3D Models of Radiatively Driven Colliding Winds In Massive O+O Star Binaries: I. Hydrodynamics
采用三维流体动力学模型研究了大质量恒星双星中的风-风碰撞动力学，该模型考虑了引力、风的驱动、恒星的轨道运动和激波等离子体的辐射冷却。在这第一篇论文中，我们将我们的研究限制在主序列O+O二进制。风-风碰撞区域的性质高度依赖于冲击等离子体的冷却程度，以及冲击等离子体的流动时间尺度与轨道时间尺度的比率。在封闭系统中，由于风在加速到终端速度之前发生碰撞，因此震前风速较低。辐射抑制也可以降低震前风速。总之，这些效应可以导致激波后气体的快速冷却。辐射抑制在更广泛的系统中不太重要，在那里风在碰撞之前被加速到更高的速度，并且由此产生的碰撞区域可以在很大程度上是绝热的。在具有偏心轨道的系统中，在近星通过期间形成的冷气体甚至可以在远星处持续存在，然后被烧蚀并混合到周围环境中和/或加速离开系统。
2009-04-01 astro-ph.SR
Wind-mass transfer in S-type symbiotic binaries IV. Indication of high wind-mass-transfer efficiency from active phases
本研究通过分析S型共生双星爆发期轨道平面的中性风，发现巨星质量损失率比常规推导高约10倍，证实风向轨道平面聚焦且转移效率高，解决了白矮星能量输出与燃料供给的矛盾，支持其为Ia型超新星前身星的可能。
2023-10-19 astro-ph.SR
Fe xxv line profiles in colliding wind binaries
大质量双星中强烈的风-风碰撞产生非常热的等离子体，经常产生中等强度的铁谱线。这条线的形态取决于风相互作用区的性质及其相对于视线的方向。由于双星组件围绕着它们共同的质心旋转，因此预计线轮廓会发生变化。随着下一代X射线天文台（Astro-H，雅典娜）的出现，将提供高于6千电子伏的高分辨率光谱，将有可能利用这些变化作为碰撞风相互作用内部最敏感的探测器。使用一个简单的处方的风-风相互作用的早期型二，我们已经产生了一些配置和轨道相位的合成线轮廓。这些轮廓可以帮助限制这种双星系统中恒星风的性质。
2015-08-20 astro-ph.SR
Hydrodynamic Winds From Twin-Star Binaries
恒星风通过质量损失塑造恒星的演化。在双星系统中，它们还通过改变轨道来塑造恒星的演化。在本文中，我们使用流体动力学模拟来研究出现近等温风从同双双星。我们改变了模型恒星填充洛希叶的程度和风的温度。初始静止在恒星表面，风加速远离双组分通过音速表面超音速向外速度。在双星充满洛希瓣的情况下，一个共享的亚音速区域包围着两个组成部分。我们发现，从密切的双星双星的质量损失率增强相对于预期从两个单一的对象风。这种二进制增强最好作为风速与轨道速度之比的函数进行建模。同样，我们发现，风出现的特定角动量可以在二进制组件和外部拉格朗日点之间变化，这取决于风速与轨道速度的比值。考虑到质量和角动量损失可以建模为简单的函数的风速，我们的研究结果可能是广泛适用于密切的，质量相等的二进制文件的演变。一个特别重要的潜在应用是大质量的，密切的双星，这可能是通过化学均匀演化通道的双黑洞合并的祖先。
2020-07-14 astro-ph.SR
The coupled effect of tides and stellar winds on the evolution of compact binaries
我们遵循的潮汐和恒星风的耦合作用下的紧凑型双星的演变，直到罗奇瓣溢出的发病。这些双星包含一个紧凑的物体（黑洞，中子星或行星）和一个恒星组件。我们整合了完整的潮汐方程组，这是基于小屋的潮汐演化模型，我们把它们与恒星风的角动量损失。我们的目标是双重的。首先，我们希望强调一些有趣的耦合的进化结果。当潮汐与非大质量恒星风耦合时，一个有趣的结果是，在某些类型的双星中，恒星自旋趋于达到准平衡态，潮汐和风的影响相互抵消。当潮汐与大规模的风相结合时，我们将演化参数化为解耦半径，在解耦半径处，风从恒星中传播。即使对于小的去耦半径，该\emph{wind braking}也可以将主序上的系统驱动到罗氏瓣溢出，否则将无法这样做。我们的第二个目标是检查是否简单的时间尺度的考虑是一个很好的描述系统的演变。我们发现，简单的时间尺度的考虑，这依赖于忽略潮汐和恒星风之间的耦合，不准确地代表紧凑的双星的真实演变。旋转和轨道要素的耦合演化的结果可能与简单的时间尺度考虑有很大的不同，正如Barker & Ogilvie 2009在短周期行星系统中已经指出的那样。
2014-07-19 astro-ph.SR
Phase-resolved Hubble Space Telescope WFC3 Spectroscopy of Weakly-Irradiated Brown Dwarf GD 1400 and Energy Redistribution-Irradiation Trends in Six WD$-$BD Binaries
本文利用HST/WFC3相位分辨光谱研究弱辐照褐矮星GD 1400的昼夜温度、云层与热量再分配，并结合六个WD−BD系统揭示再分配效率随辐照强度变化的趋势。
2025-01-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Clumped stellar winds in supergiant high-mass X-ray binaries
大质量星风的聚集是一个既定的范例，这是由多条证据证实的，并得到星风理论的支持。我们使用的结果，从含时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含时吸积率在一个紧凑的对象在Bondi-Hoyle-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。非均匀风的光电离不同于光滑风的光电离。电离度受风团的影响。在比较光电离恒星风的观测光谱和模型光谱时，风的聚集也必须考虑在内。
2012-10-18 astro-ph.SR
Wind mass transfer in S-type symbiotic binaries II. Indication of wind focusing
