波茨坦大学）；University of Warwick（华威大学）；Universidad de Valparaíso（瓦尔帕莱索大学）；KU Leuven（荷语鲁汶大学）
本研究基于盖亚 DR3 数据，分析 500 pc 内 301 颗热亚矮星的短周期双星族，得出其短周期双星占比、新发现多类双星系统，并估算相关并合率与 SN Ia 前身星贡献。
2026-08-31 astro-ph.SR
Detection of additional Be+sdO systems from IUE spectroscopy
越来越多的证据表明，一些Be星是通过密近双星系统中的质量转移而旋转起来的，留下了前质量供体星作为一个热的、剥离的物体。国际紫外线探测器（International Ultraviolet Explorer，IUE）光谱学发现了五个已知的Be星与热亚矮星（sdO）伴星的例子。在这里，我们扩大搜索Be+SDO候选人使用档案FUV光谱从IUE。我们收集了264颗恒星的IUE光谱，并与热亚矮星的模型光谱形成了交叉关联函数（CCF）。发现了12个新的候选Be+sdO系统，其中8个显示与轨道运动相关的径向速度变化。新的加上已知的Be+sdO系统有光谱亚型为B0到B3的Be星，考虑到我们样本中大量较冷的B星，缺乏后一种类型的系统是令人惊讶的。我们讨论了所观察到的数量和光谱类型分布的Be+sdO系统的解释，我们认为，可能有许多被剥离的同伴，通过我们的分析太微弱的检测系统。
2018-01-03 astro-ph.SR
The rapidly pulsating sdO star, SDSS J160043.6+074802.9
SDSS J160043.6+074802.9是一个包含一颗脉动次矮星-O（sdO）和一颗晚型伴星的双星系统，它的光谱分析结果是Teff = 70 000 +/- 5000 K，log g = 5.25 +/- 0.30，其中最有可能的是K3 V型的副恒星。我们将我们的结果与Fontaine等人（2008）推导的大气参数进行了比较，并在现有的sdO恒星演化模型的背景下进行了比较。新的和更广泛的测光也提出了恢复大部分，但不是全部，在早期的文件中发现的频率。因此，某些脉动模式可能具有可变的振幅。对均匀金属丰度sdO模型的非绝热脉动分析表明，log g > 5.3的模型更有可能不稳定，并且能够在观测到的频率范围内驱动脉动。
2009-09-04 astro-ph.SR
Pulsating hot subdwarfs with MS companions or: EO Ceti is an sdO pulsator!
大约有一半的热次矮星被发现具有复合型光谱，表明有一个光谱类型为F-K的主序星伴星，而双星也不例外。来自主序星的光谱污染使得很难可靠地建立热成分的物理参数，也使得脉动更难检测，因为振幅被抑制。讨论了观测到的热亚矮星双星样本的二进制部分，是影响它的偏见。光谱证据清楚地表明，众所周知的sdB双星，EOCeti，是错误的分类，实际上是一个sdOV星。
2011-12-05 astro-ph.SR
Clues about the scarcity of stripped-envelope stars from the evolutionary state of the sdO+Be binary system phi Persei
条纹包络星（SES）是双星系统中通过洛赫瓣溢出失去质量后形成的。它们作为较老的恒星星族中的紫外线和电离辐射源，具有天体物理学意义，如果质量足够大，则是剥离的超新星祖先。二元进化模型预测它们是常见的，但只有少数亚矮星（即，与B型伴侣的SES）是已知的。这可能是观测偏差阻碍检测的结果，或者是对二元进化的错误理解。我们重新分析了充分研究后相互作用二进制英仙座phi。最近，新的数据改进了该系统的轨道解，其中包含一颗~1.2 Msun的SES和一颗快速旋转的~9.6 Msun Be星。我们使用贝叶斯方法与广泛的进化模型网格进行比较，发现SES和Be星的祖先的初始质量分别为7.2+/-0.4 Msun和3.8+/-0.4 Msun。该系统必须通过近保守的质量转移。这些发现与早期的研究一致。我们得到的年龄为57+/-900万年，与英仙座α星系团的年龄非常一致。我们注意到，这两颗恒星最初的质量都不足以产生核心坍缩超新星，但质量交换将Be星推到了质量阈值以上。我们发现，亚矮星是过亮的质量几乎一个数量级，相比之下，氦核心燃烧的恒星的期望。我们只能在亚矮星处于氦壳燃烧的后期才能调和这一点，这一阶段只持续亚矮星总寿命的2-3%。这可能意味着每个类似于英仙座φ的系统中存在多达50个进化程度较低、较暗的次矮星。我们的研究结果可以解释为一个强有力的迹象，表明确实存在大量的SES，但由于观察偏差和缺乏大规模的系统…
2018-03-06 astro-ph.SR
Spectroscopic twin to the hypervelocity sdO star US 708 and three fast sdB stars from the Hyper-MUCHFUSS project
银河系暗物质晕的重要示踪物是超高速恒星（HVS），它比银河系的局部逃逸速度和银河系晕中的相对较慢的高速恒星快。这样的HVS被认为是通过超大质量黑洞（希尔斯机制）对双星的潮汐破坏从银河系中心（GC）喷出的。Hyper-MUCHFUSS巡天的目的是寻找高速的可能未束缚的热亚矮星。我们提出的光谱和运动学分析的He-sdO以及三个候选人之间的sdB星使用光学Keck/ESI和VLT（Xshooter，FORS）光谱。自行是通过结合早期照相底片和现代数字巡天获得的位置确定的。银河系的静止坐标系速度范围从203 km\，s $^{-1}$到660 km\，s $^{-1}$，这表明所有四颗恒星都很可能受到银河系的引力束缚。SDSS J205030.39 $-$ 061957.8（J2050）是超高速He-sdO US 708的光谱孪生体，具有$T_\text{eff}=47000$ K和$\log g = 5.7$的表面重力。对于后者，GC被排除为基于运动学分析的起源地。因此，J2050可以排除Hills机制。射血速度（$385\pm79$ km\，s $^{-1}$）比US 708（$998\pm68$ km\，s $^{-1}$）慢得多。对于US 708提出的双星热核超新星方案可以很好地解释J2050的观测性质，而不会像US 708那样将模型参数推到极限。因此，这颗恒星可能是Ia型超新星的…