上下文在共生双星中，从巨星到它的白矮星伴星的风质量转移还没有被很好地理解。例如，典型的Bondi-Hoyle吸积机制的风质量传递效率太低，无法为吸积体的典型光度提供动力。然而，最近的观测和模拟表明，在共生双星中，质量传递的效率要高得多。目标。我们确定了食S型共生双星EG And和SY Mus的近轨道平面区域的巨星风的速度分布，并推导出相应的质量损失率的球当量。用这种方法，我们表明高的传质比。方法.我们实现了这一目标，通过建模所观察到的柱密度考虑到电离的风的巨人，其速度分布是使用阿贝尔积分算子的氢柱密度函数的反演。结果我们的分析显示，这颗巨星的质量损失率的球当量是10^{-6} M_{Sun} /年的几倍，这比不依赖于视线的方法确定的速率高出10倍以上。这种差异排除了风是球对称的通常假设。由于我们的值是从近轨道面的柱密度得出的，这些值可能是将来自巨星的风集中到轨道面的结果。结论.我们的研究结果表明，在S型共生恒星的巨星风不是球对称的，因为它是在轨道平面增强，因此，更有效地吸积到热组件。
2016-02-15 astro-ph.SR
Accretion Disk Winds in AM CVn Binaries - a Monte Carlo Approach
AM CVn系统是类似激变变星（CV）的相互作用双星，但更紧凑，轨道周期小于80分钟。主星是一颗白矮星，而主星的性质还不完全清楚。通过分析吸积盘（由Nagel等人在这些会议上提出），可以发现次级星系外层的丰度和成分。从高状态AM CVn系统的光谱不仅显示典型的签名的吸积盘，但也P天鹅座线轮廓，流出的迹象存在于系统中。在这里，我们提出了第一个定量的光谱分析的吸积盘风在AM CVn系统。用我们的三维蒙特卡罗辐射转移程序WOMPAT模拟了出现的风谱。我们表明，P天鹅座配置文件可以复制与我们的风模型。
2009-01-17 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
Stellar wind in state transitions of high-mass X-ray binaries
目的：我们已经开发了一个新的代码的三维时间相关的辐射流体动力学模拟的恒星风在相互作用的双星，以改善模型的吸积在高质量的X射线双星，并定量澄清这些对象的观测到的变化。我们使用该程序测试了各种参数对星周物质结构和性质的影响。研究方法：我们的代码考虑到风的加速度，由于罗氏有效势，科里奥利力，气体压力，（CAK-）辐射压力的线和连续的超巨星辐射场，调制其重力暗化和光电离所造成的X射线辐射从紧凑的同伴。利用天鹅座X-1的参数对模型的性质进行了检验。结果如下：二维和三维的数值模拟表明，科里奥利力大大影响的质量损失，从而吸积率到紧凑的同伴。致密伴星的引力场使恒星风集中，导致伴星后面形成一个弯曲的锥形气体尾部。在X射线谱态跃迁过程中，风物质的X射线光致电离的变化对风的结构有重要影响，并解释了天鹅座X-1在光学观测中的变化（H $α$发射）。
2014-12-12 astro-ph.SR
Modeling Forbidden Line Emission Profiles from Colliding Wind Binaries
本文计算了碰撞风双星的禁戒发射谱线轮廓形状。主要的应用是涉及沃尔夫-拉叶（WR）星和OB星伴星的系统。WR风被认为是占主导地位的禁线发射。碰撞风的相互作用被视为一个阿基米德螺线与内边界。根据该模型的假设，主要结果如下。(a)由于风的碰撞，WR风的重新分布不是通量保守的，但通常会产生过量的线发射;然而，这种过量在10%左右的水平是适度的。(b)与球形风的平顶剖面形状的偏差对于更接近于面对轨道平面的观察倾角是最大的。在中间观察倾角，剖面显示只有轻微偏离平顶形状。(c)翼型形状可以用来约束碰撞风弓激波张开角。(d)在较短周期的双星中，谱线轮廓中的结构往往被抑制。(e)获得多条禁止线的数据很重要，因为不同的线探测不同的特征径向尺度。我们的模型进行了讨论，与ISO数据的WR 147和伽马Vel（WR 11）。WR 147的线可能不够准确，无法得出确切的结论。对于伽马速度，个别线形态是广泛可再现的，但不能同时用于所要求的风和轨道参数。总的来说，这项工作证明了对大尺度风敏感的线如何有助于推断二元系统的性质，并提供新的数值模拟测试。
2009-03-06 astro-ph.SR
Ionization structure of hot components in symbiotic binaries during active phases
在共生双星的活跃阶段，一个光学厚的介质以耀斑盘的形式围绕着它们的热恒星发展。在静止阶段，这种结构并不明显。我们提出在共生双星中围绕旋转的白矮星（WD）形成一个耀斑中性盘状结构。我们应用风压缩模型，利用光电离平衡方程计算了来自WD的压缩风中的电离边界。在活跃阶段，来自旋转WD的增强风的压缩可以在赤道平面处形成中性盘状区域，而盘上方/下方的球体的其余部分被电离。计算的氢柱密度在整个中性区和排放措施的电离部分的风是一致的，从观测中得出的。在静止阶段，中性盘状结构不能创建，因为不足的质量损失率。在赤道面的中性盘状区的形成与增强风旋转WD，观察到在共生双星的活动阶段。这可能代表了温暖的假光球的共同起源，在具有高轨道倾角的活动共生双星的光谱中表明。
2012-10-22 astro-ph.SR
Creation of neutral disks during outbursts of symbiotic binaries
共生双星光谱能量分布的多波长模型表明，在活跃阶段，在轨道平面附近的热恒星周围会产生一个中性盘状区域。据推测，这与活跃的热恒星的增强风有关。为了验证这一想法，我们应用风压缩模型的共生双星，其中的风粒子被压缩更多的赤道平面由于快速旋转的热星的活跃热星。因此，我们计算了这种压缩风和来自热恒星的电离光子的电离结构。我们发现，在活跃期，炽热的星风增强到\sim（10^-7 - 10^-6）M_sun yr^-1，在恒星赤道处的旋转速度为100 - 350 km s^-1，这导致了中性盘状带的形成。这种盘的存在是短暂的，与共生双星的活跃阶段有关。在静止阶段，由于质量损失率不足，不能产生这种中性盘。
2011-06-13 astro-ph.SR
BRITE nascent binaries
本文总结银河系新生双星研究现状，并利用BRITE纳卫星测光数据表征c2 Sco与V390 Pup两个新成员。
2024-10-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Mechanisms for magnetic braking boost and disruption: the role of irradiation-driven winds and convective turnover time spike in cataclysmic variables
School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Kazan Federal University（喀山联邦大学）
本文通过MESA模型研究新星变量中磁刹车增强与破坏的机制，发现对流层尖峰和辐射驱动风对磁刹车参数有显著影响，提出i$τ$SBD MB模型解释了主序星演化特性。
2026-05-15 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
Impact of orbital motion on the structure and stability of adiabatic shocks in colliding wind binaries
双星中大质量恒星的风碰撞导致形成了双激波结构，并观察到从无线电到X射线的信号。我们研究了碰撞风区的结构和稳定性，因为它变成一个螺旋形，由于轨道运动。我们专注于绝热风，其中两种风之间的混合预计将仅限于开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHI）。沃尔夫-拉叶风与富氢物质的混合对于风车星云（如WR 104）中尘埃的形成非常重要，其中的螺旋结构已经在红外线中被解析。我们使用的流体动力学程序RAMSES与自适应网格。广泛的二元系统，不同的风速和质量损失率进行了研究与二维模拟。对模型WR 104执行特定的3D模拟。轨道运动导致形成两个不同的旋臂，其中KHI的发展不同。我们发现，螺旋结构被破坏时，有一个大的速度梯度之间的风，除非准直风快得多。我们认为，KHI起着重要的作用，在维持或不结构。我们讨论了各种碰撞风双星的后果。当稳定时，螺旋的空间步长、风速和轨道周期之间没有直接的关系。我们的WR 104的三维模拟表明，较冷，混合良好的拖曳臂比领先arm. The单臂红外螺旋更密切地遵循混合地图比密度图，这表明尘埃气体比可能会有所不同的领先和尾随密度螺旋之间的尘埃形成的有利条件。然而，密度远低于尘埃形成模型所要求的。包括辐射冷却将导致更高的密度，也导致薄壳不稳定性，其对大型结构的影响仍然未知。
2012-02-09 astro-ph.SR
Formation of neutral disk-like zone around the active hot stars in symbiotic binaries
在这方面的贡献，我们提出了在增强风的热星在共生双星活动阶段的电离结构。热恒星的旋转导致向外流出的物质向其赤道面压缩。因此，在靠近轨道平面的活跃热恒星周围会产生一个中性的盘状区域。我们使用风压缩模型来模拟风的压缩。此外，我们还利用光电离平衡方程计算了热星增强风中的中性盘状区。在共生双星光谱能量分布建模的基础上，也提出了这种中性盘状区的存在。我们面对的计算电离结构的增强风从热星的观测。我们发现，计算出的中性盘状区的中性氢原子的柱密度和从热星的风的电离部分的排放措施是在一个很好的协议与来自活跃阶段的观测量。这种中性盘状区的存在是短暂的，与共生双星的活跃阶段有关。在静止阶段，由于热恒星的质量损失率不足，这种中性盘状区域无法形成。
2011-10-03 astro-ph.SR
X-ray irradiation of the stellar wind in HMXBs with B supergiants: Implications for ULXs
风馈的高质量X射线双星是由致密恒星上的辐射驱动风吸积提供动力的。吸积产生的X射线改变了风的电离状态。因为较高的电离状态驱动风的效率较低，所以X射线电离可以制动风的加速。这导致风终极速度和质量通量在朝向X射线源的方向上减小。研究了B超巨星的X射线电离对星风的影响。我们确定的二元参数的X射线照射显着影响的恒星风。这可以在绘制光学深度参数与X射线光度的关系图中进行研究。对于低光学深度或高X射线亮度，X射线电离导致指向X射线源的风的中断。具有B超巨星成分的高质量X射线双星的观测参数出现在风扰动区之外。X射线反馈确定所得到的X射线亮度。对于低X射线光度，电离很弱，风不会被X射线干扰，并且以很大的速度流动，因此吸积率相对较低。另一方面，对于高X射线亮度，X射线电离破坏流动，制动加速，风速低，吸积率变高。这些效应决定了单个双星的X射线光度。考虑到X射线反馈，估计的X射线光度与观测值合理地一致。我们研究了小尺度风的不均匀性的影响，表明它们通过增加复合和质量损失来削弱X射线电离的影响。这种效应在双稳态跃变的区域中特别重要。我们证明了具有$L_x<10^{40}$ erg/s的超亮X射线双星可能是由大质量黑洞上的B超巨星风吸积提供动力的。
2022-02-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Search for magnetic fields in particle-accelerating colliding-wind binaries
一些碰撞风质量双星，称为粒子加速碰撞风双星（PACWB），表现出同步辐射，这被认为是由恒星磁场产生的。然而，从来没有对这些恒星的磁场进行过测量。我们的目标是量化PACWB中可能存在的恒星磁场，为模型提供约束。我们收集了ESPaDOnS，Narval和HarpsPol档案中的9个PACWB的21个高分辨率光谱偏振观测。我们用最小二乘反卷积方法分析了这些观测结果。我们尽可能分离二进制光谱分量。在9颗PACWB星中没有检测到任何磁特征，所有纵向场测量都与0G兼容。我们推导出了一个可能的场的上限场强，该场可能隐藏在数据的噪声中。虽然这些数据对某些恒星的限制不是很大，但对于一些恒星，我们可以推导出200 G量级的极场强度上限。因此，我们可以排除PACWB中存在的强或中等恒星磁场，典型的存在于磁性大质量恒星。然而，这些物体中可能存在弱磁场。这些观测结果为未来的PACWB模型提供了第一个定量约束。
2014-12-17 astro-ph.SR
Really focused stellar winds in X-ray binaries