2017-03-30 astro-ph.SR
On helium-dominated stellar evolution: the mysterious role of the O(He)-type stars
大约四分之一的后渐近巨星分支（AGB）恒星是缺氢的。恒星演化模型解释了碳占主导地位的H-缺乏恒星的（非常）晚的热脉冲的情况下，富氢的信封是混合与富氦的壳层间层。根据最终闪光发生的特定时间，整个氢包层可能会燃烧。相比之下，氦主导的后AGB恒星及其演化尚未被理解。一小群非常热的氦占主导地位的恒星由O（He）型恒星形成。我们进行了详细的光谱分析的紫外光谱和光学光谱的四个O（He）星的国家的最先进的非LTE模型大气技术的手段。我们确定了有效温度，表面重力，和H，He，C，N，O，F，Ne，Si，P，S，Ar和Fe的丰度。通过推导O（He）星质量损失率的上限，我们发现它们没有表现出增强的质量损失。与演化模型的比较表明，O（He）星的地位仍然不确定。它们的丰度与双氦白矮星合并的预测相匹配，这表明它们可能是致密恒星和明亮的富氦sdO型恒星的后代。行星状星云的存在并没有在每一颗O（He）恒星周围显示出氦的富集，排除了这些恒星的合并起源。这些恒星必须以不同的方式形成，例如在AGB后的演化过程中通过增强的质量损失或在CO-WD和红巨星或AGB恒星的共同包层（CE）内合并。氦主导的恒星演化序列存在，这可能是由不同类型的合并或CE方案。看起来很可能，所有这些都在成为白矮星之前通过了O（He）相。
2014-05-07 astro-ph.SR
AstroSat/UVIT Study of NGC 663: First detection of Be+sdOB systems in a young star cluster
本研究利用AstroSat/UVIT的紫外数据首次对年轻疏散星团NGC 663开展紫外测光研究，发现19颗Be星存在紫外超，首次探测到大质量sdOB伴星，证实双星相互作用对星团中Be星形成的关键作用。
2025-06-12 astro-ph.SR
Spectral and spatial imaging of the Be+sdO binary phi Persei
快速旋转的Be星英仙座φ是通过质量和角动量转移从一个现在剥离下来的热亚矮星伴星旋转起来的。在这里，我们提出了第一个高角分辨率图像的phi英仙座可能的新能力，在长基线干涉在近红外和可见光波长。我们用CHARA阵列的MIRC和VEGA仪器观测了英仙座φ。进行了额外的仅限MIRC的观测，以跟踪伴星的轨道运动，并将这些观测与两颗恒星的新的和现有的径向速度测量相结合，以得出完整的轨道要素和距离。在每个观测时期的近红外数据中，热亚矮星伴星都被清楚地探测到，H波段的通量贡献为1.5%，限制拟合表明其通量贡献在可见光中上升到3.3%。结合天体测量和径向速度测量，确定了一个新的双星轨道解。计算出Be主星和次矮星的质量分别为9.6 ± 0.3Msol和1.2 ± 0.2Msol。推断的距离（186 +- 3 pc），运动学性质，和进化状态是一致的，在阿尔法Per集群中的phi英仙座成员。从集群的年龄，我们推导出显着的初始质量和演化的质量转移过程，改造了英仙座的phi二元系统的限制。干涉测量数据对Be盘的伸长、方向和运动学有很强的约束，并且盘的角动量矢量与轨道角动量矢量共同对齐并具有相同的旋转方向。VEGA的可见光连续谱数据表明Be星本身的形状是细长的，这是由于快速旋转、星周盘对光球的部分遮蔽以及明亮的内盘的通量的综合影响。
2015-03-11 astro-ph.SR
Spectroscopy of the mysterious Be system FF Cam
FF Cam是一颗靠近北天极的变星，发射氢线。它的光变率约为0.3等，是由依巴谷发现的。在SIMBAD中，这颗恒星的光谱类型是B 9，但它的位置与ROSAT X射线源一致。这表明系统中存在一个高温区域，可能起源于或靠近伴星。自2012年初以来，我们对FF Cam进行了光谱监测，发现了一个极其可变的H-α线轮廓以及许多吸收线的周期性变化的径向速度。本文的主要结论是：FF Cam是一个轨道周期为7.785天的双星系统，一个B型主星和一个K型副星。我们讨论的光谱特征，它们的变化，和FF凸轮的性质。
2013-05-07 astro-ph.SR
Birth of a Be star: an APOGEE search for Be stars forming through binary mass transfer
最近的建议，许多恒星形成通过二进制质量转移的动机，我们搜索的APOGEE调查与膨胀，剥离同伴的Be星。从一个定义明确的297颗Be星的母星样本中，我们确定了一个质量转移双星HD 15124。该天体由一颗主序星Be（$M_{\rm Be}=5.3\pm 0.6 \,M_{\odot}$）和一颗低质量的次巨星伴星（$M_{\rm donor}=0.92\pm 0.22\,M_{\odot}$）组成，其轨道为5.47天。发射线起源于一个吸积盘所造成的正在进行的质量转移，而不是从一个递减盘在经典的Be星。这两颗恒星的表面丰度都带有供体核心CNO处理的印记：表面氦的分数是$Y_{\rm He}\approx 0.6$，氮碳比是太阳值的1000倍。该系统的属性是很好地匹配的二元演化模型，其中开始传质，而$3-5\,M_{\odot}$捐助者离开主序列，与次要成为Be星。这些模型预测，该系统将很快成为一个分离的Be +剥离星双星，如HR 6819和LB-1，剥离的供体最终收缩成为核心燃烧氦的sdOB星。在这个短暂的（$\sim$ 1 Myr）演化阶段中发现一个天体意味着存在更多已经通过它的天体，现在是Be + sdOB双星。我们推断Be星的$(28_{-16}^{+27})\,\%$有剥离的伴星，其中大多数是暗淡的。再加上主序星同伴的缺乏和最近发现的许多Be + sdOB双星在紫外线，我们的研究…
2022-08-24 astro-ph.SR
Close binary progenitors and ejected companions of thermonuclear supernovae
热次矮星（sdO/Bs）是演化的核心氦燃烧恒星，具有非常薄的氢包层，可以通过普通的包层喷射形成。具有大质量白矮星（WD）伴星的近距离sdB双星是Ia型热核超新星（SN~Ia）的潜在祖先。我们发现了这样一个祖先候选者，以及一个幸存的伴星的候选者，它逃离了银河系。通过交叉匹配已知的sdB星与自行和光变曲线星表，已经发现了这两种类型天体的更多候选者。我们发现了72个具有高银河系静止帧速度的sdO/B候选者，其中12个可能与我们的银河系无关。此外，我们发现了已知的第二紧凑的sdB+WD二进制。然而，由于WD伴星的质量较低，它不太可能是SN\，Ia的祖先。
2016-12-09 astro-ph.SR
The physical structure of planetary nebulae around sdO stars: Abell36, DeHt2, and RWT152
我们目前的窄带Halpha和[OIII]图像，以及高分辨率，长缝光谱的行星状星云（PNe）Abell 36，DeHt 2，RWT 152旨在研究其形态和内部运动学。这些数据与中等分辨率的长缝光谱补充，以描述中心恒星和星云的光谱特性。形态运动学分析表明，Abell 36由一个内球体和两个亮点对称弧组成; DeHt 2为椭圆形，有突出的极区和一个明亮的非赤道环; RWT 152为双极。Abell 36和DeHt 2的形成需要几次喷射事件，包括可能比主壳层年轻并破坏了主壳层的准直双极流出。星云光谱的三个PNe显示出高的激发，也表明在DeHt 2和RWT 152的重元素可能缺乏。中央恒星的光谱强烈地暗示了sdO性质，它们与PNe的关联指出它们很可能是通过渐近巨星分支演化而来的。我们分析了与PNE相关的少数已知sdOs的一般性质，发现它们中的大多数都是相对或非常进化的PNE，具有复杂的形态，拥有双星中心，并且位于银河系相对较高的纬度。
2014-10-11 astro-ph.SR
Precise radial velocities of giant stars XV. Mysterious nearly periodic radial velocity variations in the eccentric binary $ε$ Cygni
利用Lick天文台的Hamilton Echelle摄谱仪，我们在超过12年的时间里获得了373颗G-和K-巨星样本的精确径向速度（RV），从而发现了几个单行星和多行星系统。发现长周期（~53年）光谱双星$ε$ Cyg（HIP 102488）的RVs表现出更短周期（~291天）的附加规则变化。我们打算改进$ε$ Cyg系统的轨道解，并试图找出近周期性的短周期变化的原因，这可能是由于一个额外的亚恒星伴星。我们使用了来自利克天文台的K巨星天鹅座$ε$的精确RV测量，结合了最近用SONG望远镜收集的大量RV以及档案数据集。我们的开普勒模型的RV的特点的光谱二进制的轨道，以更高的精度比以前实现，导致在半长轴的$a = 15.8 \mathrm{AU}$，偏心率的$e = 0.93$，和最小质量的次级$m \sin i = 0.265 M_\odot$。额外的短周期RV变化非常类似于一颗质量为1000亿的行星以$291 \mathrm{d}$的周期围绕演化的主要组成部分运行的信号，但推定轨道的周期和幅度随着时间的推移而发生强烈变化。此外，在我们对系统的稳定性分析中，在最佳拟合周围的大范围内没有找到稳定的轨道。这两个发现都认为RV变化的行星原因不太可能。大多数研究的替代方案，如层次三重或恒星斑点，也无法令人信服地解释所观察到的变化。然而，由于其非常偏心的双星轨道，$ε$ Cyg可能是心跳系统的…
2021-02-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
The massive hot subdwarf binary LAMOST J065816.72+094343.1
University of North Carolina（北卡罗来纳大学）；Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；International Centre of Supernovae (ICESUN), Yunnan Key Laboratory（国际超新星中心（ICESUN），云南省重点实验室）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Thüringer Landessternwarte Tautenburg（图林根州立陶滕堡天文台）；Hamburger Sternwarte, University of Hamburg（汉堡大学汉堡天文台）；Texas Tech University（德克萨斯理工大学）
研究LAMOST J065816.72+094343.1双星系统，确定其包含一个质量0.82±0.17M☉的sdOB星和一个接近钱德拉塞卡极限的伴星，可能引发Ia型超新星或形成中间质量双星脉冲星。
2026-01-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Spectral analysis of HD 49798, a bright, hydrogen-deficient sdO-type donor star in an accreting X-ray binary
本文利用从远紫外到光学的NLTE模型大气光谱分析，精确测定了X射线双星中sdO型供体星HD 49798的光球参数和金属丰度，揭示其为一颗被剥离的中等质量He星，表面丰度反映CNO循环和3α燃烧核合成过程。