为了改进高质量X射线双星吸积模型，我们研究了双星星风的各向异性。我们的模型从一个超巨星组成部分的一个二进制的径向和三维辐射流体动力学近似考虑到罗氏势，科里奥利力，辐射压力的连续谱线和谱线的数值恒星风。科里奥利力对质量损失影响很大，因此也影响吸积速率。致密伴星的引力场对恒星风的聚焦导致伴星后面形成一条气态的尾巴。
2012-05-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Population Synthesis for Symbiotic X-ray Binaries
共生X射线双星是一类罕见的低质量X射线双星。我们研究的银河系SyXB，我们认为是分离的双星组成的低质量的巨人和风喂养的中子星同伴，通过模拟的相互作用的磁化中子星（NS）与它的环境，并利用人口合成代码。我们主要关注的参数，影响观测外观的SyXB：施主风速（vw）和角动量分布在壳的物质沉降到NS。我们估计SyXB的出生率为$\sim 4.1\times 10^{-5}$ yr $^{-1}$到$ \sim 6.6\times 10^{-6}$ yr $^{-1}$，它们在银河系中的数量为$\sim$（100 - 1000）。假设来自冷巨星的恒星风速度是影响模型SyXB种群的输入参数。在已知的SyXB或候选系统中，4U 1954+31和IGR J16358-4724中的NS具有很长的自旋周期，可能存在准球形吸积NS。GX 1+4具有特殊的长期自旋行为，也可能是一个准球形风吸积源。我们不能确定在4U 1700+24，Sct X-1，IRXS J180431.1-273932和2XMM J174016.0-290337中是否存在风馈吸积盘。
2012-05-25 astro-ph.SR
Numerical Simulations of Wind Accretion in Symbiotic Binaries
研究了伴星引力聚焦对晚型星风的动力学效应。特别是，我们调查的质量转移和形成吸积盘周围的辅助分离系统组成的AGB质量损失的恒星和吸积的同伴。质量外流的存在作为一个函数的质量损失率，风温和二进制轨道参数进行了研究。利用二维流体动力学模型研究了风吸积共生二元系统中质量传递的稳定性。在我们的模拟中，我们使用绝热状态方程和等温近似的修改版本，其中温度取决于质量损失恒星及其伴星的距离。我们探讨的吸积流之间的组件和形成的吸积盘的轨道分离和风参数的范围。我们的结果表明，对于某些轨道配置，恒星和各种大小的吸积盘之间形成了流流。对于一个典型的缓慢和大规模的风从AGB星的流动模式是类似的RLOF与吸积率的10%的质量损失从主要的。当风在几个恒星半径处加速时，就会形成密度呈指数递减、质量达到$10^{-4}$太阳质量量级的稳定盘。潮汐流和吸积盘的形成被认为是弱依赖于从AGB星的质量损失。我们的模拟引力集中风吸积在共生双星显示流流动和增强吸积率到紧凑的组件的形成。
2009-05-21 astro-ph.SR
Wind mass transfer in S-type symbiotic binaries III. Confirmation of a wind focusing in EG Andromedae from the nebular [OIII]λ5007 line
上下文共生双星中冷巨星的风结构为理解风向白矮星同伴的质量转移及其燃料供给提供了重要信息。目的。本文指出了共生双星EG And中红巨星（RG）周围中性风区的非球形分布。方法.我们实现了这一目标，通过分析周期性轨道变化的通量和径向速度的H $α$和[OIII] $λ$ 5007线上观察到我们的高节奏介质（R $\sim$ 11 000）和高分辨率（R $\sim$ 38 000）光谱的各个组件。结果中性风区在近轨道面区域的不对称形状表现为：H $α$核心辐射通量沿轨道的不对称过程，在轨道相位$φ= 0.1$附近出现次极大值，这可能是折射效应造成的;和（iii）H $^0$原子上拉曼散射产生的H $α$宽翼发射的性质。风基本上从极地方向压缩到轨道平面，这受到RG附近[OIII] $λ$ 5007线发射区在其极点处/周围的位置的限制。相应的质量损失率从极地地区的$\lesssim 10 ^{-8}$ Msun/yr的$\gtrsim 10$的一个因素低于$\approx 10^{-7}$ Msun/yr的平均率从星云发射的电离风RG。此外，它是两个数量级低于在近轨道平面区域从瑞利散射测量。结论. EG中星云[OIII] $λ$ 5007线的惊人特性提供了一个独立的迹象，表明风集中在轨道平面上。
2020-12-15 astro-ph.SR
An X-ray Study of Two B+B Binaries: AH Cep and CW Cep
AH Cep和CW Cep都是早期的B型双星，轨道周期分别为1.8 d和2.7 d。所有四个组件均为B0.5V类型。双星也是双线分光和食。因此，轨道和恒星参数的解决方案，使这对双星的理想目标，为研究两个B~星之间的碰撞风。获得了{ \em Chandra} ACIS-1观测结果，以确定X射线光度。AH~Cep用未吸收的X射线光度检测，其90%置信区间为$(9-33)\times 10^{30}$ erg s $^{-1}$，或$(0.5-1.7)\times 10^{-7} L_{\rm Bol}$，相对于两种成分的组合测辐射光度。虽然形式上与嵌入式风激波或二元风碰撞的预期一致，但CW~Cep的近孪生系统是一个令人惊讶的未检测到的系统。对于CW~Cep，再次使用$L_X/L_{\rm Bol} < 10^{-8}$测定组合组分的上限。这两个系统之间的一个区别是AH~Cep是多重系统的一部分。来自AH~Cep的X射线可能不是来自标准的风冲击或风碰撞，而是来自系统的四个组成部分中的任何一个的磁性。这种可能性可以通过寻找内B~星短轨道周期上AH~Cep的周期X射线变来检验。
2017-10-16 astro-ph.SR
The Evolution of Binaries under the Influence of Radiation-Driven Winds from a Stellar Companion