2025-07-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hot subdwarf stars from the Hamburg Quasar Survey
Dr. Karl Remeis-Observatory & ECAP, Astronomical Institute, Friedrich-Alexander University Erlangen-Nuremberg（弗里德里希·亚历山大埃尔朗根-纽伦堡大学）；Institut für Physik und Astronomie, Universität Potsdam（波茨坦大学）；Institut für Astrophysik und Geophysik, Georg-August-Universität Göttingen（哥廷根大学）
研究通过分析HQS观测数据，探讨了热亚矮星的形成途径，发现He-rich sdOB和sdO星体分布于氦主序，支持了氦白矮星合并的起源模型。
2026-02-27 astro-ph.SR
Observations of the unique X-ray emitting subdwarf stars HD49798 and BD+37 442
我们报告的结果，我们得到的XMM牛顿观测HD 49798和BD+37 442，只有两个sdO星的X射线发射已被观察到。HD是一颗单线分光双星，轨道周期为1.5天。我们可以确定它的伴星是一颗M = 1.28 Msun的大质量白矮星，这使它成为Ia型超新星的候选祖先;我们还在白矮星日食期间探测到了显著的X射线发射，这可能是sdO恒星本身的X射线发射。在BD+37 442中，我们发现了周期为19.2 s的软X射线发射。这表明这颗热亚矮星还有一颗紧凑的双星伴星，要么是白矮星，要么是中子星，很可能是由sdO星的风吸积提供动力的。
2013-06-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
The CHARA Array interferometric program on the multiplicity of classical Be stars: new detections and orbits of stripped subdwarf companions
本项目利用CHARA干涉测量结合视向速度与视差，构建了6颗Be星双星的3D轨道并测得组分绝对动力学质量，同时探测了特殊伴星并排除了部分X射线原型星的特定伴星假设。
2023-12-13 astro-ph.SR
Non-local thermodynamic equilibrium spectral analysis of five hot, hydrogen-deficient pre-white dwarfs
热、致密、缺氢的前白矮星（pre-WD），有效温度Teff > 70，000 K，表面重力5.0 < log g < 7.0，尽管最近和正在进行的调查是相当罕见的对象。它们被认为是单星演化（晚期氦壳闪光或晚期氦核闪光）或双星演化（双WD合并）的结果。他们的研究很有趣，因为表面元素丰度反映了热核闪光和合并事件的物理学。在光谱上，它们被分为三个不同的类别，即PG 1159、O（He）或He-sdO。我们提出了一个光谱分析的五个这样的恒星，原来有大气参数的范围Teff = 70，000 - 80，000 K和log g = 5.2-6.3。这三个调查的He-sdOs有一个相对较高的氢质量分数（10%），这是无法解释的单（He核心闪光）和二进制演变（He WD合并）的情况。O（He）星JL 9可能是一个氦-WD并合双星，但它的氢含量（6%）也与并合模型不一致。我们发现RL 104是WD前阶段PG 1159级别中“最酷”的成员（Teff = 80，000 K）。它的光谱是显著的，因为它表现出C-IV线涉及的里德堡态的主量子数高达n = 22。它相当低的质量（0.48 + 0.03/-0.02 Msun）很难与PG 1159恒星的一般演化相一致，因为它是（非常）晚期He壳闪光的结果。同样的质量问题面临着一个密切的He-sdO加上CO WD二进制预测PG 1159的丰度合并模型。可能RL 104…
2021-11-26 astro-ph.SR
EC 22536-5304: a lead-rich and metal-poor long-period binary
燃烧氦的O型和B型（sdO/B）热亚矮星被认为是通过各种类型的双星相互作用产生的。最近发现富氦热亚矮星EC 22536 -5304的铅含量极其丰富。在这里，我们证明了EC 22536 -5304是一颗双星，有一颗贫金属的亚矮星F型（sdF）伴星。我们对高分辨率SALT/HRS和VLT/UVES光谱进行了详细的分析，得出了热亚矮星的金属丰度，以及这两种成分的大气参数。因为我们考虑了sdF恒星的贡献，所以sdOB的铅丰度，相对于太阳的+6.3 +/- 0.3 dex，甚至比以前认为的要高。对于sdF组分，我们推导出Teff = 6210 +/- 70 K，log g = 4.64 +/- 0.10，[Fe/H] = -1.95 +/- 0.04，[ $α$ /Fe] = +0.40 +/- 0.04。径向速度的变化，虽然目前采样不足，表明该双星系统有一个长的轨道周期约457天。这表明该系统可能是通过稳定的罗氏瓣溢出（RLOF）形成的。运动学分析表明，EC 22536 -5304是在银河系中心的偏心轨道上。这一点，以及sdF型伴星的低金属丰度和强烈的α增强，表明EC 22536 -5304是星系晕或金属弱厚盘的一部分。EC22536-5304是第一个低于[Fe/H] =-1的长周期热亚矮星双星，可能有助于限制低质量、低金属丰度红巨星支（RGB）星向主序星伴星的质量转移的RLOF机制。
2021-07-30 astro-ph.SR
Mysterious Dust-emitting Object Orbiting TIC 400799224
我们报告发现了一个性质不确定的独特物体-但很可能是一颗正在解体的小行星或小行星-绕着广泛分离的双星TIC 400799224的一颗恒星运行。我们最初通过光变曲线中的异常形状的衰落事件（以下称为“dips”）从TESS Sector 10的数据中识别出该系统。后续的散斑成像确定TIC 400799224实际上是两颗亮度相似的恒星，距离为0.62”，形成了一个可能的结合双星，预计距离约为300 au。我们还不能确定双星中哪颗恒星是流量下降的宿主。ASAS-SN和Evryscope的档案数据显示，在约19.77天的时间里，有一个很强的周期性的倾角，这让我们相信一个掩星物体正在围绕主星运行，尽管倾角的持续时间、深度和形状都有很大的变化。对ASAS-SN数据的统计分析表明，在每三到五次凌日中，只有一次在可检测的阈值上偶尔发生下降，这使人们相信，掩蔽物是一个偶尔排放的尘埃云的可能性。星云的光学厚度也相当大，阻挡了来自主星的37%或75%的光线，这取决于真正的主星。进一步的观测可能会让我们更详细地了解掩星的起源和组成，以及确定组成TIC 400799224的两颗恒星中哪一颗才是真正的主星。
2021-10-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
IR nebulae around bright massive stars as indicators for binary interactions
最近的研究表明，超过70%的大质量恒星并不是以有效的单星形式演化，而是作为相互作用的双星系统的成员。因此，这些恒星的演化与类似但孤立的物体相比发生了强烈的变化。我们研究了早型恒星周围秒差距尺度中红外星云的存在。如果它们存在于广泛的恒星性质中，一个可能的总体解释是二元相互作用中的非保守质量转移，或恒星合并。对于~3850颗恒星（亮星表[BSC]中的所有OBA星，Be星，BeXRB和Be+sdO系统），我们目视检查WISE 22 $μ$ m图像。根据星云的形状和相对位置，我们区分五类：偏移弓形激波结构上与恒星空间速度一致，不一致的偏移弓形激波，以及居中的，未解决的，未分类的星云。在BSC中，我们发现28%，13%和0.4%的O，B和A星，分别拥有相关的红外（IR）星云。此外，34/234 Be星、4/72 BeXRB和3/17 Be+sdO系统与红外星云有关。对准或不对准的弓形激波是由恒星和星际介质（ISM）之间的高相对速度引起的，它们分别由恒星或ISM主导。大约13%的中心星云可能是头部或尾部的弓形激波，对于其余的星云，数据不支持解释为父母盘的残骸，前一个伴星的超新星遗迹，以及恒星风中的尘埃产物。在银河系高纬度地区也存在有中心的星云，这极大地限制了与ISM中的凝聚体巧合对齐的全球风险。在双星演化过程中的质量损失似乎是形成这些星云中至少一部分的可行机制。总的来说，大约29%的红外星云（…
2018-06-06 astro-ph.SR
Dynamical masses of the primary Be star and the secondary sdB star in the single-lined binary kappa Dra (B6 IIIe)
由于许多经典Be星的性质可能是由于密近双星中的质量和角动量转移，因此它们的组分目前的质量、温度和半径对于与恒星演化模型进行比较是非常重要的。Kappa Dra是一个61.5天的单线双星，主要是B6 IIIe。利用CHARA阵列仪器MIRC/MIRC-X和MYSTIC，我们在H和K波段分别探测到了1.49 +- 0.10%和1.63 +- 0.09%的次级（近似光球层）通量比。从一个庞大而多样的光谱数据库中，只能提取出Be星的径向速度曲线。然而，使用依巴谷和盖亚的质量修正值，它们在标称的1-sigma误差范围内一致，我们可以得出Be星和伴星的总质量和发现的分量质量分别为3.65 +- 0.48 Msun和0.426 +- 0.043 Msun。先前观测到的远紫外光谱与sdO光谱模型模板的交叉相关没有检测到一个属于热O型亚矮星（sdO）的伴星，该伴星来自约20颗早期Be型恒星。在我们完整的3D轨道解的指导下，我们发现了一个被剥离的亚矮星B型伴星（远紫外线通量比为2.3 +- 0.5%）的强互相关信号，这使得第一个对这样的恒星进行了严格的表征，并使kappa Dra成为第一个具有直接观测到的亚矮星伴星的中晚期Be星。
2022-10-06 astro-ph.SR
The MUCHFUSS photometric campaign
热次矮星（sdO/Bs）是红巨星燃烧氦的核心，它几乎失去了所有的氢包层。这种质量损失通常是由与近距离恒星甚至亚恒星同伴的共同包络相互作用引发的。像晚型恒星或褐矮星这样的冷伴星可以通过反射效应等特征光变曲线变化来检测，通常也可以通过日食来检测。为了寻找这样的对象，我们获得了多波段光变曲线的26个密切的sdO/B二进制候选人从MUCHFUSS项目与BUSCA仪器。我们发现了一个新的食反射效应系统（$P=0.168938$ ~d）和一个低质量M矮星伴星（$0.116 M_{\rm \odot}$）。另外三个在活动过程中发现的反射效应双星已经公布，其中两个是食系统，在一个系统中只显示反射效应，但没有食，sdB主星被发现是脉动的。在没有反射效应的目标中，发现了一个新的长周期sdB振荡器，并在两颗sdO星中发现了不规则的光变化。发现的光的变化，使我们能够约束的反射效应双星的分数和sdB星周围的亚恒星的同伴分数。近距离sdB双星中反射效应系统的最小比例可能大于15%，近距离亚恒星伴星的比例可能高达$8.0\%$。这将导致接近sdB星的亚恒星伴星比例约为3%。这一比例远高于可能的祖星系统周围的棕矮星比例，这些祖星系统是太阳型恒星，有大约1天文单位的亚恒星伴星，以及有棕矮星伴星的近距离双星白矮星。这可能是一个暗示，普通的信封与亚恒星物体的相互作用，优先遵循一个热的亚矮星阶段。
2018-02-09 astro-ph.SR
HD 49798: Its History of Binary Interaction and Future Evolution