相互作用双星作为研究吸积物理学的实验室受到普遍关注，吸积是银河系中产生大量高能辐射的原因。它们使我们能够探测无法在单个恒星中研究的恒星演化过程。了解双星的轨道演化对于建立致密双星的形成模型是至关重要的。在这里，我们集中我们的注意力在研究轨道演化驱动的角动量损失通过恒星风在大质量的双星。我们运行一套流体动力学模拟的双星托管一个质量损失的恒星与不同的风速，质量比，风速剖面和绝热指数，并比较我们的结果的阻力和角动量损失的分析估计。我们发现，在首阶，轨道演化是由风速和二进制质量比。风与轨道速度的比值小，而伴随的质量大，导致角动量损失大，轨道收缩。对于较宽的双星和拥有较轻质量捕获伴星的双星，风的质量损失变得更加对称，这导致轨道变宽。我们提出了一个简单的解析公式，可以准确地解释角动量损失和轨道的变化，这取决于风速和质量比。作为我们的形式主义的一个例子，我们比较了潮汐和风在驱动高质量X射线双星轨道演化的影响，重点是船帆座X-1和天鹅座X-1为例。
2021-07-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Indication of the High Mass-Transfer Ratio in S-type Symbiotic Binaries
通过模拟食S型共生星EG And和SY Mus的H $^0$柱密度，得到了它们巨星的风速剖面和相应的质量损失率。我们的分析显示，轨道平面上的风强烈增强。
2016-02-04 astro-ph.SR
3D models of radiatively driven colliding winds in massive O+O star binaries - III. Thermal X-ray emission
研究了短周期大质量O+ O星双星中风-风碰撞产生的X射线辐射。排放量计算从三维流体动力学模型，其中包括重力，驱动的风，恒星的轨道运动，和辐射冷却的冲击等离子体。恒星掩星和星周衰减量的变化在圆轨道系统中引入了与相位相关的X射线变化，而在偏心轨道系统中也会发生本征发射的强烈变化。在偏心系统中的X射线发射可以显示出强烈的滞后现象，在近星点之后的发射比在近星点之前的相应轨道相位处的发射更柔和，反映了在这些时间处的冲击等离子体的物理状态。此外，亮度上升到最大值并不一定遵循1/D定律。我们的模型进一步表明，有效的拱柱可以高度依赖于能量。我们模拟钱德拉和朱雀观测，并适合这些使用标准XSPEC模型。我们发现，恢复温度从两个或三个温度mekal适合那些从适合到真正的系统具有类似的恒星和轨道参数/性质的排放。我们还发现，当全球丰度在光谱拟合中解冻时，尽管计算使用太阳值作为输入（删节），但只返回太阳下值。
2009-09-24 astro-ph.SR
Bolometric treatment of irradiation effects: general discussion and application to binary stars
辐射热意义上的辐射效应处理的一般框架-具体地说，反射与热吸收和随之而来的重新分配的吸收的热量，为系统的天体物理体的边界被用来作为支持的过程的描述，提出。讨论了它的数学和物理性质，以及它的实施近似，重点是三个合理的再分配过程（均匀，纬度，和本地再分配）。这些测试扩展PHOEBE 2.1（http://phoebe-project.org），建模食双星的开源软件包，并应用到一个玩具模型的已知的两体食系统。
2019-02-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Optical emission line spectra of symbiotic binaries
共生星是长周期相互作用的双星，其中最常见的是白矮星的紧凑物体，嵌入在演化的伴星的稠密恒星风中。吸积盘和核燃烧白矮星的紫外线和软X射线辐射在塑造周围风物质的电离平衡和产生富线辐射方面起着重要作用。在本文中，我们采用二维光电离计算的基础上，云代码研究的共生系统中的circumbinary材料的电离状态，并预测其发射线光谱。我们的模拟是通过参数化的轨道参数的二进制和风的质量损失率的施主星，而质量吸积率，温度和亮度的WD计算自洽。我们探索了共生双星的参数空间，并计算了各种天体物理学上重要的发射线的光度。将线比与用于区分共生二进制与其他类型源的传统诊断图进行比较，并展示了二进制系统参数如何塑造这些图。在参数空间的重要部分，风物质几乎完全电离，除了施主星后面的“阴影”，因此WD辐射通常自由地逸出系统
2021-07-15 astro-ph.SR
The eccentric behaviour of windy binary stars
碳增强贫金属星、CH星和钡星以及其他类型的化学奇特星被认为是低质量和中等质量联星相互作用的产物，这些联星发生在演化最严重的恒星处于渐近巨星分支（AGB）阶段。双星演化模型预测，如果这类系统的初始轨道周期短于几千天，它们的轨道应该由于潮汐效应而圆化。然而，对AGB双星后代的观测表明，其中许多天体都有相当大的偏心率，高达约0.9。在这项工作中，我们探讨风的质量转移对AGB双星轨道的影响进行数值模拟，其中AGB风是使用流体动力学代码和恒星动力学演变使用N体代码。我们发现，在大多数模型中，风的质量转移有助于循环的轨道，但在较长的时间尺度比潮汐循环，如果偏心率小于约0.4。对于低的初始风速和伪同步的施主星，我们发现一个结构类似风罗奇瓣溢出附近的近星点。在这种情况下，气体和恒星之间的相互作用比高初始风速时更强，轨道收缩，偏心率降低。在我们的一个模型中，风的相互作用被发现泵的偏心率在一个类似的时间尺度作为潮汐循环。虽然我们的研究是基于一个小样本的模型，它提供了一些深入了解的轨道演变的偏心双星通过风相互作用。一个更大的网格不同的二进制参数的数值模型需要测试是否存在一个政权的流体动力偏心泵可以有效地抵消潮汐循环，如果这可以解释令人费解的偏心率的AGB二进制的后代。
2019-06-05 astro-ph.SR
Models of the non-thermal emission from early-type binaries
大质量双星中强大的风-风碰撞产生了一个高温等离子体区域，并将粒子加速到相对论能量。我简要地总结了风-风相互作用的流体动力学和观测证据，包括最近的$γ$ -射线探测，从这样的系统的非热发射。然后，我讨论了现有的非热发射模型及其迄今为止的应用，然后总结了一些未来的前景。
2009-05-20 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