这颗明亮的次矮星-O（sdO），HD 49798，在一个1.55天的轨道上，有一个以13.2秒的速度旋转的致密伴星。利用恒星天体物理实验模块（$\texttt{MESA}$），通过测量sdO的有效温度（$T_{\rm eff}$）、表面重力（$\log g$）和表面丰度，建立了研究该双星系统演化的模型。以前对这颗致密伴星的研究在它是白矮星（WD）还是中子星（NS）的问题上存在分歧。从已发表的伴星的自旋和上旋速率的测量结果来看，我们同意Mereghetti和合作者的观点，即NS伴星更有可能。然而，由于仍然存在WD同伴的可能性，我们使用我们构建的$\texttt{MESA}$模型来运行WD和NS同伴的模拟，帮助我们约束这个系统的过去和未来的演变。如果它目前包含NS，罗氏瓣（RL）填充后的立即传质演变将导致传质速率与超铝X射线源（ULX）中隐含的传质速率相当。根据风对角动量提取的速率，该系统的命运要么是一颗宽（$P_{\rm orb}{\approx} 3$天）的中等质量脉冲双星（IMPB），具有相对快速旋转的NS（${\approx} 0.3$ s）和高质量WD（${\approx} 0.9 M_\odot$），要么是一颗孤立的毫秒脉冲星（MSP）。
2017-09-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
COBAIN: generalized 3D radiative transfer code for contact binary atmospheres
接触双星自被发现以来就被认为具有特殊而神秘的水热结构，这种结构直接影响着它们大气中的辐射分布。然而，在过去的几十年里，接触双星的观测数据已经通过一种简化的方法建模，涉及接触包络的两个组成部分的人工连接和填充各自的表面与黑体大气或平面平行模型的单星大气。我们显示了这种方法的影响系统参数值的可靠性，并提出了一种方法来克服这些问题，一个新的广义辐射转移代码，COBAIN（接触二元大气与插值）。本文概述了COBAIN的基本原理，并讨论了它们在不同几何形状和多变恒星结构中的应用。我们目前的初步测试，单一的非旋转，均匀旋转和差分旋转的恒星，以及简化的多方接触双星结构模型。我们简要地讨论了这个雄心勃勃的项目，这是正确的假设下，接触双星，用于现代双星分析代码的模型大气表的计算的最终目标。
2018-04-23 astro-ph.SR
Ultraviolet Spectropolarimetry: on the origin of rapidly rotating B stars
紫外光谱学和分光偏振法是理解大质量恒星某些方面的关键，这些方面在很大程度上是光学或更长波长观测无法达到的。这对于快速旋转的Be和Bn星尤其如此，这是由于它们的高温、几何不对称性、双星特性和演化历史。紫外分光偏振观测对光球快速旋转的结果（即扁率、温度和表面重力梯度）极为敏感。我们的偏振辐射传输模型预测，覆盖120 - 300 nm的低分辨率紫外分光偏振法的快速旋转器的倾斜角可以确定在5度内，和旋转率在1%以内。Be/n星快速自转的起源可以用单星或双星演化来解释，但它们的相对重要性在很大程度上是未知的。一些Be星有热的次发光（sdO）伴星，在早期阶段将它们的包层（以及质量和角动量）转移到现在的快速旋转体。通过光谱建模的范围广泛的模拟Be/n+sdO配置，我们证明，高分辨率高信噪比紫外光谱可以检测到sdO星，即使在$\sim$ 1,000倍，在紫外线比它的Be/n星同伴。这种程度的灵敏度是需要更充分地探索Be/n+sdO双星的参数空间，到目前为止，这已被限制在十几个系统相对明亮的sdO星。我们建议，紫外光谱偏振调查的Be/n星是了解这个人口的下一步。这样的数据集，当与人口合成模型相结合时，可以确定这些恒星可能经历的进化途径的相对重要性，这对于理解它们未来的进化和命运也至关重要。
2022-12-27 astro-ph.IM astro-ph.SR
A quantitative NLTE analysis of visual and ultraviolet spectra of four helium-rich subdwarf O stars
热的次矮星代表了恒星演化的一个知之甚少的晚期阶段。虽然双星演化对B-次矮星（sdB）起着重要作用，但He主导的O-次矮星（He-sdO）的起源尚不清楚。我们通过对可见光和FUV光谱的定量分析来寻找其成因的化学特征。利用Tlusty/Synspec计算了4颗He-sdO原型星的线覆盖NLTE模型大气、Teff/log g和丰度。最终模型包括H、He、C、N、O、Ne、Mg、Al、Si、P、S、Fe和Ni。由于富集的N或C，包括这些元素在适当的高丰度的模型提供足够准确的近似的温度分层的完整模型。没有迹象表明二进制被发现，无论是径向速度的变化，也没有光度的证据。所有恒星的大气层几乎都不含H，Teff = 42000K到47000K，log g = 5.4到5.7。CD-31 4800显示了CNO燃烧的特征，而较重的元素在太阳下约0.4 dex，除了Ne和Si是太阳。富C的He-sdOs显示出轻微的日下金属丰度，伴随着N-富集和O-缺乏。在LS IV +10 9中，Ne相对于太阳的富集度高达10倍。恒星质量分散在规范氦核闪光质量周围。CD-31 4800的丰度模式与He-WD冷合并模型的预测一致，除了观察到的低O丰度。复合合并模型预测的丰度模式不同的富C星。[CW83] 0904 - 02可能是He-WD合并的候选者，因为它旋转并且比其他恒星质量更大。新的演化模型的热闪光的情况下预测的丰富…
2018-10-18 astro-ph.SR
Binary stars take what they get: Evidence for Efficient Mass Transfer from Stripped Stars with Rapidly Rotating Companions
本研究利用扩展的16个Be+sdOB双星样本，通过光谱与干涉观测分析，发现双星质量转移效率多超50%（以保守为主），挑战现有非保守假设，对致密双星等演化产物研究具重要意义。
2025-08-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Can R CrB stars form from the merger of two helium white dwarfs?