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
Formation of Be stars via wind accretion: Case study on Black hole + Be star binaries
本文提出通过风罗奇洛夫溢流机制形成黑洞+Be星双星的新模型，并预测银河系中此类系统的数量及观测潜力。
2025-12-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Conditions for accretion disc formation and observability of wind-accreting X-ray binaries
我们探讨了各向异性风驱动对密近双星中黑洞吸积性质的影响。我们特别关注线驱动风，这是常见的高质量X射线双星。在密近双星系统中，来自伴星的潮汐力可以以两种不同的方式改变风的结构。一个是由于有效地面重力较弱而使风终极速度减小。另一个是由于重力暗化而导致的质量通量的减少。我们将这些影响纳入所谓的CAK理论在一个简单的方式和调查的风绕吸积器的轨道尺度上的流动。当Roche瓣填充因子为$\gtrsim0.8$-0.9时，自然形成了一个类似于风Roche瓣溢出的聚集吸积流，但这只是在考虑速度降低的情况下才发生的。流的形成对于引入足够的角动量以在黑洞周围形成吸积盘是必要的。引力暗化效应减少了吸积角动量的数量，但不足以阻止圆盘的形成。基于这些结果，我们预计有一个离散的步骤，在高质量X射线双星的可观测性取决于是否施主罗氏瓣填充因子是低于或高于$\sim$ 0.8-0.9。
2021-10-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Catalogue of particle-accelerating colliding-wind binaries
已知由两颗或更多恒星组成的大质量系统是有趣的物理过程的场所-至少在某些情况下包括粒子加速。在过去的十年中，这个主题激发了一项特别的努力，以揭示这些系统的特性，并描述负责粒子加速的环境以及超新星前大质量恒星在我们银河系中产生高能粒子的潜在作用。虽然以前的研究大多致力于一般的过程，或一些个别的对象，特别是，一个统一的面向目标的普查粒子加速碰撞风双星（以下PACWBs）还不存在。本文旨在对这些系统作一个全面而统一的普查，着重介绍它们的主要性质。一般性的讨论包括精力充沛的考虑，以及风的性质与非热发射过程，可能在碰撞风双星的工作。最后，对今后的观测和理论研究提出了一些指导意见。
2013-08-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Non-Thermal Radio Emission from Colliding-Wind Binaries
在碰撞风双星中，冲击会将一部分电子加速到相对论速度。然后这些电子发射无线电波长的同步辐射。我们是否能探测到这种辐射，取决于两种成分的恒星风中自由-自由吸收区的大小。人们认为长周期双星是可以探测到的，而短周期双星则不然。因此，令人惊讶的是，发现天鹅座OB 2 No.8A（P = 21.9 d）确实显示出与轨道相位锁定的变化。为了研究这一点，我们发展了一个相对论电子产生（包括冷却和平流）和同步辐射通过星风的辐射转移的模型。使用这个模型，我们表明Cyg OB 2 No. 8A中的同步加速器发射区域确实延伸到自由-自由吸收区域之外足够远，以产生无线电通量的轨道锁定变化。该模型也可以应用于其他非热辐射源，并将证明在解释未来调查的观测结果，如COBRaS -天鹅座OB 2射电调查中是有用的。
2009-05-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Wind-Driven Evolution of White Dwarf Binaries to Type Ia Supernovae
在Ia型超新星（SNe Ia）祖先的单一简并假设中，一颗白矮星快速地从它的伴星吸积富含氢或氦的物质，并表现为一个超软X射线源。这一观点受到了具有非常低质量伴星的超软X射线源的性质以及对附近几个超新星Ia的观测的挑战。已有研究指出，吸积中的白矮星的X射线辐射或星风可以激发星风或剥离伴星的质量，从而显著影响质量传递过程。本文对白矮星双星的风驱动演化进行了详细的计算。我们提出了可能的SN Ia祖细胞的参数空间，并为生存的同伴后SNe。结果表明，与传统的单简并方案相比，Ia超新星的前伴星具有更符合观测的特征。
2013-11-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernovae in colliding-wind binaries: observational signatures in the first year
当一颗核心坍缩的超新星在一个双星系统中爆炸时，喷出物可能会遇到一个过密的壳层，在那里两颗恒星的恒星风之前发生了碰撞。在这项工作中，我们调查的超新星光变曲线上的时间尺度，从早期的闪光电离签名，爆炸后约一年的这种相互作用的影响。我们构建了一个模型的碰撞风壳在一个轨道双星系统，我们提供了一个解析表达式的壳的厚度和密度，我们校准与三维自适应网格细化流体动力学模拟探测不同比例的风动量和不同制度的辐射冷却效率。我们模拟了超新星喷出物与星周介质的角相关相互作用，并利用一个现实的冷却函数估算了激波辐射效率。我们发现，辐射冲击功率超过典型的IIP型超新星光度只有双红超巨星双星的质量比$q \gtrsim 0.9$，风质量损失率$\dot{M} \gtrsim 10^{-4} M_\odot\,\text{yr}^{-1}$，和分离之间约50和1500 AU。对于$q$较小的双星或风速较快的主星，所需的$\dot{M}$会增加。我们估计所有坍缩大质量恒星的$\ll 1\%$满足双星质量比和双星分离的条件。由于风壳碰撞而产生的散射光度最多比未受扰动的恒速风高出10倍，但与靠近恒星的风加速相关的更高密度提供了更强的信号。
2021-12-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Colliding-wind Binaries with strong magnetic fields
近年来，碰撞风双星系统的动力学和有效粒子加速的条件吸引了大量的数值研究。这些数值模型试图解释这些系统的热和非热排放的观测。在非热区域，观测到了几个碰撞风双星的射电和X射线辐射，而伽马射线辐射到目前为止只在$η$和可能在WR 11中发现。高能电子被认为是这些系统中观察到的大部分高能光子的原因。只有在伽马射线区，根据恒星的性质，中性π介子衰变的辐射才可能有显著的贡献。因此，研究碰撞风双星的辐射需要高能电子加速和传播的详细模型。这反过来又需要对磁场有详细的了解，磁场不仅会影响电子的能量损失，而且在同步辐射的情况下还会影响发射率的方向依赖性。在这项研究中，我们调查不同的碰撞风双星系统的磁流体动力学模拟与磁场是强大到足以对风有显着的影响。如此强大的磁场需要对近星风加速区进行详细的处理。我们展示了这种模拟的实施，并讨论了结果，证明了风碰撞区域的结构上的磁场的效果。
2016-09-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray emission from BH+O star binaries expected to descend from the observed galactic WR+O binaries
在银河系中，已知$\sim$ 18颗沃尔夫-拉叶+O（WR+O）双星，并估计了它们的恒星和轨道参数。虽然黑洞+O（BH+O）双星被认为是从前者演化而来的，但在银河系中只有一个这样的系统。为了解决这种差异，有人建议在核心坍缩时，WR星会受到巨大的撞击，使得大多数双星被破坏。我们重新评估这个问题，重点是在形成一个吸积盘风吸积BH的BH+O双星，这是关键，以确定这样的系统周围的不确定性。我们遵循以前的工作方法，并应用改进的分析标准风吸积BH周围的吸积盘的形成。然后，我们使用恒星模型来预测的BH+O双星的属性，预计下降从观察到的WR+O双星，如果WR星将形成BH没有出生踢。我们发现，盘的形成敏感地依赖于O星的风速，由风携带的特定角动量，由BH的角动量吸积的效率，和BH的自旋。我们表明，假设一个低的风速可能会导致预测，大多数的BH+O星双星将有一个延长的X射线明亮的周期。然而，当考虑O型星的典型风速时，情况并非如此。我们发现，BH的高自旋可以增加X射线活跃期的持续时间以及该阶段的X射线亮度，从而为检测具有高BH自旋参数的X射线中的高质量BH双星产生强偏差。我们的结论是，大BH形成踢不需要了解银河系中的X射线明亮的BH+O星的稀疏性。用不同的方法探测一群X射线无声的BH+O系统可以告诉我们关于BH反冲和高质量BH双星的高能量发射的条件。（节录）
2021-06-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
3D Hydrodynamic & Radiative Transfer Models of X-ray Emission from Colliding Wind Binaries
碰撞风双星（CWB）是X射线天体物理学的独特实验室。这些系统中的大质量恒星拥有强大的恒星风，速度高达3000 km/s $^{-1}$，它们的碰撞导致热等离子体（高达$\sim10^8$ K）发射热X射线（高达$\sim$ 10 keV）。许多X射线望远镜都观测到了CWB，包括朱雀，我们的工作旨在模拟这些X射线观测。我们使用三维光滑粒子流体动力学（SPH）来模拟风-风相互作用，然后执行三维辐射转移来计算出射X射线通量，通过X射线望远镜的响应函数折叠直接与观测比较。在这些程序中，我们提出了我们的模型，朱雀观测的多年周期，高偏心系统$η$船底座和WR 140。模型再现了远离近星点的观测结果，但只有$η$船底座的X射线光谱在近星点再现; WR 140模型在这个更复杂的阶段产生了太多的通量。
2014-05-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Population synthesis of low-mass binaries with wind-accreting neutron stars
Sternberg Astronomical Institute, Lomonosov Moscow State University（莫斯科国立大学列昂诺夫天文研究所）；Department of Physics, Lomonosov Moscow State University（莫斯科国立大学物理系）
该研究通过星族合成模拟低质量双星中的风吸积中子星系统，发现多数系统在几吉年内产生暗淡X射线源，且仅在公共包层效率高时才能形成少量高速双星。
2026-09-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Fermi LAT view of the colliding wind binaries
碰撞风双星（CWB）一直被认为是可能的高能$γ$射线源，然而除了$η$ Car之外，没有发现其他系统。本文利用近7年的Fermi-LAT数据分析了7个CWB（WR 11，WR 70，WR 137，WR 140，WR 146，WR 147）的样本，通过理论建模，这些CWB被认为是最有希望的候选者。WR 11（$γ^2$ Vel）在6.1 $σ$置信水平下被探测到，光子通量在0.1-100 GeV范围$(1.8\pm0.6)\times10^{-9}~\mathrm{ph~cm^{-2}~s^{-1}}$内，能量通量为$(2.7\pm0.5)\times10^{-12}~~\mathrm{erg~cm^{-2}~s^{-1}}$。在所采用的距离$d=340$ pc处，这对应于亮度$L=(3.7\pm0.7)\times10^{31}~\mathrm{erg~s^{-1}}$。该光度相当于总风动能功率的$\sim6\times10^{-6}$分数和注入该系统的风-风相互作用区域的功率的$\sim1.6\times10^{-4}$分数。WR 70和WR 140系统的高能量通量设定了上限。
2016-03-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Bimodality of Wind-fed Accretion in High Mass X-ray Binaries