由于引力波辐射的轨道衰变，一些近距离的氦白矮星有望在哈勃时间内合并。合并的直接产物被认为是富含氦的sdO星，本质上是氦主序星。我们提出了新的演化计算，这些合并后的恒星超出核心氦燃烧阶段。质量最大的氦-SDO会发展出一个强烈的氦燃烧外壳，并演化成富氦巨星。我们包括核合成计算合并后的$0.4 \rm M_{\odot}$氦白矮星对金属丰度$Z = 0.0001, 0.004, 0.008$和0.02。由此产生的巨星的表面化学成分与观测到的北冕座R和极端氦星的丰度部分一致。除了CO+He白矮星合并和之前提出的非常晚的热脉冲通道之外，这样的恒星可能代表了后者的第三个（尽管很罕见）演化通道。我们证实了最近的一个建议，在R\，CrB星中看到的锂可以在合并的热阶段自然形成的\iso{3}{He}从施主白矮星的存在。
2012-08-20 astro-ph.SR
Transformation of a Star into a Planet in a Millisecond Pulsar Binary
毫秒双星被认为是中子星，它是由双星伴星的物质吸积而产生的。虽然大多数是在双星系统中，但大约30%是孤立的，因此它们的起源是神秘的。PSR J1719-1438是一颗5.7毫秒的脉冲星，在最近的一次调查中被帕克斯64米射电望远镜发现。我们证明它是在一个轨道周期为2.2小时的双星系统中。它的质量接近木星，但其最小密度为23 g cm $^{-3}$，这表明它可能是一颗超低质量的碳白矮星。因此，这个系统可能曾经是一个超紧凑的低质量X射线双星，其中伴星勉强避免了完全毁灭。
2011-08-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Identifying close binary central stars of PN with Kepler
在开普勒太空望远镜的视野中，已知有六个行星状星云（PN），其中三个是新发现的。在PN的5颗中心星中，有一颗是J193110888+4324577，它是一颗短周期的后共包络双星，具有相对论性的光束效应。第二颗是新发现的PN Pa 5的中心恒星，具有罕见的O（He）光谱类型和与演化伴星一致的周期性变化，其轨道轴几乎与视线对齐。第三个PN，NGC~6826有一个快速旋转的中心恒星，这只能在合并中实现。第四，新发现的PN Kn 61的中心恒星具有PG 1159光谱类型和神秘的半周期光变率，我们推测这与双星与恒星风的相互作用有关。最后，圆形的PN A61的中心恒星似乎没有超过2毫等的光度变化。除了Kn 61的变异性之外，所有其他变异性行为，无论是否由于二元性，都不容易从地面探测到。我们的结论是，根据非常低的数字，可能有更多的近距离二进制或近距离二进制产品被发现与超高精度测光。通过大量的高精度测光观测，我们将能够确定PN中心恒星的短周期双星比例可能比目前已知的15%高出多少。
2016-08-10 astro-ph.SR
Evolution Of Post-Impact Remnant Helium Stars In Type Ia Supernova Remnants Within The Single-Degenerate Scenario
Ia型超新星（SNe Ia）的起源系统仍在争论中。根据最近的流体动力学模拟，在单简并情景（SDS）中的非简并同伴应该在超新星撞击中幸存下来。区分SDS和双简并的方法之一是在超新星Ia的遗迹中寻找撞击后的遗迹星。利用多维流体力学模拟与一维恒星演化模拟相结合的技术，我们研究了SDS中富氦双星同伴的撞击后演化。研究发现，这些富氦PIRS（He PIRS）在超新星爆发后10年左右急剧膨胀并演化为发光相（$L\sim 10^4 L_\odot$）。随后，它们收缩并通过释放引力能量而演化成热的蓝亚矮星（sdO-like），并在演化成氦红巨星之前持续数百万年。因此，我们预测，一个明亮的OB-like恒星应该在SN爆炸后的$\sim 30$年内被探测到。此后，它将收缩并成为SN Ia残余物中心区域的类似sdO的恒星，该区域位于通过SDS中的氦星通道进化的SN Ia祖先的恒星形成区域内。这些He PIRS被预测为快速旋转（$v_{\rm rot} \gtrsim 50$ km s $^{-1}$）并且具有高空间速度（$v_{\rm linear} \gtrsim 500$ km s $^{-1}$）。此外，如果超新星遗迹已经扩散，并且在后期无法识别，He PIRS可能是单颗sdO星和/或超高速星的额外来源。
2013-06-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Binaries discovered by the SPY project V. GD 687 - a massive double degenerate binary progenitor that will merge within a Hubble time