研究了高质量X射线双星中吸积中子星的X射线光电离的影响。通过对X射线辐射影响下线驱动风流的流体方程的简单分析，揭示了控制X射线双星X射线光度的新原理。在本研究中，我们考虑线驱动加速和X射线光电离，求解吸积流的运动方程。在X射线辐照的影响下，我们发现流动方程有两类解。第一个解决方案的特点是由一个缓慢的风速，导致一个大的吸积率。第二个解决方案是一个快速的风流动，导致一个小的吸积率。我们发现，只有具有快风和微弱X射线光度的解才是稳定解。另一方面，具有大X射线光度的慢风解是不可能实现的。在明亮的X射线双星系统中，X射线亮度会增加，直到强的X射线降低线驱动的加速度，并导致风的停滞。这一结果暗示了一个重要的结论，即风馈X射线发射双星的X射线光度将由风滞止极限决定。同时，X射线光度小的快风解也可以是稳态。明亮的X射线源，如船帆座X-1，将有有限的光度风停滞，而微弱的系统，如静止的超巨星快速X射线瞬变可能是在微弱的解决方案。
2014-03-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Formation of Black Holes in Non-interacting, Isolated Binaries. Gaia Black Holes as Calibrators of Stellar Winds From Massive Stars
针对盖亚发现的Gaia BH1和BH2等宽轨道黑洞-低质量伴星系统，研究提出非相互作用孤立双星形成路径，结合MESA单星模型与POSYDON代码验证其可能性，发现大质量恒星星风是关键，且这些黑洞可校准前身星的星风强度。
2024-10-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Radio Pulsar Search of the Gamma-ray Binaries LS I +61 303 and LS 5039
LS I +61 303和LS 5039是非常罕见的具有MeV-TeV发射的HMXB，使它们成为仅有的五个已知或提出的“伽马射线双星”中的两个。对于这些系统是否是微类星体（恒星风吸积到致密物体上产生高能辐射和相对论喷流），或者它们的辐射特性是否可以用相对论脉冲星风与恒星风碰撞来更好地解释，文献中存在分歧。在这里，我们提出了一个尝试，在这两个系统中的绿岸望远镜检测射电望远镜。通量密度的上限在4.1-14.5 μ Jy之间，我们讨论了搜索的零结果。我们的球对称模型的风LS 5039表明，任何脉冲星的排放将被强烈吸收的密集风，除非有一个疏散区域形成的相对论碰撞风冲击。LS I +61 303包含一颗快速旋转的Be星，其风集中在恒星赤道附近。只要脉冲星不被星周盘遮蔽，或者不被密集风区遮挡，就有可能在部分轨道上探测到脉冲辐射。
2011-06-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Wind-accretion disks in wide binaries, second generation protoplanetary disks and accretion onto white dwarfs
从演化的施主星到它的伴星的质量转移是双星系统中恒星演化的一个标准特征。在宽联星中，伴星捕获了主星在风中喷射的部分质量。被捕获的物质形成一个吸积盘。在这里，我们使用数值方法研究风-吸积盘的演变，该方法使我们能够跟踪长期演变。对于一个广泛的初始条件，我们推导出的径向密度和温度分布的磁盘。在大多数情况下，风吸积会在AGB施主星的整个生命周期中产生长寿命的稳定盘。这些盘的质量是10^{-5}-10 ^{-3} M太阳的几倍，表面密度和温度分布遵循破幂律。圆盘中的总质量与所使用的粘度参数近似线性地成比例。大约有50%到80%的质量落入盘中，并与中心恒星吸积;其余的则从盘的外缘流出，进入主星的恒星风中。对于吸积速率较大的系统，次级吸积量可达0.1M太阳。当次级恒星是白矮星时，吸积自然会导致新星和超新星爆发。对于所有类型的二级恒星，大质量盘的表面密度和温度分布类似于在原行星盘中观察到的结构，这表明协调的观测计划可能会提高我们对不确定的盘物理学的理解。
2012-12-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
High resolution radio imaging of the two Particle-Accelerating Colliding-Wind Binaries HD167971 and HD168112
本研究利用欧洲甚长基线干涉测量网络对粒子加速碰撞星风双星 HD167971 和 HD168112 进行高分辨率射电成像，验证了快照式射电测量能有效识别粒子加速器并揭示长周期双星。
2024-01-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Irradiation effect and binary radio pulsars with giant companions
本文利用MESA恒星演化代码研究辐照效应对带有巨星伴星的双星射电脉冲星参数空间的影响，发现辐照可显著扩展其参数空间并可能使亚毫秒脉冲星伴有巨星伴星，为相关观测提供指导。
2024-07-29 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
Evidence from high mass X-ray binaries that Galactic WR components of WR+O binaries end their life with a supernova explosion
对至少含有一个黑洞（BH）成分的双星的理论布居数的研究显然取决于黑洞在形成过程中是否受到（出生）踢。几个观测事实似乎表明，黑洞在形成过程中确实受到了一次反冲。在本文中，我们将讨论更多的证据。具有BH成分（BH HMXB）的风馈高质量X射线双星（HMXB）的祖先是WR+OB双星，其中沃尔夫-拉叶（WR）星最终坍缩并形成BH。从观察到的人口WR+OB双星在太阳附近，我们预测人口的风喂养BH HMXB作为BH出生踢的函数。模拟结果显示，当WR星坍缩成BH时，我们预计在太阳附近会有100个或更多的风馈BH HMXB，而只有一个被观察到（天鹅座X-1）。我们认为这是一个证据，无论是WR组件在双星结束其生命作为一个中子星或他们崩溃成BH都伴随着超新星爆炸赋予显着的（出生）踢。
2020-03-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