目标。ESO Ia型超新星前身巡天（SPY）的目的是寻找合并的双简并双星作为Ia型超新星爆炸的候选者。白矮星合并也被认为可以解释像R CrB，极端氦或He sdO星这样的罕见类型的恒星的形成。在这里，我们介绍了热亚矮星B双星GD 687，它将在不到一个哈勃时间内合并。方法.用时间分辨光谱法测定了密近双星的轨道参数。由于GD 687是一颗单线双星，光谱只包含次矮星主星和轨道的信息。从高分辨率光谱中导出了投影旋转速度。假设轨道同步，系统的倾角和看不见的伴星的质量都受到限制。结果导出的倾角为$i=39.3^{+6.2}_{-5.6}\,^{\circ}$。质量$M_{\rm 2}=0.71_{-0.21}^{+0.22}\,M_{\rm \odot}$表明伴星一定是一颗白矮星，很可能是C/O组成。这仅仅是第四个sdB伴星被明确证明是白矮星的例子。它的质量比白矮星的平均质量稍大，但也有可能达到$0.93\,M_{\rm \odot}$的质量，在这种情况下，系统的总质量接近于克拉塞卡极限。结论. GD 687将演变成一个双简并系统，并合并形成一个罕见的超大质量白矮星，质量超过太阳。在亚克拉塞卡超新星中的死亡也是可以想象的。
2010-03-22 astro-ph.SR
Onset of common envelope evolution during a core helium flash by rapid envelope expansion
我们认为，在核心氦闪光的红巨星分支（RGB）的低质量恒星的尖端上的剧烈的核心对流激发波携带能量的信封，并膨胀了几年，以增加的极端水平分支（EHB; sdB和sdO）的恒星的数量与质量约0.47Mo相对于典型的二进制演化。使用开源的MESA-二进制，我们遵循一些偏心二进制系统的演化与初始的主要恒星质量为1.6Mo。波携带到包络的能量导致RGB尖端的包络扩展。膨胀的RGB恒星吞没了许多次级恒星，开始了一场原本不会发生的CEE。如果二级星设法去除大部分RGB包络，那么主星就会进化成为质量约为0.47Mo的EHB星。然而，我们预计在大多数情况下，二级恒星没有时间螺旋进入关闭轨道。它在一个大的轨道上结束，并留下一个足够大的包层，使主星后来沿着渐近巨星分支演化并吞没副星，从而形成一个非球形的行星状星云。
2022-07-27 astro-ph.SR
EVR-CB-004: An Inflated Hot Subdwarf O star + Unseen WD Companion in a Compact Binary Discovered with the Evryscope
我们提出了EVR-CB-004的发现，一个紧密的双星与残余的恒星核心和一个看不见的白矮星的同伴。这项工作的分析显示，主星可能是一颗膨胀的热亚矮星（sdO），更有可能是一颗更罕见的后蓝水平分支（post-BHB）恒星。后BHB是蓝水平星或热亚矮星在过渡到WD之前的短暂外壳燃烧的最后阶段。该天体是在一次南天热亚矮星变率巡天中使用Evryscope光度数据发现的。EVR-CB-004的光度光变曲线显示了多分量的变化，这些变化来自主天体的椭球变形、多普勒增强以及引力临边变暗。EVR-CB-004是为数不多的已知系统之一，对于这些非常接近的双星系统，它具有长周期（6.08426小时）和大振幅椭球调制（亮度从最大值到最小值变化16.0 $\%$），而主要的特性使其成为真正独特的系统。EVR-CB-004还显示了一个特殊的低振幅（小于$1\%$）正弦光变曲线变化，其周期为二进制周期的1/3共振。我们初步确定这一额外的变化源作为潮汐引起的共振脉动，我们建议后续观察，可以验证这一解释。从系统的演化状态、其组分及其质量分数来看，EVR-CB-004是形成单个高质量（$\approx1.2M_{\odot}$）WD的强合并候选者。EVR-CB-004提供了一个短暂的残余核心演化和二次变异阶段的一瞥，这在紧凑的双星系统中是前所未有的。
2020-09-13 astro-ph.SR
Hot subdwarfs in the Galactic halo - Tracers of prominent events in late stellar evolution
热亚矮星（sdO/Bs）是红巨星的剥离核心，位于水平分支最蓝的延伸部分。它们构成了古老恒星环境中紫外线亮恒星的主要群体，最有可能是由双星相互作用形成的。我们执行的第一个系统的，光谱分析的样本，这些恒星在星系晕的基础上从SDSS的数据。在这个项目的过程中，我们发现了177个接近的二进制候选者。很大一部分sdB双星都有近距离的亚恒星伴星，这表明褐矮星和行星可以显著影响后期的恒星演化。另一方面，有大质量白矮星伴星的近距离热亚矮星双星是Ia型超新星祖先的好候选者。我们发现了一颗超高速恒星，它不仅是我们银河系中已知的速度最快的未束缚恒星，而且还是这样一颗超新星爆炸的幸存者。
2015-10-19 astro-ph.SR
